Ez a cikk, az elõzõ cikkhez is kapcsolódhatna akár...
Újabb rekorder bolygók a Naprendszeren kívül Szerzõ: Molnár Péter | 2007. június 08., péntek
Két újabb különlegesség – a barna törpe méretû legnagyobb és a forró jégbe burkolózó legkisebb tömegû fedési exobolygó.
A fedési exobolygók keresésével foglalkozó XO projekt munkájában szak- és amatõrcsillagászok egyaránt tevékeny részt vállalnak. A kutatócsoport a Haleakalán elhelyezett, kereskedelmi forgalomban is kapható 200 mm-es teleobjektívekbõl épített távcsövet használ, amelyet a Hawaii-i Egyetem Csillagászati Intézete üzemeltet. A program során az XO csapata elõször olyan jelölteket keres a csillagok között, amelyek kis mértékû, periodikus elhalványulást majd visszafényesedést mutatnak. Ezután a projektben részt vevõ amatõrcsillagászok követik figyelemmel a jelölteket (CCD kamerás mûszeres mérésekkel), annak eldöntésére, hogy az elhalványodásokat valóban az adott csillag korongja elõtt elhaladó bolygó okozza-e. Mivel számos asztrofizikai folyamat produkálhat átvonuló bolygókra emlékeztetõ fényváltozást, a nagy mûszereken pedig ritka kincs a távcsõidõ, az amatõrök igen fontos szerepet játszanak a jelöltek átrostálásában. Amint megbizonyosodtak arról, hogy valóban bolygó okozhatja a fényváltozást, a szakcsillagászok bevethetik a legnagyobb mûszereket, mint például a 2,7 méteres Harlan J. Smith, vagy a 11 méteres Hobby-Ebberly Távcsövet (a nyugat-texasi McDonald Obszervatóriumban), vagy akár a Spitzer és Hubble ûrtávcsöveket is.
Az Amerikai Csillagászati Társaság Honoluluban tartott találkozóján bejelentett, újonnan felfedezett XO-3b jelzésû égitest a már 200-nál is több Naprendszeren kívüli bolygó között is különlegesnek számít: ez a legnagyobb tömegû és méretû fedési exobolygó. Naprendszerünk leghatalmasabb bolygójánál, a Jupiternél mintegy tizenháromszor nagyobb tömegû (azaz négyezer földtömegnél is nagyobb) kísérõ csillagához roppant közel kering, egy év a bolygón mindössze négy földi napig tart. Emellett roppant meglepõ, hogy pályája nem kör alakú, hanem igen elnyúlt ellipszis – külsõ perturbációk nélkül egy ilyen szoros rendszerben nagyon gyorsan kör alakúvá válik a kísérõ pályája a fellépõ gravitációs kölcsönhatások miatt. Az XO projektnek ez immáron a harmadik felfedezése, és egyike annak a mindössze kéttucat bolygónak, amelyek a Földrõl nézve áthaladnak csillaguk elõtt.
A felfedezés további érdekességét az adja, hogy az égitest tömege éppen a bolygók és a barna törpék tömege közötti határon van. A csillagászok között jelenleg is élénk vita folyik a barna törpék besorolásával kapcsolatban. Bármely objektum, amely elegendõen nagy tömegû ahhoz, hogy belsejében a hidrogén fúziója beindulhasson (minimum kb. 80 jupitertömeg), már csillag. A barna törpék tömegének felsõ határa így adott: minden csillagszerû objektum, ami ezen határ alatt marad, nem válik csillagá, hanem barna törpe lesz. A probléma az alsó tömeghatár körül van. Egyesek szerint bármely égitest, amely képes a hidrogén helyett a deutérium fúziójának fenntartására (kb. 13 jupitertömeg felett), már barna törpe. Mások szerint nemcsak a tömeg számít, hanem az is, hogy az égitest egymagában, avagy egy bolygórendszer részeként alakult-e ki. A kérdés tisztázásához nagy mennyiségben kellene felfedezni barna törpéket és exobolygókat, hogy össze lehessen vetni tömeg szerinti gyakoriságukat, illetve hogy mennyire megy át egymásba a két eloszlás a határvonal közelében. A rendelkezésre álló minta egyelõre még nagyon kicsi, de az XO-3b-hez hasonló égitestek felfedezésével várható a kép tisztulása.
Fantáziarajz a GJ 436b jelzésû, forró Neptunusz típusú exobolygóról (Forrás: NASA)
A másik bolygó esete egyike az év legkülönlegesebb exobolygó-felfedezéseinek. M. Gillon és kutatócsoportja beszámolója szerint egy közeli, M típusú csillag körül keringõ bolygóról van szó, amely létezését spektroszkópiai mérések már 2004-ben kimutatták. Minthogy a rendszer távolsága alig 33 fényév, ez az egyik legközelebbi Naprendszeren kívüli bolygó. A svájci Francois-Xavier Bagnoud Obszervatóriumban végzett fényességmérésekkel most fedezték fel, hogy a kísérõ 2,64 naponta áthalad vörös törpe csillaga elõtt, azaz fedéseket mutat.
A fényváltozás modellezésével nagyon pontosan rögzíteni lehetett a GJ 436b tömegét, ami 22,6±1,9 földtömeggel alig haladja meg a Neptunuszt. A megfigyelt fedési fénygörbe alakja és mélysége arra utal, hogy igen közel, a Merkúr naptávolságánal is közelebb kering csillagához, átmérõje pedig kb. 50 ezer km, ami nagyságrendileg az Uránusz és Neptunusz bolygóéval egyezik meg (mintegy négyszeres földátmérõ). A bolygó további érdekessége, hogy fõ összetevõje valószínûleg vízjég. Felszínén a hõmérséklet meghaladja a 250ºC-t is, ennek ellenére az erõs felszíni gravitáció révén kialakuló nagy nyomás miatt a víz jég formájában van jelen a bolygón. Így a GJ 436b az elsõ “forró Neptunusz” típusú exobolygó, s közelsége folytán nagyon jó célpont lehet további részletes vizsgálatok számára.
Források:
RICE News, 2007.05.30. Universe Today, 2007.05.17. Gillon M. és munkatársai, A&A, megjelenés alatt (astro-ph/0705.2219)
Az univerzum legizgalmasabb bolygói
A csillagászat egyik legfiatalabb altudománya az exobolygó-kutatás. Naprendszerünkön kívüli bolygókat nem egyszerû felfedezni (eddig csak pár százat találtak a kutatók), viszont szinte mindegyik újabb megmagyarázhatatlan rejtélyekkel szolgál a tudománynak. Az Index top10-es listája az univerzum legérdekesebb bolygóiról.
Az elsõ
Forrás: NASA, ESA, G. Bacon (STScI)
Az elsõ Naprendszeren kívüli bolygót, a Pegazus csillagképben található 51 Pegasi b-t, tudományos becenevén Bellerophont (a pegazust megszelídítõ görög hõs) 1995-ben fedezték fel. A "forró Jupiterek" osztályába tartozik, azaz a tömege a Jupiteréhez mérhetõ, de a napjához nagyon közel kering. A gázóriás a felfedezése idején ellentmondott a csillagászok elméleteinek a bolygók keletkezésérõl, ezért sokáig anomáliának tartották az egész forró Jupiter jelenséget - bár azóta tucatnyi hasonló bolygót fedeztek fel, máig nincs általánosan elfogadott magyarázat a létezésükre, ugyanis ekkora bolygóknak elvileg csak a napjuktól nagy távolságban illene kialakulni.
A legközelebbi
Forrás: Photo Credit: NASA, ESA, G.F.
BenedictA 2000-ben felfedezett Epsilon Eridani b tõlünk alig tíz fényévre kering a napja körül; ez annyira közel van, hogy már nagyon keveset kell a technológiának fejlõdnie ahhoz, hogy lefényképezhetõvé váljon teleszkópon keresztül. A rendszer igen népszerû a sci-fi irodalomban: az Asimov-féle Alapítványban itt találnak új otthonra a Földrõl kivándorló elsõ telepesek, a Star Trekben pedig itt található a Vulkán bolygó, Mr. Spock otthona. A valóságban az Epsilon Eridani b nem igazán alkalmas az életre: a nagyjából a Jupiter méretével és tömegével rendelkezõ gázbolygón elviselhetetlenül nagy gravitáció és hideg fogadná az ûrhajósokat.
A halálraítélt
Forrás: ESA, A. Vidal-Madjar, NASA
A hivatalosan HD 209458 b-ként anyakönyvezett, egyébként Osiris néven ismert bolygó tõlünk 150 fényévre, a Pegazus csillagképben található. A gázóriás extrém közel kering a napjához (7 millió kilométerre, 22-szer közelebb, mint a Föld a Naphoz), és a napszél lassan, de biztosan elfújja az atmoszféráját. A tudósok számításai szerint a bolygó másodpercenként tízezer tonna anyagot veszít - igaz, van mibõl, hiszen a tömege a Föld 220-szorosa.
A legforróbb
Forrás: NASA
A HD 149026b kódnevû égitestet alig néhány hete fedezték fel amerikai csillagászok. Ez az univerzum eddig ismert legforróbb bolygója: a tudósok számításai szerint a felszínén a hõmérséklet 1800 és 2200 Celsius-fok között ingadozik. Bár a bolygó a napjához mintegy huszonötször közelebb kering, mint a Nap-Föld távolság, ez önmagában még nem lenne ok ilyen magas hõmérsékletre. A jelenség hátterében a bolygó nagy sûrûségét (az égitest szilárd, a magja 90-szer nehezebb a Földénél), és a légkörében található titán-oxidot (ami elnyeli a fényt, és ezzel fûti a bolygót) sejtik.
A sietõs
Forrás: NASA, ESA, A. Schaller (STScI)
A 2006-ban felfedezett SWEEPS-10 nevû égitest az USPP (ultrarövid keringési idejû) bolygócsalád bajnoka: a napjától mindössze 1,2 millió kilométerre kering (ez a Föld-Hold távolság háromszorosa), és tíz földi óra alatt kerüli meg azt, tehát egy földi év alatt 877 évet teker a képzeletbeli naptárán. Ilyen közelségnél a központi csillag gravitációja általában magába szippantja és elpusztítja a bolygókat. A SWEEPS-10 hatalmas tömegû, és alacsony sûrûségû gázóriás, a napja pedig rendkívül hûvös és halvány, így kerüli el ezt a sorsot.
A heves jeges
Forrás: NASA
Nemrég járta be a világsajtót a legújabb egzotikus exobolygó, a GJ 436 b sztorija. A bolygót már 2004 óta ismerik a csillagászok, ám csak most derült fény a különlegességére: arra, hogy vízbõl áll, illetve a víz különféle halmazállapotú változataiból. A 300 fokos felszínen gõz formájában található a víz, majd a bolygó magja felé haladva még melegebb, ám a nagy nyomás miatt mégis szilárd, jégszerû anyaggá változik.
A kétarcú
Forrás: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
Az Upsilon Andromedae b-t az elsõ exobolygók között fedezték fel a csillagászok 1996-ban. A planéta különlegessége, hogy mindig ugyanazt a felét mutatja a napja felé, akárcsak a Hold a Föld felé, így egy állandó árnyékos, és egy napos féltekébõl áll: a jég és a tûz birodalmából. A napos oldalon 1400-1600 Celsius-fok a felszíni hõmérséklet, míg az árnyékoson a fagypont alá is süllyedhet. Ez a legnagyobb hõmérsékletkülönbség, amit valaha egy bolygón tapasztaltak a csillagászok. Egyébként az Upsilon Andromedae b is "forró Jupiter" típusú gázóriás, tehát a tudomány jelen állása szerint nem szabadna ott lennie, ahol van.
A legfiatalabb és legöregebb
Forrás: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
2004-ben, a Bika csillagképben fedezték fel az eddig ismert legfiatalabb bolygót a csillagászok: a CoKu Tau 4 mindössze egymillió évvel ezelõtt született. A bolygó tõlünk 420 fényévnyire kering a napja körül egy csillagporfelhõben. A tudósok elõször a nagyjából tíz Föld-Nap távolságnak megfelelõ átmérõjû lyukat fedezték fel a felhõben, ahonnan a születõ bolygó gravitációja magába szívta az anyagot, és ebbõl következtettek a bolygó létezésére. A színképelemzés késõbb kimutatta, hogy valóban egy kozmikus léptékekben csecsemõkorú bolygót találtak.
Forrás: NASA, H. Richer (U. British Columbia)
A legvénebb ismert bolygó ezzel szemben csaknem az univerzummal egyidõs: 12,7 milliárd éves. Az aggastyán becsületes neve PSR B1620-26, és az M4 jelû galaxisban tengeti nyugdíjas éveit, tõlünk 7200 fényévre - ezzel a legtávolabbi ismert exobolygó is egyben.
A magyarok
A Harvard-Smithsonian asztrofizikai központban dolgozó magyar csillagászcsoport eddig két exobolygót fedezett fel, a HAT-P-1b-t, és a HAT-P-2b-t. Mindkét gázóriás különleges azon felül is, hogy hazánk fiai találtak rájuk: elõbbi a legnagyobb méretû és egyben legkisebb sûrûségû, utóbbi a legnagyobb sûrûségû, és a leghosszabb keringési idejû a fedési exobolygók családjában (ezek azok a bolygók, amelyek a mi irányunkból nézve elhaladnak a napjuk elõtt, és az ilyen fedési periódusokban teleszkóppal tanulmányozhatók).
A második Föld
Forrás: NASA/JPL-Caltech
2007 áprilisának végén fedezte fel egy svájci-francia-portugál csillagászcsoport a Gliese 581c-t, az univerzum jelenlegi legizgalmasabb bolygóját. A bolygó különlegessége, hogy teljesen Föld-szerû, és a felszínén a hõmérséklet igen stabil, 0 és 40 Celsius-fok között mozog, ami éppen beleesik abba a nagyon szûk tartományba, ahol a víz folyékony halmazállapotú - ez pedig jelenlegi ismereteink szerint az élet kialakulásának egyik kulcsa. A bolygó a Naprendszertõl húsz fényévnyire, a Mérleg csillagképben található, és a lelkes tudósok szerint minél hamarabb ûrszondákat kellene küldenünk felé.
Az elsõ képek egy közeli csillag felszínérõl Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. június 07., csütörtök
A CHARA interferometrikus távcsõrendszere segítségével elõször sikerült közvetlenül képet alkotni egy fõsorozati csillag felszínérõl.
Napjainkban egyre-másra jelentik be a szenzációsabbnál szenzációsabb csillagászati felfedezéseket, ugyanakkor sok olyan terület van, melyek esetében a rendelkezésre álló eszközök fejlettségi szintje – legalábbis egyelõre – komoly korlátokat szab a vizsgálatoknak. Egy-egy ilyen technológiai akadály leküzdése mindig nagy áttörést és számos új ismeretet jelent a tudomány számára.
A napokban egy hasonló áttörésnek számító eredményrõl számoltak be amerikai tudósok a Science-ben megjelenésre elfogadott cikkükben. A kutatóknak elõször sikerült közvetlenül képet alkotni egy fõsorozati – azaz életének nyugodt szakaszában lévõ, magbéli hidrogént égetõ – csillag, az Altair felszínérõl. (Korábban mér készültek hasonló felvételek életük végén járó, vörös óriáscsillagokról.) Az Altair (α Aquilae, a Nagy Nyári Háromszög alakzatát kijelölõ Vega-Deneb-Altair trió legdélebbi csillaga) Napunk egyik legközelebbi, mindössze 15 fényévre lévõ szomszédja, egyben az északi égbolt egyik legfényesebb, +0,8 magnitúdós csillaga. Nemrégiben mutatták ki róla, hogy annyira gyors a tengelykörüli forgási, hogy alakja eltorzult az ideális gömbtõl, és leginkább lapult ellipszoiddal írható le az égitest felszíne.
A csillagokról igen nehéz közvetlen, részletes felszíni felvételeket készíteni, hiszen ezek a távoli objektumok napjaink legnagyobb távcsövein át nézve is teljesen pontszerûnek látszanak, ami a közeljõvö 20-30 m-es óriásteleszkópjaira is igaz lesz. A kutatók ezért egy már ismert, de az utóbbi évekig kizárólag a rádiótávcsövek esetében alkalmazott módszert, az apertúra-szintézisen alapuló többsugaras interferometriát, azaz több távcsõ által leképezett fénysugarak összegzését alkalmazták. A nemzetközi együttmûködésben résztvevõ csillagászok a kaliforniai Mount Wilson Obszervatórium területén lévõ, a CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) program keretén belül mûködtetett távcsõhálózatot használták a felvételek elkészítéséhez. A hat darab, egyenként 1 m-es távcsõbõl álló rendszerrel (melybõl az Altair vizsgálatához egyszerre négy teleszkópot használtak) a látható (fõleg vörös) és a közeli infravörös tartományban lehet méréseket végezni. Az egymástól távolra helyezett távcsövek képi információit egyesítve a tudósok gyakorlatilag olyan felvételekhez jutottak, mintha azokat egy 250×195 m-es tükrû óriástávcsõvel készítették volna (ez százszoros átmérõt, ill. kb. 25-ször nagyobb felbontást jelent a Hubble Ûrtávcsõhöz képest).
Az Altairról készült felvétel. A berajzolt koordinátaháló és forgástengely a csillag látóirányhoz viszonyított elhelyezkedését segít elképzelni, míg a színkódolás a felszíni hõmérséklet eloszlását mutatja (a legsötétebb területek kb. 1500 fokkal hidegebbek a közel 8500 K hõmérsékletû pólustól)
Az új eredmények birtokában sikerült jó néhány kérdést megválaszolni az Altairral kapcsolatban, de felvetõdött pár újabb probléma is. Sikerült például igazolni a csillag rendkívül gyors forgását (az egyenlítõi sebesség mintegy 300 km/s): a képeken jól látszik a csillag forgás következtében kialakult, erõsen elnyúlt alakja (az egyenlítõnél mért átmérõ 22%-kal nagyobbnak adódott a pólusok távolságánál). A felszíni hõmérséklet mért eloszlása ugyanakkor eltér az eddigi modellek alapján várt képtõl.
A kutatók szerint ez csak az elsõ lépés. A tervek szerint nemsokára számos közeli csillag, sõt, akár közeli exobolygók felszínérõl is készülhetnek közvetlen felvételek.
Források:
National Science Foundation Press Release, 2007.05.31. Monnier és munkatársai, Science, megjelenés alatt (astro-ph/0706.0867)
Gigantikus õsi fekete lyukat találtak 2007. június 6., szerda, 23:03
Minden eddig ismertnél távolabbi, hatalmas fekete lyukat találtak a csillagászok. Az objektumnak az ennyire fiatal Univerzumban való létezését nehéz a mai elméletekkel magyarázni. Az égitestet több mint 10 millió észlelt objektum között sikerült azonosítani.
Az újonnan azonosított távoli kvazár képe (CFHT)
A Világegyetem fiatal állapotában létezett távoli fekete lyukak létezését akkor tudjuk kimutatni, ha környezetükkel aktív kölcsönhatásban álltak. Ezek ún. szupernagytömegû fekete lyukak, olyanok, amelyek ma a galaxisok centrumában találhatók. A kezdetekben feltehetõleg komoly szerepük volt a csillagvárosok születésénél. Amikor egy ilyen objektumba egy korong alakjában fokozatosan gáz spirálozik be, az felforrósodik, és erõsen sugározni kezd (lásd az alsó ábrán).
Amennyiben a befelé spirálozó anyag alkotta korong a látóirányunkra merõleges helyzetû, akkor a forró központi részt könnyen megfigyelhetjük, és az aktív objektumot nagy távolságból is észrevehetjük. Az ilyen aktív, erõs sugárzást produkáló õsi fekete lyukakat nevezzük kvazároknak.
A 3,6 méteres kanadai-francia-hawaii (CFHT) teleszkóppal ezúttal sikerült rábukkanni a szupernagytömegû fekete lyukak minden korábban ismertnél messzebb lévõ képviselõjére. A Pisces (Halak) csillagképben található objektumot egy speciális, rendkívül távoli égitestek felderítésére szakosodott keresõprogram keretében, az új MegaCam nevû detektor segítségével azonosították, több mint tízmillió megörökített égitest között.
A részletes színképet késõbb, a 8 méteres déli Gemini-teleszkóppal vették fel. Ennek alapján a CFHQS J2329-0301 jelzéssel ellátott, 500 millió naptömeg körüli objektum vöröseltolódása 6,43-nak, távolsága pedig kb. 13 milliárd fényévnek adódott. Eszerint mindössze 700 millió évvel létezett az Õsrobbanás után - amit egyelõre nehéz megmagyarázni.
Jelenlegi ismereteink alapján ugyanis nagyságrendileg egymilliárd évvel a kezdõ pillanatot követve alakultak ki az elsõ csillagok, amelyek legnehezebb és ezért legrövidebb életû képviselõikbõl születtek meg az elsõ fekete lyukak. Ha sok ilyen fekete lyuk valamiként össze tudott olvadni egymással, akkor keletkezhettek rendkívül nagytömegû fekete lyukak. Ehhez azonban sok idõ és valószínûtlenül sok objektum összeolvadása kellett.
Több szakember nem is így magyarázza a galaxisok centrumában lévõ, több millió naptömegû, illetve még nehezebb fekete lyukak képzõdését. Szerintük valamilyen furcsa, ma még ismeretlen folyamat hozta létre ezeket a "szörnyeket". Szerintük a most azonosított objektum kialakulásához is valamilyen furcsa, ismeretlen folyamat vezethetett.
A CFHT teleszkóp a 6-osnál nagyobb vöröseltolódású kvazárok közül eddig négyet talált, ami figyelemreméltó eredmény - különösen, ha tekintetbe vesszük a mai viszonyok között szerény, 3,6 méteres átmérõjét
Pillantás egy vörös óriás légkörébe Szerzõ: Kovács József | 2007. június 06., szerda
Feltérképezték egy pulzáló vörös óriáscsillag kiterjedt légkörének különbözõ rétegeit infravörös és rádiótartományban végzett interferometriai mérésekkel.
Egy nemzetközi kutatócsoportnak elõször sikerült egy mira típusú változócsillag különbözõ rétegeibe pillantani. A vörös óriás legkülsõ ritka részei alatt egy molekulaburkot, egy porburkot és egy ún. mézerburkot találtak. A kutatók a munkához az ESO (European Southern Observatory) által a chilei La Paranal csúcson mûködtetett VLT (Very Large Telescope) távcsõegyüttes interferometrikus üzemmódját (VLTI) és az NRAO (National Radio Astronomical Observatory) által üzemeltetett rádióinterferométer-rendszert (VLBA, Very Long Baseline Array) használták. Az új eredmény jelentõsen javíthatja eddigi tudásunkat arról, hogy a végsõ pusztulás elõtt álló elfejlõdött óriáscsillagok hogyan veszítik el anyagukat és hogyan dúsítják fel nehéz elemekkel a csillagközi teret.
A kérdéses objektum az S Ori jelzésû mira típusú változócsillag. Tömege nagyjából megegyezik a Napéval, így jelenlegi állapota elõrevetíti központi csillagunk sorsát újabb 5 milliárd év múlva, mielõtt fehér törpeként befejezné fejlõdését. A mirák felfúvódott óriáscsillagok, ezért legkülsõ régióik már meglepõen könnyen leválnak, ami hajtja az égitestek tömegvesztését: az S Ori pl. minden évben kb. a Föld tömegének megfelelõ anyagmennyiséget pumpál ki a csillagközi térbe. Késõbb aztán ez a nehéz elemekben (pl. szén, oxigén, szilícium) gazdag anyag újabb csillagok, bolygók és esetleg valamilyen életforma alapját fogja képezni, ami indokolja a mirák kutatásának fontosságát. A tömegvesztés összefügg azzal is, hogy a mirák periodikusan összehúzódnak és kitágulnak, azaz pulzálnak – az S Ori periódusa 420 nap, miközben vizuális fényessége a minimum és a maximum között ötszázszorosára növekszik, átmérõje pedig körülbelül 20 százalékkal változik.
Bár a mirák valóban óriások – méretük a Napénak több százszorosa is lehet, azaz a Nap helyébe téve akár a Mars pályájáig is elérhetnének –, még a legközelebbi mirák is olyan távol vannak, hogy részleteik tanulmányozásához nagyon nagy felbontás szükséges, ez pedig csak interferometrikus módszerekkel érhetõ el. A csillag különbözõ rétegeinek tanulmányozásához különbözõ hullámhossztartományokban végzett megfigyelések szükségesek. Az optikai észlelések mellett a molekula- és porréteg az infravörös tartományban, a mézerréteg pedig a rádiótartományban vizsgálható. A mézersugárzás forrása az SiO molekula, segítségével feltérképezhetõ a burokban a Nap méretének körülbelül 10-szeresét elérõ gázcsomók mozgása.
A képen az S Ori látható a pulzációs periódus három különbözõ fázisában. A vörös és zöldes foltok a mézeremissziót, a vöröses korongok a csillag felszínét és a molekuláris réteg infravörös emisszióját, míg a zöldes fénylés a porburok helyét jelzik. Az elsõ két kép a minimumhoz közel készült, amikor a legtöbb por keletkezik. A harmadik kép közvetlenül a vizuális maximum utáni állapotot mutatja, amikor a porburok már kitágult. (Forrás: ESO)
Mivel a csillag kibocsátott sugárzása periodikusan változik, a kutatók a VLTI-vel (infravörös tartomány) és a VLBA-val (rádiótartomány) párhuzamosan különbözõ idõpontokban észlelték az objektumot. Az elsõ közel volt a minimumhoz, az utolsó pedig a következõ periódus maximumához. A mérésekbõl azt kapták, hogy a csillag átmérõje 7,9 és 9,7 ezred ívmásodperc között változik, ami az S Ori távolságában 1,9 és 2,3 Nap-Föld távolságnak, azaz 400 és 500 napsugárnak felel meg!
A csillagot körülvevõ belsõ porburok mérete a csillag sugarának kétszerese. A mézersugárzás, ami szintén ebben a távolságban keletkezik, jellegzetes gyûrûs (teljes vagy részleges) eloszlást mutat, a gyûrûkön belül csomósodásokkal. Sebességeloszlásuk alapján a gáz mintegy 10 km/s sebességgel áramlik sugárirányban kifelé.
A vizsgálatok alapján a fényváltozási minimumhoz közel sokkal több por keletkezik és több gáz dobódik ki, mint egyébként. Ezen fázis után a csillag burkának tágulása folytatódik, majd a maximum elérésekor egy kiterjedt porburok figyelhetõ meg. Ez egyértelmûen utal a pulzáció és a por keletkezése és kiáramlása közötti kapcsolatra. A porburok fõként alumínium-oxid (Al2O3) szemcsékbõl áll, ezek mérete a 0,1 mikrométer nagyságrendjébe esik, ami körülbelül az emberi hajszál átmérõjének ezred része.
Egy pulzáló vörös óriás felépítése az S Ori interferometrikus megfigyelései alapján. A csillag környezete három fontos rétegbõl áll: egy molekulaburok (a belsõ vörös színnel jelzett réteg), egy porburok (a külsõ vörös színû réteg), illetve egy mézeremissziót kibocsátó burok (vörös és zöld foltok). A porburok legnagyobb részét alumínium-oxid szemcsék alkotják, míg a mézeremisszióért az SiO molekula felelõs. (Forrás: ESO)
Forrás: ESO 25/07 - Science Release
Óriás exobolygó, ahol az év csak 31 óra Szerzõ: Kovács József | 2007. június 05., kedd
A TrES projekt keretében felfedezett harmadik objektum, melyet a Bakos Gáspár vezette HATNet is azonosított, 31 órás évével az egyik legrövidebb keringési idejû exobolygó.
Egy nemzetközi kutatócsoport a TrES (Trans-atlantic Exoplanet Survey) keretében felfedezte a projekt harmadik exobolygóját, ami a TrES-3 jelzést kapta. Az új bolygót három, fedési exobolygók keresésére specializálódott, kis távcsövekbõl álló hálózat is azonosította, köztük a Bakos Gáspár vezetésével Arizonában mûködõ HATNet (Hungarian Automated Telescope Network).
Fantáziarajz a TrES-3 katalógusjelû exobolygóról.
Az új planéta azért nagyon különleges, mert mindössze 31 óra alatt kerüli meg csillagát, azaz a bolygó egy éve rövidebb, mint másfél földi nap! Ezzel az egyik legrövidebb keringési idejû exobolygó. Tömege nagy, a Jupiterének körülbelül kétszerese, mérete pedig mintegy 30 százalékkal nagyobb. Mivel nagyon közel kering napjához, hõmérséklete is magas, eléri az 1500 K-t. A TrES-3 tõlünk 800 fényévre a Herkules csillagképben található, csillaga alig 10 foknyira látszik a Vegától.
A bolygó keringése kötött, azaz a tengelyforgási és keringési ideje megegyezik, így mindig ugyanazt az oldalát fordítja központi csillaga felé. Ezen a felén a besugárzás nagyon erõs, míg az ellentétes oldalon jóval gyengébb. A kötött keringés azonban jó lehetõséget biztosít a bolygó által visszavert fény detektálására a keringés különbözõ fázisaiban, ezáltal az atmoszféra reflexiós képességének tanulmányozására. A fedési exobolygók azonosítása általában nehéz feladat, mert csak nagyon kicsiny fényességcsökkenést okoznak csillaguk elõtti áthaladásukkal: pl. a TrES-3 által okozott intenzitáscsökkenés mindössze 2,5 százalék.
Az új planéta létét a 10 cm-es automata távcsövek adatai mellett a kutatók természetesen nagy távcsövekkel, köztük a 10 méteres Keck teleszkóppal végzett megfigyelésekkel is megerõsítették.
Forrás: Lowell Observatory News Release
Újabb kozmikus kõrakást fedeztek fel 2007. június 5., kedd, 10:03
Ismét egy laza szerkezetû, egymástól független töredékekbõl álló kisbolygópárost azonosítottak a szakemberek.
A 90-es sorszámú Antiope kisbolygó a Themis kisbolygócsalád tagja, a Mars és a Jupiter közötti kisbolygóöv külsõ részén kering. Az égitestet 1866-ban fedezte fel R. Luther, de csak 2000-ben került reflektorfénybe. Ekkor az adaptív optikájú, 10 méter átmérõjû Keck II. teleszkóppal sikerült megállapítani, hogy két, egymás körül keringõ objektumból áll.
A két test azonban túl kicsi volt ahhoz, hogy közvetlen megfigyelésekkel részletesebben is tanulmányozni lehetett volna. Késõbb a VLT-vel sikerült megállapítani, hogy mindkét objektum kb. 86 km átmérõjû, 171 km távolság választja el õket, és 16,5 órás periódussal keringenek egymás körül.
A pontos fizikai paraméterek megbecslésére csak 2005 májusában nyílt alkalom, amikor a két objektum a Földrõl nézve kölcsönösen elfedte egymást. A kérdéses idõszakban lejátszódott okkultációkat hivatásos- és amatõrcsillagászok követték, hosszú adatsorokat nyerve.
Kiderült, hogy mindkét objektum ellipszoid alakú, lapultságuk 7% körüli, amely 86 km-es átmérõ esetén 6 km-t jelent. A legfontosabb eredmény, hogy a két objektum az alakja alapján hidrosztatikus egyensúlyban van: formájuk tehát megegyezik azzal az alakkal, amelyet akkor vennének fel, ha folyékony halmazállapotuk volna.
A két égitest belsõ szilárdsága tehát kicsi lehet, feltehetõleg laza kõrakás jellegû. Átlagsûrûségükre 1,25 g/cm3 jött ki, ennek alapján anyaguknak körülbelül egyharmada üreges. A páros keletkezése pontosan nem ismert, feltehetõleg az õs-Themis kisbolygó kb. 2,5 milliárd évvel ezelõtti szétdarabolódásakor születtek. Ekkor a törmelékekbõl eleve két objektum állt össze, avagy egyetlen test alakult ki, majd az késõbb tört ketté.
Az egymást 16,5 óránként megkerülõ páros mozgásáról készített animáció (Keck Obszervatórium) Sajnos a gif túl nagy volt, ezért nem animáció.
A páros azon égitestek sorát gyarapítja, amelyek sok lazán összeragadt töredékbõl állhatnak. Az ilyen objektumok megismerése gyakorlati szempontból is fontos: ha egy hasonló felépítésû és a Föld felé tartó kisbolygót el akarnánk téríteni egy robbantással, másként reagálna erre, ha összefüggõ a belseje, és másként, ha csak töredékek laza halmazából áll.
Kereszturi Ákos
Hogyan ismerjünk fel egy meteoritot? Szerzõ: Gyarmati László | 2007. június 04., hétfõ
"Hogyan bizonyosodhatok meg róla, hogy egy furcsa kinézetû kõdarab valóban az égbõl hullott meteorit?"
Az elmúlt években többen is felkerestek telefonon, illetve levélben, hogy találtak egy meteoritot, de hová küldjék, ill. mennyi pénzt kapnának érte. Volt olyan is, aki vásárolni szeretett volna egy meteoritot. A hozzám eljutott 3 db „meteorit” vakriasztásnak bizonyult. Közönséges zúzalék kövek voltak, amiket vasúti töltésekhez, illetve utak alapjához használnak. Az egyik felületén még fosszilis maradványok is látszottak. A furcsaságukra az adhatott okot, hogy olyan helyen találták õket (pl. padláson), ahol a környéken nem voltak sem ilyen anyaggal feltöltött utak, sem kocsibejárók és még vasút sincs a közelben. Ezzel a kis írással azt szeretném elõsegíteni, hogy a kedves Olvasó hogyan ismerjen fel egy valódi meteoritot. Az eredeti szöveg a Dutch Meteor Society (DMS) honlapjáról honlapjáról származik, emiatt néhány statisztikai adat Hollandiára vonatkozik. A Magyarországon eddig fellelt meteoritok számát tekintve gyanítom, hogy hasonló eredményre jutnánk hazánkban is.
Honnan származik a legtöbb álmeteorit? Nagy részük természetes kõ, éles, pattintott élekkel, valamilyen ember készítette tárgy egy darabja vagy kohósalak. Utóbbit könnyen összetéveszthetik elsõ ránézésre egy valódi meteorittal, hisz mindkettõ felülete meg van olvadva.
Amennyiben úgy gondoljuk, hogy meteoritot találtunk, célszerû végigmenni a lenti ellenõrzõ listán. Az ellenõrzés után, ha továbbra is fennáll a lehetõsége, hogy meteorit van a kezünkben, akkor fel kell venni a kapcsolatot a szerzõvel (elérhetõségét a Meteor lapszámai tartalmazzák), a Természettudományi Múzeummal vagy az ELTE TTK Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Ûrkutató Csoport Planetológiai Körével. Nagyon kicsi az esélye annak, hogy valóban egy kozmikus törmelék van a birtokunkban – hacsak nem láttuk a hullást –, de nem lehetetlen!
Minden új megtalált meteorit tudományos jelentõséggel bír, egy valódi meteorit közkinccsé tételével hozzájárulhatunk a tudomány fejlõdéséhez! Nincs két egyforma meteorit és minden új meteorit tartalmaz olyan, eddig ismeretlen elemet, nyomot, mely a korai Naprendszer jobb megismeréséhez szükséges. Ha a megtalált tárgy mégsem meteorit, nem baj, legközelebb talán szerencsénk lesz! Noha nagyon kicsi az esély, hogy egy mezõn sétálva vagy kertásás közben találjunk egy égi jövevényt, ne felejtsük el, hogy sok meteorit lapulhat a fûben a lábunk elõtt, anélkül, hogy észrevennénk. Csak arra várnak, hogy felvegyük õket a földrõl! Holland adat szerint átlagosan évente egy 100 grammos, 3 évente pedig egy 1 kg-os darab ér földet Hollandia területén. 1840 óta csak 4 db példányt találtak meg az országban (Utrecht 1840, Uden 1843, Ellemeet 1925 és Glanerbrug 1990). Mindegyik esetben vagy szemtanúk elõtt történt a földetérés (mint a glanerbrugi 1990-ben) vagy pedig a becsapódás során épületet rongált meg. Biztosan sok meteorit esett le olyan helyeken (öbölben, erdõkben, rétekre), ahol valószínûleg örökre elvesztek a tudomány elõl.
Ellenõrzõ lista
A meteoritoknak három fõ típusa van, melyek mindegyike több alcsoportra osztható:
-kõmeteoritok -vasmeteoritok -kõ-vas meteoritok.
Az összetételben és a szerkezetben meglévõ különbségek miatt a meteoritoknak rengeteg altípusa van, emiatt lehetetlen jó leírást adni „a” tipikus meteoritról. Mindazonáltal van néhány általános tulajdonság, amik alapján le lehet ellenõrizni a meteorit valódiságát.
Mágneses teszt. A meteoritok többsége mágnesezhetõ, azaz fémszerû (pontosabban tartalmaznak fémet, még a kõmeteoritok is!). Így az elsõ dolog, ami tehetünk, hogy egy kicsi, de erõs mágnest rákötünk egy madzagra és lassan közelebb visszük a „meteorithoz”. Ha ez egy meteorit, akkor a mágnes megmozdul. Azért kell madzagra kötni a mágnest, mert a kõmeteoritokban olyan kevés lehet a fém, hogy kézben tartott mágnes esetén nem lehet észrevenni a kis mozgásokat, amiket a gyenge vonzás okoz.
Súly. Mivel mindegyik meteorit tartalmaz valamennyi fémet vagy teljesen fémbõl állnak, így a meteoritok „nehezek”. Ha lehetséges, meg kell mérni a talált tárgy súlyát, és meg kell becsülni a sûrûségét. A kõmeteoritok sûrûsége tipikusan 3,6 g/cm3 (2,2 g/cm3 a nagyon ritka szenes kondritoké), a vasmeteoritok sûrûsége 7,9 g/cm3, a kõ-vas meteoritoké pedig 4,9 g/cm3. A természetes kövek sûrûsége kisebb, mint 3 g/cm3.
Látható-e megolvadt kéreg? „Frissen” esett meteoritok felületén van egy olvadt réteg. Ez a kéreg általában nagyon vékony, 1 mm vagy kevesebb a vastagsága. Színe tompa fekete, fekete vagy sötét szürke, ritkább esetekben barnás vagy üvegesen áttetszõ. Ha hosszabb ideig volt kitéve a kozmikus test a földi környezet hatásainak, akkor ez a kéreg berozsdásodhat. A kéreg külsõ felszínén esetleg kicsi, felszínes, ujjlenyomatszerû benyomódások láthatók. Ezeket a párolgás okozza, miközben a meteorit áthalad a légkörön. Néha kicsi foltok (szemcsék), fényes olvadt fém és különbözõ folyásszerû vonalak láthatók a felületen. Ki kell hangsúlyozni, hogy több természetes földi kõ, illetve ipari hulladék mutat elsõ pillantásra meglepõen hasonló felületet.
Alak. A meteoritok többnyire egyenletesen kerek, lekerített sarkokkal rendelkeznek, de sohasem tökéletesen gömbölyûek. Az úgynevezett „irányzott” meteoritok kúp alakúak. Éles sarkok nem fordulnak elõ, kivéve ha egy kõmeteorit összetörik a légkörön való áthaladás során.
Belsõ szerkezet
Az elsõ dolog, amit érdemes megjegyezni: soha sem szabad összetörni egy lehetséges meteorit jelöltet kalapáccsal vagy szétdarabolni egy erre alkalmas fûrésszel! Ily módon megsemmisíthetünk egy tudományosan értékes anyagot. Ráadásul soha ne kísérletezzünk savval, tiszta oldószerrel, ragasztóanyaggal vagy lakkal oldani!
Ha egy pillantást szeretnénk vetni a belsejébe (a darab eredetének tisztázása végett) és példányunk teljes felülete fedett az olvad kéreggel, akkor alkalmazzuk – kellõ óvatossággal – az ún. „Nininger tesztet”. Használjuk a kések vagy egyéb fém eszközök élesítésére alkalmas homokkõ köszörût. Gyengéden nyomjuk a példányunk egyik sarkát a köszörûnek egy másodpercre, és távolítsunk el a „meteorit” felszínébõl egy vékony és kicsi réteget. Csak néhány négyzetmilliméter szükséges, nem több.
Ha a darabunk meteorit, akkor polírozott fém, tömör kõ vagy fényes fém és tömör kõ keverékét kell látnunk, ritkább esetben lekerekített sarkú sárgászöld kocka alakú kristályok tûnnek elõ fém rácsozatban. Hólyagokat, buborékokat vagy üregeket soha sem fogunk látni.
A meteoritoknak mindig tömör szerkezete van!
A DMS minden évben több olyan „meteoritot” kap vizsgálatra, melyek porózusak: hólyagokat, üregeket és buborékokat tartalmaznak a belsejükben. Egy valódi meteor esetén ez soha nem történhet meg. Amennyiben a példányunk porózus, biztosak lehetünk benne, hogy nem meteoritot találtunk. Egy porózus tárgy nem élné túl azt az igénybevételt, ami akkor érné, amikor áthalad a légkörön. Már régen megsemmisülne, mielõtt elérné a Föld felszínét. A meteoritok, bár néha egész törékenyek tudnak lenni, mindig nagyon tömörek. Ezt nagyon fontos figyelembe venni a vizsgálatunk során! A sok porózus anyag, ami a DMS-hez érkezik, mindig valamilyen ipari hulladék vagy bazaltos vulkanikus kõzet. Ezeket az anyagokat széles körben használják utak töltésére, vasúti építkezések során, épületek építésére. Az ország szó szerint tele van velük szemetelve. Ráadásul ezek a vaskohó salakok és bazaltos õrölt kövek gyakran középkori vagy történelem elõtti idõk lelõhelyeirõl is elõkerülnek. Ezeket elõszeretettel teszik félre az emberek, mint „meteoritokat”. Ilyenkor szoktak elhangzani azok a mondatok, hogy „természetes övek ezen a helyen soha nem fordulnak elõ, biztos az égbõl hullott”. Tudvalevõ, hogy az ember, vándorlásai során széthordta kultúrájának darabjait szerte a világon, és így olyan helyekre is eljutottak dolgok, ahová természetes úton nem juthattak el volna soha. Így nem meglepõ, hogy vulkanikus kõzetekre bukkanunk a vulkánok kihullási zónájától több tucat vagy több száz kilométerre is.
A kõmeteoritoknak tömör szerkezete van, a törési felület egyenetlen, csakúgy, mint a természetes vulkáni eredetû kövek esetén. Színük általában majdnem világos szürke, de lehet fehér, sötét szürke, barnás vagy fekete is. Néha sötét csomók láthatóak világosabb rácsban. A kondritok, a kõmeteoritok egyik altípusa (és a meteoritok legfontosabb típusa) kicsi, milliméter átmérõjû, gömbölyded szilikát elemeket tartalmaznak, amiket kondruloknak neveznek. Ezek általában 0,5-2 mm átmérõjû, vas, alumínium vagy magnézium szilikátok formájában fordulnak elõ az olivin és piroxin ásványokban. Ezek majdnem a legidõsebb objektumok a Naprendszerben a maguk 4,57 milliárd évükkel. Akkor keletkeztek, amikor a Nap körüli porfelhõ nagyon magas hõmérsékletû volt, olvadttá vált, majd apró cseppekké szilárdult.
Az L és H típusú kondritok vas-nikkel szemcséket tartalmaznak, melyek könnyen láthatók, mint kicsi, fényes részecskék, mikor a fény felé tartva forgatjuk a meteorit. Néhány meteorit aranysárga kristályokat tartalmaz, melyet troilitnek nevezünk. A troilit vas-monoszulfid (FeS), földi ásványban még soha nem találták meg, kizárólag meteoritokban fordul elõ. Tombakbarna vagy bronzszínû, fémes fényû, héjas szerkezetû gömböcskékben és vékony lemezkékben található. Elsõ ránézésre piritnek tûnnek. Néhány nap földi körülmények között elég ahhoz, hogy rozsdásodni kezdjen.
A vasmeteoritok csiszolatlan állapotban feketék, „rozsdásak” vagy nagyon sötét szürkék. Csiszolás után fényes, csillogó fém színûek, a majdnem teljesen nikkel vagy vas összetételnek köszönhetõen.
A kõ-vas meteoritok, melyek mellesleg rendkívül ritkák, két különbözõ csoportot alkotnak. Az egyik a pallasit, melyet a meteoritok közül a legszebbnek tartanak. Az olivin ásvány zöld vagy sárgászöld, kocka alakú kristályaiból állnak, sarkuk lekerekített, és az egészet nikkel-vas fémrács határolja. Mindezt persze polírozott állapotban lehet látni. A másik formájuk a mesosiderit, mely a fényes vas-nikkel darabok és a szilikátok („kõ”) kaotikus keverékébõl áll.
Állítólagos „meteorit hullások” A DMS-hez több olyan beszámoló érkezik, melyek „égbõl esett tárgyakról” számolnak be, vagy pedig arról, hogy valakit eltalált egy ilyen tárgy. A vizsgálódások kiderítették, hogy ezek nem meteoritok voltak. Elõfordulnak rejtélyes hullások, amikor vaskohó salak, vagy vulkanikus anyag „esik az égbõl” olyan helyeken, ahol nincs a közelben vulkán, vagy pl. egy asszonyt a 3. emeleti lakásának folyosóján 1988-ban eltalált egy sárgára festett ólom tárgy, melyrõl késõbb kiderült, hogy egy II. Világháborús lövedék egy darabja. Nyár közepén jégdarabok törnek össze tetõket és más hasonló rejtélyes dolgok történhetnek. A magyarázatok szerint ezek lehetnek vandalizmus nyomai (gyerekek csúzlival való szórakozása) vagy áthaladó repülõgépekrõl leváló jég vagy alkatrész darabok, erõs szél által megbontott tetõanyagok, vagy néha még madarakra is lehet gyanakodni. Más esetekben egyszerû emberi tévedésrõl lehet szó. Röviden összefoglalva: nem mind meteorit, ami az égbõl esik! A meteoritok becsapódási sebessége kb. 200 m/s ekkora egy tüzérségi lövedék becsapódási sebessége is). Ez azt jelenti, hogy a földet érés során gödröket, krátereket hoznak létre, melyek nagysága persze függ a becsapódási felület milyenségétõl is (föld vagy sziklás terep), komoly veszélyt jelentenek a fákra, autókra, épületekre, és halálos sérülést okozhatnak, ha valakit eltalálnak. Amennyiben ilyen becsapódást látunk, feltétlenül jegyezzük le pontosan a helyszínt, készítsünk fényképeket, mérjük meg a kráter átmérõjét, mélységét. Személyi sérülés esetén pedig hívjunk orvost. Kb. 10 km magasságban a meteoritok elveszítik kozmikus sebességüket és többé kevésbé függõlegesen esnek tovább. A vízszintes szélmozgások módosíthatják ezt a pályát. A meteoritok sohasem izzanak, nem világítanak vörös fénnyel, mikor becsapódnak, ahogy ezt sokan tévesen gondolják. Nem perzselik meg a növényzetet és nem égetik meg az ember kezét, mikor valaki felveszi õket a földrõl.
Széttépett galaxisok nyomai a Tejútrendszerben 2007. június 4., hétfõ, 7:54
Három õsi, mára szétszakadt galaxis maradványát találták meg a Tejútrendszerben, kiterjedt csillagáramlások formájában.
Az elmúlt években egyre több olyan csillagcsoportot találtak Galaxisunkban, amelyek egykor egy-egy kisebb csillagvárost vagy gömbhalmazt alkottak. Anyaguk azonban a Tejútrendszer árapályhatásától darabokra szakadt és szétszóródott. Csillagaik elkeveredtek Galaxisunk égitesteivel, ezért nehéz õket észrevenni. Egymáshoz hasonló korú, fémtartalmú és mozgású csillagok formájában azonban ha nehezen is, de még kimutathatók ezek a galaktikus "tetemek".
Egészen az elmúlt évekig két okból nem sikerült ilyen objektumokat azonosítani. Egyrészt nem voltak olyan berendezések, amelyek egyszerre sok égitest helyzetét és színképi jellemzõit tudták megörökíteni. Ugyanakkor az így rögzített óriási adatmennyiségbõl ki kell választani az egymáshoz hasonló vagy egymással kapcsolatban lévõ objektumokat. Utóbbira pedig csak nagy teljesítményû számítógépek és ügyesen megírt programok képesek.
A fenti két ideális tulajdonságot ötvözi a Sloan Digitális Égbolt Felmérés (SDSS) nevû program. Carl Gilmar (CALTECH) és kollégái három olyan csillagáramlást találtak a Tejútrendszerben, amelyek egykori galaxisok vagy gömbhalmazok szétszakadásával jöhettek létre.
Ezúttal az egyes csillagok mozgása mellett színi jellemzõiket és teljes energiakibocsátásukat is figyelembe vették, hogy csoportokat határolhassanak le közöttük. Sikerült is három olyan, korábban nem ismert csillagáramlást azonosítani, amelyeket hasonló égitestek alkotnak és a térben egymással közel párhuzamosan haladnak.
Közülük két csillagáramlás kb. 13 ezer fényévre volt tõlünk, és a legvalószínûbb, hogy saját Galaxisunk két gömbhalmazának szétdarabolódott maradványai. A harmadik csoport lényegesen messzebb, kb. 130 ezer fényévre van, és vagy egy még létezõ, vagy éppen felbomlóban lévõ szomszéd törpegalaxis lehet. Részben az ilyen szétszakadások felelhetnek azért, hogy csak kb. 20 közeli törpegalaxist ismerünk a Tejútrendszer közelében, míg elméletileg ennél közel egy nagyságrenddel több lehetett eredetileg.
A harmadik és viszonylag távoli csillagáramlás a most azonosítottak közül (SDSS)
A fent említett technológiák révén, automatizált módszerekkel lehetséges, hogy a Tejútrendszer keletkezésének megértéséhez is közelebb kerüljünk. Bár még ma is furcsán hangzik, de elképzelhetõ, hogy a következõ évtizedekben galaxisunk csillagainak jelentõs részénél azok múltbeli mozgását, esetleg eredetét is képesek leszünk megállapítani. Egy visszafelé vetített, hosszú filmhez hasonlóan Galaxisunk múltjának legfontosabb eseményeit és születésének több jellemzõjét is rekonstruálhatjuk a jövõben.
Kereszturi Ákos
Ha már szó esett róla:
Csillagkeletkezési hely egy szomszédos galaxisban
A Hubble Ûrtávcsõ legújabb felvételén a szomszédos Kis Magellán Felhõ egyik csillagkeletkezési régióját figyelhetjük meg. Az N81 jelû ködben sok fényes, nagy tömegû, fiatal csillag található, melyek mind a ködbõl keletkezhettek. Ezek a csillagok nagy mennyiségben veszítenek anyagot a csillagszél következtében, érdekes gubószerû alakzatokat létrehozva a környezetükben.
A kép közepén lévõ két fényes csillag egy szoros kettõs, ami igen erõs ultraibolya sugárzást bocsát ki, mely fénylésre készteti a körülöttük lévõ ködöt. Ezek a csillagok kb. 300000-szer fényesebbek, mint a mi Napunk. A világító felhõtõl távolabbi hideg anyag fõként hidrogén molekulákból és porból áll. A sötét anyag nagy része láthatatlan, de egy kis része benyúlik a fényes felhõ elé, hosszú vonalakat, csomósodásokat létrehozva. A forró központi csillagok is ebbõl a sötét anyagból keletkezhettek.
A csillagászok nem voltak biztosak abban, hogy csak pár nagy tömegû csillag van beágyazva a ködbe, vagy található több kisebb tömegû társa is. A mostani Hubble felvételen egyértelmûen látszanak a kisebb tömegû csillagok is. Ez a döntõ információ hatással lehet a csillagkeletkezési elméletekre. Az N81 szinte felkínálja a mélyebb betekintést a heves csillagkeletkezés folyamataiba. A Kis Magellán Felhõ ilyen terû vizsgálata különösen fontos, hisz intersztelláris felhõinek kémiai összetétele jelentõsen különbözik a Tejútrendszerétõl. Az N81 tanulmányozásával vizsgálhatjuk a régi és messzi galaxisokban a csillagok keletkezését akkor, amikor még nem szennyezõdtek héliumnál nehezebb elemekkel az intersztelláris felhõk.
A Kis Magellán Felhõ alig 180000 fényévre található a Tejútrendszertõl és csak a Föld déli féltekérõl látható.
Ezt mibõl gondolog, hogy már akkor összeolvadtak? Meg mire érted azt, hogy akkor? A távolság és a méret meghatározást már elég nagy pontossággal tudják mérni, van is itt valahol egy korábbi cikk, ahol pontosan le van írva a menete. Visszatérve a törpe galaxisokra itt van a szomszédunkban a Kis Magellán-felhõ az sem olvadt még össze smmivel, pedig arra még csak azt sem lehet mondani, hogy a táguló peremvidéken lenne.
igen, van határ: 13,7 milliárd, ez a látható univerzum határa. bármilyen távol is legyen egy galaxis, a méretét és típusát nem túl nehéz meghatározni és egyébként is több dologból is lehet a méretére következtetni
Ha jól értem, ezek a legkorrában kialakult galaxisok lesznek, lennének. Egyrészt, ezek már akkor összeolvadtak, szabadna e még láttnunk õket (tudom hogy minnél távolább megyünk, annál jobban visszább nézünk az idõbe, de biztos van határ nem?). Meg nem lehet hogy ezek a "törpe" galaxisok csak azért látszanak törpének mert oly távol vannak tõlünk? :)
A hiányzó törpegalaxisok nyomában Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. június 01., péntek
Halvány törpegalaxisok ezreit fedezték fel a Coma galaxishalmazban a Spitzer infravörös ûrtávcsõ megfigyelései alapján.
A Spitzer ûrteleszkóp legújabb felvételei segítségével eddig ismeretlen törpegalaxisok ezreit fedezték fel a hatalmas Coma galaxishalmazban. Ezek az objektumok kis méretük ellenére nagyon fontos szerepet játszanak a kozmikus fejlõdést leíró elméleteinkben. A jelenleg legelfogadottabb modellek szerint ugyanis ezek a galaxisok fejlõdtek ki elsõként a Világegyetemben, majd összeolvadásuk révén alakultak ki a ma ismert óriás galaxisok. Galaktikus építõkockákként elvileg mind a mai napig a legszámosabb galaxistípust alkotják, emellett pedig az Univerzum nagyléptékû szerkezetének fontos nyomjelzõi. Ennek ellenére az Õsrobbanás utáni fejlõdést modellezõ számítógépes szimulációk mind arra utalnak, hogy sokkal több törpegalaxisnak kell lennie, mint amennyit a jelenlegi megfigyelések alapján ismerünk: ez a hiányzó törpegalaxisok problémája.
A Leigh Jenkins és Ann Hornschemeier (NASA Goddard Space Flight Center) által vezetett kutatócsoport a Spitzer ûrteleszkóppal tett fontos lépést a rejtély megoldása felé. Megfigyelésük célpontjául a Coma Berenices csillagképben mintegy 320 millió fényévre található óriási galaxishalmazt választották. A halmazban már eddig is több száz galaxist ismertünk, amelyek kb. 20 millió fényév átmérõjû területen oszlanak szét.
Hamisszines mozaikkép a Coma-halmaz központi területérõl, amely halvány objektumok ezreit tartalmazza (zöld pöttyök). Két hatalmas galaxis (NGC 4889 és NGC 4874) uralja a képet. A fotó a látható tartományban felvett SDSS-felvételek és a Spitzer infravörös képeinek kombinálásával készült
A mellékelt égi mozaik 288 db egyedi kép összeillesztésével állt elõ és kb. 1,3 négyzetfokos területet fed le. A kutatócsoport mintegy 30 ezer egyedi objektumot azonosított és katalogizált a teljes felvétel alapján. A galaxisok egy része a Coma-halmazhoz tartozik, míg nagy számban találtak a háttérben elhelyezkedõ csillagvárosokat is. A látómezõn belül több kisebb területen megmérték sok száz galaxis távolságát a kanári-szigeteki 4 m-es William Herschel teleszkóppal, és az eredményül kapott térbeli eloszlás nem csak tisztán mutatta a Coma-halmazhoz tartozó galaxisok sûrûsödését a halmaz átlagos távolságánál, hanem lehetõvé tette a halmaztag galaxisok arányának becslését.
A fenti kép bekeretezett részlete kinagyítva. A zöld pöttyök az újonnan felfedezett törpegalaxisok. A kutatócsoport igen nagy számú, összesen 1600 törpegalaxist azonosított a halmaz részletesen megvizsgált területein, ami alapján kb. 5000 törpe lehet a teljes halmazban. Jellemzõ méretük a Tejútrendszer közeli kísérõgalaxisához, a Kis Magellán-felhõhöz hasonló, vagy éppen kisebb. Noha ez még mindig nem fedi le a leghalványabb törpék tartományát, az új, infravörösben érzékeny mérések megerõsítik az Univerzum fejlõdését törpegalaxisok sokaságával leíró elméleteink helyességét. A kutatócsoport néhány tagja további méréseket tervez az arizonai 6,5 m-es MMT és a hawaii-szigeteki 10 m-es Keck távcsõ bevonásával a halmaztagok még biztosabb azonosítására, amivel a Coma-halmaz múltjára vonatkozó modellek lesznek pontosíthatók.
Forrás: Spitzer Science Release 2007-10
28 új exobolygó 2007. június 1., péntek, 9:37
A 236 ma ismert Naprendszeren kívüli bolygó alapján planéták a legkisebb, illetve a többszörös csillagok körül is elõfordulnak.
Nemrég Jason Wright (University of California, Berkeley) vezetésével 28 új, Naprendszeren kívüli planéta, azaz exobolygó felfedezését jelentették be. Ezzel 236-ra nõtt a napjainkban ismert exobolygók száma. A fenti újabb égitesteket az ún. radiális sebesség módszerrel találták meg, amelynek keretében az exobolygónak a csillagára kifejtett gravitációs hatását mutatják ki.
Az új égitestek között négy olyan bolygórendszerbe tartozik, amelyben már több planétát is sikerült azonosítani. A statisztikai adatok alapján az eddig felfedezett bolygók legalább 30%-a többszörös bolygórendszerben kering. Az új exobolygók további érdekes képviselõje az a két planéta, amelyek egy A és egy F színképtípusú, 1,6 illetve 1,9 naptömegû csillag körül mozognak. Ez a két csillag viszonylag gyorsan forog és légkörük is erõsen pulzál, mégis sikerült körülöttük azonosítani a planétákat.
A fenti program keretében vizsgált egyik exobolygót már két éve ismerik, de csak most sikerült a tömegét is pontosan meghatározni. A kérdéses objektum a Gl426 jelû, viszonylag közeli, mindössze 30 fényévre lévõ M típusú törpecsillag körül kering. Mivel bolygónkról nézve idõként elhalad csillaga elõtt, több paraméterét is sikerült megbecsülni. Eszerint mérete és sûrûsége a Neptunuszéra hasonlít; 2 g/cm3 sûrûségû és 22,4 földtömegnyi anyagának kb. felét kõzetek, felét pedig víz, illetve vízjég alkothatja.
Emellett csillagához igen közel kering, amelytõl az átlagos Nap-Föld távolságnak mindössze 0,03%-a választja el. Ebben a távolságban csak 2,6 nap alatt végez egy keringést. A kis csillagtávolság ellenére pályája elnyúlt, amit feltehetõleg egy ma még nem ismert, másik exobolygó gravitációs hatása okozhat.
A mára felfedezett, több mint 200 exobolygó statisztikai vizsgálatokra is lehetõséget ad, ha az észlelésekhez kapcsolódó kiválasztási effektusokat is figyelembe vesszük. Nem csak a felfedezett égitestek száma növekedett, de jelentõsen gyarapodtak az exobolygók általános jellemzõirõl szerzett ismereteink.
Fanátziarajz a Gliese 436b-rõl és csillagáról (Lynnette Cook, Universeity of Berkeley)
Kiderült, hogy a legkisebb vörös törpék körül is vannak planéták, és kötött tengelyforgású képviselõiken sincs mindig extrém nagy hõmérsékleti különbség a nappali és az éjszakai oldal között. Emellett az is egyértelmûvé vált, hogy a kettõscsillagok körül is jellemzõek a bolygók, valamint olyan csillagok is bírnak planétákkal, amelyeknél ezt alacsony fémtartalmuk miatt korábban nem feltételezték. Emellett úgy fest, hogy a nagyobb tömegû csillagok körül gyakoribbak a nagyobb tömegû bolygók.
Kereszturi Ákos
Hatékony napszélriasztó rendszer 2007. május 31., csütörtök, 9:53
A SOHO napkutató ûrszonda mérései alapján minden korábbinál hatékonyabb napszél-elõrejelzõ rendszer készülhet. Az új, még fejlesztés alatt lévõ módszernek köszönhetõen már most körülbelül 20%-kal csökkent annak esélye, hogy a részecskezáporok váratlanul érjenek asztronautákat, illetve ûreszközöket.
A napkitörésekhez kapcsolódó részecskezáporok néhány területen komoly veszélyt jelentenek. Ilyenek például a Föld körüli pályán végzett ûrséták, a jövõbeli emberes holdexpedíciók alatt a bázison kívül töltött idõszakok, de a mûholdakra sem veszélytelenek a napszélben száguldó töltött részecskék. Amikor nagy mennyiségben és jelentõs energiatartalommal érkeznek, meghamisítják a méréseket, téves parancsokat vagy zárlatokat is okozhatnak. Elõrejelzésük kiemelten fontos, mivel az asztronautákat még idõben biztonságos helyre kell menekíteni, a mûholdakat pedig inaktív üzemmódba kapcsolni.
Az elõrejelzések fejlesztése terén nemrég komoly elõrelépés történt a SOHO COSTEP nevû detektora segítségével. Utóbbi a Napból érkezõ töltött részecskék energiáját vizsgálja. 1996 és 2002 között több napkitörés részecskezáporát is sikerült részletesen követni a segítségével.
Minden ilyen zápor alkalmával elektronok, protonok és kisebb mennyiségben nehezebb atommagok lökõdnek ki a Napból. Az elektronok kisebb tömegük révén nagyobb sebességre gyorsulnak, ezért valamivel korábban érkeznek hozzánk, mint a sokkal veszélyesebb protonok és az egyéb, nehéz atommagok.
A COSTEP segítségével tapasztalati kapcsolatot találtak a beérkezõ elektronok mennyisége és az utánuk várható atommagok fluxusa, valamint késési ideje között. A módszerrel sikerült 2003-ban négy nagyobb részecskezáport elõrejelezni, azok érkezése elõtt 7-74 perccel.
Bár a módszer még nem elég pontos, egyértelmû, hogy fejlesztésével fontos eszköz kerül a kezünkbe a napkitörések elleni védekezésben. A COSTEP eddig már egy teljes napfoltciklust vizsgált végig, és jelenleg is gyûjti az adatokat. A módszer már most kb. 20%-kal csökkenti az esélyt, hogy a részecskezáporok váratlanul érjenek asztronautákat, illetve ûreszközöket.
Az elektronok és a nehezebb atommagok érkezésének sémája (NASA, SOHO)
Szintén a napszél viselkedésével kapcsolatos új információkat szereztek a Wild- és az Ullysses-szonda adatainak vizsgálatával. Sandra Chapman (University of Warwick) és kollégái a fenti két ûreszköznek az elmúlt évek alatt rögzített adataiból próbálták a napszél térbeli szerkezetét feltérképezni.
A megfigyelések alapján a mágneses tér szerkezete fraktál jellegû, méghozzá csak a napfoltciklus maximuma környékén. Ekkor a részecskékkel együttmozgó mágneses térben különbözõ méretskálán ismétlõdõ mintázatok mutatkoznak. A jelenséget feltehetõleg az okozza, hogy ebben az idõszakban a mágneses erõvonalkötegek bizonyos rend szerint, jellemzõ periódussal és amplitúdóval mozognak, és ismétlõdõ nyomot hagynak a Napból kiáramló töltött részecskék eloszlásában.
Kereszturi Ákos
Források nyomai a Marson 2007. május 30., szerda, 8:45
Az Opportunity marsjáró leszállóhelye, a Meridiani-síkság 4,0-3,5 milliárd év között forrásvizek hatalmas bepárolódó vidéke lehetett, ahol akár több 100 millió éven keresztül zajlott az ásványok kiválása a felszínen.
A Meridiani-síkságot, az Opportunity szonda leszállóhelyét 200 és 800 méter közötti vastagságban borítják az üledékes rétegek. Az itt található kõzetek egykori vizes közegben jöttek létre, de pontos eredetük még nem ismert. Feltehetõleg bepárlódó vizekben képzõdtek, amikor abban egyes szulfátok koncentrációja akkorára nõtt, hogy tovább nem tudtak oldott állapotban maradni, és ezért kiváltak.
Probléma azonban, hogy a terület nem egy zárt medence, amely a vizet felfogta volna, és ezért itt sok üledék csapódhatott volna ki. A vidék erõsen lejt, ezért nehéz elképzelni, hogy ennyi üledékek miként vált ki, miközben a víz gyorsan lefolyt róla. Ugyanakkor ha feltételezzük, hogy az üledék az õsi északi óceán erre húzódó partján képzõdött, akkor máshol is meg kellene találnunk a nyomait.
Jeffrey Andrews-Hanna (MIT) és kollégái egy új modellel próbálják az üledékek kialakulását magyarázni. Számítógépes szimulációjukban a fiatal és nedves Marsból indultak ki, majd ennek változását követték a 4,5 és 3,7 milliárd év közötti idõszakban.
A felszínre lehulló esõbõl, avagy a megolvadó jégbõl beszivárgó folyadék felszín alatti vizeket alkotott. A bolygó globálisan észak felé lejtõ domborzata miatt ezek észak felé áramlottak, emellett a hatalmas Tharsis-hátság kiemelkedése is befolyásolta a szivárgó vizek mozgását. Ebben a környezetben próbálták megbecsülni, hol bukkan ki a víz a felszín alól.
A modell alapján, a fent említett áramlási trend miatt, a Meridiani-síkság az egyik ilyen terület. E szerint egykor számtalan forrás öntötte vasban gazdag, savas kémhatású vizét itt a felszínre. Minderre fõleg ott került sor, ahol a felszín lejtése enyhült - a mélységi vizek áramlása lelelassult, és ezért könnyebben bukkantak a felszínre. Ezután természetesen párolgott a folyadék, és sok olyan oldott anyag vált ki belõle, amelyeket még korábbi áramlása során oldott ki a felszín alól. A Meridiani-síkság ebben az idõszakban feltehetõleg sós-homokos dûnékbõl és köztük lévõ kisebb állóvizekbõl, átmeneti tócsák és tavak váltakozásából állt.
A folyamat a Mars korai meleg idõszakából a késõbbi hidegebb állapotába történõ átmenet alatt, azaz kb. 4,0-3,5 milliárd év között volt a legintenzívebb. A Meridiani-síkság ekkor tehát forrásvizek hatalmas bepárolódó vidéke volt, ahol akár több 100 millió éven keresztül zajlott ez a folyamat.
Az üledék képzõdésének egyszerûsített vázlata (Andrews-Hanna, Phillips, Zuber)
A jelenség részben ahhoz hasonló, mint amikor a Földön az elzáródó parti lagúnák párolgó vizébõl marad vissza az üledék, avagy karsztos területeken a kibukkanó források építenek mésztufagátakat - de a Marson minderre geológiai idõskálán keresztül került sor, ráadásul több száz méteres vastagságban.
Kereszturi Ákos
Gázt pöfékelõ barna törpe 2007. május 28., hétfõ, 23:00
Egy kis tömegû barna törpétõl kiinduló anyagsugár az objektum keletkezési körülményeirõl is árulkodik.
Az anyagsugarak, avagy jetek (ejtsd: dzsetek) számos csillagászati objektumnál elõfordulhatnak. A legismertebbek a fekete lyukakhoz kapcsolódó anyagsugarak, ahol a központi objektum felé egy ún. akkréciós (tömegbefogási) korongban spirálozik az anyag. Ez befelé haladva felforrósodik, és kis része a magas hõmérséklet, valamint különbözõ elektromágneses hatások miatt a korongra merõlegesen távozik. Az ekkor kilökõdõ két, ellentétes irányú anyagsugarat bipoláris jetnek is nevezik.
Fantáziarajz az anyasugarat produkáló barna törpérõl (ESO)
Mai ismereteink alapján akkréciós korongok több eltérõ környezetben is elõfordulnak. Ilyenek a csillagtömegû- és a szuper-nagytömegû fekete lyukak, a neutroncsillagok, a protocsillagok (születõben lévõ csillagok), illetve néhány, társával kölcsönható fõsorozati csillag is.
A 2MASS1207-3932 jelû barna törpét az ESO VLT távcsövével az ultraibolya tartományban tanulmányozták. A 24 Jupiter-tömegû objektum a TW Hydrae asszociáció nevû csillagcsoporthoz tartozik. Társa egy 5 Jupiter-tömegû égitest, azaz egy exobolygó. (Utóbbi volt egyébként az elsõ közvetlenül is megörökített Naprendszeren kívüli bolygó.) 2006-ban derült ki, hogy a barna törpe körül egy anyagkorong is található, és azonnal felvetõdött, hogy abból anyagsugár is kiindulhat.
A képzõdményt nemrég sikerült is azonosítani. Sokkal kisebb és halványabb, mint a fent említett objektumoknál korábban megfigyelt anyagsugarak, hossza látszólag csak 0,1 ívmásodperc, azaz nagyságrendileg egymilliárd kilométer - ez nem sokkal nagyobb, mint a Jupiter közepes naptávolsága. A kiáramló anyag sebességére pedig néhány km/s-os értéket kaptak a szakemberek.
A most megfigyelt jelenség részben a protocsillagoknál tapasztaltra hasonlít, ahol az anyagsugár a gáz beáramlásának és a protocsillag növekedésének "mellékterméke". Elképzelhetõ, hogy a jelenség itt is a csillagokhoz hasonló tömegnövekedésre utal - tehát a barna törpénél is jellemzõ lehet a csillagközi térbõl történõ anyagbefogás. Mivel a 2MASS1207-3932 kora mindössze kb. 8 millió év, elképzelhetõ, hogy a barna törpék élete elején jelentkezõ, anyagsugár-kibocsátó fázist képviseli. Társa is a csillagokhoz hasonló módon keletkezett; mivel túl messze van a fõkomponenstõl, nem jöhetett létre a nagyobb társa körüli korongból.
Ez egyébként a második olyan barna törpe (tömegével pedig a legkönnyebb égitest), amelynek környezetében anyagsugarat azonosítottak. A megfigyelés egyben azt a lehetõséget is felveti, hogy akár a Jupiterhez hasonló bolygók is produkálhatnak ilyen anyagsugarakat születésükkor. Ez pedig a formálódó bolygórendszer jellemzõit befolyásolhatja.
Kereszturi Ákos
Fekete lyuk a Marson Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. május 28., hétfõ
Furcsa fekete folt, feltehetõen barlangbejárat a Mars Reconnaissance Orbiter nagyfelbontású képein.
A vörös bolygó körül keringõ Mars Reconnaissance Orbiter marskutató szonda HiRISE mûszerével nagyfelbontású képeket készített az eredetileg a Mars Odyssey felvételein felfedezett furcsa fekete foltok egyikérõl. Az alábbi fotón látható, kb. futballpálya nagyságú sötét lyuk az Arsia Mons vulkán oldalában található, és olyan mély, hogy a Nap fénye sem tudja bevilágítani.
Fekete folt az Arsia Mons oldalában. A kép 2007. május 7-én készült a Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE mûszerével, míg nagyobb méretû változat itt található.
A legnagyobb felbontású kép (25 cm/pixel) az Arsia Mons oldalában található sötét foltról. A lyuk pereme rendkívül egyenetlen (balra), míg belsejérõl még szélsõséges képfeldolgozás sem mutat meg részleteket (jobbra).
A nagyfelbontású kép alapján kizárható, hogy a folt valamilyen becsapódás következményeként keletkezett volna, mivel hiányoznak az arra utaló egyéb nyomok. A legkézenfekvõbb magyarázat, hogy a sötét lyukak mély barlangok bejáratai, nagy valószínûséggel beomlott üregek, amelyek falait nem láthatjuk, mivel azok vagy teljesen függõlegesek vagy túlnyúlnak az üregen. Egyes elképzelések szerint akár kedvezõ feltételeket biztosíthatnak a marsi élet számára is – feltéve, hogy tényleg létezik valamilyen életforma a bolygó felszínén.
Hét sötét folt a Mars Odyssey által készített korábbi képeken.
Röntgennóvák az Andromeda-ködben Szerzõ: Székely Péter | 2007. május 27., vasárnap
Ûrbéli röntgentávcsövekkel meglepõen gyors fejlõdést mutató nóvákat fedeztek fel az Andromeda-köd központi tartományában.
Az Európai Ûrügynökség XMM-Newton és a NASA Chandra ûrtávcsöve a mintegy 2,5 millió fényévre levõ Andromeda-ködben (M31) robbant nóvákat észlelt 8 hónapon keresztül, és ez idõ alatt számos objektum esetében detektálták a röntgensugárzás beindulását, majd megszünését. Szemben a klasszikus nóvarobbanások idõbeli fejlõdésével, ezeknél a csillagoknál a röntgenemisszió sokkal rövidebb ideig, alig egy-két hónapig volt megfigyelhetõ, ami alapján új típusú csillagrobbanásokként azonosíthatók.
A korábbi években az M31-ben összesen megfigyelt 34 nóvából 11 mutatott erõs röntgenfénylést. Az ezen a hullámhossztartományon történõ vizsgálódás azért különösen fontos, mert általa a kölcsönható kataklizmikus kettõs fehér törpe tagjának felszínét látjuk. Ezek a Nap tömegû, Föld méretû – ezért rendkívül sûrû – csillagok közeli társuktól, egy normál csillagtól szipkáznak el anyagot, amely a nukleáris robbanáshoz vezetõ kritikus sûrûség eléréséig gyûlik a felszíni rétegekben. A detonáció azonban megkíméli a fehér törpe életét – mivel valójában viszonylag kis tömeg vesz részt a fúziós reakciókban.
A nóvakitörés folyamán a rendszer fényessége akár egymilliószorosára is megnõhet az optikai tartományban, ahol a felfényesedés, majd az elhalványodás jól nyomon követhetõ hónapokon keresztül. A röntgensugárzás akkor válik láthatóvá, amikor a nóva által ledobott anyag elegendõen átlátszóvá ritkult és akkor szûnik meg, amikor a kitöréskor beindult heves fúziós folyamatok üzemanyaga elfogyott. Teljes idõtartama arról árulkodik, hogy mennyi anyag maradt a fehér törpe felszínén a nóvajelenség után.
Az M31 belsõ régiói az XMM-Newton megfigyelései alapján. A hamisszínes kódolás a következõ hozzárendelést használja: a vörös 0,2-0,5 keV, a zöld 0,5-1 keV, míg a kék a 1-2 keV energiatartománynak felel meg. A nóvarobbanások optikai megfelelõit körök jelzik.
A Wolfgang Pietsch (Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik) által vezetett kutatócsoport a 2004. július és 2005. február közötti idõszakban végzett rendszeres észleléseket az Andromeda-köd röntgenforrásairól. Amellett, hogy hét "idõs", azaz kitörésük után több évvel, akár egy évtizeddel járó nóvánál még mindig észleltek röntgensugárzást, néhány csillag alig pár hónap idõkülönbséggel kapcsolt be, majd ki. Mindez arra utal, hogy létezhet egy olyan típus is a nóváknál, melyeknél akár egy-két nagyságrendnyivel rövidebb idõ alatt játszódnak le a fúziós folyamatok, így elképzelhetõ, hogy emiatt korábban elkerülték a felfedezést. Valós természetük, illetve robbanási mechanizmusok részletei jelenleg még nem ismertek.
Ezek a friss eredmények is jól illusztrálják, hogy számos asztrofizikai folyamatnak a megértése hosszú távú megfigyelést igényel, így nem véletlen, hogy a kutatócsoport 2007 novemberétõl ismét az M31 nóvái felé fordítja az XMM-Newton és a Chandra mûszereit. Az észlelési program szerint hosszú hónapok során tíznaponta ellenõrzik majd ezeket a különleges robbanó csillagokat, tovább bõvítve ismereteinket a röntgentartományban mutatott viselkedésükrõl.
Forrás: ESA PR, 2007. május
Három új szaturnuszhold Szerzõ: Sárneczky Krisztián | 2007. május 26., szombat
Miközben a Cassini-szonda évek óta vizsgálja a Szaturnuszt és környezetét, földi óriástávcsövekkel újabb és újabb holdakat fedeznek fel a gyûrûs bolygó körül.
A Hawaii-szigeteken felállított 8,2 m-es Subaru-reflektorral Scott S. Sheppard, David Jewitt és Jan Kleyna három újabb kísérõt fedezett fel a Szaturnusz körül. Ezzel a gyûrûs bolygó ismert holdjainak száma 59-re emelkedett, így már csak néggyel van lemaradva a 63 holdat számláló Jupiter mögött. A most talált kísérõk több millió km távolságban keringenek az óriásbolygótól, ezért nem akadhatott rájuk az ennél közelebb keringõ Cassini szonda. Az amerikai csillagászok több éve folyó kutatásaik során összesen 63 távoli, irregulárisnak mondott kísérõt fedeztek fel a négy óriásbolygó körül. Míg a reguláris holdak együtt keletkeztek anyabolygójukkal, ezeket a kísérõiket csak késõbb fogták be. Jól megfigyelhetõ, hogy hasonló pályán keringõ családokat alkotnak, vagyis egy nagyobb égitest szétesésével keletkeztek, amelyeket minden bizonnyal a befogás során ébredõ árapály erõk daraboltak fel.
A japánok 8,2 m-es Subaru-reflektora a világ egyik legnagyobb és legmodernebb távcsöve A mostani felfedezések a tavaly megtalált nyolc szaturnuszhold keresése és követése közben történtek. A 24 magnitúdós S/2007 S 1 január 16-ai és 17-ei felvételeken mutatkozott elõször, majd miután februárban és márciusban is megfigyelték, kiderült, hogy tavaly négy éjszakán is sikerült már lefotózni, csak az akkori megfigyeléseket a pályaszámítók nem tudták összeilleszteni. A 7 km átmérõjû hold a két direkt irányban keringõ család egyikébe tartozik, annak ötödik ismert tagja. Keringési ideje 895 nap (2,45 év), pályahajlása 49,9 fok.
A Szaturnusz 2006-ban ismert 47 holdjának pályája. Az irreguláris holdak nagy távolságban és rendezetlenül eloszló pályákon keringenek (Jewitt és munkatársai, Scientific American, 2006 augusztus) A rendre 24,5 és 25 magnitúdós S/2007 S2 és S/2007 S3 január 18-án került rá a felvételekre. Az 5-6 km átmérõjû égitestek a legnépesebb, majdnem húsz tagot számláló, 170-175 fok körüli pályahajlást mutató családba tartoznak. Ez azt jelenti, hogy majdnem pontosan a Szaturnusz egyenlítõi síkjában keringenek, de a bolygó forgási irányával ellentétes, retrográd irányban. A három ismert retrográd családból ez a legtávolabbi, tagjaik átlagosan 20 millió km-re járnak a gyûrûs bolygótól, keringési idejük 3-4 földi év. A Földrõl nézve másfél foknál messzebbre is eltávolodhatnak a Szaturnusztól, ami elengedhetetlen feltétele annak, hogy a tízmilliárdszor(!) fényesebb bolygó mellett észrevegyük õket.
A Szaturnusz legnagyobb irreguláris holdja, a 200 km átmérõjû Phoebe a Cassini-szonda 2004. június 11-én készült fotóján
Ide kapcsolódó hír, hogy az IAU Planetary System Nomenclature nevû munkacsoportja áprilisban egy jupiterhold és 13 szaturnuszhold nevét és jelölését véglegesítette. Ezek a következõk:
Jupiter XLIX Kore = S/2003 J 14
Saturn XXXVI Aegir = S/2004 S 10 Saturn XXXVII Bebhionn = S/2004 S 11 Saturn XXXVIII Bergelmir = S/2004 S 15 Saturn XXXIX Bestla = S/2004 S 18 Saturn XL Farbauti = S/2004 S 9 Saturn XLI Fenrir = S/2004 S 16 Saturn XLII Fornjot = S/2004 S 8 Saturn XLIII Hati = S/2004 S 14 Saturn XLIV Hyrokkin = S/2004 S 19 Saturn XLV Kari = S/2006 S 2 Saturn XLVI Loge = S/2006 S 5 Saturn XLVII Skoll = S/2006 S 8 Saturn XLVIII Surtur = S/2006 S 7
Mennyi az élet egy fekete lyuk belsejében? Szerzõ: Kovács József | 2007. május 25., péntek
Egy fekete lyukkal történõ túl közeli találkozás mindenképpen végzetes. A kérdés csak az, hogy a határ átlépése után mennyi idõnk van még a lét és nemlét kérdésein töprengeni.
Tudományos-fantasztikus regények és filmek gyakori fordulata, hogy egy közel fénysebességgel mozgó ûrhajó, esetleg éppen a hipertérbõl (akármi is legyen az) kilépõ csillagközi jármû túlságosan közel kerül valamilyen veszélyes objektumhoz. Szerencsés esetben ez csak egy mezei csillag, s az ûrhajó szuper védõburkolata megvédi az utazókat az óriási hõmérséklettõl; izgalmasabb forgatókönyvek esetén egy éppen robbanó szupernóva vagy egyenesen egy fekete lyuk jelzi az út végét. Utóbbi helyzetbe kerültek számukra kínál némi vigaszt a University of Sydney két kutatójának (G. Lewis és J. Kwan) új eredménye, amely szerint bár egy adott határ átlépése után a vég elkerülhetetlen, ha elég nagy fekete lyukkal találkozunk, s jó stratégiát választunk, marad még némi idõnk arra, hogy újra számba vegyük életünk legfontosabb mozzanatait.
Az elméleti határ, aminek átlépése után már nincs visszaút, a fekete lyuk ún. eseményhorizontja, vagy más néven Schwarzschild-sugara. Az ezen történõ áthaladás után már elkerülhetetlen a téridõ-szingularitással történõ találkozás, s így a teljes megsemmisülés, mégpedig a szerencsétlen (vagy merész) ûrutazó sajátidejében mérve mindenképpen véges idõ alatt. Ha az ûrutas közvetlenül az eseményhorizont elõtt nyugalomban van, majd innen indulva lépi át azt, akkor az "idõhúzásra" a legjobb stratégia a semmittevés, azaz az egyszerû szabadesés a szingularitás felé. Ezen kiindulási feltételek azonban valószínûleg a legritkább esetben fognak majd elõállni, a fekete lyuk megközelítése általában távolabbról kezdõdik majd. Az új eredmények szerint ilyen esetekben (de még mindig nyugalmi helyzetbõl indulva) a sima szabadesés csak a Schwarzschild-sugár eléréséig jó taktika, a fekete lyuk eseményhorizontja alatt más a hosszú élet titka.
Mivel az eseményhorizont átlépése és a szingularitás elérése közötti maximális idõ egy szabadon esõ testre a fekete lyuk tömegével egyenesen arányos, ha az utazó egy csillag összeomlása után keletkezett fekete lyukba zuhan, a Schwarzschild-sugár átlépése után mindössze a másodperc töredéke marad számára, ha azonban sorsa egy nagyon nagy tömegû fekete lyukkal hozza össze, néhány órája is lehet hátra. Sajnos ez az idõ semmiképpen nem telik majd kellemesen, ugyanis az óriási árapály-erõk miatt az ún. spagetti-hatás mindenképpen fellép: a láb és a fej között olyan óriási a különbség a gravitációs tér erõsségében, hogy ez a differencia valósággal megnyújtja az ûrutazót, s három térbeli dimenzióját egyre akarja csökkenteni.
Mivel abból indultunk ki, hogy képzeletbeli hõseinknek olyan ûrhajójuk van, ami képes a csillagok közötti tér átszelésére, a hajtómû segítségével minden bizonnyal jelentõs energiákat képesek mozgósítani a zuhanás befolyásolására. Elõször próbálkozzanak tehát (Han Solo nyomán) a következõvel: fordítsák ûrhajójuk orrát a vonzócentrummal ellentétes irányba, s kapcsoljanak minden energiát a hajtómûvekre, egészen addig, míg el nem érik a szingularitást. Ne felejtsék azonban el, hogy egy fekete lyuk belsejében vannak egy közel fénysebességre képes ûrhajóban, így az Einstein-féle relativitáselmélet hatásaival is számolniuk kell. A fekete lyukak elméletébõl eddig is ismert volt, hogy ez a stratégia éppen a vég bekövetkeztét sietteti, minél jobban igyekszik menekülni valaki egy fekete lyuk belsejében, annál gyorsabban zuhan a szingularitás felé. A szerzõk szerint azonban van olyan gyorsításos stratégia, ami az elõzõekkel ellentétben majdnem mindenki számára jelent némi pluszt, ennek lényege pedig az, hogy a hajtómûveket csak egy adott ideig kell bekapcsolni, majd azután szabadeséssel zuhanni a fekete lyuk centruma felé.
A kérdés ezután már csak az, hogy mennyi is a hajtómûvek mûködtetésének optimális idõtartama. Lewis és Kwan a viszonylag egyszerû számolást igénylõ példájukban figyelembe veszik a fekete lyuk tömegét, az ûrhajó hajtómûveinek teljesítményét, illetve azt, hogy a jármû milyen gyorsan haladt át az eseményhorizonton. Az itt természetesen nem részletezhetõ számításokból kiderül, hogy van egy maximális gyorsulás, amivel még sajátidõt lehet nyerni a sima szabadeséshez képest a lyuk belsejében, ezt a gyorsulás túllépve azonban ismét csökken a szingularitás eléréséig rendelkezésre álló idõ.
Összefoglalva tehát a következõ a helyes stratégia. Ha az utazó az eseményhorizontról nyugalomból indul, akkor ne csináljon semmit, csak zuhanjon szabadon. Ha azonban az eseményhorizont fölött lévõ pontból indul el, de még mindig nyugalomból, akkor az eseményhorizontot átlépve az erre alkalmas rakétájával próbáljon kifele mutató gyorsulást produkálni, ezt viszont ne vigye túlzásba. Ha mindezt sikerül megcselekednie, akkor nyugodtan nyújtózkodhat egyet ...
Új felismerések a napszél viselkedésérõl 2007. május 24., csütörtök, 10:12
A megfigyelések alapján régóta tudjuk, hogy bár a napszél sebessége változó, sosem csökken 260 km/s alá. A Wind ûrszondának a napszél jellemzõirõl 1995. és 2005. között rögzített adatait Justin Kasper (MIT) és kollégái dolgozták fel. A munka során a napszél sebessége és az összetétele között kerestek és találtak is kapcsolatot.
Eredményeik szerint a minimális 260 km/s-os sebesség körül a napszélben alig van hélium, míg gyakorisága a sebesség növekedésével emelkedik, és 500 km/s környékén már eléri a 4%-ot.
A modellek szerint a héliumot a Napból kiáramló hidrogénatommagok ragadják magukkal. Mivel egy héliumatommag két protonból és két neutronból áll, a hidrogén atommagjánál sokkal nehezebb. Ezért ha a hidrogén áramlása egy bizonyos határnál lassabb, nem tudja nehezebb társát magával ragadni. A kérdéses sebességhatár 260 km/s körül húzódhat, az ennél lassabban kiáramló napszél ezért nem képes héliumot szállítani. A hélium ekkor a hidrogént is visszatartja - ezért nem "fúj" ennél lassabban a napszél. A fenti modell természetesen egy erõsen egyszerûsített változat, a valóság ennél lényegesen bonyolultabb lehet.
A hélium a koronakitörésekben is fontos szerepet játszhat, ahol az aránya a 20%-ot is eléri - a fentieknek megfelelõen ekkor még gyorsabb a kiáramlás. Az alsó sebességhatár és a hélium kapcsolata érdekes következményekkel jár: ha hosszú ideig csak lassan áramlik ki a napszél, központi csillagunk légkörében átmenetileg enyhén megnövekedhet a hélium koncentrációja.
A napszél és a földi magnetoszféra kölcsönhatásáról is születtek új felismerések, amelyek kölcsönhatását a négy tagból álló Cluster mûholdakkal tanulmányozzák. A tetraéder alakzatban haladó ûreszközök egymástól néhány 100 km-re végeznek hasonló méréseket, és így feltérképezik a töltött részecskék térbeli eloszlását. Az egyik ilyen "kötelékrepülés" adatait nemrég dolgozták fel és érdekes eredményre akadtak benne.
2001. január 24-én a Cluster mûholdak 105 ezer km magasan haladtak a földfelszín felett és egymástól 600 km választotta el õket. Megfigyeléseiket folyamatosan végezték, miközben az ún. lökéshullámfront felé közeledtek, ahol a napszél bolygónk magnetoszférájához közeledve hirtelen lassulni kezd. A térségben szokatlanul változó, erõsen fluktuáló mágneses és elektromos teret találtak.
Emellett olyan protonokat is sikerült azonosítani, amelyek a lökéshullámfronttól visszafelé, azaz nagyjából a Nap irányába haladtak. Az ilyen mozgású részecskék jelenlétét elsõként közel 20 éve jelezték elõre, de csak most sikerült biztosan kimutatni õket. A jelenség kialakulásakor a napszelet alkotó részecskék a földi magnetoszférába ütköznek, ahonnan egy részük "visszapattan".
A visszaverõdéstõl egy ellentétes irányban mozgó lökéshullám keletkezik a részecskeáramlásban. A folyamat részben arra emlékeztet, amikor egy folyón a folyásirányhoz képest felfelé haladó hajó orr-részével találkozik a víz, és onnan részben visszaverõdik. Így az orr résztõl távolodó és folyásirányban felfelé haladó hullám is keletkezik. Hasonló jelenség sok más égitestet magnetoszférájánál fordulhat elõ.
Az egyik STEREO mûhold által megörökített aktív régió, pontosan a felette, a mágneses erõvonalak által lebegõ állapotban tartott, hevesen változó anyag felvétele. A jelenség mozgó animációja a NASA honlapjáról tölthetõ le (NASA/STEREO/Naval Research Laboratory)
Kereszturi Ákos
Víznyomokat talált a Spirit 2007. május 23., szerda, 8:23
Újabb idõs, vizes környezetre utaló nyomokat ásott ki véletlenül a marsjáró kereke a vörös bolygó felszínén.
A Mars felszínén barangoló Spirit és Opportunity roverek már több olyan jelet is azonosítottak, amelyek egykori vizes környezetre utalnak. Ezek nagy része nem közvetlenül a felszínen, hanem kevéssel a felszín alatt található - azonban az elterjedt törmeléktakaró miatt nehéz kitalálni, hol rejtõznek érdekes képzõdmények.
Ilyen szempontból azok a területek is érdekesek, amelyeket a Spirit a kerekével ásott ki útja mentén. A marsjáró hat kereke közül az egyik már több hónapja felmondta a szolgálatot, ezért azt álló helyzetben húzza maga után a rover. A sajátos helyzet lassítja a haladást, és kismértékben növeli is az energiafogyasztást.
Ugyanakkor egy-egy szerencsés véletlen révén hasznot is hoz: néhol a mély keréknyom helyén kibukkan a marsi talaj felsõ, néhány centiméteres rétege alatti réteg. Jelenleg a Gusev-kráter közepén emelkedõ csúcsok közötti kis medencét vizsgálja a marsjáró. Munkája során eddig közel egytucat ilyen kihantolt területet hagyott maga után, amelyek közül most azonosították talán a legérdekesebbet.
A Gertrude Weise névre keresztelt feltárást a rover kereke az 1150. marsi napon (sol) ásta ki. A környezeténél világosabb színû képzõdmény anyagára a mini-TES mûszer mérései alapján figyeltek fel, majd azt az alfarészecske-röntgenspektrométer segítségével közvetlen közelrõl is megvizsgálták.
A felszín alatt néhány centiméterrel húzódó világos rész összetétel sajátos volt: kb. 90%-ban szilícium-dioxidból állt. Ilyet korábban még nem azonosítottak a bolygón. Az anyag valószínûleg vulkáni hatástól savassá vált vizek és a kõzetek kölcsönhatása során képzõdött. Az ekkor kiváló szilícium-dioxid leggyakrabban kvarc formájában jelenik meg, itt azonban nem kristályos, hanem amorf az anyag szerkezete.
A mellékelt felvételt a Spirit 2007. április 6-án rögzítette, amelyen jól látszik a kb. 20 cm széles kiásott világos terület (NASA, JPL)
A Spirit eddigi munkája során a Gusev-kráterben megfigyelhetõ, egykori vízzel kapcsolatos nyomok fõleg a felszín alól kerültek ki. Itt említhetõk a kénben gazdag, feltehetõleg felszín alatti vizekbõl visszamaradt foltok, a kõzetekben eddig azonosított különbözõ ásványtani átalakulások, valamint a robbanásos vulkáni tevékenység nyomai, melyek magma vagy láva és a víz kölcsönhatásától jöttek létre.
Kereszturi Ákos
Pillantás az Orion-köd belsejébe 2007. május 21., hétfõ, 9:11
Egy új technológiával minden korábbinál részletesebben sikerül feltérképezni a születõ csillagok környezetét az Orion-ködben.
Az elmúlt évek alatt egy nemzetközi csillagászcsoport olyan technológiát fejlesztett ki, amely a csillagközi anyag sugárzását egyszerre több hullámhosszon képes detektálni, és ebbõl annak sok jellemzõjét rekonstruálni. A rendszer alapja a 15 méter átmérõjû James Clerk Maxwell teleszkóp, amely a szubmilliméteres tartományban, a rádió és a látható hullámhosszak között végzi a megfigyeléseit a Hawaii-szigeteken lévõ Mauna Kea vulkánról.
A legfontosabb fejlesztést a HARP és az ACSIS nevû, együttesen üzemelõ detektor és spektrométer képezi. Elõnyük, hogy egyszerre több ezer hullámhosszon rögzítenek adatokat a célterületrõl, ahol minden hullámhosszon képpontonként külön-külön megörökítik az adott sugárzás eloszlását. A HARP és az ACSIS együttesen elsõsorban a csillagközi molekulák gyenge emisszióját vizsgálja.
Az égbolton látszólag megfigyelhetõ két irány mellett harmadik "dimenzióként" a sugárzás frekvenciája tanulmányozható. Az így nyert információk összevetésével a sugárzó anyag összetevõi, sûrûsége és mozgása is megbecsülhetõ. A berendezés tehát minden más mûszernél lényegesen több információt ad: egyszerre vizsgálható a segítségével a különbözõ kémiai összetevõk helyzete és mozgása - ami kulcs a kiterjedt és átlátszatlan felhõkben zajló folyamatok megértéséhez.
A módszer segítségével elsõsorban a viszonylag hideg csillagközi felhõk jellemzõi térképezhetõk, amelyekben napjainkban is születnek égitestek. Eddig részletesen az Orion-ködben zajló csillagkeletkezést tanulmányozták vele, a fõ cél a térségben zajló gázáramlás és az anyag összetételének megállapítása volt.
Fent a rögzítet adatok grafikus megjelenítése látható: az egymás mögött sorakozó, különbözõ színnel jelzett rétegek eltérõ hullámhosszakon rögzített képeket jelentenek, amelyek mindegyike az adott hullámhosszon mutatja a gáz térbeli eloszlását.
Az Orion-köd esetében a szén-monoxid-molekulák eloszlásának vizsgálata révén 200 km/s sebességet meghaladó gázáramlást is sikerült kimutatni. Több olyan, néhányszor 10 fényév átmérõjû kisebb, sûrû felhõ is mutatkozott a térségben, amelyek több száz, közel egyszerre keletkezõ csillagot tartalmaznak.
A gáz helyzetének, összetételének és mozgásának feltérképezése elsõ alkalommal ad lehetõséget annak rekonstruálásra, hogy egy aktív csillagkeletkezési régió mely részein, milyen forrásokból származnak az eltérõ anyagok, és miként fejlõdik az egész rendszer. A mûszeregyüttes jelenleg egyedülálló a Földön, képességei minden korábbiét meghaladják, amelyekkel a molekulafelhõk jellemzõit eddig tanulmányozták.
Balra az UKIRT infravörös teleszkóppal készült felvétel látható az Orion-köd egy részérõl, jobbra pedig a HARP és az ACSIS rendszer adatainak alapján a gáz eloszlása figyelhetõ meg (JCMT)
Kereszturi Ákos
Közepes tömegû fekete lyukat találtak egy galaxisban 2007. május 21., hétfõ
Az ESA XMM-Newton röntgenteleszkópja segítségével újabb bizonyítékot találtak az eddig vitatott közepes tömegû fekete lyukak létezésére.
Az ESA XMM-Newton röntgenteleszkópjának méréseit egy új módszerrel elemezve újabb bizonyítékot találtak az eddig vitatott, ún. közepes tömegû fekete lyukak (IMBH, Intermediate Mass Black Hole) létezésére.
Az eljárást 1998-ban L. Titarchuk, a NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) kutatóközpontjának munkatársa javasolta, s elsõ alkalmazásként kollégájával, N. Shaposhnikovval (szintén GSFC) meghatározta a tõlünk mintegy 10 ezer fényévre a Hattyú csillagképben található Cygnus X-1 katalógusjelû fekete lyuk tömegét. A számítások alapján a kettõs rendszerben található objektum tömege 8,7 naptömegnek adódott, kb. 10%-os bizonytalansággal. A kettõscsillag másik komponense egyébként egy kék szuperóriás csillag, míg rendszerük azért is érdekes, mert ez volt az elsõként felfedezett, röntgensugárzása alapján már az 1970-es évek elején is fekete lyukat tartalmazónak tekintett égitest. Független módszerekkel mások korábban 10 naptömegnyire hozták ki a Cyg X-1 röntgensugárzását generáló objektum tömegét, ami azért jó, mert jelzi Titarchuk és Shaposhnikov módszerének alkalmazhatóságát – ez aztán olyan esetekben is jól jöhet, amikor az egyéb módszerek nem mûködnek.
Fantáziarajz a Cygnus X-1 röntgenforrásról, ami egy fekete lyukból és egy kék szuperóriás csillagból álló kettõs rendszer.
Az elõbbi kutatóktól függetlenül a GSFC egy másik csoportja T. Strohmayer és R. Mushotzky vezetésével a Titarchuk-módszert alkalmazta az XMM-Newton teleszkóppal gyûjtött adatokra, s ez alapján egy közepes tömegû fekete lyukra bukkant. Eredményeik szerint a közeli NGC 5408 katalógusjelû galaxisban az egyik ultrafényes röntgenforrás (ULX, Ultra Luminous X-ray) valójában egy körülbelül 2000 naptömegû fekete lyuk, s így ma a legjobb példa az IMBH-k létezésére.
A kérdés elméleti szempontból azért érdekes, mert nincs általánosan elfogadott mechanizmus a közepes tömegû fekete lyukak keletkezésére. Létezésük ugyanakkor "kívánatos" lenne, mert kitöltenék a Cygnus X-1-hez hasonló, nagytömegû csillagok összeomlásakor keletkezõ 5-20 naptömegnyi és a galaxisok centrumában található óriási, akár 1 milliárd naptömeget is elérõ fekete lyukak közötti ûrt.
A fekete lyuk tömegének becslésére szolgáló Titarchuk-féle módszer a fekete lyuk és az azt körülvevõ anyagbefogási (akkréciós) korong közötti kapcsolatot használja ki. A korongban lévõ gáz nem egyenes vonalú, hanem spirális pályán halad a fekete lyuk felé, aminek oka az egyik legáltalánosabb természeti törvény, az impulzusnyomaték megmaradása. Ha a fekete lyuk anyagbefogási rátája túlságosan megnõ, akkor a fekete lyuk közelében az anyag egy forró területen feltorlódik. Az ilyen típusú feketelyuk-jelöltek egyébként elsõsorban ezen forró foltok intenzív röntgensugárzása alapján azonosíthatók.
A forró területek azért alkalmazhatók a központi tömeg becslésére, mert mint azt Titarchukék kimutatták, egyenes arányosság áll fenn a torlódási területek fekete lyuktól mért távolsága (s így keringési periódusa) és a fekete lyuk tömege között: minél nagyobb a centrum tömege, annál messzebb alakulnak ki a röntgensugárzó forró foltok, azaz annál hosszabb lesz a keringési periódusuk. A modellben az anyagbefogási ráta változása a feltorlódó forró gáz röntgensugárzásának intenzitásában bekövetkezõ majdnem periodikus változások (QPO, Quasi-Periodic Oscillations) formájában jelentkezik, ami nagyon sok fekete lyukat tartalmazó rendszernél megfigyelhetõ. Ezen oszcillációkhoz ugyanakkor a rendszer spektrumában bekövetkezõ, viszonylag egyszerû és könnyen elõrejelezhetõ változások is kapcsolódnak, aminek oka a beáramló gáz hõmérsékletében a tömegátadás sebességének változása miatt bekövetkezõ emelkedés, illetve csökkenés. A NASA Rossi röntgenteleszkópjának (RXTE, Rossi X-ray Timing Explorer) mérései alapján szoros összefüggés van a QPO-k frekvenciája és a röntgenspektrum között, ami jelzés arra, hogy a fekete lyuk milyen hatásfokkal bocsát ki röntgensugárzást.
Fantáziarajz egy ultrafényes röntgenforrásról (ULX), melyekrõl sok kutató azt gondolja, hogy egy közepes tömegû fekete lyukat (IMBH) tartalmaznak, ami anyagot szív át a kísérõjérõl, s a detektálható röntgensugárzás forrása az akkréciós korongban keletkezõ forró folt.
Shaposhnikov és Titarchuk az RXTE segítségével a módszert egy 3 naptömegû fekete lyukra alkalmazta a Tejútrendszerben, s azt találták, hogy ez a tömegmérési eljárás nagyon jól használható más, konkurens módszerekkel összehasonlítva. Strohmayer és Mushotzky munkacsoportja az XMM-Newton mérései alapján két QPO-t azonosított a Centaurus csillagképben 16 millió fényévre található NGC 5408 jelzésû galaxis legfényesebb röntgenforrása, az NGC 5408 X-1 sugárzásában. A detektált QPO frekvenciák, valamint a forrás luminozitása és spektrális jellemzõi mind azt sugallják, hogy itt egy közepes tömegû fekete lyuk hatását figyelhetjük meg. Mivel másik két független tömegmeghatározási módszer is egy kettes faktoron belül hasonló eredményt ad, ezért a kutatók úgy gondolják, hogy valóban a közbülsõ tömegtartományba esõ fekete lyukak egy példányát találták meg. Az esetleges bizonytalanságot talán csak az jelzi, hogy az egyik társszerzõ az NGC 5408 X-1 tömegét inkább 100 naptömeghez közelinek becsüli.
A két kutatócsoport eredményei két cikkben fognak megjelenni az Astrophysical Journal c. szakfolyóiratban.
oh, thx. most egy ideig netmentes szabin voltam, így elmaradtak a cikkek, de pótlom õket...
Egyébként engem nagyon meglep, hogy az emberek nagy részét mennyire nem érdekli ez a téma, pedig amellett, hogy rendkívül érdekes, még rengeteg szép (csodálatos) dolgot is tartalmaz. No mindegy, ez van.
Ya
Csatlakozom az elõzõ két hozzászóláshoz. Csak így tovább!
Tényleg respekt... Napi SG-s körutam során mindig benézek ide. Köszönjük ezeket a jó cikkeket, ill. leírásokat.
Õszintén gratulálok, ahhoz amit teszel. Legtöbbet a Te "oldalaidat" olvasom / engem is érdekel az univerzum /, és "elborzaszt", hogy mily hatalmas az ûr, és mily aprók vagyunk mi.
Gigantikus láthatatlan gyûrû az ûrben 2007. május 16., szerda, 8:33
Gigantikus méretû, jelenleg is táguló, láthatatlan anyagból álló gyûrût találtak egy galaxishalmazban. Most elsõ alkalommal sikerült kimutatni, hogy a láthatatlan tömeg nem minden esetben követi a látható anyag eloszlását.
A Világegyetem anyagának nagyobb részét kitevõ láthatatlan tömeg jelenlétét közvetetten, annak gravitációs hatása révén tudjuk kimutatni. Ennek gyakori módszere, hogy megfigyeljük, miként torzítja el egy távoli galaxishalmaz egy nála még messzebb lévõ objektum képét. E gravitációslencse-hatásnak nevezett folyamat eredményeként kialakuló ívek, "szellemképek" alakja és eloszlása a lencsehatást kiváltó objektum (esetünkben a galaxishalmaz) tömegét és annak eloszlását fedi fel. (A gravitációslencse-hatás mûködését lásd a cikk második oldalán.)
Egy nemzetközi csillagászcsoport a Cl 0024+17 (ZwCl0024+1652) jelû, közel 5 milliárd fényévre található galaxishalmaznál vizsgálták a jelenséget. Az elsõ eredmények alapján a halmazban a láthatatlan tömeg jelentõs része nem követte a sugárzó galaxisok térbeli eloszlását. Ez annyira meglepte a szakembereket, hogy elõször nem is bíztak az adatok valóságában, egy éven keresztül elemezték azokat, illetve gyûjtöttek új információkat.
Végül bebizonyosodott: a láthatatlan tömeg egy furcsa, gyûrûhöz hasonló alakzatot formál a halmazban. A gyûrû átmérõje 2,6 millió fényév - azaz alig valamivel több, mint amilyen messze az Androméda-galaxis található a Tejútrendszertõl. Ez az elsõ olyan azonosított szerkezet, amelyben a láthatatlan tömeg eloszlása jelentõsen eltér a láthatóétól - minden más korábbi megfigyelésnél a kettõ szorosan követte egymást.
A "láthatatlan gyûrû" a modellek szerint két galaxishalmaz 1-2 milliárd évvel ezelõtt bekövetkezett ütközésétõl jött létre. A találkozó során a láthatatlan tömeg elõbb a két halmaz centrumába zuhant, majd tovább mozogva, a geometriai centrumon túllendülve tágulni kezdett. A tágulás jelenleg lassul, és idõvel zsugorodásba válthat.
A cikkben ismertetett ütközés lezajlása. Fent a Földrõl megfigyelhetõ, lent az "oldalról mutatkozó" látvánnyal (NASA, ESA, Jee, Ford, Johns Hopkins University)
A halmaz korábbi spektroszkópikus megfigyelései valóban rámutattak, hogy tagjai nagyjából két elkülönülõ csoportot alkotnak - ezek a két összeütközött halmaz maradványai lehetnek. A találkozóra a látóirányunkkal párhuzamosan került sor, ezért mutatkozik felõlünk a kataklizma során kilökõdött láthatatlan tömeg gyûrû alakban (lásd a fenti ábrán).
A halmaz galaxisai és a láthatatlan tömeg feltérképezett eloszlása, utóbbit sötékék színnel jelölték (NASA, ESA, Jee, Ford, Johns Hopkins University)
A kifelé haladó, hullám jellegû gyûrû egy medencébe dobott kavics nyomán támadt hullámhoz hasonló. A gravitációslencse-hatás megfigyelése pedig részben annak az analógiája, ahogy a medence fenekén a gyûrû nyoma látszik: míg a vízfelszínen megtörõ fénysugarak az aljzatra rajzolják ki a gyûrût, addig a láthatatlan tömeg alkotta gyûrû gravitációs terével rajzolja át a még távolabbi égitestek képét.
A gravitációslencse-hatás
A gravitációs tér a fény haladási irányát is befolyásolja, ahogyan azt már Einstein feltételezte általános relativitáselméletében. Ha véletlenül egy nagytömegû égitest közelében halad el, akkor az hatással van rá: eredeti irányától kissé eltéríti. Mivel egy nagy galaxishalmaz tömege óriási, a mellette elhaladó, illetve a belsején keresztülhaladó fénysugarak útja jelentõsen megváltozik.
A gravitációslencse-hatás elve
A halmaz tárgylencseként mûködhet, és "mögötte", a távolban elhelyezkedõ objektum képét felénk fókuszálja, akárcsak egy optikai lencse. Az így keletkezett képeket szokták kozmikus délibáboknak, a jelenséget pedig gravitációslencse-hatásnak nevezni.
A gravitációslencse-hatás a távoli galaxisok fényességét is megnövelheti, és egyébként észrevehetetlenül halvány csillagvárosokat tehet láthatóvá. Felléphet a többszörös leképezés jelensége is: ilyenkor egy adott objektum képét megsokszorozva láthatjuk.
Gázlövedékek az Orion-ködben 2007. május 15., kedd
Az északi Gemini-távcsõ közelmúltban átadott lézeres mûcsillagos adaptív optikai rendszere páratlan felvételeket készített az Orion-köd különleges gázcsóváiról.
A téli égbolt kisebb mûszerekkel is elérhetõ látványossága az Orion-köd. A nagy kiterjedésû ködösség egy viszonylag közeli, alig 1500 fényévnyire található csillagkeletkezési régió, melynek sûrû gáz- és poranyagát a belsejében található, nagy tömegû csillagok módosítják. Már 1983-ban, a látható fény tartományában készített képeken is sikerült azonosítani néhány érdekes kozmikus “lövedékeket”, amelyek a központból kifelé haladnak. Közel tíz évig tartott, mire fény derült a természetükre: ezek valójában olyan gázcsomók, amelyeket a ködösség belsejében a nagy tömegû csillagok keletkezésékor lezajlott, nagy energiájú folyamatok dobtak ki, és jelenleg is akár 400 km/s sebességgel, vagyis körülbelül a lokális hangsebesség tízszeresével haladnak kifelé. Az érdekes szuperszonikus képzõdmények, valamint a ködösségben hagyott nyomaik finom részleteit azonban a földi légkör folyamatosan változó torzító hatása elmosta a felvételeken.
A valóságban igen nagy kiterjedésû, tetejüknél a Pluto átlagos naptávolságánál akár tízszer nagyobb átmérõjû struktúrák részletesebb tanulmányozását teszik lehetõvé a 8,1 m-es északi Gemini-teleszkóp új felvételei. Elkészítésüket lézerrel elõállított mûcsillag és adaptív optikás kamera tette lehetõvé. A rendszerben mükõdõ szilárdtestlézer keskeny nyalábja a földi légkörben kb. 90 km-es magasságban lévõ nátriumréteget gerjeszti, és a mûszer az így kialakuló világító referenciacsillagot használja fel a légkör pillanatnyi torzításának meghatározására. Ezt ismerve az éppen felvett égterület eredeti, torzításmentes képe is visszaállítható.
A közeli infravörös tartományban készített képekbõl összeállított felvételen jól látszik, amint az ütközések következtében mintegy 5000 fokra felhevülõ vasatomok kékes színben világítanak az egyes “lövedékek” csúcsaiban. A kölcsönhatások során mind a lövedékeket, mind pedig a felhõ anyagát alkotó molekuláris hidrogén 2000 fokra hevül fel. A csõszerû nyomok narancssárga színben fénylõ tartományokként jelennek meg a képen – egy-egy ilyen nyom hosszúsága mintegy fényévnyi. A számítások szerint a lövedékek viszonylag fiatalok, kidobódásuk óta még ezer esztendõ sem telt el. Az elkészített képek rendkívüli felbontása és részletgazdagsága pedig lehetõvé teszi, hogy az elkövetkezõ idõszakban a lövedékek haladása miatt évrõl-évre bekövetkezõ változások is nyomon követhetõk legyenek.
Elsõként a vizsgált tartományt ábrázoló nagy felbontású felvételt mutatjuk be. Ez az égbolt mintegy 50×50 ívmásodperces tartományát ábrázolja, a kép eredetijének felbontása pedig mintegy egytized ívmásodperc.
A Gemini Obszervatórium felvétele. A kép a teleszkóp NIRI kamerájával, az ALTAIR adaptív optikai rendszer és lézeres mûcsillag felhasználásával készült (Forrás: Gemini Observatory)
A következõ, nagy látószögû felvétel mutatja a részletesen megvizsgált terület pontos elhelyezkedését a nagy kiterjedésû Orion-ködkomplexumon belül.
A 4 méteres Blanco-teleszkóp ISPI mûszerével készített infravörös felvétel az Orion-ködrõl. A jobb felsõ részen látható négyzet alakú terület jelzi a Gemini által megörökített égrészt (Inter-American Observatory, Cerro Tololo, Chile. Forrás: Gemini Observatory)
Utolsó képünkön a mûcsillagot létrehozó lézernyaláb látható. A felvétel a rendszer 2006. júliusi telepítését követõen készült, egy perces expozícióval.
Forrás: Gemini Observatory, 2007. március 22.
Molekulagyár a Titan felsõlégkörében 2007. május 14., hétfõ, 8:45
A Szaturnusz Titan nevû óriásholdja nem csupán a csillagászokat és a bolygókutatókat, de a biológusokat is foglalkoztatja. Az égitest légkörében ugyanis olyan kémiai reakciók zajlanak, amelyekhez hasonlók a Földön, az élet kialakulása elõtt történhettek. A Cassini-szonda újabb megfigyelései alapján a hold felsõlégkörében aktív kémiai folyamatok zajlanak, egészen 1000 kilométeres magasságig.
Azt már több korábbi mérés alapján tudják, hogy a Titan légkörében sok szerves eredetû aeroszol (apró folyékony és szilárd szemcse) lebeg, amelyeket összefoglalóan tholinoknak is nevezik. Ez egy széles körben használt, ám gyengén definiált fogalom, amely hosszú molekulaláncú, összetett szerves anyagokat jelent. A tholinok a Naprendszer külsõ régiójában gyakoriak, például sok távoli Kuiper-objektum felszínét borítják.
A Titan esetében a korábbi megfigyelések és modellek alapján azt feltételezték, hogy ott a tholinok a légkörben, 100-200 km körüli magasságban keletkeznek, elsõsorban a Nap ultraibolya sugárzásának hatására. A napfénytõl sok molekula lebomlik, emellett nagy mennyiségû szabad hidrogén keletkezik, amely közvetetten segíti a hosszú láncú molekulák kialakulását. Ezek egy összefüggõ, átlátszatlan szmogréteget alkotnak, amelyben a lebegõ aeroszolok felülete további kémiai átalakulásokra ad lehetõséget. Az eddigi megfigyelések közül kiemelkedik a benzol azonosítása, amely az aromás szénhidrogének egyik alapköve.
A Cassini-szonda három részecske-spektrométerének újabb megfigyelései alapján úgy fest, hogy az imént említettnél sokkal magasabban is zajlanak fontos reakciók a Titan légkörében. Eszerint a felszín felett akár 1000 km magasan is képzõdnek ilyen anyagok. Az itt kialakult molekulák összetétele némileg eltér a korábban megfigyeltekétõl - bár a pontos megállapításokhoz további mérések kellenek.
Korábban egyes földi laborvizsgálatok is utaltak arra, hogy az aromás, gyûrûs szénhidrogén-molekulák a kisebb gáznyomású környezetben könnyebben alakulnak ki, és a nitrogénatomok könnyebben épülnek beléjük, mint nagyobb nyomás alatt. Ez tehát már elõrevetítette a most azonosított hatékony "molekulagyár" létét a légkör ritka, felsõ tartományaiban - ahol a sok töltött részecskét tartalmazó, változékony környezet ideális a kémiai átalakulásokhoz.
A légkör felsõ tartományában a beesõ sugárzásoknak jelentõs része nyelõdik el, energiát szolgáltatva a különbözõ átalakulásokhoz. Emellett az ide becsapódó magnetoszférikus ionok is fontos energiaforrásként szerepelnek. Szintén meglepetés, hogy a Cassini detektorai sok negatív töltésû iont azonosítottak a légkör magasabb régióiban. Ezek tovább bonyolíthatják a már így is nehezen áttekinthetõ reakciók sorát, részben a nitrogént is beépítve a szénhidrogén-molekulákba.
Vázlat a hold felsõlégkörében zajló fontosabb kémiai reakciókról (NASA, JPL, SSI)
Az 1000 km körüli magasságban kialakult molekulák jellege erõsen függ a napsugárzástól és magnetoszférikus bombázástól. Ezeknek megfelelõen változik az összetételük, majd lassan a felszínre ülepednek, ahol a kémiai környezetet befolyásolják. A ritka felsõlégkör és a sûrû gázzal borított felszín kémiai viszonyai között tehát szoros a kapcsolat.
A Titanon, az ott uralkodó érdekes körülmények ellenére feltehetõleg nem alakult ki a földihez hasonló élet - ugyanakkor a földi élõvilág megjelenéséhez vezetõ folyamatok megértésében nyújthat fontos támpontokat.
Kereszturi Ákos
A Tejútrendszer legöregebb csillaga 2007. május 14., hétfõ
A Chilében mûködõ VLT távcsõegyüttes egyik teleszkópjával megtalálták a Tejútrendszer legöregebb csillagát, melynek becsült kora 13,2 milliárd év.
A chilei Paranal csúcson mûködõ VLT (Very Large Telescope) távcsõegyüttes Kueyen teleszkópjának UVES spektrográfjával egy nagyon öreg csillagot találtak a Tejútrendszerben. A HE 1523-0901 katalógusjelû objektum becsült kora 13,2 milliárd év, ami alig marad el az Univerzum 13,7 milliárd éves korától, azaz a csillag valóban a kozmikus idõk hajnalán, nem sokkal az Õsrobbanás után született.
Egy csillag korának meghatározása korántsem egyszerû feladat, különösen akkor, ha ilyen öreg objektumról van szó. Ehhez nagyon pontosan meg kell becsülni a radioktív tórium- és uránizotópok gyakoriságát a csillagban, s ez csak a VLT teleszkópjaihoz hasonló nagy távcsövekkel lehetséges. A módszer hasonlít a 14-es szénizotóp gyakoriságának mérésén alapuló ún. radiokarbon módszerhez, amit a régészetben nagyon gyakran használnak a leletek korbecsléséhez. Míg azonban ez az eljárás mindössze néhány tízezer évre visszamenõleg alkalmazható, a csillagászatban összehasonlíthatatlanul hosszabb idõtartamokat kell felmérnünk a fenti módszerrel.
Fantáziarajz a radioaktív izotópok gyakoriságán alapuló kormeghatározás csillagászati alkalmazásáról.
A radioaktív izotópok gyakoriságán alapuló módszer jó alkalmazhatósága szempontjából kritikus a megfelelõ izotóp kiválasztása. Ezek mennyisége egy adott mintában, ellentétben a stabil elemekével, az idõ elõrehaladtával csökken. Elegendõen sok idõ elteltével α- és β-bomlások során minden aktív izotóp stabil állapotba jut, és az ún. radioaktív bomlási sorok végén tovább már nem bomló ólomizotópok állnak. A folyamat jellemzésére a felezési idõt használják, ami azt mutatja meg, hogy egy mintában mennyi idõ alatt csökken egy adott bomlásképes izotóp aránya a felére. A felezési idõ, az izotóp ma mérhetõ és a kiindulási állapotbeli gyakorisága ismeretében az izotópot tartalmazó objektum kora a bomlástörvénybõl meghatározható. Jelen esetben a kiindulási gyakoriság a Világegyetem fiatal korára vonatkozó különbözõ elméletekbõl nyerhetõ, s így természetesen a bizonytalansága is nagy lehet. A rövid felezési idejû izotópok értelemszerûen csak rövidebb idõskálán alkalmasak kormeghatározásra, míg a hosszú felezési idejû izotópok lassabban bomlanak, azaz nagyon hosszú, milliárd éves idõskálákon is alkalmazhatók. Ilyen nagyon hosszú, több milliárd éves felezési idejû izotópjai elsõsorban az uránnak és a tóriumnak vannak. Elõbbi felezési ideje 4,7 milliárd év, míg utóbbié a 14 milliárd évet is meghaladja, azaz hosszabb az Univerzum becsült koránál!
A Kueyen teleszkópra szerelt UVES spektrográffal 7,5 órás észlelési idõvel a kutatóknak olyan ultraibolya színképeket sikerült rögzíteni a fémszegény ([Fe/H] = -2,95), azaz kevés nehéz elemet tartalmazó HE 1523-0901 csillagról, melyeken nem csak az elõbb említett izotópok egymáshoz, de másik három, neutronbefogásra alkalmas stabil elemhez (Eu, Os, Ir) viszonyított gyakoriságát is sikerült meghatározni, azaz a kormeghatározás ebben az esetben "több lábon áll". A HE 1523-0901 ún. második generációs csillag, a benne található urán- és tóriumizotópok az Univerzum elsõ, szupernóvaként felrobbant csillagainak kohóiban keletkeztek, így a 13,2 milliárd év valójában annak a szupernóvának a kora, ami a HE 1523-0901 szülõanyagát beszennyezte a nehézelemekkel. Minthogy a szupernóva és a mostani csillag kialakulása között nem telhetett el sok idõ, most csak azt mondhatjuk, hogy az élete vége felé járó HE 1523-0901 a jelenleg ismert legöregebb csillag a Tejútrendszerben. Elképzelhetõ, hogy késõbb más fémszegény csillagok között még öregebbet is találunk.
A HE 1523-0901 csillag spektruma az ionizált urán 385,96 nm-es vonala környékén.
Az elméletek szerint az elsõ csillaggeneráció az Õsrobbanás után 30-150 millió évvel keletkezett. Ezek a csillagok valószínûleg óriási, 200 naptömeget is elérõ objektumok voltak, s emiatt életüket nagyon gyorsan élték. Alig néhány százmillió év alatt elfogyasztották üzemanyagukat, s életüket fellángoló szupernóvaként fejezték be. Közben kozmikus környezetüket nehézelemekkel szennyezték be, melyek aztán a következõ csillaggeneráció építõköveivé váltak. Ezen behemótokkal ellentétben a HE 1523-0901 valószínûleg csak 0,8 naptömegnyi lehet, így még születése után 13 milliárd évvel is stabilan termeli az energiát.
Forrás: ESO 23/07 Science Release
Születésnapi ajándék a Hubble Ûrtávcsõtõl 2007. május 13., vasárnap
A Hubble Ûrtávcsõ felbocsátásának 17. évfordulója alkalmából egy igen részletes és látványos mozaikfelvételt tettek közzé az η Carinae-köd központi régiójáról.
Az η (éta) Carinae-köd (NGC 3372) az égbolt egyik legszebb – sajnos csak a déli félgömbrõl, a Carina (Hajógerinc) csillagképben látható – objektuma, s egyben Tejútrendszerünk egyik legnagyobb méretû ionizált hidrogénfelhõje. A kb. 7500 fényévnyire lévõ köd igen aktív csillagkeletkezési régió, melyben több mint egy tucat fiatal, 50-100 naptömegû forró óriáscsillag található, köztük Galaxisunk egyik legnagyobb tömegû és legnagyobb abszolút fényességû csillagával, a névadó η Carinae-vel. Utóbbi heves tömegvesztési folyamatok révén többször fellángolt az elmúlt évszázadokban – a legmarkánsabb nagy kitörés az 1835-1855 közötti idõszak volt, amikor az egész égbolt második legfényesebb csillagaként ragyogott!
Az április 24-én felbocsátásának 17. évfordulóját ünneplõ Hubble Ûrtávcsõ történetének egyik legnagyobb méretû panorámaképét készítette el az η Carinae-köd centrális vidékérõl. A 48 képkockából összeállított felvétel a gázfelhõ mintegy ötven fényév átmérõjû területét mutatja be, s ezzel rendkívül részletes betekintést nyújt a csillagkeletkezés igen heves folyamataiba.
A régió elsõ csillagai kb. három milliárd évvel ezelõtt keletkeztek egy hideg molekulafelhõ összesûrûsödése révén. A fiatal, forró óriáscsillagokból érkezõ erõs ultraibolya sugárzás, valamint az igen nagy sebességû anyagkiáramlások folyamatosan szétdarabolják a felhõt, ezzel dinamikusan változó környezetet hozva létre annak belsejében. Az elsõ csillagok intenzív tevékenységének köszönhetõen a kialakult központi "üreg" körüli hideg hidrogéngáz folyamatosan melegszik és sûrûsödik – ez pedig újabb csillagkeletkezési fázis beindulását segíti elõ.
Az η Carinae-köd forrongó belseje; a vörös szín a kén, a zöld a hidrogén, a kék pedig az oxigén emissziójára utal Nagyobb méretben. (forrás: NASA, ESA, Hubble Heritage Survey és N. Smith (UCLA, Berkeley))
Röviden azért emlékezzünk meg a születésnapos Ûrtávcsõ teljesítményérõl is, hiszen a csillagászati kutatások talán legsikeresebb eszközérõl van szó. Pályafutása eddigi 17 éve alatt – amely során mintegy százezerszer kerülte meg bolygónkat – a HST több mint 25 ezer objektumot vizsgált, melyekrõl közel 800 ezer mérési adatot és félmillió képet készített. Ez összesen kb. 30 TB (terabájt) adatmennyiséget jelent, azaz átlagosan napi 66 GB információt. A Hubble által szolgáltatott képek, mérések már eddig is csaknem 7000 publikációt eredményeztek, s még rengeteg a feldolgozásra váró adat.
A Hubble Ûrtávcsõ forradalmi megújulást eredményezett a csillagászatban; ráadásul már csak bõ másfél évet kell eltöltenie a világûrben, hogy elnyerje a "minden idõk legtovább mûködõ ûrtávcsöve" címet – ezt jelenleg még az International Ultraviolet Explorer (IUE, 1978-1996) birtokolja.
Források:
STScI-PR-2007-16 www. spaceflightnow.com
Hírek a Marsról, marsjáróverseny Magyarországon 2007. május 11., péntek, 9:42
A Spirit robbanásos vulkánkitörés nyomát azonosította a Marson, a Földön pedig a jövõ lehetséges marsjáróinak versenye lesz Kiskunhalason.
A Spirit az elmúlt idõszakban a Gusev-kráter központi csúcsait alkotó Columbia-hegyek között húzódó kisebb belsõ medencét tanulmányozta. Itt található egy feltûnõ, lapos és a környezete fölé kb. 2 méterrel kiemelkedõ réteges szerkezetû képzõdmény, amelyet Home Plate-nek neveztek el. A Spirit 2006 februárjában érkezett ide, és több hónapot töltött a képzõdmény északi és keleti részének a vizsgálatával. Jelenleg a képzõdménynek a déli és a nyugati részét tanulmányozza.
A területen bazaltos vulkáni kõzetek vannak. A Home Plate anyagát is ez alkotja, méghozzá látványosan rétegzett formában. A vulkáni eredetû bazaltok az esetek legnagyobb részében nyugodt lávaömlések keretében jutnak a felszínre. Ugyanakkor ritkán elõfordul, hogy a bazalt vízzel vagy víztartalmú anyaggal lép kölcsönhatásba, és nagy nyomású, forró gõz képzõdik. Ez pedig robbanásossá teszi a kitörést.
A robbanásos jelleg kialakulását a Mars légkörének alacsony nyomása is segíti: ez kisebb ún. bezáró nyomást eredményez. A magmában lévõ gáztartalom ezért könnyebben fel tud szabadulni és buborékokat alkot. A jelenség hátterében ugyanaz áll, amiért a magas földi hegyeken a kisebb légnyomástól alacsonyabb lesz a víz forráspontja. A vörös bolygón tehát a kis légnyomás révén könnyebben keletkeznek buborékok a magmában, amiket a bennük lévõ forró gázok feszítenek - ami végül robbanáshoz vezet.
A magma, illetve láva és a víz keveredésére más jelek is utalnak. A vizsgált kõzetek magas klórtartalmat mutatnak, amely a Mars felszíne közelében lévõ, egykor betöményedett sóoldatok gyakori összetevõje. Feltehetõleg egykor vízzel keveredett a kitörni készülõ anyag a bolygón. A megfigyelt bazaltrobbanásos eredetére legerõsebben a kõzetek finomszemcsés, réteges szerkezete utal, amely a levegõbõl hulló vulkáni törmeléknél gyakori. Emellett egy olyan vulkáni bomba (a robbanástól kidobott és visszahullott kõdarab) is látható benne, amely a rétegek lerakódása során becsapódva látványosan eltorzította azokat.
A Home Plate rétegzett szerkezetének részlete, ahol a vulkáni törmelékbe a rétegek lerakódása után egy kõdarab is belehullott.(NASA, JPL, Caltech, USGS, Cornell)
Mindkét rover messze túlteljesítette az eredeti terveket, a Spirit eddig 1177 marsi nap (sol) alatt 7095 métert tett meg, míg az Opportunuty esetében az eddigi 1157 sol 10 509 méter bejárására volt elegendõ.
Roverek versenye Kiskunhalason
A Mars-roverekhez kapcsolódó érdekesség, hogy szombaton, 2007. május 12-én Kiskunhalason egy marsjárómodell-versenyt rendeznek. A rendezvényen nem valódi marsjárók, hanem földi kísérleti példányok mérettetnek meg. A vörös bolygó felszínére tervezett jármûveknél a kreatív megoldásokra nagy szükség van - ezúttal hazai mérnökhallgatók tehetik próbára leleményességüket.
Ennek keretében közel egytucat fiatal fogja a maga készítette rovereket próbák elé állítani reggel 9:30-tól Kiskunhalason, a II. Rákóczi Ferenc Mezõgazdasági, Közgazdasági Informatiokai Szakközépiskola és Kollégiumban. Elsõ feladatként a tornateremben felépített "Marson" található élet nyomainak felkutatását kell szimulálniuk egyszerû, stilizált formában: kockákat kell összegyûjteniük a jármûveknek.
Pillanatkép a tavalyi Mars-rover versenyrõl (magyarokamarson.hu)
A versenyre eddig 16 csapat jelentkezett. További információ és a helyszín elérhetõsége a http://www.magyarokamarson.hu/ honlapon olvasható.
Kereszturi Ákos
Az elsõ világtérkép egy Naprendszeren kívüli bolygóról 2007. május 10., csütörtök, 10:53
A Spitzer-ûrteleszkóppal elõször sikerült feltérképezni egy Naprendszeren kívüli planéta felhõzetét, illetve annak hõmérsékleti eloszlását. Kis túlzással egy az elsõ "világtérkép" egy exobolygóról.
A HD 189733b jelû planéta a Vulpecula csillagképben tõlünk 60 fényévre lévõ, a Napnál valamivel kisebb és hûvösebb csillag körül mozog. Ez a legközelebbi a ma ismert olyan exobolygók közül, amelyek a Földrõl nézve idõnként elhaladnak saját csillaguk elõtt, periodikusán csökkentve annak fényét. Az égitest körülbelül 5 millió kilométerre kering csillagától, ahol mindössze 2,2 nap alatt végez egy teljes keringést. Mérete és tömege valamivel nagyobb lehet a mi Jupiterünknél, a kis távolság miatt pedig feltehetõleg kötött a tengelyforgása, tehát mindig ugyanazt az oldalát fordítja a csillaga felé.
Heather Knutson (Harvard University) és kollégái a Spitzer-ûrteleszkóppal tanulmányozták a bolygóról és a csillagról együttesen érkezõ hõsugárzást. A megfigyelés keretében 33 órán keresztül mintegy negyedmillió mérést végeztek. Az ezekben azonosított változások révén sikerült durva térképet készíteni a hõmérsékletnek a földrajzi hosszúság szerinti eloszlásáról a bolygón. Az alábbi térkép a felhõzet tetején mutatja a mért hõmérsékleti eloszlást.
A légkörben egy látványos forró foltot mutatkozott, amelynek mérete a Jupiteren megfigyelhetõ Nagy Vörös Foltnak közel duplája. Míg a Jupiteren látható (és az exobolygón megfigyelttõl feltehetõleg eltérõ eredetû) folt hõmérséklete -120 oC körüli, a most azonosított folt közel 1000 Celsius-fokos. A HD 189733b foltja ugyanis csillagának intenzív sugárzásától keletkezik az állandó fényben füredõ nappali oldalon.
További érdekesség, hogy a folt nem ott mutatkozott, ahol legerõsebb a besugárzás, hanem az egyenlítõ mentén mintegy 30 fokkal eltolódva. Az eltérést talán a rendkívül erõs szelek magyarázzák. Ezek az ún. földi futóáramlásokra (jet stream) hasonlíthatnak, amelyek közel 10 ezer km/h sebességgel is fújhatnak. Sebességük tehát szuperszonikus, és kb. hatszor gyorsabbak, mint a Jupiternél eddig megfigyelt legsebesebb áramlások.
Az erõs szelek nemcsak a forró foltot tolják arrébb a legerõsebb besugárzási helyrõl, hanem közremûködnek a bolygó légköri hõmérsékletének egyenletes elosztásában is. A mérések alapján ugyanis az éjszakai oldal csak kb. 2-300 fokkal hidegebb a forró nappali féltekénél. A csillaggal átellenben lévõ, örökös éjszakai félteke ezért így is 600-700 oC körüli hõmérsékletû, a nappali oldalon pedig átlagosan 900-1000 oC jellemzõ. A gyors szelek olyan rövid idõ alatt viszik a gázt az éjszakai oldalra, hogy annak alig van ideje lehûlni.
Az exobolygó légköri hõmérsékletének eloszlása. A nyíl azt a pontot mutatja, ahol legerõsebb a csillag besugárzása - a legforróbb vidék, melyet sárgás szín jelöl, az erõs szeleknek megfelelõen ettõl eltoldódott helyzetben van (NASA, JPL, Knutson, CfA)
Jelenleg a Spitzer-ûrteleszkóp csak olyan forró égitesteket tud ennyire részletesen megfigyelni, amelyek hõmérséklete túl magas a folyékony víz elõfordulásához. Ugyanakkor eredményei sokat segítenek a 2013-ra tervezett James Webb-ûrteleszkóp programjának és észlelési módszereinek kidolgozásában. Ez a mûszer már akár a Földünkhöz hasonló exobolygókról is készíthet hasonló hõtérképet - sõt hosszú megfigyelések révén akár éghajlati térképeket is nyerhetünk, amelyeken az évszakok, a felhõborítottság változása nyomozható.
A valaha észlelt legnagyobb szupernóva-robbanás 2007. május 09., szerda
A 2006 szeptemberében felfedezett esemény a valaha észlelt legfényesebb és legkülönösebb szupernóva-robbanás.
Az elõször 2006. szeptember 18-án észlelt, s az SN 2006gy jelzéssel ellátott szupernóva a valaha megfigyelt legnagyobb és legfényesebb robbanást produkáló csillag, s valószínûleg elsõ példája a régóta keresett új szupernóva-típusnak, a nagyon nagy tömegû csillagok robbanásának, ami nagyon gyakori lehetett a korai Univerzumban.
A Lick Obszervatórium adaptiv optikával készült infravörös és a Chandra mûhold röntgenfelvétele az SN 2006gy-ról. Az infravörös felvételen a halványabb forrás a galaxis centruma, a fényesebb maga a szupernóva. A röntgenfelvételen a két forrás erõssége nagyjából megegyezik.
A "normál" szupernóvák legnagyobb fényességüket néhány naptól pár hétig terjedõ idõskálán érik el, majd ezután néhány hónap alatt teljesen elhalványodnak. Ezzel szemben az SN 2006gy-nak 70 napra volt szüksége a maximális fényesség eléréséhez, majd ezt követõen három hónapon keresztül minden eddigi szupernóvánál fényesebben ragyogott. Még most, majdnem 8 hónap elteltével is fényesebb, mint egy szokásos SN a csúcsfényessége idõszakában, s még mindig túlragyogja a Földtõl 240 millió fényévre a Perseus csillagképben található, NGC 1260 katalógusjelû galaxisát.
A kaliforniai Berkeley Egyetem két csillagásza, N. Smith és D. Pooley a felrobbant csillag tömegét 100 és 200 naptömeg közé teszi, azaz a mai tudásunk alapján elméletileg egyáltalán elképzelhetõ legnagyobb csillagtömegrõl van szó. Az ilyen óriási csillagok olyan ritkák a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisokban, hogy egy 400 milliós populációban valószínûleg csak egy tucat található belõlük. A becslések szerint a robbanás során felszabaduló energia egy normál szupernóva-robbanásénak körülbelül százszorosa lehetett.
A kutatók az égitestet a felfedezés után több eszközzel is figyelték, többek között a Lick és a Keck obszervatóriumok távcsöveivel, illetve a Chandra röntgenmûhold mûszereivel. Az eredményekrõl az Astrophysical Journal szakfolyóirat hasábjain fognak beszámolni.
A legalább 10 naptömegû csillagok, miután belsejükben a hidrogénbõl kiindulva a vasig felépültek az elemek, befejezik aktív pályafutásukat, leáll bennük a termonukleáris fúzió. A folyamat vége felé a csillag belsejében termelõdõ, s kifelé haladó energia sugárnyomása már nem elegendõ, hogy megtartsa a csillag külsõ rétegeit, melyek ezért bezuhannak, s összenyomják a csillag magját, amibõl neutroncsillag vagy fekete lyuk lesz. Az összeroppanás egy kifelé haladó lökéshullámot indít, ami ledobja a külsõ rétegeket, s ezt a folyamatot látjuk óriási kifényesedésként.
A jóval nagyobb, 140-250 naptömegû csillagok esetében a csillag magjának hõmérséklete a fúziós folyamatok során olyan nagy értéket ér el, hogy még a fúziós végállapot elérése elõtt a nagyenergiájú gammasugárzás ún. annihilációja következtében anyag-antianyag, tipikusan elektron-pozitron párok keletkeznek. Mivel a csillag egyensúlyát ebben az esetben a gammasugárzás tartja fenn, mihelyt ez elkezd csökkenni, a külsõ rétegek szintén bezuhannak. A folyamat végén egy olyan termonukleáris robbanás következik be, ami elméletileg bármely normál szupernóva-robbanásnál fényesebb, Univerzum-szerte megfigyelhetõ végeredményt produkál, s végül csak egy fekete lyukat hagy hátra.
Mûvészi elképzelés az SN 2006gy robbanásáról. A tüzijátékszerûen kidobódó, fehér színnel jelzett anyag maga a robbanás. A csillag korábbi, szintén nem eseménytelen élete során csillagszél és kisebb-nagyobb kitörések formájában eltávozott, vörös színnel jelölt hideg gáz két lebenybe rendezõdött. Amikor a robbanás eléri ezt a korábban ledobott anyagot, egy lökéshullám-front keletkezik (zöld, kék és sárga szín), ami felmelegíti a gázt.
A Chandra mérései is megerõsítették azt, hogy egy valóban extrém tömegû csillag halálát láttuk, s nem egy fehér törpe robbant egy hidrogénben gazdag környezetben. Ekkor ugyanis a forrásnak a Chandra által detektáltnál 1000-szer fényesebbnek kellett volna lennie.
Az ilyen új típusú robbanások az elméletek szerint jelentõs mennyiségû nehézelemet is létrehoznak. A szupernóvák által a robbanás után kibocsátott energia a közben keletkezett 56-os nikkel radioaktív bomlásából származik. Smith szerint jelen esetben mintegy 20 naptömegnyi nikkel jött létre, míg egy Ia típusú robbanás során mindössze 0,6 naptömegnyi keletkezik. Az elképzelések szerint a korai Univerzumban nagy számban robbantak ilyen nagyon nagy tömegû csillagok, így jelentõs mértékben hozzájárultak a Világegyetem nehéz elemekkel való "beszennyezéséhez", áttételesen a bolygók, majd az élet létrejöttéhez is.
Az SN 2006gy ún. progenitora, azaz szülõcsillaga tömegének jelentõs részét már a robbanás elõtt elveszítette, hasonlóan az η Carinae nevû, 100-120 naptömegû ún. LBV csillaghoz (LBV, Luminous Blue Variable, fényes kék változó), amely a Tejútrendszer legnagyobb tömegû csillaga. Az SN 2006gy esete azt is jelezheti, hogy a tõlünk mindössze 7500 fényévre lévõ η Carinae is hasonló módon fog felrobbani, a legújabb "elõrejelzések" szerint valószínûleg valamikor a nem túl távoli jövõben. Ha ez bekövetkezik, az η Carinae az emberiség történetének legbriliánsabb jelensége lesz az éjszakai égbolton.
A Tejútrendszer legnagyobb, körülbelül 100 naptömegû csillaga, az η Carinae környezete. Jó eséllyel ez a csillag lesz a következõ, szupernóva-robbanást elszenvedõ objektum a Galaxisban. A Hubble Ûrteleszkóp felvételén jól látszik az 1842-es óriás kitörés során ledobott, két lebenybe rendezõdött por és gáz. A XIX. század közepén néhány évig az η Carinae a Sirius után az éjszakai égbolt második legfényesebb objektuma volt.
Ha ezek a szuper-szupernovák valóban olyan fényesek, mint az SN 2006gy, akkor a kutatók reményei szerint az új generációs James Webb Ûrteleszkóppal lehetõség nyílik arra, hogy az Univerzumban legelsõként bekövetkezett hasonló robbanásokat is detektálják, s így közvetve is igazolják ezen nagytömegû csillagok létezését.
Forrás: University of Berkeley PR 2007. máj. 7.
Bolygókeletkezés szoros kettõscsillagok körül 2007. május 08., kedd
A Spitzer infravörös ûrtávcsõvel végzett felmérés alapján kettõscsillagok körül ugyanolyan valószínû bolygók kialakulása, mint a Naphoz hasonló magányos csillagok esetében.
Mivel a csillagok többsége nem magányos, meglepõ, hogy a jelenleg ismert 200 exobolygó közül csupán 50 olyan akad, mely egy többtagú csillagrendszer valamely csillaga körül kering. Egy amerikai kutatócsoport arra keresett választ, hogy vajon különbözik-e a bolygókeletkezés valószínûsége magányos és kettõs csillagrendszerekben. Ehhez hatvankilenc A3-F8 típusú fõsorozati csillagpárt tanulmányoztak a Spitzer infravörös ûrteleszkóp segítségével.
A csillagászcsoport negyven rendszerben talált porkorongot, s ez arra enged következtetni, hogy nagyobb számban fordulnak elõ kettõscsillagokban bolygókeletkezéshez szükséges törmelékkorong, mint magányos csillagok körül. Még nagyobb meglepetést okozott, hogy gyakrabban fordult elõ ilyen porgyûrû a szoros kettõsöknél, melyek 0-3 CsE-re keringenek egymástól. Három esetben pedig a kutatók olyan korongot fedeztek fel, melyek dinamikailag instabil helyen húzódnak.
A Spitzer megfigyelései alapján készített ábra (magyarázat a szövegben). (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle nyomán)
A vizsgálatok azt mutatták, hogy egymástól 0-3 CsE, ill. 50-500 CsE-re levõ csillagpárosok körül alakulnak csak ki korongok. Míg az elõbbieknél a két csillag körül egy közös gyûrû jött létre, addig az egymástól nagyobb távolságban keringõ párosoknál csupán az egyik csillag körül találtak ilyet. A 3-50 CsE távolságban keringõ kettõscsillagok viszont már túl távol vannak egymástól ahhoz, hogy egy nagy közös gyûrû jöjjön létre körülöttük, azonban túl közeliek ahhoz, hogy bármelyik csillag körül külön kialakulhasson egy.
A kutatócsoport további kutatásokat tervez, hiszen 69 csillagpáros még nem elegendõ minta ahhoz, hogy a vizsgálatukból messzemenõ következtetéseket lehessen levonni a bolygóformálódással kapcsolatban.
Forrás: astro-ph/0612029, Spitzer PR 2007.03.29.
Féloldalas porkorong egy fiatal csillag körül 2007. május 07., hétfõ
Rendkívül aszimmetrikus törmelékkorongot fedeztek fel egy csillag körül.
A tudomány mai állása szerint nagy valószínûséggel a legtöbb csillag körül található valamiféle törmelék- vagy porkorong, de ezek kimutatásához nagyon érzékeny mûszerekre van szükség. Fiatal csillagok esetén szinte mindig, de életük közepén járó csillagok körül is sok esetben találtak már porkorongot. Ezekben a korongokban gyakran éppen bolygókeletkezés folyik, vagy már kialakult bolygók is keringenek csillaguk körül, esetleg kisebb törmelékdarabok (kisbolygók, üstökösök) ütköznek egymással. A központi csillag sugárzása felmelegíti a korongot alkotó részecskéket (hasonlóan ahhoz, ahogyan a Nap is melegíti a Földet), az így nyert energia egy részét azonban a részecskék az infravörös tartományban kisugározzák, s ott plusz sugárzásként ki is mutatható.
Illusztráció: Hogyan változtatják meg a különbözõ típusú porkorongok egy csillag sugárzásának hullámhossz szerinti eloszlását.
Az elsõ porkorong felfedezése 1985-re tehetõ, a Vega csillag körül detektálták az IRAS mûhold segítségével. A központi csillag fiatal kora miatt eredetileg protoplanetáris (olyan korong, amelyben még nem játszódott le bolygókeletkezés) korongnak gondolták, de késõbb bolygószerû testek jelenlétére utaló jeleket találtak. Hasonló törmelékkorongot fedeztek fel a Fomalhaut és β Pictoris körül is, amelyekrõl közvetlenül is sikerült felvételt készíteni. Nagyon sötét helyrõl Napunk saját porkorongja is látható. Az állatövi fénynek nevezett jelenség világító sávként figyelhetõ meg naplemente után a Naprendszer fõsíkja közelében.
Balra: a Fomalhaut és korongja. Jobbra: állatövi fény - a Nap porkorongja.
Amerikai csillagászok egy csoportjának most újabb porkorongot sikerült közvetlenül lefényképezni, amelyhez a Hubble Ûrteleszkóp és a Keck adaptív optikája nyújtott segítséget. A HD 15115 katalógusszámú csillag korongjának az az érdekessége, hogy rendkívül aszimmetrikus, közel 1:2 arányban torzult, nyugati oldali sugara minimum 550 csillagászati egység, míg keleti sugara kb. 315 csillagászati egység. Nagyságát tekintve egyébként az ismert második legnagyobb csillag körüli porkorong a β Pictoris korongja után, de annál jóval aszimmetrikusabb. A korong jelenléte további bizonyítékot szolgáltatott arra, hogy az anyacsillag a β Pictoris kb. 10 millió év korú mozgási halmazának tagja. Egy ilyen objektum viszonylag fiatal csillagokat tartalmazó és az égen nagy kiterjedésû csillagcsoport, melynek tagjai térben és idõben közel egyszerre keletkeztek, de a laza kötöttség miatt azóta nagyrészt szétszóródtak az ûrben. Ma már csak azonos koruk és térbeli mozgásuk vektora árulkodik a csillagcsalád eredetérõl. A β Pictoris mozgási halmaznak jelenleg 17 tagját ismerjük.
Hamisszínes kép a HD 15115 korongjáról: a baloldali kép a Hubble Ûrteleszkóp, a jobboldali a Keck teleszkóp felvétele (észak felfelé, kelet balra).
A HD 15115 korongjának nagyfokú aszimmetriáját a felfedezõk azzal magyarázzák, hogy azt a csillagtól keletre, meglehetõsen közel (kb. kétszeres Nap-Plútó távolságra) elhelyezkedõ HIP12545 számú csillag gravitációs hatása okozza. A rendszernek egyébként magyar vonatkozásai is vannak: az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének infravörös csillagászati kutatócsoportja (KISAG) mutatta ki elõször a csillagról, hogy a β Pictoris mozgási halmaz tagja.
Forrás: Paul Kalas és munkatársai, ApJ Letter - megjelenés alatt (astro-ph: 0704.0645)
NGC4449:
A COROT mûhold elsõ exobolygója 2007. május 05., szombat
A 2006 decemberében felbocsátott COROT mûhold felfedezte az elsõ exobolygóját.
Megérkeztek az elsõ eredmények a 2006 decemberében felbocsátott ûreszközrõl. A COROT felfedezte az elsõ exobolygóját, egy távoli csillag körül keringõ óriásplanétát, illetve nem várt pontossággal detektált csillagrezgésekre utaló "szeizmikus" információkat egy Naphoz hasonló csillagról.
A COROT misszió a CNES (Centre National d'Études Spatiales, Francia Ûrügynökség) projektje, melyben tevékenyen részt vállal az ESA (European Space Agency) is. A küldetés célja kettõs: Egyrészt ez az elsõ ûrmisszió, melyet teljes egészében a Földhöz hasonló exobolygók kutatásának szentelnek, másrészt a fõ feladat mellett elvégzi a Naphoz hasonló csillagok belsõ szerkezetére vonatkozó elsõ átfogó felmérést is. A szakemberek mindkét célt a vizsgálatba bevont csillagok fényváltozásának rendkívül pontos mérésével valósítják meg. Az elsõ eredmények várakozásokhoz képest is meglepõ pontossága arra enged következtetni, hogy az ûreszköz alkalmas lesz földméretû, vagy még annál is kisebb kõzetbolygók detektálására, illetve ezen túl még információt nyújthat a kémiai összetételükrõl is.
A COROT az exobolygók keresésére az ún. tranzit-módszert alkalmazza. Ennek lényege, hogy a csillag fényében azt a nagyon kicsiny csökkenést keresik, amit az okoz, hogy a (feltételezett) kísérõje elhalad elõtte. Természetesen a módszer alkalmazhatóságához az kell, hogy a bolygó pályasíkját majdnem élérõl lássuk, azaz valóban periodikusan a napja elé kerüljön.
A tranzit-módszer lényege: a csillag fényessége csökken, amint a kísérõje elhalad elõtte, s a sugárzó felszín egy kis részét kitakarja.
A csillagok belsõ szerkezetének felderítése (ezzel az ún. asztroszeizmológia foglalkozik) szintén a fénygörbéjük tanulmányozásával lehetséges. A látszó fényességben megfigyelhetõ oszcillációk oka ugyanis a csillag rezgése. Ezen oszcillációk analizálásával információ szerezhetõ a csillagok belsejében haladó mechanikai hullámokról, ezen keresztül pedig a csillagbelsõrõl magáról, hasonlóan ahhoz, ahogyan a geofizikusok vizsgálják a Föld belsejét mesterségesen keltett hullámok, ill. földrengések segítségével.
A COROT legfõbb erõssége abban áll, hogy egyrészt az égbolt egy adott területén folyamatosan monitorozza ugyanazokat az objektumokat, másrészt rendkívüli pontossággal képes mérni a csillagok fényességében bekövetkezõ változásokat. A mérések teljes kiértékelése hosszabb idõt vesz igénybe, de az már most látszik, hogy a fedélzeti mûszerek pontosabban mûködnek, mint azt a felbocsátás elõtt becsülték, egyes esetekben a pontosságban egy nagyságrendnyi javulás is bekövetkezhet, ami természetesen jótékonyan hat a küldetés eredményességére is.
A most felfedezett, COROT-Exo-1b jelzéssel ellátott forró óriásbolygó sugara 1,78-szorosa a Jupiterének. A Földtõl 1500 fényévre, a Monoceros csillagképben található, Naphoz hasonló sárga törpecsillagát mindössze 1,5 nap alatt kerüli meg. A párhuzamosan elvégzett földi bázisú spektroszkópiai megfigyelések alapján a bolygó tömege is meghatározható volt, értékére a Jupiter tömegének 1,3-szerese adódott. A kutatók szerint az adatok teljes körû feldolgozása után a meghatározott paraméterek hibája, ami az elõzetes eredmények szerint is meglepõen kicsi, mindössze néhány százezrednyi, még tovább csökkenhet.
A csillagról érkezõ fény intenzitása a fázis függvényében. A 0 fázis környékén megfigyelhetõ mintegy két százaléknyi fényességcsökkenést a COROT-Exo-1b óriásbolygó okozza.
A rendkívüli mérési pontosság következtében a COROT az elõzetesen becsültnél háromszor kisebb méretû bolygók megfigyelésére is képes lesz, ami azt jelenti, hogy a földméretû planéták tömegesen kerülhetnek a hatósugarába, sõt egyes bolygók esetében remény lehet a bolygóról magáról visszavert csillagfény detektálására is, ami alapján aztán a bolygó kémiai összetételére is becslés adható.
Hasonlóan impozáns a COROT asztroszeizmológiával kapcsolatos adatainak minõsége is. A mûködés elsõ 60 napja alatt volt olyan mérés, aminek 5 perces integrációs idõre vetített hibája 1 milliomodnál is kisebb, amivel a távcsõ gyakorlatilag elérte az elméletileg lehetséges legkisebb hibakorlátját! Az ûreszközzel 50 napon keresztül folyamatosan észleltek egy fényes, Naphoz hasonló csillagot, s egy váratlan, néhány napos idõskálájú fényességváltozást találtak, ami a csillag mágneses aktivitására utalhat, ugyanis az oszcillációk nagyon hasonlóak egy Nap típusú csillag megfelelõ rezgéseihez.
A COROT mûholdat 2006. december 27-én bocsátották fel a kazahsztáni ûrközpontból egy Szojuz hordozórakétával. 900 kilométer magasságú poláris pályája majdnem teljesen kör alakú. Az eszközt 2007. január 2-án kapcsolták be, a folyamatos mérések pedig február 3-án indultak.
Forrás: ESA PR 2007. május 3.
A "leg"-ek exobolygója - újabb magyar felfedezés! 2007. május 02., szerda
A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) vezette kutatócsoport egy újabb különleges exobolygót fedezett fel, mely a HAT-P-2b elnevezést kapta.
A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) vezette kutatócsoport egy újabb különleges fedési exobolygót fedezett fel, mely a HAT-P-2b elnevezést kapta. A Hungarian Automated Telescopes Network (HATNet) második „gyermekének” tömege 8,17-szeresen múlja felül a Jupiterét, ezzel az eddig megismert 14 fedési exobolygó közül a legnagyobb. További érdekesség, hogy a HAT-P-2b egyben a leghosszabb keringési idejû, és leginkább elnyúlt pályán keringõ Naprendszerünkön kívüli fedési planéta, amit eddig találtak.
A fedési exobolygók a látóirányunkból nézve elhaladnak központi csillaguk elõtt, így csekély elhalványodást okoznak annak fényességében, amit szerencsés esetben detektálni lehet. Az ilyen kicsiny fényváltozást keresi a HATNet hat darab teleszkópja is. Az egyenként 11 cm átmérõjû távcsöveket Bakos Gáspár mellett Sári Pál, Papp István, és Lázár József (Magyar Csillagászati Egyesület) építette, az automata távcsövek Arizonában és Hawaii-n üzemelnek. A felfedezésben fontos szerepet játszott Dr. Kovács Géza (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete) is, többek közt az általa kifejlesztett algoritmussal, mellyel a HAT-P-2b-t is megtalálták. A kutatócsoport elsõ exobolygója, a HAT-P-1b, amint arról korábban beszámoltunk, ugyancsak rekorder: az eddig talált legkisebb sûrûségû fedési exobolygó.
HAT-P-2b által okozott fényességcsökkenés a HD 147506 fénygörbéjében
A most felfedezett HAT-P-2b a HD 147506 jelû csillag körül kering, attól körülbelül 0,069 Csillagászati Egység (CSE) távolságban (1 CSE = 150 millió km). A bolygó a Napunknál valamivel nagyobb csillagát 5,63 nap alatt kerüli meg, s ezzel az eddig ismert leghosszabb periódusú fedési exobolygó. Sûrûsége nagyobb a Földénél, feltehetõleg fõként hidrogénbõl és héliumból áll. A hatalmas tömegû gázóriás mintegy 440 fényév távolságban található, és 1,18 jupitersugárral rendelkezik.
A meglepõen nagy, 0,5-ös excentricitásra jelenleg még nincs világos magyarázat. Elképzelhetõ, hogy egy másik bolygó is kering a rendszerben, mely ilyen elnyúlt pályára kényszerítette a HAT-P-2b-t, de erre jelenleg még nincs egyértelmû bizonyíték, így további kutatások szükségesek.
Együtt a HAT-team: Bakos Gáspár, Sári Pál, Papp István és Lázár József a Fred L. Whipple Obszervatóriumban (Arizona), a HATNet projekt fõhadiszállásán
Érdekességek az új bolygóról:
-Ha kicsivel nagyobb lenne a tömege, akkor ez a bolygó már néha "begyulladna", tehát megközelítené a barna törpe csillagok mágikus 13-szoros jupitertömeg-határát.
-A pálya excentricitására, vagyis megnyúltságára jellemzõ, hogy ha a Föld ilyen elnyúlt pályán keringene, akkor napközelben olyan közel lenne a Naphoz, mint a Merkúr, naptávolban pedig a Marsig jutna.
-A nagy excentricitás miatt szinte parittyaszerûen mozog: a csillag közelében gyorsan, míg csillagtávolban nagyon lassan kering. Emiatt garantált, hogy a bolygó nem forog a tengelye körül szinkronban a keringéssel, tehát nem mindig ugyanazt az oldalát fordítja a központi csillag felé.
-A bolygót érõ besugárzás 9-szeres faktor szerint változik. Emiatt nagyon érdekes atmoszférája és idõjárása lehet! A felszíni gravitáció 15-szöröse a földinek. Ez teljesen egyedi eddig az exobolygók világában.
-Nem csak a legnagyobb sûrûségû exobolygó, hanem a Naprendszer kõzetbolygóinak a sûrûségét is meghaladja. Míg a Föld sûrûsége 5,52 g/cm3, addig a HAT-P-2B sûrûsége 6,6 g/cm3. Így elmondhatjuk, hogy ez az égitest a legnagyobb sûrûségû ismert bolygó.
Égitestcsalád a Kuiper-övben 2007. május 2., szerda, 8:57
Elsõként sikerült a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-övben olyan égitesteket azonosítani, amelyek egy õsi objektum széttörésével keletkeztek.
A 2003 EL61 és két holdjának modellje (NASA)
A Mars és a Jupiter közötti kisbolygóövben lévõ égitestek családokat alkotnak. Egy-egy családba hasonló térbeli helyzetû és összetételû objektumok tartoznak, amelyek valamikor egy-egy nagyobb õsi kisbolygó széttörésével és töredékeinek szétszóródásával keletkeztek. Kérdés, hogy hasonló csoportokat sikerül-e a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-övben is lehatárolni.
Az ott található objektumokat korábban csak pályájuk jellege alapján sikerült csoportosítani -közülük a leghíresebb a Plútóhoz hasonló dinamikai helyzetû csoport, a Plútínók társasága. Összetétel szempontjából azonban eddig nem mutatkoztak hasonlóságok, és így nem tudni, hogy az egyes csoportok azonos szülõégitest széttörésével keletkeztek-e - ami a Plútínók esetében nem is túl valószínû.
A Kuiper-öv tagjait színképük és ebbõl durván közelített felszíni összetételük alapján három nagy csoportba soroljuk. Az elsõ csoportot a felszínükön sok fagyott metánjeget tartalmazó égitestek alkotják - ilyen például a Plútó, az Eris vagy a 2005 FY6 -, a másik osztályt azok az égitestek képezik, amelyek felszíne sok vízjégre utal, míg a harmadik csoport tagjai infravörös színképükben nem mutatnak semmilyen erõs, karakterisztikus jelleget.
A második csoporton belül is elkülönül néhány olyan objektum, amelynek spektrumában feltûnõen erõs a vízjég jelenléte. Ide tartozik a viszonylag nagyméretû 2003 EL61 és annak egyik holdja, továbbá az 1995 SM55, az 1996 TO66, a 2002 TX30 és a 2005 RR43. Ezek az objektumok térben is aránylag koncentráltan oszlanak el, a Kuiper-öv kisebb zónájában találhatók. A csoport legjelentõsebb tagja az 1960×1518×996 km méretû 2003 EL61, ennek tömege körülbelül 100-szor nagyobb, mint a fent felsorolt többi égitesté együttesen.
A 2003 EL61 esetében több érdekes jellemzõ alapján már korábban is feltételezték, hogy egy nagyobb objektum szétdarabolódásával keletkezett. Erre utalt viszonylag nagy, 2,2-3,3 g/cm3 közötti sûrûsége, közel 4 órás tengelyforgási ideje, azaz gyors pörgése, továbbá két, S/2005(136108)1 és S/2005(136108)2 jelû holdja.
Mike Brown (CALTECH) és kollégái az objektumot részletesebben is vizsgálták. Modelljeik arra utalnak, hogy a 2003 EL61 õse egy olyan Plútóhoz hasonló méretû égitest lehetett, amely nem sokkal a Naprendszer kialakulása után szétdarabolódott. Így maradt vissza a sûrûbb mag egy vékonyabb felszíni vízjégtakaróval, és keletkezett annak gyors forgása - amitõl pedig elnyúlt az alakja. A robbanás nyomán messzebbre repült töredékek pedig a fenti öt égitestet alkotják.
A széttörés során az illékonyabb metánjég könnyebben elszökött, míg a H2O-ból több maradt vissza - ezért mutatnak a csoport tagjai hasonlóan erõs, a vízjégre utaló elnyelési vonalakat. A széttört objektumok csoportja egyébként rezonanciában mozog a Neptunusszal, és 7-szer kerülik meg a Napot, míg a Neptunusz 12-szer teszi ezt. A jelenség keretében fellépõ gravitációs hatások révén az egykori töredékek többsége mára kiszóródhatott a térségbõl.
A modell viszonylag jól megmagyarázza a fenti megfigyeléseket, ugyanakkor sok megválaszolatlan kérdés is felvetõdik a csoport képzõdésével kapcsolatban. Mindent összevetve feltehetõleg sikerült megtalálni az elsõ olyan Kuiper-objektum családot, amelynek tagjai egy õsi égitest szétdarabolódásával születtek.
Kereszturi Ákos
A Föld második holdja 2007. április 30., hétfõ
A 6R10DB9 ideiglenes elnevezésû, néhány méter átmérõjû égitest immár harmadik keringését kezdte meg bolygónk körül, amióta tavaly szeptemberben átmenetileg Föld körüli pályára állt. A furcsa égitest június 14-én éri el perigeumát, majd elhagyja a Föld-Hold rendszert.
Tavaly szeptember 14-én egy szokványosnak tûnõ, 19,3 magnitúdós földközeli kisbolygót rögzítettek a Catalina Sky Survey 68 cm-es Schmidt-távcsövének felvételein. A megfigyelt koordinátákra azonban nem lehetett Nap körüli pályát illeszteni. Gyorsan kiderült, hogy a néhány méter átmérõjû égitest bolygónk körül kering! Mivel azonban pályája szinte merõleges a Hold pályasíkjára, nem maradhat hosszú ideig a közelünkben. Három keringés után, szeptember elején elhagyja bolygónk környezetét. Mint a mellékelt ábrán látható, a pályára állás utáni elsõ földközelsége január 3-án, a második pedig március 25-én volt. A harmadik, egyben legkisebb távolságú perigeum június 14-én lesz, amely után olyan sebességre gyorsul, ami a Föld-Hold rendszer elhagyására kényszeríti. Felfedezése után mindkét földközelség alkalmával észlelték a 19 magnitúdós objektumot, így minden bizonnyal a júniusi esemény sem marad rejtve elõlünk.
Peter Birtwhistle március 20-ai felvétele 176 (!) darab hat másodperces kép összegzésével született. A Geminiben járó halovány égitestet az inzertben kinagyítva láthatjuk.
Az égitest mozgása a Föld-Hold rendszerben 2006 áprilisa és 2007 szeptembere között a Sky and Telescope nyomán.
Fontos kérdés, hogy vajon milyen pályán keringett az égitest mielõtt befogtuk volna? Annyi bizonyos, hogy közel kör alakú, a Földéhez nagyon hasonló pályán járhatott. Megeshet, hogy a 60-as, 70-es évek egyik ûrkísérlete során Nap körüli pályára állt rakétafokozat, bár ekkor a kis tömeg miatt már észlelnünk kellett volna a Nap sugárnyomása okozta pályaváltozást. Mivel ilyet eddig nem tapasztaltak, a kutatók többsége inkább egy természetes eredetû, tömör égitestre gyanakszik. A kérdést a júniusi perigeum idején végzett spektroszkópiai mérésekkel lehetne végérvényesen eldönteni, hiszen egy földközeli kisbolygó és egy speciális festékkel borított rakétafokozat egészen másként veri vissza a napfényt.
A legsötétebb galaxisok kialakulása 2007. április 28., szombat
A sok sötét anyagot tartalmazó törpegalaxisok kozmikus értelemben igen korán elvesztették tömegük és gázanyaguk nagy részét anyagalaxisuk közelsége miatt.
A Tejútrendszerünkhöz hasonló, nagyobb galaxisok körül számos kisebb törpegalaxis kering. Néhány ezek közül, például a Tejútrendszer Draco és Ursa Minor törpegalaxisai, illetve az M31 Andromeda IX jelû kísérõje, a szokásosnál is különösebbnek tûnnek. Ezek a rendszerek a törpe szferoidális galaxisok (dSph) csoportjába tartoznak – gázanyagban rendkívül szegények, emellett felületi fényességük is igen alacsony. Különlegessé az teszi õket, hogy a legnagyobb arányban tartalmaznak sötét anyagot a normális, világító anyaghoz képest. Esetükben a tömeg–fényesség-arány 100 feletti (napluminozitás per naptömeg egységben), míg a Lokális Csoporthoz tartozó többi dSph galaxis esetében a hasonló arányszám 10 és 30 közötti. A jelek szerint bennük a csillagkeletkezési folyamatok nagyon régen, közel 10 milliárd éve leálltak – míg a többi, hasonló rendszerben még további évmilliárdokig keletkeztek új csillagok. Központi rendszerüktõl való távolságuk is megkülönbözteti õket a jellegzetes kísérõktõl: a megszokott kb. 600-650 ezer fényév távolsággal szemben mindössze 150-300 ezer fényévre keringenek anyagalaxisuktól. A probléma, hogy a jelenlegi galaxiskeletkezési modellek egyike sem képes egyidejûleg magyarázatot adni a rendszerek összes megfigyelt különös tulajdonságára.
L. Mayer (ETH Zürich) és kutatócsoportja a Nature február 15-i számában számolt be egy új számítógépes szimuláció eredményeirõl, melyek új fényt vetettek a rejtélyes objektumok keletkezésére. Ezek szerint a különleges rendszerek õsei is gázanyagot nagy mennyiségben tartalmazó törpegalaxisok voltak, amelyek azonban a többieknél sokkal korábban váltak a központi galaxis kísérõivé. A modell futtatása során a Tejútrendszerünkéhez igen hasonló méretû halo kialakulását modellezték. Az induláskor a kísérõgalaxis, amely tömegének 80%-a gázanyagként volt jelen, a központi rendszer körül igen elnyúlt pályán keringett mintegy 1,7 milliárd éves periódussal. A szimuláció 10 milliárd éves idõtartama alatt a kísérõ ötször haladt át pályájának a központi galaxishoz legközelebb esõ pontján. Az eredmények szerint már a legelsõ áthaladás is drámai hatással volt rá: sötét halojának mintegy 60%-át veszítette el, ami mellett a galaktikus árapályhatások révén kialakuló instabilitások mintegy 100 millió év alatt eltávolították a gázanyagot. A második közelítés alkalmával a kísérõ halojának sûrûsége közelítõleg a felére zuhant, ezzel párhuzamosan keringési sebessége is 30 km/s alá esett. A belsejében fellépõ átrendezõdések miatt az eddig szorosabban kötött anyag is kidobódhatott, ennek megfelelõen az elsõ két közelítés után gyakorlatilag nem maradt gázanyag, míg a kezdeti, közelítõleg korong alakú csillageloszlás fokozatosan gömbszerûvé alakul át.
Egy szimulált törpegalaxis fejlõdése az idõk folyamán. A modell indulásakor (t=0,0 milliárd év, jobbra fent) egy korong alakú objektumot látunk élérõl nézve. t=3,0 milliárd évkor a csillagok eloszlása már torzul (középsõ kép), míg a gázanyag eloszlása már jelentõs változásokon ment át (jobbra). t=10,0 milliárd évkor, vagyis napjainkban (jobb alsó kép), már egy teljesen diffúz, a törpe szferoidális galaxisokra jellemzõ csillageloszlás tapasztalható.
A számítások szerint tehát a kozmikus értelemben korán kísérõgalaxisokká vált rendszerekbõl a gázanyag eltûnik, a csillagkeletkezési folyamatok leállnak, míg a távolabbi kísérõkben még évmilliárdokig folytatódik a csillagok keletkezése. Ez magyarázza például azt is, miért fényesebb kb. tízszer a Fornax törpegalaxis a Draconál. Az elõrejelzések szerint a fényes, nagyobb galaxisok mindegyike körül viszonylag csekély számú, sötét anyag által dominált kísérõnek kell lennie, amelyek igen gyorsan keringenek rendszerük központja körül. Ugyanakkor ezek a törpék igen halványak is, ami magyarázatot ad arra, hogyan kerülhették el egészen idáig a felfedezést. A modell által elõrejelzett igen sötét kísérõgalaxisok megoldhatják a „hiányzó kísérõgalaxisok” rejtélyét – Tejútrendszerünk körül még három, hasonló tulajdonságú objektum felfedezése már összhangba hozná az elméleteket a megfigyelési adatokkal.
Forrás: Mayer L. és mtsai, Nature 2007. febr. 5. (astro-ph/0702495)
Intergalaktikus "környezetszennyezés" óriási fekete lyukakkal 2007. április 27., péntek
Galaxismagok nagy tömegû fekete lyukai fontos szerepet játszhatnak az intergalaktikus tér nehéz elemekkel történõ feldúsításában, s így áttételesen az élet kialakulásában is.
Az ESA (European Space Agency) XMM-Newton röntgenteleszkópjának új eredményei szerint a nagy tömegû fekete lyukak közelébõl kiszökõ, nehéz elemeket is tartalmazó forró gáz jelentõs szerepet játszhat az intergalaktikus térnek az élet késõbbi keletkezéséhez nélkülözhetetlen összetevõket is hordozó anyaggal történõ "beszennyezésében", bár elképzelhetõ, hogy más forrásokat is figyelembe kell venni.
Ha egy fekete lyuk közvetlen közelébe jutó gáz kellõen forró, egy része egészen addig megszökhet, amíg át nem lépi a végsõ határt, a fekete lyuk ún. eseményhorizontját. A legnagyobb fekete lyukak környezetében megfigyelt "szökési" sebességek elérik az 1000-2000 km/s-ot is, de a kutatók elõtt még nem egészen világos, mennyi gáz is képes ilyen módon megmenekülni a végsõ eltûnés elõl. Az XMM-Newton röntgenteleszkóp új mérései, illetve az ezen alapuló késõbbi kutatások talán segíthetnek ezen kérdés tisztázásában is.
A munka során egy nemzetközi kutatócsoport az NGC 4051 katalógusjelû aktív galaxis magjában található, a Napnál kétmilliószor nagyobb tömegû fekete lyuk környezetét vizsgálta az XMM-Newton több mûszerével párhuzamosan. Míg a korábbi észlelések csak a kiszökõ gáz általános tulajdonságait tudták feltárni, a mostani vizsgálatok során a kutatóknak részletes információkat sikerült gyûjteniük a gáz luminozitásában és ionizációs viszonyaiban bekövetkezõ változásokról. Az eredményeket az Astrophysical Journal c. szakfolyóirat április 20-ai számában tették közzé.
A National Optical Astronomy Observatory (NOAO, Kitt Peak, Arizona, USA) felvétele az NGC 4051 katalógusjelû aktív magú galaxisról.
A csoport megállapította, hogy a gáz a fekete lyukhoz sokkal közelebbi régióból áramlik vissza, mint azt korábban gondolták. A számítások szerint a fekete lyukba spirálozó anyag 2-5 százaléka szökik meg, ami szintén kevesebb a korábban vártnál.
Ugyanaz a fûtõfolyamat, ami lehetõvé teszi a beáramló gáz egy részének megszökését, a gázt ionizálja is, azaz elektronokat szakít le az atomokról, pozitív töltésû ionokat és szabad elektronokat létrehozva. A forró gáz hidrogénen és héliumon kívül más, nehezebb elemeket is tartalmaz. A csillagászati terminológiában az összes ilyen elemet fémnek nevezik. Köztük van a földi élet szempontjából egyik legfontosabb, a szén is. A fémek a csillagok belsejében keletkeznek az ott zajló termonukleáris folyamatok közben, ennek ellenére az intergalaktikus térben szinte mindenhol megtalálhatók. A csillagászok régóta kutatják, milyen módokon juthat ki a nehéz elemekben gazdag anyag a galaxisok közötti térbe.
Az egyik lehetõséget az Univerzum legnagyobb teljesítményû energiaforrásai, a kvazárok szolgáltathatják. Ezek olyan aktív galaxisok, melyek magjában óriási étvágyú fekete lyukak nyelik el a beáramló anyagot. Ez azonban azt is jelenti, hogy a kvazárok környezetébõl megszökõ gáz is jelentõs mennyiségû, s így ez transzportálhatná a fémeket az intergalaktikus térbe. Ha a kvazárok lennének teljes egészében felelõsek a galaxisok közti tér fémekkel történõ beszennyezéséért, akkor a fémgyakoriságnak nagyobbnak kell lennie a kvazárok körüli térrészekben, mint máshol. Ez magyarázná is azt a tényt, hogy intergalaktikus léptékben a kozmikus elemgyakoriság valóban irányfüggõ.
Ha azonban a kiszökõ gáz mennyisége valóban olyan kicsiny, mint az új mérések az NGC 4051 esetében mutatják, akkor a kvazárok mellett még más forrásokat is kell találni az intergalaktikus térben megfigyelhetõ fémgyakoriság magyarázatára. Ezek lehetnének a csillagkeletkezési területekben rendkívül gazdag, poros, sok esetben aktív magú, illetve kölcsönható, a távoli infravörös tartományban óriási, a Napét ezermilliárdszorosan meghaladó energiakibocsátású galaxisok, az ún. ultrafényes infravörös galaxisok (Ultra Luminous Infra Red Galaxies).
A probléma tisztázására a kutatók további vizsgálatokat terveznek az XMM-Newton teleszkóppal az NGC 4051 galaxisnál nagyobb teljesítményû aktív galaxisok körében. Ha a kiáramló gáz aránya nagyobbnak adódna, mint az NGC 4051 esetében, akkor a kérdés megoldódik, ha azonban ugyanaz lesz, akkor a probléma továbbra is fennáll. (Az elsõ esetben természetesen az az új kérdés vetõdhetne fel, hogy az NGC 4051 esetében miért ilyen kicsi a visszaáramlási arány.)
Forrás: ESA News, 20 April 2007
A Nap három dimenzióban 2007. április 25., szerda
Nevéhez méltóan a STEREO ûrszonda közvetítette a Nap elsõ térbeli képét.
Az Amerikai Ûrügynökség, a NASA új napkutató szondapárosa, a STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory, kb. Nap-Föld Kapcsolatok Obszervatóriuma) áprilisban küldött elõször olyan felvételeket, amelyek három dimenzióban mutatják központi csillagunkat. A STEREO A és a STEREO B jelû ûreszköz ellenkezõ irányban távolodik a Földtõl, és feladata a Nap fizikája pontosabb megértésének segítése valamint az "ûridõjárásra" vonatkozó elõrejelzések javítása.
A szondák által közvetített térbeli képek ezekhez nagymértékben hozzájárulnak, hiszen segítségükkel a Nap légkörében lévõ alakzatok három dimenzióban láthatóak, például a koronakilövellések iránya is pontosabban számítható. Nevével némiképp ellentétben az ûridõjárásnak komoly hatása van az emberiségre: a nagyenergiájú napkitörések veszélyt jelentenek nemcsak a Föld körül keringõ ûrhajósokra, kommunikációs mûholdak százaira, de az elektromos távvezeték-hálózatra is, ezért az elõrejelzés finomítása fontos feladat.
Agyunk a két egymástól néhány centiméterre lévõ szemgolyók segítségével alkot térbeli képet, a STEREO szondái által küldött felvételeket ugyanezen elv alapján kombinálják térbeli képpé az azokat kiértékelõ tudósok, majd ezeket speciális szemüveggel szemlélve nézve valódi térhatású élményhez jutunk. A képeket a STEREO mûholdak SECCHI nevû, extrém ultraibolya tartományban mûködõ leképezõ berendezése készítette.
A STEREO honlapján számos 3D-s képet megcsodálhatunk, emellett lehetõségünk van azokat a két dimenzióban készült felvétellel összevetni. A különbözõ színek eltérõ hõmérsékleteket jelentenek: a sárga két és fél millió, a zöld másfél millió, a kék egymillió, a piros 60000-80000 fokos tartományt jelöl. A három dimenziós képek igazi élvezetéhez szükségünk van egy kétszínû, piros-kék 3D-s szemüvegre!
A teljes napkorong kétdimenziós képe, az egymillió fokos alakzatokat kihangsúlyozó 17,1 nanométeres extrém ultraibolya hullámhosszon.
Ugyanaz, immáron három dimenzióban...
Forrás: A STEREO honlapja
Bolygók vagy csillagok maradványai-e a fehér törpék porkorongjai? 2007. április 24., kedd
A közelmúltban két kutatócsoport is azt vizsgálta, milyen folyamatok vezethetnek fehér törpék körül talált porkorongok kialakulásához.
A fehér törpék a kb. 8 naptömegnél kisebb kezdeti tömegû csillagok végállapotai. Inaktívak, nukleáris energiatermelés már egyáltalán nem zajlik bennük. Magjuk oxigénbõl és szénbõl (vagy nagyobb tömegû objektumok esetén oxigénbõl és neonból) áll, a külsõ rétegek ugyanakkor fõként héliumot vagy hidrogént tartalmaznak.
A magányos fehér törpék élete igencsak "unalmasnak" tûnik: felgyülemlett energiájukat évmilliárdok alatt sugározzák ki, míg végül teljesen elhalványulnak. Ha azonban a létrejövõ fehér törpe egy óriáscsillagot is tartalmazó kettõs rendszer tagja, a vég már korántsem lesz ennyire nyugodt. A másik csillagról ugyanis folyamatosan anyag áramlik át a fehér törpére, mely a kb. 1,4 naptömegnyi Chandrasekhar-határtömeg elérésekor összezuhan, s szupernóvaként felrobban.
Az utóbbi évek vizsgálatai azonban arra utalnak, hogy a magányos fehér törpék élete sem teljesen egyhangú (lásd korábbi cikkeinket: Egy fehér törpe porkorongja, Bolygókeletkezés egy fehér törpe körül). Egyre több "halott" csillag körül találnak például porkorongokat (melyekrõl korábban azt hitték, hogy - a bolygórendszerek elõzményeiként - csak a fiatal csillagokra jellemzõek), illetve a Naprendszerünkben lévõ kisbolygóövhöz hasonló képzõdményeket. A koronggal rendelkezõ fehér törpék vizsgálata fontos lépcsõfok lehet a Napunkhoz hasonló csillagok fejlõdésének, valamint Naprendszerünk jövõjének kutatásában.
M. Jura (University of California) és munkatársai 11 fehér törpét vizsgáltak a Spitzer Ûrtávcsõ mûszereivel. A kiválasztott objektumok közös jellemzõje, hogy korábbi, spektroszkópiai mérések során fémvonalakat (azaz a héliumnál nagyobb rendszámú elemek nyomait) találtak a színképükben. Ez azért számít különleges esetnek, mert a nehezebb elemek igen rövid idõ (a hidrogénben gazdag fehér törpéknél néhány száz, míg a fõként héliumot tartalmazó társaik esetén néhány tízezer-százezer év) alatt lesüllyednek a csillag látható, felszíni tartománya alá - azaz a fémnyomokat mutató fehér törpék felszínére valószínûleg jelenleg is áramlik a nehezebb elemekben dús anyag. Ez egy csillag körüli (ún. akkréciós) porkorong segítségével valósulhat meg, mely egy korábbi bolygórendszer maradványa lehet. A jelenlegi elméletek szerint a legjobb magyarázat a megfigyelt fémfeldúsulásokra egy bolygó- vagy aszteroida-szerû test, mely - túl közel kerülve a fehér törpéhez - az erõs árapály-erõk hatására feldarabolódott, maradványai pedig a csillag körüli korongba kerültek.
Jura és kollégái a porkorongokból származó infravörös többletsugárzás jeleit keresték a fotometriai adatsorokban. Az adatok feldolgozása és a modellszámítások elvégzése után három fehér törpe (GD 40, GD 133, PG 1015+161) esetében sikerült a kimutatott infravörös többletsugárzást egyértelmûen egy csillag körüli porkorong jelenlétére visszavezetni. A GD 40 esetében a szénatomok relatíve kisebb arányát a kutatók egy fõleg szilikátvegyületeket tartalmazó (ún. kondritos), szénben szegény aszteroida feldarabolódásával magyarázták. Egy negyedik objektumnál (GD 56) is detektáltak infravörös többletet, de ennél a csillagnál a modellszámítások egyelõre nem adták vissza egy porkorong lehetséges fizikai paramétereit. A többi, fémvonalakat mutató fehér törpénél viszont egyáltalán nem volt jele infravörös többletsugárzásnak. A kutatócsoport tagjai ezt porból és gázból álló, kevésbé sûrû korongok jelenlétével magyarázták - azonban ez a kérdés még nem teljesen tisztázott.
A fentebb taglalt eredményeknek némiképp ellentmondhat egy másik kutatócsoport vizsgálata. E. Garcia-Berro (Universitat Politecnica de Catalunya) és munkatársai egy régóta ismert, porkoronggal rendelkezõ fehér törpét, a GD 362-t tanulmányozták. Számításaik alapján elképzelhetõ, hogy az ilyen típusú csillagok korongjai, illetve a színképükben kimutatható fémvonalak nem bolygótestek feldarabolódása során keletkeztek. Alternatív megoldásként egy még egzotikusabb folyamatot, két fehér törpe összeolvadását javasolták. Korábbi tanulmányok is foglalkoztak már hasonló kettõs rendszerek kialakulásának és egyesülésének lehetõségével (lásd cikkünket: Degenerált csillagok furcsa leszármazottai), azonban a csillagok körüli korongok létrejöttének okaként még nem szerepelt ez a magyarázat.
A GD 362 és porkorongjának mérete, összehasonlítva a Föld és a Szaturnusz méretével (forrás: UCLA)
A kutatók elmélete szerint a GD 362 korábban egy két fehér törpét tartalmazó rendszer volt; a kisebbik komponens azonban idõvel szétszakadt, és anyagából akkréciós korong alakult ki a nagyobb csillag körül. A heves folyamat során a hõmérséklet ideiglenesen megközelítette az 1 milliárd Kelvint, ami elég volt a nehezebb elemek keletkezéséhez. A számítások alapján a megfigyelt fémtartalom akkor alakulhatott ki, ha a két komponens jelentõs mennyiségû héliumot tartalmazott - a spektroszkópiai adatok viszont egyértelmûen arra utaltak, hogy a GD 362 felszíni rétegeiben a hidrogén dominál. Garcia-Berro és kollégái azzal oldották fel a látszólagos ellentmondást, hogy az objektum relatíve alacsony felszíni hõmérséklete (T = 9740 ± 50 K) miatt a színképében igen nehéz detektálni a héliumvonalakat - azaz a hidrogén-hélium arány valós értéke igencsak bizonytalan. A modellezések során ezért ez az érték szabad paraméterként szerepelt, s így sikerült jónak tûnõ fizikai modelleket felállítani.
Az eredmények jól visszaadták a megfigyelt elemgyakoriságokat és a porkorongból származó infravörös sugárzás mértékét. Sikerült tehát egy teljesen új elméleti modellel leírni egy fehér törpe porkorongjának kialakulását, kiiktatva a külsõ folyamatok (bolygótestek, aszteroidák feldarabolódása) hatását. Ugyanakkor meg kell jegyezni (ahogy ezt a szerzõk is megtették), hogy a számítások szerint a kettõs fehér törpék összeolvadása igen ritka esemény (Tejútrendszerünkben átlagosan száz évente egyszer következik be), azaz nem jelenthet kizárólagos magyarázatot a porkorongok létére.
Várható volt, hogy lassan rátalálnak valami Föld típusú bolygóra is, kár, hogy a mi életünkben valószínûleg csak számítási eredmény marad, látni sosem fogjuk... :(
Különleges törpegalaxis a Lokális Csoportban 2007. április 21., szombat
Fiatal és öreg csillagok keverednek a Leo csillagképben felfedezett új törpegalaxisban.
Az utóbbi két évben egyre inkább "benépesült" Tejútrendszerünk környezete. Már legalább nyolc kísérõ törpegalaxissal és két extragalaktikus gömbhalmazzal ismerünk többet Tejútrendszerünkben a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) égboltfelmérésének következtében. A felmérés az új-mexikói Apache Pointban folyt az elmúlt években egy 2,5 m átmérõjû, f/5-ös fényerejû alt-azimut távcsõvel, melynek határmagnitúdója 23. 2005 júliusáig a projekt elsõ fázisa elkészítette az egész égbolt negyedére kiterjedõ felmérést, amely során százmillió galaxisról és ugyanennyi csillagról készültek mérések (a jelenleg futó második fázis már szûkebb célokat kitûzõ megfigyelés-sorozatból áll).
A Leo T jelû törpegalaxis a kanári-szigeteki 2,5 m-es Isaac Newton Telescope nagylátószögû kamerájával.
Egy ilyen felmérés során újabb galaxisokat is felfedeznek, mint csillagsûrûsödéseket olyan, látszólag "üres" égbolt-területeken, ahol korábban nem ismertek galaxist. M.J. Irwin (University of Cambridge) és munkatársai így fedezték fel a Leo T törpegalaxist, melynek neve onnan származik, hogy a Leo csillagkép irányában látszik és átmeneti ("transzfer") típus a törpe szferoidális (dSph) és törpe irreguláris (dIrr) galaxisok között. A galaxis összfényessége sokkal kisebb, mint azt a törpe szferoidális galaxisok esetén várnánk, ami ugyan lehetne az árapály-erõk hatásának következménye is, ám ahhoz a távolsága túl nagy (kb. 420 kpc, azaz majdnem 1,4 millió fényév), hogy a Tejútrendszer gravitációs ereje megszabadítsa csillagai nagy részétõl.
A Leo T egyedi csillagainak szín- és fényesség-eloszlása alapján kiderült, hogy legjellemzõbb a vörös óriáságon levõ csillagok járuléka. Ezek kis tömegû, felfúvódott vörös óriás csillagok, átlagos koruk mintegy 6-8 milliárd év, fémtartalmuk pedig alig negyvened része a Napénak. Ettõl azonban sokkal meglepõbb, hogy nagyszámú fényes, kék csillag is található a törpegalaxisban. Jelenlétük a közelmúltban, alig 200 millió éve lezajlott csillagkeletkezésre utal. Noha a jelenleg rendelkezésre álló adatok alapján nem teljesen egyértelmû, milyen típusú objektumok (lehetnek fiatal kék óriások, esetleg szoros kettõscsillagok összeolvadásával kialakuló kék vándorok, de akár magbéli héliumégetõ csillagok is), létezésük mindenképpen igazolja a fiatal és öreg csillagok keveredését. A Leo T irányában látszik még egy semleges hidrogénbõl álló felhõ is, melyet az ausztráliai 64 m-es Parkes rádióteleszkóppal készített HIPASS (HI Parkes All Sky Survey) felmérés adatai alapján elemeztek. A felhõ becsült tömege mintegy kétszázezer naptömeg, és valószínû, hogy a galaxishoz tartozik. Az újonnan felfedezett törpegalaxis típusa a Pisces és a Phoenix törpékhez hasonló, abszolút fényessége azonban mindkettõénél kisebb, alig -7,1 magnitúdó. Ennyire kis abszolút fényességû törpegalaxisban még soha nem találták friss csillagkeletkezés nyomait, ami tovább erõsíti a Leo T különlegességére utaló jeleket.
Forrás: Irwin, M.J. és munkatársai, 2007, ApJ, 656, L13-L16 (astro-ph/0701154)
"Halálzónák" forró fiatal csillagok körül 2007. április 19., csütörtök
Balog Zoltán és munkatársai feltérképezték a bolygóképzõdés tiltott zónáit egy csillagkeletkezési terület nagyon forró, O típusú csillagai körül.
A zónákban a veszély abban áll, hogy a nagyon forró O színképtípusú csillagok intenzív sugárzása és csillagszele az adott területen található hidegebb, Napunkhoz hasonló csillagok környezetébõl egyszerûen kifújhatja a késõbbiek során bolygóképzõdéshez szükséges anyagot. Az eredmények szerint 1,6 fényévnél nagyobb távolság már kellõ biztonságot nyújt, ezen a távolságon belül azonban a hidegebb csillagok nagy valószínûséggel elvesztik potenciális bolygóik alapanyagát. Természetesen ez vonatkozik a zónába csak idõlegesen bekerülõ, de ott elegendõen hosszú ideig tartózkodó csillagokra is. A mostani felfedezés segíthet azon "barátságos" kozmikus környezetek felderítésében, melyekben nem csak bolygórendszerek, de az élet valamilyen formájának kialakulására is van esély.
Az elméletek szerint a bolygók fiatal csillagok körül örvénylõ, gázból és porból álló lapos, ún. protoplanetáris korongokból keletkeznek, évmilliók során apránként összegyûjtve a poranyagot a korongból. Korábbi vizsgálatok már jelezték, hogy ezek a korongok rendkívül nagy veszélynek vannak kitéve az Univerzum legforróbb, O színképtípusú csillagainak közelében. A több tízezer fokos felszíni hõmérsékletû és Napunktól akár több százezerszer nagyobb fényteljesítményû csillagok erõs ultraibolya sugárzása ugyanis elpárologtathatja a korongban lévõ port és gázt, majd a kiáramló csillagszél egyszerûen elfújhatja azt. Tavaly a Balog Zoltán (University of Arizona) vezette csoport, szintén a Spitzer segítségével, ékes példáját szolgáltatta egy ilyen, ún. fotoevaporációs folyamatnak.
A csoport új munkája az O típusú csillagok halálzónájában található protoplanetáris korongok elsõ szisztematikus felmérése. Ennek során a tõlünk 5200 fényévnyire a Monoceros csillagképben található csillagkeletkezési terület, a Rozetta-köd mintegy 1000 csillagát vizsgálták meg ebbõl a szempontból. A csillagok kora 2-3 millió év, tömegük pedig 0,1 és 5 naptömeg közé esik, s természetesen mindegyikük közelében található egy "halálcsillag", a kutatócsoport által kiválasztott 5 db O típusú csillag egyike.
A Spitzer infravörös ûrteleszkóp felvétele a Rozetta-ködrõl. Az O típusú csillagok a vörös színû buborékokban látható fényes kék objektumok. (A két legfényesebb csak elõtércsillag, nem tartoznak a ködhöz.) A forró objektumok sugárzása és csillagszele által felfújt porbuborékok zöld színûek, míg az üregekben maradt hidegebb, más összetételû port piros szín jelzi. (Színkód: vörös – 24 mikron, zöld – 8 mikron, kék – 4,5 mikron)
A felmérés szerint egy O típusú csillagtól 1,6 fényévnél távolabb lévõ csillagok esetében 45 százalékuknál mutatható ki a porkorong jelenléte. Ez az arány hasonló lenne O csillagoktól mentes tartományokban is. Az 1,6 fényéves zónán belül azonban már csak a csillagok 27 százalékánál figyelhetõ meg a porkorong, s ahogyan közeledünk a zóna központi O csillagához, számuk egyre kisebb lesz, azaz a helyzet a zóna centruma körül a legveszélyesebb, mint ahogyan ez várható is. Érdekes megemlíteni, hogy a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri a kritikus zónaméretnél csak háromszor van messzebb tõlünk, típusa miatt azonban onnan hasonló veszély nem leselkedik ránk.
Az új vizsgálatok azt is kimutatták, hogy a protoplanetáris korongok O csillagtól mért távolsága és párolgási sebessége között jó korreláció áll fenn: minél közelebb van a porkorong egy O csillaghoz, annál gyorsabban párolog el. A zónák határai élesek: a kívül lévõ protoplanetáris korongok viszonylagos biztonságban vannak, de ha bekerülnek a halálzónába, 100 ezer év alatt megsemmisülhetnek.
Elképzelhetõ azonban, hogy néhány, a zónába való belépéskor már létezõ bolygó túlélheti az O csillag halálos közelségét. Egy alternatív bolygókeletkezési elmélet szerint a Jupiter típusú gázóriások nagyon rövid, 1 millió évnél is kevesebb idõ alatt kialakulhatnak. Ezek a bolygók a zónába való bekerüléskor valószínûleg nem pusztulnának el, a Föld típusú kõzetbolygóknak azonban semmi esélyük.
Néhány csillagász szerint a Napunk is hasonló, O csillagok által uralt kozmikus környezetben született, s csak késõbb foglalta el a mostani, jóval békésebb helyét a Tejútrendszerben. Ha így van, akkor óriási szerencsénkre sikeresen elkerülte az összes halálzónát...
Fekete lyuk fogyatkozása egy távoli galaxisban 2007. április 17., kedd
A Chandra röntgenmûhold mérései alapján sikerült megbecsülni egy aktív galaxismagban található fekete lyuk és közvetlen környezete méretét.
A Chandra röntgenmûhold az NGC 1365 jelzésû galaxis magjában található nagy tömegû fekete lyuk váratlan "fogyatkozását" észlelte. A véletlenül megfigyelt jelenség során a Földtõl mintegy 60 millió fényévnyire a Fornax csillagképben megfigyelhetõ csillagváros központi fekete lyuka elé sûrû gázfelhõ került, ami részben blokkolta a mag közvetlen közelében keletkezõ nagyenergiájú röntgensugárzást. Ezzel lehetõvé vált az objektum körüli, galaktikus léptékben viszonylag kicsiny méretû anyagbefogási (akkréciós) korong méretének becslése.
A Chandra felvétele a kis inzert képen látható. A középen lévõ fényes forrás a fekete lyuk pozíciójának felel meg, míg az ESO VLT által készített optikai felvétel az egész galaxist mutatja. A bíbor az 1 keV-nál kisebb, a sárga az 1-2 keV, míg a kék szín a 2-7 keV sugárzási energiájú területeket jelöli.
Az NGC 1365 aktív galaxismagot (AGN) tartalmazó Seyfert típusú galaxis. Az elképzelések szerint a fekete lyukba a körülötte lévõ akkréciós korongból folyamatosan anyag áramlik, ami több millió fokra melegszik fel, mielõtt a fekete lyuk eseményhorizontját átlépve elveszik a külvilág számára. Rendkívül magas hõmérséklete miatt a behulló gáz intenzív röntgensugárzást bocsát ki, de az akkréciós korong kicsiny szögátmérõje miatt direkt megfigyelése nem lehetséges.
A forrást a Chandra mûszereivel 2006 áprilisában két héten keresztül két naponta felvett négy órás expozíciókkal folyamatosan nyomon követték. A hat megfigyelésbõl öt alkalommal a központi röntgenforrás világosan azonosítható volt, a második esetben azonban nem észlelték. Ez volt az a periódus, amikor az akkréciós korong körül örvénylõ gáz eltakarta a fekete lyuk környezetét, s jelentõsen csökkentette a behulló anyag észlelhetõ röntgensugárzását. Az Astrophysical Journal április 20-i számában megjelenõ cikk szerint a röntgenforrás mérete 1 milliárd km-nél kisebb, míg a takaró gázfelhõ a röntgenforrástól 100 milliárd km-nél nincs távolabb, azaz a forrás és környezete az elméletek által megjósoltnak megfelelõen valóban rendkívül kicsiny, mindössze néhány fénynap átmérõjû tartományra korlátozódik.
A két ábrán az NGC 1365 magjának a rajzoló által elképzelt modellje látható. A felsõ rész azt mutatja, amikor a Chandra a fekete lyuk környezetébõl kijutó direkt sugárzást is észleli, míg az alsó azt az esetet, amikor egy gázfelhõ a direkt sugárzást blokkolja, s a mûszerek csak a többi felhõ által visszavert röntgenfényt tudják detektálni.
Orvosi módszerrel is vizsgálják a csillagközi anyagot 2007. április 16., hétfõ, 7:51
Az orvosi diagnosztikában használt számítógépes módszerek továbbfejlesztése rávilágít a csillagközi anyag térbeli szerkezetére.
Az orvosi diagnosztikában már évek óta használnak olyan szoftvereket, amelyek a különbözõ módon szerzett megfigyelési adatokból térbeli modellt készítenek az emberi test belsejérõl. Az egészségügyben komoly elõrelépés volt az alkalmazás, segítségével sikerült például az egyébként nehezen behatárolható daganatok pontos helyzetét megállapítani. A technológia nem csak a rejtõzködõ tumorok felismerésében segít, de például arra is rávilágít, hogy milyen problémák adódhatnak a mûtét során a szomszédos szervek közelsége miatt.
Csillagkeletkezési régió a Perseus csillagkép keleti vidékén, a Spitzer-ûrteleszkóp infravörös felvételén (NASA/JPL-Caltech/L. Cieza (Univ. of Texas at Austin)
Az ICC (Initiative for Innovative Computing) nevû programban a fenti módszert a csillagközi anyag eloszlásának vizsgálatára is alkalmazzák. Az eljárás lényegi eleme, hogy a térbeli pozíciót kiszámító, korábban szuperszámítógépeket igénylõ munkát most egy nyílt forráskódú, egyszerû program végzi el. Az eljárás nem csupán az anyag térbeli eloszlására mutat rá. A módszer a csillagközi felhõk nehezen megfigyelhetõ, belsõ régióiban lévõ zsugorodó csomók, protocsillagok kimutatásában is elõrelépést hozhat.
A technológia alapján nemcsak a csillagközi felhõk valódi alakja jeleníthetõ meg, de az objektum el is forgatható, illetve "felszeletelhetõ" a számítógép monitorán. A Perseus csillagképben vizsgált mintaterületen több, korábban ismeretlen buborékot és héjszerû alakzatot azonosítottak, emellett több mint egy tucat, születõ csillagoktól kiinduló anyagsugarat találtak. Az új eljárás az óriás molekulafelhõkben zajló csillagkeletkezés megértéséhez is közelebb vihet. Itt a szuperszonikus sebességû lökéshullámok és turbulenciák kulcsszerepet töltenek be az egyes tartományok összenyomásában és a zsugorodó protocsillagok kialakításában - ezek tanulmányozásához fontos a felhõ belsejének ismerete.
A Perseus csillagképben lévõ vizsgált felhõ térbeli szerkezete, ahol az egyre sötétebb színek egyre nagyobb anyagsûrûséget jeleznek (Initiative in Innovative Computing)
A következõkben a COMPLEX nevû csillagászati kutatóprogram adatait fogják az új módszerrel feldolgozni, mely az infravörös- és a látható tartományban végzett kiterjedt felmérés a csillagkeletkezési régiókról. Még több új eredmény várható, ha a térhatású ábrázolást a virtuális obszervatóriumok hatalmas adatbázisaira is elkezdik kiterjeszteni. A munka további érdekes velejárója lehet, hogy a szoftver csillagászati célú fejlesztése során olyan képességek is felmerülhetnek, amelyeket késõbb az orvosi diagnosztikában is alkalmazni lehet.
Kereszturi Ákos
Pompás vörös négyzet az égen 2007. április 16., hétfõ
Ha a szépség a szimmetriával jár együtt, a frissen felfedezett Vörös Négyzet-köd a maga nemében az egyik legcsodálatosabb égboltunkon.
A különleges ködöt megörökítõ csillagászoknak nem okozott fejtörést az elnevezés: az alakja után nemes egyszerûséggel Vörös Négyzet névvel illetik. A név találó, annál is inkább, mert a kétfõs kutatócsoport egy korábban vizsgált köde a Vörös Téglalap elnevezést kapta. Peter Tuthill (Sydney-i Egyetem, Ausztrália) és James Lloyd (Cornell Egyetem, USA) csúcstechnikát vetett be a Vörös Négyzet szépségeinek felkutatásához: a 10 méteres Keck 2 és a Palomar-hegyi 5 m-es Hale-távcsövet, melyeken infravörös tartományban mûködõ adaptív optikák mûködnek.
A Vörös Négyzet-köd adaptív optikás, 1,6 mikronon készült felvételén mindössze fél ívperces égterületet látunk.
Az MWC 922 katalógusszámú objektum tõlünk körülbelül 5000 fényévre található a Serpens csillagképben, fizikai természetét illetõen pedig csak találgatásokra tudunk támaszkodni. Központi csillaga egy forró kék objektum, a körülötte levõ ködöt pedig valószínûleg összetett folyamatok alakíthatták ki. Szimmetriája rendkívül figyelemre méltó: a képet különbözõ szimmetriatengelyek mentén önmagára vetítve képelemre pontosan ugyanazokat a struktúrákat láthatjuk a csillag különbözõ oldalain.
A rendszerre a bipoláris ködként ismert két egyforma, egymással szembe nézõ kúpszerû üreg jellemzõ, de megfigyelhetõek még fésûszerû, küllõkre hasonlító sugárirányú fénylõ sávok, amelyek esetleg a periodikus anyagledobódások keltette "fodrok" árnyékai lehetnek a központi csillag közelében lévõ belsõ anyagkorongon. Számos hasonló kúpszerû forma ágyazódhat egymásba, egészen a komplikált rendszer központjáig, ahol egy hiperbolikus kettõs kúpot keresztez egy sötét sáv. Az általunk megfigyelt tökéletes szimmetriáért az a tény felelõs, hogy véletlenül pont élérõl látjuk a komplexumot.
Az ausztrál kutató honlapján olyan animált képeket is láthatunk, amelyek segítenek térben elképzelni ezt a hihetetlenül összetett, poláris gyûrûs rendszert. A Science c. tudományos folyóiratban hamarosan megjelenõ új eredmények fényében könnyebb megérteni (és vele együtt három dimenzióban elképzelni) a Nagy Magellán-felhõben 20 éve felfedezett szupernóva-robbanás (SN 1987A) hasonló szerkezetét, amelyet történetesen egy másik szögbõl látunk.
Forrás: Peter Tuthill sajtóközleménye
Föld méretû bolygók lefényképezése más csillagok körül 2007. április 14., szombat
A NASA kutatói laboratóriumi kísérletekkel igazolták, hogy a közeljövõ ûrteleszkópjai közvetlen képekkel megörökíthetik a közeli csillagok Föld méretû bolygóit.
Laboratóriumi körülmények között a NASA kutatóinak sikerült meggyõzõen demonstrálnia azt, hogy a közeljövõ speciális maszkokkal és tükrökkel felszerelt ûrtávcsövei képesek lesznek a közeli csillagok körül keringõ Föld méretû bolygók lefényképezésére. Az eredmény jelentõs elõrelépés a Terrestrial Planet Finder és a hozzá hasonló ûrmissziók fejlesztése során, melyek a Föld esetleg életet is hordozó ikertestvérének keresését célozzák.
Az exobolygók keresése nem feltétlenül hálás feladat, mivel legtöbb esetben fényük beleveszik a náluk jóval nagyobb és fényesebb csillaguk sugárözönébe. Ahhoz, hogy a körülbelül 10 milliárdszor halványabb, a napjától tipikusan 0,1 ívmásodpercnél is kisebb szögtávolságban lévõ, Föld méretû kísérõt meg lehessen figyelni, különlegesen kontrasztos felvételeket kell készíteni. Földi hasonlattal élve, mintha egy szentjánosbogarat szeretnénk megtalálni egy autó reflektorának fénykévéjében...
Az ûrbéli feladat azonban nem teljesen reménytelen, mint azt a pasadenai JPL (Jet Propulsion Laboratory) két munkatársának új kísérlete is jelzi. Ennek során egy deformálható tükörrel párosított koronagráfot használtak, amelyben a csillag kitakarásával a központi égitest zavaró fénye nagymértékben csökkenthetõ. (A koronagráf régóta használt eszköz a csillagászatban, korábban elsõsorban a Nap koronájának megfigyelésére használták a mûszerben mesterséges napfogyatkozást elõidézve. Hasonló elven mûködik néhány mûszer a SOHO napmegfigyelõ mesterséges holdon.) A kísérletek szerint az ûrteleszkópokra szerelt hasonló eszközökkel a csillaguknál 10 milliárdszor halványabb kísérõk is fényképezhetõvé válnak, ez pedig a korábbi technikákkal összevetve legalább három nagyságrendnyi javulást jelent, állítják a Nature április 12-i számában megjelent cikk szerzõi. A laboratóriumi kísérleti eszközben (High Contrast Imaging Testbed, HCIT) a központi csillag szerepét egy lézersugár játszotta, míg a detektálandó kísérõ ennek egy halványabb "másolata" volt.
Közel 500 felvételbõl összeállított szimuláció eredménye. Középen * jelzi a "kitakart" csillag helyét. A naprendszer-modellben három bolygó található: az elsõ fényessége a Jupiterével egyezik meg, a másodiké annak fele, míg a harmadiké a Földével azonos. Jól látszik, hogy még ez utóbbi is egyértelmûen azonosítható.
Jelenleg kétszáznál is több exobolygót ismerünk, ezeket különbözõ technikákkal azonosították a csillagászok. A távoli planéták tömege öt és négyezer földtömeg közé esik, de vagy túl forrók, illetve hidegek, vagy túl nagy tömegû és méretû gázgömbök ahhoz, hogy az élet hordozására megfelelõek legyenek. Eddig tehát senkinek sem sikerült olyan távoli bolygórendszert találnia, ami akár kicsit is emlékeztetne a saját Naprendszerünkre. A csillagászok ezért szorgalmasan kutatják a Naphoz hasonlító közeli csillagokat, hogy a Földhöz hasonló méretû és pályájú bolygókat fedezzenek fel körülöttük, melyek ezen tulajdonságaiknál fogva aztán alkalmas helyek lehetnek az élet kialakulására, illetve fennmaradására.
Az idézett laboratóriumi kísérletben a HCIT segítségével két olyan problémán is úrrá lettek, melybe minden, exobolygót lefényképezni akaró kutató beleütközik: a távcsövekben megjelenõ szórt fény, illetve a diffrakció jelensége, ami elméleti határt szab egy adott átmérõjû távcsõ adott hullámhosszon mért felbontóképességének, s ezáltal annak, hogy a csillagától milyen távolságban keringõ bolygót képes még megkülönböztetni a központi égitesttõl.
A teleszkóp fõtükrét elérõ csillagfény a visszaverõdés után már nem csak a kibocsátó forrás, illetve a forrás és a távcsõ közötti tér fizikai tulajdonságaira vonatkozó információkat hordozza, hanem benne lesz a távcsõ "ujjlenyomata" is: a központi kép körül koncentrikus gyûrûkbõl, illetve tüskékbõl álló mintázat jelenik meg, amely akár teljesen el is fedheti az esetleges kísérõket a megfigyelõk elõl. A probléma orvoslására a laboratóriumi kísérletben a kutatók nem egy, hanem két maszkot használtak. Az elsõ a csillagfény nagy részét közvetlenül kizárja, míg a második a diffrakciós mintázat kitakarására volt hivatott. A zavaró fények ilyen csökkentése már bármely kísérõbolygó fényének detektálását lehetõvé teszi.
A teleszkópban szórt fény újabb problémát jelent. A távcsõ tükrének kisebb egyenetlenségei azt eredményezik, hogy a csillag képébõl oldalra kitolódott halványabb másodpéldányok is keletkeznek, amik szintén elrejthetik a még halványabb kísérõt. A HCIT-ben ezt a problémát egy nagyobb pénzérme méretû deformálható segédtükörrel oldották meg. Számítógépekkel vezérelt tüskék segítségével ez a segédtükör mindig úgy deformálható, hogy a torzuló fényvisszaverõ felülete komponezálja a fõ optikák kisebb hibáit, ezáltal a keletkezõ kép a lehetõ legjobban megközelítse az elméletileg elérhetõ legjobb leképezést.
A sikeres kísérleten felbuzdulva a kutatók további egy nagyságrendnyi javulást terveznek, illetve a méréseket több hullámhosszon szimultán módon is szeretnék elvégezni.
A Szaturnusz hatszöge – negyed évszázaddal késõbb 2007. április 12., csütörtök
A gyûrûs bolygó északi pólusánál legalább huszonöt éve stabil, hatszögletû alakzat figyelhetõ meg.
A Cassini-szonda nemrég készült képei megerõsítették egy igen furcsa, hat oldalú méhsejt formáját idézõ alakzat stabil létezését a Szaturnusz északi pólusa körül. A felvételeken jól látható, hogy – egyedülálló módon – egy szabályos hatszög, hat közel egyforma méretû, egyenes szakasz alkotta geometriai alakzat veszi körbe a pólus vidékét. Méretére jellemzõ, hogy kb. négy Föld férne el benne.
Az alakzatot elõször az 1980-as évek elején a Voyager-1 és -2 bolygókutató ûrszondák felvételein fedezték fel, de részletesebb vizsgálatokra azóta sem nyílt mód, hiszen sem a legnagyobb földi távcsövekkel, sem a Hubble Ûrteleszkóppal nem lehetséges a póluskörnyéki területek vizsgálata a rossz rálátás miatt. Mellékelt képünk az infravörös tartományban, 5 mikronos hullámhosszon készült, mivel a poláris régió a 15 éve tartó sarki éjszaka sötétsége nyomán a szonda látható fényben dolgozó kamerái elõtt rejtve maradt. Az a tény, hogy a Cassini-szonda friss képein is látható a szaturnuszi hatszög, arra utal, hogy egy szokatlanul hosszú életû alakzatról van szó.
2006. október 29-én készült infravörös felvétel mintegy 900 ezer km-es távolságból.
A 2006. október 30. és november 11. között készült képek azt mutatják, hogy a formáció közel állandó jelenség, és sokkal mélyebben, kb. 100 km-rel alacsonyabban helyezkedik el a légkörben, mint az korábban gondolták. A bolygó másik, azaz déli pólusa az északitól jelentõsen különbözik, mivel ott egy hurrikánszerû forgószél látható. Az új mérések alapján felmerül a remény, hogy pontosítani lehet a Szaturnusz felhõzetének átlagos forgási periódusát, és jobban megérthetjük légkörének dinamikáját.
Forrás: NASA PR
A végsõ pusztulás elõszele 2007. április 07., szombat
Egy távoli galaxisban 2004-ben megfigyelt kitörésrõl kevesen gondolták volna, hogy két évvel késõbb a csillag halálát okozó szupernóva-robbanás fogja követni.
A nagy tömegû csillagok összeomlását kísérõ II-es típusú szupernóva-robbanások elõcsillagait (progenitorait) már több ízben sikerült utólag azonosítani, azonban a hidrogénben szegény Ib és Ic típusú kataklizmák égitestjeit még soha. Egy nemzetközi kutatócsoport legújabb eredményeinek különlegessége abban rejlik, hogy egy szupernóva-robbanás elõtt két évvel bekövetkezett óriási kitörést kapcsol össze a késõbbi jelenséggel.
A mintegy 85 millió fényévre lévõ UGC 4904 jelzésû halvány galaxisban 2006 októberében detektáltak egy furcsa szupernóvát. A csillag színképében szokatlan módon egyszerre voltak láthatók széles spektrumvonalak és a hidrogén keskeny emissziós vonalai. Ráadásul az újonnan feltûnt objektum gyorsabban is halványodott a szokásosnál. Az SN 2006jc jelû szupernóva típusa így pekuliáris Ib lett. Ennél jóval érdekesebb, hogy a jelenséget vizsgáló kutatócsoport Andrea Pastorello (Queen's University Belfast) vezetésével csillagászati archívumokban rálelt egy korábbi jelentésre, amely szintén ebben a galaxisban megfigyelt furcsa robbanásról számolt be. A 2004. októberi jelenség csak pár napig látszott és független beszámolók nem is erõsítették meg a létezését. Pastorelloék vizsgálatai szerint az esemény ugyan jóval halványabb volt a szupernóva-robbanásnál (kb. százszor), azonban a pozíciók hibahatáron belül megegyeztek – azaz úgy tûnik, egy újabb progenitort sikerült azonosítani.
Az UGC 4904 galaxis vidéke különbözõ idõpontokban: (a) a Sloan Digitális égboltfelmérés 2001. decemberi felvételén semmi különös nem látszik, (b) a 2004. októberi képen jól kivehetõ a furcsa fellángolás, míg a 2006. szeptemberi (c) képen minden ismét a régi. A 2006. október 29-én, az asiagói (Olaszország) 1,82 méteres távcsõvel rögzített felvételen (d) eltéveszthetetlen a szemre is azonos pozícióban lévõ fényes – galaxisát szinte túlragyogó – SN 2006jc.
Jóval fogasabb kérdés azonban az objektum(ok) valódi fizikai természetének meghatározása. Magának a szupernóvának a spektroszkópiai és fotometriai vizsgálata arra utal, hogy a szülõobjektum egy héliumban gazdag felhõbe ágyazott szén-oxigén Wolf–Rayet-csillag, azaz forró, nagy tömegû és luminozitású, jelentõs tömegvesztésû óriáscsillag volt. A 2004-es esemény magyarázatára több elmélet is kínálkozik. Hasonlóan zajlanak például a 60-100 naptömegû fényes kék változócsillagok (Luminous Blue Variables, LBV-k) kitörései, bár az SN 2006jc progenitora kevés hidrogént és héliumot tartalmazhatott. Magyarázat lehet egy Wolf–Rayet-csillag LBV-szerû kitörése is, ám ilyet még sohasem figyeltünk meg. Alternatíva lehet egy olyan kettõs rendszer, amelyben a 2004-es kitörést az egyik csillag, a 2006-os kataklizmát pedig a másik csillag okozta. Bárhogy is volt, a nagy tömegû csillagok halálához vezetõ folyamatok páratlan változatosságát jól illusztrálja az SN 2006jc esete.
Hát jah, elég komolynak igérkezik, ha majd teljesen kész lesz... :)
A kérdésre adott válasz kissé hosszú, de szükséges a probléma teljesebb megismeréséhez.
Érdekes módon a csillagászat egészen a Nemzetközi Csillagászati Unió tavaly augusztusi üléséig nem definiálta konkrétan, mit is tekinthetünk bolygónak. Nyilvánvalóan a jóval nagyobb égitestek, amelyek központjában a nagyobb tömeg révén beindulhatnak a fúziós folyamatok, így saját energia- illetve fénykibocsátásuk van, már csillagok – ezzel felsõ tömeghatárt viszonylag könnyû találni. Mi legyen azonban az alsó határ? Mekkora mérettõl tekinthetõ egy égitest bolygónak?
Az elfogadott határozat ezt a problémát kívánja megoldani, amennyiben a következõ három kritériumot tartalmazza:
-a Nap (illetve központi csillag) körül keringõ égitest (eddig rendben van) -elegendõen nagy tömegû ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúly, vagyis kissé egyszerûbben fogalmazva: megközelítõleg gömb alakba formálódjon (ez még mindig rendben van) -tisztára söpörte a pályáját övezõ térséget.
A Plútó (illetve a helyesírási szabályoknak megfelelõen immár Pluto) kapcsán a probléma éppen az, hogy ezt az utolsó kritériumot nem teljesíti. Erre kitünõ bizonyíték az elmúlt években sorra felfedezett, nagyjából a Pluto méretének nagyságrendjébe esõ számos, általában felfedezésüket követõen "tizedik bolygónak" kikiáltott égitest, mint például a Quaoar, a Sedna, illetve több, kevésbé hangzatos nevû égitest, amelyek megközelítõleg a Pluto térségében keringenek.
Egyszerûsítve a kérdést, két lehetõség volt: vagy "lefokozni" a Plutót, és az újabban felfedezettekkel együtt a törpebolygók családjában nyilvántartani – vagy bejelenteni, hogy az újonnan felfedezett égitestek is bolygók, amikkel együtt a Napnak akár 15-20 bolygója is lehetett volna, nem is beszélve a késõbbiekben várható, hasonló égitestek felfedezésérõl.
Arra, hogy a Pluto nem uralja kizárólagosan saját térségét (hiszen nem söpörte ki onnan ezeket az újonnan felfedezett égitesteket sem), utal az is, hogy különleges gravitációs viszonyban, ún. rezonanciában van a Naprendszer immár legkülsõ "igazi" bolygójával, a Neptunusszal. Ez annyit jelent, hogy amíg a Neptunusz háromszor kerüli meg a Napot, addig a Pluto pontosan kétszer.
A Pluto bolygó státusza egyébként már az 1930-as felfedezését követõen sem volt sziklaszilárd. Miért is? Tekintsük át, hogyan fedezték fel ezeket a külsõ bolygókat.
Az õsidõk óta ismert legtávolabbi naprendszerbeli bolygó a Szaturnusz volt, egészen addig, amíg William Herschel német katonazenészbõl lett angol csillagász véletlenül bele nem botlott távcsövével egy kiterjednek látszó csillagba. Rögtön felismerte, hogy új égitestet talált, bár elõször óvatosságból üstökösként jelentette be. Az Uránusz 1781-es felfedezését követõen a figyelem középpontjában állt, és eléggé hamar kiderült, hogy nem követi pontosan a kiszámított pályáját. A számított és megfigyelt pálya közötti eltérést nem lehetett pusztán a Naprendszer akkor ismert égitestjeinek vonzásával magyarázni, így egyetlen logikus feltevésként feltételeztek egy ismeretlen, még távolabbi bolygót. Ezt követõen talált rá a Neptunusz bolygóra Johann Gottfried Galle német és Heinrich Louis d'Arrest francia csillagász 1846-ban.
A történet az Uránuszhoz hasonlóan folytatódott: látszólag a Neptunusz sem követte pontosan a pályáját, ezért feltételeztek egy még távolabbi, zavaró bolygót. A számításokat követõen végül is 1930-ban lelt rá Clyde Tombaugh amerikai csillagász a Plutora. Az újonnan felfedezett bolygó azonban már a felfedezéskor "gyanús" volt: túlságosan halvány volt, így az ebbõl becsült mérete és tömege alapján nem lehetett az az égitest, amely a Neptunusz pályaháborgásait okozta. Miután 1978-ban felfedezték holdját, a Charont, lehetõvé vált tömegének pontosabb meghatározása, és így immár biztosnak látszott, hogy a Pluto tömege nem elég a Neptunusz mozgásának megzavarásához – egyébként is kiderült, hogy a vélt pályaháborgásokat különféle hibák és pontatlanságok okozták.
A Pluto ennek ellenére megõrizte bolygó státuszát egészen tavaly augusztusig, bár az utóbbi 10-15 évben többször felvetõdött, hogy sorolják át más égitestcsaládba. Egy ilyen lépés egyébként, ellentétben a közvélekedéssel, nem az elsõ a csillagászat történetében. A Mars és Jupiter pályája közötti "elveszett" bolygó keresése közben 1801-ben fedezték fel az elsõ kisbolygót, majd nem sokkal késõbb még négyet. Az akkori lapok, ismeretterjesztõ mûvek és tankönyvek ezekrõl az égitestekrõl is mint "bolygókról" szólnak – egészen addig maradtak bolygók, amíg a sorozatos újabb felfedezések révén fel nem ismerték a kisbolygóövezet valódi természetét. Így ma ezeket az égitesteket sem bolygókként, hanem teljesen elfogadott módon kisbolygókként vagy aszteroidákként ismerjük.
Bár a Pluto "lefokozása" sokak számára lehetett kellemetlen, esetleg érthetetlen lépés, fontos emlékeznünk arra, hogy a csillagászat a többi tudományterülethez hasonlóan folytonosan gazdagodik újabb ismeretekkel, amelyek esetenként a régebbi tudást, szabályokat más megvilágításba helyezik. Ez a fajta fejlõdés teljesen természetes és szükséges folyamat.
Üstökösök áprilisban 2007. április 03., kedd
Március közepén rövid idõ alatt két üstököst is felfedeztek Ausztráliából, amelyek áprilisban hazánkból is megfigyelhetõk lesznek.
Gordon Garradd évek óta elismert tagja a világ csillagász közösségének. Mint oly sokan, õ is amatõrcsillagászként kezdte, ám szorgos munkájának gyümölcseként hamarosan észlelõi állást kapott a Siding Spring Obszervatóriumban. Itt az akkor még fotólemezeket használó 1,24 m-es Schmidt-teleszkóppal kellett felvételeket készítenie, amelyeken számos szupernóvát fedeztek fel más csillagászok. Az utóbbi években azonban már a Siding Spring Survey munkáját segíti, amely egy sokkal kisebb, 50 cm-es, ám CCD-vel felszerelt Scmidt-teleszkópot használ földközeli kisbolygók keresésére. A felvételeken természetesen számos ismeretlen üstökös is feltûnik, ám a véletlen szeszélye folytán 2006 nyaráig (Ausztráliában teléig) mindegyik akkor jelent meg, amikor a program másik észlelõje, Robert McNaught (l. még nappali üstökös januárban…) volt szolgálatban a távcsõ mellett.
Gordon Garradd a felfedezést eredményezõ mûszerre szerelt vezetõtávcsõvel éppen a C/2006 P1 (McNaught)-üstököst észleli
A C/2006 L1 (Garradd)-üstökös 2006. június 4-ei felfedezésével azonban megtört a jég, és Garradd azóta szinte szárnyal! Március 13-án már a negyedik üstökösét fedezte fel, amely 14,6 magnitúdós fényességével és fél ívperces kómájával látványosnak mondható, hiszen a CCD-képeken általában 16-19 magnitúdós kométákat szoktak felfedezni. A C/2007 E1 (Garradd) elnevezésû égitestrõl hamar kiderült, hogy még közeledik a Nap felé, amelyhez május 23-án kerül legközelebb. Ekkor 1,290 CSE fogja elválasztani központi csillagunktól, ami az erõsödõ napsugárzás miatt nagyobb fényesség elérését is lehetõvé teszi. További szerencsés körülmény, hogy április elején 0,497 CSE-re megközelíti bolygónkat, így fényessége várhatóan eléri a 10-11 magnitúdót. Ezekben a napokban, hetekben az égi egyenlítõ környékén, szembenálláshoz közeli helyzetben láthatjuk, vagyis a megfigyelési körülmények ideálisak lesznek. A Virgóból a Crater és Sextans csillagképeken át a Leóba tartó üstökös megfigyeléséhez kisebb, 8-10 cm-es távcsövek is elegendõek lesznek, szerencsés esetben talán még nagyobb binokulárokkal is megpillantható lesz.
Terry Lovejoy, ausztrál amatõrcsillagász két Canon 350D digitális fényképezõgéppel kutat üstökösök után. Korábban ezzel a technikával még senkinek sem sikerült üstököst felfedeznie, ám ez csak idõ kérdése volt. Az intenzív kereséssel töltött, ám sikertelen 2006-os esztendõ után Lovejoy némiképp visszavett a tempóból. Az üstökösvadászat kétes sikerû vállalkozás, ugyanis ebben a mûfajban az elvégzett munka mellett a szerencse is egy fontos és elõre kiszámíthatatlan faktor. Ezt bizonyítja, hogy a március 15-ei éjszaka csak a második volt, amelyet a 2007-es esztendõben kereséssel töltött, mégis az egyik hajnali területrõl készült képen egy oda nem illõ, zöldes színû diffúz foltra lett figyelmes! Egy új üstökös volt, amely 4 ívperces átmérõjével és 10 magnitúdó körüli fényességével vizuálisan is könnyedén megtalálható lett volna. Az idõk változását mutatja, hogy a klasszikus módszer helyett ez lett az elsõ, digitális fényképezõgéppel (és egy 200 mm-es, f/2,8-as teleobjektívvel) felfedezett kométa. A 24 perces idõszakot felölelõ képeken a -51 fokos deklinációnál, 61 fokos elongációban látszó üstökös ÉNy-i irányú elmozdulása is észrevehetõ volt. A mozgás iránya már ekkor reményekkel töltötte el az északi félteke észlelõit, hogy talán rövidesen a mi szélességünkrõl is megfigyelhetõ lesz a C/2007 E2 (Lovejoy)-üstökös.
A Lovejoy-üstökös felfedezését eredményezõ kép, amely nyolc darab 90 másodperces felvétel összege.
Az elsõ pályaszámítások igazolták reményeinket, ugyanis az égitest pályahajlása 95 fok, vagyis mozgása majdnem merõleges a Föld pályasíkjára, így a déli égrõl csak az északira vezethet az útja. Érdekes módon ez az üstökös sem közelíti meg jelentõsen a Napot, március 27-ei perihéliuma idején ugyanis 1,093 CSE fogja elválasztani tõle. Ám április 25-én ez is jelentõsebben megközelíti bolygónkat, mégpedig 0,443 CSE-re. Ekkor deklinációja már +15 fok lesz, Naptól mért szögtávolsága pedig 100 fok körül alakul, vagyis ezt az üstököst is ideális helyzetben láthatjuk a hajnali égen, a nyári Tejút csillaggazdag vidékei elõtt. Fényessége is igen kedvezõen, 7-8 magnitúdó körül alakul majd, vagyis binokulárokkal is könnyedén megfigyelhetõ lesz.
Repüljön most Ön is a Mars felszíne felett! 2007. április 2., hétfõ, 7:51
A Spirit és az Opportunity amerikai marsjárók több mint három éve dolgoznak a vörös bolygón. Néhány, a közelmúltban született új eredményüket foglaljuk össze cikkünkben, két látványos NASA-videó kíséretében.
A Spirit eddig közel 7 kilométert tett meg, és 89 ezer felvételt sugárzott vissza a Földre, míg társa, az Opportunity mintegy 10 kilométert haladt, miközben 81 ezer képet közvetített. Már eddig is mindkét marsjáró nagyjából 12-szer tovább üzemelt, mint azt eredetileg tervezték, és jelenleg is jó állapotban vannak.
A Spirit újabb fontos eredménye, hogy az elmúlt idõszakban véletlenül három olyan helyet is kiásott a kerekével, ahol a felszíni vörösesbarna regolit alatt világos színû, a környezettõl eltérõ anyag bukkant elõ. A laza anyagba a rover majdnem beleragadt, a kerekébe tapadt kisebb mennyiségtõl is nehezen szabadult meg, így azt egy darabig magával vitte - ezért késõbb is tudta azt tanulmányozni.
A világos anyagban sok kén, emellett ásványokban kötött, kevés H2O is elõfordul, továbbá szulfátot, foszfátot, kalciumot és némi hematitot is azonosítottak benne. A kiásott területek közül a Tyrone névre keresztelt világos foltnál speciális megfigyelésre is lehetõség nyílt. Itt a foltot közel 200 marsi napon (sol) keresztül sikerült megfigyelni, miközben közvetlenül érintkezett a légkörrel. Ezalatt a kezdetekben enyhén sárgás árnyalatú részei fehérebb színûvé alakultak, feltehetõleg kisebb kémiai átalakuláson mentek keresztül. Tehát korábban, néhány centiméter mélyen eltemetve nem voltak kémiai egyensúlyban a légkörrel.
A kihantolt világos anyag eredetére két lehetõség adódik. Elképzelhetõ, hogy felszín alatti vizek emelkedtek a felszín közelébe a területen, majd víztartalmuk elpárolgása, illetve elszublimálása után hagyták hátra a most azonosított világos összetevõket. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy vulkáni eredetû nedves gázszivárgás, ún. utóvulkáni tevékenység révén vált ki a kén a gázszivárgás helyein. A két lehetõség közül eddig nem sikerült választani, csak annyi valószínûsíthetõ, hogy nedves és savas környezetben képzõdött az anyag. A mélyedésben található helyzetük mindenesetre inkább az elsõ lehetõségre utal.
A Spirit kerekei által kiásott egyik világos terület (NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona)
Az Opportunity rover újabb megfigyelései is szolgáltak érdekességgel. Jelenleg a 800 méter átmérõjû, szakadozott peremû Viktoria-krátert járja körbe a robot. Eközben részben a belsõ lejtõkön kibukkanó felszín alatti rétegeket figyeli meg, részben azt a biztonságos helyet keresi, ahol beereszkedhet a kráter belsejébe. Haladása során abban a krátert övezõ, körülbelül fél kilométer széles sávban mozog, ahol a becsapódáskor kidobott anyag található. Ennek jelentõs része mára lepusztult, és 4-6 mm átmérõjû hematitgömbök maradtak vissza benne.
Az elmúlt idõszakban sajátos probléma jelentkezett az Opportunitynál. Amikor a marsjáró reggel "felébred", esetenként két parancs jelentkezik be egyszerre, amelyek között "versengés" indul, és ez teljesen lefoglalja a memóriát. Ez már háromszor történt meg, de eddig sikerült orvosolni. A Spiritnél is volt gond, amikor elvesztette a kapcsolatot az átjátszóállomás szerepét betöltõ MRO-szondával. Az így létrejött "szabadnapon" az ilyen alkalmakra elõre beprogramozott egyszerû megfigyeléseket végezte.
A két rovert kiszolgáló földi személyzet többsége a projekt jelenlegi fázisában már csak normál munkaidõben dolgozik, ugyanis nincs anyagi forrás a non-stop üzemeltetésre. Így a földi irányítókkal együtt a roverek is pihennek a Marson hétvégenként.
A problémák mellett sok fejlesztés is történt az elmúlt idõszakban, elsõsorban a szoftverek tekintetében, melyekkel jelentõsen nõtt a Spirit és az Opportunity önállósága. Ide tartozik a porördögök automatizált felismerési képessége, a vizuális célpontkövetés (melynek keretében mozgás közben is azonosítani tudják, hol vannak a korábban már látott kõzetdarabok). Mindezeken felül a robotkar szintén önállóbb lett: a földi irányítók nélkül is meg tudja közelíteni a kívánt célpontot a legbiztonságosabb mozdulattal.
Az elmúlt idõszak felszíni és bolygó körüli megfigyelései alapján mindkét marsjáró környezetérõl látványos film készült, melyek segítségével most Ön is "elrepülhet" a Spirit és az Opportunity jelenlegi munkaterülete felett.
Kereszturi Ákos
Százezer csillag nyomában a porfelhõk mögött 2007. április 02., hétfõ
Új gömbhalmazt fedeztek fel a Tejútrendszerben, mintegy 30 ezer fényév távolságban.
Német csillagászok egy eddig ismeretlen, a Tejútrendszer belsõ vidékén található csillagcsoportosulást fedeztek fel az Európai Déli Obszervatórium (European Southern Observatory, ESO) 3,6 m-es NTT távcsövével. A 30 ezer fényévre lévõ, mintegy százezer csillagot tartalmazó csoport nagy valószínûséggel egy eddig ismeretlen gömbhalmaz.
A néhány, esetleg néhány tíz fényév átmérõjû tartományokban akár több százezer, ugyanolyan korú és kémiai összetételû csillagot tartalmazó halmazok asztrofizikai "laboratóriumokként" páratlan lehetõséget nyújtanak a csillagok fejlõdésére vonatkozó elméletek tesztelésére. Különösen hasznos információkat hordoznak a Tejútrendszer legidõsebb objektumai, a gömbhalmazok, melyek jellemzõ életkora 10 milliárd év körüli. Tulajdonságaik szoros kapcsolatban állnak szülõgalaxisuk történetével is, mivel a galaxisok ütközései és összeolvadásai befolyásolják a ma látható gömbhalmazokat is.
Saját galaxisunkban, azaz a Tejútrendszerben, mintegy 150, egyenként több százezer csillagot tartalmazó gömbhalmazt ismerünk, melyek többsége a galaktikus halóban helyezkedik el. Az 1990-es évek közepéig a gömbhalmazokat fõként fotólemezek vizuális átvizsgálása révén fedezték fel, így azonban néhány halmaz észrevétlen maradhatott – különösen azok, melyek a Galaxis korongjához közel, a sûrû por- és gázfelhõk által eltakart területeken lehetnek. A hiányzó tejútrendszerbeli gömbhalmazok utáni kutatáshoz infravörös tartományban végzett megfigyelésekre van szükség, mivel az infravörös sugárzás képes áthatolni a vastag "galaktikus ködön".
Dirk Froebrich (University of Kent) és munkatársai a Tejútrendszer magjához közeli régiókban még kb. 10 ismeretlen gömbhalmaz felfedezésére számítottak, ezért szisztematikus, nagy területre kiterjedõ kutatást végeztek a 2MASS (Two Micron All Sky Survey) infravörös égboltfelmérés adatait felhasználva. Az elsõdleges szûrés után megmaradt, mintegy tucatnyi objektumot az ESO NTT SofI infravörös kamerájának felvételeivel vizsgálták meg. Az új képek tízszer jobb határfényességûek és sokkal jobb szögfelbontásúak, így lehetõvé tették a csillagsûrûség pontos feltérképezését a gömbhalmaz-jelöltekben.
Az újonnan felfedezett gömbhalmaz-jelölt hamisszines képe. Az ábrázolt égterület 5×5 ívperc, északi felfelé, kelet balra található.
Az egyik jelölt, az FSR 1735 jelzésû objektum esetében a kutatók erõfeszítéseit siker koronázta: az infravörös J, H és K sávban elkészített képeken sûrû, körkörös eloszlású csillagmezõ rajzolódott ki. A halmaz tulajdonságainak részletes elemzésébõl sikerült meghatározni az objektum térbeli elhelyezkedését is: tõlünk mért távolsága mintegy 30 ezer fényév, míg a galaxismagtól kb. 10 ezer fényévre található, közel a Tejútrendszer fõsíkjához. Átmérõje mindössze 7 fényév (ez valamivel kevesebb, mint a Nap és a hozzá legközelebbi csillag, a Proxima Centauri távolságának kétszerese), mégis százezer csillagot tartalmaz; össztömege nagyjából 65 ezer naptömeget tesz ki. A halmaz csillagainak átlagos fémtartalma 5-8-szor kisebb, mint a Napé, tehát nagy valószínûséggel idõsebb csillagpopulációról van szó.
Mindezen jellemzõk alapján az FSR 1735 egy eddig ismeretlen, a Tejútrendszer belsõ tartományaiban lévõ gömbhalmaz – a teljes bizonyossághoz még el kell végezni a halmaztag csillagok pontosabb korbecslését, ám a jelenlegi ismeretek fényében már most megelõlegezhetõ az idõs kor. Emellett az is egyértelmû, hogy galaxisunk porfelhõk által megszûrt fényû területei még sok meglepetést tartogathatnak számunkra.
Forrás: ESO PR 12/07
Sok galaxis kis helyen is elfér 2007. március 30., péntek
Legalább ötvenezer galaxis az égbolt zsebkendõnyi területén: a Hubble Ûrtávcsõ legújabb mélyképe.
A Göncölszekér szomszédságában található az az 1,1×0,15 fokos égterület, melyrõl a Hubble Ûrtávcsõ Advanced Camera for Surveys (ACS) mûszerével elkészítették a galaxisfejlõdés különbözõ fázisait páratlan módon illusztráló legújabb "mélyképet" (deep field). A mozaikképhez mintegy 500 egyedi felvétel készült közel egy éven át. Az alábbi montázs jól érzékelteti, mennyire kis égdarabot rögzítettek: a bal oldali fotót Akira Fujii készítette, rajta kis téglalap jelzi felül a megörökített területet. Középen látható a teljes panorámakép, melyen több tízezer egyedi galaxis azonosítható a kb. két telihold látszó méretének megfelelõ mélyképen. Jobbra egy parányi szegmens, rajta távoli csillagvárosok százaival.
Galaxisok az Ursa Maior csillagkép parányi területén. A középsõ és a jobb oldali kép nagy felbontású változata itt és itt található.
Mint az várható volt, a galaxisok nem egyenletesen oszlanak el, hanem egy részük látszólag csoportokba tömörül, míg némelyek szétszóródtak az ûrben. Ez az egyenetlen eloszlás nyomjelzõként szolgál a láthatatlanul mindenütt jelen levõ sötét anyag koncentrációjáról: galaxisok ott keletkeztek erõteljesebben, ahol a sötét anyag nagy sûrûségben volt jelen.
A képek segítségével a különbözõ galaxisfejlõdési állapotokat nagyszámú mintákkal lehet egyszerre tanulmányozni. Párhuzamosan a HST méréseivel egy nagy nemzetközi kutatócsoport további ûrtávcsövekkel és földi óriástávcsövekkel is észlelte a kiválasztott égterületet, amelyrõl így teljes lefedettséget nyertek az elektromágneses színkép rádió, infravörös, látható, ultraibolya és röntgen tartományában. Az összehangolt kutatás célja a fiatal galaxisok felmérése volt a Világegyetem jelenlegi korának felénél, amikor is a csillagvárosok egy aktív keletkezési idõszak után egy nyugodtabb korszakba érkeztek.
Néhány érdekesség az eddigi felfedezések közül: a látómezõben található egy óriás vörös galaxis, melynek magjában két fekete lyuk is található; gravitációslencse-jelenség torzítja el számos távoli objektum képét, amint fényük az elõtérben található galaxisok gravitációs terében eltérül; nagy számban látunk különleges alakú, torz galaxisokat, melyek értelmezése még sok munkát fog adni az elméleti szakembereknek. A már létezõ eredményekbõl 19 szakcikket jelentet meg hamarosan az Astrophysical Journal Letters különszáma, de várható, hogy a következõ években további vizsgálatok százait fogja inspirálni a különleges galaxisfelmérés.
Csillagtérkép pont org - éjszakai égbolt a weben 2007. március 28., szerda
Korszerû technikai alapokon nyugvó, látványos, nagyítható, magyarul is "beszélõ" csillagtérkép és interaktív objektum-katalógus kezdte meg mûködését az interneten.
Egyes szakértõk web 2.0-nak nevezik, mások csak az internet logikus továbbfejlõdésének tekintik. Egy biztos, az egyre terjedõ, korszerû, újrafelhasználható webes megoldások (ún. API-k) és a közösségi tartalomfejlesztésre építõ filozófia komoly lendületet adott az interneten elérhetõ szolgáltatásoknak. Elõbbire a Google Maps, míg utóbbira a Wikipedia a legismertebb példa.
A két szolgáltatástípus sikeres összeházasításának jó példája a www.sky-map.org címen elérhetõ csillagászati honlap.
Az oldal egyszerre interaktív csillagtérkép és csillagászati Wikipedia. Katalógusa több mint 500 millió csillagászati objektumot tartalmaz, így az egyik legkomolyabb, interneten is elérhetõ gyûjteménynek számít, melynek elemei mind felkereshetõk a nagyítható, Google Maps-hez hasonló térképen.
A katalógus felöleli a legismertebb objektum-csoportokat, így tartalmazza többek között az amatõrcsillagászok körében népszerû Messier-, a legfényesebb csillagokat felsoroló HD-, az NGC- (galaxisok, mélyég-objektumok), az IC- (csillagködök és halmazok), egy kettõscsillag- és egy exobolygó-katalógust.
Térkép a kezdõoldalon: egy csillag legfontosabb adatai
Érdemes kiindulópontként a csillagászati térkép legkisebb nagyítására állni, majd egy-egy csillagképet kiválasztani. A nagyítás növelésével elõtûnnek az egyre halványabb égitestek. Az ún. SDSS-módra váltva feltárulnak elõttünk a ködök, halmazok legapróbb részletei – a szemlélõ egy hatalmas, a csillagos eget pásztázó távcsõ birtokosának érezheti magát. Ami részben igaz is, hiszen a fejlesztõk felhasználták az Új-Mexikóban 1998 óta futó Sloan Digital Sky Survey (Sloan digitális égbolt-felmérés, SDSS) program 2,5 méteres teleszkópjának felvételeit is. Bár az SDSS "csak" az égbolt egynegyedét térképezte fel nagyfelbontású kamerájával, az összegyûjtött képek még így is nagy élményt jelentenek a csillagászat szerelmesei számára.
Az M13 gömbhalmaz az SDSS-módban
A honlap azonban nem csupán csillagtérkép. Ha rámutatunk egy-egy csillagra vagy kiterjedt égitestre, a legfontosabb objektumokról rövid összefoglalót olvashatunk, míg rákattintva egy részletes adatlap nyílik meg az összes kapcsolódó fotóval, cikkel, információval. Az adatlapot bejelentkezés után mi magunk is szerkeszthetjük, feltöltve az égterületrõl készített felvételeinket, vagy belinkelve a kapcsolódó csillagászati témájú cikkeket. Így mi is aktív részeseivé válhatunk a folyamatos fejlesztés alatt álló adatbázisnak.
Az Örvény-köd (M51) a virtuális obszervatórium látómezejében
A portál fõbb funkciói már magyar nyelven is elérhetõk. A csillagászati katalógusok, cikkek, funkciók fordításában bárki részt vehet egy egyszerû regisztrációt követõen.
A térkép hiányossága, hogy egyelõre csak a „statikus” égi objektumok megjelenítésére képes, a Naprendszer égitestjeire még nem kereshetünk. Az ígéretek szerint azonban már kidolgozás alatt áll az ezt lehetõvé tévõ funkció, hasonlóan az égbolt különbözõ hullámhossztartományokban való böngészéséhez. Kíváncsian várjuk az újabb fejlesztéseket!
Galaktikus fosszíliák 2007. március 27., kedd, 22:53
Három nyílt csillaghalmaz vizsgálatával sikerült igazolni, hogy az ilyen csoportosulások jól használhatók a Tejútrendszer fejlõdésének rekonstruálására.
A Tejútrendszer múltjába az eltérõ korú csillaghalmazok vizsgálatával pillanthatunk be. A Galaxisunk fejlõdése során született csillaghalmazok a kialakulásuk helyén és idején jellemzõ kémiai összetételt õrizték meg. Mivel az évmilliárdok során számtalan nyílthalmaz keletkezett, ezek az idõs földi kõzetekhez, esetenként fosszíliákhoz hasonlóan az eltérõ idõszakok jellemzõit viselik magukon.
Bár a fenti elgondolás ideális képet fest arról, miként lehet a Tejútrendszer múltját rekonstruálni, a gyakorlatban nehéz használható, konkrét eredményeket nyerni. Gayandhi De Silva (ESO) és kollégái a VLT-rendszerrel három nyílthalmazt vizsgáltak Galaxisunkban. Az ilyen csillagcsoportosulások régen és ma is keletkeznek Tejútrendszer fõsíkjában, és míg idõsebb képviselõik közül a kisebbek mára felbomlottak, a nagyobb tömegûek akár 10 milliárd évet is megélhetnek.
Elsõként a Collinder 261 jelû, galaxisunk belsõ vidékén található, 5 és 11 milliárd év közötti korú nyílthalmazt tanulmányozták a VLT UVES spektroszkópjával. Itt 12 fényes vörös óriásban határozták meg nátrium, a magnézium, a kalcium és a vas gyakoriságát. Sikerült megállapítani, hogy a halmazon belül az egyes csillagok összetétele erõsen hasonlít egymásra. Eszerint a keletkezésükkor jellemzõ összetételüket viszonylag pontosan õrizték meg az évmilliárdokon keresztül - tehát jól használhatók galaxisunk fejlõdésének rekonstruálására.
A továbbiakban a HR 1614 és a Hyadok halmazra is elvégezték a mérést. Sikerült megállapítani, hogy az egyes halmazok tagjainak összetétele itt is nagyon hasonló, egy-egy halmaz tehát igen homogén. Ugyanakkor a három halmaz erõsen különbözik egymástól: míg a Collinder 261 a galaktikus fõsík keletkezésének idejébõl maradt vissza, társai sokkal késõbb születtek.
Egy vizsgált meteorit (Dauphas, UC)
A Tejútrendszer fejlõdésére, de különösen korára egyéb módszerekkel is következtethetünk. Az uránium 238-as és a tórium 232-es izotópok ún. r-folyamattal, azaz gyors neutronbefogással keletkeznek, elsõsorban a szupernóva-robbanások heves folyamatai közepette. A két elem és egyes izotópjainak kialakulását a csillagfejlõdési modellek sajnos nem tudják pontosan elõrejelezni. Nicolas Dauphas (Enrico Fermi Institute) a meteoritokban és a halo fémszegény csillagaiban mért arány alapján a Tejútrendszer kora 2 milliárd éves hibával 14,5 milliárd évet kapott, amely jól illeszkedik a Világegyetem 13,7 milliárd éves korához.
Kereszturi Ákos
Az új Naprendszer - asztrofotósok kiállítása 2007. március 27., kedd
Megnyílt a Magyar Csillagászati Egyesület Az "új" Naprendszer c. kiállítása a Klebelsberg Kultúrkúriában.
Az amatõrcsillagászok észlelési lehetõségeit alapvetõen megváltoztatta a digitális technika. A korszerû detektoroknak, a digitális fényképezõgépek és az új képfeldolgozó szoftvereknek köszönhetõen ma már olyan felvételekkel jelentkeznek amatõrcsillagászaink, amilyeneket néhány évtizede még csak a professzionális obszervatóriumokban lehetett készíteni. Különösen látványos a fejlõdés a bolygók felszíni részleteinek megörökítése terén, de a Nap jelenségeit is új fényben látjuk, hála a H-alfában is "látó", sokak számára elérhetõ új naptávcsöveknek.
A kiállítás egyik képe: a Nap jelenségei
1. Protuberanciák a Nap peremén. Coronado Solar Max, Canon 300D, Árvai Lajos 2. Az NOAA 0756 jelû foltcsoport, 2005.04.29., 80/1200 refr., Ladányi Tamás 3. Az NOAA 0756 jelû foltcsoport, 2005.05.05., 80/1200 refr., Ladányi Tamás 4. Az NOAA 0808 jelû foltcsoport, 2005.05.09., 80/1200 refr., Ladányi Tamás 5. A napkorong H-alfában. 2005.05.11., PST, Áldott Gábor 6. A foltokkal borított napkorong. 2003.10.28., 15 T, panelkamera, Kovács Károly 7. Protuberanciák. 2005.06.02., 63/840 refr., Bucsi Gábor
Zömmel az utóbbi néhány évben készültek "Az új Naprendszer – ahogy mi látjuk" c. kiállítás képei, ami azt is jelenti, hogy a képek többsége immár a hatékony digitális technikával készült. A Naptól kifelé haladva megismerhetjük a bolygókat, az üstökösöket, belekóstolhatunk a kisbolygók világába. Olyan ritka jelenségekrõl is láthatunk képeket, mint a Merkúr vagy a Vénusz átvonulása a Nap elõtt, a napfogyatkozások vagy a sarki fények. A kiállítás képeinek technikai szerkesztését Boros-Oláh Mónika végezte.
A kiállítás március 27. és április 9. között tekinthetõ meg, a Klebelsbeg Kultúrkúriában (Budapest II. Templom u. 2-10.). A kiállításhoz kapcsolódóan - derült idõ esetén - április 2-án 20 órától távcsöves bemutatót tartanak az MCSE tagjai a Kultúrkúria udvarán.
Kaszpi-tenger méretû tó nyoma a Titanon 2007. március 26., hétfõ, 22:48
A Cassini-ûrszonda megfigyeléseibõl összeállt kép alapján a Szaturnusz Titan nevû óriásholdjának egyenlítõi vidéke száraz, homoksivatagos jellegû, míg tavak és folyók a két sarkvidéken jellemzõk.
A Cassini-ûrszonda eltérõ hullámhosszakon végzett megfigyeléseibõl és a felhõzeten keresztül a felszínt letapogató radarmérések alapján érdekes kép kezd összeállni a Titanról. Néhány helyrõl már részletes adatok is vannak, míg máshonnan alig rendelkezünk néhány szerény információval.
A felszínen jelenleg is vannak metán-etán keverékkel kitöltött folyók és tavak, de csak a sarkvidéki területeken, itt is elsõsorban a téli (jelenleg északi) féltekén. Napjainkig 156 tó jellegû alakzatot találtak a holdon - noha nem mindegyiküket tölti ki folyadék. A kitöltött tavak egyetlen kivétellel az északi sarkvidéken vannak, ahol feltehetõleg a kiterjedt téli felhõtakaró látja el õket csapadékkal. Ezzel ellentétben a déli féltekén eddig egyetlen folyadékkal kitöltött tó mutatkozott - igaz errõl a vidékrõl kevesebb megfigyelés is készült.
Az eddigi legnagyobb tó jellegû képzõdmény átmérõje az 1000 km-t közelíti, és a sarkvidékrõl az északi szélesség 55. fokáig húzódik. Eddig még nem sikerült biztosan megállapítani, hogy az egész területet vagy csak kisebb részeit tölti ki folyadék. Ha nagy részén metán-etán keverék hullámzik, akkor a folyadékfelszín mérete a földi Kaszpi-tengerével vetekszik. A 2007. február 22-én készített radarmérés alapján rekonstruált terület legalább 100 ezer km2, mely a hold felszínének 0,12%-a, és egy minimum 200 km hosszú folyóvölgy torkollik beléje. A képzõdmény részletesebb vizsgálatra a májusi Titan-közelítés során nyílik majd lehetõség.
Míg a fent említett tavakban sok esetben folyóvölgyek végzõdnek, van, ahol folyóvölgyek nélküli tavak mutatkoznak. A folyóvölgyek eloszlása alapján sok helyen tartósan száraz területek lehetnek, de ennek az ellentéte is elõfordul. A "metánmonszunnak" nevezett jelenség keretében alkalmanként óriási esõzések zúdulhatnak a felszín egy-egy részére, ahol rövid életû vízfolyások jelennek meg. Ezek az esõzések feltehetõleg gigantikus viharokhoz kapcsolódnak. Az eddigi megfigyelések alapján a Bohai Sinus-nak nevezett területen például egykor napi 10-50 cm mennyiségû csapadék is lehullhatott.
Sok tavat nem övez kiterjedt folyóvölgyek hálózata. Több északi tóban a folyadékfelszín függõlegesen mérve 50-100 m eltéréssel közel azonos szinten van. Mindez arra utal, hogy fontos felszín alatti folyadéktározók létezhetnek, tehát a kõzetalkotó vízjég repedéseiben sok metán-etán keverék tárolódhat a mélyben.
A 3 és 70 km közötti átmérõjû tómedrek alakja változatos, és méreteloszlásuk alapján többségük feltehetõleg nem becsapódásos kráter, hanem vulkanikus eredetû mélyedés, esetleg karsztos jellegû beszakadásos gödör lehet.
A fent említett kiterjedt tónyom a Titanon (balra), és összehasonlításként az észak-amerikai Felsõ-tó (jobbra) valamint a Balaton (jobbra fent) azonos méretaránnyal (NASA/JPL/GSFC)
Az északi féltekén a 70. szélességi foktól délre is vannak tómedrek, de ezek többsége kiszáradt, és nincs bennük folyadék. Ez arra utal, hogy alacsonyabb szélesség felé haladva egyre szárazabb vidékek következnek a holdon. A szárazság a Titan esetében nem a víz hiányát jelenti, hiszen az a felszínen uralkodó hideg miatt az csak szilárd jég formájában fordul elõ. A száraz vidékeken a folyékony halmazállapotú metán-etán keverék hiányáról beszélünk. Részben talán ezzel is kapcsolatos, hogy a homokdûnék a hold egyenlítõi vidékein jellemzõk.
A sivatagos megjelenésû összefüggõ "homoktengerek" az északi és a déli szélesség 10 foka között jellemzõek, és magányos dûnék sem fordulnak elõ 30 foknál messzebb az egyenlítõtõl. Mindezek mellett a dûnék a mélyedésekben találhatók, ami érthetõ is, mivel azok szolgálnak üledékcsapdaként. A jelenség elméletileg kapcsolatban lehet azzal, hogy mind az éghajlati modellek, mind pedig a tavak térbeli eloszlása alapján a magas szélességek a nedvesebbek, míg az egyenlítõ térsége sokkal szárazabb, mondhatni sivatagos jellegû. Más kérdés, hogy egyelõre nem tudni, honnan származik a Titan sivatagaiban lévõ homokdûnék anyaga.
A fentiek alapján tehát a Földön megfigyelthez hasonló jelleggel a Titanon is lehatárolhatunk éghajlati alapú felszínmorfológiai tartományokat. Az egyes ilyen zónákban a felszín alakulása és formakincse szoros kapcsolatban áll a helyi éghajlat jellemzõivel, azok között is elsõsorban az elérhetõ folyadék mennyiségével. A klimatikus planetomorfológia, tehát az egyes planéták felszínformáinak az adott égitest éghajlatával fennálló kapcsolata a Földön és a Marson kívül már a Titanon is nyomozható.
Kereszturi Ákos
Egy balsorsú galaxis végzete 2007. március 24., szombat
A galaxisfejlõdés izgalmas pillanatára vetettek új fényt a világ legnagyobb távcsöveivel.
A tudományos közéletbe frissen bekerült felvétel korunk legkiválóbb és legnagyobb teljesítményû csillagászati eszközeinek (HST, VLT, Spitzer, Chandra, Keck) együttmûködésében készült és végre magyarázatot ad néhány régi keletû, de annál nyugtalanítóbb kérdésre: hogyan alakulnak át a gázanyagban gazdag spirálisok gázban szegény irreguláris vagy elliptikus galaxisokká és honnan jönnek a nagy halmazok galaxisközi terében "kószáló" otthontalan csillagok milliói.
Jelenleg, azaz a lokális Univerzumban mintegy fele-fele arányban találunk gázban gazdag, illetve szegény galaxisokat, miközben 6-7 milliárd évvel ezelõtt ez az arány öt az egyhez volt a nagy mennyiségû gázanyagot tartalmazó, és így aktív csillagkeletkezést mutató csillagvárosok javára. Utóbbiak fõként a galaxishalmazok peremén, viszonylag ritkábban kitöltött régiókban figyelhetõk meg, míg a csillagontást nem vagy alig mutató irregulárisok és elliptikusok a zsúfolt galaxishalmazok közepén találhatóak.
Az új felvétel ritka és érdekes pillanatképet rögzít a galaxisok evolúciójának milliárd éves idõskáláján. Az Abell 2667 galaxishalmazt ábrázoló kép bal felsõ sarkában lévõ különös alakú spirálist 3 és fél millió km/h sebességre gyorsítja a halmazban lévõ sötét anyag, forró gáz és a több száz egyéb galaxis egyesített gravitációs ereje. Az ütközés során fellépõ kölcsönhatások (az ún. "torlónyomásos lecsupaszítás" jelenségén keresztül) szinte kitépik a tõlünk kb. 3,2 milliárd fényévre lévõ balsorsú galaxis csillagait és teljes gázanyagát.
A Hubble Ûrtávcsõ felvételén a bal felsõ sarokban látható a szerencsétlen sorsú széttépett galaxis, amint ütközik az Abell 2667 halmaz anyagával. A kép jobb oldalán eltorzult ívek: gravitációs lencsézés nyomai.
A galaxishalmaz kb. 10-100 millió fokos, töltött részecskékbõl álló gázanyaga kifújja a behulló galaxis anyagát – hasonlóan ahhoz a jelenséghez, amikor a napszél létrehozza az üstökösök gázokból, ionokból álló csóváját, ezért a Luca Cortese (Cardiff-i Egyetem) vezette kutatók Üstökös-galaxis névvel illetik a végzete felé rohanó objektumot. A kb. 1 milliárd évig tartó folyamat során a galaxis magjában ugyan egy idõre beindul a csillagképzõdés a külsõ árapályerõk következtében, végsõ soron mégis csillagok milliói válnak "hajléktalanná", azaz dobódnak ki a halmazközi térbe, míg végül egy gázban szegény, idõs, vörös színû csillagok által uralt "galaxistetemet" kapunk...
Forrás: STScI-PR-2007-12
ÚÚÚÚÚÚÚ! Akkor menni kéne cseppkövet is szedni:) Meg denevéreket gyüjteni :)
Barlangok a Marson 2007. március 23., péntek, 8:41
A Mars Odyssey amerikai ûrszonda felvételein felszín alatti üregek nyílásaira bukkantak. A barlangszerû képzõdmények az élet keresése szempontjából is fontos célpontok lehetnek.
Az esetleges marsbéli élettel kapcsolatos régi elgondolás, hogy az a felszín alatt nagyobb eséllyel létezhet. A Földön is számos felszín alatti, napfény nélkül élõ életformát ismerünk. A vörös bolygó felszíne alatt több környezeti tényezõ is kedvezõbb lehet az élethez, mint a felszínen.
Az egyik legfontosabb elõny, hogy a mélybe nem jut el sem a felszínt érõ erõs ultraibolya sugárzás, sem a kozmikus sugárzást alkotó sok töltött részecske. Emellett a vékony légkör miatt a felszínt érõ mikrometeorit-becsapódások sem éreztetik a hatásukat. Fontos körülmény, hogy a még szunnyadó, teljesen ki nem aludt vulkáni központoknál lévõ magma hõje a kõzetek repedéseiben lévõ vízjeget megolvaszthatja.
Mindezek miatt már néhány centiméterrel a felszín alatt is kedvezõbb a helyzet a sugárzások szempontjából, mint a bolygó felszínén, és az itt található talajszemcsék között a vízjég tovább maradhat meg, mint a csupasz kõzetfelszínen. Kis mélységben a napfénytõl még át is melegedhetnek a szemcsék, a szórt fény pedig milliméterekkel, esetleg centiméterekkel hatolhat le a felszín alá. Az ilyen csekély fénymennyiség is elég lenne néhány földi életformának a fotoszintézishez. További elõny, hogy a felszín alatt kisebb a napi hõingás, és általánosságban is stabilabbak a környezeti paraméterek.
Felszín alatti üregek, azaz barlangok elméletileg három módon jöhetnek létre a Marson. Elsõ csoportjukat a becsapódások és tektonikus folyamatok töréseitõl keletkezõ felszín alatti repedések alkotják. A második csoportba a vulkáni területek lávafolyásaiban keletkezõ lávabarlangok tartoznak, a harmadik típust pedig az idõs üledékekbõl a felszín alatti vizek által esetleg kioldott üregek alkotják. Ezek egyikére sem találtunk bizonyítékokat - egészen mostanáig.
A Mars Odyssey THEMIS kamerájával elsõként a 654 nm-es hullámhosszon, a vörös színképtartományban örökítettek meg barlangokat - pontosabban azok beomlásával keletkezett felszíni nyílásokat. A 18 m-es felbontású képeken az Arsia-mons nevû vulkán lejtõjén hét olyan sötét folt látszik, amelyek nappali és éjszakai hõmérséklete között alig mutatkozott különbség, ellentétben a környezõ felszínformákkal. Eszerint nem egyszerû, sötét színû felszíni alakzatokkal van dolgunk.
A legkézenfekvõbb magyarázat, hogy a foltok azért sötétek, mert a felvételek készítése idején a Nap nem sütött be a barlangokba. Eszerint falaik igen meredekek lehetnek, és 100-250 méteres szélességükhöz viszonyítva sokkal mélyebbek, mint a közelükben lévõ, hasonló átmérõjû kráterek. Mindezek miatt nem is becsapódásos eredetû formákkal lehet dolgunk. Ezt erõsíti, hogy a foltoknak sem kiemelkedõ pereme, sem azt övezõ kidobott törmeléktakarója nincs. A hét mélyedés a vulkán lejtõjén lévõ törések, repedések hálózatába illeszkedik, tehát feltehetõleg azokhoz hasonlóan beomlással alakultak ki.
A feltételezett barlangok beomlásával keletkezett mélyedések. A nap balról süt a felvételeken. (Cushing, Titus, Wynne, Christensen, USGS, NASA)
A nem hivatalosan hét nõvérnek (Dena, Chloe, Wendy, Annie, Abbey, Nikki és Jeanne) keresztelt gödrök mélysége durva becslés alapján legalább 73-96 méter. Egyikrõl sikerült a már üzemképtelen MGS-szonda korábbi képei között részletes felvételre akadni. Mivel ez magas napállásnál, a helyi kora délután alatt készült, itt a beomlott nyílás fenekét is megvilágítja a Nap. Az ebbõl végzett becslés alapján a képzõdmény kb. 130 méter mély.
Az egyik beomlott üreg optikai (balra) és infravörös (középen, jobbra) felvételei. A (B) felvétel a helyi délután idején mutatja, hogy a barlang hûvösebb a környezeténél, a hajnali (C) felvételen pedig az látható, hogy a barlang éjszaka melegebb maradt (Cushing, Titus, Wynne, Christensen, USGS, NASA)
A marsbéli barlangok a vörös bolygón esetleg elõforduló élet szempontjából fontosak. Penny Boston (NASA, AMES) már évek óta vizsgálja a földi barlangok élõvilágát. A SLIME (Subsurface Life In Mineral Environments, azaz felszín alatti élet ásványi környezetben) program keretében olyan szempontból is tanulmányozza a barlangok élõvilágát, hogy marsbéli párjaik milyen lehetõségeket biztosítanának az esetleg ott elõforduló, ellenálló életformák fennmaradására.
Az eddig tanulmányozott földi barlangok egzotikus élõvilága sokkal változatosabb, mint azt tíz-húsz éve feltételezték. Találunk itt a vulkáni gázokból származó kéntõl savas vizû üregeket, és sok helyen vékony, biogén eredetû kéreggel borított falakat. Némely barlangokban az élõlényeknek a lassan szivárgó, vulkáni eredetû, avagy a kõzet-víz kölcsönhatáskor keletkezõ hidrogéngáz szolgál energiaforrásként, melynek segítségével metánt termelnek.
Egyes kutatók szerint a Világegyetemben a felszín alatti életformák elterjedtebbek lehetnek a felszínieknél. Ennek a feltételezésnek az alapja, hogy az egyszerû életformák szerény igényeinek sokkal több felszín alatti, mint felszíni környezet felelhet meg. A fentiek ellenére a most talált marbéli barlangok (pontosabban az ezek létére utaló beomlásos szerkezetek) feltehetõleg nem kellemes helyszínek a vörös bolygó esetleges életformáinak - ugyanis túlságosan magasan vannak az átlagos felszín felett, ahol elég kicsi a légnyomás. Más barlangok azonban kedvezõbbek lehetnek: mint a cikk lején már részleteztük, viszonylag stabil bennük a környezetet, védelmet nyújtanak a felszínt elérõ nagyenergiájú sugárzások ellen, és néhány helyen akár a fotoszintézishez még elegendõ fényt is beengednek. Emellett kismértékben nedvességcsapdaként is mûködnek, továbbá a mikrometeoritok mellett a szelektõl is védelmet nyújtanak.
A most azonosított érdekes beomlásos mélyedések részletes helyszíni vizsgálata két okból is rendkívül nehéz: egyrészt viszonylag kis méretûek, tehát a jelenleginél sokkal precízebb landolással lehetne csak õket megközelíteni. Emellett kérdés, hogy egy meredek gödörbe hogyan tudna egy szonda beereszkedni. További gond, hogy a fenti hét barlang viszonylag magasan van a bolygón, ahol a légkör még túl ritka az ejtõernyõs fékezéshez. Ennek ellenére már napvilágot láttak olyan tervek, amelyek több olcsó, apró és ugráló szondával kutatnák az ilyen mélyedéseket, mint arról korábbi cikkünkben már beszámoltunk.
Kereszturi Ákos
Hipernóva okozta kihalások 2007. március 23., péntek
"A dinoszauruszok 65 millió évvel ezelõtti kihalásának lehetett-e az oka egy hipernóva-robbanás a Galaxison belül?"
Egy hipernóva-robbanás, illetve egy kellõen közelben lezajló szupernóva-robbanás intenzív sugárzása valóban katasztrofális következményekkel járhat, akár tömeges kihalást is okozhat.
Azonban a 65 millió évvel ezelõtt lezajlott, többek között a dinoszauruszokat (de rajtuk kívül több millió fajt) érintõ kihalást elõidézõ égitest becsapódásának valószínûsíthetõ helyszínét megtalálták – ez Mexikói-félsziget környékén levõ Chicxulub-kráter.
A kihalások okaként a becsapódások azért is tûnnek valószínûbbnek, mivel a földtörténet során a nagy kihalások a jelek szerint viszonylag szabályosan, 30-33 millió évenként következnek be. Napunkat igen nagy távolságban egy Oort-felhõ néven ismert, gömbszerû képzõdmény veszi körül, amelyben elképzelhetetlen számú apró égitest kering központi csillagunk körül. Külsõ gravitációs hatásokra ebbõl a felhõbõl nagy számú égitest állhat át olyan pályára, amely a Naprendszer belsõ vidékei felé vezet. A belsõ területekre hirtelen nagy mennyiségben érkezõ apró égitestek, új üstökösök megjelenése miatt jelentõsen megnõ egy ilyen égitesttel való ütközés valószínûsége. Az ún. Nemezis-elmélet szerint Napunknak egy igen távoli barna törpe csillag társa van, amely keringése során a fent említett periodicitással okozza a szükséges zavarokat az Oort-felhõben.
Egy másik lehetséges magyarázat, hogy a Naprendszer a Galaxis középpontja körüli keringés során körülbelül ilyen idõközönként halad át a Galaxis fõsíkján, és az ott koncentrálódó anyagmennyiség okozza a szükséges zavarokat.
Mindezektõl függetlenül természetesen elképzelhetõ, hogy bizonyos kihalásokat közeli szupernóva-, esetleg hipernóva-robbanás okozott. A kérdéssel kapcsolatban rendszeresen jelennek meg kutatási eredmények, így a ma biztos tudását bármikor felülírhatja egy újabb felfedezés.
Több mint ezer fekete lyukat találtak 2007. március 22., csütörtök, 10:07
Földi- és ûrteleszkópok összehangolt munkájával több mint ezer távoli, szuper-nagytömegû fekete lyukra akadtak, amelyek jellemzõi kicsit eltérnek a vártaktól.
A Chandra röntgen- és a Spitzer infravörös ûrteleszkóp, valamint több földi távcsõ együttes megfigyelései alapján távoli fekete lyukakat kerestek egy nemzetközi felmérés keretében. A célpontok a galaxisok centrumában lévõ szuper-nagytömegû fekete lyukak voltak, ezek közül is a környezetükkel heves kölcsönhatásban állók, amelyek aktív galaxismagokban figyelhetõk meg.
A felmérés során a Chandra-röntgenteleszkóppal nem hosszú expozíciós idõket használtak, amivel távoli és halvány objektumok rögzíthetõk. Ellenkezõleg: rövid expozíciós idõvel készültek a felvételek, amelyekkel így nagy égterületet tudtak lefedni. A módszer révén csak a legfényesebb objektumok hagytak nyomot a felvételen - ami az aktív galaxismagok keresésére jó stratégiának bizonyult.
A felmérés keretében a Chandra-röntenteleszkóppal 9,3 négyzetfok, azaz a telehold látszó méreténél 40-szer nagyobb égterületet örökítettek meg. Összesen 126 felvétel készült így a Bootes (Ökörhajcsár) csillagképben, még 2003 márciusa és áprilisa folyamán.
Elsõ körben még a Spitzer-ûrteleszkóp infravörös mérései alapján választották szét az elõtércsillagokat és galaxisokat a távoli, fekete lyukak fûtötte aktív galaxismagoktól. Következõ lépésként összehasonlították a célpontok röntgen- és optikai jellemzõit. Több mint ezer szuper-nagytömegû fekete lyukat, pontosabban az objektumok és a környezetük közötti kölcsönhatáskor felszabaduló sugárzást sikerült így megörökíteni. A célpontok 6 és 11 milliárd fényév közötti távolságban vannak, mindegyikük egy messzi galaxis centrumában lévõ sok millió, akár több százmillió naptömegû kompakt objektum.
A felmérés egyik képe, amelyet a Chandra-röntgenteleszkóp rögzített. Az itt látható objektumok többsége távoli aktív galaxismag, bennük hatalmas tömegû fekete lyukakkal. A vörös szín az alacsonyabb, a zöld a közepes, a kék pedig a nagyobb energiájú röntgensugarakat jelöli. Balra lent a Hold látszó mérete látható, amely érzékelteti a kép által lefedett égterület nagyságát (NASA/CXC/CfA/R.Hickox,/JPL)
A célpontok jellemzõi azonban nem egyeztek meg teljesen a központi fekete lyukak klasszikus elmélete alapján vártakkal. A széles körben elterjedt modell szerint egy ilyen aktív galaxismag megjelenése erõsen függ attól, hogy a megfigyelõhöz viszonyítva milyen térbeli helyzetben van a fekete lyuk, és a körülötte lévõ, befelé áramló anyag alkotta korong. Ha a látóirányunkra merõleges a korong, akkor kevés anyag takarja elõlünk a központi forró vidéket. Minél laposabb szögben látunk rá a képzõdményre, annál jobban elfedi elõlünk a gázgyûrû a központi térséget. Közel élérõl tekintve a korongra annak sûrû anyagán már alig látunk át, ekkor a forró belsõ vidék közvetlenül nem is figyelhetõ meg.
Ha elég sok ilyen objektumot vizsgálunk, mindenféle rálátási szögû helyzettel kellene, hogy találkozzunk. A fenti észlelésekkor azonban közel 700 esetben tökéletesen megfigyelhetõ volt a központi forró terület, 600 esetben pedig azt teljesen eltakarta a körülötte lévõ poranyag. A két szélsõ eset közötti átmeneti helyzetû objektum meglepõ módon nem mutatkozott. A jelenséget egyelõre nem sikerült megbízhatóan magyarázni.
Aktív galaxismagok, közülük a két bal oldalit a centrumukat övezõ korong takarja, míg a két jobb oldali központjára jól rálátunk (NASA, CXC, CfA, Hickox, JPL, Caltech, Eisenhard, Stern, NOAO, Jannuzi, Dey)
A fenti négy kép az eltérõ rálátási helyzetben lévõ aktív galaxismagokra mutat példát. A vörös a röntgen, a kék az infravörös, míg a fehér szín az optikai sugárzást jelöli. A két bal oldali objektumnál az anyagkorong miatt a központi rész takarásban van, ezért onnan csak a nagy áthatolóképességû röntgen és infravörös sugárzás jut el hozzánk. A két jobb oldali kép ellenben olyan helyzetet mutat, amikor szabad rálátás nyílik a forró centrumra, és azt az optikai tartományban is megfigyelhetjük.
Kereszturi Ákos
Ez a cikk nem annyira KOZMOSZ, de van benne némi ûrkutatás ezért beteszem. Akit nem érdekel ne olvassa el!
A Földön kívüli élet nyomában az Antarktiszon 2007. március 21., szerda, 9:21
A Földön kívüli élet lehetõségének vizsgálatában fontos támpontot nyújtanak az Antarktisz "eltemetett" tavai. Jelenleg 145 kisebb-nagyobb jég alatti tavat ismerünk a kontinensen, és némelyikük már több millió éve létezhet elszigetelten. Részletes képes összefoglalónk a tavakról, sajátos élõvilágukról és asztrobiológiai vonatkozásukról.
Az Antarktiszon sajátos tavak találhatók, melyeket állandó jégtakaró borít. Két nagy csoportra oszthatjuk õket: egyiket a felszínhez közeli tavak alkotják, melyeket vékonyabb, de így is több méter vastag jég szigetel. Ezek viszonylag fiatal, néhány száz vagy ezer éves képzõdmények. Többségük feltehetõleg a területet korábban borító gleccserek visszahúzódása nyomán maradt fenn, az egykori jégárak vájta medencékben.
A másik csoportba az alkalmanként kilométernél is vastagabb jégpáncél alatti, a jég és a mély kõzetfelszín között elhelyezkedõ tavak tartoznak. Ezek a fentieknél sokkal idõsebbek, koruk millió években mérhetõ, és jobban el vannak szigetelve a felszíntõl, napfény például egyáltalán nem jut le beléjük.
Az ilyen egzotikus tavak a Földön kívüli élet keresése szempontjából is nyújthatnak új ismereteket. Részben a Marson korábban létezett, majd befagyott krátertavak tanulmányozásához szolgálnak támpontként, de a Jupiter Europa nevû holdjának vizsgálatában is részleges analógiákként használhatók. Utóbbi égitesten a 10-20 km vastag jégpáncél alatt kiterjedt, nagyságrendileg 100 km mély folyékony vízóceán húzódik.
E sorok írásakor 145 jég alatti tavat ismerünk az Antarktiszon, de teljes számuk ennek többszöröse lehet. Vizük hõmérséklete fagypont körüli, és ennek megfelelõen lényegesen melegebb, mint a jégtakaró tetejének átlaghõmérséklete. Mindkét csoport fontos jellemzõje, hogy vizükben gyenge a függõleges átkeveredés, erõs a hõmérsékleti és összetételbeli rétegzõdés. Emellett egzotikus élõviláguk van, és a gyenge áramlások miatt a tápanyagok lassan, diffúzióval mozognak bennük. A tavakban zajló folyamatok általában véve is rendkívül lassúak, és ez az élõlények élettevékenységére is igaz.
A nagyobb jég alatti tavak helyzete (NASA)
A tavak pontos keletkezése nem ismert, a jelenlegi feltételezések alapján már a jégtakaró képzõdése elõtt léteztek. Ma még az sem teljesen világos, hogy mitõl marad a vizük folyékony állapotban. A víz megfagyásának meggátlásában egyrészt a jégtakaró nyomása segít, amitõl a víz fagyáspontja a kilométeres vastagságú jégpáncél alján -2 - -4 °C-ra süllyed. A Föld belsõ geotermikus hõje alulról melegíti õket, míg a felettük lévõ vastag jégtakaró lassítja a lehûlésüket. Az esetleg bennük lévõ olvadáspont-csökkentõ sók is elõsegíthetik a folyékony állapot fennmaradását - emellett az sem kizárt, hogy keletkezésük óta egyszerûen nem volt idejük befagyni. Az eddig vizsgált helyszíneken a jégben nem azonosítottak számottevõ héliumot, amely vulkanikus területeken gyakran elõfordul - eszerint feltehetõleg nem zajlik alattuk jelentõs vulkáni tevékenység, amely fûtené vizüket.
Vékony jéggel borított tavak
Az elsõ csoportba tartozó tavak jellegzetes képviselõje a Canada-gleccser elvégzõdésénél található, kb. 4 km hosszú Hoare-tó. Vize átlagosan 18 m mély, felszínét 3-6 méter vastag jég borítja. Ebben és a hozzá hasonló tavakban kezdetekben nem vártak jelentõs élõvilágot a szakemberek, azonban a közvetlen vizsgálatok ennek ellenkezõjét bizonyították.
A Canada-gleccser elvégzõdése: a Hoare-tó eleje, felszínén jégtakaróval (NASA)
A kis mélység miatt a tavat a szondák mellett búvárokkal is sikerült tanulmányozni. A legfeltûnõbb felfedezés a tó aljzatán lévõ, rózsaszínes árnyalatú, fõleg cianobaktériumok és algák lakta szerves réteg. Az aljzatra a jégrétegen keresztül a felszíni fénymennyiségnek mindössze 0,5%-a jut le - ennek ellenére a rétegben aktív fotoszintézis zajlik. Az elemzések alapján még az itt tapasztaltnál 10-szer gyengébb fényintenzitás mellett is képesek egyes élõlények fotoszintetizálni. A Hoare-tóban kis diverzitású, azaz fajokban szegény ökoszisztéma jellemzõ. Ugyanakkor az élõlények (esetünkben fõleg baktériumok) térbeli gyakorisága hasonló a melegebb klímán jellemzõre.
Merüléshez készülõdve a Hoare-tónál (balra) és a jég alatti látvány (jobbra) (University of California Observatories, Kay Vopel, NASA)
Mozgások a jégpáncél alatt
A Vostok-tó radarfelvétele (NASA)
A tavak második csoportjának tagjait a felettük lévõ, kilométeres vastagságú jégpáncél hatékonyan zárja el a felszíntõl. Leghíresebb és egyben legnagyobb képviselõjük a 48 x 224 km méretû, átlagosan 400-500, maximálisan 914 m mély Vostok-tó, közel 1000 km-re a déli sarktól. A jég alatti tó 3710 méter mélyen kezdõdik, a felette fekvõ jégtakaró kora néhány millió, maximálisan 30 millió év lehet. A Vostok-tavat 1996-ban orosz és brit kutatók fedezték fel szeizmikus vizsgálatokkal. A tó területén, a jégtakaró tetején 1983. július 21-én regisztrálták az eddigi legalacsonyabb hõmérsékletet: -89 °C volt ekkor. A tó vize ennél melegebb, pontosabban kevésbé hideg lehet. A környéken több hasonló tó is elõfordul, amelyek azonos elnyúlási iránya arra utal, hogy a kõzetaljzatban lévõ tektonikus törések mélyedéseit töltheti ki a víz a jégréteg alatt.
Az eddigi vizsgálatok során a Vostok-tó feletti jégréteget fúrták meg, a legmélyebb mintát 3610 m mélyrõl, tehát a tó teje felett 100 m-rõl nyerték. A fúrás során sok olyan élõlényt, illetve maradványt találtak, amelyeket nem lehetett besorolni a korábban ismert taxonok közé. Ezek extrém viszonyok között létezõ, igen idõs életformák nyomai lehetnek. A szeizmikus mérések alapján a tó fenekén kb. 50 m vastag üledék halmozódott fel, mely fõleg a lassan mozgó jég által termelt törmelékbõl keletkezett. De elképzelhetõ, hogy a jég és az aljzatot alkotó kõzet közötti kölcsönhatáskor, valamint talán az élõlények élettevékenységekor létrejött anyagokat is tartalmaz - egyelõre nem tudni, hogy anyaga milyen idõs, és hogy napjainkban is képzõdik-e.
Korábban ismeretlen élõlények maradványai a Vostok-tó feletti jég fúrásmintájából (NASA)
Korábban elképzelhetõnek tûnt, hogy a Vostok-tóban néhány millió évvel ezelõtti életformák közel változatlan leszármazottai találhatók. Az új vizsgálatok azonban arra utalnak, hogy az egyes tavak nincsenek teljesen elzárva egymástól. Bár a vastag jégtakarón keresztül nincs kapcsolat a felszín felé, a jég alatt keskeny csatornák köthetik össze az egyes tavakat. Ezek mentén általában elhanyagolható a vízáramlás, tehát az egyes tavak rendkívül gyenge kapcsolatban lehetnek csak egymással - mégsem tekinthetõk teljesen izolált környezeteknek.
Alkalmanként dinamikussá válik a jég alatti tavak világa, és hatalmas vízátáramlások történnek a jégréteg fenekénél. A 2003 januárjában felbocsátott ICES (Ice, Cloud, and land Elevation Satellite) mûhold az Antarktisz jégtakarójának kiterjedését vizsgálja, a globális felmelegedés következményeit tanulmányozva. A közel 645 km magasan keringõ ûreszköz lézeres magasságméréseivel 1,5 cm-es (!) pontossággal térképezi fel a jégtakaró domborzatát.
Az Engelhardt-tó feletti jépáncél
A mûhold az elmúlt három évben két nagy, szilárd halmazállapotú, gleccserszerûen mozgó jégáramlatot figyelt meg, melyek az óceán fölé nyúló Ross-jégself anyagát pótolják. Régóta ismert, hogy a mozgó jég alatt alkalmanként vékony folyékony vízréteg található. Az új megfigyelések alapján az ilyen jég alatti vizek gyorsabban és nagyobb mennyiségben áramlanak, mint korábban feltételezték. A mellékelt képen az Engelhardt-tó feletti jépáncél domborzata látható, az ICES mûhold lézeres magasságmérései alapján (Ted Scambos, NSIDC).
Az ICES megfigyeléseinek hároméves periódusában a kb. 1 km vastag jégréteg alatt lévõ 10 x 30 km átmérõjû Engelhardt-tóból összesen 2 km3 víz áramlott ki a jég alatt a Ross-tengerbe. Ugyanezen idõszak során egy másik, szintén erre található jég alatti tóból 1,2 km3 víz jutott az óceánba. Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, eddig csak a jég alatti tavak között korábban lezajlott áramlások nyomait sikerült megfigyelni, az õket összekapcsoló hosszanti csatornák mentén. Ez az elsõ közvetlen megfigyelés egy ilyen folyamat lezajlásáról.
Négy jég alatti tó és a Recovery-gleccser áramlása
A RADARSAT-mûhold mérései szintén szolgáltak új eredményekkel a jégpáncél alatti tavakról. Robin Bell, Michael Studinger (Lamont-Doherty Earth Observatory) és kollégáik nemrég négy új jég alatti tavat azonosítottak. Még fontosabb, hogy sikerült a felszíni jég lassú, gleccserszerû mozgását jég alatti tavakhoz kapcsolni. Eszerint a tavak vize kulcsszerepet játszik az Antarktisz jégpáncéljának mozgatásában: a folyadék "kenõanyagként" szolgál, és felgyorsítja a jég áramlását a lejtõs területek, végül az óceán felé. A fenti tavak környezetében lévõ jégár a Recovery-gleccser formájában halad az óceán irányába. A domborzatot tekintve a tavak helyzeténél magasabban, ahol a tavak felé kúszik a jégtakaró, a jég mozgási sebessége évente méteres nagyságrendû, míg a tavak után több 100 méter/év értékre ugrik. A mellékelt felvétel a RADARSAT és az ICES mûholdak adatainak kombinálásával készült. A négy jég alatti tavat A, B, C, és D betû jelzi, az általuk meggyorsított Recovery-gleccser áramlását pedig sárga nyilak mutatják (NASA, Lamont-Doherty Earth Observatory).
Úgy is fogalmazhatunk, hogy a Föld belsõ hõjét a tavak vize nyeli el, ami aztán az alsó folyadékréteg pótlásával a jég mozgását gyorsítja. A felismerés arra is utal, hogy az ilyen jég alatti tavak kulcsszerepet játszanak a globális tengerszint-változásokban. A tavak kiterjedésének, vizük térfogatának növekedése ugrásszerûen meggyorsítja az antarktiszi jégtakaróból a Csendes-óceánba áramló gleccserek sebességét, így a jég mennyiségét. Emellett az is elképzelhetõ, hogy alkalmanként, rövid idõ alatt hatalmas jég alatti áradások érik el az óceánt - igaz ezekrõl még csak feltételezések vannak.
Az Antarktiszon át az Europára és a Marsra
Az elmúlt években tehát sokat megtudtunk ezekrõl a tavakról, de fõ jellemzõiket még ma is kevéssé ismerjük. Ugyanakkor sokkal közelebb vannak, mint például a Mars vagy a Jupiter Europa holdja. Tanulmányozásuk több területen is segíthet a Földön kívüli élet lehetõségének vizsgálatában.
-A tavakban számos földi élõlény túlélési stratégiáit ismerhetjük meg, melyekkel a hideghez és a gyenge megvilágításhoz alkalmazkodnak, vagy éppen napfény nélkül élnek. A felszínhez közeli tavakban, a jég alatt rendkívül gyenge napfénynél is zajló fotoszintézis tanulmányozása kiemelten fontos. Míg a sekély tavak a marsbéli élet lehetõségeinek vizsgálatához visznek közelebb, a vastag jéggel fedett tólencsék az Europa óceánjának részleges analógiájaként értelmezhetõk.
-Az Antarktiszon kidolgozhatjuk a jég alatti tavak vizsgálatához szükséges technológiát (ami már folyamatban van). Egy hagyományos fúrás során például még akkor is kispriccelhet a tó vize a furat mentén, ha ez ellen máshol már bevált módszerekkel védekeznének.
-A jég és a víz között hosszú idõskálán zajló kölcsönhatások még alig ismertek. Azt például már tudjuk, hogy a kissé porózus jégben kb. -70 °C feletti hõmérsékleten mikroszkopikus vízfilm borítja a szemcséket, melynek mentén különbözõ molekulák szállítódnak. Emellett a jég/víz határfelületen zajló újrafagyástól folyékony vízzárványok(esetleg betöményedett sóoldatok) maradnak a jégben, amelyek további viselkedése kevéssé sem tisztázott.
-A jég és a rárakódó, illetve másként belekerülõ anyagok közötti kémiai reakciókat a földi laboratóriumokban keveset tanulmányozzák. Pedig ezek megismerése segíthet az Europa felszíni jéganyagában zajló változások megértésében, amelyet az Io vulkánjaiból, és a Jupiter magnetoszférájából érkezõ anyagok okozhatnak.
-Néhány helyen a jég és a környezõ vulkanikus aktivitás kölcsönhatása is vizsgálható. Ilyen vidék például északon az Ellesmere-szigetek Borup-fjord nevû öble. Itt a kén gipsz helyett egyéb, ritkább formákban: hidrogén-szulfidként, illetve terméskénként is megjelenik, feltehetõleg a folyamatos vulkáni utánpótlás miatt.
Vulkanikus szennyezést mutató, kéntartalmú víz a földi sarkvidéken (Ellesmere-szigetek, balra), és vulkáni eredetû anyagokkal kevert színes magmabenyomulások az Europa jégpáncéljában (jobbra) (Stephen Grasby, NASA)
Az Antarktisz tavainak megismerése tehát fontos lépés a Mars és az Europa irányába. Sok olyan ismeretet szerezhetünk, amelyek alapján könnyebben értelmezhetjük a távoli égitestekrõl érkezett adatokat - emellett mûszereinket is hatékonyabban tervezhetjük meg a szondák indítása elõtt.
Tervek az Europa meghódítására
Az Europa jégpáncélja és az alatta lévõ vízóceán vizsgálatára több kutatóprogramot is kidolgoztak, ezek közül a három legfontosabbat ismertetjük az alábbiakban.
Az egyik a JIMO (Jupiter Icy Moon Orbiter) rövidítésû program, melynek keretében fõleg az Europát, de emellett két külsõ nagy társát, a Ganymedest és a Callistót is tanulmányoznák. A tervek alapján a szonda radarberendezésének hullámai a jégbe hatolva, majd a jég-víz határfelületrõl visszaverõdve rámutathatnak a jég szerkezetére és helyenként eltérõ vastagságára. Sajnos a NASA jelenlegi anyagi problémái miatt a közeljövõ tervei közül törölték az ötletet. Az anyagi problémák mellett komoly gondot okoz még az Europa vizsgálatában, hogy a hold térségében nagyon erõs sugárzások érik a berendezéseket, jelentõsen lerövidítve élettartamukat.
Az Ice Clipper névre keresztelt terv anyagmintát hozna az Europáról - méghozzá meglepõen olcsó módszerrel. A szonda ugyanis nem állna a Jupiter körüli pályára. Mindössze egyszer haladna el az óriásbolygó mellett, majd ugyanezzel a "lendülettel" vissza is térne a Földhöz. Az Europa megközelítése elõtt egy nagyobb test leválna róla, amely nem sokkal a fõ egység elhaladása elõtt becsapódna a hold felszínébe. A robbanástól kirepült törmelékszemcsék felhõjén átrepülõ anyaszonda a Stardust-szondához hasonlóan egy lepkefogóra emlékeztetõ tányért tart maga elé, benne aerogéllel. Az ide becsapódó szemcsék az aerogélben maradnak, és egy lezárt kapszulában térnének vissza a Földre. Sajnos a közeljövõ tervei közül ezt is törölték.
A legizgalmasabb a Cryobot ("jég-robot") küldetés, illetve a hozzá hasonló tervek. Ezek keretében nem csak a felszínre szállna le az ûreszköz, de a jég alatti óceánba is bejutna. Központi eleme egy szivar alakú szonda, amely belsõ radioaktív energiaforrásával folyamatosan melegen tartja saját külsõ falát. Ennek segítségével lassan beolvasztja magát a jégkéregbe, amelyben fokozatosan süllyed lefelé, és a felszínen maradt részén keresztül kommunikál a Földdel vagy a keringõegységgel. A lassan lefelé haladó szonda a felszíni egységgel egy kábelen keresztül tartja a kapcsolatot, amely a süllyedõ Cryobot belsejébõl tekeredik le, és a szonda elhaladása után azonnal belefagy a jégbe. A Cryobot számtalan megfigyelésre lenne képes a jégben és az alatta lévõ óceánban. Utóbbit elérve egyes tervek alapján egy miniatûr tengeralattjárót is kibocsátana magából. Sajnos az ambiciózus terv egyelõre szintén halasztást szenved. A szonda prototípusát azonban lehet, hogy mégis látjuk mûködésben a közeljövõben: a Vostok-tó vizének biztonságos elemzése ugyanis csak így lehetséges.
Kereszturi Ákos
Miért forog minden a Világegyetemben? 2007. március 21., szerda
"Miért forog minden a Világegyetemben? A Föld forog a tengelye körül, a Nap körül, a galaxis körül, a csillagok is forognak, a galaxisok is. Miért nem statikus minden és csak állnak "egy helyben", ahogy tágul a Világegyetem?"
A kérdésre a válasz a fizikai megmaradási törvényekben keresendõ. Zárt rendszerekre érvényes az energia-, a lendület- és perdületmegmaradás törvénye, melyek a vonatkozó fizikai törvények szimmetriáiból következnek. Részletes tárgyalás nélkül röviden arról van szó, hogy a klasszikus fizika egyenleteinek érvényessége független attól, hogy az idõ kezdõpontját mikortól vesszük fel (következmény: energiamegmaradás), a térbeli helyzet leírására használt koordináta-rendszerünknek hol van a kezdõpontja (következmény: lendületmegmaradás), illetve hogy milyen szögbõl kezdjük felmérni az irányokat (perdületmegmaradás).
Utóbbi mennyiség a tömegeloszlástól, sebességtõl és mérettõl függ, melyek kombinációja állandó. Ennek megfelelõen ha változik valamelyik a három közül (pl. a tömegeloszlás és/vagy méret), akkor a többi ellensúlyozza ezt a változást. A perdületmegmaradás legszemléletesebb példája a piruettezõ korcsolyázó, aki a kezeit behúzva megváltoztatja testének tömegeloszlását, aminek eredményeképpen felgyorsul a forgása.
A Világegyetem minden egyes égitestje fejlõdésen esett át az elmúlt 13,7 milliárd évben, mely fejlõdésnek fontos összetevõje a lokális összehúzódás. Miközben maga az egész Világegyetem tágult, az erõs tömegkoncentrációk környezete ezzel ellentétes irányban mûködött. Naprendszerünk 4,5-5 milliárd évvel ezelõtt kb. 1-2 fényév méretû gázfelhõ volt. Ennek a belsõ összehúzódása feltehetõen valamilyen külsõ tényezõ hatására, pl. egy közeli szupernóva-robbanás lökéshullámát követõen indult el. A mag összehúzódása elindította a gravitációs összeomlást, aminek eredményeként kialakult a Nap, körülötte pedig a bolygók. Ezek mindegyike nagy kiterjedésû por- és gázcsomók összehúzódásával jött létre – azaz lehetett nekik szinte tetszõleges kicsi forgásuk, az összehúzódás következtében ez a forgási sebesség óhatatlanul több nagyságrendnyit felgyorsult. Eredeti forgásuk pedig valószínûleg annak volt eredménye, hogy nem ideális gömbszimmetrikus felhõkbõl, hanem szabálytalan alakú, torz tömegeloszlású csomókból álltak, melyek a hasonló csomókkal kölcsönhatva keringõ/forgó mozgást végeztek.
A galaxisokra ugyanúgy érvényesek ezek a megfontolások, hiszen ezek is sokkal nagyobb kiterjedésû gázfelhõk összehúzódásának eredményei. Egyébként a külsõ anyagbefogás is lehet "forgató" hatású: hacsak nem pontosan a tömegközéppontban találja el a kívülrõl becsapódó kisebb égitest a nagyobbat, összeolvadásuk utóbbi tengelyforgási irányától függõen felpörgeti vagy lelassítja a forgást. Ez a folyamat felelõs például az Univerzumban tapasztalható leggyorsabb forgásokért, melyek kölcsönható kettõscsillagokban fordulnak elõ. Ezekben egy kis méretû, ám nagy tömegû csillag anyagot szív el a kísérõjétõl. A becsapódó gázcsomók az oldalról eltalált biliárdgolyóhoz hasonlóan felpörgetik az anyagot elszívó égitestet, ami a milliszekundumos pulzárokban a tengelyük körül másodpercenként több százszor megforduló neutroncsillagokat eredményez.