KOZMOSZ

De pedig intenzívebb, mert nincs erõs magnetoszférája mint a földnek, és a gravitációja is kisebb, így könnyebben el tudta sodorni a légkört.

"szén-dioxid készletének jelentõs részét elveszítette, fõképpen az intenzív napszél által a légkör tetejérõl leszakított és továbbsodort molekulák formájában."
hát a napszél ott se intenzívebb, mint itt nekünk a földön...egész egyszerûen a mars csak azért veszítette el, mert mérete 1/8ada a földnek? vagy van valami más tényezõ is?

Az eddigi legtávolabbi gömbhalmazok
2007. február 1., csütörtök,

Minden korábbinál messzebb, közel egymilliárd fényéves távolságban található gömbhalmazokra akadtak egy elliptikus galaxis körül.


Az NGC 6396 gömbhalmaz részlete (NASA, ESA, H. Richer (UBC), J. Kalirai (UCSC))

Jason Kalirai (University of California, Santa Cruz) és kollégái Tejútrendszerünk NGC 6396 jelû, +8,5 magnitúdós gömbhalmazát vizsgálták. Ez a hozzánk egyik legközelebbi ilyen halmaz, távolsága 8500 fényév. Az Ara (Oltár) csillagképben mutatkozik, és közel 400 ezer csillagot tartalmaz.

A megfigyelések eredeti célja az volt, hogy az égitestek összetételét és korát megállapítsák, és ezzel a gömbhalmaz jellemzõire következtessenek. A felmérés során azonban több, az NGC 6396-hoz hasonló, de sokkal további gömbhalmazt találtak a kérdéses irányban, messze túl a Tejútrendszer határain. A távoli és halvány objektumokat elõször a Hubble-ûrteleszkóppal örökítettek meg, késõbb a Déli Gemini-teleszkóppal vették fel spektrumukat, és így sikerült távolságukat megállapítani.

A színképi vizsgálatok alapján a hozzánk közeli NGC 6396 "mögött" rejtõzõ távoli, elliptikus galaxis valamivel több, mint egymilliárd fényévre van tõlünk. Peremterületein sok gömbhalmazt azonosítottak, amelyekrõl bebizonyosodott, hogy az eddig megfigyelt legtávolabbi ilyen objektumok.

A távoli halmazok megörökítése nem volt könnyû, mivel egy-egy ilyen messzi gömbhalmaz - bár közel annyi sugárzást bocsát ki, mint a teljes NGC 6396 - a nagy távolság miatt kb. 10 milliószor halványabb, mint egyetlen csillag az NGC 6396-ban. A kérdéses távoli óriás elliptikus galaxisban több 100 ilyen gömbhalmaz mutatkozott. További vizsgálatuk fontos ismereteket adhat a gömbhalmazoknak az egyes galaxisok fejlõdésében betöltött szerepérõl.

A megfigyelés során tanulmányozott közeli, tehát a Tejútrendszerhez tartozó NGC 6396 egyéb fontos információkkal is szolgált a közelmúltban. A halmaz korát a 9-es tömegszámú berillium izotóp segítségével becsülték meg. Ez az anyag az elsõ csillagok kialakulása után kezdett létrejönni a csillagközi tér gázanyagában, amelybõl késõbb újabb égitestek születtek. Minél késõbb alakult ki ebbõl a gázból egy csillag a Tejútrendszerünk legelsõ csillagai után, annál több berilliumot tartalmazhat.


Az NGC 6396 részlete, a kis terület kinagyítva mutatja a távoli galaxist, amely körül az egyes gömbhalmazokat karikák jelzik (NASA, ESA, H. Richer (UBC), J. Kalirai (UCSC))

Nehézséget okoz azonban, hogy a berillium néhány millió fokon lebomlik, ezért olyan kistömegû csillagokban érdemes vizsgálni, amelyek még nem érték el életük végén jellemzõ felfúvódott fázist, amikor külsõ és hûvös légkörük a melegebb belsõvel keveredik. Az ESO 8,2 méteres Kuyen teleszkópjával végzett mérések alapján az NGC 6396 mindössze 200-300 millió évvel keletkezett Tejútrendszerünk legelsõ csillagainak kialakulása után. Mindezt a halmaz korával összevetve kiderül, hogy galaxisunk 13,6±0,8 milliárd éve született. Utóbbi érték jól illeszkedik a Világegyetem koráról tett legújabb, 13,7 milliárd év körüli becslésekhez.

Kereszturi Ákos

A Jupiterhez közelít a Plútó-szonda
2007. január 31., szerda,

A Plútó felé tartó New Horizons-ûrszonda hamarosan elhalad a Jupiter mellett. Az óriásbolygó kozmikus parittyaként óránként 84 000 kilométeres sebességre gyorsítja, így már "csak" nyolc év van hátra a célpontig.


Fantáziarajz a szondáról, amint a Jupiter mellett elhalad (NASA, JHUAPL)

ATöbbszöri halasztás után a New Horizons nevû Plútó-szonda egy éve, 2006. január 19-én indult a távoli égitest tanulmányozására. A hosszú halogatást az ûreszköz nagyobb sebességével igyekeznek kompenzálni: a New Horizons már indulásakor a történelem eddigi leggyorsabb ûreszköze volt, amely elhagyta bolygónk környezetét. A Jupiter felé közeledõ szonda az óriásbolygónál hamarosan hintamanõvert hajt végre, amelynek segítségével még tovább gyorsul.

A repülés eddig eltelt elsõ éve sem volt eseményektõl mentes. A technikai ellenõrzések mellett három kisebb pályamódosításra is sor került, emellett több mûszer mûködését tesztelték sikeresen a 2,5 km-es 2002 JF56 jelû kisbolygón.

A szonda február 28-án 2,3 millió kilométerre fog elhaladni a Jupiter mellett, amelynek gravitációs tere parittyaként "kilõve" közel 14 500 km/h-val (4 km/s-mal) gyorsítja fel az ûreszközt. A New Horizons sebessége így eléri az 84 000 km/h-t (23 km/s-ot).

A szonda a Jupiter szolgáltatta lendület révén 2015-ben fog elszáguldani a Plútó és holdjai mellett. Ez lesz az elsõ alkalom, hogy emberkéz készítette ûreszköz megközelít egy Kuiper-objektumot. A Jupiternél végrehajtandó hintamanõver egyben a szonda rendszereinek és tudományos mûszereinek a fõpróbája is.

A 2007. január 6-án kezdõdött észlelõprogram a Jupiter és gyûrûi mellett a négy nagy Galilei-féle holdat, az Iót, Europát, Ganymedest és Callistót célozza meg, és egészen idén júniusig tart. A Jupitertõl távolodva a New Horizons sokmillió kilométert fog az óriásbolygó mögött uszályszerûen húzódó, kiterjedt magnetoszférában utazni, részletesen megfigyelve azt. Ennek során olyan tartományokat is átszel majd, ahol az elõrejelzések szerint az Io vulkánjai által kibocsátott részecskék is elõfordulnak.


A Jupiter és az Io hold 2007. január 8-án a LORRI detektor felvételén (NASA, JHUAPL)

Bár még négy hét van a találkozóig, az eddigi vizsgálatok is érdekes eredményeket adtak. Úgy fest, hogy a Jupiter jelenlegi légköri állapota jobban emlékeztet a Voyager-1 ûrszonda 1979-es megfigyelésekor tapasztaltakhoz, mint késõbb a Cassini vagy a Galileo által rögzített állapotokhoz. Alacsony szélességeken kevesebb magasszintû ammóniafelhõ mutatkozik, azaz tisztább a felsõ légkör. Ez esélyt ad arra, hogy a New Horizons egyik mûszerével elõször figyelhessük meg közvetlenül a mélyebben fekvõ, feltételezett vízfelhõket.

A New Horizons eredményeit földi távcsövek és a Hubble-ûrteleszkóp megfigyeléseivel egészítik ki. A szonda által rögzített adatmennyiséget nem sugározzák le azonnal a Földre, jelentõs részét a fedélzeti számítógép tárolja, és a közelítés után továbbítja majd. Ezt követõen nyolc évig pihen az ûreszköz, majd a Plútó-rendszer látogatása elõtt három hónappal kezdi meg annak részletes megfigyelését. Az utolsó napjai zsúfoltak lesznek, a legszorosabb közelítés idején minden másodpercet értékes megfigyelésekre használnak majd.


Fent a távoli cél, a Plútó látható 2006. szeptember 24-én, mely ekkor még csak egy apró fénypontnak mutatkozott a szonda felvételén (fotó: NASA, JHUAPL).

Az ûrszondát felügyelõ csapat nemrég felhívást tett közzé a programot népszerûsítõ céllal: olyan amerikai gyerekeket keresnek, akik a szonda indításakor születtek. A játékosan csak Plútó-gyerekeknek keresztelt fiatalok 14 évesek lesznek, mire az ûreszköz a céljához ér - a fiatalok tehát a repülés idõtartama alatt érik el középiskolás éveiket.

Kereszturi Ákos

Sikeres hintamanõver a Holdnál
2007. január 30., kedd,

A STEREO-B ûrszonda elhaladt a Hold mellett, és megkezdte végsõ pozíciójának megközelítését. Társával együtt a napszél térbeli jellemzõit fogják vizsgálni, és a korábbinál pontosabban jelzik elõre az ûr-idõjárást.


A STEREO páros egyik tagja a földi szerelõcsarnokban (NASA, JHU/APL)


Az ûr-idõjárásnak, azaz a naptevékenység földi hatásainak elõrejelzése kulcsfontosságú lett az elmúlt években. Csillagunk energikus sugárzásai, és a róla kiáramló részecskék kölcsönhatásba lépnek bolygónk magnetoszférájával, majd légkörével. Mindezek összetett hatással vannak az ûrbeli tevékenységre, befolyásolják a légköri repülés biztonságát, a felszíni energiaszolgáltató hálózatok mûködését és a távközlést is.

A fenti tevékenységek biztosabb tervezésében segít a 2006. október 25-én, Delta-II hordozórakétán startolt STEREO ûrszondapáros. (A STEREO a Solar TErrestrial RElations Observatory kifejezés rövidítése.) A rendszer két, egymással azonos ûrszondából áll. Feladatuk a Nap aktivitásának és a napszél jellemzõinek térbeli vizsgálata, elsõsorban a koronakitörések tanulmányozása céljából.

Az ûreszközök végsõ pályájuk eléréséhez a Hold mellett haladtak el, hintamanõvert végrehajtva. Ez az elsõ alkalom, hogy ugyanazon hordozórakétával két együtt indított ûreszköz egyszerre hajtott végre ilyen mûveletet a Hold segítségével, amelynek során egymástól eltérõ pályára álltak.

A STEREO-A jelû szonda 2006. december 15-én 3740 km-re haladt el kísérõnk mellett. Az így nyert lendület segítségével bolygónkhoz hasonló napkörüli pályára állt, miközben a Földet a pályáján kissé "lehagyta". A STEREO-B jelû szonda ugyanekkor távolabb, 11786 km-re haladt el kísérõnk mellett, majd egy második közelítést is végzett: 2007. január 21-én már kisebb távolságban, 8818 km-re repült el a Hold felszíne felett. A második hintamanõver eredményeként az A jelû társához viszonyítva ellentétes irányba távolodott el tõlünk, és ezért "lemaradt" a Föld mögött a napkörüli pályán.

A STEREO-A és -B eltérõ helyzetük révén együttesen képesek lesznek a Napról kirepülõ részecskefelhõk térbeli helyzetét megállapítani. Végsõ üzemelési pozícióját elsõként a STEREO-A foglalta el. 2006. december 4-én mûszereinek tesztelése keretében SECCHI ultraibolya detektorával megörökítette az AR903 jelû aktív régiót a Napon, amely több napkitörést is produkált, majd nem sokkal késõbb egy koronakitörés keretében kirepült részecskefelhõ mozgását is megfigyelte.


Fantáziarajz a két szonda mûködésérõl, amint egy koronakitörés térbeli helyzetét figyelik meg (NASA, JHU/APL)

A tervek szerint a STEREO-rendszer 2007 áprilisában kezdi meg éles mûködését. Mindkét szondán több mint egy tucat detektor kapott helyet. A projektben a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete is részt vesz hazánkból, elsõsorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésével, valamint az IMPACT detektor adatainak feldolgozásával.

Kereszturi Ákos

Ugyanez a téma, csak más forrás!!!

A Mars õsi légköre és vize a felszín alatt rejtõzhet
2007. február 2., péntek,

Új mérések alapján elképzelhetõ, hogy a Mars õsi légkörének és vizének sokkal kisebb hányadát veszítette el, mint eddig feltételeztük. A hiányzó rész ma is ott rejtõzhet a felszín alatt.

Hosszú éveken keresztül elfogadott nézet volt, hogy a Mars az õsi légkörét alkotó szén-dioxid nagyobb részét, akárcsak a vízmolekulák többségét a világûr felé elvesztette. Ez a két üvegházgáz (a H2O vízgõz formájában számít ide) fontos szerepet játszik: a napfénytõl felmelegedõ felszín hõsugarait ugyanis visszaverik, azaz melegíthetik a klímát.

A molekulák elvesztésének okát a bolygó viszonylag csekély tömegében és gyengébb gravitációs terében keresték, valamint abban, hogy a korán leállt dinamóhatás után eltûnt a globális mágneses tér. Utóbbi a napszéltõl védte volna meg az atmoszférát, amely ennek hiányában folyamatosan erodálódott a világûr felé.

A bolygó felszínén elõforduló nyomok arra utalnak, hogy õsi éghajlata melegebb lehetett a mainál, ami a folyékony víz felszíni megjelenése mellett lényegesen vastagabb szén-dioxid légkört is jelentett - noha az õsi meleg állapotok modellezésében ma is komoly problémák vannak.

1989-ben a Phobos-2-szonda mérései arra utaltak, hogy a légkör anyaga jelentõs mértékben szökik el az ûrbe. Sok modellt igazítottak ehhez a méréshez, amelyek alapján nagy mennyiségû gáz távozhatott a bolygóról az idõk során. Az európai Mars Express-szonda ASPERA-3 detektorának az elmúlt két évben végzett mérései azonban mást mutatnak.

Stas Barabash (Swedish Institute of Space Physics, Kiruna) és kollégái szerint az új mérések alapján a vörös bolygó jelenleg átlagosan mindössze 20 g gázanyagot veszít másodpercenként, amely körülbelül 1%-a a Phobos-2 mérései alapján becsült értéknek. A H2O-val kapcsolatos becsléseknél annak mennyiségét globális egyenértékkel szokták jellemezni: milyen vastag lenne az adott vízborítás, ha a Marssal megegyezõ méretû gömbön egyenletesen eloszlana.

Amennyiben a légkör vesztésének most megállapított mértékét a Mars teljes fejlõdésére érvényesnek tekintjük, akkor globális egyenértékként mindössze néhány centiméternyi vízborítást veszíthetett - lényegesen kevesebbet a nagyságrendileg 100 méter vastag eredeti vízmennyiségnél. A megszökött szén-dioxid mennyisége pedig 0,2 és 4 millibar közötti nyomást adó gázéval egyenértékû - eszerint az eredeti légkörnek ugyancsak töredékét, nagyságrendileg ezredét veszíthette el.

Ha mindez valóban így van, akkor hatalmas fagyott, illetve az ásványokban kémiailag kötött felszín alatti H2O és CO2 készletek lehetnek. Ilyenek létezését már eddig is feltételezték, de sokkal kisebb mennyiségben. A mellékelt fantáziarajz az õsi Marsot mutatja, amint felszínének északi részét a feltételezett óceán borítja. Az új modell alapján a víz jelentõs része ma is a bolygón van, de kötött illetve fagyott formában a felszín alatt, az ún. krioszférában tárolódhat.

Ugyanakkor azt sem szabad elfelednünk, nem biztos, hogy a Mars Express jelenlegi mérése a bolygó teljes múltjára nézve is reprezentatív. A klasszikus légkörvesztésen kívül egyéb folyamatok is csökkenthetik az atmoszféra mennyiségét, pl. kisbolygók és üstökösök becsapódásai. David Brain (University of California, Berkeley) feltételezése alapján pedig elképzelhetõ, hogy Napunk kialakulása után egy ideig még sokkal nyugtalanabb volt, mint jelenleg. Alkalmanként hatalmas részecsketömegeket lövellt ki magából, amelyek a Mars õsi légkörével, esetleg gyengülõ mágneses terével találkozva mágneses viharokat okoztak, és jelentõs gázmennyiséget szakítottak ki az atmoszférából.

Kereszturi Ákos

Jelentõs vízkészletek a Marson?
2007. január 31., szerda

A valaha több száz méter mély marsi világóceánból visszamaradt vízkészletek a mélyben elrejtve ma is a Vörös Bolygón lehetnek.

A Mars felszínén megfigyelhetõ kiszáradt folyómedrek, illetve számos más bizonyíték arra mutat, hogy a bolygón hatalmas mennyiségû víz létezett folyékony formában. Valaha egy vastag, fõképpen szén-dioxidból álló légkör tartotta a Vörös Bolygót elég melegen ahhoz, hogy felszínén folyékony víz létezhessen, amely hatalmas, 600 méternél is mélyebb óceánként hullámzott a Marson.


Fantáziarajz a vízben bõvelkedõ õsi Marsról (Forrás: NASA/Greg Shirah)

Napjainkban a bolygó azonban rendkívül száraz, légköre pedig igen vékony és ritka. A kutatók ezért úgy vélték, hogy a Mars víz- és szén-dioxid készletének jelentõs részét elveszítette, fõképpen az intenzív napszél által a légkör tetejérõl leszakított és továbbsodort molekulák formájában. Az 1989-es szovjet Fobosz-2 szonda mérései is arra mutattak, hogy az ilyen anyagvesztés valóban gyors ütemben zajlik.

Stas Barabash (Svéd Ûrfizikai Intézet, Kiruna) és csoportja azonban nemrégiben az Európai Ûrügynökség (ESA) Mars Express nevû szondáján levõ ASPERA-3 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, kb. Ûrplazma- és Nagyenergiájú Atom Analizátor) mûszere segítségével újabb méréseket végzett, amelyek eredménye szerint az anyagvesztés jóval kisebb ütemben zaljik, mint azt elõzõleg gondolták. Az új eredmények szerint az egész bolygó mindössze 20 grammnyi oxigént és szén-dioxidot veszít ily módon másodpercenként, ami alig 1%-a a Fobosz-2 által mért értéknek. Ez azt jelenti, hogy amennyiben a Mars története során is hasonlóan alacsony volt az anyagvesztés üteme, akkor a valaha létezett óceánból mindössze néhány centiméternyi, a szén-dioxid készletbõl pedig körülbelül egy ezrelék veszett oda, vagyis egykori vízkészlete ma is létezhet, rejtett formában, valószínûleg a felszín alatt. A ma is létezõ, folyékony víz jelenlétére utalhat többek között a NASA immár elveszett, Mars Global Surveyor (MGS) nevû szondájának felvételei frissnek látszó, lejtõk oldalán megjelent vízfolyásokról, amelyek valószínûleg felszín alatti forrásokból táplálkoznak.

A kutatók rámutatnak arra is, hogy létezhettek más hatások is, amelyek viszonylag gyorsan eltüntethették a bolygóról a vizet és a szén-dioxidot. Ilyen esemény lehet egy kisbolygó- vagy üstökösbecsapódás. Lehetséges, hogy mágneses viharok járultak hozzá a gyorsabb anyagvesztéshez, avagy a rendkívül erõteljes napszél hatása, amely atomok, atomcsoportok helyett az atmoszféra nagy csomóit szakíthatta le a bolygóról - ilyen napviharok tudásunk szerint gyakoribbak és erõteljesebbek voltak a korai Naprendszer idejében.

Mindazonáltal a kutatók nagy része egyetért abban, az eredeti víz- és szén-dioxid készlet jelentõs része rejtett formában ma is megtalálható a Vörös Bolygón. Amennyiben ez így van, ez a tervezett Mars-expedíciókra is jelentõs hatással van. A készletek nemcsak az ûrhajósok vízellátásában használhatók fel, hanem a vízbõl nyerhetõ hidrogén és oxigén révén rakéták hajtóanyagának elõállítására is alkalmazható.

Ötször nagyobb az Andromeda-köd

Egyre nagyobbnak találjuk az Andromeda-ködöt: a legújabb mérések már ötször akkora kiterjedésre utalnak, mint eddig gondoltuk.

Az M31 jelû óriási csillagváros saját galaxisunk "testvérének" is tekinthetõ fizikai hasonlóságok alapján, azonban tõlünk való távolsága kb. 2,5 millió fényév. Méreténél fogva a legnagyobb galaxis a Lokális Csoportban, amely a Tejútrendszer mellett még hozzávetõleg 30 törpegalaxisnak is otthont ad.

Az Amerikai Csillagászati Társaság szokásos év elejei találkozóján bejelentett eredmény földi nagytávcsövek mérésein alapul: a Kitt Peak-i 4 méteres Mayall-távcsõ szolgáltatta a fotometriai adatokat, míg a spektroszkópiai vizsgálatokat a 10 méteres Keck-távcsövekkel végezték. A mérések célja az volt, hogy az Andromeda-köd külsõ tartományaiban lévõ vörös óriáscsillagokat azonosítsák. A Puragra Guhathakurta (Kaliforniai Egyetem) vezette csoport módszere szerint ötszörös szûrõn kellett egy csillagnak "átverekednie" magát, hogy galaxisszomszédunkhoz tartozónak sorolják. Az azonosítás nehézségét az jelenti, hogy a távoli fényes óriások látszólag hasonló fényességûek, mint a relatíve közeli, Tejútrendszerünkhöz tartozó szintén vörös színû törpecsillagok. A színképekbõl kinyerhetõ információk (radiális sebesség, felszíni gravitációs gyorsulás) jelentették a legfõbb támpontokat az azonosításhoz.


Az Andromeda-köd és két kísérõ galaxisa, az M32 és az M110 Robert
Gendler felvételén.

A kutatók legnagyobb meglepetésére a galaxis centrumától még félmillió fényévre is találtak az Andromeda-ködhöz gravitációsan kötött vörös óriáscsillagokat. A galaxist övezõ halóhoz tartozó csillagok a galaxis-keletkezési elméletekkel összhangban kicsit fémszegényebbnek bizonyultak – azaz fémtartalmuk alacsonyabb a centrumhoz közelebbi csillagokétól, ami õsibb eredetre utal.

Az új felfedezés fényében úgy tûnik, hogy a hatalmas Andromeda-galaxis és a nála kisebb Tejútrendszer legkülsõ régiói szinte egymást érintik. Ha az M31 leghalványabb részei is szabad szemmel láthatóak lennének, akkor a galaxis nagyobb helyet foglalna el az égbolton, mint a Göncölszekér. Erre azonban még várnunk kell, a két galaxis ütközése és egybeolvadása csak évmilliárdok múlva esedékes...

mikor jönnek azok a képek?

Na várj kicsit, otthonról majd dobok fel pár képet amit vele lõttem, hát gyengének nem mondanám 😊

Ha meg kód kell írj privátot.

Átmeneti nyugalom a Tejútrendszer magjában
2007. január 26., péntek

Az Európai Ûrügynökség gammasugárzást mérõ ûrtávcsöve az alacsony aktivitást kihasználva mélyebben pillanthat Galaxisunk szívébe.

Galaxisunk középpontja a Tejútrendszer egyik legmozgalmasabb helyszíne. Az itt található, Sagittarius A* néven ismert rádióforrás nem más, mint a Galaxis hatalmas, kb. négymillió naptömeget magába foglaló központi fekete lyuka. Az Európai Ûrügynökség Integral ûrteleszkópja 2005 februárja óta rendszeresen vizsgálja ezt a területet a gammasugarak tartományában.


A Galaxis központi vidékének átlagos aktivitása. A sárga és fehér területek a legnagyobb intenzitású források (Forrás: ESA/ISDC)

Erik Kuulkers (ESA Integral Science Operations Centre, Spanyolország) és csoportja a program keretében kb. 80 nagyenergiájú forrás sugárzását követi folyamatosan, amelyek nagy része röntgenkettõs. Ezek olyan kettõscsillagok, amelyek egyik tagja szokványos csillag, a másik azonban összeomlott objektum: fehér törpe, neutroncsillag, de akár fekete lyuk is lehet. Amennyiben a két égitest elég szorosan kering a közös tömegközéppont körül, az összeomlott csillag anyagot szívhat át társáról, amely a bezuhanás közben több millió fokos hõmérsékletre hevül fel. A szélsõséges hõmérsékletek miatt a kibocsátott sugárzás a röntgen- és gammatartományban a legerõsebb.


Az Integral 2006. áprilisi megfigyelései szerint a galaktikus centrumhoz legközelebb esõ tíz gammaforrás átmenetileg elhalványodott. A kutatók szerint ez nem magyarázható valamilyen külsõ, közös hatással. Mivel a források mindegyike maga is változó, így éppen csak a vakszerencsének köszönhetõ, hogy valamennyi energiakibocsátása egyszerre csökkent le. Ez viszont kitûnõ lehetõséget ad a még halványabb objektumok után kutatásra, amelyek jeleit eddig elnyomták a nagy intenzitású gammaforrások.


A nyugodt központi tartomány. Az elõzõ képen erõteljesen sugárzó objektumok jól láthatóan elhalványodtak (Forrás: ESA/ISDC)

A Galaxis központi vidékének vizsgálata idén tovább folytatódik. A program érdekessége, hogy a kapott adatokat az Interneten egy e célra létrehozott honlapon (Integral Science Data Centre, IDSC) egy-két napon belül közzéteszik a tudományos közösség számára. Ennek köszönhetõen bárki figyelemmel követheti a források változását, szokatlan esemény esetén pedig más távcsövek "bevetése" is idõben lehetõvé válik.

Forrás: ESA News, 2007. január 18.

Megnéztem. Az ég kinézete elég gyér, nehézkesebb a kezelése, jó vindózós programhoz illõen le is tud fagyni, azok a fényképek meg amiket lekér azok olyan gyenge minõségûek, hogy nemnagyon van értelmük.

Hát azt beleszámítva hogy fizetõs, nem multiplatform, úgy már nem annyira.

Ennél jobb a winstar2, abban van fényképezési funkció, jól rázúmolsz majd nyomsz egy shotot és lekéri egy központi szerverrõl a képet. Eszméletlen.

Egy jókis planetárumos program
beállítod hol vagy éppen, és mivel beállítja magát a rendszeridõre úgy látod a csillagos eget ahogy a valóságban is látszódna, ha nem lennének külömbözõ zavaró tényezõk 😊 egyébként úgy rá lehet közelíteni a dolgokra, hogy akár az Io is fél képernyõt elfoglal a innen nézve.
Elvileg tud elektronikás teleszkópoknak parancsolni, sajnos én még egy ideig nem próbálom ki ugyanis egy jobb teleszkópnak, sõt még a gyengébbeknek is borzasztó durva áruk van 😞 bár talán nincs is értelme, hiszen itt budapest szélén is túl sok a fény.

Nekem ez a vonat nagyon rég elment, viszont amilyen képeket csinálnak a komoly teleszkopokkal attol az állam esik le de könyékig!

Káprázatos üstökös a déli égen
2007. január 26., péntek, 8:26

A C/2006 P1 McNaugh-üstökös néhány hete Magyarországról is szép látványt nyújtott, de az igazi égi színjáték a déli égbolton kezdõdött néhány napja - amit mi már legtöbben sajnos csak képeken láthatunk. A McNaugh az 1965-ös Ikeya-Seki-üstökös óta a legfényesebb kométa.

A nem várt "karriert" befutott égitestet 2006. augusztus 7-én Robert McNaught ausztrál csillagász fedezte fel a Siding Spring-i obszervatóriumban. Az objektum akkor még csak +17 magnitúdó körüli fényességû, azaz rendkívül halvány volt - azonban a Nap felé közeledve erõsen kifényesedett.

Itthonról néhány hete az esti szürkületben, a horizonthoz közel lehetett csak megfigyelni. Mivel láthatóságának vége felé a -1 magnitúdós fényességet is elérte, kedvezõtlen égi helyzete ellenére is látványos jelenség volt. Ahol nyugat felé nem zavarták felhõk a kilátást, szabad szemmel is meg lehetett pillantani, csóváját pedig 1-2 fokig (azaz a telehold átmérõjének 2-4-szereséig) sikerült követni.

A McNaugh-üstökös január 12-én járt legközelebb a Naphoz, és ebben az idõszakban összfényessége a -4 magnitúdót, azaz Vénuszét is elérte, talán kevéssel meg is haladta. Ez bizonyult tehát az 1965-ös Ikeya-Seki-üstökös óta a legfényesebb kométának.

Pazar porcsóva

Közel egy hete a SOHO napkutató ûrszonda felvételein megfigyelhettük, amint az égitest látványosan haladt el a Nap közelében. De az igazi mûsor csak ezután kezdõdött - sajnos csak a déli féltekén lakóknak. Az üstökös, a Föld és a Nap egymáshoz viszonyított térbeli helyzetének változása nyomán speciális rálátás nyílt a porcsóvára.

A Nap sugárnyomásától kialakuló csóva az 50 fokos hosszt, tehát a telehold átmérõjének 100-szorosát is elérte. Mint az a mellékelt felvételeken is látható, az 50 fok hosszú és kb. 20 fok magas csóva szerkezete nem homogén, hanem több mint egy tucat közel függõleges szál mutatkozik benne.

Ezek feltehetõleg a mag anyagkibocsátásának egy-egy intenzívebb periódusát jelzik, amikor több por repült ki róla. A poranyag a késõbbiekben a Nap sugárnyomásának hatására rendezõdött elnyúlt oszlopokba.

Lassan elhalványul

Egy üstökös csóvájának szerkezetét több folyamat együttesen alakítja ki. Az apró szemcsékbõl álló porcsóvát és az ionizált, illetve gáz állapotú részecskéket tartalmazó ioncsóvát szokták elkülöníteni. Az ioncsóva anyagát a töltött részecskékbõl álló napszél viszi magával a bolygóközi térben. Amikor az üstökös a napszélben lévõ, egymással ellentétes polaritású mágneses szektorok határán halad át, az ioncsóva látványosan leszakad, és az üstökös új csóvája az új szektor mágneses jellemzõinek megfelelõen alakul ki. A porcsóva anyagának mozgását a Nap sugárnyomása határozza meg, emellett az üstökös és a belõle kirepült por eredeti pályamozgása is befolyásolja azt.


A felfedezõ fotója 2007. január 19-én naplemente után a McNaught-üstökösrõl.

Bár a McNaught-üstökös hazánkból nézve a fenti, látványos periódusban nem emelkedett a látóhatár fölé, a csóva hosszú oszlopaiból többet mégis megpillantottak az MCSE Üstökös Szakcsoportjának észlelõi - amelyek sajnos csak jelezték, merre van az égitest a horizont alatt. Az objektum láthatósága a következõ napok során tovább romlik, és az égi parádé a déli félteke nézõinek is mérséklõdik.



A McNaught-üstökös Santiago de Chile felett 2007. január 23-án (MTI/AP/Roberto Candia)

Azért a felfedezésekhez már kicsit komolyabb coccra, meg nem kis fanatizmusra van szükség. Én is vettem annó egy 206/1200-as dobson teleszkópot, ami már hobby szinten elég nagynak számít. Nagy volt a lelkesedésem, vártam a szebbnél szebb látnivalókat, és hát csalódás volt amit aztán nyújtott a látvány. Persze azóta már megtanultam értékelni azt amit látok, és ha minden összeáll, akkor így is lehet látni szép dolgokat. Szóval mielõtt vásárólnál, elõtte ha teheted kérj kölcsön valakitõl egyet, és akkor látni fogod mit is várhatsz. Én meg addig is másolgatok ide dolgokat. 😊

Elképesztöen szép dolgok ezek, gyerekkoromban is mindig a csillagos eget bámultam, idövel ha ugy adodik veszek majd egy sima távcsövet hátha én is felfedezek valamit, bár én már elég sokmindent láttam-felfedeztem a világbol fiatal korom ellenére, szoval ezt inkább meghagyjuk azoknak akik erre születtek, addig meg olvassuk amit beraksz ide! 😉

A bolygókeletkezés új fázisát azonosították
2007. január 25., csütörtök, 8:41

A csillagközi porból bolygókká épülõ szemcsék fejlõdésének fontos fázisát figyelték meg a Hubble-ûrtávcsõ segítségével. Kiderült, hogy a poranyag több mint 90%-át üregek teszik ki. Ennyire nagy porozitással a Földön csak a frissen hullott hónál találkozunk.

A bolygókeletkezéssel kapcsolatos egyik tisztázandó kérdés, hogy a csillagközi anyagban lévõ apró, kb. 100 nanométeres porszemcsék miként állnak össze kilométeres vagy még nagyobb égitestekké, bolygócsírákká. Valamilyen módon össze kell tapadniuk, de a köztes lépéseket, illetve az anyag ekkor jellemzõ formáit eddig nem ismerték.

A kérdés tisztázásához az AU Microscopii nevû, körülbelül fél naptömegû vörös törpecsillagot és környezetét vizsgálták a Hubble-ûrteleszkóppal (HST). Ez a hozzánk legközelebbi csillag, amelyet a bolygók kialakulásához szükséges ún. protoplanetáris korong övez. Ezt az anyagkorongot - mindössze 32 fényéves távolsága révén - részletesen is meg tudta örökíteni a HST. A 12 millió éves korong belsõ pereme a csillagtól 40 Csillagászati Egység (átlagos Föld-Nap távolság - Cs.E.) távolságban van. A korongon belüli, a csillaghoz 40 Cs.E.-nél beljebb található üres zónát feltehetõleg már tisztára söpörték az ott kialakult bolygók.

A 2004. augusztus 1-jén végzett megfigyelés keretében egy ún. koronagráffal takarták ki az AU Mic fényét, a HST ACS kamerájával pedig a csillag körüli gyûrûben lévõ anyag sugárzásának polarizáltságát vizsgálták. A különbözõ irányba polarizált fény intenzitásának összehasonlítása révén sikerült a poranyag szerkezetét megbecsülni. Kiderült, hogy annak több mint 90%-át, akár közel 97%-át is üregek teszik ki. Ennyire nagy porozitással a Földön csak a frissen hullott hónál találkozunk.

A porózus anyag mikrométeres nagyságú szemcséket alkot, amelyeket a csillag sugárzása folyamatosan kisöpör a rendszerbõl. A szemcsék tartós jelenléte állandó utánpótlásra utal, amit feltehetõleg ugyanilyen anyagból álló, de nagyobb, centiméteres és méteres testek ütközései biztosítanak.

Ez az elsõ megbízható mérés egy születõ bolygórendszerben lévõ törmelékanyag porozitásáról. A porozitás elsõdleges eredetû lehet, azaz a csillagközi anyag összeállása során az elsõ lépésben keletkezett. A csillag kora alapján a protoplanetáris korong kiindulási por- és gázanyagából közel 10 millió év alatt vagy még gyorsabban jöhettek létre a laza szerkezetû bolygócsírák.

Mint arra korábbi kísérletek is utaltak, a porózus szerkezet kulcsszerepet játszhat a bolygófejlõdés kezdetén a testek összetapadásában: az ütközések során ekkor gyakran nem törnek szét összetalálkozó objektumok. Belsejük tömörödésével csökken az ütközés hevessége, és anyaguk ezután együtt is maradhat.

Késõbb ezek a fokozatosan tömörödõ szemcsék egyre nagyobb testekké álltak össze, amelyek nagyobb tömegük miatt az ütközések során még jobban összenyomódnak, tovább csökkentve a pórustérfogatot. A legnagyobb objektumoknak, a bolygóknak végül teljesen tömör anyaguk lesz. A fent említett, elsõdlegesen kialakult porozitást korlátozott mértékben az üstökösmagok és a kevéssé átalakult kisbolygók ma is õrzik - bár azok anyaga már valamivel tömörebb, mint az elsõként képzõdött szemcséké.

A megfigyelést vezetõ James Graham (University of California, Berkeley) és kollégái az elsõként összeállt, laza szerkezetû szemcséket, illetve a belõlük összetapadt nagyobb objektumokat a hópelyhekhez és a jégesõ jégszemcséihez hasonlították: azonos anyagból épül fel mindkettõ, de az eltérõ keletkezési viszonyok közepette különbözõ szerkezetük lesz.


Az AU Mic körüli rendszer vázlatos szerkezete (NASA, ESA, A. Feild (STScI))

A most megfigyelt fázis a bolygócsírák növekedésének kezdete, és a már megszületett planéták által uralt, tisztára söpört, mondhatni "kész" bolygórendszer közötti állapotot jelképezi: elsõ lépésként tehát nagyon porózus apró szemcsék keletkeztek, majd ezek öszeállásával egyre tömörebb objektumok. Utóbbiak az AU Mic esetében a belsõ zónából már ki is söpörték a maradék törmeléket.

A poros, gyûrû alakú külsõ régióban (amely talán a Naprendszerben a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-öv megfelelõje), feltehetõleg már nem keletkeztek nagybolygók. Nem volt, ami kitisztítsa ezt a térséget - ezért ott még sok centiméteres, méteres test maradt meg. Ezek mozgásuk során egymással ütköznek, és anyaguk porlad. Ezzel kibocsátják magukból az elsõdlegesen képzõdött nagyon porózus szemcséket - utóbbiakat sikerült most megfigyelni. A folyamat nagyságrendileg 100 millió év múlva ér véget. Körülbelül ennyi szükséges ahhoz, hogy ez a külsõ gyûrû is letisztuljon. Ekkorra csak a kb. méteresnél nagyobb testek maradnak csak meg a rendszerben, és a most megfigyelt finom por eltûnik.

nyugi, nem 😊

ja 😊

Huh, pedig már kedtem azt hinni, hogy csak magamat szorakoztatom.

Igen!

ember, nekem ez a kedvenc forumom 😄DDDDDDD már párszor oda vissza átnyálaztam, csak hát nincs olyan tudás a fejemben hogy bármi okosat is hozzáfüzzek 😄D inkább csak olvasgatok 😄

Olvassa ezeket itt valaki rajtam kívül?

Óriás fekete lyuk egy apró galaxisban

Egyre árnyaltabb képet kapunk arról, hogy mi a szerepe az óriás fekete lyukaknak a galaxisok fejlõdésében. Ezúttal egy apró galaxisban találtak egy hatalmas objektumot.

Az elmúlt években kiderült, hogy a nagyobb galaxisok centrumában ún. szuper-nagytömegû fekete lyukak helyezkednek, többmillió naptömeggel. Az alábbiakban három olyan megfigyelésrõl olvashatunk, amelyek közelebb vihetnek benünket e sajátos objektumok viselkedésének megértéséhez.

Mivel a Világegyetem kezdeti idõszakában gyakoriak voltak a galaxisok közötti ütközések, ezek során sok központi fekete lyuk került egymás közelébe. Frederic Rasio (Northwestern University) és kollégái számítógépes szimulációk segítségével vizsgálták az ilyen kölcsönhatások lehetséges következményeit. Eredményeik alapján az Univerzum kezdeti évmilliárdjaiban annyira gyakoriak voltak a galaxisok közötti ütközések, hogy idõnként még az eddig feltételezettnél is egzotikusabb, hármas feketelyuk-kölcsönhatások történtek.

Arra a korábbi számítások is utaltak, hogy két ilyen fekete lyuk összeolvadhat, még nagyobb tömegû objektumot létrehozva. Három szuper-nagytömegû fekete lyuk randevújakor azonban a kaotikus jellegû mozgás során elõfordulhat, hogy az egyik (vagy a tömegek arányától függõen akár a két kisebb tömegû ilyen égitest) kilökõdik a rendszerbõl. A kilökött szuper-nagytömegû fekete lyukakat azonban az eredetileg körülötte lévõ csillagok nem tudják követni. Az elmélet szerint a végeredmény egy magányosan vándorló fekete lyuk, esetleg egy feketelyuk-páros lesz - amelyek létezésére egyelõre nem ismerünk példát.

Egy másik felismerés szerint nem csupán a legnagyobb galaxisok centrumában lehetnek ilyen kompakt objektumok. A VCC128 jelû égitest egy törpe elliptikus galaxis, amelynek mérete mindössze százada a Tejútrendszerének. A Virgo-galaxishalmaz peremvidékén, tõlünk 59 millió fényévre található, és mindössze 100 millió (maximum kb. egymilliárd) csillag alkotja.


A VCC128 és kettõs magja kinagyítvaNASA/HST, Victor Debattista

Victor Debattista (University of Washington) és kollégái a Hubble-ûrteleszkóp archív felvételein tanulmányoztak törpegalaxisokat, amikor rábukkantak a fenti objektumra. A csillagvárosra kettõs magja alapján figyeltek fel, amelyet késõbb a 3,5 méteres Apache Point Obszervatórium távcsövével is észleltek.

A részletes megfigyelések alapján kiderült, hogy a kettõs magot közelítõleg gyûrû alakban csoportosuló csillagok alkotják. A két fényesebb foltot a gyûrûnek a Földrõl megfigyelhetõ két szélsõ peremvidéke hozza létre. A gyûrûben található égitestek kora nagyságrendileg egymilliárd év. A gyûrû centrumában lévõ fekete lyuk tömege legalább akkora, mint a körülötte keringõ és gyûrût alkotó csillagoké együttesen, azaz valahol 1 és 50 millió naptömeg között lehet. Eszerint a fekete lyuk tömege valószínûleg a mi Tejútrendszerünk centrumában található objektuménál is nagyobb - bár mint említettük, maga a VCC128 jelû galaxis sokkal kisebb a mi csillagvárosunknál.


Ez a második alkalom, hogy szupernagytömegû fekete lyukat találtak egy törpegalaxisban. Ugyanakkor ez az eddig talált legkisebb csillagváros, amelyben ilyen hatalmas tömegû objektum mutatkozott. Egyelõre nem lehet kizárni, hogy a VCC128 egykor nagyobb galaxis volt, amely anyagának jelentõs részét elvesztette - bár erre semmi nem utal.

Mint arról rovatunkban korábban többször is beszámoltunk, az utóbbi évek megfigyelései alapján létezhetnek a fenti szupernagytömegû és a csillagok élete végén keletkezõ, kisebb tömegû fekete lyukak között átmeneti, 100-1000 naptömeggel bíró objektumok is. Ezekre eddig csak néhány megfigyelés utalt, de megismerésük szupernagy társaik kialakulásának megértésében is segíthet.

Tom Maccarone (University of Southampton) és kollégái az XMM-Newton és a Chandra-röntgenteleszkóppal találtak egy ilyen fekete lyukat. Célpontjuk a Virgo-galaxishalmazban, tõlünk 55 millió fényévre található NGC 4472 jelû óriás elliptikus galaxis volt, pontosabban ezen belül egy gömbhalmaz. Itt tehát nem egy galaxis centrumában, hanem a galaxisnak egy csillaghalmazában mutatkozott az objektum. A kérdéses fekete lyuk tömege pontosan nem ismert, de nagyságrendileg néhányszor 10 naptömeg lehet. A fekete lyukat a körülötte keringõ csillagról elszívott és felforrósodott gázanyag röntgensugárzása alapján sikerült kimutatni.

Utóbbi megfigyelés az eddigi modellek finomítása miatt fontos. A gömbhalmazokban lévõ csillagtömegû fekete lyukak viselkedésével kapcsolatos számítógépes szimulációk ugyanis nem adnak egységes eredményt. Egyes modellek arra utalnak, hogy a csillagfejlõdés végén keletkezõ fekete lyukak itt elõször a halmaz centrumába süllyednek, késõbb pedig az ott lévõ csillagokkal kölcsönhatva idõvel kilökõdhetnek a halmazból.

Más modellek ellenben a fekete lyukak fokozatos növekedését jelzik elõre a halmazokban, amelyek egyre több anyagot kebeleznek be, végül pedig egy nagytömegû objektumként maradnak meg a centrumban. A fenti az elsõ olyan megfigyelés, amely a második lehetõségre utal, tehát arra, hogy a gömbhalmazokban tartósan fennmaradhatnak és akár növekedhetnek is az ilyen égitestek.

Egy robbanás visszhangja Galaxisunk centrumából

A feltételezések szerint Tejútrendszerünk centrumában egy körülbelül 3 millió naptömegû fekete lyuk található. A képzõdménybe lassan gáz áramlik a környezetébõl, de ebbõl feltehetõleg sokkal kevesebbet nyel el, mint például az aktív galaxisok hasonló központi objektumai. Bár a Tejútrendszer fekete lyuka nyugodtnak nevezhetõ, alkalmanként azért megemelkedik a sugárzása, egy-egy intenzív anyagbeáramlási idõszakban. Egy ilyen ritka esemény nyomaira akadtak nemrég a Chandra-röntgenteleszkóppal.

A megfigyelések alapján a múltban egy alkalommal jelentõsebb anyagmennyiség zuhant a Tejútrendszer fekete lyukába. A befelé spirálozó anyagtömeg felforrósodott, és erõs röntgensugárzást bocsátott ki. A sugárzás körülbelül 50 ével ezelõtt érhetett hozzánk, de akkoriban még nem voltak meg az észleléséhez szükséges berendezéseink.

"Szerencsére" a bezuhanáskor keletkezett intenzív röntgensugárzás néhány közeli gázfelhõ anyagát is gerjesztette. Az itt található vasatomok belsõ elektronjai kilökõdtek eredeti helyzetükbõl, majd amikor oda visszatértek, maguk is sugárzást bocsátották ki. Ezúttal tehát nem közvetlenül a fekete lyuk környezetébõl érkezõ sugárzást, hanem a sugárzás által gerjesztett anyagból kibocsátott újabb sugárzását sikerült megfigyelni.

A felhõt elért, majd onnan újra kibocsátott röntgensugárzás hosszabb utat futott be, mint amely közvetlen jutott hozzánk a fekete lyuk környezetébõl. Ezért az egyenesen felénk tartó sugárzáshoz képest közel 50 évet "késett" bolygónkról nézve - ugyanakkor ne feledjük, hogy ez a késõ sugárzás is kb. 26 ezer évet utazott, amíg elért bennünket. A besugárzott felhõrõl érkezõ röntgenemisszió intenzitásának változását 2002, 2004 és 2005 folyamán sikerült megfigyelni a Chandra-röntgenteleszkóppal. A három észlelés alkalmával mind a sugárzás intenzitása, mind pedig területi eloszlása eltérést mutatott.

A megfigyelt röntgensugárzás jellemzõi alapján kizárható, hogy az például a kérdéses felhõkben lévõ szupernóva-maradványtól, vagy egy neutroncsillagot, esetleg fekete lyukat tartalmazó kettõstõl származna. Úgy is fogalmazhatunk, hogy biztosan a központi fekete lyuk aktivitásának fény (avagy röntgen) "visszhangját" sikerült megfigyelni. A Chandra-röntgenteleszkóppal már többször észleltek olyan sugárzásnövekedést, amely a központi fekete lyuk változó aktivitásához kapcsolódhatott, és a sugárzás onnan közvetlenül jutott el hozzánk. Ezúttal azonban elsõ alkalommal sikerült rögzíteni és biztosan igazolni egy ilyen esemény "visszatükrözõdését" - noha annak elméleti lehetõségét már évekkel korábban elõrejelezték.


A kifényesedés (balra) és területi elhelyezkedése (jobbra) a központi fekete lyuk pozíciójához (Sgr-A) viszonyítva (NASA/CXC/Caltech)

A fent említett anyagtömeg bekebelezése során a központi fekete lyuk környezetének sugárzása mintegy százezerszerese lehetett a mostaninak. A jelenség alkalmával nagyságrendileg a Merkúrral megegyezõ mennyiségû anyag zuhanhatott a fekete lyukba. Az egyszeri nagyobb tömeg bezuhanására több lehetõség is van. Elképzelhetõ, hogy a fekete lyuk váratlanul találkozott egy égitesttel, amelyet szétszaggatott, majd elnyelt. De az is lehetséges, hogy a környezetébõl fokozatosan felé áramló és egy ún. tömegbefogási (akkréciós) korongban halmozódó anyagban lépett fel valamilyen instabilitás, és ez eredményezte a bezuhanó mennyiség hirtelen megnövekedését.


Galaxisunk központi vidéke a Spitzer-ûrteleszkóp felvételén. (NASA/JPL-Caltech/S. Stolovy (SSC/Caltech))

A fenti képet a Spitzer-ûrteleszkóp rögzítette az infravörös tartományban a Tejútrendszer központi vidékérõl. Ezeken a hullámhosszakon viszonylag jól "átlátni" a Galaxisunk fõsíkjában koncentrálódó felhõk többségén, ezért a legbelsõ vidék is tanulmányozható. A hamisszínes felvételen a kék a 3,6 mikrométeres, a zöld az 5,8 mikrométeres, míg a vörös a 8,0 mikrométeres hullámhosszú sugárzást jelzi. A képen látható terület a Tejútrendszer központi vidékén 890 fényév széles és 640 fényév "magas" résznek felel meg. A felvételen látható legtöbb objektum Galaxisunk központi dudorában helyezkedik el. A szálas szerkezetû alakzatok csillagközi felhõk, amelyekben több helyen is új égitestek születnek.

Gyorshajtó törpegalaxisok


A Nagy- és a Kis Magellán-felhõ szokatlanul nagy sebességük alapján vagy nem kötõdnek a Tejútrendszerhez, vagy a mi Galaxisunk tömege nagyobb a jelenleg becsültnél.

A Nagy- és a Kis Magellán-felhõ a Tejútrendszer két apró kísérõgalaxisa - legalábbis eddig így gondoltuk. A hagyományos elképzelés alapján a két objektum az õsi, feltételezett Magellán-galaxis maradványa, amelyet a Tejútrendszer gravitációs tere fogott be és szakított két darabra. A Tejútrendszerrel fennálló pontos kapcsolatuk tisztázásához mozgásuk sebegességét és irányát kell minél jobban meghatározni.

Ehhez a feladathoz a Hubble-ûrteleszkóp méréseit használták, amelynek keretében a két Magellán-felhõben lévõ objektumok helyzetét távoli és ezért mozdulatlannak tekinthetõ kvazárok pozícióihoz viszonyították. A két év különbséggel készült megfigyelések során is csekély volt a látszólagos elmozdulás, a HST detektorán egy pixel méretének közel ezredét tette csak ki. Ennek ellenére a korábbiaknál pontosabban sikerült megállapítani a Magellán-felhõk sebességét.

Kiderült, hogy a Nagy Magellán-felhõ 378 km/másodperces, kisebb társa pedig 302 km/másodperces sebességgel mozog a Tejútrendszerhez viszonyítva. Eszerint közel kétszer olyan gyorsan haladnak, mint ami a feltételezett, Galaxisunk körüli keringésük esetében várható. Emellett az is kiderült, hogy a Nagy- és a Kis Magellán-felhõ egymáshoz képest is gyorsabban mozog, mint korábban sejtettük. Egymáshoz viszonyított 100 km/másodperces sebességük már elegendõ ahhoz, hogy egymás gravitációs terébõl kiszakadhassanak - tehát akár végleg külön is válhatnak.

Ha feltételezzük, hogy a korábbi sejtésünkkel megegyezõen Tejútrendszerünk kísérõgalaxisai, tehát körülöttünk keringenek, Galaxisunk tömege kb. kétszer nagyobb kell legyen, mint azt jelenleg gondoljuk. Enélkül nem tudnánk két ilyen gyorsan mozgó törpealaxist "pályán tartani". A közel kétszer nagyobb tömegûnek feltételezett Tejútrendszer "többletanyaga" sem oszolhat el bárhogy a térben. A jelenség magyarázatához egy kiterjedt, ellipszoid alakú, erõsen megnyúlt halo szükséges, feltehetõen láthatatlan tömegbõl (sötét anyagból).



Tejútrendszerünk a két Magellán-felhõ és a Magellán-áramlás közelítõ térbeli helyzetével (Dallas Parr, CSIRO)

A másik lehetõség, hogy a Nagy- és a Kis Magellán-felhõ nem is kering a Tejútrendszer körül, azaz gravitációsan nem kötõdnek szorosan hozzánk. Eszerint véletlenül tartózkodnak jelenleg a közelünkben, és nemsokára eltávolodnak tõlünk. Ebben az esetben azonban az ún. Magellán-áramlás magyarázata a problémás. Ez a két Magellán-felhõ mögött, a Tejútrendszer körül, a hatalmas elképzelt ellipszispálya mentén (annak közel egynegyedéig) körbehaladó nyúlvány, mely a két galaxis keringésére utal. A kérdés tehát nyitott, egyelõre nincs könnyen elfogadható magyarázat.


A Nagy Magellán-felhõ legrészletesebb infraképe



A Nagy Magellén-felhõ

Napközelben a hirtelen kifényesedett üstökös
2007. január 12., péntek, 9:56


A C/2006 P1 (McNaught)-üstökös napközelpontját január 12-én, csillagunktól 25 millió kilométerre éri el. A váratlanul kifényesedett égitest szerencsés körülmények között az esti és a hajnali égen figyelhetõ meg.

A kométát 2006. augusztus 7-én Robert McNaught ausztrál csillagász fedezte fel a Siding Spring-i obszervatóriumban. Az objektum akkor még csak +17 magnitúdó körüli fényességû, azaz rendkívül halvány volt - azonban a Nap felé közeledve erõsen kifényesedett. A jelenség feltehetõleg kapcsolatban áll azzal, hogy valószínûleg elsõ alkalommal jön csillagunk közelébe egy objektum a távoli és hideg Oort-féle üstökösfelhõbõl. A Neptunuszon túli térségben temérdek üstökösmag van, amelyek fagyott felszíni anyaga igen lassan változik csak a kozmikus sugárzás hatására. Ellenben ha a Napunkhoz közel kerülnek, az erõsödõ besugárzástól felszínük erõsen szublimálni kezd. A kibocsátott gáz sok port is magával ragad, és látványos porcsóvát hoz létre az üstökösmag mögött.

A C/2006 P1 (McNaught) üstökös pályájának helyzete miatt sajnos igen közel mutatkozik csillagunkhoz, ezért nagyon nehéz a megfigyelése. A Magyar Csillagászati Egyesület észlelõi szerint fényessége az elmúlt napokban nem sokkal átlépte a nulla magnitúdót, és a -1-es értéket közelíti. Bár szakértõ szemeknek könnyû célpont, az égboltot alaposan nem ismerõknek már a megtalálása is nehéz.

Ennek oka, hogy rendkívül alacsonyan mutatkozik csak a horizont felett, napnyugtakor is mindössze néhány fokkal emelkedik a látóhatár fölé. Ezért nem csak jó rálátás kell a nyugati látóhatárra, de tökéletesen tiszta, felhõktõl mentes égbolt is szükséges. Megpillantásához az MCSE honlapjain találunk tanácsokat - de a láthatóság kedvezõ idõszaka sajnos jelenleg ér véget. A C/2006 P1 (McNaught) "stílusában is valódi" üstökös: miután felfényesedett, néhány nappal rá már szinte alig lehet megpillantani, és a kisebb távcsövek elõl örökre eltûnik.

Az elmúlt napokban hazánk több pontjáról szabad szemmel is megpillantották, amint a vöröses naplemente színein átszûrõdik a poranyagtól sárgás kómának, az üstökösmag körüli légkörnek a pislákolása. Csóváját kisebb távcsõvel 1-2 fok hosszan lehetett követni, amely a telehold látszó átmérõjének 2-4-szerese. A fõleg porszemekbõl álló, enyhén sárgás árnyalatú csóva látványos parabola alakot mutatott, éles peremmel.

A rövid kedvezõ idõszak alatt, pozíciójának ismerete alapján az üstököst távcsövekkel Budapestrõl, a Polaris Csilalgvizsgálóból fényes nappal is megpillantották. Az égitest a hétvégén kerül a SOHO napkutató ûrszonda látómezejébe, amelyet az interneten is tanulmányozhatunk a SOHO honlapján, vagy a Magyar Csillagászati Egyesület fõoldalán.

Az alábbi képet idõsebb és ifjabb Szendrõi Gábor készítették még január 8-án Gencsapátiból. További felvételek az MCSE honlapjain tekinthetõk meg.



Idõsebb és ifjabb Szendrõi Gábor felvétele Gencsapátiból a C/2006 P1 (McNaught) üstökösrõl 2007. január 8-án., Celestron 80/600 ED APO refraktorral és Canon EOS 300D kamerával. (Szendrõi Gábor, MCSE)

Kereszturi Ákos

A legnagyobb térkép a láthatatlan anyagról
2007. január 11., csütörtök, 9:14


Elkészült a jelenlegi legnagyobb térkép, amely a Világegyetem anyagának zömét kitevõ láthatatlan tömeg eloszlását mutatja. Az általunk is megfigyelhetõ galaxishalmazok ott csoportosulnak, ahol a legtöbb láthatatlan tömeg koncentrálódik.

Egy városról készült éjszakai felvételen nem a nagy házak, hanem az apró lámpák látszanak, és hasonló a helyzet a Világegyetem feltérképezésénél is: a világító objektumok (csillagok, forró gáz- és plazmafelhõk) az Univerzum összes tömegének kisebb részét jelzik, és csak a jéghegy csúcsát jelentik. A nagyobb hányad közvetlenül nem észlelhetõ: a láthatatlan tömeg vagy sötét anyag jelenlétét csak közvetett gravitációs hatása révén lehet kimutatni.

A COSMOS (Cosmic Evolution Survey) nevû felmérés egy kiterjedt kutatóprogram, amelynek keretében elsõsorban a Hubble-ûrteleszkóp (HST) mérési adatait használják fel. A munka során a HST sok eltérõ vöröseltolódású, így eltérõ távolságú célpontjáról készült megfigyelést elemeztek azzal a céllal, hogy minél pontosabban feltérképezzék a láthatatlan tömeg térbeli eloszlását.

Richard Massey (CALTECH) vezetésével összesen 70 szakember dolgozott a programon. A HST adatait az ESO VLT rendszerével nyert színképekkel, valamint a japán Subaru és a kanadai-francia-hawaii teleszkóp több színtartományban végzett méréseivel is kiegészítették. Emellett az XMM-Newton röntgenteleszkóp adatait is segítségül hívták, amellyel a galaxishalmazokban lévõ forró plazma eloszlását tanulmányozták. Mindezeken túl "természetes távcsövekként" a gravitációslencse-jelenséget is felhasználták. Utóbbi keretében a közelebb lévõ objektumok a távolabbiak fényét gravitációs terükkel fókuszálják, ami az egyes fókuszáló anyagcsomók tömegének meghatározásában segít.

A vizsgált égterület a telehold látszó méreténél nyolcszor nagyobb volt, azaz mintegy 1,6 négyzetfokot tett ki. Itt 575 felvételt készítettek a HST ACS kamerájával, összesen 1000 órányi expozíciós idõvel. Az adott irányban, de eltérõ távolságban lévõ objektumok térbeli helyzetét a spektrumok és a különbözõ színtartományokban végzett mérések segítségével állapították meg. Az összetett munka eredménye az eddigi legnagyobb térkép, amely a gravitációs hatása alapján feltérképezett láthatatlan tömeg térbeli eloszlását mutatja. A korábbi hasonló felmérések mindezt csak a látható tömegre végezték el, mely - mint már említettük - a Világegyetemben lévõ teljes anyag és energia kis töredékét képviseli.

Az eredmények bizonyítják, hogy a galaxisokba rendezõdõ normális (fénylõ) anyag a láthatatlan tömegének megfelelõ eloszlásban csoportosul. A sötét anyag hosszú filamentek (szálas szerkezetek) formájában helyezkedik el, amelyek laza hálózatot alkotnak. A galaxishalmazok pedig az egyes szálak találkozási pontjainál csoportosulnak, ahol a legtöbb láthatatlan tömeg koncentrálódik.

Talán még fontosabb eredmény, hogy a felmérés igazolta: a láthatatlan tömeg a gravitáció hatására az idõ elõrehaladtával fokozatosan egyre sûrûbb csomókba koncentrálódik. A fontos eredmények között említhetõ továbbá, hogy a felmérés alapján a csillagkeletkezést mutató galaxisok a láthatatlan tömeg alkotta anyagcsomók közötti ritkább térségekben jellemzõek. Ez egybeesik azzal a korábbi megfigyeléssel, amely szerint a "legsûrûbb" környezetben, ahol egy galaxist a legtöbb külsõ hatás ér, a benne lévõ gázanyag viszonylag korán csillagokba tömörült, és ma már nem zajlik intenzív csillagkeletkezés - ez a folyamat a nyugodtabb, galaktikus szomszédokban szegényebb vidékeken tudott jobban elhúzódni, és itt késõbb is sok új égitest született.

Az alábbi ábra a jelenleg készített legnagyobb térkép, amely a láthatatlan tömeg eloszlását mutatja. A kép alsó részén lévõ tömbszelvény a láthatatlan tömeg eloszlását mutatja kékes felhõk formájában. Ennek a jobb oldalán láthatók a Világegyetem távoli (azaz idõsebb), balra pedig a közelebbi (tehát fiatalabb) részei. Megfigyelhetõ, hogy jobbról balra haladva (azaz napjainkhoz közeledve) egyre kisebb csomókba koncentrálódik a láthatatlan tömeg a korábbi egyenletesebb eloszláshoz képest. Az ábra felsõ részén három szelet látható, amelyek a látóirányunkra merõleges metszetekben mutatják az anyag eloszlását 3,5, 5 és 6,5 milliárd évvel ezelõtt.



Alul a felmérés során készített hatalmas tömbszelvény látható a Világegyetem távoli részérõl, felette pedig ennek három vékonyabb szelete (NASA, ESA, CALTECH)

A most megfigyelt legmesszebb lévõ objektumok távolságuk alapján a Világegyetem mai korának mintegy felénél léteztek. Az eredmények jól egyeznek az Univerzum nagyléptékû szerkezetének kialakulásáról és fejlõdésérõl felállított jelenlegi képünkkel. A felmérés fontos mérföldkõ lehet a Világegyetem nagyléptékû szerkezetének vizsgálatában. A jövõben további hasonló elemzések segítségével a láthatatlan tömeg idõbeli fejlõdésére is következtethetünk majd.

Kereszturi Ákos

Több tucat tavat és folyóvölgyet azonosítottak a Titanon
2007. január 10., szerda, 10:20


Az elmúlt évek vizsgálatai alapján nem sikerült biztonsággal eldönteni, hogy vannak-e folyékony szénhidrogéntavak a Szaturnusz óriásholdja, a Titan felszínén. Az egyes földi és ûrszondás megfigyelések számos esetben látszólag ellentmondtak egymásnak. Egy most közölt eredmény azonban az eddigi legerõsebb bizonyíték arra, hogy a holdon ma is van globális folyadék-körforgás, amelynek során az esõként lehullott csapadék folyókban folyik le, majd tavakban gyûlik össze.

A Titan felszínén lévõ metán-etán tavak létezésének elmélete a légköri metán (CH4) jelenlétébõl származik, ennek utánpótlására ugyanis folyamatos felszíni forrás szükséges. Elsõként néhány földi radarmegfigyelés utalt tavak létezésére: bizonyos helyekrõl rendkívül erõs radarvisszhangot kaptak, de csak egy szûk idõintervallumban, amikor pont a megfelelõ irányból érkeztek a radarhullámok. Ezek rendkívül sima felszínû területek, például tavak létére utaltak. A következõ lépést a Huygens leszállóegység 2004-es felvételei jelentették, partvidékekkel tagolt, sötét, sík területekbe (tavakba, tengerekbe?) torkolló folyóvölgyekkel teli felszínt mutatva. A Szaturnusz körül jelenleg is keringõ Cassini-ûrszonda elsõ észlelései során azonban nyomát sem találták a folyékony felszíneknek. A korábban tavaknak, tengereknek tekintett sima területekrõl kiderült, hogy homok és különféle üledékek borítják. A Huygens leszállásakor rögzített felvételeken látható partvonalak és síkságok is inkább egykori medrek és õsi partok lehetnek, amelyek mára kiszáradtak.

A Cassini további mérései során azonban mégis találtak néhány tó jellegû képzõdményt, de csak a sarkvidéki területeken. Ez egybevág azzal a megfigyeléssel, amely szerint fõleg magas szélességen vannak felhõk, és ott áztatja csapadék a felszínt. A legfrisebb eredmények is azt támasztják alá, hogy vannak a Titanon tavak, de csak néhány kisebb területre korlátozódnak.

Új megfigyelések

A 2006. július 22-i radarmegfigyelések alapján - melyek eredményeit a napokban hozták nyilvánosságra - a következõ kép rajzolódik ki. Számos gyenge radarvisszaverõ-képességû terület mutatkozott az északi féltekén a 70. és a 83. szélességi fok között, melyek simaságuk, alakjuk és a hozzájuk kapcsolódó, folyókra emlékeztetõ képzõdmények alapján tavak, illetve tómedrek lehetnek.

Eddig legalább 75 ilyen radarsötét területet találtak, amelyek mérete 3 és kb. 70 km közötti. A tavak peremvidéke változatos; néhol éles, más esetekben fokozatosan alakul át a felszín jellege a tómeder és a környezõ terület között. A tómedreket nem minden esetben tölti ki teljesen folyadék. A részlegesen feltöltött jelleg arra utal, hogy a folyadékszint változó lehet, idõnként akár ki is száradhatnak a képzõdmények.

A 75 eddig azonosított tómeder közül 15 fest úgy, mintha krátert vagy inkább vulkáni kalderát (nagyobb, beomlással vagy robbanással keletkezett központi mélyedést) töltene ki. A tavak megjelenése és méreteloszlása alapján jelenleg a második eset tûnik valószínûbbnek, de az is lehetséges, hogy a tavak egy része a földi karsztos mélyedésekre emlékeztetõ süllyedékekben foglal helyet. Néhol a partvonalukon kisméretû, radarfényes foltok vannak, ezek kiemelkedõ szigetek lehetnek. Egyes tavak peremvidékérõl keskeny kinyúlások figyelhetõk meg.

Az alábbi kép a radarmérések által lefedett sávot mutatja. A színek a felszín radarvisszaverõ képességével arányosak: minél sötétebb a terület, annál gyengébben veri vissza a radarhullámokat. A sáv kb. 140 km széles, és az é.sz. 80., illetve a ny.h. 35. foka környékén húzódik. A legkisebb megkülönböztethetõ részletek 500 méteresek.



A tóvidék radarvelvétele. A tavak a Titan északi féltekéjének magas szélességén mutatkoznak. Felfedezésük tehát alátámasztja a korábbi nézetet, mely szerint elsõsorban sarkvidéki területeken hullik csapadék a légkörbõl, és itt tud felhalmozódni folyadék (valószínûleg metán és etán) a felszínen (NASA, JPL, USGS)

Az eddigi legerõsebb bizonyíték

Bár még mindig nem zárható ki teljesen, hogy a tómedencéket valamilyen kis sûrûségû, a holdon eddig megfigyelteknél sötétebb, szilárd és finomszemcsés üledék tölti ki, a legvalószínûbb az, hogy a medrekben folyékony metán, esetleg metán-etán keverék hullámzik.

A cikkben ismertetett megfigyelés az eddigi legerõsebb bizonyíték arra, hogy a holdon egykor volt, illetve feltehetõleg ma is van globális folyadék-körforgás, amelynek során az esõként lehullott csapadék folyókban folyik le, majd tavakban gyûlik össze. Minderre ma már csak korlátozott formában, a sarkvidéken kerülhet sor. A jelenleg tartó, a földinél 29,5-szer hosszabb év során a téli idõszakban lehet több szénhidrogén a tavakban, míg nyáron részben vagy teljesen kiszáradhatnak.

Kereszturi Ákos

Túl fényes szupernóvák
2007. január 8., hétfõ, 10:59

Már negyedszer észleltek olyan szokatlan szupernóvát, amely átalakíthatja a Világegyetem tágulásával kapcsolatos új képünket.


A hagyományos elképzelések alapján az ún. Ia típusú szupernóva-robbanások kettõs rendszerekben alakulnak ki. Itt az egyik csillag élete végén fehér törpévé zsugorodik, majd a társáról anyag áramlik át rá. Amikor a törpecsillagon halmozódó anyag elér egy kritikus mennyiséget, az égitest összeomlik, és szupernóva-robbanás következik be.

Mivel az összeomlás és a robbanás mindig közel ugyanakkora tömegnél történik, az Ia típusú szupernóvák azonos abszolút fényességet produkálnak. Az ily módon ismert valódi fényességet a látszó fényességgel összevetve a rendszer távolságukra következtethetünk. Ez az egyik legfontosabb távolságmérési módszer, amelyet a Világegyetem legmesszebb lévõ objektumainál használunk - és ez a módszer játszott fontos szerepet a Világegyetem gyorsuló tágulásával kapcsolatos új elgondolás megalapozásánál.

Egyes elgondolások alapján azonban lehetséges, hogy nem mindig "robbannak ugyanakkorát" ezek a szupernóvák. Ebben az esetben nem is feltétlenül azonos a fényességük - így pedig nem használhatók olyan pontos távolságbecslésre, mint eddig hittük. Elképzelhetõ ugyanis, hogy nem a kritikus tömeget elérõ fehér törpe robban fel, hanem a kataklizma két fehér törpe, esetleg egy fehér törpe és egy normál csillag összeolvadásától történik. Ebben az esetben viszont az összeolvadó páros teljes tömege - és így a robbanás fényessége - nem ugyanakkora minden esetben. Ha pedig ez így van, akkor az Ia típusú szupernóva-robbanások nem használhatók megbízhatóan távolságbecslésre.

Az elsõ lehetséges megoldás a fenti problémára még 2002-ben született. Ekkor az Ia típusúnak mutatkozó SN 2002ic jelû szupernóva színképében mutatkoztak a hidrogénre jellemzõ vonalak. Ez azzal is magyarázható, ha egy fehér törpe egy vörös óriással olvadt össze a kataklizma elõtt, és innen származik a kimutatott hidrogén.

A fenti mellett további három hasonlóan furcsa szupernóvát figyeltek meg (SN 2005gj, SN 1997cy, SN 1999E) a közelmúltig, majd egy továbbit tavaly szeptember 18-án. Az SN 2006gy jelzésû, legutóbbi ilyen szupernóva esetében a fényesség volt kritikus. Ha beleszámoljuk, hogy az objektum és a Föld között a sugárzást gyengítõ por is jelen volt, kiderült, hogy háromszor fényesebb lehetett a robbanás, mint az Ia típusúaknál megszokott.

Ez lehetett az egyik legnagyobb abszolút fényességû szupernóva-robbanás, amelyet valaha megfigyeltünk. Abszolút fényessége mínusz 22 magnitúdó körül volt - eszerint ha 32 fényévre lett volta tõlünk (ez 60-ezerszer nagyobb érték a Nap valódi távolságánál), majdnem olyan fényesnek látszott volna, mint a Nap. Egy ekkora robbanás fénye még ilyen messzeségbõl is olyan fényviszonyokat probukálna bolygónkon éjjel, mint amilyet egy borult napon láthatunk.

További furcsaság, hogy az NGC 1260 jelû galaxis, amelyben ez a szupernóva fellángolt, fõleg öreg csillagokat tartalmaz. Ez csökkenti annak a valószínûségét, hogy ún. II-es típusú szupernóvával lett volna dolgunk. A II-es csoportba tartozó szupernóvák nagytömegû csillagok élete végén jelentkeznek, és eltérõ fényességûek lehetnek. Ezek a nagytömegû égitestek azonban rövid életük végén robbannak fel, és idõs csillagokból álló galaxisokban jellemzõk.

Felmerül a kérdés, ha az Ia típusú szupernóvák valóban egy fehér törpe és egy másik objektum találkozásakor és összeolvadásakor születnek, miért nem mutatkozik minden esetben a most megfigyelthez hasonlóan hidrogén a spektrumban. Erre több magyarázat is lehetséges, köztük az egyik népszerû elgondolás szerint még a kataklizma elõtt, a ritkás külsõ hidrogénben gazdag burok ledobódik a bezuhanó csillagról.

Ha a most megfigyelt, szokatlanul fényes SN 2006gy alapján az Ia típusú robbanásokról kiderül, hogy nem mindig ugyanolyan fényesek, elképzelhetõ, hogy a Világegyetem gyorsuló tágulásával kapcsolatos elgondolásunk is hibás. Ugyanakkor fontos megjegyezni, hogy az új teóriára messze nincs elég bizonyíték. Egyes számítások arra utalnak, hogy az összeolvadás során kialakuló körülmények között gyakran inkább fekete lyukká omlik össze a kompakt mag, minthogy robbanást produkálna. A kérdés tehát egyelõre nyitott.

Kereszturi Ákos

Negyedik évüket kezdik a marsjárók
2007. január 5., péntek, 8:56




A vörös bolygón dolgozó két robotgeológus, a Spirit és az Opportunity 2004 eleje óta üzemel, sokszorosan túlteljesítve minden eddigi célkitûzést. A földi irányítók most olyan új szoftvert töltenek fel a két roverre, amely tovább növeli munkavégzésük hatékonyságát, így az öregedõ berendezések a korábbiaknál is több információt küldhetnek haza 2007-ben.


A változtatás célja nem csak a tudományos eredmények gyarapítása. Az új módszer a következõ robotok képességeit vetíti elõre, amelyek mûködésének néhány elemét ezúttal élesben lehet tesztelni a Marson. A NASA "gondolkodó ûreszköz" nevû projektje keretében készült programcsomag jelentõsen növeli az ûreszközök önállóságát.

Változások azonosítása

Az egyik új funkció az ún. porördögök, a földi tornádókhoz hasonló alakzatok megfigyelését teszi könnyebbé. Eddig az adott rovernek az összes képet haza kellett küldenie, és itthon mindegyiket végig kellett vizsgálni, hogy azokon felismerjék a rövid életû, kavargó portölcséreket. Az új szoftver segítségével a szonda maga is összehasonlítja a környezetérõl készült felvételeket, és kiszúrja a rajtuk megfigyelhetõ gyors változásokat, ideális esetben a porördögöket.

Hasonló képellenõrzést az égboltról készített fotókon is végez ezentúl a Spirit és az Opportunity. Itt az inhomogenitásokra vadászik a rendszer, amelyeket az egységes égi háttértõl elütõ felhõzet okozat. Ez és a fent említett eljárás lényegesen lerövidíti a kommunikációt a Föld felé, és az itthon dolgozó szakemberek munkáját is könnyíti. Az így felszabadult erõforrásokat pedig további kutatási feladatokra lehet használni.

Jobb tájékozódás

Szintén új eljárás a roverek célpontkövetõ funkciója. Eddig mindkét marsjáró csak "egy lépéssel" tudott elõre gondolkodni, amikor környezetüket vizsgálták a lehetséges útvonalak feltérképezése céljából. Ha a rover elõrehaladt, nem tudta megállapítani például, hogy egy adott szikladarab melyik volt az elõzõ felvételen, így alkalmanként újra kellett számolnia az útvonalakat. Az új szoftver révén az eltérõ irányból eltérõ megjelenésû sziklákat is képes azonosítani, azaz egy-egy objektumot követni és felismerni az eltérõ képeken. A robotok tehát "tisztábban" fogják érzékelni a környezetüket - ennek segítségével pedig jó elõre megtervezhetik a sziklák közötti útvonalukat.

A megnõtt autonómia a robotkar mûködtetésére is kiterjed: ezentúl a rover maga is meghatározhatja, hogy egy adott térbeli pozíció megfelel-e a robotkar kinyújtásához és a vele elvégezhetõ vizsgálatokhoz.

A szoftverek mostani megújítása a negyedik ilyen alkalom a program keretében. Kétszer kapott, illetve kap most alapvetõen új változatot a két robot - a jelenlegi lesz az eddigi legkomolyabb módosítás a fedélzeti programban.

Viharvert szerkezetek

Mindkét rover közel 12-szer tovább üzemelt már az eredetileg tervezett idõtartamnál. A Spirit - bár jobb elsõ kerekét régóta nem képes használni - 6,9 km-t tett meg eddig, és összesen 88 500 felvételt sugárzott a Földre. Az Opportunity 80 700 felvételt küldött haza, miközben 9,8 km-t haladt a leszállóhelytõl.

Nemrég a Spirit környezetében egy porvihar annyira megnövelte a légkör portartalmát és átlátszatlanságát, hogy 2006 végén az energiatermelés veszélyes szintre csökkent. Ezért az Esperanza névre keresztelt hólyagos szerkezetû bazaltszikla vizsgálatát átmenetileg leállították, és egy olyan területre vezették a szondát, ahol napelemtáblája jobban dõl a Nap felé, így több energiát ad.

Az alábbi felvételen a Spirit téli pihenõhelyét láthatjuk a bolygó körül keringõ új amerikai ûrszonda (MRO) kamerájával, a vulkanikus eredetû por lerakódásával keletkezett Home Plate nevû plató közelében. Az alsó képen a platóhoz korábban még csak közeledõ robot felszíni felvétele tanulmányozható.



A Spirit a Home Plate közelében.(NASA/JPL-Caltech/Cornell)



A Spirit fotója a Home Plate térségérõl.(NASA/JPL-Caltech/Cornell)

A Spirit a tervek alapján még egy jó ideig a Home Plate környékén marad, mivel errefelé nagyon sok jó tudományos célpont mutatkozik, és a vizsgálatok tervezésében az MRO nagy felbontóképességû kamerája is sokat segít. A Home Plate körbejárása és részletes vizsgálata emlékeztet legjobban a roverek eddigi feladatai közül a földi geológusok hagyományos terepi munkájára.

Eközben az Opportunity a nagy Victoria-krátert tanulmányozza, amely az eddigi megfigyelések alapján erõsen hasonlít a korábban meglátogatott Endurance-kráterra. Jelenleg a tudományos felmérés mellett a felvételek alapján azt is ki akarják találni, hogy a robot hol menjen le a tekintélyes mélyedésbe, és hol lehet esetleg esélye a kijövetelre.

Kereszturi Ákos

Sajna németül kicsit sem tudok, de majd nézegetem a képeket. 😊

Jah, asszem ezt akkoriban olvastam, bár lehet nem itt, már nem igazán emlékszem.

Nem tudom tudsz-e németül, de ez sem rossz.😊
universum

Lehet, hogy ismered, de hátha nem.😊
csillag

Hatalmas hegyvonulat a Titanon
2007. január 3., szerda, 8:45


A Cassini-ûrszonda infravörös felvételeinek és radarméréseinek kombinálásával minden korábbinál pontosabb képeket és domborzatmodelleket nyertek a Szaturnusz Titan nevû óriásholdjának felszínformáiról. Az egyik legérdekesebb eredmény egy tektonikus eredetû hegyvonulat azonosítása.

A munka során a 2006. október 25-én készült eddigi legrészletesebb infravörös felvételeket használták fel, amelyeken 400 méteres részleteket is sikerült azonosítani.

A legérdekesebb felszínforma a déli féltekén mutatkozó hegység volt, amely kb. 150 km hosszú, 30 km széles és mintegy 1,5 km magas. Egyenes csapása arra utal, hogy tektonikus folyamatok hozták létre, és nem például becsapódásoktól keletkezett. Eredetére két lehetõség jött szóba, és mindkét esetben a földi kõzetlemezekre emlékeztetõ szilárd felszíni táblák (esetünkben jégtáblák) elmozdulása történhetett.

A hegyvonulat kialakulhatott két ütközõ tábla találkozási vonalán összepréselõdõ és feltornyosuló anyagból, de ennek az ellentéte is elképzelhetõ: egy tágulási zónában is létrejöhetett. Hasonló jelenségre kerül sor a földi óceánközépi hátságoknál, ahol a friss anyagtól és a belsõ hõ okozta tágulástól kiemelkedik a felszín, és új kéreg képzõdik.

A hosszanti hegyvonulatot a jelek alapján szerves anyagok borítják, és egyes részei felhõk alatt rejtõznek. A magasabb területein lévõ fehéres foltok metánhó avagy egyéb szerves anyagok borította csúcsok lehetnek - de az is elképzelhetõ, hogy magas szintû felhõket látunk itt a felvételeken. Ez az eddig azonosított kiemelkedések közül a legnagyobb a Titanon.

Az alábbi ábrákon az október 9-i és 25-i közelítés felvételeinek kombinálásával összeállított képek láthatók. Balra fent a Titan egyik egész féltekéje látható, jelölve a kérdéses terület, amely kinagyítva balra lent figyelhetõ meg. A bal felsõ felvétel középtáján mutatkozó kerekded, sötét alakzat feltehetõleg egy nagy becsapódásos medence. A színek nem a valódi állapotot tükrözik, a kék árnyalat az 1,3 mikrométeres, a zöld a 2 mikrométeres, a vörös pedig az 5 mikrométeres hullámhosszakat mutatja. Maga a hegyvonulat legrészletesebben jobbra figyelhetõ meg, a cikcakkos peremû kép kivágaton.



A Titan és rajta a hegyvonulat. Jobbra a kinagyított képen a hegylánc látható, ahogy jobbról lentõl balra felfelé halad (NASA, JPL, Univerity of Arizona)

A holdon eddig megfigyelt felszínformák közül ez utal legerõsebben a földi lemeztektonikához hasonló folyamatok létére. A hegyvonulat hosszú és egyenes alakja alapján, a kéreg elég erõs ahhoz, hogy legalább egy 1,5 km magas kiemelkedést megtartson. A Titanon látható sötétebb egyenes vonulatok már korábban is utaltak sajátos, de globális tektonikai folyamatokra, azonban azok csak albedo-alakzatok voltak, és a képek mellett nem volt elég domborzati adat az értelmezésükhöz. A jelenlegi megfigyelés alapján tehát tektonikus eredetû hegyvonulatok a Föld és a Vénusz mellett a Titanon is elõfordulnak (most nem számítjuk ide a többi jégholdon mutatkozó kisebb, néhány 100 m magas vonalas szerkezeteket).


A hegyvonulat mellett dûnemezõk is látszottak az októberi közelítés során készült felvételeken, ezek jellemzõi alapján elképzelhetõ, hogy szerves anyagokból állnak. Emellett egy legyezõ alakú, éles peremû, vulkáni lávafolyásra hasonlító képzõdményt is találtak.

Balra egy világos, kerekded alakzatból (feltehetõleg egy vulkáni kráterbõl avagy kalderából) kiinduló, jobbra felfelé elnyúló, szintén vulkáni eredetû lerakódás látható. Egyelõre pontosan nem tudni, hogy a világos sáv lávatakaró, vagy a kitörés után visszahullott és közben a szél által elfújt vulkáni törmelék lerakódása. Mindenesetre ez újabb érv amellett, hogy a hold felszínén jeget produkáló "tûzhányók" vannak.

Kereszturi Ákos

Ez történt a világûrben 2006-ban

Ismét rendszeresen indultak az ûrrepülõgépek, újabb vízfolyásnyomokat találtunk a Marson, lefokozták a Plútót, és már 200-nál is több Naprendszeren kívüli bolygót ismerünk. A Világûr rovattól idén minden nap olvashattak egy újdonságot - most felelevenítjük a legérdekesebb eredményeket.


Események az ûrrepülés világából

Egyévi kényszerszünet és számos újabb fejlesztés után ismét ûrrepülõgép indult a Nemzetközi Ûrállomáshoz. A Discovery 2006. július 4-én startolt, és az esemény során megint több habszivacsdarab leválását figyelték meg a fõ hajtóanyagtartály külsõ szigetelésérõl. Az új technológiai megoldások miatt azonban ezek egyike sem jelentett komoly veszélyt - a leváló darabok mennyisége kisebb volt, mint korábban. A Föld körüli pályán elõször az ûrrepülõgép burkolatának állapotát ellenõrizték az asztronauták, emellett a sérült csempék javítását is sikeresen szimulálták. A Discovery hibátlanul végrehajtott küldetésével bizonyította: az ûrrepülõgép biztonsági fejlesztései megfelelõek, és az ûrállomást továbbra is ki tudja szolgálni.

Következõ lépésként az Atlantis indult szeptember 9-én, a Kennedy Ûrközpont felé haladó Ernesto trópusi vihar miatt jelentõs késéssel. Ennek ellenére programját teljes sikerrel végrehajtotta: a napelemtáblák továbbfejlesztéséhez szükséges P3/P4 jelzésû elemet a megfelelõ helyre rögzítették. Decemberben a Discovery fejezte be a P3/P4/P5 rendszer kiépítését és az ISS régi vezetékeinek felújítását. A munka közben probléma adódott az egyik korábbi napelemtábla becsukásával, amelyet egy elõre nem tervezett, extra ûrséta során oldottak meg.

A NASA idén bejelentette: távlati céljai között - az ûrállomás befejezése után - egy új ûrhajó- és hordozórakéta-rendszer beüzemelése szerepel, amellyel nem csak az ISS-t akarják kiszolgálni, de a Holdra is vissza kívánnak térni, ahol 2026-tól szeretnének bázist létesíteni.

Az ûrturisták sem tétlenkedtek 2006-ban: szeptember 18-án elindult a Szojuz TMA-9 ûrhajó az ûrállomásra, és fedélzetén utazott Anousheh Ansari, a negyedik ûrturista is. Ötödikként a magyar származású Charles Simonyi repül a tervek szerint. Az ûrturizmus a következõ években minden bizonnyal sikeres üzletté válik, már most fejleszteni kezdtek több magánûrhajót, valamint ûrugrásra alkalmas szerkezetet. Már a Holdat körülrepülõ utazásokat is elkezdték tervezni a cégek - a becslések alapján kb. 100 millió dollárba kerül majd egy ilyen út. Mindeközben Anettka - feltehetõen sokkal olcsóbban - végrehajtotta magaslégköri repülését, ami mindenképpen elismerésre méltó teljesítmény.


A beragadt napelemtábla meglazítása
NASA




Újdonságok a belsõ Naprendszerben


Az európai Smart-1 Hold-szonda küldetésének végén, 2006. szeptember 3-án a tervek szerint égi kísérõnkbe csapódott. A robbanást sikeresen észlelték, egy másodpercnél rövidebb felvillanást rögzítve. Emellett a képek utólagos elemzésével sikerült a robbanás felhõjének a szonda eredeti mozgási irányában történõ rövid továbbhaladását is megfigyelni. Holdunkkal kapcsolatban további érdekesség, hogy néhány korábbi felvétel elemzésével sikerült egy, az elmúlt néhány millió évben lezajlott gázkitörés nyomát azonosítani. Az Ina-kaldera nevû képzõdmény éles körvonala és meredek fala, valamint az aljzatán lévõ kevés kráter vulkanikus jellegû szerény kitörésre utal a geológiai közelmúltból.


Az Ina-kaldera
Peter Schultz/Brown Univ.

Az európai készítésû Venus Express 2006. április 11-én állt pályára belsõ bolygószomszédunk körül. Megfigyelései során sikerült azonosítani a felhõtakaró felsõ szintjén megjelenõ azon légköri tartományokat, ahol az átlagosnál sokkal erõsebben nyelõdnek el az ultraibolya sugarak. E rétegek jelentõsége, hogy a bolygóra érkezõ napsugárzásnak közel a felét elnyelik, de pontos kémiai összetételüket egyelõre nem sikerült megállapítani.


Animáció a déli pólusnál mutatkozó kettõs örvényrõl
ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA

Emellett a Vénusz légkörében elõször azonosítottak szén-monoxidot, mely a napsugárzástól képzõdhet szén-dioxidból. Korábbi ismereteink alapján a felhõk egy kb. 20 km vastag réteget alkotnak, mely 65 km-es magasságig terjed a felszín fölé. Az éjszaka oldalon azonban egy csillagfedés alkalmával a felhõk teteje felett 100 km-es magasságot is elérõ ritkás ködöt azonosítottak. Az egyik legérdekesebb eredmény egy kettõs örvényszerkezet megfigyelése volt a déli pólusnál.

Természetesen külsõ bolygószomszédunkkal, a Marssal kapcsolatban is számtalan újdonság látott napvilágot. A Mars Express európai ûrszonda mérései alapján a bolygó felszínén lévõ ásványok három jellegzetes csoportba sorolhatók, amelyek az égitest fejlõdésének három jellemzõ idõszakát és környezeti állapotát képviselik. A kezdeti, viszonylag meleg idõszakból agyagásványok, a késõbbi hûvösebb, de nedves és erõsen savas idõszakból szulfátos ásványok, gipsz és szürke hematit maradt vissza. A harmadik periódus teszi ki a leghosszabb idõszakot, és ez jellemzõ napjainkban is, oxidált vasvegyületek képzõdésével, melyek alig kerültek kapcsolatba folyékony vízzel.







Victoria-kráter: az utolsó állomás?
NASA JPL


A felszínen a Spirit és az Opportunity is meteoritokra akadt. Utóbbi feltehetõleg elérkezett pályafutásának utolsó, egyben legérdekesebb állomásához, a Victoria-kráterhez. Ez közel hatszor nagyobb a korábban meglátogatott Endurance-kráternél, és meredekebb lejtõi vannak - elképzelhetõ, hogy a rover nem lesz képes kijönni belõle, miután a mélyedés belsõ szerkezetét részletesen megvizsgálta.

2006. november 2-án egy parancsot küldtek az MGS-szondának egyik napelemtáblájának elfordítására. A szonda válaszában jelezte a Föld felé, hogy probléma adódott a napelemtáblát mozgató motorral, és az elõírás szerint a tartalék motorral próbálja a fordítást elvégezni. Ezután a Földrõl nézve a bolygó mögé került, majd amikor ismét kibukkant, a róla érkezõ jel már sokkal gyengébb volt, végül teljesen megszakadt vele a kapcsolat.

Feltehetõleg a szonda egy régi sérülése újult ki az egyik napelemtáblát mozgató szerkezetnél. Végleges elvesztése után nyilvánosságra hozták néhány korábbi felvételét, amelyeken az elmúlt öt évben keletkezett folyásnyomok mutatkoztak a bolygón. Ugyanakkor egy másik felismerés szerint hasonló képzõdmények víz nélkül, például a Holdon is létrejöhetnek - a folyások pontos eredete tehát egyelõre kérdéses.

Az év végén a Mars Reconnaisance Orbiter ûrszonda üzembe állásával felgyorsultak az események. Mindössze néhány hét kellett ahhoz, hogy egyértelmû legyen: az új berendezés ontotta eredmények minden más ûreszközt háttérbe szorítanak, és megfigyelései a következõ években egyeduralkodók lesznek a bolygóval kapcsolatban.


A 2005 augusztusában készült felvétel kinagyított részlete a folyásnyomról
NASA JPL




Felismerések a Naprendszer távoli részébõl


A Jupiteren nagy feltûnést keltett a Kis Vörös Folt megjelenése, amely a közismert Nagy Vörös Folttól délre jött létre. Három itt található, különálló örvény összekapcsolódásával született meg még 2000-ben, majd 2005 és 2006 fordulóján vörösödött be. Vizsgálata nagyobb társának és az óriásbolygó légkörében zajló folyamatoknak, köztük a vörös színt létrehozó vegyületeknek a megismerésében segít.


A Cassini-résben lévõ halvány gyûrûalkotók részlete
NASA, JPL, SSI

A Szaturnusz körül keringõ Cassini-ûrszonda az A-gyûrûben korábban nem észlelt, de régóta feltételezett, közel 100 méteres terelõholdaknak akadt a nyomára. Emellett ugyancsak ebben a zónában, már az 1970-es években elõrejelzett, gravitációs hullámoktól kialakuló sûrûsödéseket azonosított. A D-gyûrûnél is érdekes változások jelentkeztek: külsõ részén 30 km-es térközzel sorakoznak a kisebb sûrûsödések, míg ugyanez az érték a HST 1995-ös megfigyelésekor 60 km-nek mutatkozott. A képzõdmények és gyors változásuk legegyszerûbben egy 1984 körül bekövetkezett robbanással magyarázható, amelynek keretében egy apró hold tört darabokra a D-gyûrûben.

Az Enceladus holdról az E-gyûrû utánpótlása és a felszín fiatalos jellege miatt korábban elképzelhetõnek tartották, hogy vulkánkitörések zajlanak rajta. Ezzel összefüggésben finom törmelékkel borított, fiatal vidékeket és a környezetüknél melegebb törésvonalakat azonosítottak a déli sarkvidéken. Késõbb az akár 400 km-es magasságig is követhetõ gejzírszerû vulkánkitörések felhõit is megörökítették. Mindezek az elméleti modellekkel kiegészítve arra utalnak, hogy a hold felszíne alatt folyékony víz vagy jégbe zárt gázmolekulákat tartalmazó ún. klatrát lehet, s ez hozza létre a kitörési felhõket.


A fényes folt a Cassini-szonda felvételén
NASA, JPL, University of Arizona

A legtöbbször a Titan szerepelt a hírekben a Naprendszer holdjai közül, ahol lassan fény derül a tavakkal vagy tengerekkel kapcsolatos korábbi kérdésekre. A radarfelvételek alapján a rendkívül sima, lapos területeket finom törmelék, homokszerû anyag borítja. Ezek feltehetõleg egykor folyadékkal kitöltött vidékek voltak, amelyeket ma már csak finomszemcsés hordalék borít. Tavak alig vannak a holdon, az a kevés is a két pólus közelében, a feltehetõleg csapadékot adó konvektív felhõk térségében csoportosul. Sok esetben kanyargó folyásnyomok vezetnek a tavakba, ahol a beléjük torkolló csatornaszerû mélyedések fenekét is ezt a radarsötét anyag (folyadék?) tölti ki. Néhol világosabb gyûrûk övezik a tavakat, amelyek a partvidékén kivált üledékek lehetnek.

A mai "száraz" felszíni viszonyokat megelõzõen folyékony metán is lehetett a Titan felszínén, feltehetõleg három idõszakban: 1. a kõzetmag kialakulásakor, amikor sok klatrát (jég és belezárt gázmolekula) keletkezett; 2. mintegy kétmilliárd éve a konvektív áramlások beindulásakor a kõzetmagban, amitõl a jégben is áramlások támadtak; 3. közel félmilliárd éve, a vastagodó külsõ jégrétegben a szilárd fázisú konvekció felerõsödésétõl. Ma is zajló vulkáni tevékenységre utal a Xanadu-régió közelében mutatkozó világos folt, mely fényességében és területi kiterjedésében is változott az idõk során.

A Plútó is sokat volt reflektorfényben 2006-ban. A több évtizede tévesen bolygóként besorolt égitest státuszát a Nemzetközi Csillagászati Unió prágai kongresszusának döntése tisztázta. Ennek értelmében kivették a bolygók közül, és a többi kisbolygóhoz és üstökösmaghoz hasonló objektumként sorszámot kapott. A döntés egyik nem várt következménye, hogy mindez sikerként jelentkezett a csillagászat népszerûsítése és oktatása szempontjából. A tankönyvek átírásával kapcsolatos félelmek megcáfolódtak: a csillagászati elõadásokon és távcsöves bemutatásokon megjelenõ diákok a Plútóval kapcsolatban feltett kérdésre rendszerint kórusban válaszoltak helyesen, ismerve a Kupier-objektumok fogalmát, és a Plútó valódi helyét a Naprendszerben. A távoli égitest nemrég felfedezett két apró holdját Nix és Hydra névre keresztelték el, és kiderült: a bolygó mindhárom kísérõje egy õsi becsapódás alkalmával keletkezett.


Jellegzetes alakú becsapódásnyomok: a balról érkezõ szemcsék lazább részei gyorsan szétestek, kialakítva a szélesebb részt, míg az ellenállóbb darabok jobbra hosszú mélyedést vájtak
NASA

A Stardust-szonda mintagyûjtõ kapszulája 2006. január 15-én landolt az Egyesült Államokban. Az aerogében minden várakozást felülmúló mennyiségû anyagot találtak, mely a bolygóközi térbõl és a Wild-2 üstökösbõl származott. Az egyik meglepetés az olivinásvány magnéziumban gazdag forszterit változatának azonosítása volt az üstököseredetû anyagban, ez ugyanis sokkal melegebb környezetben képzõdik, mint ahol az üstökösök kialakultak. Jelenléte az õsi Naprendszerben lezajlott kiterjedt anyagáramlásokra utal.

A japán Hayabusa-ûrszonda által meglátogatott Itokawa kisbolygó belsejének a mérések alapján több mint harmadát üregek teszik ki. Felszíni összetétele alapján bizonyítást nyert, hogy a sötétebb vidékeken legalább kétszer annyi vastartalmú por fordult elõ, mint a világosabb régióban, ami alátámasztja, hogy azok rövedebb ideig voltak kitéve a kozmikus eróziónak. A világosabb részeket becsapódások, vagy azokhoz kapcsolódó csuszamlások nemrég hozták létre, friss anyagot juttatva a felszínre.

Eddig három olyan égitestet találtak a kisbolygóövben, amelyek üstökös-aktivitást mutatnak. Pályájuk nem elnyúlt - feltehetõleg nem a Naprendszer külterületérõl érkeztek a kisbolygóövbe, hanem eleve itt alakulhattak ki. Jéganyagukat por takarhatta eddig, ezért maradhattak meg napjainkig. Az üstökösökkel kapcsolatban további érdekes esemény volt a hazánkból is megfigyelt, látványosan szétdarabolódó P73/Schwassmann-Wachmann 3 jelzésû kométa.


Az üstökös aktivitást mutató Elst-Pizarro
Henry Hsieh, David Jewitt

2. rész


Hírek a csillagok és az exobolygók világából

A Naprendszer környezetében egyre több halvány csillagot, köztük sok barna törpét azonosítanak. Az így készített statisztikák alapján Tejútrendszerünk csillagainak több mint a fele a mi Napunknál is kisebb és halványabb vöröses törpecsillag lehet.


A 47 Tucanae gömbhalmaz
ESO

Az egyes csillagok mozgását tanulmányozták a 47 Tucanae gömbhalmazban hét éven keresztül. A megfigyelési sorozattal sikerült bebizonyítani, miként különülnek el egymástól az eltérõ tömegû csillagok: a nagyobb tömegûek a halmaz központi részén halmozódnak, míg a kisebbek aránya a periférián növekszik.

Az exobolygók között egyre több olyan égitestet találnak, amelyek a Jupiternél lényegesen kisebb tömegûek - ezeket gyakran (és félreérthetõen) "szuper-földeknek" nevezik. Valójában olyan, a fejlõdésükben megrekedt égitestek lehetnek, amelyek nem nõttek akkorává, mint nálunk a Jupiter.

Elsõ alkalommal sikerült az ún. második generációs bolygók keletkezéséhez szükséges alapanyagot biztosító anyagkorongot megfigyelni. Az ilyen égitestek a csillagfejlõdés végállapotát képviselõ neutroncsillagok körül találhatók, és feltehetõleg a szupernóva-robbanás után fennmaradt törmelékbõl állnak össze. Esetünkben a PSR B1257+12 jelû pulzár körüli korongban kb. 10 földtömegnyi anyag mutatkozott, a pulzártól 30-szor közelebb, mint amilyen messze a Merkúr kering a Naptól.


A csillagok és exobolygók keletkezésére utaló fontos objektum az Oph 16225-240515 jelû rendszer. Érdekessége, hogy két kisebb, 7 és 14 Jupiter-tömegû égitest kering benne egymás körül, egymástól 240 Cs.E. távolságban. Az ilyen magányos, a bolygókhoz hasonló tömegû objektumokról eddig azt tartották, hogy csillagok körül születnek. Egy ilyen páros azonban nem tudott volna úgy kilökõdni egy exobolygó-rendszerbõl, hogy a két égitest együtt maradjon. Legvalószínûbb, hogy eleve egymás közelében keletkeztek a csillagközi anyag összesûrûsödésével - de végül nem gyûjtöttek össze akkora tömeget, hogy csillagokká váljanak.

A csillagok fejlõdésével kapcsolatban kiderült, hogy a bolygók keletkezéséhez szükséges por jelentõs részét nem szupernóva robbanások, hanem kisebb, átlagos csillagok szórhatták szét.
A Spitzer-ûrteleszkóppal az M15 jelû gömbhalmaz központi régiójában sok poros légkörû vörös óriást találtak, emellett kb. 10-4 naptömegnyi csillagközi port is azonosítottak. Ezek az idõs csillagok fémekben (hidrogénnél és héliumnál nehezebb elemekben) szegény õsi anyagból születtek, mégis sok port bocsátanak ki vörös óriás állapotukban. A késõbb kialakult égitestekben már a fiatalabb társaik által legyártott oxigén- és szén-atommagok is jelen voltak. Ezek a hûvös külsõ tartományokban szén-dioxiddá egyesültek, amely gáz halmazállapotú. A szénatomok ezért itt, a külsõ rétegekben sem tudtak szilárd porszemekké egyesülni, ellentétben az elsõ csillagokkal, ahol a kevesebb oxigén miatt porszemcséket alkothattak.

A gammavillanások hosszabb változatai a szupernóváknál is nagyobb, úgynevezett hipernóva-robbanásokhoz kapcsolódhatnak. Utóbbiakat eddig fõként fémben szegény, de heves csillagkeletkezést mutató galaxisokban találták. Mindez arra utal, hogy a robbanást létrehozó extrém nagytömegû csillagok a csillagkeletkezés elején, még a nehéz elemekben szegény anyagból születnek. Ez egybevág az elméleti elõrejelzésekkel, amelyek szerint csak fémekben rendkívül szegény anyagból képzõdhettek kezdetekben 100 naptömegnél is lényegesen nehezebb csillagok.


Fantáziarajz a két gazdátlan planétáról, amelyek körül talán anyagkorong, esetleg holdaknak tekinthetõ, további égitestek is találhatók
ESO



Újdonságok a galaxisokról


Az elmúlt idõszakban több apró kísérõgalaxist is azonosítottak a Tejútrendszer körül, amelyek egy része Galaxisunk árapályhatásától szétbomlóban van. Hasonló események nyomait a Tejútrendszerben is el lehet csípni: elnyúlt csillagáramlások formájában azonosíthatók egy-egy régebben felbomlott törpegalaxis égitestei. Ezek közül a legújabban talált áramlás közel 30 ezer fényévre van tõlünk, tagjai kb. 230 km/s-os sebességgel mozognak a Tejútrendszer centruma körül. A képzõdmény hossza minimum 30 ezer fényév, valódi mérete akár tízszer ekkora is lehet - talán egész Galaxisunkat átszeli.

A Tejútrendszer közelében felfedezett törpegalaxisok száma még mindig alatta van az elméletileg elõrejelzett értéknek. Ennek egyik lehetséges magyarázatára egy szimuláció mutatott rá: elképzelhetõ, hogy sok olyan láthatatlan tömegbõl álló, sötét anyagcsomó van a közelben, amely nem fejlõdött csillagvárosokká. Emellett a közeli apró galaxisok jelentõs része bele is olvadhatott a Tejútrendszerbe - azonban kiderült, hogy sok ma ismert szomszéd törpegalaxis fémekben túl gazdag ahhoz, hogy a Tejútrendszer halojának idõs csillagait alkothassák.


Az I Zwicky 18 jelzésû, halvány galaxis a Hubble-ûrteleszkóp fotóján
NASA, ESA, Y. Izotov, T. Thuan

A távolabbi galaxisok között is mutatkoznak halvány objektumok. Másodszor akadtak a szakemberek olyan galaxisra, amelyben alig találhatók csillagok, ezért alig lehet megfigyelni. Az Kos (Aries) csillagképben lévõ objektum távolsága kb. 153 millió fényév, átmérõje pedig mintegy 200 ezer fényév lehet - azaz kicsit nagyobb, mint a Tejútrendszer. Egyelõre nem sikerült az új galaxisnak az optikai tartományban is nyomára akadni. Egyes elgondolások alapján a látványos csillagkeletkezést mutató, fényes galaxisok csak a jéghegy csúcsát képezik, és sok ilyen halvány, csillagokat valamiért alig gyártó, és így nehezen észrevehetõ objektum rejtõzik még az ûrben.

A törpegalaxisoknak a csillagvárosok fejlõdésében betöltött szerepét nehéz tisztázni, mivel nagy távolságban alig vehetõk észre. A Hubble-ûrteleszkóp 2004-ben készült ultra-mély-ég felvételének (HUDF) elemzésekor több mint 500 olyan csillagvárost azonosítottak, amelyek kevesebb mint egymilliárd évvel az Õsrobbanás után léteztek. A róluk érkezõ fény tehát akkor indult útjára, amikor a Világegyetem kora kevesebb mint 7%-a volt a jelenlegi 13,7 milliárd évnek. A kérdéses galaxisok jellemzõen kisebbek a Tejútrendszernél, többségük törpegalaxis lehet.


Néhány galaxis a SDSS felmérésbõl
D Hogg/M Blanton/SDSS Collaboration

Elkészítették a Világegyetem jelenlegi legnagyobb térképét, amely az eddigi legtöbb távoli galaxist ábrázolja. Az eredmények alapján a szuperhalmazok (a galaxisok és galaxishalmazok ma ismert legnagyobb csoportosulásai) a korábbinál nagyobb, egymilliárd fényéves méretig is azonosíthatók.

A felmérés megerõsítette: a Világegyetem legnagyobb része láthatatlan anyagból és láthatatlan energiából áll. A csillagvárosok megfigyelt térbeli eloszlása egybevág azzal a modellel, amely szerint a Világegyetemet alkotó anyagnak csak néhány százalékát teszi ki az általunk ismert "normális", fénylõ anyag. A maradéknak közel 25%-át láthatatlan tömeg alkotja egzotikus, egyelõre ismeretlen részecskékkel és/vagy égitestekkel; a legnagyobb részt pedig a még kevésbé ismert, láthatatlan energiának nevezett "valami" teszi ki.


Hazai események


Igazi sikertörténet dr. Bakos Gáspár felfedezése, aki kollégáival együtt azonosította az elsõ magyar felfedezésû exobolygót. Munkájuk látványosan szemlélteti, hogyan lehet egy szerény kutatási kapacitású ország csillagászainak a nehéz anyagi helyzet ellenére komoly eredményt elérni. A távoli planétára a HAT (Hungarian Automated Telescope) nevû, magyar ötlet alapján kidolgozott, magyar szakemberek által készített és mûködtetett robottávcsövekkel figyeltek fel.

Az exobolygó létezését szintén hazai kutatók itthon fejlesztett szoftverekkel mutatták ki a Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet segítségével. A programhoz az anyagi támogatás és további szakmai segítség jön külföldrõl: a Center for Astrophysics finanszírozza a projektet az Egyesült Államokban.


Fantáziarajz az új exobolygó rendszerérõl
CfA, David A. Aguilar, MCSE

A most talált HAT-P-1b jelû planéta szokatlan égitest: bár pályaelemei egyértelmûen a "forró Jupiterek" alosztályba sorolják (azaz a csillagukhoz szokatlanul közel keringõ óriásbolygók közé), 1,36-szoros Jupiter-sugarához alig több mint fél Jupiter-tömeg tartozik, azaz a planéta sûrûsége csupán negyede a vízének, mondhatni könnyû, mint egy óriási parafagömb. A Konkoly intézet csillagászai révén egyéb eredmények is napvilágot láttak, többek között a fenti projekttõl függetlenül, az RR Lyrae változócsillagok fejlõdését vizsgáló kitartó munkával értek el komoly sikereket.


A hazai fejlesztésû SAS-2 detektor
ELTE

Az ûrszondák terén a Venus Express mûszereinek elkészítésében vették ki részüket a KFKI-RMKI munkatársai, az ELTE ûrkutató csoportjának szakemberei pedig az ún. villámsípok megfigyelésére alkalmas detektort juttattak az ûrbe a Compass-2 mûholdon. Komoly elismerés továbbá az ûrkutatásban, hogy magyar alelnököt választott az ENSZ Világûrbizottsága. A tisztséget dr. Both Elõd, a Magyar Ûrkutatási Iroda igazgatója tölti be.

Rovatunkban az év fontosabb csillagászati és ûrkutatási rendezvényei között beszámoltunk a Detre László emlékülésrõl, 2006. szeptember 7-én a részleges holdfogyatkozással kapcsolatos országos szabadtéri rendezvényekrõl. A hagyományosnak mondható Szkeptikusok XII. Országos Konferenciája idén már az európai Science on Stage sorozat részeként került megrendezésre november 5-én. Szintén nemzetközi visszhangot váltott ki a Nemzetközi Üstökös Konferencia 2006. május 6-7-én.

Az év legfontosabb jelensége természetesen a 2006. március 29-én bekövetkezett napfogyatkozás volt, amelynek megfigyelésére sokan utaztak ki hazánkból Törökországba és Egyiptomba. Az itthon maradottaknak és a szomszédos országokban élõknek a Magyar Csillagászati Egyesület tartott szabadtéri távcsöves bemutatókat - tõlünk ugyanis csak részlegesnek mutatkozott a jelenség.


Csernok Gyula képe a gyémántgyûrû jelenségrõl Törökországból
Csernok Gyula, MCSE

Sikeres esemény volt továbbá a MANT által szervezett ûrnap 2006. november 9-én, valamint a Kulin György életérõl megnyitott, ma is látható kiállítás a Polaris Csillagvizsgálóban. Az ESO Catch a Star ifjúsági vetélkedõjén pedig a Budai Edina, Szabó Andrea és Szulágyi Judit alkotta trió tarolt, és nyerte el Magyarországnak a 2006-os fõdíjat.

Kereszturi Ákos

Volt egy terv az 1990-es években. A nemzetközi ûrállomás. Azt tervezték, hogy állandó 7 fõs személyzete lesz, már 2004-ben. Hasonlísd össze a jelenlegi állapottal, és a várható közeljövõbenivel. Per pillanat erre tendálnak a NASA vezetõi és a politikusok. Most. Csakhogy tudni kell, hogy mostanában irányváltás van az amerikai politikai életben. A XX.sz. végén, és közvetlenül 2000 után a republikánusok törtek elõre az amerikai alsó és felsõházban is. Most pálfordulás van, mind az alsóházat, mind a felsõházat a demokraták vették a kezükbe. Ahogy 2000-ben pár tollvonással megcsonkitották az ISS Alfát, leírták az X-33-at és még pár programot, az bizony ezzel is megtörténhet.

De ha nem nyúlnak a NASA jelenlegi terveihez, akkor igen, valamikor 2020 után holdbázis épülhet égi kísérõnkön.

http://www.nasa.gov/mission_pages/exploration/main/index.html

Éljen a kb. milliomodik terv, papíron ez is nagyon szép. Majd hiszem, ha indulnak a rakéták.😊

reggel láttam egy interjút a tévében.


Állítólag az amerikaiak állandó ûrbázist építenek a Holdon ?

tud errõl valaki valamit ?

Kicsit jobban ráértem, és csemegéztem a Te általad adott linken. Hát mit mondjak, eddig is érdekelt, de rengeteg új, csodálatos dolgot láttam!
Mégegyszer köszi!!😊)

Köszi szépen!😊

Véleményem: nem meggyõzni akarjuk egymást.
Beszélgetünk.😊)

Hát, feltételezésekrõl nem érdemes vitázni, meg felesleges is, mert úgyse tudnál meggyõzni, és persze én se téged. 😊)