Üdv! Mit tudtok nekem modani a napvitorláról? Olvastam róla cikket, de még 2003-ból és nem tudom, hogy végülis mi van a Cosmos1-el meg úgy általában a napvitorlával. Most akkor mûködik vagy mûködhet vagy nem mûködik a dolog?
Központi fekete lyuk mûködés közben Szerzõ: Kovács József | 2008. január 15., kedd
A Centaurus A rádiógalaxisról készült röntgenfelvétel jól mutatja a nagytömegû központi fekete lyukból kilövellõ részecskenyalábokat.
A felvétel legmarkánsabb részlete a galaxismagban található nagytömegû fekete lyukból kiáramló részecskék egymással ellentétes irányú nyalábjai, melyek közül az egyik részben, a másik teljes egészében látható. Hosszuk eléri a 13 ezer fényévet. A Centaurus A az egyik legközelebbi aktív galaxis, melynek középpontjában ilyen kilövelléseket (jeteket) produkáló nagytömegû fekete lyukak találhatók. Az elképzelések szerint a kiáramlásoknak fontos szerepük van a központi fekete lyukból származó energia "szétterítésében" az anyagalaxis on belül, ezen keresztül pedig a benne zajló csillagkeletkezési folyamatok szabályzásában.
A Centaurus A galaxis különbözõ hullámhossztartományokban készült felvételei, illetve az ezek kombinálásával nyert kép. A rádiókép a Very Large Array antennarendszerrel, a látható tartománybeli kép az ESO 2,2 méteres távcsövére szerelt Wide-Field Imager (WFI) mûszerrel, míg a röntgenkép a Chandra mûszereivel készült. [Rádió: NSF/VLA/Univ.Hertfordshire/M. Hardcastle; Optikai: ESO/VLT/ISAAC/M. Rejkuba és társai; Röntgen: NASA/CXC/CfA/R. Kraft és társai]
A kiáramlások röntgensugárzását a mágneses erõvonalak mentén spirális mozgást végzõ elektronok sugárzása szolgáltatja. Mivel ez az emisszió gyorsan csökkenti az elektronok energiáját, azoknak újra és újra fel kell gyorsulniuk, különben a kiáramlások röntgensugárzása gyorsan elhalványulna. A jetekben megfigyelhetõ csomósodások jelzik azokat a helyeket, ahol a részecskék gyorsítása jelenleg zajlik. Tanulmányozásuk segíthet annak megértésében, hogy milyen módon gyorsulnak fel az elektronok közel fénysebességre.
A Centaurus A galaxis a Chandra felvételén. A kép színkódolása a következõ: kisenergiájú röntgensugárzás - vörös, közepes energiájú - zöld, nagyenergiájú - kék. A középpontban helyet foglaló fekete lyuk közelében megfigyelhetõ sötétzöld és kék sávok por jelenlétére utalnak, ami elnyeli a röntgensugárzást. A porsáv valószínûleg akkor jöhetett létre, amikor a Centaurus A összeolvadt egy másik galaxissal körülbelül 100 millió évvel ezelõtt. [NASA/CXC/CfA/R. Kraft és társai]
A kiáramlások belsõ, a fekete lyukhoz közeli részeit egyértelmûen a csomók dominálják, melyeket valószínûleg a részecskesugarak lökéshullámai hozták létre. A központtól távolabb a kilövellések röntgensugárzása sokkal diffúzabb. Az itt mûködõ gyorsítómechanizmus egyelõre még nem tisztázott.
A felvételen sok száz pontforrás is megfigyelhetõ. Ezek nagy része olyan kettõs, melynek egyik komponense egy kistömegû fekete lyuk, a másik pedig egy normál csillag. Ezekben az ún. röntgenkettõsökben a kísérõrõl anyag áramlik át a fekete lyukba, s a rendszer röntgensugárzásának forrása az anyagátadási korong fekete lyukhoz közeli rendkívül forró, sok millió fokos része. A felvétel további érdekessége, hogy látható rajta két különösen fényes röntgenkettõs, melyekben a fekete lyuk tömege a szokásosnál nagyobb lehet, ennek megfelelõen az anyagátadási ráta is nagyobb, mint a többi esetben, s ez okozhatja a szokatlanul erõs röntgensugárzást.
Forrás: Chandra NR 2008.01.09.
Gázfelhõ ütközik galaxisunknak a távoli jövõben 2008. január 14., hétfõ, 23:27
Egy 1 millió naptömegû gázfelhõ a számítások szerint 20-40 millió év múlva fog galaxisunk, a Tejútrendszer fõsíkjának ütközni, heves csillagkeletkezést kiváltva.
Jay Lockman (NRAO) és kollégái egy a Tejútrendszerben található kiterjedt gázfelhõt vizsgáltak. Az ilyen felhõk általában a fõsíkban, galaxisunk korong alakú tartományában jellemzõk, ahol a Nap is megtalálható. A kérdéses felhõ azonban 8000 fényévvel a fõsík felett található. Pozíciója és eredete nehezen magyarázható 1963-as azonosítása óta.
Hamisszínes rádiófelvétel a felhõrõl (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)
A kérdéses felhõt felfedezõje után egyszerûen csak Smith felhõjének nevezik. A becslések alapján 11 000 x 2500 fényév méretû, és nagyságrendileg egymillió naptömegnyi gázt tartalmaz. Amennyiben szabad szemmel is látható volna, 30-szor lenne nagyobb, mint a Hold az égen. További érdekessége, hogy eddig egyetlen csillagot sem azonosítottak benne.
A kutatók a rádiótartományban vizsgálták a képzõdményt, és sikerült annak mozgását meghatározniuk. Kiderült, hogy a felhõ galaxisunk korongjának irányába, a fõsík felé halad - mondhatni zuhan -, másodpercenként közel 240 kilométeres sebességgel.
A megfigyelések arra is rámutattak, hogy a bezuhanó felhõ kölcsönhatásba lép galaxisunk ritka gázanyagával, és frontális oldalán máris egy ütközési zóna alakult ki. Ez azonban még csak bevezetõ a késõbbi folyamatokhoz: amikor a fõsík viszonylag sûrûbb gázanyagába érkezik, sokkal intenzívebb kölcsönhatás indul majd meg, amelynek keretében anyaga és a galaktikus korongban lévõ gáz összenyomódik.
A megfigyelések alapján a felhõ alakja már most kezd eltorzulni a Tejútrendszer gravitációs hatásától fellépõ ún. árapályerõk révén. Ennek nyomán elképzelhetõ, hogy több darabra fog szétoszlani, miközben anyaga a fõsíkba hullik. A bezuhanó felhõ a fõsíkot valamivel távolabb fogja eltalálni, mint amilyen messze a Napunk kering a centrum körül.
Fantáziarajz a következõ 20-40 millió évrõl, amelynek során a felhõ a fõsíkot megközelíti, majd annak anyagával ütközve heves csillagkeletkezést generál (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)
Elképzelhetõ, hogy a képzõdmény a Tejútrendszer keletkezésének idõszakából visszamaradt õsi gázfelhõ. A 20-40 millió év múlva esedékes ütközés során közel 45 fokos szögben, ferdén érkezik majd a korong anyagába, ahol heves csillagkeletkezést generál majd az ütközés vidékén. A becslések alapján ekkor sok nagytömegû égitest alakulhat ki, amelyek szupernóvákként felrobbanva még aktívabbá és érdekesebbé teszik galaxisunknak ezt a tartományát.
Hogyan nem fedeztem fel a 2008D jelû szupernóvát? Szerzõ: Sárneczky Krisztián | 2008. január 13., vasárnap
Két szupernóva egy galaxisban: egy majdnem-felfedezés története az akadémiai Schmidt-távcsõvel méréseket végzõ Sárneczky Krisztiántól.
A jó sorsom és sikeres pályázatom folytán január 10-e ismét Piszkés-tetõn, az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének hegyvidéki megfigyelõállomásán ért. Az idõjárás elõrejelzések nem sok jóval kecsegtettek, így a szokásoknak megfelelõen több tartalék programmal készültem, hogy a rossz átlátszóságú éjszakákon is tudjak valami hasznosat észlelni. Az egyik ilyen program az elmúlt két hétben felfedezett szupernóvák megfigyelése volt, elsõsorban a pontos helyzetük, másodsorban fényességük meghatározása céljából.
Piszkés-tetõ a ködtenger felett (a szerzõ felvétele)
A január 10/11-e éjszaka sajnos igazolta a várakozásokat, amíg fentrõl termetes cirruszfelhõk árnyékolták a csillagok fényét, lentrõl a hegycsúcsot ostromló köd keserítette az életem. Egyszer tejutas ég, sziporkázó csillagokkal, egy perccel késõbb pedig teljes borulás, az egy szem, halványan pislákoló Marssal. Ilyen körülmények közt a 19-22 magnitúdós kisbolygók szóba sem jöhettek, elõvettem hát a szupernóvák listáját. Három célpontról sikerült értékelhetõ felvételek gyûjteni, köztük az NGC 2770 jelû, közel élérõl látszó spirális galaxisban felrobbant SN 2007uy-ról. Az oda nem illõ csillagot Yoji Hirose, japán amatõrcsillagász fedezte fel Szilveszter éjszakáján. A késõbb felvett színképek alapján a szupernóva egy hidrogénben szegény, a Napnál sokszorta nagyobb óriáscsillag magjának összeomlása során jött létre - mintegy 70 millió évvel ezelõtt.
Yoji Hirose január 2-ai felvétele a fényesedõ SN 2007uy-ról. Az SN 2008D-nek még nyoma sincs.
A kilenc darab 1 perces felvételbõl öt lett használható, melyeken már elõtûnt a felfedezése óta tovább fényesedõ szupernóva. Mivel a ködös idõben tovább harcoltam az újabb célpontokért, a képek kimérését másnapra hagytam. Január 11-én az esti órákban kezdtem el feldolgozni a képeket, amelyeket a mérés pontosságának növelése érdekében összeadtam. Ezután kimértem a szupernóva pozícióját, az anyagalaxis magjához viszonyított relatív helyzetét és közelítõ fényességét. Miután a másik két vendégcsillag (SN 2008B és SN 2008C) hasonló paramétereit is meghatároztam, egy rövid közleményt küldtem a Csillagászati Táviratok Központjába. A jól végzett munka öröme azonban csak másnap estig tartott.
A borult eget kihasználva szombat este – egy nappal a kimérés után – elkezdtem összegyûjteni saját katalógusomba a korábbi napokban felfedezett szupernóvákat. Igazából csak egy égitestrõl volt szó, a január 11-én felfedezett SN 2008D-rõl. Korábban már átfutottam a közleményt, amelybõl egy igen érdekes égitest képe bontakozott ki. Az optikai felfedezés elõtt két nappal a Swift mûholddal sikerült megfigyelni a csillag összeroskadása során keletkezõ röntgenfelvillanást, ami csak a legenergikusabb robbanásokra jellemzõ. Hanem amikor részletesen is elolvastam a hírt: „Az új csillag az NGC 2770-ben jelent meg, ahol alig két héttel korábban az SN 2007uy-t is felfedezték.” Ugye nem, kezdett pörögni az agyam, mert a sok betûjelzés között eltévedve hirtelen nem emlékeztem, hogy az ux, uy vagy uz jelû szupernóvát észleltem mintegy 10 órával az SN 2008D hivatalos felfedezése elõtt. Sajnos hamar rá kellett jönnöm, hogy valószínûleg elszalasztottam egy szupernóva felfedezését.
A január 11-én hajnalban a Konkoly Obszervatórium 60 cm-es Schmidt-távcsövével készült képen jól látható az újabb szupernóva.
Bizony, az ismét összeadott képeken világosan látszik a galaxis északnyugati spirálkarjának végénél felvillant SN 2008D, tíz órával a felfedezés elõtt. Ezután az ilyen esetekben szokásos – kisbolygók elvétett felfedezése okán van tapasztalatom az ilyesmiben – apátia és ideges önmarcangolás közti libikókázás kezdõdött, amit az égitest paramétereinek meghatározásával próbáltam kordában tartani. Elkezdtem átolvasni a pár nap alatt összegyûlt tekintélyes mennyiségû internetes körlevelet, amibõl kiderült, hogy mégsem kell a Dunának mennem, valójában a felfedezés a Swift mûhold érdeme, az elsõ, célzatosan az égitestet keresõ és megmutató felvételeket pedig kínai csillagászok készítették hat órával az én észlelésem elõtt. Ezek szerint nem maradtam le semmirõl, pontosabban esélyem sem volt a felfedezésre. A felismerés nagy megnyugvással töltött el, így átadhattam magam a szupernóva érdekességeinek és a szerencse forgandóságáról való elmélkedésnek. Utóbbi azért ragadott magával, mert szinte pontosan nyolc évvel ezelõtt egyszer már eljátszottuk ezt a történetet. Akkor Kiss László barátommal, a hírportál fõszerkesztõjével a gyönyörû NGC 6951 jelû spirálgalaxist és a benne felvillant SN 1999el jelû szupernóvát észleltük. Már egy hónnappal korábban is készítettünk felvételeket az objektumról, és Lacinak zavaros is volt a csillagmezõ, mert nem teljesen ilyenre emlékezett. Másnap kiderült, hogy azért, mert egy másik szupernóva, az SN 2000E is megjelent a galaxisban… Arról két nappal maradtunk le.
Balra: Az SN 1999el az NGC 6951 galaxisban, 1999 novemberében. Jobbra: Két hónappal késõbb újabb szupernóva, a 2000E tûnt fel ugyanabban a csillagvárosban (fotó: Kiss-Sárneczky)
Mondhatnánk, hogy micsoda különleges esemény az egy galaxisban egyszerre látszó két szupernóva, de igazság szerint a technika fejlõdésének köszönhetõen – tavaly ötszáznál is több szupernóvát fedeztek fel – ma már évente több hasonló esetet is feljegyezhetünk. Továbbra is érdekes azonban maga az SN 2008D, amely szupernóvák egyik legérdekesebb csoportjába, a hipernóvák közé tartozik. Ezeket az égitesteket rendkívül nagy energiájú robbanás és különleges színkép jellemzi. A mérések szerint az SN 2008D robbanási felhõje 23 000 km/s-os sebességgel röpül kifelé, ami a fénysebesség 8%-a! Ilyen tempóban kevesebb, mint két óra alatt gyûrné le a Nap-Föld távolságot. Hogy pontosan mi hozza létre azt a nagy sebességet, ma még nem tudjuk. Elméletek persze akadnak szép számmal, de igazából még nem sikerült kitalálni, hogy milyen égitest és milyen fizikai folyamatok képesek létrehozni ezt a különleges robbanást. Talán az SN 2008D is közelebb visz minket a rejtély megoldásához, amelyet sajnos megint nem sikerült felfedezni.
A Swift mûhold január 9-ei felvételei az NGC 2770-rõl. A bal oldali, kék tartományban felvett képen könnyen azonosítható az SN 2007uy, de a másik szupernóva még nem látható. Az ugyanakkor készült jobb oldali röntgenfelvételen viszont csak az éppen felrobbanó SN 2008D sugárzása azonosítható.
A Galaxy Evolution Explorer ultraibolya ûrtávcsõ segítségével közelebb kerülhetünk a galaxisok fejlõdésének megértéséhez.
Az 1900-as évek elsõ harmadában Edwin Hubble felfedezte, hogy galaxisunk nincs egyedül a Világegyetemben, hanem csak egy a szinte megszámlálhatatlan csillagvárosok közül. Az azóta eltelt évtizedekben számtalan elmélet született a galaxisok keletkezésérõl és fejlõdésérõl. A 2003-ban pályára állított Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ultraibolya tartományban mûködõ ûrtávcsõ az elmúlt közel öt évben galaxisok tízezreit mérte fel a földfelszínrõl elérhetetlen hullámhosszakon. A közeli galaxisoktól az egészen 9 milliárd fényév távolságban található fiatal csillagvárosokig terjedõ adatok minden korábbinál részletesebb képet adnak a galaxisok fejlõdésérõl, illetve igazolják, hogy a már Hubble által is feltételezett kapcsolatot a spirális és elliptikus galaxisok között fejlõdésük egyenes következménye.
Az elmélet kép szerint a fiatal galaxisok intenzív csillagkeletkezéssel jellemezhetõ spirális rendszerekként kezdik életüket. Idõvel összeolvadhat más galaxisokkal, a csillagkeletkezés többször fellángolva csillaggenerációk sorát hozza létre. Végül lelassul a csillagközi anyag csillagokká alakítása, a "végtermék" galaxis pedig elliptikus csillagvárosként éli tovább viszonylag eseménytelen életét.
Az NGC 300 jelzésû galaxis 7 millió fényévre található a Sculptor csillagképben. A 2003 októberében készült GALEX-felvételen jól látszanak a csillagváros spirálkarjai, benne aktív csillagkeletkezéssel.
„Adataink igazolni látszanak, hogy mindig csillagképzõdés kíséri a galaxisok kialakulását”- nyilatkozta Chris Martin, a GALEX vezetõ kutatója a Caltech-en. „A csillagkeletkezés akkor áll le, miután végbementek a galaxisok közötti ütközések, illetve az adott galaxis elhasználta a rendelkezésre álló anyagot; a folyamatban a központi nagytömegû fekete lyuk is fontos szerephez juthat.”
Az extragalaktikus csillagászatot mûvelõ kutatók általában nem spirális és elliptikus, hanem átlagos színük szerint kék és vörös galaxisokról beszélnek. A legtöbb kék galaxis kisebb spirális vagy szabálytalan alakú, míg a vörösek nagyobbak és elliptikus formájúak, bár természetesen kivételeket mindig találunk.
Miért a színkód? Egyszerû a magyarázat: egy csillagváros átlagos színe a benne zajló csillagkeletkezés erõsségére utal. A fiatal csillagok ultraibolya és kék fényben a legfényesebbek, így a csillagontó galaxisok is kékes színûek. Ezzel szemben az idõsebb csillagok jellemzõen infravörös és vörös fényt bocsátanak ki, azaz a vörös színû galaxisok csillagai idõsebbek, illetve a csillagkeletkezés sem túl intenzív. Nagyjából az összes galaxis fele kék, fele pedig vörös színû.
Az NGC 1291 az Eridanus csillagképben látszik 33 millió fényév távolságban. Jellegzetesen elnyúlt belsõ tartományait gyûrû alakban veszik körül a csillagképzõdés helyszínei.
A tudósok sokáig úgy gondolták, hogy a kék galaxisok szükségképpen vörössé válnak öregedésükkel párhuzamosan. Feltételezték, hogy valami történik a kék galaxisokkal, aminek következtében elfogy a csillagképzõdés alapanyaga. Ha az elképzelés igaz, akkor létezniük kell „serdülõkorú” galaxisoknak, melyek átmeneti állapotúak a kék és a vörös rendszerek között.
Mint annyiszor a csillagászatban, az emberi léptékkel szinte végtelenül lassú, évmilliárdokig tartó fejlõdési folyamatok is úgy válnak megvizsgálhatóvá, ha hatalmas mintákból álló megfigyelési adatbázisokat hozunk létre (hasonlóan a biológusokhoz, akik egy egy erdõben megfigyelhetõ sarjak, sudár fák és kidõlt törzsek alapján rekonstruálják egy fa életének legfõbb fázisait). A GALEX ûrtávcsövét pontosan erre a feladatra alkották meg: galaxisok tízezreirõl készített a legkisebb csillagkeletkezésre is nagyon érzékeny ultraibolya képeket, melyek alapján be tudták azonosítani a fejlõdési állapot szerint a kék és vörös galaxisok között található átmeneti objektumokat.
Az NGC 1316 a Fornax csillagképben található 62 millió fényévre. Az elliptikus galaxis egy kisebb csillagvárossal olvadt össze, aminek legutolsó fázisa zajlik jelenleg.
A kutatók a vizsgálatokhoz felhasználták még a Sload Digital Sky Survey (SDSS) optikai megfigyeléseit is. A kombinált adatsorokból megbecsülhetõvé az átmeneti galaxisok kora és a bennük zajló csillagkeletkezés aktivitása. Az eredmények azt sugallják, hogy egyes galaxisok gyorsan átcsúsznak a fiatal korból az érett, idõsebb korba, más galaxisok viszont lassan, megfontoltan haladnak a kései fejlõdési állapotok felé.
A GALEX eredményeit áttekintõ szakcikkek egész sora jelent meg az Astrophysical Journal Supplement Series szakfolyóirat 2007. decemberi számában.
Forrás:
GALEX Spotlight, 2007.11.14.
Kettõs Einstein-gyûrûvel a sötét anyag nyomában Szerzõ: Derekas Aliz | 2008. január 11., péntek
A Hubble Ûrtávcsõ felvételén eddig még soha nem látott jelenség, gravitációs lencsézés eredményeként kialakuló kettõs Einstein-gyûrû figyelhetõ meg.
Einstein-gyûrûket már eddig is ismertünk. A pusztán optikainak is tekinthetõ jelenség létrejöttének oka, hogy két nagy tömegû égitest egy vonalba esik és a hozzánk közelebbi objektum nagy gravitációs mezõje elhajlítja a távolabbi objektumról jövõ fényt és az egy gyûrûszerû képet alkot. Az Einstein-gyûrûk a gravitációs lencsehatás egy különleges típusát reprezentálják, amellyel távoli törpegalaxisokat is felbonthatunk. (A jelenség kialakulásáról részletesebben l. hírünket egy korábbi Einstein-gyûrû felfedezésérõl).
A kétszeres gyûrû a Hubble képén. Középen a fényes elõtérgalaxis, melynek gravitációs tere lefókuszálja a távoli galaxisok fényét.
A Hubble Ûrteleszkóp legújabb felfedezése azonban egyedülálló, mivel elõször örökített meg kettõs gyûrût, amelyek koncentrikusan helyezkednek el a lencsézõ galaxis körül. A kettõs gyûrû kialakulása annak köszönhetõ, hogy két távoli galaxis egy harmadik, az elõtérben lévõ nagytömegû galaxis mögött helyezkedik el, a Földrõl nézve pedig mindhárom egy vonalban helyezkedik el. Azért láthatunk két gyûrût, mert a nagytömegû elõtérgalaxis nemcsak egy, hanem két galaxis fényét fókuszálja le. Egy ilyen különleges csoportosulás három galaxis esetén elég ritka, mindössze kb. 1:10000 az esélye. Az elõtérgalaxis kb. 3 milliárd fényévre van tõlünk és szinte pontosan egy irányba esik a mögötte 6 és 11 millárd fényévre levõ galaxisokkal.
A lencsézõ elõtérgalaxis levonása után elõtûnnek a kettõs gyûrû részletei.
A felfedezés nemcsak a három galaxis egyedi geometriája miatt jelentõs, hanem azért is, mert a jelenség mélyebb betekintést enged a sötét anyag, sötét energia és a távoli galaxisok természetébe, illetve lehetõvé teszi a Világegyetem görbültségének becslését az adott irányban. Például a lencsézõ galaxis sötét anyaga a gyûrûk modellezésével nagyon pontosan feltérképezhetõ. Emellett a gyûrûk geometriája lehetõvé teszi azt is, hogy a középsõ galaxis pontos tömegét is megbecsüljük, ami kb. 1 milliárd naptömegnek adódott. Ez az elsõ tömegmérés egy kozmológiai távolságban lévõ törpegalaxisra (z=0,6).
Amennyiben több ilyen kettõs Einstein-gyûrût sikerülne felfedezni, meg lehetne mérni a világûr gravitáció okozta görbültségét, amirõl a gyûrûk mérete árulkodik. Ezzel pedig az Univerzum anyagtartalma és a sötét energia tulajdonságai válnának meghatározhatóvá.
A kozmikus háttérsugárzás mérései a sík geometriájú Világegyetemre engednek következtetni. Egy 50 darabból álló kettõs Einstein-gyûrûs mintából már elég megbízhatóan meg lehetne mérni, hogy mibõl áll az Univerzum és kb. 10% pontossággal meghatározhatóak lennének a sötét energiát leíró egyenletek. További kettõs gyûrûk felfedezését várják a nagylátómezejû ûrtávcsöves égboltfelmérõ programoktól, amelyek talán a nem túl távoli jövõben el is kezdik méréseiket.
A gyûrûk felfedezése a Raphael Gavazzi (University of California) és Tommaso Treu (University of Santa Barbara) által vezetett nemzetközi együttmûködés eredménye.
Forrás: STScI-PR-2008-04
Neutronokból állnak-e a neutroncsillagok? Szerzõ: Kovács József | 2008. január 11., péntek
Az XMM-Newton röntgenteleszkóp mérésein alapuló eredmények szerint a neutroncsillagok tömege nagyobb, mérete pedig kisebb is lehet annál, mint amit az aktuális modellek jeleznek.
A neutroncsillagok nagytömegû csillagok szupernóva-robbanása után visszamaradó kompakt objektumok, méretük 10-12 km körüli, tömegük azonban meghaladja a Napét, azaz sûrûségük óriási, így nem alkothatják õket normál atomok. Az immáron bõ négy évtizedes múltra visszatekintõ modell szerint majdnem tisztán neutronokból állnak, melyek a szupernóva-robbanást elszenvedett csillag magjának összeomlásakor jönnek létre az óriási nyomás hatására a csillagplazma atommagjainak protonjaiból és az elektronokból. A neutronok feles spinû részecskék, így érvényes rájuk a Pauli-elv, ami bizonyos tömeghatár alatt nem engedi az összeroskadó mag minden határon túli zsugorodását és fekete lyukká válását.
A fenti elképzeléssel kapcsolatos elsõ kételyek akkor kezdtek felmerülni, amikor bizonyos észlelések alapján úgy tûnt, hogy néhány neutroncsillagnak nagyobb lehet a tömege az elméletek által elõrejelzettnél, s elérheti akár a két naptömeget is. Más jelöltek esetében pedig a méret mutatkozott a standard elméletbõl számoltnál kisebbnek, körülbelül 6-8 kilométernek. Ezek alapján olyan modellek is elõtérbe kerültek, melyekben a maradvány objektumok még egzotikusabb részecskékbõl, pionokból (pi mezonok), kaonokból (K mezonok), illetve kvarkokból (a nukleonokat alkotó részecskék) állnak.
A neutroncsillagokban a nukleonokat alkotó részek, a kvarkok kötött állapotban vannak. A kvarkcsillagok azonban szabad kvarkokból állnak, így azok kisebb térrészben is elférnek, azaz az objektum mérete kisebb lesz. A kvarkok angol elnevezéseinek – például up, down, strange – magyar fordításai (fel, le, ritka) helyett inkább az angol elnevezés kezdõbetûjével való jelölés terjedt el, azaz például u-kvark, d-kvark, s-kvark. [CXC/M. Weiss]
Az elõbbiekbõl látszik, mennyire fontos a neutroncsillagok tömegének és sugarának ismerete. Sajnos kicsiny voltuk miatt a direkt méretmeghatározás lehetetlen, ezért a kutatók csak a róluk érkezõ különbözõ hullámhosszúságú elektromágneses sugárzásra, s számítógépes modellekre hagyatkozhatnak a fenti paraméterek meghatározásakor. Ehhez természetesen szükség van még a modellezett neutroncsillag távolságának ismeretére, ez pedig újabb kritikus pont. Nagy segítséget jelent, ha egy csillag olyan nagyobb egység része, melynek távolsága más módszerekkel kellõ pontossággal meghatározható. Ilyenek például a Tejútrendszer körüli gömbhalmazok. Ezeken belül az összes objektum távolságaként maga a halmaz távolsága használható.
Az ω Centauri, az M13 és az NGC 2808 gömbhalmazok. [Különbözõ internetes források]
Natalie Webb és Didier Barret (Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements, Toulouse, Franciaország) az XMM-Newton röntgenteleszkóp EPIC kamerájának segítségével azonosított három neutroncsillag-jelöltet az ω Centauri, az M13 és az NGC 2808 gömbhalmazokban. Mindegyik jelölt egy ún. röntgenkettõs egyik komponense, s a mérések tanúsága szerint jelenleg viszonylagos nyugalmi fázisukat élik. A detektált röntgensugárzásnak – függetlenül attól, hogy forrása a tömegbefogási korong, vagy a neutroncsillagok akkréció által felfûtött magja – át kell haladnia neutroncsillagok körüli hidrogénbõl álló légkörön, így információt szolgáltathat az atmoszféráról, ami aztán összevethetõ a rá vonatkozó modellekkel.
Webb és Barret tehát az általuk kapott színképeket összehasonlították a hidrogénlégköröket leíró modellekbõl származtatható eredményekkel, s azt találták, hogy a konstans felszíni gravitációs térerõsséget feltételezõ modellek szisztematikusan alábecsülik a neutroncsillag tömegét, illetve felülbecsülik a sugarát. Eredményeik szerint a tömeg elérheti akár a 2,4 naptömeget is, míg a sugarak értékei körülbelül 8 km-rõl indulhatnak.
A munka másik fontos megállapítása, hogy az adatok csak olyan állapotegyenleteket engednek meg az elfajult csillaganyagra, melyek szerint a neutroncsillagok mégis csak neutronokból állnak, de azért megengedik a tisztán kvarkokból álló objektumok létezését is.
Az eredményeket részletezõ szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. december 10-i számában jelent meg.
Forrás: ESA NR 2008.01.08.
Távcsõóriás épül a Google, Simonyi és Gates támogatásával 2008. január 11., péntek, 9:21
Hatalmas teljesítményû távcsõ épül Chilében, amely háromnaponta letapogatja az egész égboltot. A mûszer kivitelezésébõl a számítástechnikai óriáscégek is profitálhatnak.
A Large Synoptic Survey Telescope (LSST) a mai optikai teleszkópok közül az egyik legnagyobb teljesítményû lesz. Nevét talán Nagy Égboltfelmérõ Távcsõként fordíthatnánk. A berendezés nem 8,4 méter átmérõjû tükreivel és a változó légköri viszonyokhoz alkalmazó, ún. adaptív optikájával emelkedik ki a modern mûszerek sorából - az áttörést a detektorától és az adatfeldolgozás módszerétõl várják a szakemberek.
Az LSST rendszer egy távcsövének vázlata (LSST Corporation)
A chilei Cerro Pachon csúcson felállítandó LSST rendszer a tervek alapján 2014-ben kezdi meg mûködését. Három egyforma, 8,4 méteres tükre gyûjti össze és vetíti a fényt a három, egyenként 3 gigapixeles detektorra, felvételenként 10 négyzetfokot megörökítve. Egy-egy égterületet 15 másodpercen keresztül rögzít, és közel 30 terabyte adatot (kb. 7000 DVD-nyi információt) termel minden éjszaka. A gyors megfigyelési módszerrel háromnaponta lefedi a teljes égboltot, ezzel kivételes lehetõséget nyújt a változások nyomon követésére. A felvételeket idõrendben összefûzve akár mozgófilmhez hasonló animációk is készíthetõk, rajta az égitestek elmozdulásával.
A fotók összehasonlításával kiszûrhetõk az elmozduló kisbolygók, a Plútó térségében keringõ Kuiper-objektumok, nóvák és szupernóvák, valamint számtalan egyéb objektum és jelenség. A becslések alapján egy évtizedes mûködés alatt a távcsõvel a 140 méternél nagyobb, a Földet becsapódással fenyegetõ kisbolygók közel 90%-át azonosítani lehet majd. A rögzített adatokat teljes egészében ingyenesen hozzáférhetõvé teszik bárkinek az interneten - csak gyõzze azokat feldolgozni.
Az elmúlt években a távcsövek adatrögzítési képessége gyorsabban fejlõdött, mint az adatok feldolgozási módszere. A következõ idõszakban sok fontos felfedezés valószínûleg az ún. adatbányászó szoftverek fejlesztéséhez kapcsolódik majd, amelyek automatikusan találják meg a keresett jelenséget, illetve akadnak új objektumokra és folyamatokra. Ezért a mai csillagászati megfigyelések jellege gyakran eltér a klasszikus észlelésektõl. Míg korábban egy-egy érdekes objektum, vagy azok csoportja volt a célpont, itt "mindent" rögzít a távcsõ, amit látómezejének mérete, fénygyûjtõ képessége és a felvételek idõbeli gyakorisága enged. A nehéz feladat a keresett információk kinyerése a hatalmas adathalmazból.
Az LSST program legfontosabb része tehát a megfigyelési eredmények automatizált feldolgozása lesz. Részben ez magyarázza, hogy Bill Gates 10 millió, Simonyi Károly 20 millió dolláros adománnyal támogatja a projektet. A képelemzõ és az eredményeket publikáló, valamint azokban keresõ szoftverek fejlesztésébõl a Google is kiveszi a részét, amely már korábban csatlakozott a programhoz.
A Cerro Pachon csúcs felvétele, rajta számítógépes grafikával az LSST obszervatórium fantáziarajza.
A távcsõ által termelt hatalmas adatmennyiség feldolgozása olyan szoftvereket igényel, amelyek fejlesztésének tapasztalatai technológiai elõnyhöz juttathatják a kivitelezõ cégeket. A projekt sajátos reklámértékkel is bír, részben mert a rögzített adatmennyiség szabadon elérhetõ a nagyközönségnek. Utóbbi az oktatásban is hozhat eredményeket. Itt nem csak a csillagászat tanítása, hanem a hatalmas adatmennyiséget kezelõ, mesterséges intelligenciával bíró szoftverek és alkalmazások fejlesztése szintén kiemelt terület lehet.
Szerves anyagok egy születõ bolygórendszerben 2008. január 10., csütörtök, 9:58
Az általunk ismert élet keletkezéséhez szükséges szerves anyagokat azonosítottak egy születõ bolygórendszerben, a csillagot övezõ anyagkorongban.
A földi élet születését megelõzõ, ún. prebiotikus fejlõdéshez már összetett szerves molekulák kellettek, amelyek mai ismereteink alapján több eltérõ környezetbõl származhattak. A modellek és a megfigyelések szerint sok ilyen összetevõ keletkezik a csillagközi térben lebegõ jégszemcsékben, részben a bennük található szén-dioxid és energikus kozmikus sugarak révén.
A szerves anyagoktól vöröses árnyalatú korong. A kép középsõ részét a fényes belsõ tartományok miatt kitakarták, a gyûrûn belüli részt feltehetõleg a kialakulóban lévõ bolygók söpörték tisztára (John Debes, Carnegie Institution)
Elméletileg hasonló folyamatra a bolygórendszerekben lévõ jeges felszínû égitesteken, üstökösmagokon is sor kerül. Utóbbi miatt mutat gyakran vöröses színt a Naprendszer külsõ vidékén lévõ jeges égitestek felszíne. Az õsi Föld légkörében is képzõdtek szerves molekulák, hasonlóan ahhoz, ahogy ma a Titan szaturnuszhold atmoszférájában megfigyelhetõ. Néhány újabb megfigyelés alapján egyes kõzetek vízzel és szén-dioxiddal érintkezõ felülete mentén is képzõdhettek ilyen anyagok.
Nagy kérdés, hogy a csillagközi térben létrejött szerves molekulák miként változnak meg a bolygórendszerek kialakulásakor a csillagokat övezõ, ún. protoplanetáris korongok kavargó anyagában. Utóbbi vizsgálatára a HR 4796A jelû, a Földünktõl 220 fényévre lévõ csillagkörüli korongot tanulmányozták a Centaurus csillagképben. A közel nyolcmillió éves, Napunknál mintegy kétszer nagyobb tömegû objektumot övezõ anyagkorongban már megtörtént a bolygócsírák összeállása, de nagyobb bolygók még vagy nem jöttek létre, vagy éppen most formálódnak a rendszerben. A jelenleg zajló ütközések újratermelik a port, ami nagy felülete révén lehetõséget ad a részletes megfigyelésére.
A fiatal csillagtól közel 70 CSE (csillagászati egység) távolságban (a Föld-Nap átlagos távolságának 70-szeresére) egy gyûrû húzódik, amely nagyjából kétszer olyan messze van, mint amennyire a Neptunusz kering a mi Napunk körül. Itt a gyûrû poranyaga egy közel 17 CSE széles sávban található.
A Hubble-ûrteleszkóp NICMOS detektorával az optikai és az infravörös tartományban vizsgálták a korong anyagának színképét. A megörökített por erõsen vörösnek mutatkozott. Árnyalatát az eddigi próbálkozások alapján nem sikerült ismert ásványokkal, esetleg a szemcsék sajátos méreteloszlásával magyarázni.
A szín kialakulásának legvalószínûbb oka, hogy jelentõs mennyiségû ún. tholin van a szemcsékben, illetve azok felületén. A tholin egy gyûjtõfogalom, többféle típusú és eltérõ felépítésû, hosszúláncú, szénalapú szerves vegyületek keverékét jelöli. Jelenlegi ismereteink alapján a Naprendszerben elsõsorban a távoli, jeges üstökösmagok felszínén jellemzõ, de tholinoknak tekinthetõk a Titan felsõlégkörében lebegõ molekulák is.
Fantáziarajz a HR 4796A körüli porgyûrûrõl (Greg Bacon, STScI, NASA)
A mostani megfigyelés elsõ alkalommal mutatott ki ilyen szerves összetevõket egy születõ, "félig kialakult" bolygórendszerben. A nagy kérdés, hogy a megfigyelt anyagok többsége vajon még a csillagközi térbõl maradt vissza a szemcsékben, vagy esetleg késõbb, már a korongban jött létre.
sajnos amíg a technikánk nem alkalmas rá, hogy valójukban lássuk ezeket az "eseményeket, jelenségeket", addig ez is több a semminél :)
lassan fantáziarajzunk lesz az egész univerzumról :)
Árván született galaxisközi csillaghalmazok Szerzõ: Derekas Aliz | 2008. január 09., szerda
A Hubble Ûrtávcsõ különleges kék csomókat bontott csillagokra három kölcsönható galaxis közötti ûrben, távol minden klasszikus csillagkeletkezési régiótól.
Nem minden nap fedez fel az ember különleges kék csomókat az ûrben – különösen akkor egyedi a dolog, ha egymással kölcsönhatásban álló galaxisok közötti térben bukkanunk rá a 200 millió évvel ezelõtt kialakult fiatal csillaghalmazokra. A Hubble Ûrtávcsõ rendkívüli érzékenységének köszönhetõen pontosan ez történt most az M81 spirális galaxis környékén.
Az M81 és M82 galaxisokat összekötõ anyagívben halvány kék csomókként látszanak a 200 millió évvel ezelõtti kölcsönhatás eredményeként keletkezett fiatal csillaghalmazok (balra: a GALEX ultraibolya ûrtávcsõ felvétele; jobbra: a HST részletképei).
Soha korábban nem láttunk még ennyire ritkán benépesült környezetben hasonló "kék csomókat" (blue blobs), melyekben több tízezer naptömegnyi anyag található fiatal csillagok alakjában. A csomók tömege meghaladja a Tejútrendszer legnagyobb nyílthalmazainak tömegét, viszont a gömbhalmazokétól messze elmarad. Mivel látszólag nem tartoznak semmilyen galaxishoz, árván töltik napjaikat az ûrben, s a csillagaik által a fúziós reakciókban letermelt nehéz elemeik minden akadály nélkül beszennyezik a galaxisközi ûrt. Lehetséges, hogy a korai világegyetem is ugyanígy szennyezõdött be az elsõ csillaggeneráció fúziós végtermékeivel.
A most talált kék csomókat az teszi különlegessé, hogy 12 millió fényév távolságban, három galaxis (M81, M82 és NGC 3077) ütközése nyomán létrejött gázhíd mentén találhatók. Az Arp-ív néven is ismert alakzat azonban nem olyan környezet, ahol csillaghalmazok léte várható, mivel a benne levõ anyagmennyiség messze nem elégséges intenzív csillagkeletkezés fenntartására. A Hubble felvételei alapján a most talált csomók mintegy öt Orion-ködnyi anyagot tartalmaznak, s a feltevések szerint a galaxisok 200 millió évvel ezelõtti erõs kölcsönhatásához köthetõk.
A Hubble mérései alapján sikerült megbecsülni a halmazok csillagainak korát. Legtöbb égitest kb. 200 millió éves, de van köztük alig 10 millió éves, nagyon fiatal objektum is. A legidõsebbek kora éppen megegyezik a három galaxis 200 millió évvel ezelõtti ütközésének idõpontjával, amirõl a közöttük levõ Arp-ív árulkodik, így kézenfekvõ összekötni a csillagkeletkezés beindulását és a galaxisok ütközését. Feltehetõen az ütközés során a csillagközi gázban fellépõ turbulenciák váltották ki az erõs csillagkeletkezést, ami a korai Univerzumban sokkal gyakrabban lejátszódó esemény lehetett.
Forrás: STScI-PR-2008-02
Elõször figyelték meg részletesen egy születõ csillag gázkilövelléseit 2008. január 8., kedd, 9:14
Elsõ alkalommal sikerült megfigyelni, amint egy születõ csillagot övezõ anyagkorong centrumából spirálisan repül ki a gáz, két hatalmas kilövellés formájában.
A HH-211 jelû objektum kettõs anyagsugara jobbra lent látható (A.A. Muench-Nasrallah, CfA)
A csillagok a csillagközi anyag hideg és sûrû felhõinek zsugorodásával születnek. A folyamat elindításához megfelelõ gázsûrûség, alacsony hõmérséklet és általában valamilyen külsõ behatás szükséges, amely megindítja a felhõ összehúzódását. A jelenség sok részlete pontosan még nem ismert: bizonyos folyamatok csökkentik a zsugorodó felhõ melegedését, mások pedig lassítják az egyre kisebbre húzódó anyagcsomó pörgését.
Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében ugyanis miközben a felhõ zsugorodik, pörgése egyre jobban felgyorsul - ahhoz hasonlóan, ahogyan a piruettezõ jégtáncosnõ pörgése is felgyorsul, amikor behúzza karjait. A modellek alapján ha nem lennének fékezõ hatások, egy ilyen felhõ annyira felpörögne, ami megakadályozná a további összehúzódást, és egy kompakt égitest kialakulását.
Ezért létezniük kell olyan folyamatoknak, amelyek mérséklik ezt a felpörgést. Az eddigi modellek alapján ilyen hatással bírhat például a centrumban lévõ protocsillagból kiáramló intenzív csillagszél. A csillag elõdjébõl kinyúló mágneses erõvonalak az objektumot övezõ, korongot alkotó anyaghoz kapcsolódva a perdület egy részét a korongnak adják át. Hasonló jelenség keretében a protocsillag mágneses erõvonalai a távolabbi, de a zsugorodó felhõvel szomszédos ionizált anyagcsomókhoz is kapcsolódhatnak, ezzel is fékezve a központi tömeg pörgését. Emellett a protocsillag körüli korongban létrejövõ, hullámszerû anyagsûrûsödések is szállíthatnak el a központi perdületbõl.
Mindezek felett hasonló hatással bírhatnak még a korongok centrumából, azokra merõlegesen, nagy sebességgel kirepülõ anyagsugarak, avagy jetek. Ilyeneket már sok alkalommal észleltek születõ csillagoknál, de eddig még nem születtek olyan megfigyelések, amelyek bemutatnák, miként segédkeznek ezek az anyagsugarak a forgó anyagcsomó perdületének csökkentésében.
Ezúttal a HH-211 jelû égitestnél akadtak a fent keresett nyomokra, amely közel 1000 fényévre, a Perseus csillagképben látható. Centrumában egy protocsillag és körülötte egy korong van, amelynek anyaga a centrumban lévõ égitest felé spirálozik, és folyamatosan ráhullik. A behulláshoz azonban perdületet kell veszítenie, enélkül ugyanis túl gyorsan keringene a protocsillag körül, és nem zuhanna a felszínére.
Egy nemzetközi csillagászcsoport Qizhou Zhang (CfA) vezetésével a Mauna Keán lévõ Submillimeter Array nevû mikrohullámú teleszkóprendszerrel a fenti objektmot vizsgálta. A születõ csillag közel 20 ezer éve kezdhetett anyagot gyûjteni, becsült végsõ tömege a Napéhoz lesz közel, de jelenleg még csak annak 6%-a. További növekedéséhez a körülötte lévõ anyagkorongban lévõ gáznak perdületet kell veszítenie, mivel csak ekkor tud a felszínére hullani.
A korong centrumából egymással ellentétes irányba két anyagsugár indul ki, közel 16 ezer CSE távolságig (az átlagos Föld-Nap távolság 16 ezerszereséig), amelyben a kilökött gáz mozgását most sikeresen feltérképezték. A mérések alapján a gáz az anyagsugár tengelye körül több mint 1300 km/s sebességgel forog, miközben 90 ezer km/s-mal halad a korong centrumától kifelé - tehát spirális csavarvonalban távozik kifelé.
Fantáziarajz az anyagkorongról és az annak centrumából kilökõdõ, két gyors, spirális anyagáramlásról (Change Tsai (ASIAA))
A jelenség keretében a korong perdületet veszít, ezért a gáz jelentõs része a centrumban növekvõ protocsillagra zuhan. Ez az elsõ alkalom, hogy egy ilyen anyagsugárban spirálisan áramló gázt sikerült azonosítani. A régóta keresett jelenség aktívan közremûködik a korongban lévõ anyag perdületének csökkentésében, és áttételesen a központi propocsillag növekedésében.
Rövid gammavillanás gravitációs hullám nélkül Szerzõ: Kovács József | 2008. január 08., kedd
Összeolvadó neutroncsillagok és fekete lyukak? A gravitációs hullámok detektálására épült LIGO negatív mérési eredménye megkérdõjelezheti a rövid gammavillanások leginkább elfogadott magyarázatát.
A gammavillanások a Világegyetem leghevesebb és legnagyobb energiát felszabadító folyamatai. A jelenség hossza alapján két fõ típusukat különböztetik meg. A 2 másodpercnél rövidebb események az ún. rövid, míg a 2 másodpercnél tovább tartók az ún. hosszú gammavillanások. A jelenség okai még egyáltalán nem tisztázottak. A hosszú gammavillanások közül egészen z=6,3 vöröseltolódásig sok olyan galaxishoz kapcsolható, melyben heves csillagkeletkezési folyamatok zajlanak, míg néhány közelebbi nagy valószínûséggel szupernóva-robbanásokhoz köthetõ. A rövid gammavillanások okai ennél sokkal bizonytalanabbak. Detektáltak különbözõ típusú és csillagkeletkezési múlttal rendelkezõ galaxisokhoz kapcsolódókat, de találtak már olyat is, melynek forrása a Tejútrendszerben van. A jelenleg leginkább elfogadott magyarázat szerint itt kompakt kettõsök, például két neutroncsillag vagy egy neutroncsillag és egy fekete lyuk összeolvadásáról, illetve a folyamat közben felszabaduló energia pillanatszerû kitörésérõl van szó. Statisztikai vizsgálatok alapján elképzelhetõ az is, hogy a rövid villanások körülbelül hatoda ún. SGR (Soft Gamma-ray Repeater, azaz ismétlõdõ lágyröntgen-kitörõ) lehet, melyek energiája kisebb. Nincs még olyan pozitív észlelés, ami az összeolvadási hipotézist bizonyítaná, viszont van egy negatív, ami akár a cáfolatát is jelentheti.
A LIGO projekt interferométereinek több kilométer hosszú alagútjai madártávlatból a Washington állambeli Hanfordban és a Louisiana állambeli Livingstonban. [Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory]
A kérdés tisztázásában fontos szerepe lehet a feltételezett összeolvadási folyamat közben gerjesztett, az általános relativitás elmélete által megjósolt gravitációs hullámok detektálásának. Az elképzelések szerint ezeknek a viszonylag jól modelezett amplitúdó- és frekvenciaeloszlású hullámoknak még az összeolvadás elõtt fázisban kell keletkezniük, amikor a komponensek spirális pályán közelednek egymás fele.
A gravitációs hullámok detektálására szolgáló kísérletek több évtizedes múltra tekintenek vissza. Közülük az egyik legújabb a két nagy amerikai egyetem, a Caltech és az MIT által üzemeltetett LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). A világ 12 országából 580 tudóst összefogó projekt fõ interferométerei Hanfordban (USA, Washington állam) és Livingstonban (USA, Louisiana állam) találhatók, de része még a hálózatnak például a németországi Hannover mellett mûködõ GEO600 interferométer is. Az L alakú, több kilométer hosszú, Michelson és Fabry-Perot üzemmódban mûködõ ágakat tartalmazó interferométerek vákuumalagútjaiban osztott lézernyalábok segítségével rendkívül nagy pontossággal tudják mérni az alagútakban elhelyezett tükrök távolságát.
Einstein elmélete szerint a nagytömegû, gyorsuló mozgást végzõ objektumok - esetünkben például az összeolvadás elõtti fázisban lévõ neutroncsillagok - megzavarják a téridõ szerkezetét a környezetükben. Ez a zavar aztán gravitációs hullámok formájában tovaterjed, s közvetítésükkel a kiváltó objektum óriási távolságokban is érezteti hatását, az interferométerekben például olyan módon, hogy a hullámok áthaladásakor kicsit megváltozik a tükrök távolsága. A fénysebességgel terjedõ gravitációs hullámok az alagutak két-két végét körülbelül 10 mikroszekundumos idõkülönbséggel érik el. Háromszögelési módszerrel így a forrás égi pozíciója is meghatározható. A LIGO berendezései olyan érzékenyek, hogy a tükrök távolságában egy proton "átmérõjének" ezred részényit kitevõ változást - ez mindössze 10-18 m! - is képesek kimutatni.
Az ESO VLT távcsõegyüttesével készült felvétel a GRB 070201 katalógusjelû gammavillanás égi környezetérõl. A villanás helyét nyíl mutatja. [European Southern Observatory]
2007. február 1-jén az IPN (Interplanetary Network) hálózat három, gamma-detektorral felszerelt ûrszondája és a NASA Swift mûholdja is észlelt egy rövid gammavillanást az Andromeda-galaxis irányából. A jelenség az idõpont alapján a GRB 070201 (GRB = Gamma Ray Burst) katalógusjelzést kapta. A jelenség során a Hanfordban található 2 és 4 km-es interferométer (az L két szára) is üzemelt és adatokat gyûjtött, de a mérési eredmények között semmi nyoma az elõbbiek alapján az eseményhez köthetõ gravitációs hullámok hatásának! Ha a villanás az M31 egyik spirálkarjában következett be, akkor semmiképpen nem okozhatta két kompakt objektum összeolvadása, ugyanis az Andromeda-köd 2,5 millió fényéves távolságában lezajló ilyen grandiózus eseményt a LIGO hiperérzékeny detektorai mindenképpen jeleztek volna. A detektálható gravitációs hullámok hiánya persze jelezheti azt is, hogy a gammavillanást kiváltó összeolvadás jóval távolabb következett be, illetve elképzehetõ még az a magyarázat is, hogy az esemény mégiscsak az M31-ben következett be, de "csak" egy SGR-rõl van szó.
A gamma-detektorokkal felszerelt mûholdhálózat méréseinek bizonytalanságából származó hibadoboz keresztezi az M31 egyik spirálkarját, ezért lehetséges, hogy a gammavillanás az Andromeda-galaxisban következett be. A nagy képen a galaxis ultraibolya fotója látható a hibadoboz egy részével, míg a kis inzerten az SDSS képe a teljes hibahatárokkal látható. [IPN3, SDSS 2007, Thilker és társai]
A kutatásban résztvevõ szakemberek kivétel nélkül egyetértenek abban, hogy ez a negatív eredmény is rendkívül fontos, mivel új szempontokat vethet fel a rövid gammavillanások kutatásában, de talán még ennél is fontosabb, hogy megmutatta a gravitációs hullámok detektálásával foglalkozó fizikusok és az elsõsorban az elektromágneses hullámokat vizsgáló csillagászok közötti gyümölcsözõ együttmûködés lehetõségét. A berendezések továbbfejlesztett változata (Advanced LIGO) körülbelül 1 nagyságrenddel érzékenyebb lesz. Segítségével akár naponta észlelhetõk lesznek gravitációs hullámokat generáló események, így a LIGO egy éves észlelési programja mindössze néhány óra alatt teljesíthetõ vele, jó esélyt teremtve arra, hogy hosszú várakozás után végre minden kétséget kizáró módon detektáljunk egy gravitációs hullámokat keltõ eseményt.
Forrás: Caltech NR 2008.01.02.
Idõsebbek a Szaturnusz gyûrûi? Szerzõ: Derekas Aliz | 2008. január 06., vasárnap
A Cassini ûrszonda legújabb eredményei alapján úgy tûnik, hogy a Szaturnusz gyûrûi akár már a Naprendszer kialakulásával párhuzamosan is létrejöhettek.
Larry Esposito (Univ. of Colorado) és kutatócsoportja a Cassini adatait felhasználva új következtetésekre jutott a Szaturnusz gyûrûiben rejtõzõ teljes anyagmennyiséggel és a rendszer korával kapcsolatban. A korai ûrszondás, majd késõbb Hubble Ûrtávcsöves vizsgálatok mind arra utaltak, hogy a gyûrûrendszer meglehetõsen fiatal, százmillió évre tehetõ korú alakzat, ami egy üstökös és egy szaturnuszhold ütközésének eredményeként jöhetett létre valamikor a dinoszauruszok korában. Azonban a Cassini fedélzeti mûszerei egyöntetûen azt mutatják, hogy a gyûrûk nem egy katasztrófa nyomán jöttek létre, s a különbözõ gyûrûívek kora jelentõsen eltér, illetve a bennük levõ anyag is újrahasznosul az idõk során. Utóbbi azt jelenti, hogy a gyûrûkbe folyamatos utánpótlás érkezik a kisebb holdak összetöredezése révén, majd ebbõl újra kisebb holdacskák csomósodnak össze, fenntartva újabb gyûrûívek létrejöttéhez az alapanyagot.
Fantáziakép a gyûrûk anyagában összecsomósodó kisebb testekrõl.
A kutatásokat vezetõ Larry Esposito fedezte fel még 1979-ben a Pioneer-11 ûrszonda képein az F jelzésû gyûrût. Szerinte az újonnan feltárt bizonyítékok meggyõzõen arra utalnak, hogy a Szaturnusznak szinte mindig is voltak gyûrûi. Ezek ugyan folyamatosan változnak az évmilliók során, de az anyag körforgása a gyûrûk és a holdacskák között akár a Naprendszer teljes 4,5 milliárd éves korán át fenntarthatta a gyûrûs bolygó díszét.
A tudósok korábban azt gondolták, hogy ha a gyûrûk a Szaturnusszal összevethetõ korúak lennének, akkor a folyamatosan záporozó meteoritikus anyagtól elsötétedett volna az alkotószemcsék felszíne. Az új megfigyelések azonban azt bizonyítják, hogy a gyûrû meglehetõsen nagy méretû jég- és szikladarabokat tartalmaz, nagyobbakat, mint ahogy azt eddig gondolták. Ez magyarázatot ad arra is, hogy a gyûrûk miért tûnnek viszonylag fényesnek távcsövön keresztül. Minél több anyagot tartalmaz a gyûrû, annál több anyag áll rendelkezésre az újrahasznosulásra, a gyûrû anyagának látszólagos felfrissítésére.
Távolban egy füstkarika: a Mimas az F gyûrû mögött. A gyûrû belsõ magja olyan sûrû, hogy képes kitakarni a Mimas egy részét.
Esposito csoportja méréseket végzett az F gyûrû mögött áthaladó csillagok fényességváltozásról (okkultációiról), amit a gyûrû anyagában levõ nagyobb csomók kitakaró hatása idéz elõ. A fényességváltozás erõsségébõl és idõskálájából pedig megbecsülhetõ a csillagfedést okozó testek mérete. A módszerrel 13 olyan objektumot fedeztek fel az F gyûrûben, amelynek mérete 27 m és 10 km közé esik. Mivel többségük áttetszõ, azaz valamenyi fény azért átjutott rajtuk, a kutatók arra következtettek, hogy ezek a nagyobb testek ideiglenesen összeálló jeges szikladarabokból álló csomók lehetnek. A jelenség számítógépes szimulációja jól illusztrálja a csomók dinamikus változásait.
A Pandora, az egyik terelõhold éppen kibukkan az F gyûrû mögül.
Espesito véleménye szerint a Szaturnusz gyûrûi sosem lesznek olyanok a jövõben, mint amilyennek most látjuk õket. Mint a hatalmas földi városok, melyek évszázadokon át fennmaradnak, de mégis mindig másképpen néznek ki, úgy a gyûrûrendszer is állandóan változtatja a külvilág felé mutatott arcát.
Óriásbolygó egy fiatal csillag körüli porkorongban Szerzõ: Kovács József | 2008. január 04., péntek
Egy alig tízmillió éves csillag körüli porkorongban mintegy 10 jupitertömegû óriásbolygót mutattak ki, ami megerõsíti a bolygók gyors keletkezésérõl szóló elképzeléseket.
A szakemberek között egyetértés mutatkozik abban a kérdésben, hogy a bolygók fiatal csillagok körüli porkorongokban alakulnak ki, a folyamat részletei azonban még nem tisztázottak. Szintén kérdéses a bolygókeletkezés idõskálája is, ezért egy porkorongba ágyazódó fiatal csillag körüli bolygó detektálása mindenképpen figyelemre méltó esemény. Ez történt most a közeli, körülbelül 8-10 millió évesre becsült TW Hydrae esetében, melynek sokat tanulmányozott protoplanetáris korongjában egy 10 jupitertömegû bolygót mutattak ki 0,04 csillagászati egységre központi csillagától, a csillag és porgyûrû közötti üres részben. Az óriás planéta keringési ideje mindössze 3,56 nap. A ma ismert körülbelül 270 exobolygó közül ez az elsõ, amelyik ilyen fiatal csillag körül kering, s léte megerõsítheti azt a közeli infravörös és a milliméteres hullámhosszakon végzett észleléseken alapuló feltételezést, hogy a bolygók a csillaguk születése utáni 10 millió éven belül kialakulnak, mielõtt a létrejöttükhöz szükséges port és gázt a csillagszél és a sugárnyomás kifújná a csillagközi térbe.
Fantáziarajz a TW Hydrae rendszerérõl a porkoronggal és a belsõ, kisöpört zónában keringõ óriásbolygóval. [Johny Setiawan]
Az exobolygók detektálásának legeredményesebb módszere a központi csillag jól megválasztott színképvonalainak periodikus Doppler-eltolódásából származtatott ún. radiálissebesség-görbe elemzése, melybõl az egyébként láthatatlan kísérõ legfontosabb paraméterei (keringési ideje, pályájának mérete, tömegének alsó határa) megbecsülhetõk. Ez a módszer azonban fõleg a Naphoz hasonló, kevéssé aktív csillagukhoz nagyon közeli pályán keringõ óriásbolygók esetében hatásos, ezért a nagy, radiális sebességek maghatározását célzó felmérésekbõl eddig a fiatal, általában jelentõs aktivitást mutató csillagokat kizárták. A legfiatalabb csillag, amely körül ilyen módszerrel eddig bolygót detektáltak, 100 millió éves.
A Johny Setiawan (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg) vezette kutatócsoport az ESO La Silla-i obszervatóriumában üzemelõ 2,2 méteres teleszkópra szerelt FEROS (Fibre-fed Extended Range Optical Spectrograph) száloptikás echelle spektrográfot használta a sebességgörbéket eredményezõ nagyfelbontású színképek elkészítéséhez. A megfigyelésekbõl kizárták azon színképvonalak környezetét, melyekben a fiatal csillag nagy aktivitást mutat. Ilyenek például az ionizált kalcium H és K vonala, a hidrogén Hβ és Hα vonala, valamint a semleges hélium és nátrium vonalai. Az eredményül kapott radiálissebesség-görbék periódusanalízise a 3,56 napos periódusnál jelzett egy szignifikáns csúcsot. Ezt a jelet egy ilyen keringési idejû bolygókísérõn kívül okozhatják még csillagfoltok, de akár a csillag nemradiális pulzációja is. Az elsõ esetben a színképvonalak periodikus eltolódása minden vonal esetében kimutatható, s a vonalak alakját nem befolyásolja, míg az utóbbi két lehetõségnél a vonalak profilja is változik, befolyásolva ezzel a radiális sebességek mérését is. A csoport eredményei szerint a TW Hydrae esetében a 3,56 napos változás majdnem szinuszos, s a sebességek nem korrelálnak a fényesség, illetve a csillagaktivitás egyéb nyomjelzõinek változásaival, így legvalószínûbb magyarázat a kísérõ jelenléte. Tömegének alsó határa 1,2 jupitertömeg, de ha figyelembe veszik azt a korábbról, például a Hubble Ûrteleszkóp méréseibõl ismert tényt, hogy a porkorongra majdnem merõlegesen látunk rá (i ≈ 7°), akkor tömegére 9,8 jupitertömeg adódik, igaz meglehetõsen nagy, 3,3 jupitertömeg bizonytalansággal.
Az elméletek szerint a bolygók a csillagok körüli por- és gázkorongokban alakulnak ki mikrométer nagyságú porszemcsék ütközései révén. Ezen folyamat során a mikroszkópikus részekbõl elõször a bolygómagok jönnek létre, melyek – elegendõen nagy tömeget elérve – nemcsak magukhoz vonzzák a gázt a korongból (akkréció), s ezzel ki is söprik a protoplanetáris diszk körülöttük lévõ részét, de a tömegváltozás miatt sugárirányban befelé is mozognak (migráció). Az óriásbolygók kialakulásának egy másik lehetséges módja a korongban létezõ gravitációs instabilitások körüli kondenzáció. A jelenlegi modellek megengedik a TW Hydrae b-hez hasonló nagytömegû bolygók létrejöttét, de nem világos, hogy ehhez elegendõ-e az elsõ típusú keletkezési folyamat, vagy a korongbeli gravitációs instabilitások is szükségesek hozzá. A TW Hydrae kísérõje valószínûleg a korong külsõbb részén keletkezett a csillagtól 1-4 csillagászati egység távolságra, majd elkezdett befelé vándorolni, miközben a korong belsõ régiójában jelentõs mennyiségû gázt vonzott magához. A befelé irányuló mozgás akkor állhatott le, amikor a korong optikailag vékony részét elhagyva átlépte a csillag körüli belsõ gázmentes zóna körülbelül 0,06 csillagászati egységre lévõ határát. Ezen zóna kialakulásának egyik lehetséges oka a csillag mágneses tere.
A TW Hydrae rendszerének sematikus rajza. Az új bolygó a csillagtól 0,04 csillagászati egységre egy kisöpört részen belül kering. Ezen kívül helyezkedik el a porkorong, melynek belsõ része vékonyabb, külsõ része pedig vastagabb. [Setiawan és társai]
A TW Hydrae rendszere direkt kapcsolatot teremthet a porkorongok fejlõdési és a bolygók kialakulási mechanizmusai között, illetve ideális alanya lehet a bolygómagok kialakulását, a migrációt és az akkréciót modellezõ numerikus szimulációknak.
Az eredményeket részletezõ szakcikk a Nature c. folyóirat 2008. január 3-i számában jelent meg.
Forrás: Nature, Volume 451, p. 38
Hát, ha azt veszem, hogy ezek a marsjárok annyi utat tettek meg két év alatt, mint amit egy embere egy nap alatt megtesz, akkor velószínûleg soha nem érnének oda. :)
Biztos ez az lesz az, de ezek szerint a mozgása elég nagy léptékû, és egyelõre csak feltételezes. Viszont ha közelebrõl is megvizsgálják, még lehetnek ott érdekességek.
Landren. Rádióba hallottam, hogy a mars felszinén mozgó jégdarabot fedeztek fel. Tudsz errõl valami linket adni? Köszi Ja és Boldog karácsonyt és kellemes új évet kívánok.
Kozmikus kolibri Szerzõ: Kovács József | 2007. december 23., vasárnap
Egy nagyon ritka hármas galaxisütközés közben létrejött alakzat meglepõen hasonlít egy virág elõtt, lebegõ kiterjesztett szárnyú kolibrire.
Az ESO 593-IG 008, illetve IRAS 19115-2124 katalógusjelû, tõlünk 650 millió fényévre található objektum a Hubble Ûrteleszkóp felvételeirõl kölcsönható galaxispárként már korábban is ismert volt. Az ESO VLT teleszkójai közül a negyedik egységen (Yepun) üzemelõ NACO (NAos+COnica = Nasmyth Adaptive Optics System + COude Near Infrared CAmera) mûszeregyüttessel kapott részletes képek világosan mutatják a két galaxist, melyek közül az egyik egy horgas spirális, míg a másik irreguláris.
A NACO mûszeregyüttes K sávban készült infravörös és a Hubble Ûrteleszkóp korábbi, B és I sávban készült felvételének kombinálásával nyert kép a kölcsönható galaxisokról. [Henri Boffin (ESO)]
Az igazi újdonságot az jelentette, hogy a NACO adatai alapján nem csak az eddig ismert két galaxis azonosítható, de kimutatható egy harmadik jelenléte is, ami irreguláris volta ellenére nagytömegû, s rendkívül nagy intenzitással zajlanak benne a csillagkeletkezési folyamatok. Ez évente összesen körülbelül 200 naptömegnyi csillag kialakulását jelenti. A másik két galaxis ebbõl a szempontból sokkal nyugodtabb. A kutatás vezetõje, Petri Väisänen szerint a hasonló méretû galaxisok részvételével zajló ütközési folyamatok rendkívül ritkák, s ebben az esetben is a VLT és mûszereinek képességei tették csak lehetõvé a harmadik galaxis azonosítását.
A galaxiscsoportról a VLT NACO mûszeregyüttesével a K infravörös sávban készült felvétel. A körülbelül 25x25 ívmásodperc méretû területet lefedõ kép a "madár" különbözõ részeit is jelöli. [ESO]
A hasonlóság miatt az objektumegyüttest legkönnyebben a madár-analógia alapján írhatjuk le. A most azonosított harmadik galaxis a kolibri feje, a szív és a test a két másik, korábban is ismert galaxis magja, míg a szárnyak az ezek gravitációs kölcsönhatásának eredményeként kialakult anyaghidak, melyek hossza meghaladja a százezer fényévet, azaz akkorák, mint a Tejútrendszer.
Az új dél-afrikai óriástávcsõvel (Southern African Large Telescope) optikai tartományban végzett spektroszkópiai megfigyelések, illetve a Spitzer ûrteleszkóp archivumából származó infravörös adatok szintén megerõsítették azt, hogy a "fej" egy különálló objektum, de szolgáltak egyéb meglepetéssel is. A "fej" ugyanis több mint 400 km/s sebességgel távolodik a "test" többi részétõl, s összeolvadó galaxisok esetében ilyen nagy relatív sebességek szintén nagyon ritkák. A kutatócsoport egyik tagja, Seppo Mattila szerint a NACO-val éppen azt a pillanatot (csillagászati értelemben!) kapták el, amikor a harmadik galaxis elõször megközelíti a másik kettõt, melyek már korábban, több száz millió évvel ezelõtt kölcsönhatásba léptek egymással.
A rendszer infravörös luminozitása óriási, körülbelül ezer milliárdszorosan haladja meg a Nap hasonló sugárzását. Érdekes az is, hogy az infravörös sugárzás fõ forrása a harmadik galaxis, bár valószínûleg ez a legkisebb a komponensek közül. A "madárról" egyébként már régóta úgy gondolják, hogy a galaxisok fejlõdésének egyik fontos lépcsõjét illusztrálja: az összeolvadás és a folyamat által felgyorsított csillagkeletkezés a késõbbiekben egyetlen óriás elliptikus galaxis kialakulásához vezethet.
Ha már inkább karácsonyi hangulatban vagyunk, akkor az alakzatba a kolibri helyett a Peter Pan mesébõl ismert tündér, Tinker Bell is beleképzelhetõ a galaxisok kozmikus keringõjébe. [www.ateka.com, www.art.com]
Az eredményeket részletezõ szakcikk a Monthly Notices of Royal Astronomical Society c. folyóiratban fog megjelenni.
Forrás: ESO PR 55/07, 2007.12.21.
Villanás a semmibõl Szerzõ: Kovács József | 2007. december 21., péntek
A Swift ûrteleszkóppal 2007 elején olyan gammavillanást figyeltek meg, melynek helyén a robbanás utófényének eltûnését követõen még a 10 m-es Keck I teleszkóppal sem látszik semmi.
A felfedezés dátuma alapján GRB 070125 jelzéssel ellátott gammavillanás (Gamma Ray Burst, GRB) az Ikrek csillagképben tûnt fel, s különlegessége az, hogy egyelõre nem kapcsolható semmilyen forráshoz. A hosszú gammavillanások a jelenleg elfogadott elképzelés szerint nagytömegû csillagok pusztulásához köthetõk, amelyek jellemzõen galaxisok csillagkeletkezési régióiban találhatók. A GRB 070125 esetében viszont a feltûnés közelében látszó galaxisok legközelebbike is majdnem 90 ezer fényévre van a villanás helyétõl.
Mivel a GRB 070125 villanása elég fényes volt (utólag már tudható, hogy a 2007-es év egyik legfényesebb ilyen eseményeként vonul a krónikákba), a Caltech és a Penn State University kutatóiból álló, Brad Cenko (Caltech) vezette csoport gyorsan elkezdte a jelenség észlelését földfelszíni teleszkópokkal is. A Palomar-hegyen mûködõ 60 hüvelykes robotteleszkóppal végzett január 26-i észlelés szerint a villanást egy fényes, de gyorsan halványuló utófény követte a látható tartományban. Ezen megfigyelés váltotta ki aztán a hawaii Mauna Kea csúcson mûködõ 8 méteres északi Gemini és a 10 méteres Keck I teleszkópokkal körülbelül három héttel késõbb elvégzett részletes észleléseket.
A bal felsõ képen a gammavillanás utófényérõl a palomar-hegyi 60 hüvelykes robotteleszkóppal készült felvétel látható. A jobb felsõ kép ugyanazt a terület mutatja a Keck I teleszkóppal 3 héttel késõbb. Az ugyanerrõl a felvételrõl kinagyított alsó képen kereszt jelzi a gammavillanás helyét. Az ábrán a két legközelebbi galaxis látóirányra merõleges távolsága szintén fel van tüntetve. [B. Cenko és társai, illetve W.M. Keck Observatory]
Az igazi meglepetést a Gemini teleszkóppal készített színképfelvételek okozták. A korábbi, száznál is több GRB esetében szerzett tapasztalatokkal ellentétben ugyanis ezek a spektrumok nem mutatták nyomát az utófényt gyengítõ gáznak és pornak a villanás helye és a Föld között. A magnézium színképvonalai alapján a robbanás környezetében a gáz és a por sokkal hígabb, mint bármelyik korábbi gammavillanás körül, vöröseltolódásuk alapján pedig a robbanás több mint 9,4 milliárd évvel ezelõtt következett be. A villanás környezetének további pontosítása végett jóval az utófény elhalványulása után a Keck I teleszkóppal is lefényképezték a kérdéses területet. A kutatók meglepetésére azonban az adott hely közvetlen környezetében nincs galaxis. Pedig a csoport egyik tagja, Derek Fox (Penn State) szerint a Keck felvételeken a keresett galaxisnak látszania kellene.
A témával foglalkozó csillagászok többsége meg van gyõzõdve arról, hogy a hosszú gammavillanások tulajdonképpen a nagytömegû csillagok fejlõdésének végén bekövetkezõ óriási kataklizmákhoz kapcsolódnak. Az energiatermelés megszûnésével a csillag magja gyorsan forgó, erõs mágneses teret gerjesztõ fekete lyukká roskad össze. A fekete lyukba spirálozó anyag egy részét az erõs mágneses tér az anyagbefogási korongra merõlegesen két ellentétes kifúvás (jet) formájában kidobja a rendszerbõl, s tulajdonképpen ezek a jet-ek okozzák a gammavillanást. Az ilyen csillagok életútja azonban nagyon rövid, így ezalatt nem távolodhatnak el túl messze születési helyüktõl, tipikusan megfelelõ méretû fényes galaxisok sûrû gáz- és porfelhõitõl. A GRB 070125 tehát azt a kényelmetlen kérdést veti fel, hogyan kerülhet egy nagytömegû csillag ilyen messze bárminemû galaxistól. Vagy még egyet csavarva a kérdésen: ha nem a keletkezése után jutott ilyen messze, hogyan jöhetett létre ilyen elszigetelt környezetben.
Az Ebihal-galaxis. A nagytömegû fényes csillaghalmazokból álló csóvát egy másik, jóval kisebb galaxis gravitációs hatása hozta létre. Maga a zavaró galaxis körülbelül 300 ezer fényévre az Ebihal-galaxis mögött van, s a csóvával ellentétes oldalon lévõ spirálkar mögött látható is. Az idõ múlásával, ahogyan a névadó földi élõlények, az Ebihal-galaxis is el fogja veszíteni "farkát", amibõl aztán egy kisebb kísérõgalaxis fog létrejönni. [NASA, H. Ford és társai]
Egy lehetséges magyarázat, hogy a gammavillanást okozó csillag kölcsönható galaxisokat összekötõ anyaghídban keletkezett. Szép példája egy ilyen galaxisnak a Sárkány csillagképben megfigyelhetõ, tõlünk 420 millió fényévre található UGC 10124 katalógusjelû Ebihal (Tadpole) fantázianevû galaxis, melynek 280 ezer fényév hosszú, fényes kék csillaghalmazokkal teli "farka" egy korábbi kölcsönhatásra utal. Cenko szerint, mivel a csillagok egy százaléka ilyen, árapály erõk által létrehozott csóvákban keletkezik, nem értelmetlen azt gondolni, hogy a gammavillanások is hasonló arányban fordulnak elõ ilyen környezetben. Ha az elképzelés helyes, akkor – bár detektálása rendkívül nehéz lesz – a Hubble hosszú expozíciójú felvételein a feltételezett anyaghídnak is fel kell majd tûnnie.
Forrás: NASA Goddard Space Flight Center NR, 2007.12.18.
Extragalaktikus csillagromboló Szerzõ: Derekas Aliz - Kiss László | 2007. december 18., kedd
Példátlan pusztulást, s nyomában új csillagok keletkezését válthatja ki egy nagytömegû fekete lyukból származó gázkilövellés, melynek pontosan útjába került egy közeli kísérõgalaxis.
Eddig példátlanul romboló hatású galaxiskölcsönhatás szemtanúi lehetünk ûrobszervatóriumok (Chandra, HST, Spitzer) és a legérzékenyebb földi rádiótávcsövek (VLA, MERLIN) méréseinek kombinálásával. A nemzetközi együttmûködésben vizsgált 3C 321 jelzésû rádióforrás két galaxisból áll, amelyek egymás körül keringenek, tõlünk mintegy 1,4 milliárd fényév távolságban. A Chandra röntgenteleszkóp adatai szerint mindkét galaxis közepén egy nagytömegû fekete lyuk található, de a nagyobbik galaxis fekete lyukából intenzív gázkilövellés, azaz jet indul ki. A kisebbik galaxis – az esetleg benne kifejlõdött élõlények szerencsétlenségére – pedig éppen ennek a jetnek az útjába került.
A 3C 321 galaxis különbözõ hullámhosszakon készült képei összekombinálva (bíbor: Chandra, röntgen; vörös és narancs: HST ultraibolya és optikai; kék: VLA és MERLIN rádió).
Daniel Evans (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) munkatársa, a kutatás vezetõje szerint már nagyon sok jetet láttunk galaxisok központi fekete lyukából kilövellni, de ez az elsõ alkalom, hogy megfigyelhetjük, amint a jet egyenesen becsapódik egy másik galaxisba. Ennek hatására rengeteg másodlagos hatás lép fel a célkeresztbe került csillagvárosban, melyek mindenféle problémát okozhatnak.
A fekete lyukból származó jetnek nagyon erõs a sugárzása, különösen a röntgen- és gammatartományban – nagy mennyiségben ez az ismert (földi) életformákra végzetes hatású. A sugárzás és a közel fénysebességgel áramló elemi részecskék óriási mértékben károsíthatják az útjukba kerülõ bolygólégköröket, pl. a földi ózonréteghez hasonló védõpajzs szinte teljesen megsemmisülne.
A 3C 321 röntgen, ultraibolya, optikai és rádió hullámhosszakon.
A relativisztikus jet hatása a kísérõgalaxisra valószínûleg igen jelentõs, mivel a két galaxis alig 20 ezer fényévre található egymástól, ami kevesebb, mint pl. a Nap távolsága a Tejútrendszer magjától. A VLA és MERLIN rádiótérképei egy világos foltot mutatnak a jet kísérõgalaxisba csapódásának a helyszínén, ami elnyeli és átalakítja a jet energiájának nagy részét. Az ütközés szétszakítja és elhajlítja a jetet, amirõl számítógépes animáció is készült (kis- és nagyfelbontású változatban egyaránt letölthetõ).
A felfedezés másik egyedülálló vonatkozása, hogy kozmikus értelemben az események idõskálája rendkívül rövid. A VLA és a Chandra képeinek apró részletei arra engednek következtetni, hogy a jet kb. 1 millió évvel ezelõtt kezdett el becsapódni, ami lényegében jelentéktelenül rövid idõ az egész rendszer életét tekintve. Mindez azt jelenti, hogy az ilyen események elég ritkák az Univerzum viszonylag közeli régióiban, azaz hasonló drámai kölcsönhatást nagyon ritkán "csíphetünk el".
Egy ilyen jet becsapódásának viszont nemcsak negatív hatásai vannak. Az események nyomán a kisebbik galaxis csillagközi anyagában beindulhat a csillagok, majd bolygók keletkezése, s így akár új élet is kialakulhat a kozmikus pusztulás hullámainak elcsitultával.
Források:
STScI-PR-2007-37 Evans, D.A. és munkatársai, astro-ph/0712.2669
így van, nem hiszek benne. Persze ez nem szilárd, eltántoríthatatlan meggyõzõdés, a véleményem formálódik új tapasztalat és információszerzés alapján... Viszont nem áll módomban ellenõrizni ezen információk hitelességét, ennek hiányában pedig nehezen változik a véleményem. Könnyen lehet, hogy nincs igazam, de amíg kételyem van valami felõl, addig nem tudok hinni benne.
szerintem a kettõ nem függ össze, ha "nekik" van pármillió év elõnyük, akkor már bõségesen elrepkedhettek akár ide is. (bár az is benne van, hogy miért pont ezt a közepes sárga csillagocskát nézték volna ki maguknak, a rádiózaj-gömbünk jelenleg maximum 100 fényév sugarú (inkább 60))
Elég valószínû, hogy mi életünkben csak a tavcsövek és a szondák által továbbított képekben gyönyörködhetünk. Meglehetõsen pesszimista vagyok az ûrutazással kapcsolatban. A térhajlítós, és a teleportálós utazásban, egyáltalán nem hiszek.( persze tudom a földet is laposnak hitték korábban) A fénysebességben még csak-csak, de az meg nagyon lassú, a proxima elérése is majd 4 és fél évet venne igénybe. Tudom fénysebességnél átértékelõdik az idõ fogalma, de Mi, akik nem utazunk valos idõnek éljük meg. A Tejút átmérõje 100k fényév! No commen! Talán a naprendszerünk bolygóira/holdjaira eljut az emberiség a mi életünkben.
hihetetlen milyen csodák várnak odakint még felfedezésre... mikor érünk el ténylegesen odáig, hogy megismerjük, bejárjok ezeket a tájakat is? mi biztos hogy soha, de az emberiség egyszer? taláán.. (tudom hogy egyre többet tudunk, de azért valljuk be, ez még szinte semmi :D)
Egy klasszikus szépség: az Örvény-köd Szerzõ: Kiss László | 2007. december 12., szerda
Jól ismert galaxisok is új fényben tûnnek fel az elektromágneses spektrum röntgentõl az infravörösig terjedõ tartományában készült képek összegzésével.
Charles Messier katalógusában az 51. bejegyzés az Örvény-köd, a Canes Venatici (Vadászebek) csillagkép látványos galaxisa mintegy 30 millió fényév távolságban. Kedvelt távcsöves célpont amatõrcsillagász észlelések számára is, nem véletlen, hogy hét képeként is szerepelt már hírportálunkon. A klasszikus spirálszerkezet mintapéldájaként tekintett objektum közeli kísérõgalaxisa az NGC 5195, melynek gravitációs kölcsönhatása feltehetõen jelentõs szerepet játszott a spirálkarok kialakításában.
Az M51 kompozit képe röntgen (bíbor), ultraibolya (kék), optikai (zöld) és infravörös (vörös) felvételek kombinálásával. Felül az NGC 5195 kísérõgalaxis (forrás: Chandra Photo Album).
A Chandra röntgenobszervatórium legújabb sajtóközleménye (pontosabban fotóalbumának legfrissebb bejegyzése) az M51 páratlan szépségû és komplex információtartalmú többhullámhosszú kompozit képét ismerteti, amelyhez négy ûrtávcsõ felvételeit használták fel. A Chandra mellett a GALEX az ultraibolya, a HST az optikai, a Spitzer pedig az infravörös adatokat szolgáltatta, melyek mindegyike a galaxis más-más komponensét hangsúlyozza ki. A Chandra röntgenmérései számtalan pontforrást mutatnak meg, melyek fekete lyukakat és neutroncsillagokat jeleznek kölcsönható szoros kettõscsillagokban. Emellett a csillagközi térben jelen lévõ forró gázra utaló diffúz röntgenfénylés is látható. A HST és Spitzer felvételei a spirálkarokat, illetve a köztük levõ porfelhõket emelik ki, míg a GALEX a csillagkeletkezési régiók forró fiatal csillagaira érzékeny.
Elpárologhatnak a csillagukhoz túl közel merészkedõ bolygók 2007. december 11., kedd, 9:03
Egy modell alapján a csillagukhoz a Föld átlagos naptávolságának egytizedénél közelebb keringõ exobolygók légköre idõvel teljesen elszökhet.
Fantáziarajz egy párolgó légkörû exobolygóról (NASA)
A Naprendszeren kívüli ismert planéták (exobolygók) jelentõs része a csillagához szokatlanul közel keringõ gázóriás. A modellek alapján ezek az égitestek a csillaguktól messze alakultak ki, majd szomszédaikkal és az õket kialakító korong gázanyagával kölcsönhatásba lépve befelé vándoroltak.
A forró Jupitereknek nevezett bolygókkal kapcsolatban nagy kérdés, hogy a csillagukhoz mennyire közel maradnak stabilak hosszú idõn keresztül. A csillag erõs sugárzása miatt ugyanis légkörük a világûr felé elszökhet. Ha ez a folyamat intenzív és tartósan zajlik, idõvel akár teljesen el is fogyhat az adott bolygó.
Tommi Koskinen és Alan Aylward (University College, London) azt a képzeletbeli távolságot keresték, amelyen belül nem élik túl a planéták a központi égitest sugárzását. Modelljükben a Jupitert, illetve egy olyan hozzá hasonló hipotetikus óriásbolygó légkörét tanulmányozták, amely a Naphoz nagyon közel keringene.
Bár a csillaghoz közel egyre erõsebb sugárzás éri az exobolygókat, a melegedés ellen többféle módszerrel "védekezhetnek". Ilyen például a tengelyforgás és a szelek hatása, amelyek a nappali oldal forró gázait idõvel a sötét, éjszakai oldalra juttatják, ahol azok kisugározzák a hõt. A forró Jupiterek nagy része ugyanis kötött tengelyforgású, azaz mindig ugyanazt az oldalát fordítja csillaga felé. Még fontosabb a H3+ ionok hatása, amelyek kétatomos hidrogénmolekulákból képzõdnek, és hatékonyan verik vissza a napsugárzást.
Minél közelebb kerülne a Jupiter a Naphoz, annál több ilyen ion képzõdne légkörében - azaz egyre hatékonyabban verné vissza a Napból érkezõ hõsugarakat. Mindez azonban körülbelül 0,15 CSE-ig mûködik jól (1 CSE, azaz csillagászati egység a Föld átlagos naptávolságát, mintegy 150 millió km-t jelent). A modell szerint ha 0,14-0,16 CSE-nél is beljebb található a bolygó, az ott jellemzõ erõs sugárzás miatt a kétatomos hidrogénmolekula nem stabil, így belõle H3+ sem képzõdhet - tehát nincs többé a sugárzást visszaverõ anyag.
Fantáziarajz a csillagához túlságosan közel mozgó HD209458b jelû exobolygóról, amelynek légköre az erõs besugárzástól folyamatosan anyagot veszít (Alfred Vidal-Madjar, ESA)
A kis csillagtávolság miatt a légkör felmelegszik, kitágul és a gáz gyorsan szökik el a világûrbe. A Nap esetében tehát egy közel 0,15 CSE-nél beljebb keringõ óriásbolygó idõvel akár teljesen el is fogyna. A fenti határ a nagyobb tömegû és felszíni hõmérsékletû csillagoknál egyre távolabb húzódik - tehát egyre könnyebben kerülne a kritikus zónába egy forró Jupiter típusú exobolygó. Ugyanakkor a nagyobb tömegû csillagok élettartama rövidebb, tehát rövidebb perióduson keresztül erodálják a planéták légkörét. A nagy kérdés, hogy az erõsebb sugárzás miatti intenzívebb anyagvesztés a domináns hatás, avagy az számít jobban, hogy a rövidebb élettartam miatt rövidebb a fenti anyagvesztési idõszak - ez a kettõ együttesen határozza meg, hogy meddig "maradhat életben" a kérdéses planéta.
Szuperaktív mágneses törpecsillag Szerzõ: Kovács József | 2007. december 11., kedd
Több hullámhosszon összehangoltan végzett mérések alapján úgy tûnik, hideg vörös törpék is produkálhatnak szokatlanul nagy mágneses aktivitást.
Az Edo Berger (Princeton University) vezette kutatócsoport a VLA-ról (Very Large Array) nyert rádióadatok, a 8 méteres északi Gemini teleszkóp optikai adatai, a Swift obszervatórium ultraibolya megfigyelései és a Chandra röntgenadatai alapján azt találták, hogy a TVLM513-46546 katalógusjelû hideg vörös törpe ettõl a csillagtípustól szokatlan és váratlan mágneses aktivitást mutat, felszínének majdnem felét pedig egy forró folt foglalja el. Az eredmények azt mutatják, hogy a vörös törpék eddigi modelljeit, melyek a hangsúlyt a viszonylagos nyugalmi állapotra és az egyszerû felépítésre helyezték, valószínûleg módosítani kell. Az észlelések részét képezik egy nagyobb, a hideg törpék mágneses terének eredetét vizsgáló kampánynak, s különlegesnek számítanak abból a szempontból is, hogy még sohasem figyelt egyszerre ennyi nagy mûszer egy ilyen "jelentéktelen", kicsiny csillagot.
Fantáziarajz a TVLM513-46546 mágneses terérõl és a felszínét domináló forró foltról, ami ezen az illusztráción csak részben látszik. (Gemini Observatory/Dana Berry, SkyWorks Digital Animation)
Az M9 színképosztályú vörös törpe tõlünk 35 fényévre található a Bootes csillagképben. Tömege a Napénak körülbelül 8-10, luminozitása azonban csak 0,02 százaléka. Felszíni hõmérséklete mindössze 2400 K körüli, forgási periódusa 2 óra, a korát pedig legalább 1 milliárd évre becsülik.
Berger szerint egy ilyen összetett megfigyeléssorozat eredményeként mindig ki szokott derülni valamilyen váratlan dolog, de a TVLM513-46546 esetében tapasztalt jelenségek komplexitása nagyon meglepte a kutatókat.
A csillag állandó rádiósugárzására perc hosszúságú flerekre utaló kitörések rakódnak, melyeket a csillag koronájának mágneses terében bekövetkezõ drasztikus átrendezõdések okoznak. A flerek a lágy röntgenemisszió gyors ingadozásain keresztül a röntgentartományban is detektálhatók.
Az optikai tartományban elõször sikerült a Hα emisszió változását nyomon követni, ez összhangban van a csillag 2 órás forgási periódusával, oka pedig a felszínnek körülbelül felét borító forró folt. Egyelõre még nem világos, hogy miért csak a felszín egyik fele világít kozmikus fénycsõként, illetve természetesen az sem tudható, hogy ez hosszabb idõn keresztül így marad-e.
A Hα emisszió periodikus változása, illetve a rádiótartományban megfigyelhetõ flerek csúcsai.
Bergerék szerint a törpe mágneses tere dipól jellegû (hasonlóan a Föld sokkal gyengébb teréhez), s legalább egy csillagsugárnyival a felszín fölé nyúlik, de megfigyelhetõk a Napon látható mágneses hurkokhoz és ívekhez hasonló kisebb léptékû terek is, melyek eloszlása véletlenszerû. Ezeknél a mágneses zavaroknál alakulnak ki a mindössze néhány percig létezõ, a globális térszerkezetet nem befolyásoló flerek.
A TVLM513-46546 vörös törpéhez hasonló objektumokról eddig azt gondolták, hogy aktivitásuk minden tekintetben minimális, a csillag éppen csak mûködik. A Nappal ellentétben a hideg vörös törpék a modellek szerint teljesen konvektívek, azaz a magban termelt energiát a felszínre szállító nagyléptékû anyagmozgások a csillag centrumáig lenyúlnak. llyen viszonylag egyszerû felépítés esetén a várakozások szerint a plazma mozgása által generált mágneses tér is egyszerû lesz, inkább fog hasonlítani a Föld dipólus terére, mint a Nap sokkal összetettebb, a differenciális rotáció által feltekert és eltorzított terére. Az új eredmények alapján azonban ez a kép módosításra szorulhat, a csillagtípus mágneses aktivitása a Napénál is nagyobb lehet, azaz szó sincs egyszerû "vegetálásról". Természetesen nagy kérdés az aktivitás oka. Erre egy esetleges kísérõ hatása is szolgálhatna magyarázattal, a másodkomponensnek azonban egyelõre semmi nyoma.
Annak eldöntésére, hogy a TVLM513-46546 csak egy kuriózum, vagy esetleg más hideg vörös törpék is mutatnak-e hasonló léptékû aktivitást, a kutatók hasonló csillagok további megfigyelését tervezik. A nagyobb minta birtokában azt remélik, hogy jobb modellek alkothatók nemcsak ezen objektumok, de például a barna törpék mágneses terének kialakulásáról is. Természetesen próbálkoznak a potenciális kísérõk detektálásával is.
Az eredményeket részletesen taglaló szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2008. február 10-i számában fog megjelenni.
Forrás: Gemini Observatory PR, 2007.11.28.
Az Ursidák meteorraj kitörése december 22-én! Szerzõ: Kiss László | 2007. december 10., hétfõ
Teliholdhoz közel, fényes égen lesz megfigyelhetõ az Ursidák december 22-re elõrejelzett kitörése - jó esetben néhány hullócsillaggal az éjfél elõtti órákban.
Nyolc nappal a pénteki Geminida-maximum után újabb meteorraj jelentkezik, igaz, sokkal szerényebb aktivitással, s jelentõsen rosszabb megfigyelési körülmények mellett. Gyarmati László számolt be a Leonidák levelezõlistán a CBET-ben megjelent hírrõl:
Peter Jenniskens és kollégái (E. Lyytinen, M. Nissinen, I. Yrjola és J. Vaubaillon) számításai szerint az Ursidák meteorraj kitörése várható december 22-én 20-22,2 UT (azaz magyar idõ szerint 21-23,2 óra) közöt. A legvalószínûbb idõpont 21,4-22,2 UT, amikor a ZHR kb. 40-80 db/óra lehet, vagyis legalább 4-8-szor több, mint a szokásos évenkénti aktivitás. A kitörést a raj szülõobjektumáról, a 8P/Tuttle-üstökösrõl az i.sz. 700-900 között ledobott poranyag okozza. A radiáns helyzete RA=218,3 fok, D=+75,5 fok (2000-es koordináták), míg a rajtagok sebessége 33,5 km/s. Igaz, hogy majdnem telihold lesz, de mivel éjfél elõtt lesz a kitörés, így többeket rá lehet talán venni a megfigyelésre, nem úgy, mintha hajnali esemény lenne. (CBET 1159: 20071210 alapján)
Az Ursidák kisugárzási pontja a Sarkcsillag közelében található (forrás: Nagy Zoltán A., a térkép nagyobb felbontású változata itt)
Hiányzó csillagok? Szerzõ: Csizmadia Szilárd | 2007. december 10., hétfõ
Egy magyar kutatócsoport vizsgálatai szerint jól mérhetõ hiány van a forró érintkezõ kettõscsillagok típusában a 10 és 16 ezer fokos átlaghõmérsékletû rendszereket tekintve, amelynek oka mindeddig tisztázatlan.
A csillagok tekintélyes hányada nem magányos, hanem kettõscsillag: két (vagy több) csillag kering az egymással alkotott közös tömegközéppont körül. Már korábban megállapították, hogy a különbözõ osztályú sárga-narancssárga színû fõsorozati csillagok legtöbbje az úgynevezett érintkezõ (kontakt) kettõscsillagok osztályába tartozik (kb. minden 400-500-ból egy). Az érintkezõ kettõscsillagok olyan kettõscsillagok, ahol a két csillag oly' rendkívül közel van egymáshoz, hogy összeérnek, és közös burkuk van.
Elméleti megfontolások alapján mindenféle színképosztályú fõsorozati kettõscsillagból kialakulhatna érintkezõ kettõscsillag, ha a két csillag egymás körüli keringésideje kellõképpen rövid. Mivel mások vizsgálatai szerint ténylegesen vannak minden színképosztályban ilyen nagyon rövid keringési idejû kettõsök, azt várjuk, hogy minden színképosztályban ki is alakulnak érintkezõ kettõscsillagok.
Csizmadia Szilárd (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete), Klagyivik Péter (ELTE Csillagászati Tanszék), Marton Gábor és Spindler Szabolcs (ELTE Csillagászati Tanszék, egyetemi hallgatók) a lehetõ legtöbb – szám szerint 209 – érintkezõ kettõscsillag adatait vizsgálták meg részletesen, és azt találták, hogy a 10000 - 16000 Kelvin hõmérsékleti tartományban nincsenek érintkezõ kettõscsillagok. Ez nagyjából a B színképosztálynak felel meg, tehát kék érintkezõ kettõscsillagokat nem találtak a mintában.
A vizsgált rendszerek abszolút fényessége az átlaghõmérséklet függvényében. Jól látható ûr jelentkezik a vízszintes tengely 4,22 és 4,0 közötti értékeire, ami kb. 10 ezer és 16 ezer K-nek felel meg.
Több lehetõség megvizsgálása után a fenti kutatócsoport arra jutott, hogy nem az észlelések hiányossága, vagy egyéb statisztikai kiválasztási effektus az oka annak, hogy az ilyen érintkezõ kettõsök hiányoznak a szakirodalomból, hanem ténylegesen nincsenek, vagy csak nagyon kis számban léteznek közepesen forró kontakt kettõscsillagok.
A kutatócsoport számítógépekkel modellezte több szoros kettõscsillag fejlõdését a kialakulástól egészen a fõsorozat végéig, illetve addig, amíg érintkezõvé nem vált a rendszer. Arra jutottak, hogy számos olyan kezdeti feltételt (a két csillag tömege, fémessége és a kezdeti pályaperiódus) lehet találni, amelyekbõl a kettõscsillag kék érintkezõ kettõssé válik idõvel. Ha tehát ilyen rendszerek elméletileg kialakulhatnak, akkor miért nem látjuk õket?
A kérdés nyitott maradt. Elképzelhetõ, hogy valamiért a szükséges pályaperiódusokkal nem alakulnak ki a csillagközi anyagból ilyen kettõsök, esetleg az érintkezõ kettõsök belsõ fizikájában van olyan ma még nem értett részlet, ami megakadályozza, hogy ilyen kettõst megpillantsunk.
A fenti eredményeket taglaló cikk az Astronomische Nachrichten c. folyóiratban jelent meg (2007, AN 328. kötet, 821-824. oldal).
Rakétahatás gyorsítja a fehér törpéket? Szerzõ: Kovács József | 2007. december 07., péntek
A Hubble Ûrteleszkóppal végzett megfigyelések alapján gömbhalmazbeli fehér törpék keletkezésükkor bizonyos kezdõsebességet is kaphatnak, ami miatt könnyebben kisodródnak a halmazok peremére.
A körülbelül 11,5 milliárd éves NGC 6397 katalógusjelû gömbhalmazról a HST ACS (Advanced Camera for Surveys) mûszerével készült képeken Harvey Richter (University of British Columbia, Vancouver) és munkatársai számos, viszonylag nemrégiben kialakult ("fiatal") fehér törpét azonosítottak a halmaz szélén. Ez azért meglepõ, mert ezek a csillagok a fehér törpe állapot elérése elõtt az NGC 6397 legnagyobb tömegû objektumai közé tartoztak. Ezekrõl pedig az az elképzelés, hogy a gömbhalmazok centruma körül csoportosulnak, így logikus következtetés, hogy a belõlük létrejött fehér törpéket is ott kell keresni.
Balra: Az NGC 6397 katalógusjelû gömbhalmaz földi teleszkóppal készült felvétele. Jobbra fent: 12 darab a 84 tanulmányozott fehér törpébõl. Kék négyzet jelöli a fiatal, vörös kör pedig az öregebb csillagokat. A jobb alsó panel a fehér törpék kinagyított környezetét mutatja, kékkel keretezve a fiatal objektumok, vörössel pedig az öregebbek képét. [NASA, ESA, H. Richter (University of British Columbia)]
Richter szerint a vizsgált objektumok a keletkezésükkor körülbelül 3-5 km/s-os sebességre tettek szert, így aztán kezdeti helyükrõl eljuthattak a halmaz külsõ tartományaiba. A kutatók elképzelése szerint a hajtómechanizmus hasonló, mint egy rakéta esetében. A fehér törpe állapot elérése elõtt a csillagok ugyanis felfúvódnak, vörös óriássá válnak, miközben jelentõs mennyiségû anyagot veszítenek, ami meghaladhatja kiindulási tömegük felét is. Ha a ledobott anyag nagy része valamilyen mechanizmus hatására egy irányban távozik, máris elõáll a rakétahatás: az impulzusmegmaradás miatt a csillag elindul a másik irányba.
Néhány planetáris köd esetében meg is figyelhetõ ilyen kiáramlás, mégpedig két ellentétes irányú kifúvás, ún. jet képében. Ha a két gázáram nincs teljesen egyensúlyban, az egyik "erõsebb", akkor ez az aszimmetria okozhatja a kibocsátó csillag gyorsulását és a helyszín ellentétes irányban történõ elhagyását.
Az az elmélet, hogy a fehér törpékre kialakulásukkor ilyen gyorsító mechanizmus hat, körülbelül 30 évvel ezelõtt merült fel elõször annak magyarázatára, hogy miért van olyan kevés belõlük a nyílthalmazokban. 2003-ban Michael Fellhauer (University of California, Santa Cruz) és munkatársai kiszámították, hogy a nyílthalmazok elhagyásához már egészen csekély kezdeti lendület is elég. A gömbhalmazok tömege azonban több nagyságrenddel nagyobb, mint a nyílt csillaghalmazoké, így bennük a szökési sebesség is jóval nagyobb, azaz nagyobb kezdõsebesség szükséges a kijutáshoz.
Richter és kollégái a gyorsításos elmélet teszteléséhez az NGC 6397 gömbhalmazt választották, mivel 8500 fényéves távolságával a Tejútrendszer körülbelül 150 ismert gömbhalmaza közül ez a hozzánk legközelebbi. A kutatók 22 darab 800 millió évesnél fiatalabb és 62 darab, 1,4 és 3,5 milliárd év közötti fehér törpét választottak ki a halmazban. A két csoportba az objektumok a színük és fényességük alapján kerültek: a fiatalabbak forróbbak, így fényesebbek és kékebbek, mint az öregebbek.
A gömbhalmazokban a gravitáció miatt a tagok tömeg szerint rendezõdnek. A nehezebb csillagok lelassulnak és a halmaz centruma körül rendezõdnek, míg a kisebb tömegûek sebességet nyerve a halmaz külsõ részeire vándorolnak. A Richter-csoport eredményei szerint az öregebb fehér törpékbõl álló minta egyedei valóban így is helyezkednek a halmazban. A fiatalabbak azonban nem követik ezt az eloszlást, mindegyik a gömbhalmaz peremvidékén található, holott szülõcsillagaik a halmaz legnagyobb tömegû tagjai voltak, ugyanakkor még nem elég öregek ahhoz, hogy a gömbhalmaz többi tagjának gravitációs hatására a "természetes" úton jussanak ki a halmaz szélére. Azaz léteznie kell valamilyen egyéb - talán a fentebb vázolt - gyorsító mechanizmusnak is.
Elképzelhetõ még esetleg az, hogy a fiatal fehér törpék egy kettõs rendszerben jöttek létre, s a szükséges impulzust a másik komponenstõl kapták, illetve az, hogy egy-egy nagytömegû csillag szoros megközelítése után dobódtak ki. Ezen lehetõségeket azonban Richterék számítógépes szimulációk alapján kizárhatónak tartják.
Az eredményeket részletezõ szakcikk a Monthly Notices of Royal Astronomical Society Letters c. folyóirat 2008. januári számában fog megjelenni.
Forrás: STScI-2007-42 News Release, 2007.12.04.
Forró meglepetés az Orion-ködben Szerzõ: Kovács József | 2007. december 03., hétfõ
Intenzív csillagszelek és az Orion-köd közötti kölcsönhatás eredményeként másfél-két millió fokos plazma áramlik ki a csillagkeletkezési régióból.
Az ESA XMM-Newton röntgenobszervatóriumának megfigyelései alapján az Orion-ködben olyan nagy kiterjedésû, forró gázfelhõt fedeztek fel, melynek alakja – némi jóindulattal és tekintettel az ünnepi hangulatra – a Mikulásra emlékeztet.
Az Orion-köd az Angol-Ausztrál Obszervatórium UK Schmidt-teleszkópjának felvételén. A képen be vannak jelölve a szövegben hivatkozott objektumok. Észak fent, nyugat jobbra. [AAO/David Malin]
A csillagok többsége általában csoportban keletkezik sûrû, alacsony hõmérsékletû (10-100 K) molekulafelhõkben. Az egyik legismertebb és legtöbbet vizsgált ilyen csillagkeletkezési terület a közeli Orion-köd, ami több ezer, mindössze néhány millió éves, a Napnál jóval nagyobb tömegû csillagnak a bölcsõje. A köd délnyugati részében most felfedezett körülbelül 1,5-2,1 millió K-es plazmát az ezen csillagokból csillagszél formájában eltávozott anyag alkotja és a környezõ gáz kölcsönhatása (ütközés) hozta létre.
Az Orion-köd gerjesztésében a legfontosabb szerepet a sok ezer közül mindössze négy forró csillag játsza, ezek alkotják a híres Trapézium-csoportot. Közülük is a legnagyobb és legforróbb a Θ1 Orionis C, melynek tömege körülbelül 40 naptömeg, hõmérséklete pedig eléri a 40000 fokot. A kutatócsoport vezetõje, Manuel Güdel (Paul Scherrer Institut, Svájc) és kollégái úgy gondolják, hogy fõleg ezen óriás csillagszele fûtötte fel a környezõ gázt, s hozta létre az érdekes alakú felhõt.
Az Orion-köd a forró gázbuborékkal. Az A panelen látható röntgenképen a színkódolás a fotonok energiáját jelzi (vörös: 0,3 keV, kék: 7,3 keV). Mindegyik, közel kör alakú mezõ átmérõje körülbelül 30 ívperc, ami 400 parszekes távolságban 3,5 parszeknek felel meg. A B panel, ugyanazon a skálán, kék színnel a 0,3-1 keV energiatartományban megfigyelhetõ diffúz röntgenemissziót mutatja, háttérben a Spitzer ûrteleszkóppal ugyanerrõl a területrõl készített infravörös (4,5 μm és 5,8 μm) kompozit képpel. A röntgen pontforrásokat a képrõl eltávolították. A fehér kontúr a röntgendetektor látómezejét jelzi. [(A): XMM-Newton EPIC (Güdel et al.); (B): AAAS/Science (ESA XMM-Newton és NASA Spitzer adatok)]
A most felfedezett forró plazma az optikai és infravörös felvételeken üregnek látszó térrészt tölti ki, melynek határait a sûrû, forró por jelöli ki (lökésfrontok a köd déli és a nyugati részén). Az XMM-Newton EPIC (European Photon Imaging Camera) mûszerével rögzített röntgenképeken a fényes pontforrások a köd forró csillagai, de kivehetõ a felvételen egy halványabb, kiterjedt struktúra is. A forró gázból kijutó röntgenfotonok egy részét azonban a köd elõtti térrész hidegebb gázcsomói elnyelik, s végül is ez az abszorpció rajzolja ki a felhõ érdekes, Mikulásra emlékeztetõ alakját, északon a jellegzetes süvegével. A forró gáz egyébként valószínûleg a teljes ködöt kitölti.
Az Orion-köd különbözõ hullámhossz-tartományokban. Mindegyik panel ugyanazt a 42 ívperc kiterjedésû, 400 parszek távolságból 4,9 parszek méretnek megfelelõ területet mutatja. (A) A diffúz röntgenemisszió a Spitzer-képre vetítve; (B) Kompozit kép a Spitzer felvételei alapján; (C) Optikai felvétel; (D) A VLA-val feltérképezett 300 MHz-es rádiókontúr az optikai felvételre vetítve. Mindegyik képre berajzolták a "Mikulás" kontúrját is. [(A): AAAS/Science (ESA XMM-Newton és NASA Spitzer adatok); (B): NASA/Spitzer; (C): AAO/David Malin; (D): AAO/David Malin, VLA]
A halvány röntgenemissziót a kutatócsoport a köd fiatal csillagait célzó felmérés munkálatai közben fedezte fel. A felvételek legtöbbjén újra és újra elõbukkant, mígnem felismerték, mirõl is van szó. Az Orion-ködhöz hasonló objektumokban ilyen forró gáz jelenléte meglepõ, ugyanis – bár az elméletek megjósolják a létezését – a korábbi megfigyelések szerint rengeteg nagytömegû csillag erõs csillagszele, vagy éppenséggel szupernóva-robbanás szükséges a létrejöttéhez, de az egyszerre nagyon sok nagytömegû csillagot létrehozó csillagkeletkezési területek viszonylag ritkák a Galaxisban. Az új észlelések azonban azt mutatják, hogy egy átlagosabb, kevesebb nagytömegû, forró csillagot tartalmazó terület is kiválthatja a forró plazma kialakulását.
Az Orion-ködhöz hasonló csillagkeletkezési területbõl sok található a Galaxisban, így hasonló forró gázbuborékok valószínûleg szintén nagy számban fordulnak elõ. Ez pedig azért érdekes, mert segítségükkel újabb mechanizmust találhatunk az intersztelláris anyag nehézelemekkel történõ beszennyezésére. Güdel szerint nem kell várni szupernóva-robbanásra, helyette egy-két nagytömegû csillag is elvégzi a feladatot néhány millió év alatt.
Forrás: ESA News, 2007.11.30.
A Pisces grandiózus spirálgalaxisa Szerzõ: Kiss László | 2007. december 02., vasárnap
A Hubble Ûrtávcsõ fantasztikusan részletdús fotója az M74 spirálgalaxisról.
Nem mondhatni, hogy szignifikánsan közelebb vitt minket a világrejtély megoldásához (ami egyébként is 42, mint azt az összes, szakirodalmat tanulmányozó érdeklõdõ tudja), viszont csodálatosan szép a Hubble Ûrtávcsõ legújabb sajtóközleményének fotója az M74 spirálgalaxisról. A Pisces csillagkép ékköve, a 25-30 millió fényév távolságban található spirálgalaxis típusának minden jellegzetességét bemutatja: a kékes színû, azaz fiatal, nagytömegû csillagok által kirajzolt spirálkarok között markáns porfelhõk látszanak, míg az itt-ott feltûnõ rózsaszín foltocskák a jelenleg is zajló csillagkeletkezést jelzõ HII-régiók (azaz ionizált hidrogénfelhõk). A központi tartomány jól elkülönülõ sárgás színéért az ott található nagy számú idõsebb csillag felel.
Az M74 galaxis képe 2003-as és 2005-ös HST-felvételek alapján. A kép nagyítható változata itt.
Az 1780-ban Pierre Méchain francia csillagász által felfedezett galaxis egyik érdekessége a sok közül, hogy éppen öt éve fényes hipernóva tûnt fel benne. Az SN 2002ap jelzésû objektumot magyar kutatók is vizsgálták (a szegedi asztrofizikus Vinkó József és munkatársai), többek között megbecsülve a robbanó csillag – és így szülõgalaxisa – távolságát, amire 22 millió fényévet kaptak, sajnos igen nagy, 70%-os relatív hibával.
Kisebb a Nap, mint amekkorának látszik Szerzõ: Molnár Péter | 2007. december 01., szombat
A látszó szögátmérõbõl számított valódi méretnél akár 600 kilométerrel is kisebb lehet központi csillagunk.
A Nap pontos méretének ismerete fontos kérdés. Ez alapján lehet például kiszámítani a középpontjában uralkodó sûrûséget és nyomást, valamint modelleket felállítani a magban lezajló folyamatokra, amelyeknek pontosabb ismerete viszont a Nap viselkedését teszi jobban megérthetõvé. Ez utóbbi pedig az ûridõjárás elõrejelzésére adhat módot, ami nemcsak a jelen ûreszközeit, hanem a jövõ tervezett ûrutazásait is érzékenyen érinti. A pontos átmérõ meghatározásában azonban gondot jelent, hogy központi csillagunk egy izzó gázgömb, amelynek nincs a földihez hasonló szilárd felszíne. Légkörének anyaga fokozatosan válik egyre ritkábbá és átlátszóbbá a középponttól való távolság növekedtével.
Központi csillagunk, a Nap (forrás: NASA).
Szilárd kéreg hiányában a Nap felszínének azt a réteget szokás tekinteni, ahonnan befelé haladva a Nap anyaga a látható fény tartományában hirtelen átlátszatlanná válik. A gyakorlatban ez azt jelenti, hogy a kutatók a napperemet használják fel az átmérõ meghatározására, vagyis azt a határvonalat, ahol a Földrõl nézve a napkorong fényintenzitása hirtelen nullára zuhan. Az eljárással a Nap sugarára 695990 kilométeres értéket kaptak, ami a Föld sugaránál mintegy 109-szer nagyobb. A Nap felszínét azonban másképpen is lehet definiálni, például a gázanyagban fellépõ rezgések, az ún. f-módusú hullámok segítségével, amelyek a Nap „felszínén” a vízhullámokhoz hasonlóan terjednek. Az elméletek szerint ezeknek a hullámoknak a Nap hirtelen átlátszatlanná váló felszínén kell megjelenniük. A hullámok beható vizsgálatával viszont meghatározható ennek a felszínnek a sugara, mivel a modellek szerint frekvenciájuk szoros kapcsolatban áll a Nap középpontjától mért távolságukkal.
Érdekes módon a két módszer eltérõ eredményt ad. A hullámok megfigyelésével kapott érték 695700 kilométer, ami mintegy 300 kilométerrel kisebb, mint a vizuális megfigyelések alapján meghatározott sugár. Noha a két érték 0,04%-on belül egyezik, ez a kis eltérés is jelentõs lehet a Nap belsõ szerkezetének pontos felépítésére nézve, amelyet a Nap belsejében létrejövõ, majd ide-oda utazó és verõdõ hanghullámok vizsgálatával, a helioszeizmológiai kutatások során vizsgálnak. Eközben többek között a napfoltok kialakulásáért felelõs mágneses erõtérrel is foglalkoznak, amely fontos szerepet játszik a kozmikus idõjárás alakításában. A helioszeizmológia volt például az a tudományterület, amely segítséget nyújtott a hiányzó napneutrínók problémájának megoldásában is: a szeizmológiai vizsgálatok alapján lehetett kizárni az olyasféle feltételezett változásokat a Nap belsejében, amelyek a kibocsátott neutrínók eltûnéséhez vezethettek volna.
A fénynek a Nap légkörében való terjedésére vonatkozó, Margit Haberreiter (World Radiation Centre, Davos) és kutatócsoportja által elvégzett legújabb számítások úgy tûnik, igazolják a kisebb napátmérõt. A csoport elméleti úton határozta meg, hol kell lennie pontosan a megfigyelhetõ napperemnek. Az eredmények szerint kismérvû eltérés lehetséges a valódi határvonal (ahol a Nap anyaga átlátszatlanná válik) és az észlelt napperem között, így a megfigyelhetõ napfelszín valójában akár 333 kilométerrel az f-módusú hullámok által kijelölt „felszín” felett is lehet.
Habár ezek a néhány száz kilométeres különbségek értelmezése a közel 700 ezer km-es sugár mellett szõrszálhasogatásnak tûnik, egyáltalán nem az. A helioszeizmológiai eredmények (pl. sûrûség-, hõmérséklet- és kémai összetétel profilja a Nap belsejében) formálisan rendkívül pontosak, mégis, zavaró ellentmondásokra derült fény az elmúlt néhány évben. Például a Nap színképének teljesen új megközelítésen alapuló, a korábbi módszerek elhanyagolásait mellõzõ elemzése szerint központi csillagunkban fele annyi oxigén található, mint amit a helioszeizmológiai eredmények kiadtak. A jelentõs eltérés arra utal, hogy még mindig nem értjük pontosan a Nap belsejében uralkodó fizikai állapotokat, így a modellezéshez szükséges minden adat korrigálása – mint pl. a Nap sugarának pontosítása – rendkívül jelentõs.
Forrás: New Scientist, 2007. november 19.
Sós az Europa jupiterhold óceánja 2007. november 28., szerda, 9:26
A megfigyelések és a modellek alapján a jéggel borított felszínû Europa hold belsejében hatalmas, sós óceán helyezkedhet el.
Az Europa jupiterhold feltételezett belsõ szerkezete (JPL, NASA, Caltech)
A Jupiter Galilei-holdjai közül az óriásbolygótól kifelé haladva második az Europa. Fényes és fiatal felszínét töredezett vízjégpáncél borítja, amelynek vastagsága a becslések alapján 5-20 km körül lehet. A jégréteg alatt a szakemberek folyékony vízóceánt feltételeznek.
Utóbbi létére utalnak a felszínen található, összetört blokkokból álló ún. káoszterületek, amelyeken az egyes jégtömbök valamilyen képlékeny anyagon elmozdultak egymáshoz képest. Szintén könnyen magyarázhatók a jég alatti vízzel a csekély domborzati különbségek a felszínen, a nagy kráterek kilapult alakja, valamint a belsõben áramló anyagtól kialakuló mágneses tér változékony jellege - utóbbit rendkívül képlékeny közegben mozgó ionok generálhatják.
Kevin Hang (JPL) azt próbálta megállapítani, hogy milyen sók lehetnek az Europa jégpáncélja alatti óceánban, amelyek ionizált formában létrehozhatják a fent említett mágneses teret. Ha a primitív összetételû ún. kondrit-meteoritok anyagából "gyúrnánk össze" az Europát, akkor a kõzetekbõl vízzel érintkezve fõleg Mg2+ (magnézium) és SO42- (szulfát) ionok oldódnának ki.
Az eddigi megfigyelések során jelentõs mennyiségû szulfátiont tudtak már az Europa felszínén kimutatni, azt azonban nem sikerült megállapítani, hogy milyen kation kapcsolódik hozzájuk. A magnézium csak az egyik lehetõség, a nátrium is gyakori elem, amely szintén elõfordulhat a holdon. A földi óceánokban lévõ só a kõzeteket alkotó ásványok mállásából és a tenger alatti vulkánok gázkibocsátásából származik. Bolygónkon a nátrium- és a kloridion található a legnagyobb mennyiségben, ez alkotja a tengeri só túlnyomó részét.
A Földön a globális lemeztektonika keretében alábukó kõzetlemezek a rajtuk lévõ üledékekben sok vizet visznek magukkal a mélybe. Ez késõbb magas hõmérsékleten felszabadul, és visszajut az óceánba - ugyanakkor a korábban kivált magnézium nagyobb része nem kerül vissza a világtengerbe. A folyamat tehát csökkenti a vízben oldott magnézium mennyiségét. Hasonló jelenségre, globális lemeztektonikára utaló nyomokat egyelõre nem azonosítottak az Europán - igaz nagyon korlátozottak ismereteink az óceán alatti, kõzetek alkotta régióról.
Az Europa óceánjának összetételét tehát nehéz megbecsülni. A korábban vázolt kondritos modell és a felszíni megfigyelések alapján sok szulfát lehet benne. A jégpáncél tetején megfigyelt különbözõ "szennyezõanyagokból" több található, mint amennyi csak külsõ forrásból, pl. a vulkanikusan aktív szomszédos Io holdról érkezhet - tehát jelentõs része a jég alatti óceánból származik. A most publikált modellek alapján a magnézium lehet a leggyakoribb kation, amely a szulfáthoz kapcsolódik, mind az Europa felszínén, mind annak belsejében.
A felszíni jégben a szulfátion a H2O-val érintkezve, a Juptier magnetoszférikus bombázásától kénsavvá alakul. Ez részben az óceánba is visszajut, savassá téve annak kémhatását. Az eddigi becsléseket összevetve a magnézium lehet e legfontosabb kation az óceánban, de emellett ionizált nátrium és hidrogén is lehet benne.
A Galileo-szonda felvétele a Therea névre keresztelt káoszterületrõl. Feltehetõleg az óceán aljzatán lévõ vulkáni központtól feláramló forró víz olvasztotta meg itt a jeget, amely táblákra tört, és a vízben lévõ sók színezték el a felszínt, enyhén barnás árnyalatot adva a jégnek (JPL, NASA, Caltech)
A fenti folyamatok mellett egyéb, a víz összetételét befolyásoló, bizonytalanul ismert jelenségek is történhetnek az óceán aljzatán. Utóbbiakról még bizonytalanabbak az ismereteink, de elsõsorban az ott feltételezett vulkáni tevékenység okozhat változásokat. Emellett az óceán nem tekinthetõ teljesen zárt környezetnek. Geológiai idõskálán mérve a jégkéreg repedései révén az anyagok egy része a felszínre jut, onnan pedig pl. a hidrogén az ûrbe távozhat. Ez növelheti az alkáliák arányát a jégben, és annak recirkulációja révén az óceánban is. Nagy kérdés, hogy ez mennyire befolyásolja annak kémhatását. Mindezeken felül ha esetleg élõlények is vannak az óceánban, azok szintén módosíthatják az összetételt - akárcsak a Föld esetében.
A megfigyelések és a modellek alapján tehát valószínûsíthetõ, hogy az óceánban magnézium- és szulfátionból van a legtöbb, ez a fõ összetevõ, amely a felszíni jeget barnásra szennyezi. A számításokat a Galileo-ûrszonda magnetométerének mérésivel kiegészítve pedig úgy fest, hogy az Europa jégpáncélja alatt egy sókban igen gazdag, kifejezetten tömény óceán található.
Kozmikus ágyúgolyó Szerzõ: Kovács József | 2007. november 30., péntek
Húsz fényévet mozdult el 3700 év alatt a Puppis A rádióforrást létrehozó szupernóva-robbanás maradványa, egy hipersebességû neutroncsillag.
Az objektum az RX J0822-4300 katalógusjelû neutroncsillag, amely körülbelül 3700 évvel ezelõtt jött létre egy szupernóva-robbanáskor – ennek helyén ma a Puppis A szupernóva-maradvány található. A Chandra röntgenmûhold 1999-ben és 2005-ben készült felvételein jól látszik, hogy a neutroncsillag a robbanás helyétõl kifelé mozog, s a képek alapján, valamint a maradvány távolságának ismeretében az is megbecsülhetõ, hogy látóirányra merõleges sebessége több mint 5,5 millió km óránként (1600 km másodpercenként)! Bár a robbanás óta mindössze 20 fényévnyi utat tett meg, ilyen tempóban haladva néhány millió év alatt el fogja hagyni a Tejútrendszert. Az óriási sebesség ellenére a mozgás detektálása egyáltalán nem volt egyszerû. A Chandra kivételes képességeit bizonyítja, hogy az öt év alatt 0,8 ívmásodperces eltolódást egyértelmûen ki lehetett mutatni (ekkora szög alatt látunk pl. egy ötforintos pénzérmét kb. 6 km-es távolságból).
A kis képen a neutroncsillag öt év alatti elmozdulása látható a Chandra adatai alapján. A Puppis A szupernóva-maradvány tágabb kozmikus környezetét a nagy kép mutatja, ami egy számítógépes kompozit a ROSAT mûhold röntgenadatai (rózsaszín) és a CTIO 0,9 méteres teleszkópjának optikai felvétele (bíbor) alapján, melyen az oxigéntõl származó emisszió a domináns. (Chandra: NASA/CXC/Middlebury College/F. Winkler et al.; ROSAT: NASA/GSFC/S. Snowden et al.; Optikai: NOAO/AURA/NSF/Middlebury College/F. Winkler et al.)
Természetesen nem ez az elsõ alkalom, hogy ilyen nagyon gyors csillagokat észlelnek, korábban is detektáltak már körülbelül 1,6 millió km/h sebességgel a Tejútrendszerbõl kifelé mozgó objektumokat (hipersebességû csillagok). A különbség a mozgási energia forrásában van. Elõbbiek az elképzelések szerint a Galaxis centrumában található nagytömegû fekete lyukkal való gravitációs kölcsönhatás következtében lökõdtek ki, míg az RX J0822-4300 neutroncsillagot a szupernóva-robbanás energiája lõtte ki. Az adatok alapján a robbanás aszimmetrikus volt, egyik irányba a neutroncsillag, a másik irányba pedig a robbanás egyéb "törmeléke" indult el.
Az RX J0822-4300 "nyaktörõ" sebessége azonban még a legkifinomultabb szupernóva-robbanási modelleket is nehéz helyzet elé állítja. A kutatók szerint ugyanis ez az óriási sebesség csak valamilyen szokatlanul nagy energiájú robbanással lenne magyarázható, ennek mechanizmusa azonban teljesen bizonytalan.
Az eredményeket részletesen tárgyaló szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. november 20-i számában jelent meg.
Forrás: Chandra PR, 2007.11.28.
Valaki, aki ért hozzá, készíthetne egy jó kis banner!
Szénburokkal fedett csillagtetemek Szerzõ: Kovács József | 2007. november 28., szerda
Egy nemzetközi kutatócsoport tisztán szénbõl álló légkörû fehér törpéket fedezett fel, amelyek különleges csillagfejlõdés végtermékei lehetnek.
Ezek a égitestek valószínûleg olyan fejlõdési utat jártak be, ami eddig nem szerepelt a csillagok életét leíró modellek között. Lehetséges, hogy olyan csillagok végállapotait jelzik, melyek ugyan nem voltak elég nagy tömegûek szupernóvaként való szétrobbanáshoz, de nem is voltak túl messze a szükséges tömeghatártól.
A hélium égésével járó termonukleáris reakciók "hamuja" szén és oxigén. Azon csillagokból, melyek tömege nem elegendõ ahhoz, hogy életüket szupernóvaként fejezzék be, a nukleáris üzemanyag elfogyta után fehér törpe keletkezik. Utóbbi objektumok sûrûsége nagyon nagy, mivel a Földdel összemérhetõ térfogatba naptömegnyi anyag zsúfolódik. A ma elfogadott modellek szerint a legtöbb fehér törpe magja szénbõl és oxigénbõl áll, ezt azonban elfedi elõlünk a csillag hidrogént és héliumot tartalmazó légköre. Ennek fényében senki sem számított arra, hogy egy fehér törpe atmoszférája tisztán szénbõl is állhat.
Fantáziarajz a H1504+65 fehér törpe felszínérõl. (Lunarismaar/M.S. Sliwinski és L.I. Sliwinska)
Patrick Dufour, az arizonai Steward Obszervatórium kutatója és kanadai, illetve francia munkatársai azonban találtak olyan fehér törpéket, melyek légkörében nem mutatható ki a Világegyetem két leggyakoribb eleme, a hidrogén és hélium. Az objektumokat a Sloan égboltfelmérés (SDSS, Sloan Digitized Sky Survey) keretében felfedezett körülbelül tízezer új fehér törpe között azonosították. (Az SDSS egyébként megnégyszerezte az összesen ismert fehér törpék számát!)
A kutatócsoport egyik tagja, James Liebert, 2003-ban néhány tucat olyan fehér törpét talált a mintában, melyek színképük alapján fõleg héliumból és szénbõl állónak tûnnek. A DQ spektráltípusba tartozó objektumokról úgy gondolják, hogy a héliumhéjban mûködõ konvekció (a csillag anyagának le-föl irányuló nagyléptékû áramlása) hatására jut ki a szén a belsõ szén-oxigén magból.
Dufour még a montreali egyetemen kidolgozott egy számítógépes kódot a hideg, 5000 és 12000 K közötti hõmérsékletû DQ típusú fehér törpék légkörének modellezésére. A Steward Obszervatóriumba kerülve továbbfejlesztette a programot a forróbb fehér törpék modellezésére is, egészen 24000 K-ig. A kód futtatása során azonban a várakozásokkal ellentétben azt tapasztalta, hogy a forró csillagok esetében nem sikerül a modell eredményeit az SDSS adataival összhangba hozni, még akkor sem, ha a modellekben növelte a szén gyakoriságát. A kudarc hatására aztán úgy döntött, hogy megpróbálkozik egy olyan dologgal, amivel addig még senki sem: egy tisztán szenet tartalmazó légkör modellezésével, ami meglepetésére remekül mûködött is, segítségével jól visszaadhatók a megfigyelt színképi jellegzetességek.
Dufour és kollégái a Sloan adatbázisban talált, s eddig ellenõrzött körülbelül 200 fehér törpe közül nyolc esetében mutatták ki, hogy az atmoszférát a szén dominálja. Ezen csillagok hõmérséklete 18000 és 23000 K közötti, s ez egyelõre fejtörésre adhat okot, hiszen túl magas a szén korábban említett felkeveredéses feldúsulásához a légkörben. A jelenség magyarázatára valami más megközelítés szükséges.
A kutatók elképzelése szerint ezek a csillagok a John Nousek (Penn State University) és Liebert által már 1986-ban leírt, jóval forróbb, H1504+65 katalógusjelû objektumhoz hasonló csillagokból alakultak ki. Ha ez így van, akkor a szénlégkörrel fedett objektumok a csillagfejlõdés eddig ismeretlen útját reprezentálják. A H1504+65 egyébként egy nagyon forró, kb. 200 ezer K hõmérsékletû csillag. Az elképzelések szerint ez a csillag korábbi fejlõdése során valamilyen módon "megszabadult" az összes hidrogénjétõl, majdnem az egész héliumtartalmától, s gyakorlatilag csak a csupasz magja maradt, aminek felszínén nagyjából egyenlõ arányban szén és oxigén figyelhetõ meg. Dufour szerint a H1504+65-höz hasonló csillagok hûlésekor az elemek sûrûség szerint szeparálódnak, így szétválik a szén, az oxigén és a maradék hélium. 25000 K felett ez a kevés hélium felemelkedik, s egy vékony héjat alkot a sokkal nagyobb tömegû szénburok felett. Ekkor a csillag héliumlégkörû fehér törpeként azonosítható. 18000 és 23000 K között azonban a szénhéjbeli konvekció valószínûleg felhigítja a vékony héliumhéjat. Ezen a hõmérsékleten a szénnél nehezebb oxigén nagy valószínûséggel olyan mélységbe süllyed, ahonnan a konvekció már nem tudja felkeverni. Egy 1999-es eredmény szerint a 9 és 11 naptömeg közötti csillagok legvalószínûbb végállapota egy fehér törpe, melynek oxigén-magnézium-neon magját fõleg szénbõl és oxigénbõl álló légkör veszi körül. Úgy tûnik, ezt most Dufour és kollégái modelljei is megerõsítik. Az ennél nagyobb tömegû csillagok szupernóvaként robbannak, de a tömeghatár még rendkívül bizonytalan. Pontosításához Dufourék a 6,5 méteres MMT teleszkóppal (Mount Hopkins, Arizona) további észleléseket terveznek.
Az eredményekrõl részletesen beszámoló szakcikk a Nature c. folyóirat 2007. november 22-i számában jelent meg.
Forrás: Nature 450, 522-524 (2007. november 22.)
Szuperföldek és holdjaik nyomában 2007. november 26., hétfõ, 10:10
A Naprendszeren kívüli planéták, az exobolygók és kísérõik megismerése a Föld és a földi élet fejlõdését befolyásoló tényezõk megértésénben is segít. Új megfigyelések és modellszámítások alapján a bolygórendszerekben ritkák lehetnek a Holdhoz hasonló kísérõk, az ún. szuperföldek pedig az élet szempontjából kedvezõ tulajdonságokat mutathatnak.
Fantáziarajz a Gliese 581c exobolygóról, amelyet egy bolygónknál legalább ötször nagyobb tömegû és másfélszer nagyobb méretû szuperföldnek tekintenek (Hervé Piraud)
A Földre és több elgondolás szerint rajta az élet fejlõdésére is összetett hatással bír nagy tömegû Holdunk. Ezek közül az egyik legfontosabb, hogy a Hold stabilizálja a Föld forgástengelyének térbeli helyzetét, és ezzel az éghajlatot is kiegyenlítettebbé teszi. A másik fontos hatás az árapály, amely az élõvilágnak a szárazföldre lépését gyorsíthatta meg mintegy 400 millió éve. Emellett a Hold jelentõsen lecsökkentette bolygónk tengelyforgási idejét, egyes feltételezések alapján pedig a globális lemeztektonika fenntartásában is közremûködhet.
A mai legelfogadottabb elmélet szerint a Hold egy kozmikus ütközés eredményeként jött létre. Közel 30-50 millió évvel a Nap összeállása után bolygónk egy kb. Mars méretû objektummal találkozott. A kirepült törmelék egy része Föld körüli pályán maradt, ebbõl állt össze a Hold. Mivel ez véletlen esemény volt, továbbá a többi Föld-típusú bolygónak sincs nagy holdja a Naprendszerben, elképzelhetõ, hogy a kõzetbolygók körül ritkák az ekkora kísérõk.
A hasonló kataklizmák gyakoriságának becslésével Nadya Gorlova (University of Florida) és kollégái próbálkoztak. A Spitzer-ûteleszkóp segítségével közel 400 olyan fiatal csillagot vizsgáltak, amelyek annyira idõsek lehetnek, mint amilyen a Nap és a körülötte keringõ planéták voltak a Holdat létrehozó õsi ütközés idején.
Megbecsülték, hogy egy ilyen kategóriájú ütközéssel mennyi por keletkezik. Két nagy tömegû bolygó ütközésekor sok anyag robban ki az ûrbe, és ennek mennyisége az összetalálkozó égitestek tömege alapján közelíthetõ. Emellett az is megbecsülhetõ, hogy az ilyen por nagyjából mennyi ideig marad megfigyelhetõ nagy távolságból. A szemcséket a már kialakult égitestek idõvel felsöprik, illetve az intenzív csillagszél "elfújja" - ezért kozmikus idõskálán mérve csak rövid idõn keresztül azonosítható.
A becslések alapján a vizsgált csillagok - pontosabban a körülöttük formálódó bolygórendszerek - közel 5-10%-ánál kellene szokatlanul sok port találni. Ehhez képest mindössze egyetlen rendszerben akadtak nagy mennyiségû poranyagra. Eszerint viszonylag ritkák lehetnek az ilyen ütöközések, és ennek folyományaként az olyan égitest-párok is, mint a Föld-Hold rendszer.
Szuperföldek: egy lehetséges új exobolygótípus
A Föld-típusú bolygók és az esetleg ott kialakult élet jellemzõire az adott planéta mérete és tömege is hatással lehet. Ilyen szempontból érdekesek az ún. szuperföldek, amelyek egy új, gyengén definiált kategóriát alkotnak az exobolygók között. Általában azokat a Naprendszeren kívüli planétákat sorolják ide, amelyek tömege 2 és 10 földtömeg közötti, és feltehetõleg a hagyományos értelemben vett kõzetekbõl állnak. (Nem minden szuperföldnek tekintett planétáról tudjuk pontosan, hogy egy "túlhízott" kõzetbolygó-e, avagy inkább egy "sovány" óriásbolygó - utóbbit elsõsorban folyékony halmazállapotú anyagok és gázok alkotják, és nincs hagyományos értelemben vett szilárd felszíne.) A szuperföldekkel kapcsolatos egyik nagy kérdés, hogy milyen lehetõséget biztosíthatnak a földihez hasonló élet számára.
Az egyik szuperföld-jelölt: a Gliese 581c összehasonlítása bolygónkkal (NASA)
A modellek alapján a szuperföldek belsõ hõje legalább 30-40%-kal hosszabb idõn keresztül teszi aktívvá felszínüket, mint az a Föld esetében várható. Egy szuperföld tovább újítja meg vulkánkitöréseivel légköri szén-dioxid-készletét, újabb és újabb gázmennyiséget pumpálva az atmoszférába. Ez a gáz nemcsak üvegházhatásával melegíti a felszínt, de a növények fotoszintéziséhez is szükséges - de emellett vannak kedvezõtlen tulajdonásgai is.
Ugyanakkor a nagy bolygótömeg csökkenti a gáz- és a vízveszteséget a világûr felé - az így megtartott felszíni óceánokban pedig kiválhat a légköri szén-dioxidnak egy része. A gáz utánpótlása segíthet elkerülni, hogy olyan ritka és gyenge üvegházhatást produkáló légkör keletkezzen, mint amilyen a Marsot övezi. Ugyanakkor a felszíni vízben kiváló szén-dioxid annak az esélyét is csökkenti, hogy a Vénuszhoz hasonlóan "elszabaduljon" az üvegházhatás. A fenti elméleti fejtegetések alapján a bolygótömeg összetett módon befolyásolhatja a légkör jellemzõit - igaz ennek az esetleges életre kifejtett hatása még messze nem ismert.
Lemeztektonika a szuperföldeken
A modellek alapján egy kb. 10 földtömegû, a miénkhez hasonló összetételû bolygó a Földéhez hasonló belsõ szerkezettel bír. Egy szuperföld belsejében azonban az anyag intenzívebb konvekciós áramlást mutat, mint ma a Földön - ennek megfelelõen aktívabb lemeztektonika lehet rajta. A számítások rámutattak, hogy bolygónk közel van ahhoz a határhoz, ahol a lemeztektonika még éppen képes tartósan mûködni. A Mars már alatta lehet ennek az értéknek, ezért nem mozognak ma kõzetlemezek rajta.
Jelenlegi ismereteink alapján a lemeztektonika segíti a különbözõ kémiai elemek körforgását, és áttételesen kedvez az élõvilág változatosságának növekedésében. Ilyen szempontból egy szuperföld jó adottságokat mutat. Mindent összevetve egy nagyobb Föld-típusú bolygó tovább képes bizonyos viszonyokat a felszínén fenntartani, és kevésbé érzékeny a csillagáról érkezõ sugárzásra, mint egy kisebb tömegû planéta.
Az egyes bolygók lakhatóságát azonban számos ma még ismeretlen tényezõ befolyásolhatja, a cikkben vázolt összefüggések talán csak a jéghegy csúcsát képezik
Bemutatkozik a Hubble ûrteleszkóp utódja 2007. november 23., péntek 16:55
A baltimore-i Astrophysics 2020 csillagászati konferencián új részletek derültek ki a James Webb Space Telescope-ról, ami a jelenlegi legfejlettebb ûrteleszkópokat, a Hubble-t, a Spitzert és a Chandrát fogja leváltani. A NASA, az ESA és a kanadai ûrügynökség által közösen fejlesztett 4.5 milliárd dollárba kerülõ távcsõ 2013-ban áll Föld körüli pályára a tervek szerint.
"Pontosabb megfigyelésekre van szükségünk a kvazárok mûködésének vagy a galaxisok születésének tanulmányozásához", mondta Rachel Somerville, a német Max Planck intézet csillagásza a konferencián. "Hiába tesszük be egy szobába a világ legnagyobb elméit a létezõ legerõsebb szuperszámítógéppel 15 évre, erõsebb távcsövek nélkül õk sem jutnának semmire."
A NASA egykori igazgatójáról elnevezett ûrteleszkóp egy 6,4 méter átmérõjû tükörfelületen gyûjti majd a beérkezõ fényt, ez a Hubble-nek közel háromszorosa. Az új ûrteleszkóp sokkal messzebbre lát majd, mint elõdei, és nagyobb felbontású képeket készít, de az égboltnak egyszerre csak egy nagyon szûk szeletét tudja vizsgálni.
A James Webb ûrteleszkóp az európai ûrûgynökség képén
A konferencián bemutatkozott másik nagy újítás a NASA-nál fejlesztett solar shade technológia, amivel a csillagok egyes esetekben zavaró fényét lehet kiszûrni a távcsõ látómezejébõl. Ez óriási segítség lehet a Naprendszerünkön kívüli bolygók tanulmányozásánál, amiket épp a központi csillaguk fénye tesz nehezen megfigyelhetõvé. A fejlesztést vezetõ Wes Traub szerint a technológia a JWST utáni ûrteleszkóp-generációval (16 méter átmérõjû tükörrel) képes lehet olyan bolygók felszínének és légkörének tanulmányozására, amik ma egyetlen pixelként jelennek meg a Hubble képein.
Szupernóva újratöltve II-VI Szerzõ: Kovács József | 2007. november 23., péntek
Egy új modellszámítás szerint lehet, hogy a rekurrens nóva fogalma mellé be kell vezetnünk a "visszatérõ" szupernóva fogalmát is.
A 2006-ban felfedezett, s késõbb SN 2006gy jelzéssel ellátott szupernóva robbanása körülbelül 100-szor fényesebb volt, mint egy "szokásos" szupernóváé, így az esemény az elméleti szakemberek számára is nagy kihívást jelent. Kérdés az, hogy milyen folyamat okozhatott ilyen óriási robbanást. Stan Woosley (University of California, Santa Cruz) és munkatársai számításai szerint egy nagyon nagy tömegû csillag több, akár hat, egymástól idõben szétváló szupernóva-szerû kitörést is produkálhat, melyek közül még az utolsó sem végzetes a csillag számára – a kitörések együttes hatásaként azonban elõállhat az elõzõleg soha nem tapasztalt fényességû szuperrobbanás.
Fantáziarajz az SN 2006gy robbanásáról. (NASA/CXC/M. Weiss)
A modell szerint az elsõ, egyébként nem túl fényes szupernóvaként jelentkezõ robbanás csak egy burkot dob le a csillagról. Egy második, szintén szupernóva méretû robbanás során azonban újabb anyaghéj dobódik ki, ami nagyobb sebességgel tágulva utoléri az elsõ erupció során ledobott anyagot, s az óriási felfénylés igazából a két héj ütközésekor következik be.
Woosley szerint a két héj olyan távolságban találkozik, hogy az ütközés következtében a teljes kinetikus energiájuk elektromágneses sugárzássá (fénnyé) alakulhat. Egy normál szupernóva-robbanás közben ez az arány csupán 1 százalék körüli, mivel a ledobott buroknak eléggé ki kell tágulnia ahhoz, hogy a fény megszökhessen belõle, így a Woosley-féle számítás magyarázhatja a százszoros intenzitásnövekedést.
A modell mûködéséhez 90 és 130 naptömeg közötti kiinduló tömeg szükséges. Ilyen nagytömegû csillagok magjában a csillag élete vége felé a hõmérséklet olyan magasra szökik, hogy a megfelelõ energiájú fotonokból az ún. párkeltés során elektronok és antirészecskéik, pozitronok jöhetnek létre. Közben a sugárzási térbõl eltûnõ fotonok miatt a sugárnyomás lecsökken, így a csillag magja gyorsan elkezd összehúzódni. A stabilitás megbomlásával járó folyamatot az elõzõek miatt pár-instabilitásnak is nevezik.
A mag összehúzódása addig tart, amíg össze nem roppan. Ekkor robbanásszerûen elkezdi égetni a benne lévõ üzemanyagot, aminek következtében szintén nagyon gyors tágulásba kezd, de ez nem olyan intenzív, hogy szétrombolná az egész csillagot. A 90 és 130 naptömeg közötti kiindulási tömegtartományban egy pulzációszerû folyamat lesz az eredmény: instabilitás – gyors tágulás és sugárzás – újabb összehúzódás – felmelegedés – instabilitás. A pulzálás addig tart, amíg a csillag a stabil állapotba visszakerüléshez elegendõ tömeget nem veszít.
Woosley szerint 2 és 6 robbanás között bármennyi elõfordulhat, s ezek lehetnek kisebb energiájúak, de akár óriásiak is. Még komplikáltabbá teheti a képet, hogy a stabilitás elérése után egy még mindig nagy, körülbelül 40 naptömegnyi objektum marad vissza, ami továbbfejlõdve valószínûleg eljut a vasmag létrehozásáig, majd az összeroppan, s a csillag egy gamma-kitörésben fejezheti be végleg pályafutását.
A 110 naptömegû kiinduló állapotra elvégzett modellszámítás adatai a következõk. Az elsõ nagy kitörés során a csillag egy nagyjából 25 naptömegû, hidrogénbõl és héliumból álló héjat dob le magáról egy körülbelül 6×1041 erg/s teljesítményû, 200 napig követhetõ szupernóva-robbanást produkálva. A következõ héj ledobása 6,9 év múlva következik be. 9 év elteltével aztán a csillag egy 2,2 naptömegû vasmagot hoz létre, ami végül egy gyorsan forgó neutroncsillaggá vagy fekete lyukká zuhan össze.
A fenti tömegû csillagok persze elég ritkák, különösen a mi Tejútrendszerünkben (jelenleg nem is ismerünk ennyire masszív csillagot). Sokkal nagyobb számban lehettek azonban jelen a korai Univerzumban. Bár létezésüket sokan kétségbe vonják, Woosley véleménye szerint bármely elméletnek, ami magyarázni szeretné az SN 2006gy anomális robbanását, szüksége van ilyen nagytömegû csillagok feltételezésére.
A modellt bemutató szakcikk a Nature c. folyóirat 2007. november 15-i számában jelent meg.
Érdekes megjegyezni, hogy a Nature ugyanezen számában két oldallal elõbb egy másik, szintén az SN 2006gy természetével foglalkozó cikk is megjelent. Ennek szerzõi, Simon Portegies Zwart és Edward van den Heuvel (Astronomical Institute 'Anton Pannekoek') a szokatlan fényességû robbanást két nagytömegû csillag összeolvadásával magyarázzák. Cikkükben kimutatják, hogy fiatal, nagy sûrûségû csillaghalmazokban a nagytömegû csillagok ütközési gyakorisága elég nagy ahhoz, hogy kellõ eséllyel kialakulhasson az SN 2006gy robbanásához hasonlót produkáló találkozó és összeolvadás. Elképzelésük jogosságát igazolhatja, ha az SN 2006gy elhalványodása után (körülbelül egy év) a robbanás helyén egy nagytömegû csillagokból álló sûrû halmazt találunk.
Források:
Woosley, S.E. és mtsai, 2007, Nature, 450, 390 Portegies Zwart, S.F & van den Heuvel, E., 2007, Nature, 450, 388
Bolygócsírák ütközése a Fiastyúkban Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. november 20., kedd
Nagy mennyiségû, valószínûleg kialakulóban lévõ bolygókezdemények ütközésébõl származó törmeléket találtak a Plejádok egyik csillagának környezetében.
A Taurus (Bika) csillagképben található Plejádok (M45, Fiastyúk) az egyik legközelebbi, kb. 400 fényévre található nyílthalmaz, mely – csillagfényes éjszakákon – szabad szemmel is gyönyörû látványt nyújt (az év ezen szakaszában egész éjjel megfigyelhetõ!). Bár a halmaz fõként a benne található hét legfényesebb, fiatal óriáscsillag, valamint a közöttük lévõ térrészt kitöltõ, világító ködösség révén közismert, valójában több mint 1400 csillagot tartalmaz.
J. Rhee (University of California, Los Angeles, UCLA) és munkatársai – a területrõl készített infravörös mérések elemzése során – rendkívül nagy mennyiségû port fedezett fel a HD 23514 jelû halmaztag csillag közvetlen környezetében. A nagyon fiatal (még kialakulóban lévõ), Napunkhoz hasonló tömegû csillagok esetében a jelenség nem annyira meglepõ, mivel fejlõdésük ezen szakaszában sûrû, porból és gázból álló korong veszi körül õket. Idõvel (mintegy 100 millió év alatt) azonban a csillagkörüli korong eloszlik: az anyag egy része a csillagba hull, míg más szemcsék beépülhetnek a születõ üstökösök anyagába, vagy – fokozatosan nagyobb testekké összeállva – végül kisbolygókat, ill. bolygókat hozhatnak létre.
A HD 23514 becsült életkora kb. 100 millió év, azaz a körülötte lévõ porkorong nagy része már eloszlott – a kutatók mégis igen nagy mértékû, portól származó infravörös többletsugárzást észleltek a környezetébõl. Magyarázatuk szerint ún. másodlagos porképzõdés zajlott le, azaz már kialakulóban lévõ bolygótestek gigászi ütközéseibõl származó törmelékanyag kering a csillag körül. A vizsgálatok szerint a nagy mennyiségû törmelék kialakulása az igen közeli múltban, mindössze az utóbbi néhány százezer évben mehetett végbe (sõt, akár még jelenleg is tarthat). Ugyanez a folyamat játszódhatott le Naprendszerünk Föld típusú, azaz kõzetbolygóinak keletkezése során (jelenlegi elméleteink szerint a Hold kialakulása is egy hatalmas ütközésnek köszönhetõ, melyben egy Mars méretû objektum csapódott a Földbe).
A Plejádok színes kompozit képe; a HD 23514 környezetének kinagyított képén egy fantáziarajz látható két bolygókezdemény ütközésérõl (I. Song, IPAC/CalTech és L. R. Cook, Gemini Observatory)
A kutatócsoportnak ez már a második ilyen jellegû felfedezése; két évvel ezelõtt az Aries (Kos) csillagképben lévõ, BD +20 307 jelû csillag esetében találtak hasonló eseményre utaló nyomokat. Ezután kezdtek szisztematikus keresésbe, melyhez a – már nem mûködõ – ISO és IRAS mûholdak, valamint a 8,1 m-es északi Gemini távcsõ (Mauna Kea, Hawaii) és a Spitzer ûrtávcsõ közepes és távoli infravörös tartományban készített méréseit használták fel.
Ez a két felfedezés azért különösen jelentõs, mert más csillagok körüli kõzetbolygók létére mind a mai napig nem sikerült közvetlen bizonyítékot találni. Rhee és munkatársainak eredményei viszont arra utalnak, hogy Föld típusú bolygók más csillagok körül is keletkeznek, melyeket reményeink szerint a jövõben közvetlenebb módszerekkel is sikerül majd detektálni.
Forrás:
UCLA Newsroom, 2007.11.14.
No végre Landren:)))
Mihelyt lesz ég, Szeged fölött és nem leszek hulla, megpróbálok lõni egyet, de túl sokra ne számíts, egy 300-as telém a max. :)
"Ha a Világegyetem valóban gyorsuló ütemben tágul, akkor néhány milliárd év múlva távcsövekkel szemlélõdõ utódaink szeme elé más éjszakai égbolt tárul majd. Sokkal üresebb lesz, a ma látható galaxisok közül sok eltûnik a látótérbõl. Az új felfedezés egyik szerzõjének megfogalmazása szerint nagyon magányos lesz ez a világ."
Szerintem azok már nem a mi utódaink lesznek. :D D:
A sötét anyag nyomában - 3. rész: sötét energia 2007. november 20., kedd, 8:51
Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhetõ sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelõre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetõen, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk elsõ részében egzotikus részecskéket, a másodikban csillagászati keresési módszereket mutattunk be, ezúttal pedig a leginkább titokzatos összetevõt: a sötét energiát vizsgáljuk meg.
Az NGC 1672 galaxis (NASA, ESA, STScI)
Egyre gyorsuló ütemben tágul a Világegyetem, jelentette be 1998-ban két nemzetközi kutatócsoport a Hubble-ûrteleszkóp mérési adatai alapján. A szenzációs hír azonnal élénk szakmai vitákat indított el. Az elsõ, természetes reakció a kétkedés volt. Stephen Hawking, a kozmológia nagy alakja Al Gore akkori amerikai alelnök kérdésére úgy foglalt állást, hogy szerinte komolyan megkérdõjelezhetõ a mérések pontossága.
A hír hallatán bizonyára sokan újra feltették magukban azokat a kérdéseket, amelyeket legutóbb gyerekkorukban: mekkora a Világmindenség, milyen a jövõje, lesz-e és milyen vége lesz a történetének? A válasz keresése elõtt rögtön szögezzük le, hogy ezekre a kérdésekre ma sincs egyértelmû és biztos válaszunk, ahogy nem volt évtizedekkel ezelõtt szüleinknek, tanárainknak sem. Ezt tükrözi a szóhasználat is: a Világegyetem gyorsuló tágulását a sötét energiával magyarázzák a fizikusok. A sötét szó arra utal, hogy ma szinte semmit sem tudunk mibenlétérõl.
Nagy Bumm és Nagy Reccs
1929-ben Edwin P. Hubble amerikai csillagász fedezte fel, hogy a Világegyetem tágul: bármerre is nézünk, a messzi csillagrendszerek, a galaxisok távolodnak tõlünk. A Világegyetemet korábban évezredeken át változatlannak, statikusnak tartották. A 20. században született meg az Õsrobbanás, a Nagy Bumm (Big Bang) elmélete. A ma elfogadott érték szerint 13,7 milliárd évvel ezelõtt a Világegyetem végtelen kis méretû és végtelen nagy sûrûségû volt, majd tágulni és hûlni kezdett. Ez a tágulás a jövõben vagy minden határon túl folytatódik, vagy egyszer megáll és megkezdõdik a Nagy Reccshez vezetõ összehúzódás.
Egy nagyságrendileg 10 milliárd fényév távolságban lévõ szupernóva a HST felvételén (Riess, STScI, NASA)
A két lehetõség között lényegében az Univerzum tömege, a benne levõ anyag mennyisége dönt. Természetesen ezt sem ismerjük kellõ pontossággal, így bizonytalanok vagyunk a sokmilliárd évvel távolabbi jövõt illetõen. Mostanáig az állandó tágulást egyre lassulónak gondolták, vagyis a tágulás sebessége egyre kisebb és kisebb, mivel a testek közti tömegvonzás, a gravitáció a tágulás ellen hat.
A Hubble-ûrteleszkóp felvétele a Cl 0024+17 galaxishalmazról (NASA, ESA, Jee, Ford)
Az új felismerés szerint azonban a tágulás üteme nem lassul, hanem éppen növekszik: a tágulás üteme napról napra nõ. Ez csak úgy lehetséges, ha valamilyen erõhatás a gravitációs vonzás ellen hat. A fizikusok errõl rögtön Einsteinre gondoltak.
Einstein 1916-ban tette közzé az általános relativitáselméletet. Egyenleteibõl kikövetkeztethetõen a Világegyetem változik, tágul vagy összehúzódik. Az akkori ismeretekre támaszkodó közfelfogás viszont a Világegyetemet állandónak, változatlannak tartotta. Einstein ezért egy kiegészítõ tagot illesztett az egyenleteibe, hogy azok statikus Világegyetemhez vezessenek, ez a kozmológiai állandó. Késõbb, a Világegyetem tágulására vonatkozó bizonyítékokat megismerve ezt a lépését élete legnagyobb tévedéseként emlegette.
Új, antigravitációs erõhatás nyomában
Évtizedeken át nem is esett szó az antigravitációs hatások esetleges létezésérõl. Az Õsrobbanás-elmélet részleteinek kidolgozása során az 1980-as években azonban kiderült, hogy a Világegyetem történetérõl rendelkezésünkre álló tényanyag úgy írható le jól, ha feltételezzük, hogy az Õsrobbanás utáni elsõ másodperc legelején, egy elképzelhetetlenül rövid idõszakasz alatt fantasztikus gyorsasággal tágult a Világegyetem. Az inflálódás és a felfúvódás kifejezéseket használja erre a folyamatra a szakirodalom. A legutóbbi bejelentés szerint az egyre gyorsuló tágulás, vagyis az antigravitációs hatások nem csak az elsõ másodperc törtrészében hatottak, hanem azóta is folyamatosan jelen vannak.
A Chandra-ûrteleszkóp (NASA)
A Chandra-ûrteleszkóp felvételei alapján amerikai kutatók megállapították, hogy mintegy 6 milliárd éve alaposan megváltozott a Világegyetem tágulásának tempója. Korábban egyre lassuló ütemben, az utóbbi 6 milliárd évben viszont egyre gyorsuló ütemben tágult. A röntgen hullámhossztartományban dolgozó Chandra-ûrteleszkóp felvételein 1-8 milliárd fényév távolságban fekvõ 26 galaxishalmazt tanulmányoztak. A megfigyelési adatok szerint a múltban a sötét energia sûrûsége nem változott gyorsan az idõvel, esetleg állandó is lehetett, összhangban az Einstein által bevezetett kozmológiai állandó fogalmával.
Ha a sötét energia változatlan, akkor az Univerzum örökké tágulni fog. A korábbi drámai forgatókönyvek, a Világegyetem önmagába való összeomlása ("Nagy Reccs"), és a galaxisoktól az atomokig mindennek a szétszakadása ("Nagy Szétszakadás") bekövetkezése ezek szerint kizárható. Az adatok kiértékelése során egyetlen fontos feltevéssel éltek a kutatók: a hatalmas galaxishalmazokban a forró gáz és a sötét anyag aránya valamennyi halmazban azonos. (Mint sorozatunk elõzõ két részében részletesen olvashattak róla, a sötét anyag sugárzásokkal nem ad jelet magáról, mibenlétérõl jelenleg csak feltételezések vannak.)
Vázlatos ábra a Nagy Bumm óta eltelt idõszakról, eleinte lassuló, majd gyorsuló tágulással (NASA)
Ha lassan is, de gyûlnek a megfigyelési, mérési adatok. A "SuperNova Legacy Survey" nemzetközi kutatócsoport 2003 óta a legnagyobb távcsövek és új módszerek bevetésével méri a szupernóvák távolságát. 2005-ben a Journal of Astronomy and Astrophysics hasábjain tették közzé 71 darab, 2-8 milliárd évvel ezelõtt felrobbant szupernóva adatait. Mérési eredményeik alapján szûkíthetõ a számba jöhetõ Világegyetem modellek köre.
Az anyag sûrûsége csökken a tágulással, a sötét energia viszont nagyjából állandónak tûnik. A Világegyetem-modellekben szerepel egy tag, amely a nyomás és az energiasûrûség hányadosát adja meg, ez meghatározza a sötét energia sûrûségének idõfüggését, idõbeli változását is. Ennek értéke viszont modellfüggõ, modellrõl-modellre változik, tehát a kísérleti tényekkel való összevetés alapján egyes modellek helyesnek, mások tévesnek bizonyulhatnak. A kutatócsoport friss mérési eredményeit is legjobban egy kozmológiai állandó beillesztésével lehet leírni. Ennek értéke eltér attól, amit Einstein annak idején fölírt. A tágulás magyarázatára kidolgozott elméletek köre máris szûkíthetõ az új adatok alapján, de még mindig tágak a lehetõségek a Világegyetem leírására. A kutatócsoport 2008-ig folytatja az adatgyûjtést, több száz szupernóva adatait szeretnék megmérni, földolgozni. Ezek alapján a mostaninál jóval pontosabban határozhatják majd meg a kozmológiai állandó értékét.
Energia a vákuumból
A modern fizika szerint a vákuumban állandóan keletkeznek és megsemmisülnek részecskék, a vákuum energiát hordoz. A táguló Világegyetemben egyre több lesz a térhez kötõdõ vákuumenergia, emiatt az energiasûrûség és a nyomás hányadosa állandó marad, tehát van értelme a kozmológiai állandónak. A vákuumenergia viszont a számítások szerint túl nagy, mintegy 100 nagyságrenddel (!) nagyobb annál, mint amennyi a sötét energia megfigyelt hatásának magyarázatához szükséges lenne. Ha csak ez az óriási vákuumenergia hatna, akkor Világegyetemünk egy szempillantás alatt szétrepülne. Talán a természet valamilyen, rejtett szimmetriáján alapuló, ma még ismeretlen hatása kompenzálja a vákuum-energiát?
A tervezett JDEM-szonda (NASA)
A kozmológiai állandó újbóli bevezetése mellett ismét felmerült egy ötödik fajta kölcsönhatás létezésének lehetõsége is. A fizikai szaklapokban sorra jelennek meg az egyik lehetõség mellett érvelõ, a másik hibáira rámutató számítások. Elvileg nagyon különbözõ kiinduló alapokról el lehet jutni ugyanahhoz a matematikai eredményhez, a gyorsuló tágulás leírásához. A döntéshez további megfigyelési adatokra lesz szükség. Folytatják a szupernóvák feltérképezését, mérik távoli galaxisok röntgensugárzását. Keresik a sötét energia hatásának jeleit a Világegyetem mikrohullámú háttérsugárzásában.
2003-ban a NASA "Einsteinen túl" (Beyond Einstein) címmel új kutatási programot hirdetett meg. A szakemberek öt célt tûztek ki, a fekete lyukak, a gravitációs hullámok, a sötét anyag, az Univerzum korai inflációja és a sötét energia tanulmányozását. A NASA tavaly felkérte az amerikai akadémiák közös kutatási tanácsát a programok rangsorolására. Elsõ helyre a sötét energia vizsgálata került, ezt követi a gravitációs hullámok mérésére tervezett lézer-inteferométer ûrantenna (LISA), a másik három programra egyelõre nincs pénz. Jövõre kezdõdik meg az érdemi munka a Joint Dark Energy Mission (JDEM) program keretében. A tervezett költségek meghaladják az 1 milliárd dollárt, az ûrszonda felbocsátása 2015-re várható.
Napjaink egyik legnagyobb csillagászati rejtélye
A felfedezés óta eltelt egy évtizedben tehát továbbra is titokzatos, valóban sötét maradt a sötét energia. A Világegyetem háromnegyedét kitevõ "valamit" nem sikerült megismerni. Mindössze néhány mondatban összefoglalható, mit tudtunk meg eddig a sötét energiáról.
Nem bocsát ki fényt. A hozzá tartozó nyomás nagy negatív érték. Eloszlása közelítõleg homogén. "Mivel a sötét energia nyomása nagyságrendileg megegyezik energiája sûrûségével, ezért inkább energia, mint anyag jellegû" - írta a Fizikai Szemlében Németh Judit akadémikus.
Van tehát a Világegyetemben valami, amit nem látunk és egyelõre nem is értünk. Ahogy Marx György akadémikus írta néhány éve a Fizikai Szemlében: "Az Univerzum tágulása kezdetben lassult, most pedig gyorsul! ... Ezzel föladta a leckét: derítsétek ki, hogy egy újfajta anyagról van szó, ami másra csak gravitációja révén hat, vagy a vákuum jelzi létét a kozmológiai állandó révén, esetleg egy új fizika küszöbére értünk..." A fizikusok persze új fizikában reménykednek. S. Weinberg Nobel-díjas fizikus szerint "bárhogy is oldódik meg a sötét energia és a kozmológiai állandó problémája, annak valószínûleg mély hatása lesz a fizika és a csillagászat egészére."
Ha a Világegyetem valóban gyorsuló ütemben tágul, akkor néhány milliárd év múlva távcsövekkel szemlélõdõ utódaink szeme elé más éjszakai égbolt tárul majd. Sokkal üresebb lesz, a ma látható galaxisok közül sok eltûnik a látótérbõl. Az új felfedezés egyik szerzõjének megfogalmazása szerint nagyon magányos lesz ez a világ.
Jéki László
Két Földhöz hasonló bolygó ütközött össze 2007. november 19., hétfõ, 14:05
Egy születõ bolygórendszerben olyan törmeléket azonosítottak, amelyet két, korábban már összeállt, Földünkhöz hasonló égitest ütközése termelhetett. Ez minden korábbinál erõsebb közvetett bizonyítékot jelent a bolygónkhoz hasonló, szilikátos összetételû és viszonylag nagy méretû kõzetbolygók születésére.
A Gemini Obszervatórium
Az ismert Naprendszeren kívüli bolygók (exobolygók) száma idén nyáron lépte át a 250-et. Az eddigi megfigyelések alapján állítható, hogy a csillagok keletkezése általában együtt jár bolygók kialakulásával is. A jelenleg alkalmazott megfigyelési módszerek elsõsorban a planéták gravitációs terének az adott csillagra kifejtett hatását tanulmányozzák, valamint azt a jelenséget keresik, amikor az exobolygó csillaga elõtt elhaladva látszólag csökkenti annak a fényét. Mindkét módszer a nagy tömegû, illetve nagy méretû, a Jupiterhez hasonló planétákra érzékeny - ezért fontosak a kisebb, Földünkhöz hasonló égitestek kialakulására utaló jelek.
Minden korábbinál erõsebb közvetett bizonyíték
A születõ csillagok körüli porkorongokat fejlõdési állapotuk alapján két nagy csoportra osztják: a fiatal égitesteknél a porkorong szilárd szemcséit az eredetileg is a zsugorodó anyagban található por alkotja. Ez az anyag a továbbiakban nagyobb égitestekké, bolygócsírákká kondenzálódik - tehát a korong portartalma csökken. Azonban az összállás során átmenetileg ismét megnövekedhet a pormennyiség, amikor a növekvõ bolygócsírák ütközni kezdenek. Idõvel a bolygórendszer végleg "letisztul", és a poranyag mennyisége ismét lecsökken. Amennyiben a poranyag összetételét tekintve a Földre hasonlít, az közvetett módon utal arra, hogy a rendszerben már bolygónkhoz hasonló, nagyobb planéták is összeálltak.
A közelmúltban sikerült minden korábbinál erõsebb közvetett bizonyítékot találni a fenti folyamatra, azaz a Földhöz hasonló, szilikátos összetételû és viszonylag nagy méretû kõzetbolygók születésére.
A kérdéses rendszer a Pleiadok (Fiastyúk) nyílthalmazban található, csillaga pedig Napunkhoz hasonló, de annál fiatalabb égitest. A körülbelül 100 millió éves égitestet (jele HD23514) az északi Gemini teleszkóppal vizsgálták az infravörös tartományban. Az objektum irányából rögzített infravörös sugárzás a csillag körüli poranyagtól származott, amely a csillaghoz közeli (0,5 és 2 CSE között húzódó) zónából érkezett. Ez a Naprendszerben nagyjából a Merkúr és a Mars pályája közötti térséghez fogható.
A megfigyelt por össztömege nagyobb annál, mint amit a korábban azonosított, hasonló képzõdmények többségénél találtak. Mennyisége arra utal, hogy két viszonylag nagyobb, legalább Hold méretû objektum ütközött a rendszerben, és azok robbanásakor szóródott szét a törmelék. Az ütközés méretét tekintve nagyságrendileg ahhoz az eseményhez hasonlíthatott, mint amikor az õsi Föld azzal a körülbelül Mars méretû égitesttel találkozott, amelynek nyomán a Hold anyaga kirobbant bolygónkból.
Fantázáiarajz két ütközõ, fiatal bolygóról (Lynette R. Cook, Gemini Observatory)
A kutatócsoport egy másik csillagnál, a BD +20307 jelû objektumnál is talált Föld-típusú égitestek létezésére, pontosabban szintén azok ütközésére utaló nyomokat. Ez az Aries (Kos) csillagképben, tõlünk kb. 300 fényévre lévõ és kb. 400 millió éves csillag. Utóbbi és a fent említett égitest körül nagyságrendileg 100 ezerszer, illetve milliószor annyi por mutatkozott, mint a Nap körül. Mindkét objektum anyagkorongja a bolygókeletkezés utolsó és heves fázisában lehet, amikor a már összeállt, viszonylag nagy méretû, Föld-típusú bolygócsírák vagy bolygók ütköznek egymással.
Távoli Földek nyomában
Mivel az élet létezésére egyelõre csak egyetlen példát ismerünk (saját bolygónkról), kiemelt terület a Földhöz hasonló exobolygók keresése. Ha az exobolygók tömegét, méretét és sûrûségét együttesen tekintjük, akkor elmondható, hogy Földünkhöz hasonló planétát eddig még nem találtak. Ennek fõ okai a jelenlegi megfigyelési módszerek korlátai lehetnek: elméleti számítások alapján ma még nem is sikerülne kimutatni egy átlagos Föld-típusú bolygót. A gyorsan fejlõdõ mûszerek teljesítménye azonban egy évtized múlva várhatóan már ezt is lehetõvé teszi.
A Föld-típusú exobolygók számát, elõfordulási valószínûségét csökkenhetik az ún. forró Jupiterek, a csillagokhoz közeli óriásbolygók. Itt ugyanis az óriásbolygó befelé vándorlása során a Földhöz eredetileg hasonló helyzetû planéták kilökõdhettek. Ugyanakkor, mivel a vándorló óriásbolygók az anyagkiszórást a csillaghoz közel is folytatják, az innen kipenderített törmelék egy része a kilökött Föld-típusú bolygók helyére juthat, ahol új planéták keletkezhetnek belõle. Mindezek fényében fontos a cikkben vázolt törmelékanyag megfigyelése, amely már kialakult, Föld-típusú bolygók létezésére utal.
Buborékot fújó fiatal csillag Szerzõ: Kovács József | 2007. november 19., hétfõ
A Spitzer ûrteleszkóp legújabb felvételén két nagytömegû gázbuborékot kifújó, éppen születõfélben lévõ csillag látható.
A Földtõl 1140 fényévre lévõ nagyon fiatal képzõdmény ún. Herbig-Haro objektum, katalógusjele HH 46/47.
A felvétel infravörös szûrõkön keresztül (kék: 3,6 mikron, zöld: 4,5 és 5,8 mikron, vörös: 24 mikron) készített képek számítógépes kombinációja. A csillag maga a kép közepétõl kicsit balra felfelé látható fényes folt, a két buborék pedig a csillag két oldalán elnyúlva figyelhetõ meg. A zöld színû füstszerûen gomolygó anyag forró molekuláris hidrogén, míg a kékes szín a intersztelláris por által szórt csillagfény.
A HH 46/47 katalógusjelû Herbig-Haro objektum a Spitzer ûrteleszkóp számítógépes eljárásokkal komponált és javított felvételén. (NASA/JPL-Caltech)
A buborékok akkor keletkeztek, amikor a csillagról 200-300 km/s-os sebességgel kifelé mozgó gázáramok beleütköztek a HH 46/47-et körülvevõ kozmikus gáz- és porfelhõkbe. A buborékok végén látható vörös foltok forró kén és vas jelenlétére utalnak a lökésfrontok és a környezõ anyag aktuális találkozási pontjain.
A pasadenai Jet Propulsion Laboratory munkatársa, T. Velusamy szerint az égitest körüli korongot, melybõl késõbb bolygók is keletkezhetnek, a csillag gravitációs tere által a környezõ térbõl befogott por és gáz hízlalja. Az elképzelések szerint ez addig tart, amíg a csillag beinduló erõs csillagszele és gázáramai az utánpótlást el nem fújják. A Spitzer infravörös hullámhossz-tartományban mûködõ rendkívül érzékeny eszközeivel részletesen is tanulmányozhatók a vastag por- és gázburokba ágyazott csillagok és környezetük közötti kölcsönhatások.
A Spitzer felvételeinek javítására Pasadenában egy új képfeldolgozási eljárást is kifejlesztettek, ez az ún. nagyfelbontású dekonvolúció (Hi-Res deconvolution), melynek segítségével csökkenthetõ a csillag képének teleszkóp általi elkenése, így a kép élesíthetõ, tisztítható, ezáltal a csillag körüli emisszió részletesebben tanulmányozható. A HH 46/47 részletgazdag képe is ennek a technikának köszönhetõ.
Az eredményeket taglaló szakcikk az Astrophysical Journal Letters c. folyóirat októberi számában jelent meg.
Forrás: Spitzer NR, 2007.11.08.
Ismeretlen eredetû rádiókitörés Szerzõ: Molnár Péter | 2007. november 17., szombat
Különleges, eddig ismeretlen típusú rádiókitörést fedeztek fel a 64 m-es Parkes rádiótávcsõ archív mérési adatainak újbóli átvizsgálása során.
Váratlan csillagászati felfedezésrõl számolt be Duncan Lorimer professzor (West Virginia University [WWU], National Radio Astronomy Observatory [NRAO]) és csoportja a Science folyóirat november 2-i számában. A felfedezéshez az vezetett, hogy David Narkevic, az egyetem diákja újra elemezni kezdte az ausztráliai 64 méteres Parkes rádióteleszkóppal a Kis Magellán-felhõrõl készült megfigyeléseket. A Tejútrendszerünktõl mintegy 200 ezer fényévre levõ szabálytalan kísérõgalaxisról felvett mérések összesen kb. 480 órányi észlelési idõszakot fedtek le. Az adatokban a pulzároktól származó periodikusan ismétlõdõ jelek mellett olyan impulzusokat is kerestek, amelyek a forgó neutroncsillagok jeleivel ellentétben nem ismétlõdtek meg a megfigyelési idõszak alatt. A várakozásokkal szemben végül olyan rádiókitörésre bukkantak, amely nem is a megfigyelt Magellán-felhõbõl, hanem az Univerzum sokkal távolabbi részérõl érkezett, és esetleg egy teljesen újfajta csillagászati jelenség elsõ észlelt megnyilvánulása lehet.
A rádiókitörés helye az égbolton. A látható fény tartományban készült felvétel negatívja a Kis Magellán-felhõt mutatja, melynek rádiótartományban észlelhetõ körvonalát a fekete vonal jelzi. A rádiókitörés a vörös körön belül történt (Forrás: Lorimer et al., NRAO/AUI/NSF)
Csillagászati értelemben véve a rádiókitörés igen erõteljes ("fényes") volt, de kevesebb mint 5 ezredmásodpercig(!) tartott. A jel jelentõsen kiszélesedve érte el a Földet, vagyis a magasabb frekvenciájú összetevõk az alacsonyabb frekvenciájúakat megelõzve érkeztek. Ez a diszperziónak nevezett jelenség akkor lép fel, amikor az elektromágneses hullám a csillagközi, illetve intergalaktikus térben levõ ionizált gázon halad át. A megfigyelt hatás alapján a jel forrása a Földtõl mintegy 3 milliárd fényévre található. Mivel a jelenség egyetlen elõzõleg detektált rádiókitöréshez sem hasonlított, keletkezésének pontos mechanizmusa sem ismert egyelõre, de a kutatók két lehetõséget is felvetettek.
Az egyik magyarázat szerint a kitörésben megfigyelt energia akkor szabadul fel, amikor két rendkívül sûrû, egymás körül keringõ neutroncsillag összeütközik, majd összeolvad. Az elfogadott elképzelések szerint hasonló események felelõsek a gammavillanásokért is, de a gammakitörések során rádiótartományban csak hosszan tartó utófénylés (afterglow) figyelhetõ meg.
A másik, még egzotikusabb lehetõség, hogy egy "párolgással" éppen megszûnõ fekete lyuk utolsó, rádiótartományban kibocsátott halálsikolyát sikerült észlelni. Bár a fekete lyukakban koncentrálódó roppant mennyiségû anyag gravitációs ereje olyan hatalmas, hogy belõle a fény sem szabadulhat ki, az eseményhorizont peremérõl érkezõ Hawking-sugárzás révén a fekete lyukak folyamatosan energiát, és így tömeget veszíthetnek, vagyis rendkívül lassan mûködõ kvantumfizikai effektusok révén párologhatnak. Az elméletek szerint az egyre gyorsulva párolgó fekete lyuk a folyamat legvégén egy óriási villanással tûnik végleg el az Univerzumból.
A most felfedezett jelenség természetének megértéséhez több, hasonló esemény vizsgálata szükséges. A számítások alapján hasonló esetek százai történhetnek minden nap az égen, de csak kevés olyan égboltfelmérõ program mûködik, amely detektálásukhoz eléggé érzékeny idõfelbontású. Ennek megfelelõen hasonló események megfigyelése a jelenlegi mûszerekkel igen nehéz. A fejlesztés alatt álló újabb berendezések azonban már képesek lesznek statisztikusan is jelentõs megfigyelési minták érzékeléséhez. Amennyiben sikerülne egy ilyen ultrarövid rádiókitörést egy ismert távolságú galaxishoz kötni, az ismert távolságon áthaladó rádióhullámok torzulásából pontosan kiszámítható lenne az intergalaktikus térben levõ anyag mennyisége is. Az újgenerációs rádiótávcsövek üzembe helyezéséig a Parkes-hoz hasonló égboltfelmérések archív anyagában tovább folyik a keresés.
Forrás: National Radio Astronomy Observatory Press Release, 2007. szeptember 27.
A Hubble Ûrtávcsõ lefényképezte a Holmes-üstökös magját Szerzõ: Tóth Imre | 2007. november 16., péntek
A hetek óta szuperkitörésben lévõ Holmes-üstökös magját sikerült megfigyelni a Hubble Ûrtávcsõ "éles szemével" is.
A NASA Hubble Ûrteleszkópjának rendkívül "éles szeme" Föld körüli pályáról, a légkör zavaró hatásaitól mentes megfigyeléseket készített a váratlan és látványos szuperkitörésben lévõ 17P/Holmes-üstökösrõl. Tekintettel az üstököskitörés rendkívüliségére és ennek tudományos jelentõségére, a HST-t felügyelõ Space Telescope Science Institute igazgatója soron kívül távcsõidõt biztosított az üstökös megfigyelésére. Az elsõ mérésekre 2007. október 29-én, 31-én és november 4-én került sor, de a tervek szerint néhány hét múlva megismétlik az észleléseket. Közben a Spitzer infravörös ûrtávcsõ is megfigyelte a Holmes-üstököst, de ennek eredményeit még nem közölték. (A Hubble Ûrtávcsõvel készített megfigyelésekben cikkünk szerzõje is részt vesz, a kutatócsoportnak pedig több mint egy évtizedre visszatekintõ tapasztalatai vannak az üstökösmagok megfigyelésében a HST-vel, illetve az ISO és Spitzer infravörös ûrteleszkópokkal.)
A Holmes-üstökösrõl földi kistávcsõvel készített kép (balra) nem mutatja meg a mag körüli kóma tartományát részletesen (balra lent), erre csak a HST nagyfelbontású bolygókamerája képes (nagyított kép jobbra fent) (kép: STScI PR-2007-40).
A HST a Holmes-üstökös magjának közvetlen környezetérõl, a földi teleszkópokkal hozzáférhetetlen mag körüli belsõ kómáról nagy szögfelbontású részletes felvételeket képes készíteni. Az Ûrteleszkóp még ma is kiválóan mûködõ bolygókamerájának (PC2) CCD érzékelõjében egy képelem az üstökös távolságában mintegy 54 km-es tartományt fogott be; az ezen belül lévõ mag fénye elválasztható volt a környezõ nagyon aktív kóma fényétõl, s szerencsére a kóma a látható fényben is átlátszó volt. Ilyen térbeli felbontásra a földi teleszkópok egyáltalán nem, vagy csak nagyon ritka technikai és légköri feltételek mellett képesek (nagy mûszerrel, nagy tengerszint feletti magasságon, jó asztroklímájú helyen).
A kitörésben levõ üstökös magja környezetében nem látszanak egyéb magtöredékek (ellentétben a korábbi HST-s megfigyelésekkel a Shoemaker-Levy 9, C/1999 S4 (LINEAR), 73P/SW3 széthulló üstökösök esetében). A látómezõben egyedül megfigyelhetõ, feltehetõen eredeti mag átmérõjére a fotometriából 3,4 km adódott, amennyiben a felszín fényvisszaverõ képességére 4%-ot tételezünk fel, ami megfelel az ûrszondák által meglátogatott "sötét" üstökösmagok átlagos albedójának. Az eredményül kapott 3,4 km egy átlagos üstökösmag mérete, azaz még ha a szuperkitörés el is vitt kisebb-nagyobb darabokat és nagy mennyiségû port és gázt a magból, úgy tûnik, hogy még mindig maradt elegendõen nagy tömeg benne. A mag körül esetleg még ott található kisebb magtöredékek fényét jelenleg még elfedi az aktív porkóma és a nagy földtávolság (1,6 csillagászati egység) együttes hatása. Az adatok alapján úgy tûnik, hogy az elmúlt hetek viharos eseményeit túlélõ mag minden bizonnyal elegendõ utánpótlást adhat az égitest jövõben várható, újabb kitöréseihez.
A HST három felvételén jól látszik a kóma halványodása, valamint a mag körüli porfelhõ finomabb szerkezete (2007. október 29-én, 31-én és november 4-én készült felvételek, STScI PR-2007-40).
A teljesség kedvéért érdemes megjegyezni, hogy a jelen méréseket végzõ kutatócsoport már 1999-ben is észlelte a Holmes-üstököst, de akkor nem volt porkóma a mag körül. Az új mérések a kóma belsõ szerkezetét a földi megfigyeléseknél jobban felfedik: néhány nap alatt bekövetkezõ idõbeli változások látszanak, valamint egy kb. kelet-nyugati irányú, nagyjából szimmetrikus porsûrûsödés "csokornyakkendõ", vagy "propeller" alakú bipoláris nyúlványokkal.
A Holmes-üstökös, mint a többi hasonló, a Jupiter családjához tartozó kis üstökös, a korai Naprendszer Kuiper-övében keletkezett, valahol túl a Neptunusz pályáján. Bár a nagybolygók naptávolsága kissé változott a kialakulásuk után, mai végleges pályájuk rövid idõ alatt kialakult. Eközben a Kuiper-öv helyzete is kissé változott, de ettõl függetlenül az onnan származó üstökösök magja alacsony hõmérsékleten alakult ki, belsejükben pedig nagyrészt megõrizték a korai Naprendszer õsi jeges-poros anyagát. A szétesõ, illetve a kitörésben lévõ üstökösmagok megfigyelésével bepillanthatunk a Naprendszer eredeti állapotát tükrözõ magok belsejébe, ezzel pedig kialakulási körülményeikrõl szerezhetünk másképpen elérhetetlen ismereteket.
A Holmes-üstökös kómájának mérete már meghaladta a Nap átmérõjét is, tehát bõven nagyobb egymillió kilométernél. Összehasonlításul a jobb alsó sarokban a Szaturnusz méretarányos képe (D. Jewitt és R. Stevenson, Hawaii Egyetem, valamint NASA Voyager, illetve NASA, NRL, CNRS SOHO LASCO).
A nagy távolságban levõ parányi üstökösmagok kutatására az Ûrtávcsõ szinte az egyetlen rendelkezésre álló mûszer (eltekintve a közvetlenül üstökösmagok közelébe küldött ûrszondáktól). A HST elõször a Jupiter árapály-hatásai által darabjaira tépett, majd ennek nyomán 1994 nyarán az óriásbolygóba becsapódott Shoemaker-Levy 9-üstökös magjait figyelte meg. Szintén a HST segítségével követhettük végig az Oort-felhõbõl származó C/1999 S4 (LINEAR) magjának teljes felbomlását 2000-ben. 2006-ban pedig a Jupiter üstököscsaládjához tartozó 73P/Schwassmann-Wachmann 3 szétesett üstökös darabjairól készített látványos megfigyeléseket a HST es a Spitzer.
Egyébként ezekben a napokban haladta meg a Holmes-üstökös kómájának átmérõje a Napét, így már 1 millió kilométernél is jelentõsen nagyobb az óriásira felfúvódott üstököskóma. Nem lenne meglepõ ez a méret egy egyébként is fényes, Oort-felhõbõl származó nagy üstökösnél, de a kis ekliptikai Holmes-üstökösnél ez mindenképp rendkívüli.
Forrás:
Az Ûrteleszkóp Tudományos Intézet sajtóközleménye (STScI PR-2007-40, 2007. november 15. 09:00 EST)
A sötét anyag nyomában - 2. rész: égi nyomok keresése 2007. november 15., csütörtök, 9:10
Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhetõ sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelõre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetõen, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk elsõ részében egzotikus részecskéket mutattunk be, most pedig azt vizsgáljuk meg, hogyan keresik a csillagászok a sötét anyagot az égbolton.
Mára kiderült, hogy a galaxisok csillagai és sugárzó anyagfelhõi, vagyis a "látványos" megjelenésû, mûszereinkkel érzékelhetõ égitestek a Világegyetem teljes anyagának csak kis részét képezik. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzõt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a Világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza.
Az Univerzum történetének elsõ 10 milliárd évét a sötét anyag uralta, majd a sötét energia vette át a fõszerepet, és kezdte felgyorsítani a Világegyetem tágulását. Cikksorozatunkban Jéki László fizikus gyûjtötte össze e "sötét dolgokkal" kapcsolatos legfontosabb információkat. Összeállításunk elsõ részében a részecskegyorsítókkal végzett kísérleteket mutattuk be, most pedig a csillagászati megfigyeléseket ismerhetik meg ezen a területen.
Térkép a sötét anyag eloszlásáról
2007 januárjában mutatták be a sötét anyag eloszlásáról készített elsõ, háromdimenziós térképet. Mint az elsõ rész elején is olvashatták, a Világegyetemben a közönséges (világító) anyagnál legalább ötször-hatszor több sötét anyag közvetlenül nem észlelhetõ, jelenlétét csak gravitációs hatása alapján lehet kimutatni. Létezésérõl az elsõ közvetlen bizonyítékot 2006-ban a két galaxishalmaz összeolvadásából formálódott Lövedék-galaxishalmaz anyageloszlásának elemzése szolgáltatta.
Az újabb vizsgálatban a Hubble-ûrteleszkóp felvételeit földi megfigyelésekkel egészítették ki. A vizsgált égterület nyolcszor nagyobb volt a telehold látszó területénél. Mintegy félmillió galaxis alakját mérték ki. A messzi galaxisokból érkezõ fényt az útja közelébe esõ sötét anyag gravitációs hatása kissé eltéríti, és ebbõl az ún.a gravitációslencse-hatásból meghatározható a sötét anyag tömege.
Kiderült, hogy a sötét anyag laza hálózatot alkotó hosszú, szálas szerkezetek formájában helyezkedik el. A közönséges anyagból álló galaxishalmazok a sötét anyagszálak találkozási pontjainál csoportosulnak, vagyis ott, ahol a legsûrûbb a sötét anyag. A térkép a Világegyetem történetének második felét tárja fel: ebben az idõszakban a láthatatlan tömeg az idõ múlásával (a gravitáció hatására) egyre sûrûbb csomókba koncentrálódott, így az eredmény igazolta a szálas szerkezetek kialakulásának elméletét. A sötét anyag csomósodásának felderítése hozzájárulhat a tömegvonzás ellen ható sötét energia mibenlétének tisztázásához.
A sötét anyag szálas, csomós szerkezetû; a közönséges anyagból álló galaxishalmazok a sötét anyagszálak találkozási pontjainál csoportosulnak
Galaxis szinte csak sötét anyagból
Csaknem teljesen láthatatlan, vagyis sötét anyagból álló galaxisra is akadtak már. Az elsõ megfigyelés évekkel ezelõtt történt, de csak mostanra zártak ki minden más lehetséges magyarázatot. A titokzatos VIRGOHI21 galaxis a Virgo-galaxishalmazban található, mintegy 50 millió fényévre tõlünk.
A hideg sötét anyagra vonatkozó számítások szerint több sötét anyagból álló halónak (a galaxisok korongja körüli gömb alakú térrész) kell léteznie, mint látható galaxisnak, vagyis lehetnek sötét halók csillagok nélkül - ezek a sötét galaxisok. Brit, francia, olasz és ausztrál csillagászok a hidrogén 21 cm-es rádiósugárzását mérve keresték a sötét galaxisokat. A VIRGOHI21 100 millió naptömegnyi, semleges hidrogénbõl álló hatalmas felhõ. A galaxis rotációs sebességébõl azonban kiderült, hogy tömege ezerszer nagyobb, mint a hidrogén tömege. Ekkora anyagtömeg csillagformában jól látható lenne, de semmiféle látható nyomot nem találtak. Sötét galaxisok valószínûleg akkor keletkeznek, ha az anyag sûrûsége túl kicsi ahhoz, hogy csillagok formálódhassanak.
A VIRGOHI21 közelítõ helyzete
Sötét anyag a Tejútrendszer körül
A Tejútrendszert körülvevõ sötét anyagról 2000-ben a MACHO kutatócsoport azt állította, hogy nagyjából 20%-át a MACHO objektumok teszik ki. A MACHO (massive compact halo object) megnevezés kisméretû, optikailag nem látható égitesteket takar; valószínûleg õsi, kiégett törpecsillagokról van szó, tömegük nagyjából fél naptömeg. A galaxis láthatatlan tömegének többi részét a gyengén kölcsönható nehéz részecskék (WIMP) adják (lásd az elsõ részben). Az EROS-2 kutatócsoport szerint viszont a MACHO-k hányada maximum 7% lehet, de valószínûleg ennél sokkal kevesebb, tehát a haló sötét anyagát csaknem teljesen WIMP-ek adnák.
Mindkét kutatócsoport a mikrolencse-hatást mérte. Ennek lényege, hogy egy távoli csillag fénye megváltozik, napokra, hetekre vagy hosszabb idõre kifényesedik a csillag elõtt elhaladó MACHO objektum tömegvonzásának hatására. A MACHO program 6 év alatt közel 12 millió csillag fényét mérte ki a Nagy Magellán-felhõben és 17 MACHO égitestet észlelt. Az EROS-2 együttmûködés keretében 60 millió csillagot figyeltek meg, és egyetlen MACHO objektumot azonosítottak. A kutatók csak a legfényesebb 7 millió csillagnál keresték a mikrolencse-hatást.
Titokzatos gammasugárzás
Ha a sötét anyagból álló galaktikus halóban két WIMP összeütközik, akkor az elméleti számítások szerint a két részecske szétsugárzódik, és nagyenergiájú gammafotonok vagy más, "normál" részecskék jelennek meg. Vannak olyan mérõrendszerek, amelyek ezeknek a szétsugárzásoknak a jeleit keresik.
Az Európai Ûrügynökség 2002-ben felbocsátott INTEGRAL mûholdja a korábbiaknál pontosabban mérte ki az elektron-pozitron részecske-antirészecske párok találkozását követõen szétsugárzott 511 keV energiájú gammasugárzás keletkezési helyét. A mûhold adataiból készített térkép szerint a pozitronok galaxisunk kidudorodó középsõ részében jelennek meg, nincs nyomuk viszont a galaxis lapos korongjában, amelyben mi is vagyunk. Középen vannak az öreg csillagok, a korongban pedig a fiatalabbak. A pozitronok megjelenésére kínálkozó egyik magyarázat szerint a galaxis magját a sötét anyag könnyû részecskéi veszik körül, ezek bomlásából származnának a pozitronok. A számítások szerint ez csak akkor képzelhetõ el, ha a sötét részecskék tömege 20 MeV alatti, nagyobb tömeg esetében más energiájú gammasugárzásnak is fel kellene lépnie. (A fizikusok által gyakran használt tömeg (energia) egységek így kapcsolódnak egymáshoz: 1 TeV = 1 ezer GeV = 1 millió MeV = 1 milliárd keV = 1 billió eV; egy proton tömege kb. 1 GeV.)
Galaxisunk középpontja felõl rendkívül nagyenergiájú gammasugárzást észleltek. Lehet, hogy a Világegyetem ismeretlen, sötét anyaga a forrásuk? A pontos mérés lehetõvé tette a forrás azonosítását, a kibocsátás a galaxis középpontjához köthetõ. Ha a gammasugárzás forrása a sötét anyag, akkor a kibocsátó részecskék tömegének meg kell haladnia a 12 TeV-et! A sötét anyag részecskéire a Tejútrendszer gammasugárzását vizsgálva tehát két friss becslés született: tömegük vagy jóval 20 MeV alatt, vagy jóval 12 TeV fölött lehet. A korábbi, részleteiben kidolgozottabb elméletek közbensõ értékeket jósolnak.
Részecskék a szuperszimmetria elméletbõl
A CGRO-szonda (NASA)
A Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) ûrszonda 10 éves adatgyûjtéssel feltérképezte az égbolt extragalaktikus, vagyis nem a mi galaxisunkból származó, 30 MeV-nél nagyobb energiájú gamma-sugárzását. A Würzburgi Egyetem kutatóinak a Physical Review Lettersben közölt számításai szerint a gammasugárzás forrása ún. neutralínók szétsugárzása hideg sötét anyagban. A neutralínók a neutrínók szuperszimmetrikus párjai az ún. szuperszimmetria elmélet keretében. Lehet, hogy a neutralínó a legkönnyebb szuperszimmetrikus részecske, lehet, hogy a WIMP-ek neutralínók. Tömegüket a proton tömegénél (1 GeV) jóval nagyobbnak gondolták, a neutralínó tömegére 515 GeV-et kaptak, 30%-os bizonytalansággal. Ezen a példán jól érzékelhetõ, hogy mennyire különbözõek lehetnek egymástól a szuperszimmetrikus párok: a neutrínók és feltételezett szuperszimmetikus párjuk, a neutralínók tömege között százmilliárdszoros a különbség.
A neutralínókkal kapcsolatban érdekes ötletet vetettek fel csillagászok: egy fekete lyuk körül keringõ fehér törpecsillag megfigyelése közelebb vihet a sötét anyag mibenlétének felderítéséhez. A kérdés tisztázásához mindössze a fehér törpék fényességének változását kellene figyelemmel kísérni. A gondolat egy sor feltételezésre épül, ezért a siker egyáltalán nem biztos. Igor Moskalenko és Larry Wai (Stanford Egyetem, Kalifornia) tavaly közölt gondolatmenete szerint a neutralínók a galaxisok középpontjában koncentrálódnak az ott levõ szuper-nagytömegû fekete lyuk tömegvonzásának köszönhetõen. A fekete lyuk körül néhány fényév távolságban keringõ csillagok magukhoz ragadják ezeket a WIMP részecskéket és "elégetik". A csillagok magjában a WIMP részecskék más részecskékkel ütközve szétsugárzódnak, eredményül gammasugárzás és más részecskék jelennek meg. Ez a folyamat tehát egy újabb energiaforrás a csillag normál energiatermelése mellett. A fehér törpecsillagokban már leállt a magfúziós energiatermelés, az elnyelt sötét anyag lehet az új fûtõanyaguk. A sötét anyagot "elégetve" ezek a csillagok felfényesedhetnek, korábbi állapotukhoz képest sokkal, a Napnál akár több százszor is fényesebbek lehetnek. Olyan fehér törpéket kell nyomon követni, amelyek erõsen elnyúlt elliptikus pályán keringenek a fekete lyuk körül. Az elgondolás szerint ezek a fekete lyuktól távol, ahol kevés a neutralínó, normálisan, a megszokott módon világítanak, de a fekete lyukhoz közeledve a sötét anyag elnyelése után drámaian felfénylenek.
A sötét anyag igen sûrû a Galaxis középponti tartományában
2004 szeptembere óta a teljes HESS mérõrendszer üzemszerûen mûködik Namíbiában. A HESS (High Energy Stereoscopic System - nagyenergiás sztereoszkópikus rendszer) a nagyenergiájú (>100 GeV) kozmikus gammasugárzás minden eddiginél érzékenyebb, jobb felbontású mérésére szolgál. (A név egyúttal a kozmikus sugárzás felfedezõjére, Victor Hessre is emlékeztet.) A mérõrendszer öt évig épült, Németország, Franciaország, az Egyesült Királyság, Csehország, Örményország, Dél-Afrika és Namíbia 19 kutatóintézete vesz részt a programban. A világûrbõl érkezõ nagyenergiájú gammasugárzást a légkör elnyeli, majd elektronok és protonok zápora alakul ki. A részecskék a közegbeli fénysebességnél gyorsabban mozognak, ezért ún. Cserenkov-sugárzás jelenik meg, ezt észleli a HESS. A négy, egyenként 107 m2 felületû teleszkóp négy különbözõ nézõpontból mutatja meg ugyanazt a részecskezáport, így a bejövõ gammasugárzás iránya 0,1 fok, beérkezési helye 10-20 m pontossággal határozható meg. A mérési adatokból 15% pontossággal lehet visszakövetkeztetni az elsõdleges gammasugárzás energiájára. A mérõrendszer azért épült a déli féltekén, hogy optimális látószögbõl vizsgálhassák galaxisunk középponti tartományát. Az itt levõ szupernóva-maradványok, pulzárok, a szuper-nagytömegû fekete lyuk bizonyára szerepet játszik a kozmikus részecskék felgyorsításában. A méréssorozat egyik fõ célja a galaxisbeli gammaforrások felderítése.
A HESS projekt teleszkópjai (MPG)
Már az elsõ méréssorozatokból egyértelmûvé vált, hogy kiemelkedõen erõs gammasugárforrrás található ugyanott, ahol a szuper-nagytömegû fekete lyuk van. A korábbinál egy nagyságrenddel pontosabban sikerült a forrás helyét kimérni. Régóta gyanítják, hogy a galaxis centrumából nagyon nagy energiájú gammasugárzás lép ki. A sötét anyag részecskéinek, pl. a könnyebb szuperszimmetrikus részecskéknek a szétsugárzását gondolják forrásnak. Ha valóban a sötét anyag szétsugárzása, a részecskék annihilációja megy végbe, akkor ezek a részecskék nagyon nehezek (>10 TeV), és a sötét anyag igen sûrû a galaxis középponti tartományában. További mérésekkel mód nyílik a forrás helyének még pontosabb meghatározására.
2007-ben kezdett adatokat gyûjteni a VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) az USA-ban Arizona államban a Mount Hopkins hegyen. Jövõre pályára állítják a NASA GLAST teleszkópját (Gamma-ray Large Area Space Telescope). Mindkét rendszer gamma-sugárforrásokat keres a Világegyetemben.
A Veritas Teleszkóp (Purdue University)
A WIMP részecskék szétsugárzása során nemcsak gammasugárzás, hanem más részecskék is megjelenhetnek, pl. a fent már említett elektron-pozitron párok. Az orosz-olasz PAMELA mûhold ilyen folyamatokban keletkezett antiprotonokat és más antirészecskéket keres. Az Antarktiszon az IceCube (jégkocka) mérõrendszerben 4200 fényérzékelõt süllyesztettek a jégbe, hogy észleljék a Napból származó neutrínók által keltett fényjeleket. Ha nagyon nagy, 100 GeV energiájú neutront észlelnének, az már nem származhat a Napban zajló ismert magreakciókból, a sötét anyag számlájára írnák.
Gyártsunk sötét anyagot
A feltételezett részecskéknek eddig sem földalatti laboratóriumokban, sem az égbolt fürkészése közben nem bukkantak nyomására. A természet folyamatait figyelve ki vagyunk szolgáltatva a véletlen játékának. Ezért könnyebb bármilyen jelenséget úgy tanulmányozni, hogy magunk idézzük elõ az általunk választott helyen és idõben. A részecskefizikai laboratóriumok gyorsítóberendezései is ilyen célt szolgálnak. A CERN-ben jövõre üzembe álló LHC gyorsítóban a protonok hétszer nagyobb energiával ütköznek össze, mint az eddig legnagyobb energiájú gyorsítóberendezésben. Ha a szuperszimmetria elméletnek megfelelõen léteznek az ismert részecskék szuperpartnerei, akkor nagy számban jelenhetnek meg az LHC detektoraiban. Optimista kutatók szerint 1-2 év alatt tisztázhatják a sötét anyag részecskéinek tulajdonságait. A nemleges eredmény is hasznosul. Ha nem találnak szuperpartnereket, akkor pontosítják az elméletet, az elõrejelzéseket. Még el sem indult a több évtizedes mûködésre tervezett LHC, a fizikusok máris nekiláttak egy még nagyobb energiájú részecskegyorsító, a 40 km hosszú International Linear Collider tervezésének.
Nincs sötét anyag?
Miközben rengetegen dolgoznak világszerte a sötét anyag részecskéinek megtalálásán, a sötét anyag létezését kétségbe vonó elméleteket is kidolgoztak.
Négy elméleti fizikus új modellt ad: nem számolnak sötét anyaggal, energiával, sem más új összetevõvel a Világegyetemben, a magyarázatot a Világegyetem inflációjában vélik megtalálni. A modern kozmológiában elfogadott modell szerint a Világegyetem történetének még nagyon kezdeti szakaszában hihetetlenül gyorsan tágult, ez volt az inflációs idõszak. Az új elméletben feltételezik, hogy nagyon nagy hullámhosszú, a megfigyelhetõ Univerzumnál nagyobb hullámhosszú kozmológiai perturbációk mennek végbe. A megfigyelõ tapasztalata a perturbációk idõbeli változásától függ, így egyes esetekben gyorsuló tágulást észlelhetünk. A hosszú hullámhosszú perturbációk az inflációból erednek. A látható Világegyetem csak egy kicsiny része az infláció elõtti Univerzumnak. Vagyis a gyorsulva táguló Világegyetem benyomása azért keletkezik, mert nem vagyunk képesek az egész képet áttekinteni.
Egy másik, merész elmélet szerint azért nincs szükség sötét anyag létezésének feltételezésére, mert a téridõt egy éternek nevezett erõtér hatja át és módosítja, ezzel pedig felerõsíti a testek gravitációs hatását. Az elmélet szerint nem kell új, ismeretlen részecskéket keresni, a galaxisok mozgása a ma ismert, látható tömegekkel is leírható, ha ezeknek a testeknek a tömegvonzása nagyobb, mint az a relativitáselméletbõl következne. Kell tehát léteznie egy olyan hatásnak, ami felerõsíti a gravitációt. Glenn Starkman szerint ez lenne az általa éternek nevezett, a téridõt átjáró új erõtér.
Mások korábban a gravitációs törvény megváltoztatását vetették fel. Az eredeti, Newton-féle törvény szerint két test között a tömegvonzás a távolság négyzetével arányosan csökken. A MOND (módosított newtoni dinamika) vagy MOG (módosított gravitáció) elmélete szerint az eddigi törvény csak egy gyorsulási küszöbérték felett lenne érvényes, ez alatt lassabban változik a tér. A tér lassabb változása a korábbinál erõsebb tömegvonzást jelent, tehát ebben a modellben is felerõsödik a gravitáció, szükségtelenné válik egzotikus részecskék keresése.
A sötét anyag titkainak feltárásában az lenne a legkedvezõbb, ha elõ tudnánk állítani a laboratóriumban és megtalálnánk Galaxisunkban is, majd bebizonyosodna, hogy ugyanarról az anyagról van szó. Senki nem tudja, mennyit kell erre várnunk.
Jéki László
Cikksorozatunk harmadik (és egyben befejezõ) részében a titokzatos sötét energiáról olvashatnak.
A sötét anyag nyomában - 1. rész: földi kísérletek 2007. november 14., szerda, 8:41
Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhetõ sugárzást. Sötétneknevezhetjük azért is, mert egyelõre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetõen, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk elsõ részében a részecskegyorsítókkal végzett kísérleteket mutatjuk be.
Mára kiderült, hogy a galaxisok csillagai és sugárzó anyagfelhõi, vagyis a "látványos" megjelenésû, mûszereinkkel érzékelhetõ égitestek a Világegyetem teljes anyagának csak kis részét képezik. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzõt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a Világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza.
Az Univerzum történetének elsõ 10 milliárd évét a sötét anyag uralta, majd a sötét energia vette át a fõszerepet, és kezdte felgyorsítani a Világegyetem tágulását. Cikksorozatunkban Jéki László fizikus gyûjtötte össze e "sötét dolgokkal" kapcsolatos legfontosabb információkat. Az elsõ részben a sötét anyag feltételezett részecskéit és a kimutatásukra épített berendezéseket mutatjuk be.
Honnan tudjuk, hogy a sötét anyag létezik?
A sötét anyag létezésére a galaxisok mozgásából következtetnek. A megfigyelt mozgás magyarázatához ugyanis nem elégséges a látható, elektromágneses sugárzást kibocsátó anyag, további jelentõs tömegre van szükség. Ez lenne a sötét anyag. 1933-ban Fritz Zwicky (Caltech - Kaliforniai Mûegyetem) a Bereniké Haja csillagképben a Coma-galaxishalmazt vizsgálva jutott elsõként arra a felismerésre, hogy túl kevés a látható anyag a halmaz tagjainak együtt tartásához.
A sötét anyag egy részét ismerjük, ezek a kihunyt csillagok, a bolygók, a fekete lyukak. Néhány éve vált ismertté, hogy a fénysebességhez közeli sebességgel száguldó neutrínóknak van tömege. Mivel rengetegen vannak, egyenkénti kis tömegük ellenére összességében nagy tömeget hordoznak, ami a Világegyetem össztömegének körülbelül 10%-át teheti ki. A fennmaradó rész, az ún. hideg sötét anyag mibenlétére vonatkozóan viszont egyelõre csak egymásnak ellentmondó feltevések, elméleti modellek léteznek.
Az elemi részecskék elméletének, a Standard Modellnek az egyik továbbfejlesztett változatában minden ma ismert részecskének van egy nála nagyobb tömegû párja, ezek lennének a szuperszimmetrikus partnerek. Kísérletekben évek óta keresik õket, mindeddig eredménytelenül. A sötét anyagot alkothatja ilyen részecske, pl. a WIMP (Weakly Interacting Massive Particle), vagyis egy gyengén kölcsönható, tömeggel rendelkezõ elemi részecske. A WIMP a legkisebb tömegû szuperpartner, tömege minimum százszor nagyobb a protonénál. Modellszámítások szerint ezek részecskék az Õsrobbanás óta fennmaradtak. Egyes számítások szerint 100 proton tömegû WIMP-részecskékbõl olyan sok van a Tejútrendszerben, hogy a Föld egyetlen négyzetméterén másodpercenként 10 milliárd haladhat át. Mégsem észleltünk eddig egyetlen egyet sem, tehát nagyon gyenge kapcsolatba kerülhetnek a közönséges anyaggal.
Ugyancsak nagyon gyengén kölcsönhatónak gondolják a kis tömegû axionokat, amelyek szintén jól beleillenek a modern részecskefizikai elméletekbe (részletesen lásd késõbb). Az axionok és a WIMPek egymás mellett is létezhetnek, az egyik létezése nem zárja ki a másikét. A régóta keresett WIMPek és axionok mellett újabb és újabb részecskék létezését is feltételezik.
Hogyan keresik a sötét anyagot?
Számtalan elméleti spekuláció és elemzés után a kísérleti fizikusok hozzáláttak azokhoz a mérésekhez, amelyekkel a sötét anyag mibenlétét akarják feltárni. Egyes kísérletekben közvetlen kimutatásukra törekszenek, a normál anyaggal való kölcsönhatásuk jeleire vadásznak. Mások az égbolton keresik annak a jelét, hogy valahol egy galaxisban a sötét anyag részecskéi kölcsönhatnak egymással.
A Large Hadron Collider (nagy hadron-ütköztetõ) nevû részecskegyorsító (CERN)
Vizsgálatuk harmadik lehetõsége a létrehozásuk, elõállításuk részecskegyorsítókban. 2008-ban kezd üzemszerûen mûködni a világ legnagyobb részecskegyorsítója, a nagy hadron-ütköztetõ (LHC - Large Hadron Collider) a CERN-ben, a genfi nemzetközi részecskefizikai kutatóközpontban.
Axionok keresése
Mint már említettük, a sötét anyagként szóbajöhetõ részecskék közé tartoznak az axionok. Ezek a számítások szerint könnyû részecskék, tömegük tízezred-század elektronvolt közé eshet; összehasonlításul az elektron tömege 511 ezer elektronvolt. Kimutatásuk - ha egyáltalán léteznek - azért sem sikerült, mert nagyon kevéssé lépnek kölcsönhatásba az anyaggal. Esetleges létezésükkel 1977 óta számolnak a fizikusok, akkor vezették be õket egy probléma megoldása végett. Ez gyakori eljárás a fizikában, a neutrínó is így "született": elõször hipotézis volt, aztán kísérletek igazolták a létezését. Ma is egy sor olyan részecske szerepel különbözõ modellekben, amelyek létezését egyelõre nem igazolják mérések.
2006-ban a legnaroi olasz nemzeti laboratóriumban lézernyalábot vezettek át erõs mágneses téren. A nyaláb polarizáltsága megváltozott a mágneses térben, amire számítottak is, de a változás tízezerszer erõsebb volt a vártnál. Az egyik lehetséges magyarázat szerint a lézernyaláb fotonjainak kis hányada axionná alakult át. Más kísérletekben azonban nem tudtak axiont közvetlenül kimutatni, így a CERN-ben mûködõ, kifejezetten a Napból várt axionok kimutatásra épített mérõrendszerben sem. A lézeres kísérlet axionos értelmezése akkor lesz meggyõzõ, ha valóban sikerül az axionokat létezését közvetlenül vagy kevésbé áttételesen igazolni.
Krzysztof Piotrzkowski (Katolikus Egyetem, Leuven, Belgium) Hamburgban a HERA részecskegyorsítónál lát lehetõséget axionok megfigyelésére. A HERA(Hadron-Electron Ring Accelerator) találkozónyalábos gyorsító, ahol például protonokat ütköztetnek elektronokkal. A gyorsító mûködése során intenzív foton-nyaláb is keletkezik, és ez a nyaláb áthalad a gyorsító erõs mágneses terén. Elméleti számítások szerint, ha a foton energiája sokkal nagyobb az axionok feltételezett tömegénél, akkor a fotonok egy része axionná alakul át. Piotrzkowski egy 50 cm vastag ólom réteget helyezne a nyaláb útjába, ez elnyeli a fotonokat, de továbbengedi az axionokat. Az ólomból kilépõ axionok egy része visszaalakul fotonná - tehát ha az ólom túloldalán fotonok jelennek meg, akkor ez az axionok létét bizonyítaná.
A HERA részecskegyorsító részlete
Az amerikai Lawrence Livermore nemzeti laboratóriumban olyan kísérletet készítenek elõ, amelytõl egyértelmû választ remélnek arra, hogy van-e szerepe az axionoknak a sötét anyagban. A Seattle-ban felállítandó mérõrendszerbõl 2011 táján várhatók az elsõ adatok.
WIMP-részecskékre várnak a földalatti laboratóriumokban
Dél-Koreában mélyen a felszín alatt készítik elõ a KIMS (Korea Invisible Mass Search - láthatatlan anyag keresése Koreában) kísérletet. Az észlelõrendszer lelke 100 kilogramm talliummal adalékolt cézium-jodid kristályösszeállítás, amely fényfelvillanással reagál a kristályba jutott részecskékre. A kutatók WIMP-eket keresnek, ennek érdekében igyekeznek megvédeni a kristályt minden más részecskétõl. Erre szolgál a berendezés feletti 700 méteres sziklaréteg, a gammasugarak útját 15 cm vastag ólom állja el, az ólomréteg után még egy 10 centis rézlap is véd az ólomból esetleg kilépõ röntgensugarak ellen. A neutronok olajfürdõben vesztik el energiájukat, és onnan nem jutnak tovább.
A kísérletet rendkívül gondosan és alaposan készítették elõ. Három évig elemezték például a gammasugarak és a kozmikus részecskék által a légkörben keltett és a mélybe jutott neutronok által elõidézett fényjeleket. A neutronokkal nagyon kell vigyázni, mert a WIMP-hez hasonló jeleket keltenek. A kísérlet vezetõje szerint most már 99,999% biztonsággal ki tudják szûrni a neutronok jeleit. Több éves elékészítés után idén nyáron kezdõdött meg az adatgyûjtés. Napi 1-2 WIMP felbukkanására számítanak. Természetesen a WIMP-részecskék csak akkor adnak jelet, fényfelvillanást a detektorban, ha kölcsönhatnak a normál anyag részecskéivel. Ha nincs ilyen kölcsönhatás, akkor továbbra is láthatatlanok maradnak, és nem tudunk megbizonyosodni arról, hogy léteznek-e egyáltalán.
A CDMS kísérlet detektorának hûtõberendezése (Fermilab)
Az Egyesült Államokban Minnesota északi részén, a Soudan bányában szintén mélyen a föld alatt várja a WIMP-részecskéket a CDMS kísérleti összeállítás (CDMS - Cryogenic Dark Matter Search). A detektor germánium- és szilíciumrétegekbõl áll, ezeket az abszolút nullához egészen közeli hõmérsékletre hûtik le. Ha egy WIMP-részecske beleütközik egy atommagba, akkor az energiaátadás miatt parányi mennyiségû hõ jelenik meg. Ezt a hõemelkedést és a kilökött elektronok által keltett töltésváltozást figyeli a detektor. Tavaly ezt a detektort is kibõvítették, a korábbi 1 kg helyett már 4 kg germániummal dolgoznak.
Újabb szuperdetektorok
Olaszországban is egy földalatti mérõrendszerrel láttak munkához a fizikusok. A XENON10 detektor a Gran Sasso alagútban kapott helyet 1400 méter mélyen, egy 10 km-es alagút végén. 15 kg folyékony xenont töltöttek tartályba. Ha egy WIMP a xenon-atommagba ütközik, akkor ebben a rendszerben is fény villan fel, és szabaddá válik néhány elektron. Az összehasonlító vizsgálatok szerint a XENON10 mérõrendszer ötször olyan érzékeny, mint a CDMS, de eddig õk sem észleltek WIMP-részecskét. 60 nap alatt 10 további vizsgálatra érdemes eseményt regisztráltak, de késõbb ezek zavaró háttérjeleknek bizonyultak. A kutatók akkor látnák igazoltnak a WIMP-ek létezését, ha legalább 15 olyan eseményt sikerülne rögzíteniük, amire semmilyen más magyarázat sem adható. Hamarosan nagyobbra cserélik a detektort, 60 kg folyékony xenon, az eddigi mennyiség négyszerese kerül a tartályba.
A XENON-10 detektor központi része (Columbia Egyetem)
Japánban, Kamiokában már építik az XMASS detektort, amelynek gömb alakú tartályában 800 kg folyékony xenon várja majd a részecskéket. Angliában is épül egy xenon-detektoros mérõrendszer (Zeplin-III), az elsõ eredmények 1-2 év múlva várhatók. Az olasz Gran Sasso alagútban a Nobel-díjas Carlo Rubbia vezetésével argondetektorra bízzák majd a részecskedetektálást, ez lesz a WARP kísérlet (WIMP Argon Programme).
Mérési hiba?
1997-ben és 2000-ben a Gran Sasso alagútban a DAMA kísérletben WIMP-részecskék észlelésérõl számoltak be a kutatók a Science hasábjain. Detektoruk 100 kg nátrium-jodid kristályrendszer volt. Az észlelt felvillanások száma szezonális változást mutatott. A magyarázat szerint a galaxis WIMP-felhõt bocsát ki, és a Naprendszert állandó WIMP-szél éri. A Föld a Nap körüli pályáján mozogva periodikusan belemegy a nyalábba, majd eltávolodik tõle. A DAMA kísérlet eredményeit másutt nem sikerült reprodukálni, a fizikusok többsége nem is fogadja el az eredményt, valamilyen mérési hibát gyanítanak. 2003-tól már a továbbfejlesztett, 250 kg-os detektorral mérõ DAMA/LIBRA kísérlet gyûjti az adatokat.
Egy amerikai szakmai tanácskozáson 2007 májusában a 170 résztvevõ több mint fele arra fogadott, hogy öt éven belül sikerül észlelni sötét anyag részecskéit. A nagyszámú, eltérõ technikát alkalmazó kísérletre utalva Rocky Colb professzor, a terület egyik vezetõ kutatója úgy vélekedett, vagy megtudjuk öt éven belül, hogy a mi sötét anyag, vagy sohasem fogjuk megtudni.
Cikksorozatunk csütörtökön megjelenõ, következõ részében arról olvashatnak, hogy keresik a sötét anyagra utaló jeleket a csillagászati megfigyelések során.
Jéki László
Az 55 Cancri ötödik bolygója Szerzõ: Kovács József | 2007. november 08., csütörtök
Amerikai csillagászok felfedezték a közeli 55 Cancri ötödik bolygóját, amivel a rendszer csúcstartóvá lépett elõ az exobolygó-rendszerek között.
A felfedezés 19 évvel azután történt, hogy a csoport (Carnegie Planet Search team) elõször észlelte az 55 Cancri csillagot. Idén 20 esztendeje annak, hogy Geoffry Marcy és Paul Butler a Lick Obszervatóriumban csillagok színképvonalainak Doppler-eltolódása alapján megkezdte a Naprendszeren kívüli bolygók keresését. A kutatócsoporthoz sok felfedezés és még több megfigyelés köthetõ, csak az 55 Cancri rendszert több mint 300 alkalommal észlelték, s ez tette lehetõvé a rekordszámú bolygó azonosítását a csillag körül.
Fantáziarajz az 55 Cancri bolygórendszerérõl. (NASA/JPL-Caltech)
A tõlünk 41 fényévre a Rák csillagképben található rendszer azért is érdekes, mert a 4 kisebb belsõ és a külsõ óriásbolygóval némileg emlékeztet a Naprendszerre, bár a Föld és Mars helyi megfelelõje még hiányzik: az óriás 6 csillagászati egységre kering a csillagtól, míg a 4 belsõ bolygó 0,8 csillagászati egységen belül.
A Lick Obszervatórium és a Keck teleszkópok adatain alapuló új felfedezés vezetõ kutatója, Debra Fischer szerint az ötödik bolygó az 55 Cancri lakhatósági zónájában található, s így – bár gázbolygóról van szó – egy esetleges holdjának a felszínén, vagy egy szintén ebben a zónában keringõ kõzetbolygón esély lehet a folyékony állapotú víz felfedezésére. A cél most az új, 260,8 napos keringési idejû, 0,785 csillagászati egység méretû pálya és a másik óriás 14 év periódusú pályája közötti résben újabb égitestek detektálása. Bármely, ebben a zónában keringõ újabb bolygónak a Neptunusznál kisebbnek kell lennie, különben destabilizálná a többi bolygó stabil, majdnem kör alakú pályáját. Marcy szerint az 55 Cancri rendszere természetesen nem a Naprendszer ikertestvére, mivel a csillaghoz közeli belsõ bolygók is a Neptunusz méretéhez hasonlók vagy annál nagyobbak, de reménykedik benne, hogy további megfigyelésekkel öt éven belül egy kõzetbolygót is sikerül felfedezniük.
Marcy és Butler 1996-ban egy Jupiterhez hasonló méretû bolygót talált az 55 Cancri mellett. A 14,6 nap periódussal keringõ égitest akkor a negyedik ismert exobolygó volt. A rendszer második bolygóját 2002-ben fedezték fel a 14 éves periódusú legkülsõ pályán, ennek tömege a Jupiterének körülbelül négyszerese. A harmadik, a Szaturnusz felének megfelelõ méretû planétát szintén 2002-ben találták, keringési ideje 44 nap. A 2004-ben felfedezett negyedik, Neptunusz méretû, 14 földtömegû bolygó kering legközelebb csillagához, periódusa mindössze 2,8 nap. A ma ismert több, mint 250 exobolygó közül csak egy van ezen kívül, ami legalább 4 bolygóval rendelkezik, ez a μ Ara a déli égbolton. Az ötödik, körülbelül 45 földtömegû planéta felfedezésével az 55 Cancri azonban ezt is megelõzi.
Több bolygót tartalmazó rendszerekben az égitestek kimutatása jóval nehezebb, mint az egybolygós rendszerekben, ugyanis a planéták által a csillag radiális sebességében okozott változások összegzõdnek. Minél több bolygó van, annál nehezebb ezeket az effektusokat szétválasztani, így a sikerhez rendkívül pontos mérések szükségesek. A kutatócsoport a rendelkezésére álló mûszerekkel 1 m/s nagyságú – egy kényelmesen sétáló ember sebességének megfelelõ – változásokat is képes a csillag vonalainak radiális sebességében detektálni! Az adatok alapján Fischer szerint azonban valószínûleg még nincs meg a rendszer összes bolygója, így a jövõben újabb felfedezések várhatók.
Az eredményeket részletezõ szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.
Forrás: W.M. Keck Observatory PR, 2007.11.06.
Galaxiskeringõ Szerzõ: Kovács József | 2007. november 06., kedd
A Hubble Ûrteleszkóp legújabb felvételén egy gyönyörû kölcsönható galaxispár látható.
Az Arp 87 katalógusjelû galaxispár egyike az Univerzum közeli tartományaiban ma ismert több száz kölcsönható és összeolvadó galaxispárnak. Az objektumot elsõként Halton Arp katalogizálta a hatvanas években, miközben a különleges galaxisokat bemutató atlaszához (Arp's Atlas of Peculiar Galaxies) készített felvételeket a Palomar-hegyi 5 m-es távcsõvel és 1,22 m-es Oschin Schmidt-teleszkóppal. A Hubble Ûrteleszkóp nagyfelbontású felvétele azonban számos olyan részletet is megmutat a galaxispárból, melyek az Arp-féle katalógus negyven évvel korábbi technikai színvonalán még nem voltak detektálhatók.
Az Arp 87 galaxispár képe a Digitized Sky Survey digitalizált fotóján.
A kozmikus "tánc" két fõszereplõje a nagyobb méretû NGC 3808 spirálgalaxis, illetve kísérõje, az NGC 3808A. Az elõbbit majdnem a pólusa irányából látjuk, fõ jellegzetességei a csillagkeletkezési területekbõl álló fényes gyûrû, illetve a poros spirálkarok. A róla kiáramló csillagok, gáz és por gyûrût alkot a szintén spirálgalaxis kísérõ körül, amit a nagyobb komponenssel ellentétben az élérõl látunk. Az említett gyûrû merõleges a galaxis síkjára, ezért poláris gyûrûnek is hívjuk.
A Hubble Ûrteleszkóp felvétele az Arp 87 kölcsönható galaxispárról. A kép a WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) mûszerrel 2007 februárjában kék, zöld, vörös és infravörös szûrõkön keresztül készített felvételek kombinálásával készült. Nagyfelbontású változata itt. (NASA, ESA, Hubble Heritage Team [STScI/AURA])
Az Arp 87 és a hasonló összeolvadó párok esetében a galaxisok közötti anyaghíd csavarodott alakja arra utal, hogy a nagyobb galaxisból kidobódott csillagok és gáz egy részét a kisebbik csillagváros gravitációs mezeje befogta, ugyanakkor az egymásra gyakorolt kölcsönös hatás mindkét komponens alakját eltorzítja.
A kölcsönható galaxisok nagyon gyakran intenzív csillagkeletkezési folyamatok jeleit mutatják. Ilyenek például a fiatal csillagok okozta kék fény, az intersztelláris gáz emissziós vonalainak erõssége, illetve a felfûtött por távoli infravörös emissziója. Néhány összeolvadó galaxispár esetében a csillagkeletkezési ráta nagyobb, mint a környezõ Univerzumban bárhol. Az ilyen aktív csillagkeletkezési területeket tartalmazó galaxisokban például sokkal több kompakt és fiatal csillagokban nagyon gazdag szuper csillaghalmazt találunk, mint azt a galaktikus szomszédságunkban megfigyeltek alapján gondolták volna.
Az Arp 87 a Leo (Oroszlán) csillagképben figyelhetõ meg, távolsága körülbelül 300 millió fényév.
Csillaggyûrûk egy kvazár körül Szerzõ: Kovács József | 2007. október 31., szerda
A Hubble Ûrteleszkóp felvételén egy elliptikus galaxis központjában található kvazár körül csillagokból álló gyûrûket fedeztek fel, ami egy másik galaxissal történt összeolvadásra utal.
A körülbelül kétmilliárd fényévre lévõ, MC2 1635+119 katalógusjelû fényes kvazár egy elliptikus galaxis központjában elhelyezkedõ nagyon nagy tömegû fekete lyuk. A korábbi, földi teleszkópokkal végzett megfigyelések nem mutattak semmi különlegeset, ezek alapján úgy tûnt, hogy öreg csillagokból álló normál elliptikus galaxisról van szó. Az új Hubble-észlelésekbõl azonban kimutatták, hogy a centrum körül legalább öt, csillagokból álló és a középponttól távolódó gyûrû, illetve szintén kifele mozgó törmelék található.
A kép bal oldalán az MC2 1635+119 katalógusjelû kvazár és gazdagalaxisa látható. A jobb felsõ képen a centrum körüli gyûrûket szinte teljesen elnyomja a fényes kvazár, a bal alsó, számítógéppel javított képen azonban már jól kivehetõk. Mindkét kis képen a gyûrûk körüli nagyobb objektumok háttérgalaxisok, illetve feltûnik egy elõtércsillag is. (NASA, ESA, G. Canalizo [University of California, Riverside])
A most felfedezett gyûrûs szerkezet kialakulásának oka egy másik galaxissal történõ ütközés lehet, ami ráadásul a nem is nagyon távoli múltban következett be. A folyamat során az árapály erõk hatására ez a másik galaxis feldarabolódott, csillagai közül sokat befogott az elliptikus galaxis gravitációs tere, s ezekbõl alakultak ki aztán a kifelé mozgó gyûrûk. Közülük a legkülsõ a centrumtól körülbelül 40 ezer fényévre van.
Az ütközés következtében jelentõs mennyiségû gáz jutott az elliptikus galaxis centrumába, ami aztán az ott helyet foglaló fekete lyukat táplálva szolgáltatja a kvazár által kibocsátott óriási energiát. Azaz a felfedezés azt az elképzelést erõsíti meg, amely szerint a kvazároknak legalább egy része galaxisok közötti kölcsönhatás eredményeként született. A korai Univerzumban a legtöbb kvazár nagyon aktív volt, s ekkor a Világegyetem jóval kisebb mérete miatt a galaxisok is gyakrabban olvadhattak össze.
Számítógépes szimulációk azt mutatják, hogy a két galaxis körülbelül 1,7 milliárd évvel ezelõtt közelítette meg egymást. Maga az összeolvadás néhány százmillió év alatt zajlott le, közben pedig heves csillagkeletkezési folyamatokat váltott ki. A Keck-teleszkópoktól származó spektroszkópiai adatok szerint a galaxis csillagainak többsége 1,4 milliárd éves, összhangban az elõbb mondottakkal. Ezen átmeneti fázis után a gyûrûk kifelé mozgó csillagai természetesen el fognak keveredni a galaxis többi csillaga között, azaz a most megfigyelhetõ szerkezet fel fog bomlani. A kutatást vezetõ Gabriela Canalizo szerint ennek karakterisztikus ideje 100 millió év körüli, azaz a HST pont jókor kapta lencsevégre a gyûrûket.
A mostani eredmények alapján a folyamatban résztvevõ, a gyûrûk létrehozásáért felelõs másik galaxis természete még nem tisztázható. A kutatócsoport egyik tagja, Nicola Bennert szerint a kvazár gazdagalaxisának nagyfelbontású spektroszkópiai vizsgálata adhat választ arra, hogy két óriásgalaxis, vagy egy nagy és egy kicsi összeolvadásáról van-e szó.
A munka során 4 másik, a középpontjában szintén kvazárt tartalmazó galaxist is vizsgáltak, ezek mindegyike körülbelül 2 milliárd fényévre van. Mindegyikük esetében találtak korábbi összeolvadásra utaló nyomokat, így érdekes kérdés lehet, hogy a kvazárok többsége vajon ilyen összeolvadási folyamatnak köszönheti-e létét.
Az eredményeket részletezõ szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. november 10-i számában jelenik meg.
Forrás: STScI-2007-39 News Release, 2007.10.25.
Rejtõzködõ fekete lyukak nyomára akadtak 2007. október 29., hétfõ, 7:43
Az elméleti fejtegetések alapján régóta feltételezett õsi és aktív galaxismagok, bennük pedig fekete lyukak nyomára akadtak a szakemberek a távoli Világegyetemben.
Egy központi fekete lyukkal és aktív centrummal bíró galaxis fantáziarajza (NASA, JPL-Caltech, T. Pyle, SSC)
Mai ismereteink alapján a Tejútrendszerünkhöz hasonló tömegû, nagy galaxisok centrumában szupernagytömegû fekete lyuk található. Ezek az objektumok fõleg a galaxisok életének elején lehettek aktívak, amikor a fekete lyukakba egy korong formájában sok gáz spirálozott be. A beáramló anyag felforrósodott, és intenzív sugárzást bocsátott ki.
Azokban az esetekben, amikor erre a központi sugárforrásra jó rálátás nyílik, kvazároknak vagy blazároknak nevezzük az objektumokat. Ellenben amikor a beáramló anyagkorong a helyzete miatt takarja a centrumot, a kérdéses galaxis "átlagos", inaktív csillagvárosnak mutatkozik.
A statisztikai becslések alapján kevés galaxis centrumában lehet olyan térbeli helyzetû anyagkorong, hogy egy adott pontról (esetünkben a Földrõl) nézve a központi sugárforrás látható legyen - ennek megfelelõen viszonylag kevés ilyet sikerült eddig azonosítani. Sejthetõ volt, hogy a rossz rálátási helyzetû és ezért nehezen felismerhetõ objektumokból sok rejtõzik még észrevétlenül a világûrben.
Emanuelle Daddi (CEAF), Mark Dickinson (NOAO) és munkatársaik a Spitzer infravörös- és a Chandra röntgenmûholdakkal együttesen vizsgáltak távoli galaxisokat. Ezeken a hullámhosszakon bizonyos esetekben "átlátni" a sûrû gáz- és porkorongokon. A kutatók kb. 1000 olyan galaxist tanulmányoztak, amelyek 9 és 11 milliárd fényév közötti távolságban találhatók, és heves csillagkeletkezést mutattak - ugyanakkor a kvazárokhoz hasonló aktivitás nem látszik náluk. A fenti objektumok közel 20%-ánál sikerült olyan infravörös- és röntgensugárzást megfigyelni, amely aktív - de az optikai tartományban kitakart - központjukból származhat.
Eszerint a régóta feltételezett, de rejtõzködõ, õsi és aktív galaxismagokból azonosítottak közel 200-at. A megfigyelés az objektumokkal kapcsolatos egy másik, korábbi feltételezésrõl kimutatta, hogy teljesen nem fedi a valóságot. Sok szakember ugyanis azt állította, hogy a központi aktivitás kiváltásában döntõ szerepe van a galaxisok közötti kölcsönhatásoknak és a galaxisok összeolvadásának. Az új adatok fényében viszont úgy fest, hogy a központi szupernagytömegû fekete lyukak akkor is mutathattak heves aktivitást, amikor az adott csillagváros nem vett részt aktív kölcsönhatásban.
A Spitzer-ûrteleszkóp felvétele a Fornax csillagkép egy részrõl. A bekarikázott objektumok infravörös többletsugárzást mutató távoli galaxisok. Az aktivitás a centrumukban lévõ fekete lyukaknál zajló folyamatok eredménye (NASA, JPL-Caltech, E. Daddi, CEA Saclay)
Földhöz hasonló bolygó szülõhelyét figyelték meg 2007. október 8., hétfõ, 9:22
Olyan poranyagot találtak egy fiatal csillag körül, amelybõl akár Földünkhöz hasonló bolygó is kialakulhat az ún. Lakhatósági Zónában. Ez az a csillag körüli tartomány, ahol folyékony víz stabilan létezhet egy planéta felszínén - ami nélkülözhetetlen az általunk ismert élethez.
Fantáziarajz egy Földünkhöz hasonló bolygóról (JPL, NASA/JPL-Caltech)
Carey Lisse (Johns Hopkins University) és kollégái a Centaurus csillagképben, tõlünk 430 fényéve lévõ HD 113766A jelû fiatal, kb. 10 millió éves csillagot vizsgálták a Spitzer infravörös ûrteleszkóppal. A HD 113766 rendszer két Napunkhoz hasonló, annál valamivel nagyobb tömegû és magasabb hõmérsékletû csillagot tartalmaz. Közülük az A jelû körül egy gázban szegény porkorong található, amelyben planéták születhetnek jelenleg, avagy már ki is alakultak. Érdekes módon társa körül nincs ilyen anyagkorong.
A HD 113766A korongjában az anyag a csillagtól 0,4 és 6 CSE közötti távolság között a legsûrûbb (1 CSE átlagos Föld-Nap távolságot, 150 millió km-t jelöl). Ha tehát a porgyûrût a Naprendszerbe helyeznénk, a Merkúr és a Jupiter között húzódna A korongban egykor sokkal több gáz lehetett, de az mára vagy a rendszerben született gázbolygókba épült be, vagy a csillag erõs csillagszele söpörte ki a porszemcsék közötti térbõl.
A porgyûrûben alig mutatkozott vízjég, könnyen lebomló szerves anyagot, továbbá karbonátszemcséket sem azonosítottak. Ezek az összetevõk a bolygókeletkezés elején gyakoriak, a Naprendszerben pedig ma az üstökösmagok anyagában találhatók - mint azt a Deep Impact-szonda becsapódásakor kirepült törmelékben is megfigyelték.
A Spitzernek az infravörös tartományban végzett megfigyelései alapján a csillag körüli gyûrû anyaga már jobban átalakult, mint amilyen a korong kezdeti állapotában lehetett, egyes összetevõk ezért hiányoznak belõle. Ugyanakkor néhány megfigyelés (pl. a sok vas-szulfid ásvány) alapján elképzelhetõ, hogy bár megindult az anyag összeállása, nagybolyogók még nem születtek, csak kisebb bolygócsírák - ezek ütközéséi termelik újra a port. Mindent összevetve a gyûrû anyaga jó úton halad a bolygók végsõ kialakulása felé.
Fantáziarajz a születõ bolygók környezetérõl.
A mellékelt fantáziarajzon a kettõscsillag látható, amelynek az elõtérben mutatkozó komponense körül észlelték a poranyagot - jobbra fent pedig a kísérõcsillag figyelhetõ meg, halványabb, sárgás objektumként. Középen barna gyûrûként ábrázolták a poranyagot, amelybõl elméletileg a Földhöz hasonló planéták is születhetnek. A távolabbi, világosabb gyûrû a rendszerben szintén megjelenõ jeges anyag helyzetét mutatja.
A gyûrû a csillag ún. Lakhatósági Zónájában található. Ez egy elméleti régió, amelyben egy Földünkhöz hasonló planéta felszínén stabilan elõfordulhat a folyékony víz. A modellek alapján a következõ néhány millió évben jó eséllyel keletkeznek a gyûrûben a Földhöz hasonló anyagú és helyzetû planéták. Az itt található anyag mennyisége durva közelítés alapján elegendõ lenne legalább egy Marshoz hasonló tömegû égitest kialakulásához.
Távoli Földek nyomában
Máig valamivel több mint 250 exobolygót fedeztek fel, ezek közel fele a Jupiterhez hasonló vagy még nagyobb tömegû planéta - a Földhöz közeli tömegû exobolygóra még nem akadtak a szakemberek. Ennek oka a jelenleg használt megfigyelési módszerekben keresendõ: a technika a csillagukhoz közeli, nagytömegû planétákra érzékeny. Eszerint tehát feltételezhetõ, hogy a kb. 250 ma ismert exobolygó csak a jéghegy csúcsa.
Ha a mûszerekben és a technikában az elmúlt években jellemzõhöz hasonló ütemû továbbfejlõdést feltételezünk, akkor reális esély van rá, hogy tíz éven belül felfedezzék az elsõ Földünkhöz hasonló exobolygót. A feltételezések alapján további egy évtized lehet elegendõ a következõ fontos lépés megtételéhez, amikortól már az egyes planéták légkörét is tanulmányozhatjuk. Ekkor a földszerû exobolygók légköri összetételét, hõmérsékletét, éghajlati jellemzõit is részleteiben vizsgálni lehet majd.
Ugyanakkor egyes elképzelések szerint az eddig felfedezett ún. forró Jupiter típusú planéták (a csillagukhoz nagyon közel keringõ óriásbolygók) létezése csökkenheti a Földhöz hasonló égitestek gyakoriságát. Ezek a nagytömegû objektumok ugyanis csillaguktól távol születtek, és onnan vándoroltak befelé, különbözõ gravitációs kölcsönhatások révén. A vándorlásuk során pedig a Földhöz eredetileg hasonló helyzetû planétákat kilökhették a rendszerbõl.
Szerencsére a fenti lehetõségek ellenére van esély a távoli Földek fennmaradására. Ennek oka egyrészt az, hogy feltehetõleg nem minden bolygórendszerben vándoroltak befelé az óriásbolygók - bár ezen a téren még nagyon hiányosak az ismeretek. Másrészt pedig amint a vándorló óriásbolygók útjuk mentén kifelé szórják az anyagot, annak egy része a Föld-típusú bolygók helyére juthat, ahol új planéták keletkezhetnek belõle.
Ilyen szimulációk eredménye látható az alábbi ábrán. Az alsó sor a Naprendszer bolygóit mutatja, míg a felsõ három sor egy-egy szimuláció keretében kialakult képzeletbeli bolygórendszereket. Utóbbiaknál a legbelsõ égitest képviseli a befelé vándorolt Jupiterhez hasonló exobolygót. Ezektõl jobbra láthatók a kilökött törmelékbõl keletkezett újabb planéták, ahol az egyes korongok mérete az adott exobolygó tömegével arányos. Utóbbi égitestek a függõleges szürke sávval jelölt Lakhatósági Zónába is megjelenhetnek. A szakemberek az adott bolygóra hulló üstökösmagokból a felszínre jutott H2O mennyiségét is megpróbálták durván közelíteni, ezt jelzik a kék héjak a szürke köröknél. A szimuláció alapján tehát keletkezhetnek a Földhöz hasonló helyzetû és tömegû planéták, és azokon víz is elõfordulhat az ilyen rendszerekben.
A szimulációk eredményeként kialakult képzeletbeli bolygórendszerek (Raymond, Quinn, Lunine)
Informatika és tudomány
