Ûrtávcsöves mozgóképek a Szaturnuszról 2007. március 21., szerda
Három rövidfilm készült a gyûrûs bolygóról a Hubble Ûrtávcsõ felvételei alapján.
Nemrégiben mi is hírt adtunk a Cassini-szonda Szaturnuszról készített fantasztikus képeirõl, amelyek soha nem látott részleteket mutattak be a gyûrûs bolygó titokzatos világáról. Ezúttal a Föld körül keringõ Hubble Ûrteleszkóp 1995-ben és 2003-ban készített képeibõl összeállított mozgóképekrõl tudunk beszámolni, melyek kb. ezerszeres gyorsításban mutatják a Szaturnusz és holdrendszerének bámulatos dinamikáját. A Space Telescope Science Institute által most közzétett három film közül kettõben a bolygó számos holdját láthatjuk, amint a közel élérõl látszó gyûrûn áthalad árnyékuk. A harmadik rövidfilm a Szaturnusz déli pólusát mutatja abban a speciális helyzetben, amikor a gyûrûkre a lehetõ legnagyobb szögben láthatunk rá a Földrõl nézve.
Az elsõ videón (137,4 kB) a gyûrûket, valamint a Titan és Tethys holdak áthaladását figyelhetjük meg. Elsõként a Titan árnyéka vetül a gyûrûkre, majd megjelenik maga a hold is, végül pedig bal oldalon, látszólag ellenkezõ irányban haladva megjelenik a Tethys.
A Titan és árnyéke a bolygón. A háttérben a Tethys.
A második videón (462 kB) szintén élérõl látjuk a gyûrûket, de most a jeges Mimas, Enceladus, Dione holdakat, valamint ismét a Tethyst láthatjuk elhaladni. Elõször a Mimas és az Enceladus jelenik meg, mindkettõnek látható az árnyéka is a bolygó korongján, de csak az Enceladusé halad át a gyûrûn is. Ezután jelenik meg a Dione, majd árnyéka. Miközben a három kis égitest elhalad a korong elõtt, jobb oldalon, a háttérben a Tethys vonul át.
A Szaturnusz és három holdja, a Mimas, az Enceladus és a Dione.
A harmadik videón (589,9 kB) a csak tizenöt évente bekövetkezõ legnagyobb rálátás irányából látjuk a gyûrûket és a Szaturnusz déli pólusát. Az utóbbiról készült közelképen jól láthatók a bolygó felhõsávjai és a légkör aktivitása.
A gyûrûs bolygó a maga teljességében.
Forrás: Hubblesite.org
Óriási jégkészletet találtak a Marson 2007. március 20., kedd, 9:51
Az európai Mars Express ûrszonda felszín alá "belátó" radarja közel 4 kilométer vastag vízjégréteget talált a vörös bolygó déli sarkvidékén.
A marskutatás egyik fontos kérdése, hogy hova lett az a vízkészlet, amely a különbözõ felszínformák, a kõzetek kémiai összetétele és az izotóparányok alapján egykor a bolygón létezett. A kérdéses H2O egy része el is szökhetett az ûrbe, bár ezt egy nemrég közölt mérés kérdésessé teszi. A másik lehetõség, hogy fagyott állapotban a sarki jégsapkákban, esetleg az azokat övezõ poláris réteges üledékekben, továbbá a felszín alatt, a kõzetek repedéseibe belefagyva rejtõzik - az utóbbi feltételezett zónát nevezzük krioszférának.
A Marson már azonosított, illetve az ott feltételezett vízmennyiséget ún. globális egyenértékben adják meg. Ez azt a képzeletbeli vastagságot jelenti, amilyen egy hipotetikus óceán lenne, ha az összes H2O folyékony formában a felszínen kicsapódna - és a bolygó tökéletes gömb alakú lenne, ahol a gömb sugara megegyezne a Mars átlagos sugarával. Az északi és a déli pólussapkában lévõ vízjég globális egyenértéke néhány méter - ez nem sok az eredetileg feltételezett 100-500 méteres vagy még nagyobb értékhez viszonyítva. Régóta feltételezik, hogy sok vízjég lehet a felszín alatt több km mélységig húzódó krioszférában, de ezt egyelõre nem sikerült kimutatni.
A harmadik potenciális víztározó a fent említett réteges poláris üledékek területe lehet. Ezek kiterjedt, közel vízszintes rétegeikkel borítják a felszínt a pólussapka körül. Sokkal nagyobbak a pólussapkáknál, a két sapka a tetejükön húzódik. Ahol valamely folyamat közel függõlegesen belevágott az üledékbe, ott kibukkan a belsõ szerkezetük, és jól látszanak a képek felbontásának határáig megfigyelhetõ finom rétegeik. A feltételezések alapján a maitól kissé eltérõ klímán alakultak ki, és a légkörbõl hulló porból, valamint a hozzátapadt vízjégbõl állnak. Mivel a rétegekben sok por van, az üledékekben tárolt vízmennyiségét eddig nem sikerült megbecsülni.
Ezen változtatott a Mars Express-szonda MARSIS nevû radarberendezése, amely a felszín alá is "belát" radarhullámaival. A mûszer több mint 300 keresztszelvényt rögzített a déli sarkvidék, az ott található pólussapka és az azt övezõ réteges poláris üledékek felett elhaladva. Sikerült megállapítani, hogy az üledékes képzõdmény maximálisan 3,7 km vastag, és alatta húzódik az idõs, eltemetett kõzetfelszín. A déli poláris réteges üledékek területe nagyjából megegyezik Európa területével.
A mérések alapján az üledék anyagának legalább 90%-át víz alkotja. Az itt tárolódó vízmennyiség globális egyenértéke 11 méter körüli, azaz néhányszor több, mint amennyi a pólussapkákban van. A Marson ma ismert és bizonyítottan létezõ vízkészlet legnagyobb része tehát a réteges poláris üledékekben található.
A radar által készített egyik keresztszelvény a réteges poláris üledékekrõl. Fent a mérések alapján elõállított 1250 km hosszú profil, alul a vizsgált terület szín-magasság ábrázolású képe látható. A bal alsó skála a vízszintes távolságot jelzi, míg felette a radarhullámok haladási idõtartalmának megfelelõ függõleges távolság látszik. (NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS)
A fenti képen a réteges poláris üledékek kiterjedése látható, a déli sarkvidék 1670x1800 km-s részén. A színkódolásban az ibolya a vékony, a sárga, majd a vörös szín a mind vastagabb rétegeket jelöli. A fent látható sötét kör a pólust a 87 fokos szélességi övezõ terület, ahonnan a radarberendezés nem gyûjtött adatokat (forrás: NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS).
A most vizsgált déli réteges poláris üledékek a felszíni pólussapka alatt is követhetõk. Az üledékek alsó részén egy olyan erõs radarvisszaverõ képességû réteget azonosítottak, amely akár folyékony vizet is jelezhet - de ez egyelõre csak feltételezés, és az ott várható alacsony hõmérséklet nem kedvez a folyékony víznek. A vastag üledékes rétegek ellenére a kõzetaljzat a területen nem süllyedt be, mivel a Mars a földinél vastagabb kéreggel bír. A jelenlegi felfedezés fontos lépés a kõzetek repedéseiben, a felszín alatt több kilométer mélységig húzódó legfontosabb H2O tározó: a krioszféra létének bizonyítása felé.
Kereszturi Ákos
A napfénytõl felpörgõ kisbolygók 2007. március 19., hétfõ, 9:35
Elsõ alkalommal sikerült megfigyelni, hogy a napsugárzás egy sajátos jelenség révén gyorsítja egy kisbolygó tengelyforgását.
A kisbolygók mozgását a gravitációs erõ mellett egyéb külsõ hatások is befolyásolják. Ezek közül hosszú ideig elhanyagolt jelenség volt az ún. Yarkovsky-effektus. Ennek során elsõ lépésben a Napból érkezõ elektromágneses sugárzás, például látható fény éri a kisbolygót. A beérkezõ sugárzás elnyelõdik a testben, majd idõvel visszasugárzódik az ûrbe. A besugárzás a kisbolygón értelmezhetõ helyi dél körül a legerõsebb, amikor a Nap a felszínre a legmeredekebben süt. Az elnyelõdõ fény viszont valamely késõbbi pillanatban (a helyi délután vagy este folyamán) sugárzódik vissza hõsugárzásként.
Eközben a kisbolygó tovább fordul, ezért míg a legtöbb sugárzást dél körül nyeli el, a legtöbbet a helyi délután, illetve este táján bocsátja ki. Mivel az elektromágneses sugárzásnak momentuma van, minimális lendületet ad a kisbolygónak az elnyelõdéskor, illetve visz el a kibocsátáskor. Mivel ezekre eltérõ idõpontokban és irányokban kerül sor, a jelenség befolyásolhatja az égitest mozgását, és így a pályáját is. A Yarkovsky-hatást elsõként a 6489-es sorszámú Golevka kisbolygónál mutatták ki, amelynek pályája 1991 és 2003 között 15 km-t tolódott el.
A direkt tengelyforgású (tehát északi pólusuk felõl nézve az óramutató járásával ellentétes forgásirányú) kisbolygók pályájának naptávolságát növeli, a retrográd (ezzel ellentétes) forgásúak naptávolságát pedig csökkenti a jelenség. A helyzetet tovább bonyolítja, hogy nemcsak napi (a kisbolygó tengelyforgása szerinti) periódusban jelentkezik a hatás, hanem elképzelhetõ ún. évszakos változás is. Ekkor az égitest forgástengelye egy kitüntetett irányba mutat a térben, miközben kering a Nap körül, így bonyolultan alakulhat a felszíne eltérõ részeire jutó be- és kisugárzás, valamint az ehhez kapcsolódó impulzusmomentum-változás - különösen, ha elnyúlt pályán kering.
A hatás természetesen rendkívül gyenge, a nagyobb kisbolygóknál gyakorlatilag kimutathatatlan. A kisebb testeknél azonban millió éves idõskálán már számolni kell vele - a kisebb aszteroidák pályáját annyira megváltoztathatja, hogy elvándorolhatnak korábbi helyükrõl, ez pedig befolyásolhatja a földközeli és így becsapódással fenyegetõ objektumok számát is. Ezzel kapcsolatban vetõdött fel az ötlet, hogy a távoli jövõben becsapódással veszélyeztetõ kisbolygó pályáját úgy is megváltoztathatjuk, ha sötétre, illetve világosra festjük az égitest megfelelõ részeit - ehhez azonban igen pontosan kellene ismerni a Yarkovky-effektust.
A YORP-effektus a fentihez némileg hasonló jelenség. (A folyamat elnevezése a jelenséget elméletileg elõrejelzõ kutatók kezdõbetûibõl áll össze, teljes terjedelmében Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack-effektus.) A YORP-effektus a gömbtõl eltérõ alakú kisbolygókon lép fel, amikor a beérkezõ napsugárzás fûtõ-, majd a kisugárzás hûtõhatását az objektumon lévõ szabálytalan felszínformák helyzete, a napsütésnek kitett avagy árnyékos jellege is befolyásolja.
Mindez hasonló egy vákuumban felfüggesztett, könnyen forgó propeller viselkedéséhez, melyet a ráesõ gyenge fénnyel megfelelõ helyzetû és színû lapok révén fel lehet pörgetni. Bár a hatás minimális, az apró égitesteknél évmilliók alatt érezhetõvé és kimutathatóvá válik. Megfelelõ helyzetben a YORP-effektustól egyre gyorsabban pörgõ kisbolygó alakja is megváltozhat - ha belsõ szerkezete viszonylag képlékeny, például laza törmelékbõl összeépülõ, ún. kozmikus kõrakás jellegû. Az egyre gyorsabb tengelyforgás végül az objektum két vagy több darabra szakadását is eredményezheti. Megfelelõ helyzetben ennek ellenkezõje is bekövetkezhet: a tengelyforgás hosszú idõ alatt le is lassulhat.
A közelmúltban elsõ alkalommal sikerült a tengelyforgás így elõrejelzett gyorsulását a megfigyelésekbõl kimutatni. Egy nemzetközi kutatócsoport Stephen Lowry (Queens University Belfast, Nagy Britannia) vezetésével több optikai- és rádióteleszóp eredményeit felhasználva a (54509) 2000 PH5 kisbolygót tanulmányozta. Az égitest a földközeli aszteroidák közé tartozik, és 2000-es felfedezése után felmerült, hogy az ideális lehet a YORP-effektus kimutatására. Átmérõje mindössze 114 méter, tengelyforgási ideje pedig 12 perc.
A négyéves észlelési periódus során az objektum felszínét részletesen megismerték és tanulmányozták tengelyforgásának jellemzõit és a forgási periódus változását. Az égitestnél a tengelyforgási periódus évi egymilliomod másodpercnyi csökkenését sikerült kimutatni - tehát ilyen ütemben forog egyre gyorsabban a kisbolygó. A jelenség az optikai- és a rádióészlelésekben egyaránt jelentkezett.
A 2000 PH5 kisbolygó radarfelvételei (balra) és alakjának modellje, a forgástengely helyzetével (jobbra) (ESO)
A pontos adatok alapján a kisbolygó jövõbeli viselkedését is megpróbálták elõrejelezni. Eszerint jelenlegi pályája stabilnak tekinthetõ, és a következõ 35 millió évben nem változik jelentõsen - ugyanakkor a tengelyforgási ideje ezalatt körülbelül 26 másodpercre csökken. Eközben a növekvõ centrifugális erõ miatt változnak a belsejében fellépõ feszültségek, és könnyen lehet, hogy deformálódik, esetleg darabjaira hullik az objektum. A kisméretû aszteroidák között sok nagyon gyorsan, illetve nagyon lassan forgó objektumot találunk - a sebes vagy rendkívül lassú pörgés kialakításában az ütközések mellett talán a YORP-effektus is közremûködött.
Kereszturi Ákos
Lassan félni fogok ebben a topikba olyan egyedül vagyok
Egy csillag, kétféle robbanás 2007. március 16., péntek
Nóvarobbanás maradványfelhõjét fedezték fel egy törpenóva körül, amivel igazolták a különbözõ típusú kataklizmikus csillagok szoros kapcsolatát.
A kataklizmikus változócsillagok kölcsönható kettõscsillagok, melyben a nagy tömegû, ám kis méretû fõkomponens – általában egy fehér törpe – anyagot szív el kísérõcsillagától. A tömegátadás mértéke, illetve a fõkomponens körül kialakuló anyagbefogási (akkréciós) korong tulajdonságai határozzák meg, hogy pontosan milyen típusú változócsillagként észlelhetünk egy adott rendszert. A törpenóvákban az akkréciós korong a benne felgyülemlõ anyag hõmérséklet-emelkedése miatt idõnként összeomlik, amikor a fehér törpe gravitációs terében hirtelen felforrósódó gázfelhõ jellemzõen 3-5 magnitúdós kitörést okoz a fényességben (azaz a csillag 20-100-szor fényesebbé válik). Ezzel szemben a nóvák ténylegesen robbanásszerû folyamatokat élnek át a fehér törpe felszínén összegyülemlõ anyag termonukleáris fúziójának hirtelen beindulása nyomán, ami 10-12, de akár 20 magnitúdós kitörést is okozhat pár nap alatt (utóbbi százmilliószoros felfényesedésnek felel meg). A jelenséget jól illusztrálja az itt található animáció (5MB).
Természetes kérdés, hogy ha ennyire hasonló rendszerek a törpenóvák és nóvák, elképzelhetõ-e nóvarobbanás törpenóvában? Az elméletek szerint a klasszikus nóvák fehér törpéi nagyjából 10 ezer évenként gyûjtenek össze elegendõ anyagot a nukleáris robbanáshoz, köztük pedig folyamatosan érkezik a kísérõcsillag anyaga a robbanás után nem sokkal újra kialakuló akkréciós korongon keresztül. Elvben semmi sem zárja ki, hogy két nóvakitörés között egy rendszer törpenóva-aktivitást mutasson, ám a 20 éve kidolgozott elméleti elõrejelzést még soha nem sikerült megfigyelésekkel igazolni.
A Z Camelopardalis 530 fényévre található csillag, egyike az elsõként felfedezett törpenóváknak. Amatõrcsillagászok több évtizede folyamatosan nyomon követik kitöréseit, melyek átlagosan 3 hetente következnek be. Ilyenkor a csillag mintegy 40-szeresére fényesedik fel, majd pár nap után újra visszahalványodik.
A többszörös robbanások során ledobott gázhéjak ultraibolya hullámhosszakon. A Z Cam a kép közepén látható fehér csillag.
M. Shara (American Museum of Natural History) és munkatársai a március 8-i Nature-ben számoltak be a NASA GALEX (Galaxy Evolution Explorer) ûrtávcsövével eredetileg véletlenül felfedezett gázhéjakról a Z Cam körül. Korábban már kerestek hasonló szerkezeteket a csillagot övezõ térségben, de az optikai tartományban kudarccal jártak. Ezzel szemben a GALEX ultraibolya hullámhosszakon felvett képei tisztán mutatják a Z Cam-ot övezõ vékony gázhéjakat. Ezek pontosan úgy néznek ki, mint az idõs nóvákat övezõ maradványfelhõk, és a világ négy pontján elhelyezett távcsövekkel végzett mérésekkel sikerült is igazolni, hogy a Z Cam-ot mintegy egy ezred naptömegû gázhéj övezi, amely 250-2500 évvel ezelõtt dobódhatott le egy nóvarobbanás következtében.
Maga az egykori robbanás roppant látványos jelenség lehetett: a ma Z Cam-ként ismert törpenóva pár napig az egész égbolt egyik legfényesebb csillagaként ragyoghatott!
Forrás: GALEX PR 2007-01
Film a legfurcsább napfogyatkozásról 2007. március 14., szerda, 8:48
A STEREO-B ûrszonda olyan napfogyatkozást örökített meg, amelyet a Földrõl senki nem láthat. A filmen a Hold kis korongként vonul el a Nap elõtt.
Mint arról elmúlt cikkeinkben beszámoltunk, a Nemzetközi Heliofizikai Év keretében több új ûrszondarendszer, így a két tagból álló STEREO és az öt tagot számláló THEMIS flotilla kezdte meg mûködését. 2007. február 25-én a STEREO-B az extrém ultraibolya tartományban megörökítette központi csillagunkat, hogy mûszereit pontosan kalibrálhassa.
A kalibrációhoz praktikus, ha egy fényes objektum és egy teljesen sötét célpont együtt van a látómezõben. Így esett a választás egy sajátos napfogyatkozásra, amikor a Hold az ûreszközrõl nézve elvonult csillagunk elõtt. A CCD-detektoron a sugárzó napkorong elõtt éles fekete sziluettel rajzolódott ki a Hold árnyékos oldala, pontosabban az általa kitakart sötét terület a Nap elõtt.
A szerencsés térbeli helyzet nem véletlen eredménye: még tavaly decemberben úgy változtattak a STEREO-B pályáján, hogy megfelelõ helyzet adódjon a megfigyelésre. A szonda a Földhöz hasonló pályán kering a Nap körül, de bolygónkhoz képest lemaradva (több mint egymillió kilométerrel mögöttünk halad). Ebbõl a helyzetbõl sikerült a lenti képet megörökítenie. Az átvonulásról mozgóképet is megtekinthet, ezen az oldalon.
Mivel a felvétel készítésekor a szonda 4,4-szer messzebb volt a Holdtól, mint a Hold általában a Földtõl, ezért kísérõnk 4,4-szer kisebbnek is mutatkozott, mint bolygónkról egy "hagyományos" napfogyatkozás alkalmával. A napkorong fényes területei a napfelszín feletti kromoszféra forró tartományait jelzik, amelyeket az extrém ultraibolya tartományban az ionizált vas és a hélium négy hullámsávjában rögzítettek. A furcsa fogyatkozás megjelenése részben a Vénusz átvonulásra is emlékeztet. Emellett sok exobolygó-rendszerben állhat elõ hasonló látvány, amikor a csillaghoz közeli óriásbolygó kitakarja a fénylõ égitest egy részét.
Az eddigi mérések alapján a detektorok a vártnak megfelelõen üzemelnek. Ha minden a terveknek megfelelõen halad, az elsõ részletes napmegfigyelés (egy koronakitörés térbeli mozgásáról) április során várható. Hazai szempontból kiemelten fontos, hogy kutatóink részt vesznek a STEREO mûholdpáros által végzett munkában. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete elsõsorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésébe, valamint az IMPACT nevû detektor adatainak feldolgozásába kapcsolódik be.
A STEREO-B ûrszonda felvétele a Napról az extrém ultraibolya tartományban, elõtérben a Holddal (NASA JHU APL)
A Nemzetközi Heliofizikai Év alatt zajló tevékenységet hazánkban a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete részérõl Dr. Kecskeméty Károly koordinálja. A témakörhöz kapcsolódik a Polaris Csillagvizsgálóban (III. kerület Laborc u. 2/c) megrendezett Heliofizikai Hónap nevû elõadássorozat, amelynek keretében keddenként 18 órai kezdéssel hallhatók áttekintések a legújabb eredményekrõl. Az elõadásokat az interneten a POLARIS TV segítségével élõben is követhetik az érdeklõdõk.
Kereszturi Ákos
Ötlet a láthatatlan tömeg megfigyelésére 2007. március 12., hétfõ, 13:17
Új lehetõségként felmerült, hogy a pulzárok rádiójeleiben jelentkezõ eltolódások is utalhatnak a láthatatlan tömeg kisebb anyagcsomóinak térbeli jellemzõire.
A galaxisok csillagainak mozgása, és egyéb megfigyelések alapján tudjuk, hogy a Világegyetemben lévõ anyag nagyobbik hányada nem látható, és jelenléte csak gravitációs kölcsönhatása révén mutatható ki. Az eddigi vizsgálatok alapján azonban ezt is csak nagy méretskálán tudjuk érzékelni: a csillagvárosokon belüli eloszlásukat, illetve a galaxisok közötti térbeli elõfordulásukat lehet felmérni.
Egyes elméleti modellek alapján az Õsrobbanás után kisebb csomók képzõdtek a láthatatlan tömegbõl, amelyek aztán egyre nagyobb szerkezetekbe álltak össze. Elképzelhetõ, hogy nem minden ilyen csomó épült be nagyobb társaiba, létrehozva végül a ma látható galaxisokat, hanem közülük sok ma is a galaxisok közötti térben, esetleg a nagyobb csillagvárosokban kóborol. Ethan Siegel (University of Wisconsin, Madison) és kollégáinak modelljei szerint sok ilyen láthatatlan anyagcsomó lehet, amlyek tömege a Föld tömegének húszszorosa és néhány ezerszerese között mozog. Ezek magányosan vándorolnak az ûrben, és eloszlásuk megfigyelésére új ötlettel álltak elõ a fenti kutatók.
Az észleléshez gyorsan pörgõ neutroncsillagokat lehetne felhasználni, amelyek periódikus rádiójeleit vizsgálva a láthatatlan tömeg viszonyalóg kisebb csomóinak jelenlétére következtethetnénk. Ennek keretében, ha egy távoli pulzár és a megfigyelõ között elhalad egy ilyen láthatalan anyagból álló csomó, az gravitációs tere révén kismértékben megváltoztatja a pulzárról hozzánk érkezõ sugárzás által befutott utat. Ezt pedig a periódikus rádiójelek érkezési idejében mutatkozó csekély, de jellegzetes eltolódásként lehetne kimutatni.
A legnagyobb kérdés persze az, hogy tulajdonképpen milyen egzotikus részecskék is alkotják a láthatatlan anyagot. Amennyiben térbeli eloszlását, például a fenti módszer segítségével az eddiginél jobb felbontással is meg tudnánk figyelni, elképzelhetõ, hogy mibenlétéhez is közelebb kerülnénk. Eltérõ mértékben alakul egy ilyen felhõben az anyagsûrûség, a benne lévõ részecskék viselkedésének megfelelõen. Ez pedig azt befolyásolja, hogy a kvazár és közöttünk elhaladó felhõ következtében, milyen ütemben, mennyire hirtelen avagy inkább fokozatosan változik a megfigyelt pulzusok periódusa. Elképzelhetõ, hogy sok ilyen láthatatlan felhõvel kapcsolatos információ rejtõzhet észrevétlenül az eddig archivált adatok között a pulzárokkal kapcsolatban - felfedezésükhöz tehát nem biztos, hogy friss megfigyelések is kellenek.
Az eddig megfigyelt pulzárok közül egyébként a leggyorsabban pörgõ objektum forgási periódusát nemrég határozták meg a korábbinál nagyobb pontossággal. A Terzan-5 gömbhalmazban, egy kettõs rendszer egyik tagját alkotja a Ter5ad jelû periodikus rádiójeleket kibocsátó neutroncsillag. A pulzár 716 Hz-es periódussal forog. A korábbi rekorder a B1937+21 jelû, 1982-ben felfedezett pulzár volt, amelynél ugyanez az érték 642 Hz- körüli.
Egy kanadai és amerikai csillagászokat tömörítõ csoport 30 ilyen gyorsan pörgõ, ún. milliszekundumos pulzárt talált a Terzan-5 halmazban, a korábban ismert három objektum felett. Az égitesteket nehéz volt megtalálni, mivel nem csak gyenge rádióforrások, de ráadásul még az idõ 40%-ában, a Földrõl nézve társuk mögött rejtõznek. A pörgési sebesség, az elméleti modellekkel együtt a pulzárok méretére is felsõ határt adott: a kb. 2 naptömegû égitest átmérõje nem lehet nagyobb 16 km-nél. A megfigyelés arra utal, hogy az ilyen extrém gyorsan pörgõ pulzárok nem annyira ritkák, mint eddig feltételeztük.
Kereszturi Ákos
A telihold mérete 2007. március 10., szombat
"Miért van az, hogy olykor a teliholdat egészen nagynak és közelinek látjuk, máskor meg magasan fent, apróbbnak és távolinak? Valóban néha közelebb van hozzánk a Hold, vagy csak optikai csalódás?"
Holdunk, hasonlóan a legtöbb naprendszerbeli égitesthez, nem tökéletes körpályán, hanem ellipszis alakú pályán kering. Bár átlagos távolsága mintegy 384000 km, akár 363000 km-re megközelítheti a Földet, illetve maximálisan 406000 km-re távolodhat el. Ez a távolságkülönbség a Hold látszó méretében is megmutatkozik. A jelenség a következõ képeken jól megfigyelhetõ:
(Forrás: APOD)
A Hold pályája ezen felül nem esik egy síkba sem a Föld egyenlítõjével, sem a Föld keringési síkjával, az ekliptikával. A Hold pályája ez utóbbival mintegy 5 fokos szöget zár be. (A pályának ez a dõlése okozza, hogy nem figyelhetünk meg minden újholdkor napfogyatkozást, és minden teleholdkor holdfogyatkozást – a Hold hol "alatta", hol "felette" tartózkodik a Nap-Föld egyenesnek.)
Maga az ellipszispálya is körbefordul a Föld körül mintegy 18 éves idõszak alatt, emiatt lehetséges, hogy a telehold a pálya más-más pontján következik be, vagyis a delelõ telehold látóhatárunk felett igen magasan, de nagyon alacsonyan is látszhat. Magyarországról (azaz az északi féltekérõl) a Hold télen magasan delel, mivel ilyenkor az északi félteke "elfelé" dõl a Naptól, így az éjszakai oldalról a Naptól épp ellenkezõ irányban levõ Hold a horizont felett magasabban látszik (különösen magasan delelhet, ha a Hold éppen északi irányba legmesszebb távolodott az ekliptika síkjától). Ennek ellentéte következik be nyáron.
Ezek mellett némi optikai csalódás is közrejátszik: a horizont közelében "van mihez hasonlítani" szemünknek a Hold méretét, míg magas delelés esetén erre nincs lehetõség.
És ismét egy kis szaturnusz:
Friss képek a Szaturnuszról és holdjairól 2007. március 09., péntek
Soha nem látott részletek a gyûrûs bolygón és legnagyobb holdján, a Titanon – a Cassini ûrszonda legújabb felvételei.
Az elmúlt hónapok során a Cassini ûrszonda egyre nagyobb hajlásszögû pályán keringett a Szaturnusz körül, aminek eredményeként soha nem látott irányokból készített fantasztikus képeket a bolygóról és rendszerérõl. Az alábbiakban az elmúlt két hónap felvételeibõl válogatunk, melyek a Szaturnusz mindeddig ismeretlen arcát mutatják be. A gyûrû drámai árnyékhatásai mellett a bolygó légkörének finom részletei is napvilágra kerültek, emellett pedig február 22-én a Titanról is készültek új radarképek. A következõ Titan-közelítés március 10-én lesz, így újabb eredmények a közeljövõben is várhatók.
2007. január 19-én készült elsõ képünk a gyûrûrõl, kb. 40 fokos hajlásszögben a gyûrû síkja felett. A kép célja a gyûrûk egészének megörökítése volt, így a viszonylag hosszabb expoziciós idõ miatt a bolygó Nap felõli oldala túlexponált.
Két nappal késöbb a Cassini már 1,6 millió km-es távolságban járt a Szaturnusztól. A legkülsõ, F jelzésû vékony gyûrû csomói az egyenetlen anyageloszlást mutatják. A felvétel nagy felbontású változatán három hold is felfedezhetõ: az Epimetheus 1 óra irányában, a Pandora 5 óránál, valamint a Janus 10 óránál.
Ehhez a képhez egy mozgófilm is kapcsolódik, amely az ûrszondát mutatja a gyûrû síkján való áthaladás közben. A film kezdetén a gyûrû napsütötte részén járunk, s amint az ûrszonda délrõl északra haladt kb. 900 000 km távolságban, a gyûrûre elõször felülrõl láthatunk rá, majd egy vékony síkká válik, végül ismét láthatóvá válnak részletei, de már a túloldalról, enyhe megvilágításban. A film mintegy 12 órát ölel át idõben, miközben hat hold halad át a látómezõn. A legnagyobb közülük az Enceladus, amely balról jobbra halad el, mutatva pályasíkjának eltérését a gyûrû síkjától. A második legnagyobb átvonuló hold pedig a Mimas, a látóirány változása miatt jobbról balra haladva.
Sötét és éles körvonalú gyûrûárnyék a Szaturnuszon. A bolygó felszínén feltûnik az északról délre haladó színváltozás, amire máig nem találtak kielégítõ magyarázatot a Szaturnuszt kutató tudósok. A Voyager ûrszondák 1980-as években készült felvételein sokkal egyenletesebb színû volt a bolygó, míg a Cassini 2003-as megérkezésekor már megfigyelhetõ volt a kékes szín. Ekkor a bolygó északi felén éppen befejezõdött a tél, így a tudósok egyik elképzelése, hogy a légkör évszakos változásai okozzák a színkülönbséget. Érdekes még, hogy a színeken kívül a felhõalakzatok is eltérést mutatnak a különbözõ szaturnuszrajzi szélességeken. Nagyobb szélességeken fényes, különálló felhõk látszanak, míg az egyenlítõ környékére hömpölygõ, egységes felhõsáv jellemzõ, benne világos és sötét örvényekkel. A kép 1,2 millió km-es távolságból készült.
A Szaturnusz káprázatos színei és színárnyalatai (pasztellkék, rózsaszín, zöld és arany). A kép nagyobb felbontásó változatán a bolygó nyugati pereméhez közel (7 óra irányában) látható a Janus.
A kék és arany Szaturnusz, távolban a Dione holddal.
A Cassini a Szaturnusz alatt, visszapillantva a bolygósarlóra és a jeges gyûrûkre. A déli pólus közepén egy hurrikánra emlékeztetõ óriási pörgõ vihar.
Az óriásbolygó változatos világa: légkörében hatalmas viharok tombolnak, gyûrûi õsi ütközések nyomairól árulkodnak, míg holdjai az élet eredetérõl szolgálhatnak fontos információkkal.
A Szaturnusz három kis holdja. Jobbra lenn a két kis hold az F gyûrû terelõholdjai, a Prometheus és a Pandora. Felül a kétarcú Janus.
A jelenlegi nagy hajlásszögû keringésbõl a Cassini júniusban ismét visszatér a gyûrû síkjába.
Forrás: NASA
Galaktikus sebességszabály 2007. március 9., péntek, 11:30
A Hubble-ûrteleszkóppal közel 50 ezer távoli csillagvárost örökítettek meg egy olyan kutatási program során, amelynek eredményei hozzájárulnak a galaxisok tömege és csillagaik keringési sebessége közti kapcsolat megállapításához.
A Hubble-ûrteleszkóppal (HST) az Ursa Major (Nagy Medve) csillagképben távoli csillagvárosokat örökítettek meg. A program keretében több mint 500 felvételt rögzítettek errõl az égterületrõl, közel egy év alatt. A felvételekbõl egy nagy mozaikot állítottak össze, amelyen nagyságrendileg 50 ezer galaxis látható. Az így nyert 1,1 x 0,15 fokos területet ábrázoló kép mintegy 3 milliárd pixelt tartalmaz.
A vizsgálat célja, hogy az eltérõ korú csillagvárosok megfigyelésével minél több információt szerezzenek a galaxisok idõbeli fejlõdésérõl. Az adatok elemzése sok kutatónak fog még évekig munkát adni, de néhány érdekesség már most, a kiértékelés elején is feltûnt. Ezek között említhetõ például egy vöröses elliptikus óriásgalaxis, amelynek centrumában két fekete lyuk található. A két objektum 4000 fényévre van egymástól, egyikük 0,5, a másik 5 millió naptömegû lehet. A HST részletes felvételeit az AEGIS nevû projektben is felhasználták, amelyben a csillagvárosok alapvetõ jellemzõit tanulmányozzák.
A galaxisok tömege és a bennük lévõ csillagok, gázfelhõk keringési sebessége között kapcsolat várható. Egyszerûen fogalmazva minél nagyobb egy csillagváros tömege, annál gyorsabban keringenek benne az objektumok a centrum körül - bár a gyakorlatban az összefüggés lényegesen bonyolultabb. A spirális galaxisok esetében ehhez hasonló összefüggést az ún. Tully-Fischer-reláció formájában azonosítottak, mely szerint a galaxisok teljes energiakibocsátása (amivel arányos a tömegük) és a bennük lévõ objektumok keringési sebességének eloszlása között kapcsolat van - ezt elsõként 30 éve, néhány közeli spirális galaxisnál mutatták ki. Hasonló szabályosság az elliptikus galaxisokra is létezik a teljes energiakibocsátás és a sebességeloszlás között, amelyet Faber-Jackson-relációnak neveznek.
Susan Kassin (University of California, Santa Cruz) és kollégái 544 eltérõ típusú, 0,1 és 1,2 közötti vöröseltolódású, azaz 2 és 8 milliárd fényév közötti távolságban lévõ galaxist vizsgáltak. A munkára az említett AEGIS felmérésben került sor, amelyen közel 100 csillagász dolgozik 4 földi telepítésû és 4 Föld körül keringõ távcsõ eredményeit elemezve. A felmérés során kb. 150 ezer galaxist örökítettek meg eltérõ színképtartományokban, a rádiótól egészen a röntgen hullámhosszakig.
Az Ursa Major (Nagy Medve) csillagkép (balra) és a kérdéses felvétel (jobbra) számtalan távoli galaxissal (NASA, ESA, Davis (Univ. of California, Berkeley), Faber (Univ. of California, Santa Cruz), A. Koekemoer (STScI))
A felvételekbõl összeállított mozaik 5' átmérõjû részlete. A kép a WFPC-2 kamerával kék, zöld és vörös szûrõkkel készült. (NASA, ESA, M. Davis (University of California, Berkeley), S. Faber (University of California, Santa Cruz), and A. Koekemoer (STScI))
Az új vizsgálat alapján egy galaxis tömege és a benne lévõ égitestek keringési sebessége között a fent említetthez hasonló szabály mutatkozik - ráadásuk az eltérõ típusú, tömegû és korú galaxisok esetében egyaránt létezik az összefüggés. Ilyen értelemben elképzelhetõ, hogy a Tully-Fischer és a Faber-Jackson-reláció ugyanannak a most megfigyelt jelenségnek külön-külön, korábban azonosított része. Az új összefüggés visszamenõleg legalább 8 milliárd évre érvényes, amikor a galaxisok még sokszor "zilált" megjelenésûek voltak, feltehetõleg az akkoriban gyakori kölcsönhatások miatt. Úgy tûnik tehát, hogy a szabály a spirális és az elliptikus galaxisok mellett az összeolvadt csillagvárosokra is érvényes.
A jelenség olyan szempontból is érdekes, hogy míg a spirális galaxisok korongjában a csillagok rendezetten, azonos irányban mozognak, az elliptikus csillagvárosoknál hasonló nem figyelhetõ meg. Itt az objektumok egymástól erõsen eltérõ pályákon keringenek a centrum körül, amelyek nem párhuzamosak egymással, és nem csoportosulnak kitüntetett síkban. A most talált összefüggés mindennek ellenére mindkét galaxistípusra érvényes, és magyarázata a csillagvárosok kialakulásában keresendõ.
Kereszturi Ákos
Meteorit landolt a hálószobában 2007. március 08., csütörtök
Égbõl hullott kõdarab zuhant be egy házba az amerikai Bloomington városkában. felhívás
Március 5-én reggel, nem sokkal fél tíz után Dee Riddle bloomingtoni lakos (USA) éppen a konyhában tevékenykedett, amikor üvegcsörömpölés kíséretében egy pillanatra megremegett a házuk. A hang forrását keresve bukkant üvegcserepekre a hálószobában – mellettük pedig egy csillogó fekete kõdarabra a padlón. Kiderült, hogy a jövevény a két rétegû ablakon át érkezett, kilyukasztotta az íróasztalt, majd a székrõl továbbpattanva állt meg az ágyuk mellett. Az események rekonstruálása arra utal, hogy a 40 dekás test 71 fokos szögben zuhant be az ablakon, kb. 200-300 km/h-s sebességgel.
Ûrbéli jövevény az ablakon keresztül: a bloomingtoni meteorit.
Az Illionis State University geológusa, Robert Nelson vizsgálatai szerint a Riddle család váratlan vendége igen nagy bizonyossággal meteoritként azonosítható, azaz a bolygóközi térbõl érkezett. Nagy mennyiségben tartalmaz vasat, míg 402,21 g tömegéhez kb. 7 cm-es hosszúság, 6 cm-es szélesség és 1,5 cm-es vastagság társul. Sûrûsége mintegy kétszer akkora, mint a Föld felszínén található szikláké, felületén pedig olvadás jelei látszanak. Nelson és más szakértõk kizárják annak lehetõségét, hogy a kõdarabot valaki bedobta volna az ablakon, vagy hogy ún. ûrszemét (azaz mesterséges égitest darabja) lenne.
Az eset érdekessége, hogy nem ez az elsõ Bloomingtonra hulló meteorit: 1938-ban már landolt itt egy 67,8 grammos égi kõ.
Forrás: PJStar.com
CoRoT Ûrtávcsõ: út a csillagok belsejébe és új világok felé 2007. március 07., szerda
A CoRoT ûrprogramban résztvevõ Magyar Asztroszeizmológiai Csoport tevékenységérõl kaphatnak elsõ kézbõl információt az érdeklõdõk március 12-én az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében. felhívás
2006. december 27-én sikeresen útjára indult Bajkonurból a CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits; Konvekció, forgás és bolygóátvonulások) ûrtávcsõ. A tisztán tudományos célt szolgáló ûreszköz a csillagok belsejét vizsgálja, csillagokban terjedõ hanghullámok okozta felszíni fényváltozások megfigyelésével. Az eljárás a Föld belsejét vizsgáló szeizmológiával rokon, ezért asztroszeizmológiának nevezik. Az ûrtávcsõ pontos mérései lehetõvé teszik, hogy csillagok olyan elhalványodásait is kimutassa, amit a Földnél kicsivel nagyobb, de ahhoz hasonló bolygók csillagkorong elõtti átvonulása okoz. A CoRoT az elsõ ûrprogram, amivel távoli csillagok körül keringõ ilyen új világok fedezhetõk fel – az elõzetes becslések szerint 10-40 ilyen felfedezés várható.
A CoRoT eredményei késõbbi ûrprogramok számára is tapasztalatokkal szolgálnak, pl. az ESA DARWIN projektjéhez, amely egy 4-5 ûreszközbõl álló flotillával keres majd olyan bolygókat, ahol az élet lehetséges.
A legközelebbi csillag, a Nap esetében, és a legjobb mûszerekkel is csak annak külsõ 400 km-es rétegébe láthatunk be közvetlenül (leszámítva a neutrinóknak a Nap magjából származó információját). Az ESA SOHO ûrtávcsöve már évek óta méri a Nap felszíni rezgéseit, amivel a magzati ultrahangokhoz hasonlóan a Nap belsejébe is bepillanthatunk. A CoRoT az elsõ európai ûrtávcsõ, ami a SOHO elvéhez hasonlóan képes a csillagok belsejébe látni. A CoRoT tudományos eredményei lényeges ismereteket adnak ahhoz, hogy a Napot más csillagokkal összehasonlíthassuk, és betekinthessünk a Nap jövõjébe. A csillagok belsejének megismerése nagyon fontos ahoz, hogy közelebb jussunk energiatermelésük és fejlõdésük megértéséhez. A csillagok hosszú távon stabil energiatermelése hozza létre az élet kialakulásához szükséges tartományokat a távoli naprendszerekben. A CoRoT két eltérõ kutatási területe az élet lételemét jelentõ csillagfény és a lakható bolygók vizsgálatával kapcsolódik egységbe, de mindkét területhez elengedhetetlen a csak a földi légkörön kívül megvalósítható, nagy pontosságú mérés.
A Francia Nemzeti Ûrügynökség (CNES) vezetésével nemzetközi összefogás keretében megvalósuló ûrprogram újabb fontos állomásához érkezett: a kalibrációs feladatok végeztével 2007. február 3-án megkezdte a tudományos méréseket. Ez ad aktualitást a Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében március 12-én tartandó CoRoT-napnak. A Magyar Asztroszeizmológiai Csoport Dr. Paparó Margit vezetésével 2005 eleje óta vesz részt a CoRoT fotometriai elõkészítõ munkájában. A csoport a Magyar Ûrkutatási Irodán keresztül ESA társult tagországként csatlakozott a programhoz. A CoRoT Nap francia és olasz kollégák részvételével összefoglalja a Magyar Asztroszeizmológiai Csoport kétéves szerteágazó tevékenységét.
Az elõadásokon bemutatják a CoRoT ûrtávcsõ elsõ megfigyelési idõszakának két kiválasztott fõ célpontját. Egy delta Scuti típusú (HD 181555) és egy béta Cephei típusú (HD 180642) csillag lehetséges rezgéseinek frekvenciája és amplitúdója a csillag mûködésének olyan fontos paramétereit szolgáltatja, mint a csillagmag mérete és kémiai összetétele, az égitest belsõ forgása és az energia csillagon belüli terjedésének eltérõ tartományai (sugárzási és konvekciós hõáramlás).
A rendezvényen ismertetik a nemzetközi versenyben sikert elért hazai pályázatukat egyes csillagok speciális rezgési állapotairól. Bemutatják a CoRoT-programban születõ nagy adatbázisok kezeléséhez elengedhetetlenül szükséges számítógépes eljárásokat. Az egész napos elõadássorozat szemlélteti, hogy a változócsillagok földi bázisú kutatásában hagyományokkal rendelkezõ kutatóintézet hogyan jut a jövõbe vezetõ úthoz, az ûrcsillagászathoz.
Új eredmények a Föld-Nap kapcsolatokról 2007. március 6., kedd, 0:29
A Nemzetközi Heliofizikai Év keretében egyhónapos elõadássorozat kezdõdik a Polaris Csillagvizsgálóban. A meghívott szakemberek a Napnak a Földre kifejtett hatásaival kapcsolatos új felfedezéseket tekintik át.
A Nap és a Föld közötti fizikai kapcsolatokat, azon belül is az ún. koronakitörések jellemzõit vizsgálják a nemrég startolt STEREO-ûrszondapárossal. Ez a két szonda bolygónkkal azonos pályán, a Föld elõtt, illetve mögött haladva figyeli csillagunkat, és képes a Napból kiáramló anyag térbeli viselkedését tanulmányozni.
2007. január 25-26. között egy nagy koronakitörést rögzített a két ûreszköz. Az esemény jellemzõit a két eltérõ helyrõl készült mérések alapján pontosan tudták rekonstruálni. Ez volt az elsõ alkalom, amikor sikerült egy koronakitörést a keletkezésétõl a kirobbanáson keresztül a távolodás fázisáig folyamatosan megfigyelni. A kidobódott részecskefelhõ legalább 1200 km/s sebességgel indult, majd késõbb némileg lassult. A sikeres megfigyelések egyik "mellékterméke" a McNaught-üstökös csóvájának megörökítése volt.
A koronakitörések megismerésében komoly elõrelépést hozhat a STEREO, a nagyenergiájú jelenség sok jellemzõjérõl ugyanis alig van ismeretünk. A részecskefelhõk térbeli viselkedésének tanulmányozása közelebb vihet bennünket annak megállapításához, hogy a felhõk útjuk során hol és miként lassulnak le jelentõsen.
Az alábbiakban a STEREO elsõ felvétele látható, amelyen egy koronakitörés mutatkozik (a fotót még 2006. december 9-én rögzítette a SECCHI/Cor2 detektor). A Nap képét bal odalon a koronagrágf központi eleme takarta ki, hogy az érzékelõre ne jusson túl erõs sugárzás. Központi csillagunk méretét a fehér gyûrû jelzi. Maga a kilövellt anyagtömeg jobbra látható, melynek elvégzõdése enyhén megcsavarodott - feltehetõleg a benne lévõ mágneses tér következtében.
A 2006. december 9-én rögzített koronakitörés képe (NASA)
A két STEREO-szonda tökéletes állapotban van, üzemelésük a tervek szerint halad. A hivatalosan három év élettartamúra tervezett program jelenlegi fázisában a szondák üzemanyagtartályában lévõ hajtóanyag akár egy évtizedre is elegendõ, amellyel rendszeresen pontosítani képesek a pozíciójukat. Szintén az ûr-idõjárás elõrejelzés terén tevékenykednek a nemrég startolt THEMIS-mûholdak.
Hát szépnagy pályamódosításokra képes ez a cassini. Ezért keresgéltem hogy milyen hajtómûvet használ, de nem találtam róla semmit :\ hmm...
Soha nem látott képek a Szaturnuszról 2007. március 2., péntek, 11:04
A Szaturnusz körül keringõ Cassini-ûrszonda egyedülálló képeket közvetített a bolygót övezõ gyûrûrendszerrõl. Korábban egyetlen ûreszköz sem tudta a gyûrûket ilyen "magasról" megörökíteni.
A Szaturnusz körül keringõ Cassini-ûrszonda pályája gyakran változik, de általában a holdak és egyben a gyûrû pályasíkjában mozog. Az elmúlt hónapokban azonban változott a helyzet: jelenlegi útvonala messze a rendszer fõsíkja fölé viszi az ûreszközt. Ebben a helyzetben nem tud a holdak közelében elhaladni, a gyûrûrendszerre azonban nagyszerû rálátása nyílik.
Nézze meg a Szaturnuszról készült pazar képeket a NASA felvételeibõl készült galériánkban!
Jelenleg olyan panoráma tárul a kamera objektívje elé, amilyet korábban soha nem láthattunk - a korábbi ûrszondák mind a Naprendszer, így a gyûrûk és a holdak fõsíkjában mozogtak. A Cassini három hónappal ezelõtt délrõl északra haladt át a gyûrûk fõsíkján, azóta "emelkedõben" van, így nyílik egyre jobb rálátása a rendszerre. Júniustól ismét a rendszer fõsíkjához közeli pozícióba kerül.
Ízelítõ a galériából: az alábbi felvételt a Cassini 36 fotójából állították össze, melyeket 1,23 millió km távolságból rögzített 2007. január 19-én, egy 2,5 órás intervallumban. Jól megfigyelhetõ a gyûrûrendszer szerkezete, a gyûrûk árnyéka a bolygó korongján, illetve magának a Szaturnusznak a gyûrûrendszerre vetett árnyéka is.
A gyûrûs bolygó "felülnézetbõl" (NASA/JPL/Space Science Institute)
Péntek hajnalban elfedte a Hold a Szaturnuszt 2007. március 02., péntek
Március 2-án hajnalban elfedte a Hold a gyûrûs bolygót. Folyamatosan bõvülõ galériánkban a legszebb felvételekbõl válogatunk. felhívás
Mint arról korábbi hírünkben beszámoltunk, egy nappal a teljes holdfogyatkozás elõtt a Hold máris magára vonta a figyelmet: március 2-án hajnalban elfedte a Szaturnusz bolygót. A jelenség csak Európában volt megfigyelhetõ, így elvileg hazánkból is látszott, bár az idõjárás nem volt túl kegyes hozzánk. Az alábbiakban az internetes források legszebb képeibõl válogatunk. Ön is megörökítette a jelenséget? Küldje el képét a [email protected] az e-mail cím védve van reklámlevelek ellen. Javascript-re van szüksége, hogy megnézze. címre!
Pete Lawrence felvétele a fedés elõtti pillanatokból.
Eric von der Heyden fotója (Németország). A Szaturnusz a kép alján található, a kivágás ezt a területet mutatja nagyítva.
S. Weiller felvétele St Rémy les Chevreuse városából (Franciaország).
Sebastien Kersten felvétele Belgiumból.
Félig eltakart Szaturnusz. (Jean-Christophe Dalouzy, Franciaország
Újra látható a gyûrûs bolygó! (Pete Lawrence, Nagy-Britannia).
Forrás: Spaceweather.com
Hûvös meglepetés a forró napszélben 2007. február 28., szerda
Az Ulysses-szonda mérései alapján a Nap északi pólusa lényegesen alacsonyabb hõmérsékletû a déli pólusnál. felhívás
Az európai és amerikai együttmûködésben 1990 októberében felbocsátott közös napkutató szonda idén harmadjára repül el központi csillagunk pólusa felett. Az ûrszonda nem szokványos, a Naprendszer fõsíkjára merõleges pályáját a 15 évvel ezelõtti Jupiter-közelítésnek köszönheti, azóta két alkalommal – 1994/1995-ben és 2000/2001-ben – is elrepült a Nap pólusa felett.
Az Ulysses pályája a Naprendszerben. (ESA)
Már az elsõ pólus feletti repülésnél is felfigyeltek a kutatók a hõmérsékelteloszlás ezen különlegességére, amit akkor kétkedéssel fogadtak, de a 2007-es, déli pólusra vonatkozó adatok megerõsítették a jelenség létezését. Mivel a szonda kb. 300 millió km-re halad el a pólusok felett, a napszélben lévõ, hatszorosan és hétszeresen ionizált oxigénatomok gyakorisági arányából lehet következtetni a poláris napszél hõmérsékletére, ami hozzávetõleg egymillió fok. Azonban a pólusok irányában a hõmérséklet eltér: jelenleg az északi pólusról kiinduló napszél kb. 80 ezer fokkal hidegebb.
A különleges hõmérsékleti viszonyok oka a Nap mágnesességében keresendõ. A mágneses tér a pólusok környezetében mintegy "megnyílik" (ezek az úgynevezett koronalyukak), és itt a Nap légkörének egy része eltávozhat – létrehozva a bolygóközi térben is detektálható töltött részecskék felhõjét, azaz a napszelet.
Fantáziakép a Nap déli pólusánál járó Ulysses szondáról. (ESA)
De mi okozhatja az aszimmetriát? Hasonló jelenséget a Földön is megfigyelhetünk, hiszen a sztratoszféra hõmérséklete a déli sark felett alacsonyabb. Ennek oka a kontinensek egyenlõtlen eloszlása (az északi félgömbön több földrész található) és a levegõtömegek bonyolult légköri körzése. Napunk esetében a mágneses tér aszimmetriája játsza a fõszerepet: az északi mágneses pólus környezetében hûvösebb a napszél. Az 1994-es közelítés óta a 11 éves napciklusnak megfelelõen felcserélõdött a Nap globális polaritása és a mért hõmérsékleti aszimmetria is megfordult, azaz akkor a déli pólus volt hidegebb, most az északi. A 2008-as északi pólusközelítés remélhetõleg még közelebb visz minket a Nap ezen különlegességének megértéséhez.
A napszél hõmérsékletének változása az idõ függvényében, azaz az Ulysses pályája mentén (millió fokban). (R. von Steiger és G. Gloeckler)
Forrás: NASA sajtóközlemény 2007. február 20.
A Plútó-szonda a Jupiter mellett 2007. március 1., csütörtök, 0:08
A tavaly januárban felbocsátott New Horizons ûrszonda mindössze egyéves utazás után már a Jupiter távolságában jár. Az óriásbolygó a tervezett mértékben lendített a szondán végsõ cépontja, a Plútó felé. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek.
Az Io 2006. február 26-án 4 millió km távolságból a LORRI detektor felvételén. Fent egy 3 millimásodperc expozíciós idejû kép, alatta pedig egy tízszer hosszabb expozícióval készült felvétel látható. Utóbbin egy 250-300 km magas kitörési felhõ is megfigyelhetõ (fent), míg a korong jobb oldalán néhány hegy is feltûnik, amelyek magas csúcsa napfényt kap (NASA, JPL)
A New Horizons 2007. február 28-án (szerdán), magyar idõ szerint 6:43-kor haladt el a Jupiter mellett 2,3 millió kilométer távolságban. Az esemény nem volt szoros közelítés, ez a távolság a négy nagy Galilei-féle hold pályáján is kívül esik. A viszonylag messzi elhaladásra a Jupiterhez közeli térségben jellemzõ intenzív sugárzások miatt került sor, ami erõsen megterhelte volna a szonda berendezéseit.
A Jupiter-közelítés fontos hintamanõver volt, melynek során az óriásbolygó kb. 4 km/másodperccel növelte meg a szonda sebességét, amely így 23 km/másodpercre növekedett. Ennek révén a New Horizons a terveknek megfelelõen, 2015 júliusában fog a Plútó és holdjai mellett elhaladni - a manõver nélkül három évvel tovább tartott volna az utazás. (Mint arról részletesen beszámoltunk, a Rosetta nevû üstököskutató ûrszoda hasonló manõvert hajtott végre a napokban a Marsnál.)
Mindezeken túl a közelítés nemcsak a mûszerek tesztelésére ad lehetõséget, de sok új eredményt is szolgáltathat a Jupiterrõl és a körülötte mozgó égitestekrõl. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek, amelyek együttesen több adatot fognak nyújtani, mint amennyi a sokkal rövidebb Plútó-közelítéskor nyerhetõ.
A legnagyobb közelség alatt a négy Galilei-féle hold a szondához képest a bolygó túloldalán volt, de így is érdekes felvételek készültek róluk. A Jupiterrõl és légkörérõl, különösen a bolygón elõforduló sarki fényekrõl az eddigi legrészletesebb megfigyelések várhatók az infravörös tartományban. Emellett a felvételek alapján könnyen elképzelhetõ, hogy új apró holdakat is találnak a ma ismert 63 kísérõ mellett. Az eddig lesugárzott eredmények máris több érdekességgel szolgáltak, az Io esetében például a Tvashtar névre keresztelt vulkáni központ felett sikerült egy kitörési felhõt megörökíteni (lásd a felsõ képpáron).
Az óriásbolygótól távolodva eddig példa nélküli lehetõség nyílik majd a Jupiter kiterjedt magnetoszférájának megfigyelésére, a New Horizons ugyanis idén júniusig a Jupiter mágneses terének uszályában marad. Az óriásbolygó magnetoszférája a Nappal ellentétes irányban hosszan elnyúlik, alkalmanként a Szaturnuszig is elér. Ebben a térrészben fog a New Horizons közel 100 millió km-t haladni, messze többet, mint elõtte bármely más ûrszonda.
A napokban nem csak a New Horizons, de sok földi és Föld körül keringõ teleszkóp is figyeli az óriásbolygót, hogy méréseiket össze lehessen vetni a szonda megfigyeléseivel. A New Horizons a nyolcadik ûreszköz, mely meglátogatja a Jupitert - utoljára a Galileo vizsgálta az óriásbolygót és környezetét. A mostanihoz hasonló rövid látogatást tett 2000-ben a Szaturnusz felé tartó Cassini-ûrszonda is, négyszer messzebb elhaladva az óriásbolygó mellett, mint most a New Horizons.
Idén nyáron, a Jupiter-közelség után a Plútó-szonda berendezéseinek többségét lekapcsolják, és csak a 2015 júliusban esedékes Plútó-közelítés elõtt öt hónappal helyezik õket újra mûködésbe.
A New Horizons felvételeibõl összeállított mozaik a Kis Vörös Foltról, melyet a LORRI képfelvevõ rögzített 2007. február 26-án 3,5 millió km távolságból. A 17 km felbontású képen az éppen az éjszakai oldalra forduló terület átmérõje 30 ezer km.(NASA, JPL)
Fantáziarajz a New Horizons ûrszonda Jupiter melletti elhaladásáról (NASA, JPL)
Kereszturi Ákos
Sikeresen tesztelték a Rosetta-ûrszondát a Mars közelében 2007. február 28., szerda, 0:24
Mint arról hétfõn már röviden beszámoltunk, az Európai Ûrügynökség (ESA) Rosetta nevû üstököskutató ûrszondája az elmúlt hétvégén 250 kilométerre haladt el a Mars mellett, miközben felvételeket készített és adatokat gyûjtött a vörös bolygóról. A Mars-közelítés célja az volt, hogy a bolygó gravitációja lendítsen egyet az ûrszondán (az ûrkutatásban e gyakran alkalmazott módszert hintamanõvernek is nevezik). A mûvelet sikerrel zárult, a Rosetta immár nagyobb sebességgel folytathatja útját a Csurjumov-Geraszimenko-üstököshöz, ahová a tervek szerint 2014-ben érkezik meg.
A Mars-közelítés kitûnõ alkalmat adott arra, hogy mind a Rosetta fõegységének, mind az erre felszerelt leszállóegységnek néhány érzékelõjét kipróbálják. A mûszerek tesztjei az eddigi értékelések alapján teljes sikerrel zárultak.
A legnagyobb marsközelség idején a Rosetta fõegységének legtöbb érzékelõjét kikapcsolták, de a leszállóegység kamerája mûködött, és látványos felvételt rögzített a vörös bolygóról. A Philae ekkor üzemelt elsõ alkalommal teljesen önállóan, az ehhez használt energiát sem az anyagszondától, hanem saját akkumulátoraitól kapta. A leszállóegység ROMAP nevû detektora a vörös bolygó mágneses terét vizsgálta. A mérés érdekes eredményeket tartogathat, a Rosetta ugyanis olyan pályán haladt el a bolygó mellett, amely eltér a korábbi szondák útvonalától.
Korábban az OSIRIS kamera és spektroszkóp is készített felvételeket a Marsról. Az alábbi ábrán a bal oldalon lévõ kék felvétel egy kompozitkép, amely fõleg az ultraibolya tartományban mutatja a korong nagy részét borító felhõzetet. A középsõ felvétel a közeli infravörös, a közeli ultraibolya, valamint a látható tartomány zöld hullámhosszait áteresztõ szûrõkkel készült. Ezekben a tartományokban átlátszóbb a légkör, és jól kivehetõ az északi és a déli pólussapka. Jobbra pedig egy kinagyított részleten magasszintû vízjég felhõk láthatók a korong peremén.
A Mars az OSIRIS kamera felvételein, eltérõ hullámhosszakon megörökítve (ESA)
A további út
A Rosetta legszorosabban 2007. február 25-én közelítette meg a vörös bolygót, körülbelül 10 km/s-os relatív sebességgel haladva el mellette, 250 kilométeres távolságban. Az ekkor végrehajtott hintamanõver révén az ûreszköz olyan pályára állt, amely átmenetileg visszahozza bolygónkhoz, és a Föld mellett elhaladva újabb lendületet nyer majd.
A szonda a következõ idõszakban két kisbolygót is megközelít: 2008 szeptemberében a néhány km-es 2867-Steins, 2010 júliusában pedig a közel 100 km átmérõjû, 21-es sorszámú Lutetia aszteroidát látogatja meg. Bár ezek az égitestek még 200 millió km-nél is messzebb vannak a Rosettától, kamerájával 2006. március 11-én a Steinst, majd 2007. január 2-án és 3-án a Lutetia kisbolygót is sikerült megörökítenie. A Lutetiát 36 órán keresztül követte, az ekkor rögzített fényességváltozás a kisbolygó tengelyforgási jellemzõinek pontos megállapításában segít majd.
A Philae leszállóegység CIVA képfelvevõjének fotója a Marsról, valamivel több mint 1000 km távolságból, elõtérben a szonda sziluettjével (ESA)
Magyar részvétel
A szondát 14 európai ország és az USA félszáz kutatóintézete, cége építette. A Rosetta programjának megtervezésében, a mûszerek építésében magyar intézetek, vállalatok is jelentõs részt vállaltak. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézetben (RMKI) Szegõ Károly ûrfizikus vezetésével új üstökösmodellt dolgoztak ki, sikeresen írták le az üstökösmagok felszínének viselkedését. Az RMKI és az SGF Kft mérnökei Szalai Sándor vezetésével alkották meg a leszállóegység központi számítógépét. Õk fejlesztették a leszállóegység földi szimulátorát is. Az RMKI és a KFKI Atomenergia Kutatóintézet munkatársai tudományos mûszerek tervezésében is részt vettek, a Budapesti Mûszaki és Gazdaságtudományi egyetem ûrkutatói pedig a fedélzeti energiaellátó és -elosztó rendszer tervét készítették el.
A Mars-közelítés során a leszállóegység a próbaüzemelést teljes sikerrel zárta, autonóm módon, azaz földi irányítás nélkül sikeresen végezte el feladatait. Baksa Attila, a KFKI Technikai Fõosztály Ûrkutató Csoportjának tudományos munkatársa az MTI-nek elmondta: a leszállóegység fedélzeti számítógépe elõször mûködött úgy, ahogy majd a végsõ célponton, a Csurjumov-Geraszimenko üstökösön fog 2014-ben.
Történelmi jelentõségû küldetés
Az üstökös közelébe érve a Rosetta ûrszonda két részre válik szét. Fõegysége az üstökös körüli pályára áll (elõször az ûrkutatás történetében), a Philae pedig leereszkedik az üstökös felszínére (erre sem volt még példa). A Rosetta lesz az elsõ ûreszköz, mely együtt repül egy a Nap felé közeledõ üstökössel, és elsõként figyeli meg, hogyan alakítja át a Nap melege az üstökös fagyott felszínét. A leszállóegység mûszerei közvetítenek elõször képet egy üstökös felszínérõl, és vizsgálják meg a helyszínen az üstökösmag anyagait.
Az üstökösök a Naprendszer õsi anyagát hordozzák, ennek helyszíni tanulmányozása a Naprendszer õstörténetének feltárásához fog hozzásegíteni. Korábban már kimutatták, hogy az üstökösök bonyolult, szénben, hidrogénben, oxigénben és nitrogénben gazdag szerves molekulákat tartalmaznak. A Rosetta segíthet annak az alapvetõ kérdésnek a megválaszolásában is, hogy volt-e szerepe az üstökösöknek a földi élet megszületésében.
Kereszturi Ákos
Elõször mutatták ki molekulák nyomait egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörében 2007. február 26., hétfõ, 23:08
Elsõ alkalommal sikerült egy Naprendszeren kívüli planétáról, egy exobolygóról annyi sugárzást összegyûjteni, hogy molekulák nyomát tudták kimutatni a légkörében - korábban ez csak egy-egy atom esetében sikerült. A légkör szárazabbnak és porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygóatmoszférák vizsgálatában.
A csillagászat egyik legdinamikusabban fejlõdõ területe a Naprendszeren kívüli bolygók kutatása, melynek újdonságairól rendszeresen beszámolunk rovatunkban. Az elmúlt körülbelül két évtizedben több mint 200 exobolygót fedeztek fel, melyek szinte mindegyike óriásbolygó, a csillagához igen közel keringõ "forró Jupiter" típusú planéta. A mûszerek és észlelési módszerek fejlõdésével egyre kisebb tömegû objektumokat sikerül észlelni, biztosan azonban még nem állíthatjuk, hogy a Földhöz hasonló tömegû égitestet is találtak Naphoz hasonló csillag körül (egy neutroncsillag esetében van ilyen eredmény).
Az exobolygó-kutatás egyik legizgalmasabb területe a bolygólégkörök (összehasonlító) vizsgálata, amely mindössze 6 éves múltra tekint vissza: 2001-ben észlelték elsõ ízben közvetlenül egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörét. Az úttörõ jellegû megfigyelés a Föld körül keringõ Hubble-ûrtávcsõ (Hubble Space Telescope, HST) nevéhez fûzõdik.
Azóta már több hasonló megfigyelés történt, és bizonyos szerencsés körülmények között arra is lehet következtetni, hogy milyen elemek vannak a légkörben. 2004 februárjában elõször fedeztek fel elemi állapotú oxigént és szenet egy exobolygó atmoszférájában, ugyancsak a Hubble alkalmazásával.
Az elmúlt idõszakban a Spitzer-ûrteleszkóppal is több fontos megfigyelést végeztek az exobolygókkal kapcsolatban, például elõször sikerült közvetlenül észlelni sugárzást ilyen égitestekrõl. A legújabb "nagy dobás" ugyancsak a Spitzerhez fûzõdik, az alábbiakban ezt mutatjuk be részletesen.
Bolygó = (csillag + bolyó) - csillag
Az ûrteleszkóppal a HD 189733b és a HD 209458b jelû exobolygók infravörös sugárzását vizsgálták. Ezek az égitestek 60, illetve 153 fényévre vannak a Földtõl, a Vulpecula és a Pegasus csillagképben, és mindketten a forró Jupiterek kategóriájába tartoznak. (A HD 189733b planétát nemrég a magyar tervezésû és üzemeltetésû HAT robotteleszkóp-rendszer is sikeresen megfigyelte.)
A megfigyelés során azt tanulmányozták, miként változik az egyes exobolygók és csillaguk együttes infravörös színképe a planéta keringése során (színképüket nem sikerült külön-külön rögzíteni, mivel túl közel látszanak egymáshoz). Az elsõ színképet akkor vették fel, amikor az adott exobolygó a Földrõl nézve a csillaga mellett látszott, a másikat pedig akkor, amikor mögötte volt - utóbbi esetben csak a csillag hagyott nyomot a színképben, a planéta viszont nem. Ezután a csillag és az exobolygó együttes sugárzásából levonták a csillagnak a bolygó nélküli sugárzását: így sikerült elkülöníteni a távoli planétáról érkezõ infravörös hullámhosszakat. Mindez csak az infravörös tartományban lehetséges, ahol nem túl erõs a csillag sugárzása az exobolygóhoz képest.
A megfigyelés lépései. 1) A csillag és az exobolygó együttes színképének rögzítése 2) A csillag színképének rögzítése az exobolygó nélkül 3) A csillag és az exobolygó együttes színképébõl a csillag színképének levonása után visszamarad a planéta színképe (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)
Úttörõ eredmény, bizonytalan színkép
A napokban közzétett beszámoló szerint elsõ alkalommal sikerült olyan színképet rögzíteni, amelyben már nemcsak elemi állapotó atomok, hanem molekulák is azonosíthatók - lennének. Ám az elemzések eredménye meglepte a szakembereket: mindkét planéta színképe "egysíkú" és jellegtelen volt, alig mutatkoznak bennük molekuláktól származó színképvonalak. Ami a legfurcsább, hogy egyáltalán nem sikerült vizet kimutatni, pedig ez az anyag elméletileg az egyik legfontosabb összetevõje ezeknek az égitesteknek. Bár a megfigyelések kiértékelése még nem jutott odáig, hogy a spektrumban rögzített összetételt részletesen megállapítsák, kimondható, hogy H2O-nak nyoma sem mutatkozik. Annyit sikerült csak megállapítani, hogy a HD 209458b színképében a 9,65 mikrométer körüli sugárzás (emisszió) szilikátszemcséktõl származhat. Emellett 7,78 mikrométeres hullámhossznál olyan azonosítatlan vonal mutatkozik, amely talán valamilyen széntartalmú anyagtól származhat.
A H2O színképvonalainak hiánya azonban nem feltétlenül jelenti azt, hogy a távoli bolygó légkörében nincs is ilyen anyag. Elképzelhetõ, hogy sok olyan egyéb molekula fordul elõ, amelyek emissziójától nehezen vehetõk észre a H2O vonalai. A HD 209458b esetében az apró, lebegõ szilikátszemcsék poros felhõk formájában akár el is takarhatják a náluk mélyebben lévõ vízréteget (bár ilyen magaszintû porfelhõkre nem találunk példát a Naprendszerben).
A HD 209458b jelû exobolygó infravörös spektruma, amelyben eddig szilikátszemcsék és a széntartalmú molekulák jellemzõit azonosították, H2O-nak azonban (egyelõre) nyoma sincs (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)
Korábban a HST megfigyeléseivel a HD 209458b esetében már a nátrium, az oxigén, a szén és a hidrogén jelenlétét is sikerült kimutatni, amelyek a légkör felsõ tartományában lehettek. A spektrum részletes elemzésével hamarosan kiderülhet, hogy ezek milyen molekulákká állnak össze.
A két exobolygó légköre tehát szárazabbnak, illetve porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygólégkörök vizsgálatában. Tény azonban, hogy az általunk ismert életet egyelõre csak a Földhöz hasonló kõzetbolygókon vagy holdakon tudjuk elképzelni, s ilyet egyelõre nem ismerünk. Az igaz áttörés akkor várható, ha ezeken tudjuk majd vizsgálni a légkört, olyan árulkodó jelek után kutatva (pl. oxigén, ózon), amelyek biológiai tevékenységre utalnak. A remények szerint erre 10 éven belül sor kerülhet.
Kereszturi Ákos
Teljes holdfogyatkozás lesz szombaton 2007. február 26., hétfõ
Március 3-án, szombat éjszaka teljes holdfogyatkozás látható hazánkból. Cikkünkben megtalálható a hazai bemutatóhelyek listája, illetve letölthetõ egy részletes tájékoztató is.
Március 3-án hosszú idõ után ismét teljes holdfogyatkozást figyelhetünk meg hazánkból. Az esemény szombatról vasárnapra virradóra történik, a szerencsés idõpont így lehetõséget ad a pihenésre is. A teljesség idején a Hold delelni fog, az Oroszlán csillagszegény vidékén láthatjuk a vöröslõ, megfogyatkozott fényû Holdat. A teljesség idõtartama 73 perc lesz. A Hold természetesen nem fog teljesen eltûnni, azonban a változás így is drámai lesz.
A fenti ábrán a holdfogyatkozások geometriája látható. A jelenségre csak teleholdkor kerülhet sor, de mivel a Hold pályasíkja nem esik pont egybe a Föld napkörüli keringési síkjával, nincs holdfogyatkozás minden teleholdkor. Általában kísérõnk az árnyékkúp "alatt" vagy "felett" halad el. Március 3-án szerencsénk lesz, ekkor a Hold a földárnyékot "telibe" találja.
Bolygónk árnyékkúpjában két nagy tartományt különítünk el. A külsõ, szürkés része az ún. félárnyék, innen nézve a Föld csak a Nap egy részét takarja ki — a Hold itt alig sötétedik el. Az árnyék belsõ, az ábrán fekete tartománya pedig a teljes árnyék — ha a Holdról figyelnénk a jelenséget, a Föld itt teljesen kitakarná a napkorongot.
A teljes árnyék, vagyis az umbra geocentrikus átmérõje a Hold távolságában kb. 82 ívperc. Bár közvetlen napfény nem jut az umbrába, azért mégsem teljesen sötét. A vörös fény, amely kevésbé szóródik a földi atmoszférában (és napnyugtakor vörösre festi az égboltot), a Föld árnyékkúpjába is behatol. Egy képzeletbeli holdi megfigyelõ a holdfogyatkozás alkalmával a Föld korongja körül egy vörös fénygyûrût lát (azon helyeket, ahol a Nap éppen kel, vagy nyugszik). A a vörös fény pedig homályosan világítja meg az elfogyatkozott teleholdat. E gyenge vöröses fény intenzitása a Föld atmoszferikus körülményeitõl függ. Általában a teleholdra esõ fény tízezred és ötmilliomod része között változik (a telehold fényessége 10-16 magnitúdót esik a fogyatkozás során).
Az umbrát a penumbra veszi körül, amely kb. 32 ívperc szélességû gyûrû. A földárnyék teljes szélessége így kb. 146 ívperc. A penumbrában lévõ holdi megfigyelõ úgy látja, mintha a Föld „beleharapott” volna a Napba, azaz részleges napfogyatkozást észlel. Ekkor a Földrõl nézve a telehold kissé elhomályosulva látszik. A Holdnak az a része, amely mélyebben van a penumbrában, azaz közelebb az umbrához, szürkébb, mivel ott már kisebb a megvilágítás mértéke.
A jelenség során figyeljük meg a teljes árnyék görbületét! Már ebbõl a szabadszemes megfigyelésbõl is megbecsülhetjük, hogy bolygónk kb. négyszer nagyobb, mint a Hold átmérõje. A teljesség alatt figyeljük meg az égbolt állapotát: mivel a Holdat, mint égi lámpást ekkor takarékra kapcsolják, sokkal több csillag látszik majd.
Kontaktusidõpontok:
félárnyékos fogyatkozás kezdete 21:16 részleges fogyatkozás kezdete 22:30 teljes fogyatkozás kezdete 23:44 teljes fogyatkozás közepe 0:21 teljes fogyatkozás vége 0:58 részleges fogyatkozás vége 2:12 félárnyékos fogyatkozás vége 3:25
A holdfogyatkozás kontaktusainak idõpontjai
A március 3-i távcsöves bemutatók helyszínei A jelenség alkalmából az ország több pontján várják az érdeklõdõket segítõkész csillagászok és amatõrcsillagászok (jellemzõen alacsonyra szabott belépõdíjak fejében, vagy ingyenes részvételt biztosítva). A fogyatkozás éjszakáján a Polaris Csillagvizsgálóban a távcsöves bemutató mellett az alábbi elõadások várják az érdeklõdõket:
21:00 Megnyitó (Mizser Attila, Kereszturi Ákos) 21:20 A holdfogyatkozások kialakulása (Rieth Anna) 22:00 A Hold földrajza (Kereszturi Ákos) 22:30 Leszállóhelyek és megfigyelésük a Holdon (Jakabfi Tamás) 23:00 Vissza a Holdra - az új emberes holdprogram (Horvai Ferenc)
Az országos távcsöves bemutatók során — amellett, hogy távcsõben, nagy nagyítás mellett is megcsodálhatjuk a vöröses színekben pompázó égitestet — szakértõ magyarázatot kaphatunk a holdfogyatkozásról és más csillagászati jelenségekrõl, illetve tanácsot kérhetünk csillagászati jelenségek észlelésével és fotózásával kapcsolatban is.
Az MCSE és társszervezetei az alábbi távcsöves bemutatókon Önt is sok szeretettel várják!
Bóly Batthyány tér, az új szökõkút mellett Budapest MCSE Polaris Csillagvizsgáló (központi helyszín) Budapest, III. Laborc u. 2/c Budapest Uránia Csillagvizsgáló Dávod Május 1. út 17. Eger Dobó Tér Esztergom Dobó Katalin Gimnázium melletti parkoló Gyöngyös Fõ tér, 22:30-tól 02:30-ig Hegyhátsál Hegyháti Csillagvizsgáló Kecskemét A Kecskeméti Planetárium elõtt (MCSE Kiskun Csoport) Kisnána Szabadság út 63. Kisújszállás Apafi utca 39. Mohács Felsõ-Dunasor 9. elõtti sétányszakasz (gátsétány) Nagynyárád Általános Iskola Nagykanizsa Canis Maior Csillagda (Veszprémi Egyetem, új nevén Pannon Egyetem kihelyezett székhelyének udvara, a volt Úttörõháznál) Nyírbátor Papok Rétje Sopron harkai plató, az autósgyakorló pálya nyugati széle Sülysáp Úri út mellett, a leendõ csillagda helyén Székesfehérvár Terkán Lajos Bemutató Csillagvizsgáló Szolnok Jubileum téri toronyház 23. emelete
Kozmikus gyöngysor a Nagy Magellán-felhõben 2007. február 25., vasárnap
Színpompás szupernóva-maradvány a Hubble Ûrtávcsõ felvételén: 20 éves az SN 1987A.
Húsz évvel ezelõtt fedezte fel Ian Shelton kanadai csillagász az 1604 óta legfényesebb szupernóva-robbanást. Az SN 1987A jelzésû objektum mintegy százmillió Nap fényteljesítményével ragyogott az 1987. február 24-i felfedezést követõ hónapokban, majd lassan halványodva tûnt el az észlelõk szeme elõl, átadva a terepet a csillagászat legérzékenyebb mûszereit használó obszervatóriumok számára.
Az elmúlt két évtizedben földi és ûrtávcsövek serege vizsgálta a robbanás maradványait, aminek eredményeként teljesen új megvilágításba kerültek a nagy tömegû csillagok halálára vonatkozó elméleteink. Kiderült például, hogy nem csak vörös szuperóriások, hanem forró, kék óriáscsillagok is felrobbanhatnak, míg a csillag körüli gyûrûs szerkezetek eredetére mindmáig nincs megnyugtató magyarázat.
Mivel a csillag a 163 ezer fényév távolságban levõ Nagy Magellán-felhõben, Tejútrendszerünk egyik legközelebbi kísérõgalaxisában robbant fel (Kr. e. 161 ezerben...), a legfinomabb részletek felbontására a Hubble Ûrtávcsõ alkalmas.
Az SN 1987A 2006 decemberében (STScI)
Robert Kirschner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) és munkatársai másfél évtizede tanulmányozzák az SN 1987A-t az Ûrtávcsõ különbözõ mûszereivel. A legújabb felvétel tavaly decemberben készült az azóta meghibásodott Advanced Camera for Surveys (ACS) kamerával, és minden korábbinál tisztábban mutatja a szupernóva-maradvány részletes szerkezetét.
Az Ûrtávcsöves kutatások legfontosabb eredményei:
-a szupernóvát világító belsõ gázgyûrû veszi körül, melynek átmérõje kb. 1 fényév. Legalább 20 ezer évvel a robbanás elõtt már ott volt, és a 20 évvel ezelõtti robbanás röntgensugarai kezdettõl fogva fénylésre gerjesztik.
-két külsõ vékony gázgyûrû, melyeket földi távcsövek is észleltek. A HST képein finom szakadások látszanak rajtuk. Eredetük nem tisztázott megnyugtató módon, de valószínûleg a kék óriáscsillagként elszenvedett fellobbanások maradványai.
-legbelül egy homokóra alakú szerkezet alakult ki, mára egy tized fényév átmérõjûre növekedve. Két gömbszerû anyagcsomóból áll, melyek a szétrobbant csillagból jöttek létre, egymástól pedig mintegy 36 millió km/h sebességgel távolodnak.
-a szupernóva-robbanás lökéshulláma az elmúlt két évben elérte a belsõ gázgyûrût, amely ennek következtében fénylõ gyöngysorra kezd emlékeztetni.
A következõ évek várhatóan izgalmas új eredményeket hoznak. A lökéshullám a fénysebesség huszadával haladva a gyûrûrendszer egyre nagyobb hányadát gerjeszti fénylésre, ami így be fogja világítani a szupernóva-maradvány körüli térséget. Elképzelhetõ, hogy ezzel eddig nem látott porfelhõk és gyûrûk létére derül fény. Másik fontos kérdés, hogy mi maradt az egykori csillag magjának helyén: fekete lyuk vagy neutroncsillag. A csillagászok többsége utóbbit tartja valószínûbbnek, de egyelõre még túl sûrû a körülötte lévõ porburok. A HST a következõ nagyjavítása során új infravörös kamerát kap, amivel remélhetõleg tisztázni lehet a maradvány magjában található objektum természetét.
Forrás: STScI-PR-2007-10
Fiatal csillagok röntgenfényben 2007. február 23., péntek, 9:39
A Chandra-röntgenteleszkóp felvétele alapján a káprázatos Sas-ködben nem mutatkoznak azok az újszülött és erõsen röntgensugárzó csillagok, amelyek létezését korábbi megfigyelések alapján feltételezik. A jelenség magyarázataként elképzelhetõ, hogy a ködben a csillagkeletkezés fõ idõszaka már lecsengett, de az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sûrû felhõkben lévõ csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemzõ, erõsen röntgensugárzó idõszakot.
Az egyik sûrû gázfelhõ a HST felvételén (NASA, ESA, STScI)
A Sas-köd, avagy M16 egy kb. 6500 fényévre lévõ ködösség, a Serpens (Kígyó) csillagképben. Népszerûségét egy régebbi felvételnek köszönheti, amelyet a Hubble-ûrteleszkóp készített róla még 1995-ben. A jobbra látható kép jelenleg a hét asztrofotójának "optikai háttereként" szolgál.
A képen látható három, oszlop alakú tartomány a csillagközi anyag három sûrû molekulafelhõje, amelyek elnyelik a mögöttük lévõ, távoli csillagok fényét. A sûrû felhõkben ma is új csillagok születnek. A lenyûgözõ látvány és a "teremtés" e kozmikus kombinációját nem hivatalosan "Isten kezeként" is emlegetik.
Kihámozott csillagok
Az új csillaok kialakulása az alábbi séma szerint képzelhetõ el. Az anyag összesûrûsödésével elõször sûrû anyagcsomók, ún. globulák jönnek létre. A környezetüknél sûrûbb csomók az oszlopok belsejében rejtõzve észrevehetetlenek maradnak, egészen addig, amíg azok peremére nem kerülnek. Ebben egy másik folyamat játszik szerepet, amelyet fotoevaporációnak neveznek. Ennek során a közeli és nagy energiakibocsátású csillagok intenzív sugárzása "elpárologtatja" az oszlopok gázanyagát. Az így felszabaduló gáz a képen kékes árnyalatú diffúz áramlás formájában azonosítható.
A jelenség keretében a sugárzás folyamatosan "hámozza", azaz fogyasztja az oszlopokat, csökkentve azok anyagát. Amikor az oszlop zsugorodó külsõ határa elér egy-egy sûrûbb, születõ csillagot övezõ anyagcsomót, az is "párologni" kezd. Azonban mivel ez a környezeténél lényegesen sûrûbb, anyaga sokkal lassabban fogy. A csomók így látszólag kiemelkednek az oszlopok felszínébõl, és létrehozzák az ujjakra emlékeztetõ, kidudorodó formákat. A képzõdmények kialakulásának lépéseit a mellékelt fekete-fehér ábra mutatja.
A sûrû anyagcsomók kijutása a felhõbõl, a felhõ anyagának zsugorodásával (NASA)
Új adatok röntgenfényben
Az alábbi, frissen közölt színes kép érdekessége, hogy a HST korábbi fotójára a Chandra-röntgenteleszkóp felvétele van rávetítve. Az utóbbi, röntgentartományban készült képen az egyes csillagok szokatlanul nagyméretû foltokként jelennek meg. Többségük viszonylag fiatal röntgenforrás, amelyeknél a vörös szín a kisebb, a zöld a nagyobb, a kék pedig a még nagyobb energiájú röntgensugarakat kibocsátó égitesteket jelöli. A kék színnel ábrázolt erõs röntgenforrásokból nagyon kevés mutatkozik - egyikük a bal oldali oszlop tetejénél látható, és egy 4-5 naptömegû fiatal égitest lehet.
A korábbi infravörös tartományban végzett megfigyelések alapján a 73 azonosított anyagcsomó közül 11 belsejében található csillagszerû objektum, és 4 tömege biztosan elég nagy ahhoz, hogy idõvel csillaggá alakuljon. Eszerint a csomókban égitestek születnek, és feltehetõleg sok ilyen objektum található a nagy gázoszlopok belsejében is, még a felhõ sûrû anyagában rejtõzve.
Érdekessé akkor válik a helyzet, ha a fenti számokat összevetjük a röntgensugárzó csillagok eloszlásával. Ezek ugyanis a három sûrû gázoszlopban alig mutatkoznak - pedig röntgenfényben viszonylag átlátszó a gázanyag. Az életük elején lévõ, gyakran erõsen röntgensugárzó égitesteknek ezért könnyen észrevehetõknek kellene lenniük. Ugyanez a röntgenteleszkóp más, aktív csillagkeletkezést mutató halmazokban (pl. az NGC 2024-ben), sok fiatal, erõsen röntgensugárzó égitestet talált már - a Sas-köd gázoszlopaiban azonban nem mutatkoznak.
A Chandra-röntgenteleszkóp 2001. július 30-án készült felvétele a HST képére vetítve. A látómezõ 2,5 ívperc méretû (NASA, CXC, U. Colorado, Linsky, ESA, STScI, ASU, Hester, Scowen)
Korábbi megfigyelések tehát csillagok születésére utalnak a felhõkben, mégsem jelentkezik a várt röntgensugárzás. A jelenség magyarázataként elképzelhetõ, hogy a Sas-ködben a csillagkeletkezés fõ idõszaka már lecsengett - tehát mégsem várható annyi újszülött objektum. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sûrû felhõkben lévõ csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemzõ, erõsen röntgensugárzó idõszakot.
Kereszturi Ákos
Felrobbant egy rakéta Ausztrália felett 2007. február 22., csütörtök
Káprázatos felvételek az ausztrál éjszakát bevilágító rakétatörmelékekrõl. felhívás
Ray Palmer ausztrál asztrofotós február 19-én éppen a Dél Keresztje csillagképet fényképezte, amikor egy lángoló objektumot vett észre a Tejútban, amelyet lassú mozgásának köszönhetõen mintegy 35 percig tudott követni. Az átvonulás közepén hirtelen felrobbant a test, amibõl egy táguló felhõ keletkezett. Szerencsére a derült ég alatt több ausztrál amatõrcsillagász (pl. Gordon Garradd és Tim Thorpe) is megörökítette az éjszakai tájat szürreális külsõvel felruházó tûzgömböt, melyben törmelékdarabok tucatjait lehetett elkülöníteni.
Ray Palmer 30 perces felvétele a lángoló objektrumról.
A jelenségre magyarázat csak egy nappal késõbb született, amikor is Daniel Deak ûrszakértõ összevette a Palmer fotóján látható objektum mozgását egy tavaly magára hagyott, Briz-M típusú gyorsító fokozat pályájával. Szinte pontosan egy évvel ezelõtt, 2006. február 28-án még egy orosz Proton rakétával próbáltak Föld körüli pályára állítani egy Arabsat-4A telekommunikációs mûholdat. A kilövés után a rakéta meghibásodott, az üzemanyaggal részben teli Briz-M fokozat pedig rossz pályára állt, míg 2007. február 19-én fel nem robbant Ausztrália felett.
Robert McNaught animációja a törmelékfelhõrõl. A kép jobb szélén a Spica (α Vir) látható.
Jon P. Boers, az Egyesült Államok légierejének ûrfelderítõ munkatársa megerõsítette a felrobbant rakéta azonosítását, illetve közölte, hogy a robbanás utáni radarmérések a Föld túloldalán a megadott pályán 500-nál is több törmelékdarabot észleltek – mára ez a szám meghaladja az 1100-at.
Forrás: Spaceweather.com
A sötét galaxisok eredete 2007. február 21., szerda,
Újabb eredmények szerint számos törpegalaxisból fejlõdése elején sok gázanyag távozott el, ezért nem keletkezhetnek bennük csillagok - így ma alig észlelhetõ objektumokként léteznek.
A sötét galaxisoknak is nevezett objektumok csillagokban rendkívül szegény galaxisok, és a törpe elliptikus galaxisok közé tartoznak. Míg egy átlagos törpe csillagváros néhány milliárd csillagot tartalmaz, ezek sötét "megfelelõiben" csak néhány millió égitest árválkodik. Csillagközi anyagot szinte alig tartalmaznak, így új égitestek is csak elvétve keletkeznek bennük. Anyaguknak legnagyobb részét láthatatlan tömeg alkotja. Olyan gyenge a sugárzásuk, hogy eddig csak közvetlen közelünkben, a Lokális Halmazban akadtunk a nyomukra.
A VIRGOHI21 jelû sötét galaxis - pontosabban a helye, az optikai tartományban ugyanis rendkívül halványnak mutatkozik a rádióhullámhosszakon felfedezett objektum (Cardiff University, Isaac Newton Telescope, La Palma)
Stelios Kazantzidis (Stanford University, KIPAC) és kollégái új elgondolással álltak elõ a furcsa galaxisok keletkezését illetõen. Szuperszámítógépekkel modellezték az objektumok fejlõdését, melynek során a kérdéses csillagvárosok kis tömegû, átlagos objektumokként kezdték életüket. Sok más szimulációval ellentétben itt nemcsak a láthatatlan anyag és a látható tömeg gravitációs kölcsönhatását vették számításba, hanem a csillagközi gáz viselkedésére is figyelmet fordítottak. Mint kiderült, a normál gáz felforrósodása kulcsszerepet játszhat ezeknek az objektumok a fejlõdésében.
Amikor egy ilyen törpe csillagváros egy nála lényegesen nagyobbal lép kölcsönhatásba, az ütközés mentén keletkezõ lökéshullámoktól felforrósodik a gáz, amelynek jelentõs része ettõl el is távozik. Mindehhez egyéb "galaxispusztító" folyamatokat is hozzávettek a modellben: ilyenek a gravitációs kölcsönhatások, amelyek keretében az árapályerõk is sok anyagot lökhetnek ki az intergalaktikus térbe. Utóbbi inkább a kisebb tömegû galaxis számára jár kedvezõtlen következménnyel. Közel 10 milliárd évvel ezelõtt, illetve még korábban, a Világegyetemet kitöltõ kozmikus háttérsugárzás intenzívebb, magasabb hõmérsékletû volt. Kis mértékben ez is hozzájárulhatott a folyamathoz, tovább fûtve egy ilyen galaxis gázanyagát.
A fenti folyamatok során a nagyobb galaxisok közelében mozgó kisebb elliptikus csillagvárosok sok anyagot veszítettek. A lökéshullámoktól felmelegedõ gázt a nagyobb tömegû objektumok maguk körül tudták tartani - azonban a kisebb galaxisok gyengébb gravitációs terük miatt sokat veszítettek a gázból. Felforrósodni és emiatt elszökni csak a látható gázanyag volt képes - a láthatatlan tömegbõl ezért sokkal több maradt az ilyen törpegalaxisokban. Mivel gázban elszegényedtek, késõbb nem tudott bennük sok égitest kialakulni, így rendkívül halványak lettek.
A fenti elgondolás arra is magyarázatot ad, hogy a nagyobb csillagvárosok (pl. Tejútrendszer, Androméda-galaxis) körül miért találunk kevesebb törpe kísérõ galaxist, mint amire a láthatatlan tömeg fejlõdését tárgyaló modellek utalnak. Bár sok ilyen törpegalaxis lehet a közelben, a korábban vázoltak szerint a látható anyaguk nagyobb részét elveszítették, így ma már alig vehetõk észre.
Kereszturi Ákos
Felszín alatti víz nyoma a Marson 2007. február 19., hétfõ, 9:28
A felszín alatt áramlott õsi víz nyomára bukkantak a Marson. A kõzetek repedéseiben mozgó folyadék sok ásványt kioldhatott, és akár az élet keletkezéséhez szükséges kémiai környezetet is megteremthette.
Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, a Mars körül keringõ legújabb amerikai ûrszonda, a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) kamerái kisebb problémákkal küzdenek, ami zajos képeket eredményez. Ez azonban nem akadályozza meg az ûreszközt abban, hogy minden korábbinál látványosabb felvételeket rögzítsen a bolygóról. Az egy méternél is jobb felbontású képeken Chris Okubo (University of Arizona, Tucson) és kollégái érdekes képzõdményeket találtak.
A kutatók az egyenlítõhöz közeli Valles Marineris árokrendszer egyik ágában, a Candor Chasmában vizsgáltak idõs üledékes kõzeteket. Az új eredmény nem az üledékek keletkezésével, hanem annak utólagos átalakulásával kapcsolatos. A HIRiSE kamera 2006 szeptemberi képein keskeny, az üledékes rétegek irányától független helyzetû, vonalas képzõdmények mutatkoznak. Ezek olyan egyenesen haladó formák, amelyek bármilyen útjukba esõ szerkezetet kitérés nélkül kereszteznek. Lefutásuk mentén általában világosabb sáv látszik, és gyakran úgy tûnik, hogy hosszú, keskeny laphoz hasonlóan kissé kiállnak a felszínbõl.
Az ilyen szerkezetek a földi geológiából jól ismertek, és kipreparálódott teléreknek nevezik õket. Kialakulásuk elsõ lépéseként egy nagy törés képzõdik valamely kõzettestben, esetünkben például a fent említett vastag üledékekben. Az így keletkezett repedés mentén késõbb felszín alatti folyadék áramlik, részben átalakítva a vele érintkezõ kõzetet, esetleg meg is változtatva annak színét. Az oldatból ásványok is kiválhatnak, és a környezõ kõzettõl eltérõ anyaggal tölthetik ki a repedést. Ha az itt kivált anyag jobban ellenáll az eróziónak, mint a környezõ kõzet, akkor idõvel kipreparálódik a nála gyorsabban alacsonyodó környezetébõl.
Az újonnan közölt képek alapján erre került sor a Marson is: a törések mentén felszín alatti vizek cirkuláltak, átalakítva a kõzeteket. A repedésekben kivált világos ásványok pedig jobban ellenállnak (illetve ellenálltak) az eróziónak, ezért a terület pusztulása során egyre inkább kiemelkedtek környezetükbõl. Egyelõre nem lehet kizárni, hogy valamilyen felszín alatti gázból vált volna ki a repedést kitöltõ anyag, de a folyadék, esetünkben a folyékony víz messze a legvalószínûbb lehetõség.
A megfigyelés újabb jó példa arra, hogyan lehet a Mars körüli pályáról végzett megfigyelésekkel érdekes, felszíni vizsgálatra érdemes célpontokat találni. Az Opportunity rover mûködési térségében, a Victoria-kráternél is azonosítottak ilyen kipreparálódott teléreket. Ezek új célpontjai is lehetnek a felszíni szondának. A helyszíni vizsgálat ugyanis rámutathat, milyen összetételû vizes oldat áramlott az egykor eltemetett, de az erózió révén mára kihantolt repedésben.
A Candor Chasma területén megfigylehetõ üledékes rétegek (közel vízszintes, néhol ívelõdõ, egymással párhuzamos, sötétebb és világosabb sávok). A kép közepétõl kissé jobbra lévõ barnás kerekded foltban apró, függõlegesen futó dûnék gerincei láthatók. A kipreparálódott telér átlósan jobbról balra lefelé halad át a képen (fehér nyilakkal jelölve). (NASA/JPL/Univ. of Arizona)
A Victoria-kráter keleti peremén lévõ kipreparálódott telér. A kép 150 m széles vidéket fed le (NASA/JPL/Univ. of Arizona)
Az egykori felszín alatti víz kulcsszerepet tölt be az asztrobiológiai kutatásokban. Egyre valószínûbb ugyanis, hogy a Földön az élet keletkeze vulkanikusan fûtött felszín alatti repedésrendszerekben, az ott áramló vízzel kapcsolatban történt. A víz ezeken a helyeken vulkáni gázokban gazdagodott, különbözõ anyagokat oldott ki a kõzetekbõl, amit a belsõ hõ is elõsegített. Amennyiben hasonló környezetek a vörös bolygón is voltak, azok elsõ számú célpontjai az esetleges õsi marsbéli életnyomok keresésének.
Kereszturi Ákos
Degenerált csillagok furcsa leszármazottai 2007. február 17., szombat
Fehér törpék összeolvadásával születhetnek a különleges, hidrogénben szegény csillagok.
A chilei 8 méteres déli Gemini-távcsõvel egy nemzetközi csillagászcsoport oxigénizotópok rendellenes arányát figyelte meg különleges, hidrogénben rendkívül szegény csillagokban. Noha a hidrogén az Univerzum leggyakoribb elemeként a "normális" csillagok anyagának általában 75%-át kiteszi, a frissen vizsgált objektumokban szinte nyomát sem lelni.
A tanulmányozott csillagok két csoportba, az ún. HdC és RCB osztályba sorolhatók. A legfontosabb különbség köztük az, hogy az RCB csillagok (amelyek az amatõrcsillagászok által közkedvelt R Coronae Borealis változócsillag után kapták nevüket) idõnként nagyon erõs elhalványodásokat mutatnak. Ennek oka az, hogy a hidrogénben szegény, szénben pedig gazdag csillag fénye elnyelõdik és szóródik az általa korábban ledobott porfelhõben hirtelen kikondenzálódó, majd lassan eloszló grafitszemcséken. A hasonló összetételû HdC csillagok viszont nem dobnak le anyagot a külsõ burkukról, így nem mutatnak ilyen elhalványodásokat.
A két fehér törpe összeolvadásával beindult nukleáris reakciók következtében jelentõs méretnövekedésen esik át a születõ szuperóriás csillag. (Jon Lomberg, Gemini Obszervatórium)
A mostani vizsgálatok szerint viszont mindkét csoportban meglepõen sok 18-as oxigénizotópot tartalmaznak a csillagok – több ezerszer annyit, mint egy átlagos, Naphoz hasonló égitest. Ennek egyik lehetséges magyarázata lehet az a már 1984-ben javasolt elmélet, amely szerint ezeket a különleges csillagokat két, hidrogénben amúgy is szegény fehér törpe összeolvadása hozhatja létre. A két komponens mágneses fékezõdés, illetve gravitációs hullámok kisugárzása által közeledhet egymáshoz, míg végül teljesen egymásba olvadnak. A kataklizma során újra beindulnak az energiatermelõ nukleáris reakciók és a kutatócsoport számításai szerint pontosan olyan oxigénizotóp-arány várható, mint amit megfigyeltek az észlelt mintában.
Másik lehetõség a magányos csillagok élete végén jelentkezõ ún. végsõ héliumvillanás, amikor a már majdnem fehér törpévé fejlõdött csillagmaradvány felszíne alatt rendkívül heves nukleáris héliumégetés indul be, melynek eredményeként a külsõ rétegek felfúvódnak és lehûlnek – hasonlóan a RCB csillagok fizikai tulajdonságaihoz. Azonban csupán két ilyen objektumot ismerünk a Tejútrendszerben (a V605 Aql-t és a felfedezõje nevét megörökítõ Sakurai Objektumát), azaz ennek az állapotnak az igen rövid élettartama nehezen egyeztethetõ össze a HdC és RCB csillagok számával. Ámbár különlegességükból kifolyólag utóbbiak sincsenek jelen túl nagy számban: mindösszesen 55 csillagot ismerünk e két csoportban együttvéve...
Forrás: Gemini sajtóközlemény, 2007. január
A húsz éve felrobbant szupernóva fiatalabb testvére 2007. február 16., péntek
Egy kék óriáscsillagot ugyanolyan gázgyûrûk öveznek, mint a Nagy Magellán-felhõben 1987-ben feltûnt szupernóvát.
Ezekben a hetekben lesz pontosan húsz éve, hogy az elmúlt 400 év legfényesebb szupernóváját felfedezték a Nagy Magellán-felhõben. Az 1987. február 24-én szabadszemes fényességnél feltûnt új csillag ugyan nem a saját Tejútrendszerünkben, hanem a 163 ezer fényévre levõ kísérõ törpegalaxisunkban robbant fel, mégis új fejezetet nyitott a csillagok halálának kutatásában. Az SN 1987A jelzésû objektum érdekességei közül messze kimagaslik a mindmáig rejtélyes eredetû hármas gyûrûs szerkezet, melyet néhány évvel a robbanás után fedeztek fel a Hubble Ûrtávcsõvel. Feltehetõen a csillag robbanását megelõzõ néhány ezer évben ledobott por- és gázfelhõkrõl van szó, ám kialakulásuk részletei ismeretlenek.
Az SN 1987A körüli hármas gyûrûs szerkezet (Christopher Burrows, ESA/STScI, NASA)
Nathan Smith (University of California) a Spitzer ûrtávcsõvel a HD 168625 jelzésû kék szuperóriás csillagot vizsgálta az M17 csillagkeletkezési régió peremén. Az objektum Naptól mért távolsága mintegy 7000 fényév, és immáron 13 éve, hogy felfedeztek körülötte egy 20 km/s sebességgel táguló egyenlítõi gázgyûrût. A most elkészült felvételeken feltûnt két újabb gyûrû is, melyekkel együtt a HD 168625 a legjobb jelölt az SN 1987A tejútrendszerbeli ikertestvérének keresése közben.
Mindez azért érdekes, mert annak idején mindenki meglepõdött, amikor az SN 1987A szülõcsillagát (progenitorát) az Sk –69 202 jelû kék óriáscsillaggal azonosították a robbanás elõtti képeken. Korábban az elméletek azt jósolták, hogy vörös szuperóriások robbannak fel II-es típusú szupernóvaként, az SN 1987A azonban rámutatott, hogy lehetséges a visszatérés a kék szuperóriások közé, így csillagfejlõdési elméleteinket pontosítani lehetett. A most vizsgált HD 168625 és az SN1987A progenitora nagy mértékben hasonlít, hiszen míg az Sk –69 202 B3I színképtípusú, 16000 K felszíni hõmérsékletû, Napunknál mintegy százezerszer intenzívebben sugárzó csillag volt, addig a HD 168625 15000 K hõmérsékletû, fényteljesítménye pedig 250 ezer napluminozitásnak felel meg. Becsült tömege 20-25 naptömeg, szintén nagyon hasonló az Sk –69 202 húsz naptömegnyire becsült egykori tömegéhez. Ennek megfelelõen a HD 168625 részletes tanulmányozásával betekintést nyerhetünk a 20 évvel ezelõtti csillaghalálhoz vezetõ folyamatok részleteibe.
A HD 168625 gyûrûi. A kép jobb oldalán egy másik fényes kék változócsillag, a HD 168607 látszik. (Nathan Smith, University of California)
A legnagyobb tömegû szuperóriás csillagok kezdeti tömegük jelentõs részét ledobják fejlõdésük során. A fényes kék változócsillagokra (Luminous Blue Variables, LBV) hatalmas kitörések jellemzõk, melyek közben néhány év-évtized alatt több naptömegnyi anyagtól megszabadulnak. Legismertebb példa erre a déli égen látható éta Carinae, amely a 19. sz. közepén az égbolt második legfényesebb csillagává vált több évig tartó kitörése alatt. Az ilyen csillagok körül folyamatosan táguló, és az ismétlõdõ fellobbanások miatt többszörösen héjas szerkezetû anyagfelhõ figyelhetõ meg.
A HD 168625 paraméterei arra utalnak, hogy a most felfedezett ködösséget szintén az LBV-kre jellemzõ kitörés hozta létre, azaz feltehetõen az SN 1987A progenitora is egy fényes kék változócsillag lehetett. Ennél is érdekesebb az a következtetés, miszerint elképzelhetõ, hogy a HD 168625 lesz a következõ II-es típusú szupernóva a Tejútrendszerben. Viszonylag kis távolságának köszönhetõen rendkívül látványos csillagászati jelenség lenne a legalább a Jupiterrel vetekedõ látszó fényességû robbanás, melyet kedvezõ égi elhelyezkedése folytán a Föld szinte bármely pontjáról észlelhetnének az amatõr- és szakcsillagászok...
Forrás: Smith N., Astronomical Journa
Ütközõ üstökösmagok egy halott csillag körül 2007. február 16., péntek,
Egy fehér törpe körül olyan poranyagot azonosítottak, amelyet a csillag egykori bolygórendszerébõl visszamaradt égitestek ütközése termel.
A Helix-köd táguló gázgyûrûjének részlete. Az üstököscsóvákra emlékeztetõ alakzatokat a lassabban táguló gázburokkal találkozó erõs eletromágneses- és részecskesugárzás formálja áramvonalas alakúra. A központi csillag a képen kívül lefelé található (NASA, ESA, STScI, NRAO)
A Spitzer-ûrteleszkóppal a Földtõl 650 fényévre lévõ Helix (Csiga) -ködöt tanulmányozták. A közel 3 fényév átmérõjû ködöt egy Napunkhoz hasonló csillag élete végén ledobott gázburka alkotja, amelyet a centrumban visszamaradt, összezsugorodott és forró fehér törpe gerjeszt sugárzásra. A csillag a külsõ rétegeitõl korábban több ütemben szabadult meg, a legintenzívebb anyagvesztés 6 és 12 ezer évvel ezelõtt történhetett.
Az eredetileg a csillag körül lévõ bolygórendszer átalakult a felfúvódott vörös óriás állapotban, illetve annak a végén, amikor a csillag külsõ rétegei eltávoztak. A vörös óriás fázisban a legbelsõ planétákat elnyelhette a kiterjedt gázburok, míg a rétegek ledobásától csökkent a csillag tömege és emiatt gyengült gravitációs vonzereje.
Utóbbi következtében a felfúvódott fázist túlélõ bolygók pályái nagyobbak lettek, távolabb kerülnek a csillagtól. Mivel ez egyszerre sok égitesttel történt meg és azok egymás mozgását is befolyásolták, a korábban "rendezett" bolygórendszer egy kicsit "összekeveredik". Sok égitest ütközik, és a találkozók alkalmával törmelék képzõdik. Az így keletkezett poranyagnak sikerült most a nyomára bukkanni a Helix-ködnél.
A rendszert már régóta tanulmányozzák, de ezúttal azonosítottak poranyagot elsõ alkalommal a csillaghoz közel, amelyet a központi égitest energiakibocsátása felmelegít és infravörös sugárzásra késztet. A megfigyelés alapján a por a középponti égitesttõl 35 és 150 Cs.E. (átlagos Föld-Nap távolság) között húzódik. Ez a Naprendszerben nagyjából a Neptunuszon túl kezdõdõ Kuiper-öv helyzetének felel meg. Az anyag viszonylag fiatal, a vörös óriás fázis után képzõdött.
A rendszerben lévõ üstökösmagok és egyéb apró égitestek egymással ütközhetnek, és így termelik a port. A poranyag egy régebbi megfigyelésre is magyarázatot ad: már korábban sikerült a fehér törpétõl érkezõ röntgensugárzást megfigyelni. Bár a fehér törpe igen meleg, kb. 110 ezer K felszíni hõmérsékletû, de annyira mégsem forró, hogy a megfigyelt röntgensugarakat kibocsássa. A most azonosított por viszont könnyen létrehozhatja azt - ha kisebb része idõnként a fehér törpe felszínére hullik. A fehér törpétõl távolabb, a ledobott gázburokban a központi égitest sugárzása révén üstököscsóvához hasonló alakzatok is mutatkoznak - noha semmi közük a valódi üstökösökhöz. Kialakulásukat az alábbi rajzsorozat szemlélteti.
A Helix-ködben megfigyelhetõ gázcsomók kialakulásának menete. A most azonosított poranyag az ábrákon nem szemléltethetõ, mivel túl közel van a központi fehér törpéhez (NASA, ESA, STScI, NRAO)
Az alább mellékelt felvétel a Spitzer infravörös mérései alapján elõállított hamisszínes kép. A kék és a zöld szín a korábban ledobott külsõ gázanyagot mutatja, a középsõ vöröses tartomány pedig az utoljára távozott gázt jelzi, míg a centrumban lévõ fehér pont a forró fehér törpe. Az utóbbit övezõ, viszonylag éles peremû vörös korong a fent említett forró poranyaggal kitöltött tartomány.
A Helix-köd a Spitzer-ûrteleszkóp felvételén. A kék 3,6-4,5; a zöld 5,8-8,0; a vörös 24 mikrométeres hullámhosszú sugárzást mutat. (NASA/JPL-Caltech/Univ.of Ariz.)
Nem ez az elsõ alkalom, hogy a Spitzer-ûrteleszkóppal egy fehér törpe körül akadtak törmelékanyagra. 2006 januárjában egy hasonló, de a most felfedezettnél sokkal kisebb méretû porkorongot azonosítottak a G29-38 jelû objektum körül. A poranyag ott a fehér törpétõl mindössze 0,005 és 0,3 Cs.E. távolság között húzódik. Ez volt az elsõ bizonyíték arra, hogy a vörös óriás fázist az apró üstökösmagok és Kuiper-objektumok egy része túlélheti - a jelenlegi észlelés pedig azt mutatja, hogy a vörös óriás állapot után megmaradt testek között is zajlanak ütközések, különféle változások.
Kereszturi Ákos
De jó is lenne... :) Keresgéltem, hogy mennyibe került, de nem találtam róla adatot. Mindenesetre egy 35 centis távcsõ komolyabb számítógépes rendszerrel, 7 milla körül van. Magyarorszég legnagyobb távcsöve az 1m-es RCC piszkéstetõn. Ez ugye 2,5 méteres, a hozzá tartozó mechanikával és elektronikával, ami szintén elég modern technikát képez, tehát egészen biztos, hogy nagyon sokba fájna. Bármit is tippelnék valszeg hülyeség lenne, de gyanítom, hogy ha történetesen tényleg nyernél a lottón, akkor sem vennél nekem ilyet. :))
Kvazárok csoportosulásai az õsi Világegyetemben 2007. február 14., szerda,
Az Õsrobbanás után néhány évmilliárddal létezett kvazárok erõs térbeli csoportosulást mutatnak, ami õsi galaxishalmazok, illetve szuperhalmazok létezésére utal.
Fantáziarajz egy kvazárról, ahonnan a centrumba beáramló gáz és a fekete lyuk kölcsönhatásaként két ellentétes irányú anyagsugár indul ki (NASA/CXC/M.Weiss)
A kvazárok olyan távoli galaxismagok, melyeknek szuper-nagytömegû központi fekete lyukába intenzív anyagbeáramlás történik. A jelenség eredményeként óriási energia szabadul fel, melyet nagy távolságból is meg lehet figyelni. A messzi kvazárok segítségével tehát az õsi nagytömegû galaxisoknak (pontosan azok magjainak) jellemzõire is következtethetünk.
A korábbi felmérések csak a viszonylag közeli kvazároknál mutattak csoportos eloszlást, és ez sem mutatkozott egyértelmûen minden esetben. A Világegyetem távolabbi és ezért fiatalabb állapotára azonban eddig nem készült ilyen felmérés - részben mert a messzi objektumok igen halványak. Ezúttal Yue Shen (Princeton University) és kollégái legalább 11 milliárd fényévre lévõ kvazároknál végeztek hasonló vizsgálatot.
Az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) nevû égboltfelmérés adatait felhasználva 4426 távoli (2,9 és 5,4 közötti vöröseltolódású) kvazár térbeli helyzetét határozták meg. Ekkora messzeségben korábban csak néhány tucat kvazárt ismertünk. A nagyobb mintán végzett új vizsgálat megerõsíti, hogy a közelebb felismertekhez hasonló kvazárcsoportosulások messzebb is vannak - ezekrõl eddig csak feltételezéseink voltak. A kvazárok most azonosított távoli csomósodásaiban kb. tízszer erõsebben koncentrálódnak az objektumok, mint a közelebbi csoportok esetében.
Eszerint az Õsrobbanás után 2-3 milliárd évvel már csoportokban koncentrálódtak a kvazárok, és feltehetõleg a náluk halványabb, még nehezebben azonosítható galaxisok is. A most azonosított csoportokat viszonylag ritka térségek választják el. A koncentrálódás oka feltehetõleg a láthatatlan tömeg csoportokba rendezõdése, melynek eloszlását követi a kvazárok térbeli elhelyezkedése is.
Az SDSS-felmérés kulcsszerepet játszik a távoli égitestek eloszlásának vizsgálatában. A program keretében azonosított kvazárok kétharmadának vöröseltolódása 4,5 feletti, és most a felmérés keretében találták meg az eddigi legmesszebb lévõ ilyen sugárforrást is, 5,8-as vöröseltolódással. A statisztikák alapján a kvazárok száma az Õsrobbanás után kb. egymilliárd évvel rendkívül gyorsan emelkedni kezdett. A legnagyobb gyakoriságot 2,5 milliárd év körül érte el, majd a késõbbiekben fokozatosan lecsökkent. Mindez feltehetõleg a galaxisok közötti kölcsönhatások, és a központi fekete lyukakba történõ anyagbezuhanások idõbeli eloszlását tükrözi.
Az SDSS felmérés 2,5 méteres távcsöve (Dan Long, Apache Point Observatory)
A kvazárok csoportosulásának mértékébõl nem csak a láthatatlan tömeg eloszlására következtethetünk. A megfigyelés talán annak megértésében is segít, hogy miként jelentek meg az intenzíven sugárzó kvazárok annyira korán a Világegyetemben. Egyelõre ugyanis úgy fest, igen kevés idejük volt, hogy annyi anyagot gyûjtsenek maguk köré, amely elegendõ a megfigyelt aktivitás létrehozásához.
Kereszturi Ákos
Tökéletes szupernóva-maradvány 2007. február 13., kedd
A Kr.u. 386-ban észlelt vendégcsillag maradványa tankönyvekbe illõen illusztrálja a nagy tömegû csillagok halála után lejátszódó eseményeket.
A Napunknál legalább nyolcszor nagyobb tömegû csillagok összeroppanásakor a heves robbanás következtében a külsõ rétegek ledobódnak, majd az eredeti csillag tömegétõl függõen egy neutroncsillag vagy fekete lyuk jöhet létre. Ilyen hátramaradt neutroncsillagok a gyorsan forgó pulzárok, melyek a robbanás következtében több millió kilométer per órás sebességre is gyorsulhatnak.
A G11.2-0.3 jelû objektum egy körszimmetrikus szupernóva-maradvány, közepében egy neutroncsillaggal, amely minden részletében tökéletesen illusztrálja, hogyan is kell kinéznie egy néhány ezer éve felrobbant csillagnak. Röntgen- és rádiótartományban végzett mérések alapján egyértelmû, hogy a forró gázfelhõ egy egykori csillag halálának maradványa. A Very Large Array rádióteleszkóp-hálózat felvételeibõl meghatározták a felhõ tágulási sebességét, amibõl megbecsülhetõ a kora. Kiderült, hogy nagy valószínûséggel azonosítható a kínai csillagászok által Kr.u. 386-ban megfigyelt vendégcsillaggal, amely a második legidõsebb szupernóva-észlelés a történelmi krónikákban.
A Kr.u. 386-ban megfigyelt szupernóva maradványa – 1620 évvel késõbb
A Chandra képén jól elkülöníthetõk a különbözõ energiákon sugárzó területek. A táguló gázfelhõ közepén található a pulzár, illetve a belõle távozó nagyenergiájú részecskék árama, melyek kemény röntgensugárzást bocsátanak ki (kékkel jelölve). A maradványt övezõ külsõbb rétegek kisebb energiájú lágy röntgensugárzás forrásai (zölddel és pirossal).
Meglepõ fejlemény, hogy a rádiósugárzó felhõ tágulási sebességébõl meghatározott kor eltér a pulzárok kormeghatározására használt "hagyományos" módszerrel adódó eredménytõl. Utóbbi a neutroncsillag forgási sebességébõl következtet a robbanástól eltelt idõ hosszára, esetünkben azonban az eredmény tízszer nagyobb a tágulási kortól. A különbség arra utal, hogy a fiatal pulzárokra a forgási sebességbõl számolt eredmények nagyon félrevezetõek lehetnek.
Forrás: Chandra Photo Album, 2007.01.30.
Ütközés nyoma az Androméda-galaxisban 2007. február 12., hétfõ,
Újabb eredmények szerint az Androméda-galaxis peremvidékét egy korábbi kölcsönhatás során szétszakított és szétszóródott galaxis csillagai alkotják.
Az Androméda-galaxis (NOAO/AURA/NSF)
Az Androméda-galaxis (régi nevén Androméda-köd) egy tõlünk 2,5 millió fényévre lévõ, azaz közelinek számító csillagváros, mely megjelenését és méretét tekintve is Tejútrendszerünkre hasonlít. Galaxisunknál valamivel nagyobb, és azzal együtt a Lokális Halmaz nevû galaxiscsoport domináns tagja. Az elmúlt években végzett megfigyelések alapján elképzelhetõnek tûnt, hogy a csillagvárosban egykori ütközések és kölcsönhatások nyomai is észrevehetõk.
A Kitt-Peak csúcson felállított Mayall-teleszkóp és a Keck-távcsövek segítségével a galaxisban található vörös óriáscsillagok jellemzõit vizsgálták. A megfigyelések során a galaxis centrumától 500 ezer fényévre is találtak még égitesteket - pedig ezzel ilyen nagy távolságban nem számoltak a szakemberek. A korábbi megfigyelések alapján ugyanis a galaxis korongjának sugarát kb. 120 ezer fényévre becsülték.
Ha elfogadjuk, hogy ezek a csillagok is az Androméda-galaxishoz tartoznak, akkor az egész csillagváros mérete közel ötszöröse lehet a korábban feltételezettnek. Amennyiben a most talált, távoli csillagok sokkal fényesebbek és így könnyen megfigyelhetõk volnának, az egyébként közel telehold méretû galaxis sötét egû, vidéki helyekrõl majdnem akkorának mutatkozna, mint a Göncölszekér.
A most azonosított távoli égitesteket a Keck II. teleszkópon elhelyezett DEIMOS spektrográffal részletesen is tanulmányozták. Ennek keretében több olyan, a környezeténél sûrûbb csillagcsoportot avagy "csillagáramlást" találtak, amelyeket egymáshoz hasonló mozgású és viszonylag alacsony fémtartalmú, azaz héliumnál nehezebb elemekben szegény csillagok alkothatnak.
Karoline Gilbert (University of California, Santa Cruz), Mark Fardal (University of Massachusetts, Amherst) és kollégái szerint az objektumok egy korábban szétszakított kisebb galaxis maradványa lehetnek. Az õsi ütközésrõl készített modellek alapján az eseményre kb. 700 millió évvel ezelõtt került sor. Ennek keretében egy kb. 2 milliárd naptömegû csillagváros (feltehetõleg egy korábbi kísérõgalaxis) bomlott fel fokozatosan az Andromeda perifériáján. Az egykori kölcsönhatásból visszamaradt galaktikus "töredékek" mozgása a számítógépes modellekkel összekapcsolva az Andromeda teljes tömegének becslésében is segíthet.
Az Androméda-galaxis peremvidékén lévõ csillagáramlások, melyek egy széttépett galaxis maradványai lehetnek (Alan McConnachie)
A mellékelt ábrán a fémekben szegényebb csillagokat kékeszöld, a fémekben gazdagabbakat sárga, illetve vörös szín jelzi. A feldarabolódott õsi csillagváros maradványaiból legfeltûnõbb a jobbra lefelé haladó, 300 ezer fényévnél is hosszabb délkeleti nyúlvány. Az itt található csillagok jellemzõi az északkeleti és nyugati buroknak nevezett csoportéra emlékeztetnek - azaz mindhárom képzõdmény az õsi szétdarabolt galaxis maradványa lehet.
Az új megfigyelések egy korábbi félreértést is tisztáztak. Néhány régebbi megfigyelés alapján ugyanis az Androméda-galaxis peremterületén lévõ csillagok fémtartalma szokatlanul magasnak mutatkozott, ami nehezen egyeztethetõ össze a csillagváros fejlõdési modelljével. Azonban amikor a felmérést a korábban vizsgált vörös óriások mellett több égitestre terjesztették ki, a várakozásoknak megfelelõ eloszlás mutatkozott: a fémtartalom fokozatosan csökken a centrumtól a peremvidékek felé haladva.
Emellett sikerült egy, a közeli NGC 205 jelû kísérõgalaxisból kiinduló nyúlványt azonosítani, amely egy jelenleg is zajló kölcsönhatás eredménye. 14 új gömbhalmazt is találtak, amelyek egyike minden korábban ismertnél távolabb, 260 ezer fényévre van az Androméda centrumától. A gömbhalmazok közül három a társainál lényegesen lazábbnak, gyengébben koncentráltnak mutatkozott - ezek pontos eredete nem ismert.
Ütközés a Tejútrendszerrel
Fenyeget-e bennünket is az Andromédával való összeütközés veszélye? Régóta ismert, hogy az Androméda az egyike azon kevés galaxisnak, amely nem távolodik a Tejútrendszertõl, hanem másodpercenként 140 kilométeres sebességgel közeledik felénk. A modellek alapján elkerülhetetlennek látszik az összeütközés. A két galaxis mintegy 100-100 milliárd csillaga és sötét anyaga a becslések szerint 3 milliárd év múlva kerül egymás közvetlen közelébe.
A félelmetesnek hangzó galaxiskarambolt azonban utódaink - amennyiben léteznek még -megúszhatják. A galaxisok ugyanis szinte "üresek": csillagaik között azok méretéhez képest rengeteg üres tér van. Emiatt nem pillanatszerûen, hanem szinte észrevétlenül, nem kevesebb mint egymilliárd év leforgása alatt következik be az ütközés.
A közeledõ Androméda-köd egyre nagyobbnak fog látszani az égbolton, egyre pompásabb látványt nyújtva. Valószínûleg a folyamatból mást nem is vesznek észre hárommilliárd év múlva a Földet esetleg még benépesítõ utódaink. Az ütközés során a két galaxis fokozatosan egybeolvad, egyetlen, hatalmas objektummá egyesül. Mindkét galaxis csillagainak egy része - köztük a számítások szerint valószínûleg a Nap is - az óriásgalaxis középpontja felé sodródik, míg más csillagok a gravitáció lendítõ hatására kirepülnek az intergalaktikus térbe.
Ha a Nap valóban az új, óriásgalaxis közepe felé veszi útját, akkor a majdani földlakóknak páratlan látványban lesz részük. A galaxisok egyesülése ugyanis a csillagközi gázfelhõkben erõteljes csillagkeletkezési hullámot indukál, aminek nyomán hamarosan a szupernóvák égi tûzijátékának lehetnek szemtanúi kései utódaink.
Kereszturi Ákos
Mekkora egy exobolygó? 2007. február 11., vasárnap
Optikai interferometriával megmérték egy fedési exobolygó csillagának átmérõjét, amibõl kiszámolták a jelenleg legpontosabb exobolygóméretet.
A Georgia State University és a Michelson Science Center munkatársainak elõször sikerült geometriai módszerrel megmérnie egy Naprendszeren kívüli bolygó méretét. A vizsgált égitestet még 2005-ben fedezték fel a HD 189733 jelû kettõscsillag körül. Pályáját szinte pontosan élérõl látjuk, aminek következménye, hogy a bolygó a mindössze 2,2 napig tartó keringései során rendszeresen átvonul központi csillag elõtt. Ennek fénye a fedések során mintegy 3%-kal lecsökken. A fényváltozás modellje alapján az exobolygó átmérõje a csillag átmérõjének mintegy 17%-a lehet, de utóbbi pontos ismeretének hiányában ettõl többet eddig nem tudtunk az exobolygó abszolút átmérõjérõl.
A HD 189733b pályája a Merkúr és a Vénusz naprendszeri útvonalához viszonyítva (chara.gsu.edu)
A CHARA Array a kaliforniai Wilson-hegyen található hat távcsõbõl álló optikai interferométer, amellyel a HD 189733-nak a látszó átmérõjét mérték meg. A távcsõegyüttes maximális felbontóképessége egy 400 m-es távcsõével egyezik meg, így a CHARA az északi félteke legnagyobb szögfelbontású csillagászati mûszere. Az Y-alakban elhelyezett távcsövek képek rekonstruálását is lehetõvé teszik, amivel a rendszer az összes többi optikai interferométert messze megelõzi.
A HD 189733 látszó méretét az infravörös tartomány H-sávjában, azaz 1,65 mikronos hullámhosszon vizsgálták. A mérés eredménye 0,38 ezredívmásodperc (mas), ami a Hipparcos asztrometriai mûhold 62,8 fényéves távolságmérésével összevetve 1,1 millió km-es valódi csillagátmérõnek felel meg (a Nap átmérõjének kb. 78%-a). Az exobolygó 185 ezer km-es átmérõjûnek adódott, ami jelenleg a legpontosabban ismert exobolygóméret abszolút mértékegységekben.
A HD 189733 és bolygójának méretei a Nappal és a Jupiterrel összevetve (chara.gsu.edu)
Az új eredmények alapján a kísérõ valamivel nagyobb, mint ahogy azt a korábbi mérésekbõl sejteni lehetett. Eddig ugyanis a csillag méretét csak közvetett, a mostani mérésnél kisebb értékeket adó módszerekkel tudták megbecsülni. A CHARA rendszerével elvégzett mérések azonban már közvetlenül a csillag méretét adták meg, melynek eredményeként a rendszer komponenseinek átmérõjét mintegy 10%-os bizonytalansággal sikerült meghatározni. Ezek az adatok a bolygó kialakulására és fejlõdésére vonatkozó elméletek számára jelentenek fontos megkötéseket.
Forrás: CHARA News
"Közepsúlyú" fekete lyukak 2007. február 10., szombat
Friss ûrbéli megfigyelések alátámasztják az elméletileg megjósolt közepes méretû fekete lyukak létezését sûrû csillaghalmazokban.
Mai ismereteink szerint a Világegyetemben alapvetõen kétféle fekete lyuk fordul elõ. A nagyságrendileg 10 naptömegnyi anyagot tartalmazó fekete lyukak igen nagy tömegû csillagok élete végén bekövetkezõ gravitációs összeomlás során születnek. A számítások szerint saját Galaxisunkban is több millió ilyen égitest létezik. Az ezeket nagyságrendekkel meghaladó, akár több milliárd naptömegnyi óriási fekete lyukak a galaxisok központjában találhatók, és pl. a kvazárok hatalmas energiatermelését is szupermasszív fekete lyukaik anyagbefogásával magyarázhatjuk. A két véglet között már régebben felvetõdött az ún. középnehéz fekete lyukak létezése is, de ilyeneket mindeddig nem sikerült megfigyelni.
Immáron évtizedekre visszanyúl az a szakmai vita, hogy fekete lyukak elõfordulhatnak-e gömbhalmazokban. Ezek az idõs csillaghalmazok az Univerzum legõsibb objektumai közé tartoznak, hiszen mindössze 1-2 milliárd évvel az Õsrobbanás után keletkeztek. Csillagaik jelentõs részének már volt ideje leélni teljes életét, akár kis tömegû fekete lyukként befejezve a fejlõdést. A számítógépes szimulációk szerint egy frissen kialakult fekete lyuk elõször ugyan a halmaz belseje felé süllyed, de a sûrû csillagmezõben lejátszódó gravitációs kölcsönhatások már legtöbb fekete lyukat kirepítették a halmazokból – legalább is ha helyesek a modellszámítások.
Fantáziarajz egy csillagtömegû fekete lyukról. A kép jobb alsó széle felõl áramló anyag a fekete lyuk körüli anyagbefogási korongban gyûlik össze (Forrás: ESA, NASA, Felix Mirabel)
Tom Maccarone (University of Southampton, Anglia) és munkatársai a Nature folyóiratban számoltak be a gömbhalmazokban létezõ fekete lyukakkal kapcsolatos kutatásaikról, melyeket elsõdlegesen az Európai Ûrügynökség XMM-Newton ûrteleszkópjával végeztek. Emellett a Chandra röntgentávcsövet is felhasználták nagyon pontos pozíciók mérésére. Vizsgálatuk során a környezetükbõl anyagfelhõket elnyelõ, így a röntgentartományban fényes kompakt égitesteket kerestek extragalaktikus gömbhalmazokban. A tudósok hosszú megfigyelés-sorozatra, akár több ezer gömbhalmaz szisztematikus átvizsgálására készültek, azonban már a második objektum, a Virgo csillagkép NGC 4472 jelzésû galaxisa, meglepõ eredményekkel szolgált.
Ebben a mintegy 50 millió fényévre található elliptikus galaxisban találtak egy pontszerû röntgenforrást, amit a Chandra nagyfelbontású röntgentávcsöve egy ismert gömbhalmazzal azonosított a távoli csillagváros külsõ régióiban. Az égitest a detektált röntgensugárzás intenzitása alapján az ultrafényes röntgenforrások közé tartozik, melyekre az jellemzõ, hogy sugárzásuk sokkal erõsebb, mint amit egy csillagtömegû fekete lyuk képes lenne kibocsátani. A most felfedezett objektum esetében mintegy száz naptömegnyi lehet a kompakt égitest tömege, amit vagy több, kisebb méretû fekete lyuk összeolvadása, vagy nagy mennyiségû külsõ anyag elnyelése magyarázhat.
Az NGC 4472 (M49) jelû elliptikus galaxis, amelynek egyik gömbhalmazában elsõként észleltek a kutatók a középnehéz fekete lyukat (Forrás: NOAO/AURA/NSF)
Nem szabad azonban arról sem megfeledkezni, hogy az ultrafényes röntgenforrások nem csak "középsúlyú" fekete lyukakkal modellezhetõk. Másik lehetõség például egy szûk nyalábba lefókuszált sugárzás, ami nagy sebességû gázkilövelléseknél, azaz jeteknél felléphet, eredményeként pedig a távoli égitestet fényesebbnek látjuk, mintha gömbszimmetrikus lenne a kisugárzás.
Forrás: ESA News, 2007. január 3.
Hát igen, tényleg elég ritka, írták is, hogy eddig csak 20 ilyen kettõsrõl tudnka. Ma mindegy, várunk hátha lesz ilyen esemény, aztán majd olvassul mit írnak róla. Mást úgyse nagyon tehetünk. :)
Nem tudom hogy ilyet megfigyeltek e, de a fizika törvényeinek valószínûleg nem mond ellent, szal egy gázfelhõben haladva egy neuroncsillag is lassul. Bár a nagy tömeg miatti nagy gravitáció miatt valószínûleg nagyon gyorsan kering egy neutroncsillag egy másik csillag körül, és a nagy tömeg miatt lassulni is kevéssé lassul, de szép lassan egy ilyennek meg kell történnie, hacsak elõtte nem hal meg a központi csillag is. Mivel valószínûleg egy másik csillag légkörében keringõ neutron csillag is ritka, ilyen esemény is nagyon ritka lehet, szóval nagy szerencse lehet ha meg tudják figyelni.
Értem amit írsz, csak én még nem hallottam róla, természetesen azért még lehet, mert én tudatlan vagyok.:) Ezt Te most konkrétan tudod, vagy /csak/ feltételezed? Én két verziót tudok: az egyik mikor a nagytömegû csillag felrobban szupernóvaként (ha az akkréció során nem vesztett el túl sok anyagot) és létrejöhet egy kettõspulzár. A másik meg mikor kistömegû (mondjuk néhány naptömeg) a csillag, ilyenkor pár milliárd évvel tovább tart míg röntgen-kettõssé alakul, csak itt már a neutroncsillag mágneses tere gyengül addigra, a forgása is lassul, így kistömegû röntgen-kettõs lesz. Mondjuk azt nem tudom, mi van akkor, ha az akkréció sórán tól sok anyagot veszít a szuperóriás.
A kettõs csillagoknál történõ szupernovarobbanás után nem mindig marad együtt a kettõs, tehát van ott elég energia az eltérítéshez. Lehet itt is közrejátszik az ár/apály jelenség.
Én így tudom, de lehet van még több alternatíva is.
Hát mert hatalmas gravitációja van, a csillag légköre meg folyamatosan lassítja -> a pályája egyre közelebb lesz a másik csillag felszínéhez, ha abba beleér lehet hogy kitép egy kis anyagot belõle míg tovább lassul még erõteljesebben, majd a gravitáció miatt egészen az élõ csillag magjáig sûllyed, eközben a gravitáció erõsen befolyásolhatja az élõ csillag alakját is(összébb húzódik), valószínûleg így mikor simán kering akkor is ha elég közel van, lehet egy szép neutroncsillagot követõ kiemelkedés a központi csillagon is, szal erõs ár/apály jelenség. Nemtudom hogy egy szupernóva robbanás egy ekkora tömegû valamit mennyire tudna eltéríteni, de nemvalószínû hogy nagyon.
tomcat, ne aggodj meg lesznek a kis szürkék is... :))
Már vannak is elméletek rá, hogy hol bújkálnak a bestiák:
Mars: élet a mélyben? 2007. február 08., csütörtök
A legújabb elméletek szerint a kozmikus sugárzás miatt legalább néhány méterrel a felszín alá kell fúrni a marsi életformákért.
Angol tudósok egy csoportja modellszámításokat végzett annak érdekében, hogy meghatározzák a Mars különbözõ felszínformáin az élõ sejtek életben maradási esélyeit a világûrbõl érkezõ sugárzás pusztító hatásai mellett. Eredményeik szerint a felszín alatt legalább néhány méternyi mélységig kell lefúrni, ha nem csupán életnyomokat – fehérjéket, DNS töredékeket, fosszíliákat – akarunk találni, hanem élõ sejtek felkutatása a cél.
Mivel a Marsnak a Földdel ellentétben nincs erõs mágneses tere és sûrû légköre, a kozmikus sugárzás nem gyengül túlságosan a vékony atmoszférán való áthaladás során, jelentõsen csökkentve így a felszíni életformák életben maradási idõtartamát. A kutatók szerint élõ sejtek felkutatására a legjobb célpont az Elysium régió jege. A körülbelül 5 millió éve befagyott egykori tenger felszínét csak rövid ideig bombázták a gyilkos kozmikus sugarak, amit kellõen le is árnyékolt a vízmolekulában lévõ hidrogén. Nem elhanyagolható szempont az sem, hogy jégbe sokkal könnyebb fúrni, mint sziklába. Hasonlóan ígéretes célpontok lehetnek még a friss kráterek vagy a néhány kráterfalon megfigyelt közelmúltbeli vízfolyások nyomai.
Ez nem túlságosan jó hír az eljövendõ, a bolygót kutató szondák tervezõmérnökeinek, hiszen az eddigi eszközök csupán néhány centiméternyi mélységben voltak csak képesek a talajba hatolni, a kívánatos mélység elérése azonban merõben új technológiai nehézségeket támaszt. Mindenesetre ha sikerrel jár egy jövõbeni leszálló egység, az kétségkívül átformálja majd a más bolygókon lévõ élet felkutatására tett erõfeszítéseinket.
Képünkön az egyik tervezett marsi talajkutató szonda, a Phoenix fantáziarajza látható.(Jet Propulsion Laboratory)
Forrás: University College London sajtóközlemény, 2007. január 30.
Igazad van, jobban belegondolva valószínûleg "látványos" lenne egy ilyen egybeolvadás, már ha egyáltalán megtörténhet az, hogy elnyeli a neutroncsillagot. Mert hát ugye ez a szupróriás már a felfójódás állapotában van, és a köv. lépcsõben egy szupernovarobbanással ledobja külsõ burkát, és lesz belõle is nyeutroncsillag vagy fekete lyuk. Én nem olvastam ezzel kapcsolatban még semmit, mármint, hogy mi történne ilyenkor, de nem vagyok benne biztos, hogy bele tudna zuhanni egyáltalán a csillagba mielõtt az felrobbanna. Ha meg mégis belezuhanna, lehet, hogy felgyorsítaná a folyamatot, és "lerobbantaná" a külsõ burkát a szuperóriásnak, de utána mi lenne? Esetleg egybeolvadna a maggal és közösen hoznának létre egy feketelyukat? Passz, ezt nem tudom, de én inkább úgy tudnám elképzelni, hogy a szuprnovarobbanás inkább eltéríteni a pályájáról a keringõ neurtoncsillagot és nem találkoznának.
Érdekes. Pár éve még lemondóan beszéltek a marsról, aztán kiderült, hogy van víz... majd hogy folyékony víz is...most a felhõk... kérdezem én: Hol vannak a kis szürkék? :)
Hát ha elnyeli akkor belesüpped a másik csillag magjába, hiszen a neutroncsillag egy fél feketelyuk, úgy meg okozhat változásokat, és legalább ha 2 csillag együtt van még az élõ csillag halálakor kialakuló feketelyuk esélyét is növeli :)
A Mars Global Surveyor ûrszonda méréseinek elemzésével elsõ alkalommal készült áttekintõ felmérés az éjszakai felhõzet eloszlásáról, az Opportunity marsáró pedig elsõ alkalommal figyelte meg konvektív felhõk kialakulását a Marson.
Sokáig nem tudtuk, hogy képzõdnek-e felhõk a Mars éjszakai féltekéjén a légkörben. Az elsõ éjjeli felhõkre utaló jel néhány éve, az akkor még tökéletesen üzemelõ Mars Global Surveyortól érkezett (a szonda mûködését sajnos azóta befejezte). Az éjszakai felszín hõmérséklete több alkalommal a vártnál kb. 20 fokkal magasabbnak mutatkozott az északi félteke alacsony szélességû területein. A jelenséget könnyen magyarázhatja éjszakai felhõzet, mivel - akárcsak a Földön - a felhõk visszaverik a felszínrõl származó hõsugarakat, így azt nem engedik annyira lehûlni, mint derült idõben.
John Wilson (NOAA) és kollégái három marsi éven keresztül végzett megfigyelésekbõl részletes képet állítottak össze az éjszakai felhõk tér- és idõbeli eloszlásáról. Ehhez a hõmérsékleti értékek mellett a MOLA lézeres magasságmérõ adatait is felhasználták: amikor a szondáról kibocsátott lézersugár felhõkkel találkozott, erõsen szóródott, aminek mértékére a visszavert jel erejébõl lehetett következtetni.
A felmérés rámutatott, hogy éjszaka jellegzetesen ott mutatkoznak felhõk, ahol a felszín a vártnál melegebb marad - ez egybevág a várakozásokkal. Kiderült továbbá, hogy az éjszakai felhõk kb. ötször vastagabbak, illetve sûrûbbek nappali társaiknál. A felszínhez viszonylag közel, alacsonyan vannak, akár ködnek is tekinthetjük õket. Az északi félteke nyara idején a legelterjedtebbek, ekkor kiterjedt gyûrût alkotnak a egyenlítõ térségében.
A felhõk többsége nappal eltûnik, mivel a hõmérséklet a légkör egyes részeiben akár 100 fokkal is meghaladhatja az éjszakai minimumot, a lebegõ jégkristályok pedig elszublimálnak. A napfelkelte után a melegedés ellenére megmaradó felhõk feljebb emelkednek, és általában csak a magas hegyek, elsõsorban a vulkánok felett maradnak meg. Naplemente környékén aztán ismét süllyedni és vastagodni kezdenek.
Felhõk az Opportunity rover felett az Endurance-kráternél (NASA, JPL)
Felhõk az Opportunity rover felett a Victoria-kráterközelében. A fátyolfelhõket néhány mikrométeres jégkristályok alkotják. Az ilyen fellegek gyakoriak az egyenlítõ térségében, amikor a bolygó a Naptól távol jár (NASA, JPL, Cornell)
A fenti képekhez kapcsolódik az Opportunity marsjáró egyik késõbbi megfigyelése, amelynek keretében elsõ alkalommal sikerült a feláramló levegõtõl kialakuló konvektív felhõk képzõdését és mozgását megfigyelni. A jelenséget 2006. október 2-án délután örökítette meg a rover, kb. 25 fok magasan a horizont felett.
A mellékelt animáció 10 képkockája egymás után, 32 másodperc különbséggel készült (az eredeti, nagyfelbontású változat a NASA honlapjáról tölthetõ le). A felvételsorozat 5 perce alatt a felhõk a felszínhez viszonyítva változatlan helyen képzõdtek, amely arra utal, hogy egy forró levegõjû feláramlás hozza létre õket. Utóbbi a felszín egy adott, erõsen felmelegedõ területérõl indult felfelé. A felhõk 5 és 25 km közötti magasságban voltak, és kialakulásuk után nyugati irányba mozogtak 2,5 és 12,5 m/másodperc közötti sebességgel. Jégkristályok vagy túlhûlt vízcseppek alkothatták anyagukat.
Kereszturi Ákos
Hát jah, vagy csak simán elnyeli mintha mi sem történt volna :) Az kiderült, hogy nem olyan ritka jelenség, tehát ha nagy dir-durral járna mint pl. egy szupernovarobbanás, akkor már lehet korábban felfigyeltek volna rá. Persze az is lehet, hogy nem... Meg aztán csak "feltehetõleg neutroncsilag". No mindeg, idõvel biztos több infó lesz errõl is. :)
Társuk légkörében rejtõzõ neutroncsillagok 2007. február 8., csütörtök,
Több ûreszköz megfigyelésének egybevetésével sikerült olyan óriáscsillagokat megfigyelni, amelyek kiterjedt légkörében egykori csillagok "maradványai", neutroncsillagok keringenek.
Az INTEGRAL röntgenteleszkóp (ESA)
Az INTEGRAL ûrteleszkóp 2003. január 29-én egy szokatlan rötgenforrást azonosított a Tejútrendszerben. A késõbbiekben újabb hasonló objektumokra akadtak, amelyeket utólag nagytömegû röntgenkettõsöknek neveztek el. Eddig 20 képviselõjüket fedezték fel, tõlünk 7-25 ezer fényéves távolságban.
Már az elsõ észlelések során felfigyeltek a szakemberek arra, hogy bár ezek az objektumok erõs sugárforrások, az általuk kibocsátott energia jelentõs része már a közvetlen közelükben el is nyelõdik, azaz viszonylag hideg, sûrû anyagfelhõk belsejében foglalhatnak helyet.
A csillagászok eltérõ hullámhosszakon (fõleg a röntgen- és infravörös tartományokban) készült megfigyeléseket kapcsoltak össze, így sikerült "belelátni" e por- és gázburkok belsejébe. Az adatok alapján az objektumok olyan sajátos kettõsök lehetnek, ahol egy kompakt égitest (feltehetõleg neutroncsillag) kering egy hatalmas, szuperóriás csillag körül. Az utóbbi komponens mérete általában legalább tízszeresen, tömege pedig még ennél is nagyobb arányban múlja fölül a Napunkét. A ritka párosok többsége olyan csillagkeletkezési régiók közelében mutatkozik, ahol sok óriási csillag születik - ez magyarázhatja hatalmas tömegüket.
A kettõsökben lévõ szuperóriás csillagok intenzív csillagszeleik révén jelentõs tömeget veszítenek, és kiterjedt, hûvös gázburokkal veszik körül magukat. A körülöttük keringõ neutroncsillagok normál esetben erõs röntgenforrásokként jelentkeznének, mivel heves kölcsönhatásba lépnek a társukról kibocsátott anyaggal. A szuperóriás csillag légkörében keringve annak gázanyagát egy ún. tömegbefogási (akkréciós) korong formájában gyûjtik be, majd húzzák a felszínükre. A kiterjedt hideg és poros gázburok leárnyékolja az energikus folyamatoktól képzõdõ sugárzás jelentõs részét.
A két feltételezett sugárforrás-típus vázlata: balra a közel körpályán mozgó neutroncsillag, jobbra az elnyúlt útvonalon haladó égitest, amely csak idõnként merül bele a szuperóriás légkörébe (ESA)
A nemrég közzétett elmélet szerint az eddig megfigyelt nagytömegû röntgenkettõsöket két nagy csoportba sorolhatjuk. Az egyik kategóriát olyan objektumok képviselik, amelyekben a neutroncsillag közel körpályán kering a társ körül, itt tehát folyamatosan partnere légkörében tartózkodik (az ábra bal oldali részén). Ilyen például az IGR J16318-4848 jelû páros, ahol a neutroncsillag a Merkúr átlagos naptávolságánál közelebb mozog a szuperóriáshoz, amelynek átmérõje 20-szorosan haladja meg a mi csillagunkét. Folyamatosan az óriás légkörében van, röntgensugárzása alkalmanként mégis változik - ekkor feltehetõleg megnõ a neutroncsillagra áramló anyag mennyisége. A másik csoport objektumainál a neutroncsillag elnyúlt pályán mozog, ezért csak néha merül bele a szuperóriás légkörébe (jobbra). Ilyen például a IGR J17544-2619 jelû páros, ahol a kompakt égitest csak alkalmanként produkál intenzív röntgensugárzást.
Kereszturi Ákos
Ezt meg, csak mert jól néz ki:
Gigantikus felhõzet és viharos szelek a Titanon 2007. február 7., szerda
720 kilométer/órás sebességû, a földi futóáramlásokra hasonlító szelet és 2400 kilométer átmérõjû sarki felhõt azonosítottak a Szaturnusz legnagyobb holdján. Utóbbi pozíciója egybeesik az északi sarkvidéken nemrég felfedezett, szénhidrogén-folyadékkal kitöltött tavak helyzetével.
A Titan, alatta a csillag fedéskor észlelt egyik fénygörbe (NASA, JPL)
Nemrég közölték egy korábbi, a Titan légkörével kapcsolatos megfigyeléssorozat eredményét. 2003. november 10-én a Titan a Földrõl nézve elhaladt két távoli és viszonylag fényes csillag elõtt, mindössze fél óra különbséggel. A hold légköre miatt a csillagok fénye a jelenség elején és végén fokozatosan halványodott el, illetve fényesedett fel. Emellett a fedés közepén enyhe visszafényesedés is mutatkozott, amikor a hold légköre egy hatalmas lencse módjára felénk fókuszálta a mögötte lévõ csillag sugárzását.
Ekkor a Földrõl nézve a Titan korongjának peremén lévõ légrétegeken haladt keresztül és tört meg a csillagfény. Ha a korong mentén az atmoszféra mindenütt egyforma lett volna, a felfényesedés pont a jelenség közepén jelentkezik. A Föld három eltérõ helyérõl készült megfigyelés alapján azonban nem így történt. A jelenség térbeli modellezése révén lehetõség nyílt rá, hogy a légkör több jellemzõire is következtethessünk.
Eszerint az északi sarkvidéken vékonyabb volt az atmoszféra, mint a déli féltekén, feltehetõleg azért, mert az északon ekkor tél volt. Emellett 200 km-es magasságban, illetve nem sokkal felette igen gyors, kb. 200 m/s (720 km/h) sebességû szél fújt. A földi futóáramlásokra emlékeztetõ jelenség keretében kevesebb mint egy földi nap alatt körbeszáguldanak itt a felsõlégkör gázai.
A viharos erejû szelek mellett egy kiterjedt felhõkomplexumot is azonosítottak a tavalyi év végén. 2006. december 29-én fotózta le a Cassini-ûrszonda a képzõdményt az északi féltekén. A téli ködtakaró alól napjainkban bukkan ki ez a felhõzet, amely a pólustól az északi szélesség 62. fokáig húzódik, átmérõje tehát kb. 2400 km.
A modellek már korábban is elõrejelezték a fenti felhõalakzatot, de annak nagy mérete meglepte a szakembereket. A két héttel késõbb, 2007. január 13-án készült megfigyelés idején még mindig egyértelmûen látszott, tehát stabil légköri jelenséggel állunk szemben. A radarmérések alapján az északi sarkvidéken nemrég azonosított, szénhidrogén-folyadékkal kitöltött tavak helyzete egybeesik a most talált felhõtakaró pozíciójával. Eszerint a felhõ láthatja el csapadékkal a tavakat - illetve a visszapárolgó és a magasban kicsapódó folyadék is közremûködhet a felhõzet fenntartásában.
A Cassini VIMS detektorának felvétele a Titan északi sarkvidékén mutatkozó kiterjedt felhõképzõdményrõl 2006. december 29-én, 90 ezer km távolságból. A hamisszínes képeken a kék 2, a zöld 2,7, a vörös 5 mikrométeres hullámhosszakon rögzített sugárzást jelöl (NASA, JPL)
A földi megfigyelések alapján a Titan felhõzete évszakos változást mutat. Úgy fest, hogy a felhõkomplexum fokozatosan dél felé tolódik, amint az északi féltekén melegszik az idõ. Eközben átmenetileg meg is szûnhet a felhõzet, de akár folyamatosan is vándorolhat - míg végül a déli féltekén a helyi tél idején megállapodik. A felhõzet mozgása érdekes következménnyel jár: elképzelhetõ, hogy a jelenleg még folyadékkal kitöltött északi tavak lassan kiszáradnak, és a déli medrek fokozatosan megtelnek. Ezzel egybevág azzal a megfigyeléssel, hogy míg az északi és jelenleg téli féltekén több tucat folyadékkal kitöltött tavat találtak, délen csak egyetlen hasonló képzõdmény mutatkozott.
Kereszturi Ákos
Százszoros nagyítástól tudsz fényképezni, minél jobban nagyítasz annál kisebb a kép... Ezek itt kb. 100-200 körül vannak.
Akkor nekem miért csak ilyen 200*150 felbontású feketefehér agyontömörített képeket töltött csak be? :\
Na most sikerült nagyobb felbontásút találnom, bár nem valami jó, mert vagy ez a fekete fehér kép van, vagy az a sárgás infrás, a többi is ezt a kettõt hozza be. Pl a szaturnuszról akartam egy nem olyan közeli képet, az no available, most megkerestem a lentebb lévõ cikkben írt mira a és b-t. fekete fehér kép durván alacsony felbontású volt, infrás meg nemtudom milyen képet töltött be, de a két csillagnak nyoma sincs.
Bolygókeletkezés egy fehér törpe körül 2007. február 04., vasárnap
Egy nemzetközi kutatócsoport az ο Ceti (Mira) fehér törpe kísérõje körül bolygókeletkezésre alkalmas korongot fedezett fel.
Az ο Ceti (Mira) pulzáló vörös óriáscsillag, melynek változásait négy évszázada ismerjük – a fehér törpe kísérõjével együtt kettõscsillagot alkotó rendszer ennek ellenére mind a mai napig tartogat meglepetéseket. Azt már eddig is tudtuk, hogy a vörös óriás folyamatosan anyagot veszít, ám egy nemzetközi kutatócsoport M. Ireland (Caltech) vezetésével most fedezte csak fel, hogy a ledobott anyagfelhõbõl a fehér törpe társ körül protoplanetáris (bolygókeletkezésre alkalmas) korong jött létre. Ez azért érdekes felfedezés, mert eddig a csillagászok úgy gondolták, bolygóformálódás csak fiatal csillagok körül képzelhetõ el.
A 350 fényévnyire található Mira-rendszer a Cetus (Cet) csillagképben található. A 17. sz. eleje óta tudjuk, hogy a kettõs fényesebb tagja, a Mira A változócsillag, ugyanis szabad szemmel is észrevehetõk a változásai. Periodikus kitágulása és összehúzódása 11 hónaponként ismétlõdik, miközben fényessége a leghalványabb állapothoz képest ezerszeresére nõ.
A képen jobbra a Mira A, balra kék színnel a Mira B látható. A vöröses felhõ a protoplanetáris korong Mira A által felhevített része. Balra lent összehasonlításként a szaturnuszpálya mérete (Michael Ireland nyomán)
Az egykor a mai Naphoz hasonló Mira A élete végén jár, s felfúvódott vörös óriásként folyamatosan anyagot veszít. A csillagszéllel távozó anyagmennyiség hét évente mintegy egy földtömegnyi. A Mira B elõbbre jár a fejlõdésben, távoli fehér törpe kísérõként kb. 1000 év alatt kerüli meg társát.
A tudóscsoport a 10 méteres Keck-teleszkóppal, valamint a Chilében található 8 m-es déli Gemini-távcsõvel infravörös hullámhosszakon készített felvételeket a csillagpárról. A képeken a vörös óriás mellett a Mira B körüli protoplanetáris korong azon része is fénylik, melyet a központi csillag sugárzása felmelegít. A felfedezés rámutat, hogy bolygók nem csak az éppen kialakuló fiatal csillagok körül keletkezhetnek, hanem a nagyobb anyagmennyiségeket megmozgató kettõs rendszerekben is.
Hali! Nem tudom pontosan, de nekem valami 10-3. -on ívmásodperc rémlik.
Szevasz Landren Nem tudod, hogy a Hubble teleszkópnak mennyi a fölbontása? Itt valamelyik fórumban olvastam, hogy valaki szerint 0,1 ívmásodperc. Ezt én kevésnek tartom. Valahol pedig olvastam róla, de nem találom sem a neten, sem a könyveimben.
Egy exobolygó különös légköre 2007. február 03., szombat
A Hubble Ûrtávcsõ segítségével egy 150 fényévre levõ idegen bolygó atmoszférájának szerkezetét derítették fel.
A HD 209458b az elsõ olyan exobolygó, amelyet ugyan a radiálissebesség-módszerrel fedeztek fel, de a csillaga elõtt történt elhaladás során fényességcsökkenést is kivált. Emiatt jelenleg is egyike a legintenzívebben kutatott Naprendszeren kívüli bolygóknak. A csillag elõtti átvonulásoknak köszönhetõen tanulmányozható a gázóriás légkörének szerkezete és kémiai összetétele.
A nem hivatalosan Osirisként is emlegetett planéta nem hasonlít Naprendszerünk egyik bolygójára sem. A Pegazus csillagkép irányában látszó, mintegy 150 fényévnyire levõ gázóriás rendkívül közel kering csillagához: mindössze 7,5 millió kilométeres távolsága alig huszada a Nap-Föld távolságnak. Még Naprendszerünk legbelsõ bolygója, az apró Merkúr is mintegy nyolcszor nagyobb távolságban rója pályáját a Nap körül. A rendkívüli közelség következménye, hogy a planéta igen gyorsan kering, így a bolygón egy év mindössze 3,5 földi napig tart.
Napjának közelsége légkörére is jelentõs hatással van. Gilda Ballester (University of Arizona, Tucson, Egyesült Államok) kutatócsoportjának a Hubble Ûrtávcsõvel végzett megfigyelései alapján elsõ ízben sikerült egy exobolygó légkörének szerkezetét megvizsgálni, és kémiai összetételét meghatározni. A megfigyelések szerint oxigén, szén, és nátrium mutatható ki a légkörben, amelyet egy jelentõs kiterjedésû, fõképpen forró hidrogénbõl álló elnyúlt csóva övez.
A közeli csillag intenzív ultraibolya sugárzása felforrósítja a légkör gázanyagát, amely így a hõlégballon tartalmához hasonlóan kitágul. A megvizsgált átmeneti zónában a hõmérséklet rendkívül gyorsan emelkedik, kb. 700-ról 15 ezer fokra, ami még a Nap felszínének átlagos hõmérsékletét is jelentõsen meghaladja. Az így felhevített gáz molekulái a magas hõmérséklet miatt igen gyorsan mozognak, és így legyõzhetik a bolygó gravitációs vonzását. A kiáramló igen forró gázanyagot a csillag sugárzása üstököscsóvára emlékeztetõ képzõdménnyé formálja. A bolygó ennek következtében másodpercenként 10 ezer tonna anyagot veszít – ami mintegy háromszorosa a Niagara-vízesésen lezúduló anyagtömegnek. Ennek ellenére a kutatók számítása szerint a teljes légkör csak igen lassan, mintegy 5 milliárd év alatt fogy el.
A HD 209458b exobolygó légköre (Forrás: NASA, ESA, A. Feild [STScI])
A fentiek ismeretében érthetõ, hogy a bolygó az úgynevezett „forró Jupiterek” családjába tartozik. Minden bizonnyal saját Naprendszerünk Jupiter bolygója is hasonló képet festene, ha ilyen közelségben keringene Napunk körül. A jelenleg ismert több mint 200 exobolygónak mintegy 10-15 százaléka tartozik ebbe családba, ugyanakkor a Hubble legutóbbi kutatásai során 16 új, valószínûleg szintén a forró Jupiterek családjába sorolható exobolygót sikerült találni a Tejútrendszer központi vidékén. Mindezek arra utalhatnak, hogy ehhez hasonló égitestek milliárdjai létezhetnek Galaxisunkban. A HD 209458b légkörének vizsgálata pedig segíthet megismerni a többi hasonló bolygót és légkörük szerkezetét.
Forrás: HubbleSite News Release, 2007. január 31.
Ugyan nem vagyok tudós, de veled értek egyet... Mert a MARS átlagos sûrûsége a Földénél mintegy 30%-kal alacsonyabb (inkább a Hold átlagos sûrûségéhez közelít), tehát a bolygónak nem lehet nagy méretû fémes magja. A Mars mágneses tere rendkívül gyönge (pedig tengelyforgási periódusa alig több mint fél órával hosszabb a Földénél). És a Mars gravitációja 2,63 szor kissebb a Földinél. Ezek a tények, hogy aztán ebbõl adódik vegy sem, azt én nem tudom, de lehetséges...
"szén-dioxid készletének jelentõs részét elveszítette, fõképpen az intenzív napszél által a légkör tetejérõl leszakított és továbbsodort molekulák formájában." hát a napszél ott se intenzívebb, mint itt nekünk a földön...egész egyszerûen a mars csak azért veszítette el, mert mérete 1/8ada a földnek? vagy van valami más tényezõ is?
Az eddigi legtávolabbi gömbhalmazok 2007. február 1., csütörtök,
Minden korábbinál messzebb, közel egymilliárd fényéves távolságban található gömbhalmazokra akadtak egy elliptikus galaxis körül.
Az NGC 6396 gömbhalmaz részlete (NASA, ESA, H. Richer (UBC), J. Kalirai (UCSC))
Jason Kalirai (University of California, Santa Cruz) és kollégái Tejútrendszerünk NGC 6396 jelû, +8,5 magnitúdós gömbhalmazát vizsgálták. Ez a hozzánk egyik legközelebbi ilyen halmaz, távolsága 8500 fényév. Az Ara (Oltár) csillagképben mutatkozik, és közel 400 ezer csillagot tartalmaz.
A megfigyelések eredeti célja az volt, hogy az égitestek összetételét és korát megállapítsák, és ezzel a gömbhalmaz jellemzõire következtessenek. A felmérés során azonban több, az NGC 6396-hoz hasonló, de sokkal további gömbhalmazt találtak a kérdéses irányban, messze túl a Tejútrendszer határain. A távoli és halvány objektumokat elõször a Hubble-ûrteleszkóppal örökítettek meg, késõbb a Déli Gemini-teleszkóppal vették fel spektrumukat, és így sikerült távolságukat megállapítani.
A színképi vizsgálatok alapján a hozzánk közeli NGC 6396 "mögött" rejtõzõ távoli, elliptikus galaxis valamivel több, mint egymilliárd fényévre van tõlünk. Peremterületein sok gömbhalmazt azonosítottak, amelyekrõl bebizonyosodott, hogy az eddig megfigyelt legtávolabbi ilyen objektumok.
A távoli halmazok megörökítése nem volt könnyû, mivel egy-egy ilyen messzi gömbhalmaz - bár közel annyi sugárzást bocsát ki, mint a teljes NGC 6396 - a nagy távolság miatt kb. 10 milliószor halványabb, mint egyetlen csillag az NGC 6396-ban. A kérdéses távoli óriás elliptikus galaxisban több 100 ilyen gömbhalmaz mutatkozott. További vizsgálatuk fontos ismereteket adhat a gömbhalmazoknak az egyes galaxisok fejlõdésében betöltött szerepérõl.
A megfigyelés során tanulmányozott közeli, tehát a Tejútrendszerhez tartozó NGC 6396 egyéb fontos információkkal is szolgált a közelmúltban. A halmaz korát a 9-es tömegszámú berillium izotóp segítségével becsülték meg. Ez az anyag az elsõ csillagok kialakulása után kezdett létrejönni a csillagközi tér gázanyagában, amelybõl késõbb újabb égitestek születtek. Minél késõbb alakult ki ebbõl a gázból egy csillag a Tejútrendszerünk legelsõ csillagai után, annál több berilliumot tartalmazhat.
Az NGC 6396 részlete, a kis terület kinagyítva mutatja a távoli galaxist, amely körül az egyes gömbhalmazokat karikák jelzik (NASA, ESA, H. Richer (UBC), J. Kalirai (UCSC))
Nehézséget okoz azonban, hogy a berillium néhány millió fokon lebomlik, ezért olyan kistömegû csillagokban érdemes vizsgálni, amelyek még nem érték el életük végén jellemzõ felfúvódott fázist, amikor külsõ és hûvös légkörük a melegebb belsõvel keveredik. Az ESO 8,2 méteres Kuyen teleszkópjával végzett mérések alapján az NGC 6396 mindössze 200-300 millió évvel keletkezett Tejútrendszerünk legelsõ csillagainak kialakulása után. Mindezt a halmaz korával összevetve kiderül, hogy galaxisunk 13,6±0,8 milliárd éve született. Utóbbi érték jól illeszkedik a Világegyetem koráról tett legújabb, 13,7 milliárd év körüli becslésekhez.
Kereszturi Ákos
A Jupiterhez közelít a Plútó-szonda 2007. január 31., szerda,
A Plútó felé tartó New Horizons-ûrszonda hamarosan elhalad a Jupiter mellett. Az óriásbolygó kozmikus parittyaként óránként 84 000 kilométeres sebességre gyorsítja, így már "csak" nyolc év van hátra a célpontig.
Fantáziarajz a szondáról, amint a Jupiter mellett elhalad (NASA, JHUAPL)
ATöbbszöri halasztás után a New Horizons nevû Plútó-szonda egy éve, 2006. január 19-én indult a távoli égitest tanulmányozására. A hosszú halogatást az ûreszköz nagyobb sebességével igyekeznek kompenzálni: a New Horizons már indulásakor a történelem eddigi leggyorsabb ûreszköze volt, amely elhagyta bolygónk környezetét. A Jupiter felé közeledõ szonda az óriásbolygónál hamarosan hintamanõvert hajt végre, amelynek segítségével még tovább gyorsul.
A repülés eddig eltelt elsõ éve sem volt eseményektõl mentes. A technikai ellenõrzések mellett három kisebb pályamódosításra is sor került, emellett több mûszer mûködését tesztelték sikeresen a 2,5 km-es 2002 JF56 jelû kisbolygón.
A szonda február 28-án 2,3 millió kilométerre fog elhaladni a Jupiter mellett, amelynek gravitációs tere parittyaként "kilõve" közel 14 500 km/h-val (4 km/s-mal) gyorsítja fel az ûreszközt. A New Horizons sebessége így eléri az 84 000 km/h-t (23 km/s-ot).
A szonda a Jupiter szolgáltatta lendület révén 2015-ben fog elszáguldani a Plútó és holdjai mellett. Ez lesz az elsõ alkalom, hogy emberkéz készítette ûreszköz megközelít egy Kuiper-objektumot. A Jupiternél végrehajtandó hintamanõver egyben a szonda rendszereinek és tudományos mûszereinek a fõpróbája is.
A 2007. január 6-án kezdõdött észlelõprogram a Jupiter és gyûrûi mellett a négy nagy Galilei-féle holdat, az Iót, Europát, Ganymedest és Callistót célozza meg, és egészen idén júniusig tart. A Jupitertõl távolodva a New Horizons sokmillió kilométert fog az óriásbolygó mögött uszályszerûen húzódó, kiterjedt magnetoszférában utazni, részletesen megfigyelve azt. Ennek során olyan tartományokat is átszel majd, ahol az elõrejelzések szerint az Io vulkánjai által kibocsátott részecskék is elõfordulnak.
A Jupiter és az Io hold 2007. január 8-án a LORRI detektor felvételén (NASA, JHUAPL)
Bár még négy hét van a találkozóig, az eddigi vizsgálatok is érdekes eredményeket adtak. Úgy fest, hogy a Jupiter jelenlegi légköri állapota jobban emlékeztet a Voyager-1 ûrszonda 1979-es megfigyelésekor tapasztaltakhoz, mint késõbb a Cassini vagy a Galileo által rögzített állapotokhoz. Alacsony szélességeken kevesebb magasszintû ammóniafelhõ mutatkozik, azaz tisztább a felsõ légkör. Ez esélyt ad arra, hogy a New Horizons egyik mûszerével elõször figyelhessük meg közvetlenül a mélyebben fekvõ, feltételezett vízfelhõket.
A New Horizons eredményeit földi távcsövek és a Hubble-ûrteleszkóp megfigyeléseivel egészítik ki. A szonda által rögzített adatmennyiséget nem sugározzák le azonnal a Földre, jelentõs részét a fedélzeti számítógép tárolja, és a közelítés után továbbítja majd. Ezt követõen nyolc évig pihen az ûreszköz, majd a Plútó-rendszer látogatása elõtt három hónappal kezdi meg annak részletes megfigyelését. Az utolsó napjai zsúfoltak lesznek, a legszorosabb közelítés idején minden másodpercet értékes megfigyelésekre használnak majd.
Fent a távoli cél, a Plútó látható 2006. szeptember 24-én, mely ekkor még csak egy apró fénypontnak mutatkozott a szonda felvételén (fotó: NASA, JHUAPL).
Az ûrszondát felügyelõ csapat nemrég felhívást tett közzé a programot népszerûsítõ céllal: olyan amerikai gyerekeket keresnek, akik a szonda indításakor születtek. A játékosan csak Plútó-gyerekeknek keresztelt fiatalok 14 évesek lesznek, mire az ûreszköz a céljához ér - a fiatalok tehát a repülés idõtartama alatt érik el középiskolás éveiket.
Kereszturi Ákos
Sikeres hintamanõver a Holdnál 2007. január 30., kedd,
A STEREO-B ûrszonda elhaladt a Hold mellett, és megkezdte végsõ pozíciójának megközelítését. Társával együtt a napszél térbeli jellemzõit fogják vizsgálni, és a korábbinál pontosabban jelzik elõre az ûr-idõjárást.
A STEREO páros egyik tagja a földi szerelõcsarnokban (NASA, JHU/APL)
Az ûr-idõjárásnak, azaz a naptevékenység földi hatásainak elõrejelzése kulcsfontosságú lett az elmúlt években. Csillagunk energikus sugárzásai, és a róla kiáramló részecskék kölcsönhatásba lépnek bolygónk magnetoszférájával, majd légkörével. Mindezek összetett hatással vannak az ûrbeli tevékenységre, befolyásolják a légköri repülés biztonságát, a felszíni energiaszolgáltató hálózatok mûködését és a távközlést is.
A fenti tevékenységek biztosabb tervezésében segít a 2006. október 25-én, Delta-II hordozórakétán startolt STEREO ûrszondapáros. (A STEREO a Solar TErrestrial RElations Observatory kifejezés rövidítése.) A rendszer két, egymással azonos ûrszondából áll. Feladatuk a Nap aktivitásának és a napszél jellemzõinek térbeli vizsgálata, elsõsorban a koronakitörések tanulmányozása céljából.
Az ûreszközök végsõ pályájuk eléréséhez a Hold mellett haladtak el, hintamanõvert végrehajtva. Ez az elsõ alkalom, hogy ugyanazon hordozórakétával két együtt indított ûreszköz egyszerre hajtott végre ilyen mûveletet a Hold segítségével, amelynek során egymástól eltérõ pályára álltak.
A STEREO-A jelû szonda 2006. december 15-én 3740 km-re haladt el kísérõnk mellett. Az így nyert lendület segítségével bolygónkhoz hasonló napkörüli pályára állt, miközben a Földet a pályáján kissé "lehagyta". A STEREO-B jelû szonda ugyanekkor távolabb, 11786 km-re haladt el kísérõnk mellett, majd egy második közelítést is végzett: 2007. január 21-én már kisebb távolságban, 8818 km-re repült el a Hold felszíne felett. A második hintamanõver eredményeként az A jelû társához viszonyítva ellentétes irányba távolodott el tõlünk, és ezért "lemaradt" a Föld mögött a napkörüli pályán.
A STEREO-A és -B eltérõ helyzetük révén együttesen képesek lesznek a Napról kirepülõ részecskefelhõk térbeli helyzetét megállapítani. Végsõ üzemelési pozícióját elsõként a STEREO-A foglalta el. 2006. december 4-én mûszereinek tesztelése keretében SECCHI ultraibolya detektorával megörökítette az AR903 jelû aktív régiót a Napon, amely több napkitörést is produkált, majd nem sokkal késõbb egy koronakitörés keretében kirepült részecskefelhõ mozgását is megfigyelte.
Fantáziarajz a két szonda mûködésérõl, amint egy koronakitörés térbeli helyzetét figyelik meg (NASA, JHU/APL)
A tervek szerint a STEREO-rendszer 2007 áprilisában kezdi meg éles mûködését. Mindkét szondán több mint egy tucat detektor kapott helyet. A projektben a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete is részt vesz hazánkból, elsõsorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésével, valamint az IMPACT detektor adatainak feldolgozásával.
Kereszturi Ákos
Ugyanez a téma, csak más forrás!!!
A Mars õsi légköre és vize a felszín alatt rejtõzhet 2007. február 2., péntek,
Új mérések alapján elképzelhetõ, hogy a Mars õsi légkörének és vizének sokkal kisebb hányadát veszítette el, mint eddig feltételeztük. A hiányzó rész ma is ott rejtõzhet a felszín alatt.
Hosszú éveken keresztül elfogadott nézet volt, hogy a Mars az õsi légkörét alkotó szén-dioxid nagyobb részét, akárcsak a vízmolekulák többségét a világûr felé elvesztette. Ez a két üvegházgáz (a H2O vízgõz formájában számít ide) fontos szerepet játszik: a napfénytõl felmelegedõ felszín hõsugarait ugyanis visszaverik, azaz melegíthetik a klímát.
A molekulák elvesztésének okát a bolygó viszonylag csekély tömegében és gyengébb gravitációs terében keresték, valamint abban, hogy a korán leállt dinamóhatás után eltûnt a globális mágneses tér. Utóbbi a napszéltõl védte volna meg az atmoszférát, amely ennek hiányában folyamatosan erodálódott a világûr felé.
A bolygó felszínén elõforduló nyomok arra utalnak, hogy õsi éghajlata melegebb lehetett a mainál, ami a folyékony víz felszíni megjelenése mellett lényegesen vastagabb szén-dioxid légkört is jelentett - noha az õsi meleg állapotok modellezésében ma is komoly problémák vannak.
1989-ben a Phobos-2-szonda mérései arra utaltak, hogy a légkör anyaga jelentõs mértékben szökik el az ûrbe. Sok modellt igazítottak ehhez a méréshez, amelyek alapján nagy mennyiségû gáz távozhatott a bolygóról az idõk során. Az európai Mars Express-szonda ASPERA-3 detektorának az elmúlt két évben végzett mérései azonban mást mutatnak.
Stas Barabash (Swedish Institute of Space Physics, Kiruna) és kollégái szerint az új mérések alapján a vörös bolygó jelenleg átlagosan mindössze 20 g gázanyagot veszít másodpercenként, amely körülbelül 1%-a a Phobos-2 mérései alapján becsült értéknek. A H2O-val kapcsolatos becsléseknél annak mennyiségét globális egyenértékkel szokták jellemezni: milyen vastag lenne az adott vízborítás, ha a Marssal megegyezõ méretû gömbön egyenletesen eloszlana.
Amennyiben a légkör vesztésének most megállapított mértékét a Mars teljes fejlõdésére érvényesnek tekintjük, akkor globális egyenértékként mindössze néhány centiméternyi vízborítást veszíthetett - lényegesen kevesebbet a nagyságrendileg 100 méter vastag eredeti vízmennyiségnél. A megszökött szén-dioxid mennyisége pedig 0,2 és 4 millibar közötti nyomást adó gázéval egyenértékû - eszerint az eredeti légkörnek ugyancsak töredékét, nagyságrendileg ezredét veszíthette el.
Ha mindez valóban így van, akkor hatalmas fagyott, illetve az ásványokban kémiailag kötött felszín alatti H2O és CO2 készletek lehetnek. Ilyenek létezését már eddig is feltételezték, de sokkal kisebb mennyiségben. A mellékelt fantáziarajz az õsi Marsot mutatja, amint felszínének északi részét a feltételezett óceán borítja. Az új modell alapján a víz jelentõs része ma is a bolygón van, de kötött illetve fagyott formában a felszín alatt, az ún. krioszférában tárolódhat.
Ugyanakkor azt sem szabad elfelednünk, nem biztos, hogy a Mars Express jelenlegi mérése a bolygó teljes múltjára nézve is reprezentatív. A klasszikus légkörvesztésen kívül egyéb folyamatok is csökkenthetik az atmoszféra mennyiségét, pl. kisbolygók és üstökösök becsapódásai. David Brain (University of California, Berkeley) feltételezése alapján pedig elképzelhetõ, hogy Napunk kialakulása után egy ideig még sokkal nyugtalanabb volt, mint jelenleg. Alkalmanként hatalmas részecsketömegeket lövellt ki magából, amelyek a Mars õsi légkörével, esetleg gyengülõ mágneses terével találkozva mágneses viharokat okoztak, és jelentõs gázmennyiséget szakítottak ki az atmoszférából.
Jelentõs vízkészletek a Marson? 2007. január 31., szerda
A valaha több száz méter mély marsi világóceánból visszamaradt vízkészletek a mélyben elrejtve ma is a Vörös Bolygón lehetnek.
A Mars felszínén megfigyelhetõ kiszáradt folyómedrek, illetve számos más bizonyíték arra mutat, hogy a bolygón hatalmas mennyiségû víz létezett folyékony formában. Valaha egy vastag, fõképpen szén-dioxidból álló légkör tartotta a Vörös Bolygót elég melegen ahhoz, hogy felszínén folyékony víz létezhessen, amely hatalmas, 600 méternél is mélyebb óceánként hullámzott a Marson.
Fantáziarajz a vízben bõvelkedõ õsi Marsról (Forrás: NASA/Greg Shirah)
Napjainkban a bolygó azonban rendkívül száraz, légköre pedig igen vékony és ritka. A kutatók ezért úgy vélték, hogy a Mars víz- és szén-dioxid készletének jelentõs részét elveszítette, fõképpen az intenzív napszél által a légkör tetejérõl leszakított és továbbsodort molekulák formájában. Az 1989-es szovjet Fobosz-2 szonda mérései is arra mutattak, hogy az ilyen anyagvesztés valóban gyors ütemben zajlik.
Stas Barabash (Svéd Ûrfizikai Intézet, Kiruna) és csoportja azonban nemrégiben az Európai Ûrügynökség (ESA) Mars Express nevû szondáján levõ ASPERA-3 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, kb. Ûrplazma- és Nagyenergiájú Atom Analizátor) mûszere segítségével újabb méréseket végzett, amelyek eredménye szerint az anyagvesztés jóval kisebb ütemben zaljik, mint azt elõzõleg gondolták. Az új eredmények szerint az egész bolygó mindössze 20 grammnyi oxigént és szén-dioxidot veszít ily módon másodpercenként, ami alig 1%-a a Fobosz-2 által mért értéknek. Ez azt jelenti, hogy amennyiben a Mars története során is hasonlóan alacsony volt az anyagvesztés üteme, akkor a valaha létezett óceánból mindössze néhány centiméternyi, a szén-dioxid készletbõl pedig körülbelül egy ezrelék veszett oda, vagyis egykori vízkészlete ma is létezhet, rejtett formában, valószínûleg a felszín alatt. A ma is létezõ, folyékony víz jelenlétére utalhat többek között a NASA immár elveszett, Mars Global Surveyor (MGS) nevû szondájának felvételei frissnek látszó, lejtõk oldalán megjelent vízfolyásokról, amelyek valószínûleg felszín alatti forrásokból táplálkoznak.
A kutatók rámutatnak arra is, hogy létezhettek más hatások is, amelyek viszonylag gyorsan eltüntethették a bolygóról a vizet és a szén-dioxidot. Ilyen esemény lehet egy kisbolygó- vagy üstökösbecsapódás. Lehetséges, hogy mágneses viharok járultak hozzá a gyorsabb anyagvesztéshez, avagy a rendkívül erõteljes napszél hatása, amely atomok, atomcsoportok helyett az atmoszféra nagy csomóit szakíthatta le a bolygóról - ilyen napviharok tudásunk szerint gyakoribbak és erõteljesebbek voltak a korai Naprendszer idejében.
Mindazonáltal a kutatók nagy része egyetért abban, az eredeti víz- és szén-dioxid készlet jelentõs része rejtett formában ma is megtalálható a Vörös Bolygón. Amennyiben ez így van, ez a tervezett Mars-expedíciókra is jelentõs hatással van. A készletek nemcsak az ûrhajósok vízellátásában használhatók fel, hanem a vízbõl nyerhetõ hidrogén és oxigén révén rakéták hajtóanyagának elõállítására is alkalmazható.
Egyre nagyobbnak találjuk az Andromeda-ködöt: a legújabb mérések már ötször akkora kiterjedésre utalnak, mint eddig gondoltuk.
Az M31 jelû óriási csillagváros saját galaxisunk "testvérének" is tekinthetõ fizikai hasonlóságok alapján, azonban tõlünk való távolsága kb. 2,5 millió fényév. Méreténél fogva a legnagyobb galaxis a Lokális Csoportban, amely a Tejútrendszer mellett még hozzávetõleg 30 törpegalaxisnak is otthont ad.
Az Amerikai Csillagászati Társaság szokásos év elejei találkozóján bejelentett eredmény földi nagytávcsövek mérésein alapul: a Kitt Peak-i 4 méteres Mayall-távcsõ szolgáltatta a fotometriai adatokat, míg a spektroszkópiai vizsgálatokat a 10 méteres Keck-távcsövekkel végezték. A mérések célja az volt, hogy az Andromeda-köd külsõ tartományaiban lévõ vörös óriáscsillagokat azonosítsák. A Puragra Guhathakurta (Kaliforniai Egyetem) vezette csoport módszere szerint ötszörös szûrõn kellett egy csillagnak "átverekednie" magát, hogy galaxisszomszédunkhoz tartozónak sorolják. Az azonosítás nehézségét az jelenti, hogy a távoli fényes óriások látszólag hasonló fényességûek, mint a relatíve közeli, Tejútrendszerünkhöz tartozó szintén vörös színû törpecsillagok. A színképekbõl kinyerhetõ információk (radiális sebesség, felszíni gravitációs gyorsulás) jelentették a legfõbb támpontokat az azonosításhoz.
Az Andromeda-köd és két kísérõ galaxisa, az M32 és az M110 Robert Gendler felvételén.
A kutatók legnagyobb meglepetésére a galaxis centrumától még félmillió fényévre is találtak az Andromeda-ködhöz gravitációsan kötött vörös óriáscsillagokat. A galaxist övezõ halóhoz tartozó csillagok a galaxis-keletkezési elméletekkel összhangban kicsit fémszegényebbnek bizonyultak – azaz fémtartalmuk alacsonyabb a centrumhoz közelebbi csillagokétól, ami õsibb eredetre utal.
Az új felfedezés fényében úgy tûnik, hogy a hatalmas Andromeda-galaxis és a nála kisebb Tejútrendszer legkülsõ régiói szinte egymást érintik. Ha az M31 leghalványabb részei is szabad szemmel láthatóak lennének, akkor a galaxis nagyobb helyet foglalna el az égbolton, mint a Göncölszekér. Erre azonban még várnunk kell, a két galaxis ütközése és egybeolvadása csak évmilliárdok múlva esedékes...
Átmeneti nyugalom a Tejútrendszer magjában 2007. január 26., péntek
Az Európai Ûrügynökség gammasugárzást mérõ ûrtávcsöve az alacsony aktivitást kihasználva mélyebben pillanthat Galaxisunk szívébe.
Galaxisunk középpontja a Tejútrendszer egyik legmozgalmasabb helyszíne. Az itt található, Sagittarius A* néven ismert rádióforrás nem más, mint a Galaxis hatalmas, kb. négymillió naptömeget magába foglaló központi fekete lyuka. Az Európai Ûrügynökség Integral ûrteleszkópja 2005 februárja óta rendszeresen vizsgálja ezt a területet a gammasugarak tartományában.
A Galaxis központi vidékének átlagos aktivitása. A sárga és fehér területek a legnagyobb intenzitású források (Forrás: ESA/ISDC)
Erik Kuulkers (ESA Integral Science Operations Centre, Spanyolország) és csoportja a program keretében kb. 80 nagyenergiájú forrás sugárzását követi folyamatosan, amelyek nagy része röntgenkettõs. Ezek olyan kettõscsillagok, amelyek egyik tagja szokványos csillag, a másik azonban összeomlott objektum: fehér törpe, neutroncsillag, de akár fekete lyuk is lehet. Amennyiben a két égitest elég szorosan kering a közös tömegközéppont körül, az összeomlott csillag anyagot szívhat át társáról, amely a bezuhanás közben több millió fokos hõmérsékletre hevül fel. A szélsõséges hõmérsékletek miatt a kibocsátott sugárzás a röntgen- és gammatartományban a legerõsebb.
Az Integral 2006. áprilisi megfigyelései szerint a galaktikus centrumhoz legközelebb esõ tíz gammaforrás átmenetileg elhalványodott. A kutatók szerint ez nem magyarázható valamilyen külsõ, közös hatással. Mivel a források mindegyike maga is változó, így éppen csak a vakszerencsének köszönhetõ, hogy valamennyi energiakibocsátása egyszerre csökkent le. Ez viszont kitûnõ lehetõséget ad a még halványabb objektumok után kutatásra, amelyek jeleit eddig elnyomták a nagy intenzitású gammaforrások.
A nyugodt központi tartomány. Az elõzõ képen erõteljesen sugárzó objektumok jól láthatóan elhalványodtak (Forrás: ESA/ISDC)
A Galaxis központi vidékének vizsgálata idén tovább folytatódik. A program érdekessége, hogy a kapott adatokat az Interneten egy e célra létrehozott honlapon (Integral Science Data Centre, IDSC) egy-két napon belül közzéteszik a tudományos közösség számára. Ennek köszönhetõen bárki figyelemmel követheti a források változását, szokatlan esemény esetén pedig más távcsövek "bevetése" is idõben lehetõvé válik.
Forrás: ESA News, 2007. január 18.
Megnéztem. Az ég kinézete elég gyér, nehézkesebb a kezelése, jó vindózós programhoz illõen le is tud fagyni, azok a fényképek meg amiket lekér azok olyan gyenge minõségûek, hogy nemnagyon van értelmük.
Hát azt beleszámítva hogy fizetõs, nem multiplatform, úgy már nem annyira.
Egy jókis planetárumos program beállítod hol vagy éppen, és mivel beállítja magát a rendszeridõre úgy látod a csillagos eget ahogy a valóságban is látszódna, ha nem lennének külömbözõ zavaró tényezõk :) egyébként úgy rá lehet közelíteni a dolgokra, hogy akár az Io is fél képernyõt elfoglal a innen nézve. Elvileg tud elektronikás teleszkópoknak parancsolni, sajnos én még egy ideig nem próbálom ki ugyanis egy jobb teleszkópnak, sõt még a gyengébbeknek is borzasztó durva áruk van :( bár talán nincs is értelme, hiszen itt budapest szélén is túl sok a fény.
Nekem ez a vonat nagyon rég elment, viszont amilyen képeket csinálnak a komoly teleszkopokkal attol az állam esik le de könyékig!
Káprázatos üstökös a déli égen 2007. január 26., péntek, 8:26
A C/2006 P1 McNaugh-üstökös néhány hete Magyarországról is szép látványt nyújtott, de az igazi égi színjáték a déli égbolton kezdõdött néhány napja - amit mi már legtöbben sajnos csak képeken láthatunk. A McNaugh az 1965-ös Ikeya-Seki-üstökös óta a legfényesebb kométa.
A nem várt "karriert" befutott égitestet 2006. augusztus 7-én Robert McNaught ausztrál csillagász fedezte fel a Siding Spring-i obszervatóriumban. Az objektum akkor még csak +17 magnitúdó körüli fényességû, azaz rendkívül halvány volt - azonban a Nap felé közeledve erõsen kifényesedett.
Itthonról néhány hete az esti szürkületben, a horizonthoz közel lehetett csak megfigyelni. Mivel láthatóságának vége felé a -1 magnitúdós fényességet is elérte, kedvezõtlen égi helyzete ellenére is látványos jelenség volt. Ahol nyugat felé nem zavarták felhõk a kilátást, szabad szemmel is meg lehetett pillantani, csóváját pedig 1-2 fokig (azaz a telehold átmérõjének 2-4-szereséig) sikerült követni.
A McNaugh-üstökös január 12-én járt legközelebb a Naphoz, és ebben az idõszakban összfényessége a -4 magnitúdót, azaz Vénuszét is elérte, talán kevéssel meg is haladta. Ez bizonyult tehát az 1965-ös Ikeya-Seki-üstökös óta a legfényesebb kométának.
Pazar porcsóva
Közel egy hete a SOHO napkutató ûrszonda felvételein megfigyelhettük, amint az égitest látványosan haladt el a Nap közelében. De az igazi mûsor csak ezután kezdõdött - sajnos csak a déli féltekén lakóknak. Az üstökös, a Föld és a Nap egymáshoz viszonyított térbeli helyzetének változása nyomán speciális rálátás nyílt a porcsóvára.
A Nap sugárnyomásától kialakuló csóva az 50 fokos hosszt, tehát a telehold átmérõjének 100-szorosát is elérte. Mint az a mellékelt felvételeken is látható, az 50 fok hosszú és kb. 20 fok magas csóva szerkezete nem homogén, hanem több mint egy tucat közel függõleges szál mutatkozik benne.
Ezek feltehetõleg a mag anyagkibocsátásának egy-egy intenzívebb periódusát jelzik, amikor több por repült ki róla. A poranyag a késõbbiekben a Nap sugárnyomásának hatására rendezõdött elnyúlt oszlopokba.
Lassan elhalványul
Egy üstökös csóvájának szerkezetét több folyamat együttesen alakítja ki. Az apró szemcsékbõl álló porcsóvát és az ionizált, illetve gáz állapotú részecskéket tartalmazó ioncsóvát szokták elkülöníteni. Az ioncsóva anyagát a töltött részecskékbõl álló napszél viszi magával a bolygóközi térben. Amikor az üstökös a napszélben lévõ, egymással ellentétes polaritású mágneses szektorok határán halad át, az ioncsóva látványosan leszakad, és az üstökös új csóvája az új szektor mágneses jellemzõinek megfelelõen alakul ki. A porcsóva anyagának mozgását a Nap sugárnyomása határozza meg, emellett az üstökös és a belõle kirepült por eredeti pályamozgása is befolyásolja azt.
A felfedezõ fotója 2007. január 19-én naplemente után a McNaught-üstökösrõl.
Bár a McNaught-üstökös hazánkból nézve a fenti, látványos periódusban nem emelkedett a látóhatár fölé, a csóva hosszú oszlopaiból többet mégis megpillantottak az MCSE Üstökös Szakcsoportjának észlelõi - amelyek sajnos csak jelezték, merre van az égitest a horizont alatt. Az objektum láthatósága a következõ napok során tovább romlik, és az égi parádé a déli félteke nézõinek is mérséklõdik.
A McNaught-üstökös Santiago de Chile felett 2007. január 23-án (MTI/AP/Roberto Candia)
Azért a felfedezésekhez már kicsit komolyabb coccra, meg nem kis fanatizmusra van szükség. Én is vettem annó egy 206/1200-as dobson teleszkópot, ami már hobby szinten elég nagynak számít. Nagy volt a lelkesedésem, vártam a szebbnél szebb látnivalókat, és hát csalódás volt amit aztán nyújtott a látvány. Persze azóta már megtanultam értékelni azt amit látok, és ha minden összeáll, akkor így is lehet látni szép dolgokat. Szóval mielõtt vásárólnál, elõtte ha teheted kérj kölcsön valakitõl egyet, és akkor látni fogod mit is várhatsz. Én meg addig is másolgatok ide dolgokat. :)
Elképesztöen szép dolgok ezek, gyerekkoromban is mindig a csillagos eget bámultam, idövel ha ugy adodik veszek majd egy sima távcsövet hátha én is felfedezek valamit, bár én már elég sokmindent láttam-felfedeztem a világbol fiatal korom ellenére, szoval ezt inkább meghagyjuk azoknak akik erre születtek, addig meg olvassuk amit beraksz ide! ;)