A bolygókeletkezés új fázisát azonosították 2007. január 25., csütörtök, 8:41
A csillagközi porból bolygókká épülõ szemcsék fejlõdésének fontos fázisát figyelték meg a Hubble-ûrtávcsõ segítségével. Kiderült, hogy a poranyag több mint 90%-át üregek teszik ki. Ennyire nagy porozitással a Földön csak a frissen hullott hónál találkozunk.
A bolygókeletkezéssel kapcsolatos egyik tisztázandó kérdés, hogy a csillagközi anyagban lévõ apró, kb. 100 nanométeres porszemcsék miként állnak össze kilométeres vagy még nagyobb égitestekké, bolygócsírákká. Valamilyen módon össze kell tapadniuk, de a köztes lépéseket, illetve az anyag ekkor jellemzõ formáit eddig nem ismerték.
A kérdés tisztázásához az AU Microscopii nevû, körülbelül fél naptömegû vörös törpecsillagot és környezetét vizsgálták a Hubble-ûrteleszkóppal (HST). Ez a hozzánk legközelebbi csillag, amelyet a bolygók kialakulásához szükséges ún. protoplanetáris korong övez. Ezt az anyagkorongot - mindössze 32 fényéves távolsága révén - részletesen is meg tudta örökíteni a HST. A 12 millió éves korong belsõ pereme a csillagtól 40 Csillagászati Egység (átlagos Föld-Nap távolság - Cs.E.) távolságban van. A korongon belüli, a csillaghoz 40 Cs.E.-nél beljebb található üres zónát feltehetõleg már tisztára söpörték az ott kialakult bolygók.
A 2004. augusztus 1-jén végzett megfigyelés keretében egy ún. koronagráffal takarták ki az AU Mic fényét, a HST ACS kamerájával pedig a csillag körüli gyûrûben lévõ anyag sugárzásának polarizáltságát vizsgálták. A különbözõ irányba polarizált fény intenzitásának összehasonlítása révén sikerült a poranyag szerkezetét megbecsülni. Kiderült, hogy annak több mint 90%-át, akár közel 97%-át is üregek teszik ki. Ennyire nagy porozitással a Földön csak a frissen hullott hónál találkozunk.
A porózus anyag mikrométeres nagyságú szemcséket alkot, amelyeket a csillag sugárzása folyamatosan kisöpör a rendszerbõl. A szemcsék tartós jelenléte állandó utánpótlásra utal, amit feltehetõleg ugyanilyen anyagból álló, de nagyobb, centiméteres és méteres testek ütközései biztosítanak.
Ez az elsõ megbízható mérés egy születõ bolygórendszerben lévõ törmelékanyag porozitásáról. A porozitás elsõdleges eredetû lehet, azaz a csillagközi anyag összeállása során az elsõ lépésben keletkezett. A csillag kora alapján a protoplanetáris korong kiindulási por- és gázanyagából közel 10 millió év alatt vagy még gyorsabban jöhettek létre a laza szerkezetû bolygócsírák.
Mint arra korábbi kísérletek is utaltak, a porózus szerkezet kulcsszerepet játszhat a bolygófejlõdés kezdetén a testek összetapadásában: az ütközések során ekkor gyakran nem törnek szét összetalálkozó objektumok. Belsejük tömörödésével csökken az ütközés hevessége, és anyaguk ezután együtt is maradhat.
Késõbb ezek a fokozatosan tömörödõ szemcsék egyre nagyobb testekké álltak össze, amelyek nagyobb tömegük miatt az ütközések során még jobban összenyomódnak, tovább csökkentve a pórustérfogatot. A legnagyobb objektumoknak, a bolygóknak végül teljesen tömör anyaguk lesz. A fent említett, elsõdlegesen kialakult porozitást korlátozott mértékben az üstökösmagok és a kevéssé átalakult kisbolygók ma is õrzik - bár azok anyaga már valamivel tömörebb, mint az elsõként képzõdött szemcséké.
A megfigyelést vezetõ James Graham (University of California, Berkeley) és kollégái az elsõként összeállt, laza szerkezetû szemcséket, illetve a belõlük összetapadt nagyobb objektumokat a hópelyhekhez és a jégesõ jégszemcséihez hasonlították: azonos anyagból épül fel mindkettõ, de az eltérõ keletkezési viszonyok közepette különbözõ szerkezetük lesz.
Az AU Mic körüli rendszer vázlatos szerkezete (NASA, ESA, A. Feild (STScI))
A most megfigyelt fázis a bolygócsírák növekedésének kezdete, és a már megszületett planéták által uralt, tisztára söpört, mondhatni "kész" bolygórendszer közötti állapotot jelképezi: elsõ lépésként tehát nagyon porózus apró szemcsék keletkeztek, majd ezek öszeállásával egyre tömörebb objektumok. Utóbbiak az AU Mic esetében a belsõ zónából már ki is söpörték a maradék törmeléket.
A poros, gyûrû alakú külsõ régióban (amely talán a Naprendszerben a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-öv megfelelõje), feltehetõleg már nem keletkeztek nagybolygók. Nem volt, ami kitisztítsa ezt a térséget - ezért ott még sok centiméteres, méteres test maradt meg. Ezek mozgásuk során egymással ütköznek, és anyaguk porlad. Ezzel kibocsátják magukból az elsõdlegesen képzõdött nagyon porózus szemcséket - utóbbiakat sikerült most megfigyelni. A folyamat nagyságrendileg 100 millió év múlva ér véget. Körülbelül ennyi szükséges ahhoz, hogy ez a külsõ gyûrû is letisztuljon. Ekkorra csak a kb. méteresnél nagyobb testek maradnak csak meg a rendszerben, és a most megfigyelt finom por eltûnik.
ember, nekem ez a kedvenc forumom :DDDDDDDD már párszor oda vissza átnyálaztam, csak hát nincs olyan tudás a fejemben hogy bármi okosat is hozzáfüzzek :DD inkább csak olvasgatok :D
Egyre árnyaltabb képet kapunk arról, hogy mi a szerepe az óriás fekete lyukaknak a galaxisok fejlõdésében. Ezúttal egy apró galaxisban találtak egy hatalmas objektumot.
Az elmúlt években kiderült, hogy a nagyobb galaxisok centrumában ún. szuper-nagytömegû fekete lyukak helyezkednek, többmillió naptömeggel. Az alábbiakban három olyan megfigyelésrõl olvashatunk, amelyek közelebb vihetnek benünket e sajátos objektumok viselkedésének megértéséhez.
Mivel a Világegyetem kezdeti idõszakában gyakoriak voltak a galaxisok közötti ütközések, ezek során sok központi fekete lyuk került egymás közelébe. Frederic Rasio (Northwestern University) és kollégái számítógépes szimulációk segítségével vizsgálták az ilyen kölcsönhatások lehetséges következményeit. Eredményeik alapján az Univerzum kezdeti évmilliárdjaiban annyira gyakoriak voltak a galaxisok közötti ütközések, hogy idõnként még az eddig feltételezettnél is egzotikusabb, hármas feketelyuk-kölcsönhatások történtek.
Arra a korábbi számítások is utaltak, hogy két ilyen fekete lyuk összeolvadhat, még nagyobb tömegû objektumot létrehozva. Három szuper-nagytömegû fekete lyuk randevújakor azonban a kaotikus jellegû mozgás során elõfordulhat, hogy az egyik (vagy a tömegek arányától függõen akár a két kisebb tömegû ilyen égitest) kilökõdik a rendszerbõl. A kilökött szuper-nagytömegû fekete lyukakat azonban az eredetileg körülötte lévõ csillagok nem tudják követni. Az elmélet szerint a végeredmény egy magányosan vándorló fekete lyuk, esetleg egy feketelyuk-páros lesz - amelyek létezésére egyelõre nem ismerünk példát.
Egy másik felismerés szerint nem csupán a legnagyobb galaxisok centrumában lehetnek ilyen kompakt objektumok. A VCC128 jelû égitest egy törpe elliptikus galaxis, amelynek mérete mindössze százada a Tejútrendszerének. A Virgo-galaxishalmaz peremvidékén, tõlünk 59 millió fényévre található, és mindössze 100 millió (maximum kb. egymilliárd) csillag alkotja.
A VCC128 és kettõs magja kinagyítvaNASA/HST, Victor Debattista
Victor Debattista (University of Washington) és kollégái a Hubble-ûrteleszkóp archív felvételein tanulmányoztak törpegalaxisokat, amikor rábukkantak a fenti objektumra. A csillagvárosra kettõs magja alapján figyeltek fel, amelyet késõbb a 3,5 méteres Apache Point Obszervatórium távcsövével is észleltek.
A részletes megfigyelések alapján kiderült, hogy a kettõs magot közelítõleg gyûrû alakban csoportosuló csillagok alkotják. A két fényesebb foltot a gyûrûnek a Földrõl megfigyelhetõ két szélsõ peremvidéke hozza létre. A gyûrûben található égitestek kora nagyságrendileg egymilliárd év. A gyûrû centrumában lévõ fekete lyuk tömege legalább akkora, mint a körülötte keringõ és gyûrût alkotó csillagoké együttesen, azaz valahol 1 és 50 millió naptömeg között lehet. Eszerint a fekete lyuk tömege valószínûleg a mi Tejútrendszerünk centrumában található objektuménál is nagyobb - bár mint említettük, maga a VCC128 jelû galaxis sokkal kisebb a mi csillagvárosunknál.
Ez a második alkalom, hogy szupernagytömegû fekete lyukat találtak egy törpegalaxisban. Ugyanakkor ez az eddig talált legkisebb csillagváros, amelyben ilyen hatalmas tömegû objektum mutatkozott. Egyelõre nem lehet kizárni, hogy a VCC128 egykor nagyobb galaxis volt, amely anyagának jelentõs részét elvesztette - bár erre semmi nem utal.
Mint arról rovatunkban korábban többször is beszámoltunk, az utóbbi évek megfigyelései alapján létezhetnek a fenti szupernagytömegû és a csillagok élete végén keletkezõ, kisebb tömegû fekete lyukak között átmeneti, 100-1000 naptömeggel bíró objektumok is. Ezekre eddig csak néhány megfigyelés utalt, de megismerésük szupernagy társaik kialakulásának megértésében is segíthet.
Tom Maccarone (University of Southampton) és kollégái az XMM-Newton és a Chandra-röntgenteleszkóppal találtak egy ilyen fekete lyukat. Célpontjuk a Virgo-galaxishalmazban, tõlünk 55 millió fényévre található NGC 4472 jelû óriás elliptikus galaxis volt, pontosabban ezen belül egy gömbhalmaz. Itt tehát nem egy galaxis centrumában, hanem a galaxisnak egy csillaghalmazában mutatkozott az objektum. A kérdéses fekete lyuk tömege pontosan nem ismert, de nagyságrendileg néhányszor 10 naptömeg lehet. A fekete lyukat a körülötte keringõ csillagról elszívott és felforrósodott gázanyag röntgensugárzása alapján sikerült kimutatni.
Utóbbi megfigyelés az eddigi modellek finomítása miatt fontos. A gömbhalmazokban lévõ csillagtömegû fekete lyukak viselkedésével kapcsolatos számítógépes szimulációk ugyanis nem adnak egységes eredményt. Egyes modellek arra utalnak, hogy a csillagfejlõdés végén keletkezõ fekete lyukak itt elõször a halmaz centrumába süllyednek, késõbb pedig az ott lévõ csillagokkal kölcsönhatva idõvel kilökõdhetnek a halmazból.
Más modellek ellenben a fekete lyukak fokozatos növekedését jelzik elõre a halmazokban, amelyek egyre több anyagot kebeleznek be, végül pedig egy nagytömegû objektumként maradnak meg a centrumban. A fenti az elsõ olyan megfigyelés, amely a második lehetõségre utal, tehát arra, hogy a gömbhalmazokban tartósan fennmaradhatnak és akár növekedhetnek is az ilyen égitestek.
Egy robbanás visszhangja Galaxisunk centrumából
A feltételezések szerint Tejútrendszerünk centrumában egy körülbelül 3 millió naptömegû fekete lyuk található. A képzõdménybe lassan gáz áramlik a környezetébõl, de ebbõl feltehetõleg sokkal kevesebbet nyel el, mint például az aktív galaxisok hasonló központi objektumai. Bár a Tejútrendszer fekete lyuka nyugodtnak nevezhetõ, alkalmanként azért megemelkedik a sugárzása, egy-egy intenzív anyagbeáramlási idõszakban. Egy ilyen ritka esemény nyomaira akadtak nemrég a Chandra-röntgenteleszkóppal.
A megfigyelések alapján a múltban egy alkalommal jelentõsebb anyagmennyiség zuhant a Tejútrendszer fekete lyukába. A befelé spirálozó anyagtömeg felforrósodott, és erõs röntgensugárzást bocsátott ki. A sugárzás körülbelül 50 ével ezelõtt érhetett hozzánk, de akkoriban még nem voltak meg az észleléséhez szükséges berendezéseink.
"Szerencsére" a bezuhanáskor keletkezett intenzív röntgensugárzás néhány közeli gázfelhõ anyagát is gerjesztette. Az itt található vasatomok belsõ elektronjai kilökõdtek eredeti helyzetükbõl, majd amikor oda visszatértek, maguk is sugárzást bocsátották ki. Ezúttal tehát nem közvetlenül a fekete lyuk környezetébõl érkezõ sugárzást, hanem a sugárzás által gerjesztett anyagból kibocsátott újabb sugárzását sikerült megfigyelni.
A felhõt elért, majd onnan újra kibocsátott röntgensugárzás hosszabb utat futott be, mint amely közvetlen jutott hozzánk a fekete lyuk környezetébõl. Ezért az egyenesen felénk tartó sugárzáshoz képest közel 50 évet "késett" bolygónkról nézve - ugyanakkor ne feledjük, hogy ez a késõ sugárzás is kb. 26 ezer évet utazott, amíg elért bennünket. A besugárzott felhõrõl érkezõ röntgenemisszió intenzitásának változását 2002, 2004 és 2005 folyamán sikerült megfigyelni a Chandra-röntgenteleszkóppal. A három észlelés alkalmával mind a sugárzás intenzitása, mind pedig területi eloszlása eltérést mutatott.
A megfigyelt röntgensugárzás jellemzõi alapján kizárható, hogy az például a kérdéses felhõkben lévõ szupernóva-maradványtól, vagy egy neutroncsillagot, esetleg fekete lyukat tartalmazó kettõstõl származna. Úgy is fogalmazhatunk, hogy biztosan a központi fekete lyuk aktivitásának fény (avagy röntgen) "visszhangját" sikerült megfigyelni. A Chandra-röntgenteleszkóppal már többször észleltek olyan sugárzásnövekedést, amely a központi fekete lyuk változó aktivitásához kapcsolódhatott, és a sugárzás onnan közvetlenül jutott el hozzánk. Ezúttal azonban elsõ alkalommal sikerült rögzíteni és biztosan igazolni egy ilyen esemény "visszatükrözõdését" - noha annak elméleti lehetõségét már évekkel korábban elõrejelezték.
A kifényesedés (balra) és területi elhelyezkedése (jobbra) a központi fekete lyuk pozíciójához (Sgr-A) viszonyítva (NASA/CXC/Caltech)
A fent említett anyagtömeg bekebelezése során a központi fekete lyuk környezetének sugárzása mintegy százezerszerese lehetett a mostaninak. A jelenség alkalmával nagyságrendileg a Merkúrral megegyezõ mennyiségû anyag zuhanhatott a fekete lyukba. Az egyszeri nagyobb tömeg bezuhanására több lehetõség is van. Elképzelhetõ, hogy a fekete lyuk váratlanul találkozott egy égitesttel, amelyet szétszaggatott, majd elnyelt. De az is lehetséges, hogy a környezetébõl fokozatosan felé áramló és egy ún. tömegbefogási (akkréciós) korongban halmozódó anyagban lépett fel valamilyen instabilitás, és ez eredményezte a bezuhanó mennyiség hirtelen megnövekedését.
Galaxisunk központi vidéke a Spitzer-ûrteleszkóp felvételén. (NASA/JPL-Caltech/S. Stolovy (SSC/Caltech))
A fenti képet a Spitzer-ûrteleszkóp rögzítette az infravörös tartományban a Tejútrendszer központi vidékérõl. Ezeken a hullámhosszakon viszonylag jól "átlátni" a Galaxisunk fõsíkjában koncentrálódó felhõk többségén, ezért a legbelsõ vidék is tanulmányozható. A hamisszínes felvételen a kék a 3,6 mikrométeres, a zöld az 5,8 mikrométeres, míg a vörös a 8,0 mikrométeres hullámhosszú sugárzást jelzi. A képen látható terület a Tejútrendszer központi vidékén 890 fényév széles és 640 fényév "magas" résznek felel meg. A felvételen látható legtöbb objektum Galaxisunk központi dudorában helyezkedik el. A szálas szerkezetû alakzatok csillagközi felhõk, amelyekben több helyen is új égitestek születnek.
Gyorshajtó törpegalaxisok
A Nagy- és a Kis Magellán-felhõ szokatlanul nagy sebességük alapján vagy nem kötõdnek a Tejútrendszerhez, vagy a mi Galaxisunk tömege nagyobb a jelenleg becsültnél.
A Nagy- és a Kis Magellán-felhõ a Tejútrendszer két apró kísérõgalaxisa - legalábbis eddig így gondoltuk. A hagyományos elképzelés alapján a két objektum az õsi, feltételezett Magellán-galaxis maradványa, amelyet a Tejútrendszer gravitációs tere fogott be és szakított két darabra. A Tejútrendszerrel fennálló pontos kapcsolatuk tisztázásához mozgásuk sebegességét és irányát kell minél jobban meghatározni.
Ehhez a feladathoz a Hubble-ûrteleszkóp méréseit használták, amelynek keretében a két Magellán-felhõben lévõ objektumok helyzetét távoli és ezért mozdulatlannak tekinthetõ kvazárok pozícióihoz viszonyították. A két év különbséggel készült megfigyelések során is csekély volt a látszólagos elmozdulás, a HST detektorán egy pixel méretének közel ezredét tette csak ki. Ennek ellenére a korábbiaknál pontosabban sikerült megállapítani a Magellán-felhõk sebességét.
Kiderült, hogy a Nagy Magellán-felhõ 378 km/másodperces, kisebb társa pedig 302 km/másodperces sebességgel mozog a Tejútrendszerhez viszonyítva. Eszerint közel kétszer olyan gyorsan haladnak, mint ami a feltételezett, Galaxisunk körüli keringésük esetében várható. Emellett az is kiderült, hogy a Nagy- és a Kis Magellán-felhõ egymáshoz képest is gyorsabban mozog, mint korábban sejtettük. Egymáshoz viszonyított 100 km/másodperces sebességük már elegendõ ahhoz, hogy egymás gravitációs terébõl kiszakadhassanak - tehát akár végleg külön is válhatnak.
Ha feltételezzük, hogy a korábbi sejtésünkkel megegyezõen Tejútrendszerünk kísérõgalaxisai, tehát körülöttünk keringenek, Galaxisunk tömege kb. kétszer nagyobb kell legyen, mint azt jelenleg gondoljuk. Enélkül nem tudnánk két ilyen gyorsan mozgó törpealaxist "pályán tartani". A közel kétszer nagyobb tömegûnek feltételezett Tejútrendszer "többletanyaga" sem oszolhat el bárhogy a térben. A jelenség magyarázatához egy kiterjedt, ellipszoid alakú, erõsen megnyúlt halo szükséges, feltehetõen láthatatlan tömegbõl (sötét anyagból).
Tejútrendszerünk a két Magellán-felhõ és a Magellán-áramlás közelítõ térbeli helyzetével (Dallas Parr, CSIRO)
A másik lehetõség, hogy a Nagy- és a Kis Magellán-felhõ nem is kering a Tejútrendszer körül, azaz gravitációsan nem kötõdnek szorosan hozzánk. Eszerint véletlenül tartózkodnak jelenleg a közelünkben, és nemsokára eltávolodnak tõlünk. Ebben az esetben azonban az ún. Magellán-áramlás magyarázata a problémás. Ez a két Magellán-felhõ mögött, a Tejútrendszer körül, a hatalmas elképzelt ellipszispálya mentén (annak közel egynegyedéig) körbehaladó nyúlvány, mely a két galaxis keringésére utal. A kérdés tehát nyitott, egyelõre nincs könnyen elfogadható magyarázat.
A Nagy Magellán-felhõ legrészletesebb infraképe
A Nagy Magellén-felhõ
Napközelben a hirtelen kifényesedett üstökös 2007. január 12., péntek, 9:56
A C/2006 P1 (McNaught)-üstökös napközelpontját január 12-én, csillagunktól 25 millió kilométerre éri el. A váratlanul kifényesedett égitest szerencsés körülmények között az esti és a hajnali égen figyelhetõ meg.
A kométát 2006. augusztus 7-én Robert McNaught ausztrál csillagász fedezte fel a Siding Spring-i obszervatóriumban. Az objektum akkor még csak +17 magnitúdó körüli fényességû, azaz rendkívül halvány volt - azonban a Nap felé közeledve erõsen kifényesedett. A jelenség feltehetõleg kapcsolatban áll azzal, hogy valószínûleg elsõ alkalommal jön csillagunk közelébe egy objektum a távoli és hideg Oort-féle üstökösfelhõbõl. A Neptunuszon túli térségben temérdek üstökösmag van, amelyek fagyott felszíni anyaga igen lassan változik csak a kozmikus sugárzás hatására. Ellenben ha a Napunkhoz közel kerülnek, az erõsödõ besugárzástól felszínük erõsen szublimálni kezd. A kibocsátott gáz sok port is magával ragad, és látványos porcsóvát hoz létre az üstökösmag mögött.
A C/2006 P1 (McNaught) üstökös pályájának helyzete miatt sajnos igen közel mutatkozik csillagunkhoz, ezért nagyon nehéz a megfigyelése. A Magyar Csillagászati Egyesület észlelõi szerint fényessége az elmúlt napokban nem sokkal átlépte a nulla magnitúdót, és a -1-es értéket közelíti. Bár szakértõ szemeknek könnyû célpont, az égboltot alaposan nem ismerõknek már a megtalálása is nehéz.
Ennek oka, hogy rendkívül alacsonyan mutatkozik csak a horizont felett, napnyugtakor is mindössze néhány fokkal emelkedik a látóhatár fölé. Ezért nem csak jó rálátás kell a nyugati látóhatárra, de tökéletesen tiszta, felhõktõl mentes égbolt is szükséges. Megpillantásához az MCSE honlapjain találunk tanácsokat - de a láthatóság kedvezõ idõszaka sajnos jelenleg ér véget. A C/2006 P1 (McNaught) "stílusában is valódi" üstökös: miután felfényesedett, néhány nappal rá már szinte alig lehet megpillantani, és a kisebb távcsövek elõl örökre eltûnik.
Az elmúlt napokban hazánk több pontjáról szabad szemmel is megpillantották, amint a vöröses naplemente színein átszûrõdik a poranyagtól sárgás kómának, az üstökösmag körüli légkörnek a pislákolása. Csóváját kisebb távcsõvel 1-2 fok hosszan lehetett követni, amely a telehold látszó átmérõjének 2-4-szerese. A fõleg porszemekbõl álló, enyhén sárgás árnyalatú csóva látványos parabola alakot mutatott, éles peremmel.
A rövid kedvezõ idõszak alatt, pozíciójának ismerete alapján az üstököst távcsövekkel Budapestrõl, a Polaris Csilalgvizsgálóból fényes nappal is megpillantották. Az égitest a hétvégén kerül a SOHO napkutató ûrszonda látómezejébe, amelyet az interneten is tanulmányozhatunk a SOHO honlapján, vagy a Magyar Csillagászati Egyesület fõoldalán.
Az alábbi képet idõsebb és ifjabb Szendrõi Gábor készítették még január 8-án Gencsapátiból. További felvételek az MCSE honlapjain tekinthetõk meg.
Idõsebb és ifjabb Szendrõi Gábor felvétele Gencsapátiból a C/2006 P1 (McNaught) üstökösrõl 2007. január 8-án., Celestron 80/600 ED APO refraktorral és Canon EOS 300D kamerával. (Szendrõi Gábor, MCSE)
Kereszturi Ákos
A legnagyobb térkép a láthatatlan anyagról 2007. január 11., csütörtök, 9:14
Elkészült a jelenlegi legnagyobb térkép, amely a Világegyetem anyagának zömét kitevõ láthatatlan tömeg eloszlását mutatja. Az általunk is megfigyelhetõ galaxishalmazok ott csoportosulnak, ahol a legtöbb láthatatlan tömeg koncentrálódik.
Egy városról készült éjszakai felvételen nem a nagy házak, hanem az apró lámpák látszanak, és hasonló a helyzet a Világegyetem feltérképezésénél is: a világító objektumok (csillagok, forró gáz- és plazmafelhõk) az Univerzum összes tömegének kisebb részét jelzik, és csak a jéghegy csúcsát jelentik. A nagyobb hányad közvetlenül nem észlelhetõ: a láthatatlan tömeg vagy sötét anyag jelenlétét csak közvetett gravitációs hatása révén lehet kimutatni.
A COSMOS (Cosmic Evolution Survey) nevû felmérés egy kiterjedt kutatóprogram, amelynek keretében elsõsorban a Hubble-ûrteleszkóp (HST) mérési adatait használják fel. A munka során a HST sok eltérõ vöröseltolódású, így eltérõ távolságú célpontjáról készült megfigyelést elemeztek azzal a céllal, hogy minél pontosabban feltérképezzék a láthatatlan tömeg térbeli eloszlását.
Richard Massey (CALTECH) vezetésével összesen 70 szakember dolgozott a programon. A HST adatait az ESO VLT rendszerével nyert színképekkel, valamint a japán Subaru és a kanadai-francia-hawaii teleszkóp több színtartományban végzett méréseivel is kiegészítették. Emellett az XMM-Newton röntgenteleszkóp adatait is segítségül hívták, amellyel a galaxishalmazokban lévõ forró plazma eloszlását tanulmányozták. Mindezeken túl "természetes távcsövekként" a gravitációslencse-jelenséget is felhasználták. Utóbbi keretében a közelebb lévõ objektumok a távolabbiak fényét gravitációs terükkel fókuszálják, ami az egyes fókuszáló anyagcsomók tömegének meghatározásában segít.
A vizsgált égterület a telehold látszó méreténél nyolcszor nagyobb volt, azaz mintegy 1,6 négyzetfokot tett ki. Itt 575 felvételt készítettek a HST ACS kamerájával, összesen 1000 órányi expozíciós idõvel. Az adott irányban, de eltérõ távolságban lévõ objektumok térbeli helyzetét a spektrumok és a különbözõ színtartományokban végzett mérések segítségével állapították meg. Az összetett munka eredménye az eddigi legnagyobb térkép, amely a gravitációs hatása alapján feltérképezett láthatatlan tömeg térbeli eloszlását mutatja. A korábbi hasonló felmérések mindezt csak a látható tömegre végezték el, mely - mint már említettük - a Világegyetemben lévõ teljes anyag és energia kis töredékét képviseli.
Az eredmények bizonyítják, hogy a galaxisokba rendezõdõ normális (fénylõ) anyag a láthatatlan tömegének megfelelõ eloszlásban csoportosul. A sötét anyag hosszú filamentek (szálas szerkezetek) formájában helyezkedik el, amelyek laza hálózatot alkotnak. A galaxishalmazok pedig az egyes szálak találkozási pontjainál csoportosulnak, ahol a legtöbb láthatatlan tömeg koncentrálódik.
Talán még fontosabb eredmény, hogy a felmérés igazolta: a láthatatlan tömeg a gravitáció hatására az idõ elõrehaladtával fokozatosan egyre sûrûbb csomókba koncentrálódik. A fontos eredmények között említhetõ továbbá, hogy a felmérés alapján a csillagkeletkezést mutató galaxisok a láthatatlan tömeg alkotta anyagcsomók közötti ritkább térségekben jellemzõek. Ez egybeesik azzal a korábbi megfigyeléssel, amely szerint a "legsûrûbb" környezetben, ahol egy galaxist a legtöbb külsõ hatás ér, a benne lévõ gázanyag viszonylag korán csillagokba tömörült, és ma már nem zajlik intenzív csillagkeletkezés - ez a folyamat a nyugodtabb, galaktikus szomszédokban szegényebb vidékeken tudott jobban elhúzódni, és itt késõbb is sok új égitest született.
Az alábbi ábra a jelenleg készített legnagyobb térkép, amely a láthatatlan tömeg eloszlását mutatja. A kép alsó részén lévõ tömbszelvény a láthatatlan tömeg eloszlását mutatja kékes felhõk formájában. Ennek a jobb oldalán láthatók a Világegyetem távoli (azaz idõsebb), balra pedig a közelebbi (tehát fiatalabb) részei. Megfigyelhetõ, hogy jobbról balra haladva (azaz napjainkhoz közeledve) egyre kisebb csomókba koncentrálódik a láthatatlan tömeg a korábbi egyenletesebb eloszláshoz képest. Az ábra felsõ részén három szelet látható, amelyek a látóirányunkra merõleges metszetekben mutatják az anyag eloszlását 3,5, 5 és 6,5 milliárd évvel ezelõtt.
Alul a felmérés során készített hatalmas tömbszelvény látható a Világegyetem távoli részérõl, felette pedig ennek három vékonyabb szelete (NASA, ESA, CALTECH)
A most megfigyelt legmesszebb lévõ objektumok távolságuk alapján a Világegyetem mai korának mintegy felénél léteztek. Az eredmények jól egyeznek az Univerzum nagyléptékû szerkezetének kialakulásáról és fejlõdésérõl felállított jelenlegi képünkkel. A felmérés fontos mérföldkõ lehet a Világegyetem nagyléptékû szerkezetének vizsgálatában. A jövõben további hasonló elemzések segítségével a láthatatlan tömeg idõbeli fejlõdésére is következtethetünk majd.
Kereszturi Ákos
Több tucat tavat és folyóvölgyet azonosítottak a Titanon 2007. január 10., szerda, 10:20
Az elmúlt évek vizsgálatai alapján nem sikerült biztonsággal eldönteni, hogy vannak-e folyékony szénhidrogéntavak a Szaturnusz óriásholdja, a Titan felszínén. Az egyes földi és ûrszondás megfigyelések számos esetben látszólag ellentmondtak egymásnak. Egy most közölt eredmény azonban az eddigi legerõsebb bizonyíték arra, hogy a holdon ma is van globális folyadék-körforgás, amelynek során az esõként lehullott csapadék folyókban folyik le, majd tavakban gyûlik össze.
A Titan felszínén lévõ metán-etán tavak létezésének elmélete a légköri metán (CH4) jelenlétébõl származik, ennek utánpótlására ugyanis folyamatos felszíni forrás szükséges. Elsõként néhány földi radarmegfigyelés utalt tavak létezésére: bizonyos helyekrõl rendkívül erõs radarvisszhangot kaptak, de csak egy szûk idõintervallumban, amikor pont a megfelelõ irányból érkeztek a radarhullámok. Ezek rendkívül sima felszínû területek, például tavak létére utaltak. A következõ lépést a Huygens leszállóegység 2004-es felvételei jelentették, partvidékekkel tagolt, sötét, sík területekbe (tavakba, tengerekbe?) torkolló folyóvölgyekkel teli felszínt mutatva. A Szaturnusz körül jelenleg is keringõ Cassini-ûrszonda elsõ észlelései során azonban nyomát sem találták a folyékony felszíneknek. A korábban tavaknak, tengereknek tekintett sima területekrõl kiderült, hogy homok és különféle üledékek borítják. A Huygens leszállásakor rögzített felvételeken látható partvonalak és síkságok is inkább egykori medrek és õsi partok lehetnek, amelyek mára kiszáradtak.
A Cassini további mérései során azonban mégis találtak néhány tó jellegû képzõdményt, de csak a sarkvidéki területeken. Ez egybevág azzal a megfigyeléssel, amely szerint fõleg magas szélességen vannak felhõk, és ott áztatja csapadék a felszínt. A legfrisebb eredmények is azt támasztják alá, hogy vannak a Titanon tavak, de csak néhány kisebb területre korlátozódnak.
Új megfigyelések
A 2006. július 22-i radarmegfigyelések alapján - melyek eredményeit a napokban hozták nyilvánosságra - a következõ kép rajzolódik ki. Számos gyenge radarvisszaverõ-képességû terület mutatkozott az északi féltekén a 70. és a 83. szélességi fok között, melyek simaságuk, alakjuk és a hozzájuk kapcsolódó, folyókra emlékeztetõ képzõdmények alapján tavak, illetve tómedrek lehetnek.
Eddig legalább 75 ilyen radarsötét területet találtak, amelyek mérete 3 és kb. 70 km közötti. A tavak peremvidéke változatos; néhol éles, más esetekben fokozatosan alakul át a felszín jellege a tómeder és a környezõ terület között. A tómedreket nem minden esetben tölti ki teljesen folyadék. A részlegesen feltöltött jelleg arra utal, hogy a folyadékszint változó lehet, idõnként akár ki is száradhatnak a képzõdmények.
A 75 eddig azonosított tómeder közül 15 fest úgy, mintha krátert vagy inkább vulkáni kalderát (nagyobb, beomlással vagy robbanással keletkezett központi mélyedést) töltene ki. A tavak megjelenése és méreteloszlása alapján jelenleg a második eset tûnik valószínûbbnek, de az is lehetséges, hogy a tavak egy része a földi karsztos mélyedésekre emlékeztetõ süllyedékekben foglal helyet. Néhol a partvonalukon kisméretû, radarfényes foltok vannak, ezek kiemelkedõ szigetek lehetnek. Egyes tavak peremvidékérõl keskeny kinyúlások figyelhetõk meg.
Az alábbi kép a radarmérések által lefedett sávot mutatja. A színek a felszín radarvisszaverõ képességével arányosak: minél sötétebb a terület, annál gyengébben veri vissza a radarhullámokat. A sáv kb. 140 km széles, és az é.sz. 80., illetve a ny.h. 35. foka környékén húzódik. A legkisebb megkülönböztethetõ részletek 500 méteresek.
A tóvidék radarvelvétele. A tavak a Titan északi féltekéjének magas szélességén mutatkoznak. Felfedezésük tehát alátámasztja a korábbi nézetet, mely szerint elsõsorban sarkvidéki területeken hullik csapadék a légkörbõl, és itt tud felhalmozódni folyadék (valószínûleg metán és etán) a felszínen (NASA, JPL, USGS)
Az eddigi legerõsebb bizonyíték
Bár még mindig nem zárható ki teljesen, hogy a tómedencéket valamilyen kis sûrûségû, a holdon eddig megfigyelteknél sötétebb, szilárd és finomszemcsés üledék tölti ki, a legvalószínûbb az, hogy a medrekben folyékony metán, esetleg metán-etán keverék hullámzik.
A cikkben ismertetett megfigyelés az eddigi legerõsebb bizonyíték arra, hogy a holdon egykor volt, illetve feltehetõleg ma is van globális folyadék-körforgás, amelynek során az esõként lehullott csapadék folyókban folyik le, majd tavakban gyûlik össze. Minderre ma már csak korlátozott formában, a sarkvidéken kerülhet sor. A jelenleg tartó, a földinél 29,5-szer hosszabb év során a téli idõszakban lehet több szénhidrogén a tavakban, míg nyáron részben vagy teljesen kiszáradhatnak.
Kereszturi Ákos
Túl fényes szupernóvák 2007. január 8., hétfõ, 10:59
Már negyedszer észleltek olyan szokatlan szupernóvát, amely átalakíthatja a Világegyetem tágulásával kapcsolatos új képünket.
A hagyományos elképzelések alapján az ún. Ia típusú szupernóva-robbanások kettõs rendszerekben alakulnak ki. Itt az egyik csillag élete végén fehér törpévé zsugorodik, majd a társáról anyag áramlik át rá. Amikor a törpecsillagon halmozódó anyag elér egy kritikus mennyiséget, az égitest összeomlik, és szupernóva-robbanás következik be.
Mivel az összeomlás és a robbanás mindig közel ugyanakkora tömegnél történik, az Ia típusú szupernóvák azonos abszolút fényességet produkálnak. Az ily módon ismert valódi fényességet a látszó fényességgel összevetve a rendszer távolságukra következtethetünk. Ez az egyik legfontosabb távolságmérési módszer, amelyet a Világegyetem legmesszebb lévõ objektumainál használunk - és ez a módszer játszott fontos szerepet a Világegyetem gyorsuló tágulásával kapcsolatos új elgondolás megalapozásánál.
Egyes elgondolások alapján azonban lehetséges, hogy nem mindig "robbannak ugyanakkorát" ezek a szupernóvák. Ebben az esetben nem is feltétlenül azonos a fényességük - így pedig nem használhatók olyan pontos távolságbecslésre, mint eddig hittük. Elképzelhetõ ugyanis, hogy nem a kritikus tömeget elérõ fehér törpe robban fel, hanem a kataklizma két fehér törpe, esetleg egy fehér törpe és egy normál csillag összeolvadásától történik. Ebben az esetben viszont az összeolvadó páros teljes tömege - és így a robbanás fényessége - nem ugyanakkora minden esetben. Ha pedig ez így van, akkor az Ia típusú szupernóva-robbanások nem használhatók megbízhatóan távolságbecslésre.
Az elsõ lehetséges megoldás a fenti problémára még 2002-ben született. Ekkor az Ia típusúnak mutatkozó SN 2002ic jelû szupernóva színképében mutatkoztak a hidrogénre jellemzõ vonalak. Ez azzal is magyarázható, ha egy fehér törpe egy vörös óriással olvadt össze a kataklizma elõtt, és innen származik a kimutatott hidrogén.
A fenti mellett további három hasonlóan furcsa szupernóvát figyeltek meg (SN 2005gj, SN 1997cy, SN 1999E) a közelmúltig, majd egy továbbit tavaly szeptember 18-án. Az SN 2006gy jelzésû, legutóbbi ilyen szupernóva esetében a fényesség volt kritikus. Ha beleszámoljuk, hogy az objektum és a Föld között a sugárzást gyengítõ por is jelen volt, kiderült, hogy háromszor fényesebb lehetett a robbanás, mint az Ia típusúaknál megszokott.
Ez lehetett az egyik legnagyobb abszolút fényességû szupernóva-robbanás, amelyet valaha megfigyeltünk. Abszolút fényessége mínusz 22 magnitúdó körül volt - eszerint ha 32 fényévre lett volta tõlünk (ez 60-ezerszer nagyobb érték a Nap valódi távolságánál), majdnem olyan fényesnek látszott volna, mint a Nap. Egy ekkora robbanás fénye még ilyen messzeségbõl is olyan fényviszonyokat probukálna bolygónkon éjjel, mint amilyet egy borult napon láthatunk.
További furcsaság, hogy az NGC 1260 jelû galaxis, amelyben ez a szupernóva fellángolt, fõleg öreg csillagokat tartalmaz. Ez csökkenti annak a valószínûségét, hogy ún. II-es típusú szupernóvával lett volna dolgunk. A II-es csoportba tartozó szupernóvák nagytömegû csillagok élete végén jelentkeznek, és eltérõ fényességûek lehetnek. Ezek a nagytömegû égitestek azonban rövid életük végén robbannak fel, és idõs csillagokból álló galaxisokban jellemzõk.
Felmerül a kérdés, ha az Ia típusú szupernóvák valóban egy fehér törpe és egy másik objektum találkozásakor és összeolvadásakor születnek, miért nem mutatkozik minden esetben a most megfigyelthez hasonlóan hidrogén a spektrumban. Erre több magyarázat is lehetséges, köztük az egyik népszerû elgondolás szerint még a kataklizma elõtt, a ritkás külsõ hidrogénben gazdag burok ledobódik a bezuhanó csillagról.
Ha a most megfigyelt, szokatlanul fényes SN 2006gy alapján az Ia típusú robbanásokról kiderül, hogy nem mindig ugyanolyan fényesek, elképzelhetõ, hogy a Világegyetem gyorsuló tágulásával kapcsolatos elgondolásunk is hibás. Ugyanakkor fontos megjegyezni, hogy az új teóriára messze nincs elég bizonyíték. Egyes számítások arra utalnak, hogy az összeolvadás során kialakuló körülmények között gyakran inkább fekete lyukká omlik össze a kompakt mag, minthogy robbanást produkálna. A kérdés tehát egyelõre nyitott.
Kereszturi Ákos
Negyedik évüket kezdik a marsjárók 2007. január 5., péntek, 8:56
A vörös bolygón dolgozó két robotgeológus, a Spirit és az Opportunity 2004 eleje óta üzemel, sokszorosan túlteljesítve minden eddigi célkitûzést. A földi irányítók most olyan új szoftvert töltenek fel a két roverre, amely tovább növeli munkavégzésük hatékonyságát, így az öregedõ berendezések a korábbiaknál is több információt küldhetnek haza 2007-ben.
A változtatás célja nem csak a tudományos eredmények gyarapítása. Az új módszer a következõ robotok képességeit vetíti elõre, amelyek mûködésének néhány elemét ezúttal élesben lehet tesztelni a Marson. A NASA "gondolkodó ûreszköz" nevû projektje keretében készült programcsomag jelentõsen növeli az ûreszközök önállóságát.
Változások azonosítása
Az egyik új funkció az ún. porördögök, a földi tornádókhoz hasonló alakzatok megfigyelését teszi könnyebbé. Eddig az adott rovernek az összes képet haza kellett küldenie, és itthon mindegyiket végig kellett vizsgálni, hogy azokon felismerjék a rövid életû, kavargó portölcséreket. Az új szoftver segítségével a szonda maga is összehasonlítja a környezetérõl készült felvételeket, és kiszúrja a rajtuk megfigyelhetõ gyors változásokat, ideális esetben a porördögöket.
Hasonló képellenõrzést az égboltról készített fotókon is végez ezentúl a Spirit és az Opportunity. Itt az inhomogenitásokra vadászik a rendszer, amelyeket az egységes égi háttértõl elütõ felhõzet okozat. Ez és a fent említett eljárás lényegesen lerövidíti a kommunikációt a Föld felé, és az itthon dolgozó szakemberek munkáját is könnyíti. Az így felszabadult erõforrásokat pedig további kutatási feladatokra lehet használni.
Jobb tájékozódás
Szintén új eljárás a roverek célpontkövetõ funkciója. Eddig mindkét marsjáró csak "egy lépéssel" tudott elõre gondolkodni, amikor környezetüket vizsgálták a lehetséges útvonalak feltérképezése céljából. Ha a rover elõrehaladt, nem tudta megállapítani például, hogy egy adott szikladarab melyik volt az elõzõ felvételen, így alkalmanként újra kellett számolnia az útvonalakat. Az új szoftver révén az eltérõ irányból eltérõ megjelenésû sziklákat is képes azonosítani, azaz egy-egy objektumot követni és felismerni az eltérõ képeken. A robotok tehát "tisztábban" fogják érzékelni a környezetüket - ennek segítségével pedig jó elõre megtervezhetik a sziklák közötti útvonalukat.
A megnõtt autonómia a robotkar mûködtetésére is kiterjed: ezentúl a rover maga is meghatározhatja, hogy egy adott térbeli pozíció megfelel-e a robotkar kinyújtásához és a vele elvégezhetõ vizsgálatokhoz.
A szoftverek mostani megújítása a negyedik ilyen alkalom a program keretében. Kétszer kapott, illetve kap most alapvetõen új változatot a két robot - a jelenlegi lesz az eddigi legkomolyabb módosítás a fedélzeti programban.
Viharvert szerkezetek
Mindkét rover közel 12-szer tovább üzemelt már az eredetileg tervezett idõtartamnál. A Spirit - bár jobb elsõ kerekét régóta nem képes használni - 6,9 km-t tett meg eddig, és összesen 88 500 felvételt sugárzott a Földre. Az Opportunity 80 700 felvételt küldött haza, miközben 9,8 km-t haladt a leszállóhelytõl.
Nemrég a Spirit környezetében egy porvihar annyira megnövelte a légkör portartalmát és átlátszatlanságát, hogy 2006 végén az energiatermelés veszélyes szintre csökkent. Ezért az Esperanza névre keresztelt hólyagos szerkezetû bazaltszikla vizsgálatát átmenetileg leállították, és egy olyan területre vezették a szondát, ahol napelemtáblája jobban dõl a Nap felé, így több energiát ad.
Az alábbi felvételen a Spirit téli pihenõhelyét láthatjuk a bolygó körül keringõ új amerikai ûrszonda (MRO) kamerájával, a vulkanikus eredetû por lerakódásával keletkezett Home Plate nevû plató közelében. Az alsó képen a platóhoz korábban még csak közeledõ robot felszíni felvétele tanulmányozható.
A Spirit a Home Plate közelében.(NASA/JPL-Caltech/Cornell)
A Spirit fotója a Home Plate térségérõl.(NASA/JPL-Caltech/Cornell)
A Spirit a tervek alapján még egy jó ideig a Home Plate környékén marad, mivel errefelé nagyon sok jó tudományos célpont mutatkozik, és a vizsgálatok tervezésében az MRO nagy felbontóképességû kamerája is sokat segít. A Home Plate körbejárása és részletes vizsgálata emlékeztet legjobban a roverek eddigi feladatai közül a földi geológusok hagyományos terepi munkájára.
Eközben az Opportunity a nagy Victoria-krátert tanulmányozza, amely az eddigi megfigyelések alapján erõsen hasonlít a korábban meglátogatott Endurance-kráterra. Jelenleg a tudományos felmérés mellett a felvételek alapján azt is ki akarják találni, hogy a robot hol menjen le a tekintélyes mélyedésbe, és hol lehet esetleg esélye a kijövetelre.
Kereszturi Ákos
Sajna németül kicsit sem tudok, de majd nézegetem a képeket. :)
Hatalmas hegyvonulat a Titanon 2007. január 3., szerda, 8:45
A Cassini-ûrszonda infravörös felvételeinek és radarméréseinek kombinálásával minden korábbinál pontosabb képeket és domborzatmodelleket nyertek a Szaturnusz Titan nevû óriásholdjának felszínformáiról. Az egyik legérdekesebb eredmény egy tektonikus eredetû hegyvonulat azonosítása.
A munka során a 2006. október 25-én készült eddigi legrészletesebb infravörös felvételeket használták fel, amelyeken 400 méteres részleteket is sikerült azonosítani.
A legérdekesebb felszínforma a déli féltekén mutatkozó hegység volt, amely kb. 150 km hosszú, 30 km széles és mintegy 1,5 km magas. Egyenes csapása arra utal, hogy tektonikus folyamatok hozták létre, és nem például becsapódásoktól keletkezett. Eredetére két lehetõség jött szóba, és mindkét esetben a földi kõzetlemezekre emlékeztetõ szilárd felszíni táblák (esetünkben jégtáblák) elmozdulása történhetett.
A hegyvonulat kialakulhatott két ütközõ tábla találkozási vonalán összepréselõdõ és feltornyosuló anyagból, de ennek az ellentéte is elképzelhetõ: egy tágulási zónában is létrejöhetett. Hasonló jelenségre kerül sor a földi óceánközépi hátságoknál, ahol a friss anyagtól és a belsõ hõ okozta tágulástól kiemelkedik a felszín, és új kéreg képzõdik.
A hosszanti hegyvonulatot a jelek alapján szerves anyagok borítják, és egyes részei felhõk alatt rejtõznek. A magasabb területein lévõ fehéres foltok metánhó avagy egyéb szerves anyagok borította csúcsok lehetnek - de az is elképzelhetõ, hogy magas szintû felhõket látunk itt a felvételeken. Ez az eddig azonosított kiemelkedések közül a legnagyobb a Titanon.
Az alábbi ábrákon az október 9-i és 25-i közelítés felvételeinek kombinálásával összeállított képek láthatók. Balra fent a Titan egyik egész féltekéje látható, jelölve a kérdéses terület, amely kinagyítva balra lent figyelhetõ meg. A bal felsõ felvétel középtáján mutatkozó kerekded, sötét alakzat feltehetõleg egy nagy becsapódásos medence. A színek nem a valódi állapotot tükrözik, a kék árnyalat az 1,3 mikrométeres, a zöld a 2 mikrométeres, a vörös pedig az 5 mikrométeres hullámhosszakat mutatja. Maga a hegyvonulat legrészletesebben jobbra figyelhetõ meg, a cikcakkos peremû kép kivágaton.
A Titan és rajta a hegyvonulat. Jobbra a kinagyított képen a hegylánc látható, ahogy jobbról lentõl balra felfelé halad (NASA, JPL, Univerity of Arizona)
A holdon eddig megfigyelt felszínformák közül ez utal legerõsebben a földi lemeztektonikához hasonló folyamatok létére. A hegyvonulat hosszú és egyenes alakja alapján, a kéreg elég erõs ahhoz, hogy legalább egy 1,5 km magas kiemelkedést megtartson. A Titanon látható sötétebb egyenes vonulatok már korábban is utaltak sajátos, de globális tektonikai folyamatokra, azonban azok csak albedo-alakzatok voltak, és a képek mellett nem volt elég domborzati adat az értelmezésükhöz. A jelenlegi megfigyelés alapján tehát tektonikus eredetû hegyvonulatok a Föld és a Vénusz mellett a Titanon is elõfordulnak (most nem számítjuk ide a többi jégholdon mutatkozó kisebb, néhány 100 m magas vonalas szerkezeteket).
A hegyvonulat mellett dûnemezõk is látszottak az októberi közelítés során készült felvételeken, ezek jellemzõi alapján elképzelhetõ, hogy szerves anyagokból állnak. Emellett egy legyezõ alakú, éles peremû, vulkáni lávafolyásra hasonlító képzõdményt is találtak.
Balra egy világos, kerekded alakzatból (feltehetõleg egy vulkáni kráterbõl avagy kalderából) kiinduló, jobbra felfelé elnyúló, szintén vulkáni eredetû lerakódás látható. Egyelõre pontosan nem tudni, hogy a világos sáv lávatakaró, vagy a kitörés után visszahullott és közben a szél által elfújt vulkáni törmelék lerakódása. Mindenesetre ez újabb érv amellett, hogy a hold felszínén jeget produkáló "tûzhányók" vannak.
Kereszturi Ákos
Ez történt a világûrben 2006-ban
Ismét rendszeresen indultak az ûrrepülõgépek, újabb vízfolyásnyomokat találtunk a Marson, lefokozták a Plútót, és már 200-nál is több Naprendszeren kívüli bolygót ismerünk. A Világûr rovattól idén minden nap olvashattak egy újdonságot - most felelevenítjük a legérdekesebb eredményeket.
Események az ûrrepülés világából
Egyévi kényszerszünet és számos újabb fejlesztés után ismét ûrrepülõgép indult a Nemzetközi Ûrállomáshoz. A Discovery 2006. július 4-én startolt, és az esemény során megint több habszivacsdarab leválását figyelték meg a fõ hajtóanyagtartály külsõ szigetelésérõl. Az új technológiai megoldások miatt azonban ezek egyike sem jelentett komoly veszélyt - a leváló darabok mennyisége kisebb volt, mint korábban. A Föld körüli pályán elõször az ûrrepülõgép burkolatának állapotát ellenõrizték az asztronauták, emellett a sérült csempék javítását is sikeresen szimulálták. A Discovery hibátlanul végrehajtott küldetésével bizonyította: az ûrrepülõgép biztonsági fejlesztései megfelelõek, és az ûrállomást továbbra is ki tudja szolgálni.
Következõ lépésként az Atlantis indult szeptember 9-én, a Kennedy Ûrközpont felé haladó Ernesto trópusi vihar miatt jelentõs késéssel. Ennek ellenére programját teljes sikerrel végrehajtotta: a napelemtáblák továbbfejlesztéséhez szükséges P3/P4 jelzésû elemet a megfelelõ helyre rögzítették. Decemberben a Discovery fejezte be a P3/P4/P5 rendszer kiépítését és az ISS régi vezetékeinek felújítását. A munka közben probléma adódott az egyik korábbi napelemtábla becsukásával, amelyet egy elõre nem tervezett, extra ûrséta során oldottak meg.
A NASA idén bejelentette: távlati céljai között - az ûrállomás befejezése után - egy új ûrhajó- és hordozórakéta-rendszer beüzemelése szerepel, amellyel nem csak az ISS-t akarják kiszolgálni, de a Holdra is vissza kívánnak térni, ahol 2026-tól szeretnének bázist létesíteni.
Az ûrturisták sem tétlenkedtek 2006-ban: szeptember 18-án elindult a Szojuz TMA-9 ûrhajó az ûrállomásra, és fedélzetén utazott Anousheh Ansari, a negyedik ûrturista is. Ötödikként a magyar származású Charles Simonyi repül a tervek szerint. Az ûrturizmus a következõ években minden bizonnyal sikeres üzletté válik, már most fejleszteni kezdtek több magánûrhajót, valamint ûrugrásra alkalmas szerkezetet. Már a Holdat körülrepülõ utazásokat is elkezdték tervezni a cégek - a becslések alapján kb. 100 millió dollárba kerül majd egy ilyen út. Mindeközben Anettka - feltehetõen sokkal olcsóbban - végrehajtotta magaslégköri repülését, ami mindenképpen elismerésre méltó teljesítmény.
A beragadt napelemtábla meglazítása NASA
Újdonságok a belsõ Naprendszerben
Az európai Smart-1 Hold-szonda küldetésének végén, 2006. szeptember 3-án a tervek szerint égi kísérõnkbe csapódott. A robbanást sikeresen észlelték, egy másodpercnél rövidebb felvillanást rögzítve. Emellett a képek utólagos elemzésével sikerült a robbanás felhõjének a szonda eredeti mozgási irányában történõ rövid továbbhaladását is megfigyelni. Holdunkkal kapcsolatban további érdekesség, hogy néhány korábbi felvétel elemzésével sikerült egy, az elmúlt néhány millió évben lezajlott gázkitörés nyomát azonosítani. Az Ina-kaldera nevû képzõdmény éles körvonala és meredek fala, valamint az aljzatán lévõ kevés kráter vulkanikus jellegû szerény kitörésre utal a geológiai közelmúltból.
Az Ina-kaldera Peter Schultz/Brown Univ.
Az európai készítésû Venus Express 2006. április 11-én állt pályára belsõ bolygószomszédunk körül. Megfigyelései során sikerült azonosítani a felhõtakaró felsõ szintjén megjelenõ azon légköri tartományokat, ahol az átlagosnál sokkal erõsebben nyelõdnek el az ultraibolya sugarak. E rétegek jelentõsége, hogy a bolygóra érkezõ napsugárzásnak közel a felét elnyelik, de pontos kémiai összetételüket egyelõre nem sikerült megállapítani.
Animáció a déli pólusnál mutatkozó kettõs örvényrõl ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA
Emellett a Vénusz légkörében elõször azonosítottak szén-monoxidot, mely a napsugárzástól képzõdhet szén-dioxidból. Korábbi ismereteink alapján a felhõk egy kb. 20 km vastag réteget alkotnak, mely 65 km-es magasságig terjed a felszín fölé. Az éjszaka oldalon azonban egy csillagfedés alkalmával a felhõk teteje felett 100 km-es magasságot is elérõ ritkás ködöt azonosítottak. Az egyik legérdekesebb eredmény egy kettõs örvényszerkezet megfigyelése volt a déli pólusnál.
Természetesen külsõ bolygószomszédunkkal, a Marssal kapcsolatban is számtalan újdonság látott napvilágot. A Mars Express európai ûrszonda mérései alapján a bolygó felszínén lévõ ásványok három jellegzetes csoportba sorolhatók, amelyek az égitest fejlõdésének három jellemzõ idõszakát és környezeti állapotát képviselik. A kezdeti, viszonylag meleg idõszakból agyagásványok, a késõbbi hûvösebb, de nedves és erõsen savas idõszakból szulfátos ásványok, gipsz és szürke hematit maradt vissza. A harmadik periódus teszi ki a leghosszabb idõszakot, és ez jellemzõ napjainkban is, oxidált vasvegyületek képzõdésével, melyek alig kerültek kapcsolatba folyékony vízzel.
Victoria-kráter: az utolsó állomás? NASA JPL
A felszínen a Spirit és az Opportunity is meteoritokra akadt. Utóbbi feltehetõleg elérkezett pályafutásának utolsó, egyben legérdekesebb állomásához, a Victoria-kráterhez. Ez közel hatszor nagyobb a korábban meglátogatott Endurance-kráternél, és meredekebb lejtõi vannak - elképzelhetõ, hogy a rover nem lesz képes kijönni belõle, miután a mélyedés belsõ szerkezetét részletesen megvizsgálta.
2006. november 2-án egy parancsot küldtek az MGS-szondának egyik napelemtáblájának elfordítására. A szonda válaszában jelezte a Föld felé, hogy probléma adódott a napelemtáblát mozgató motorral, és az elõírás szerint a tartalék motorral próbálja a fordítást elvégezni. Ezután a Földrõl nézve a bolygó mögé került, majd amikor ismét kibukkant, a róla érkezõ jel már sokkal gyengébb volt, végül teljesen megszakadt vele a kapcsolat.
Feltehetõleg a szonda egy régi sérülése újult ki az egyik napelemtáblát mozgató szerkezetnél. Végleges elvesztése után nyilvánosságra hozták néhány korábbi felvételét, amelyeken az elmúlt öt évben keletkezett folyásnyomok mutatkoztak a bolygón. Ugyanakkor egy másik felismerés szerint hasonló képzõdmények víz nélkül, például a Holdon is létrejöhetnek - a folyások pontos eredete tehát egyelõre kérdéses.
Az év végén a Mars Reconnaisance Orbiter ûrszonda üzembe állásával felgyorsultak az események. Mindössze néhány hét kellett ahhoz, hogy egyértelmû legyen: az új berendezés ontotta eredmények minden más ûreszközt háttérbe szorítanak, és megfigyelései a következõ években egyeduralkodók lesznek a bolygóval kapcsolatban.
A 2005 augusztusában készült felvétel kinagyított részlete a folyásnyomról NASA JPL
Felismerések a Naprendszer távoli részébõl
A Jupiteren nagy feltûnést keltett a Kis Vörös Folt megjelenése, amely a közismert Nagy Vörös Folttól délre jött létre. Három itt található, különálló örvény összekapcsolódásával született meg még 2000-ben, majd 2005 és 2006 fordulóján vörösödött be. Vizsgálata nagyobb társának és az óriásbolygó légkörében zajló folyamatoknak, köztük a vörös színt létrehozó vegyületeknek a megismerésében segít.
A Cassini-résben lévõ halvány gyûrûalkotók részlete NASA, JPL, SSI
A Szaturnusz körül keringõ Cassini-ûrszonda az A-gyûrûben korábban nem észlelt, de régóta feltételezett, közel 100 méteres terelõholdaknak akadt a nyomára. Emellett ugyancsak ebben a zónában, már az 1970-es években elõrejelzett, gravitációs hullámoktól kialakuló sûrûsödéseket azonosított. A D-gyûrûnél is érdekes változások jelentkeztek: külsõ részén 30 km-es térközzel sorakoznak a kisebb sûrûsödések, míg ugyanez az érték a HST 1995-ös megfigyelésekor 60 km-nek mutatkozott. A képzõdmények és gyors változásuk legegyszerûbben egy 1984 körül bekövetkezett robbanással magyarázható, amelynek keretében egy apró hold tört darabokra a D-gyûrûben.
Az Enceladus holdról az E-gyûrû utánpótlása és a felszín fiatalos jellege miatt korábban elképzelhetõnek tartották, hogy vulkánkitörések zajlanak rajta. Ezzel összefüggésben finom törmelékkel borított, fiatal vidékeket és a környezetüknél melegebb törésvonalakat azonosítottak a déli sarkvidéken. Késõbb az akár 400 km-es magasságig is követhetõ gejzírszerû vulkánkitörések felhõit is megörökítették. Mindezek az elméleti modellekkel kiegészítve arra utalnak, hogy a hold felszíne alatt folyékony víz vagy jégbe zárt gázmolekulákat tartalmazó ún. klatrát lehet, s ez hozza létre a kitörési felhõket.
A fényes folt a Cassini-szonda felvételén NASA, JPL, University of Arizona
A legtöbbször a Titan szerepelt a hírekben a Naprendszer holdjai közül, ahol lassan fény derül a tavakkal vagy tengerekkel kapcsolatos korábbi kérdésekre. A radarfelvételek alapján a rendkívül sima, lapos területeket finom törmelék, homokszerû anyag borítja. Ezek feltehetõleg egykor folyadékkal kitöltött vidékek voltak, amelyeket ma már csak finomszemcsés hordalék borít. Tavak alig vannak a holdon, az a kevés is a két pólus közelében, a feltehetõleg csapadékot adó konvektív felhõk térségében csoportosul. Sok esetben kanyargó folyásnyomok vezetnek a tavakba, ahol a beléjük torkolló csatornaszerû mélyedések fenekét is ezt a radarsötét anyag (folyadék?) tölti ki. Néhol világosabb gyûrûk övezik a tavakat, amelyek a partvidékén kivált üledékek lehetnek.
A mai "száraz" felszíni viszonyokat megelõzõen folyékony metán is lehetett a Titan felszínén, feltehetõleg három idõszakban: 1. a kõzetmag kialakulásakor, amikor sok klatrát (jég és belezárt gázmolekula) keletkezett; 2. mintegy kétmilliárd éve a konvektív áramlások beindulásakor a kõzetmagban, amitõl a jégben is áramlások támadtak; 3. közel félmilliárd éve, a vastagodó külsõ jégrétegben a szilárd fázisú konvekció felerõsödésétõl. Ma is zajló vulkáni tevékenységre utal a Xanadu-régió közelében mutatkozó világos folt, mely fényességében és területi kiterjedésében is változott az idõk során.
A Plútó is sokat volt reflektorfényben 2006-ban. A több évtizede tévesen bolygóként besorolt égitest státuszát a Nemzetközi Csillagászati Unió prágai kongresszusának döntése tisztázta. Ennek értelmében kivették a bolygók közül, és a többi kisbolygóhoz és üstökösmaghoz hasonló objektumként sorszámot kapott. A döntés egyik nem várt következménye, hogy mindez sikerként jelentkezett a csillagászat népszerûsítése és oktatása szempontjából. A tankönyvek átírásával kapcsolatos félelmek megcáfolódtak: a csillagászati elõadásokon és távcsöves bemutatásokon megjelenõ diákok a Plútóval kapcsolatban feltett kérdésre rendszerint kórusban válaszoltak helyesen, ismerve a Kupier-objektumok fogalmát, és a Plútó valódi helyét a Naprendszerben. A távoli égitest nemrég felfedezett két apró holdját Nix és Hydra névre keresztelték el, és kiderült: a bolygó mindhárom kísérõje egy õsi becsapódás alkalmával keletkezett.
Jellegzetes alakú becsapódásnyomok: a balról érkezõ szemcsék lazább részei gyorsan szétestek, kialakítva a szélesebb részt, míg az ellenállóbb darabok jobbra hosszú mélyedést vájtak NASA
A Stardust-szonda mintagyûjtõ kapszulája 2006. január 15-én landolt az Egyesült Államokban. Az aerogében minden várakozást felülmúló mennyiségû anyagot találtak, mely a bolygóközi térbõl és a Wild-2 üstökösbõl származott. Az egyik meglepetés az olivinásvány magnéziumban gazdag forszterit változatának azonosítása volt az üstököseredetû anyagban, ez ugyanis sokkal melegebb környezetben képzõdik, mint ahol az üstökösök kialakultak. Jelenléte az õsi Naprendszerben lezajlott kiterjedt anyagáramlásokra utal.
A japán Hayabusa-ûrszonda által meglátogatott Itokawa kisbolygó belsejének a mérések alapján több mint harmadát üregek teszik ki. Felszíni összetétele alapján bizonyítást nyert, hogy a sötétebb vidékeken legalább kétszer annyi vastartalmú por fordult elõ, mint a világosabb régióban, ami alátámasztja, hogy azok rövedebb ideig voltak kitéve a kozmikus eróziónak. A világosabb részeket becsapódások, vagy azokhoz kapcsolódó csuszamlások nemrég hozták létre, friss anyagot juttatva a felszínre.
Eddig három olyan égitestet találtak a kisbolygóövben, amelyek üstökös-aktivitást mutatnak. Pályájuk nem elnyúlt - feltehetõleg nem a Naprendszer külterületérõl érkeztek a kisbolygóövbe, hanem eleve itt alakulhattak ki. Jéganyagukat por takarhatta eddig, ezért maradhattak meg napjainkig. Az üstökösökkel kapcsolatban további érdekes esemény volt a hazánkból is megfigyelt, látványosan szétdarabolódó P73/Schwassmann-Wachmann 3 jelzésû kométa.
Az üstökös aktivitást mutató Elst-Pizarro Henry Hsieh, David Jewitt
2. rész
Hírek a csillagok és az exobolygók világából
A Naprendszer környezetében egyre több halvány csillagot, köztük sok barna törpét azonosítanak. Az így készített statisztikák alapján Tejútrendszerünk csillagainak több mint a fele a mi Napunknál is kisebb és halványabb vöröses törpecsillag lehet.
A 47 Tucanae gömbhalmaz ESO
Az egyes csillagok mozgását tanulmányozták a 47 Tucanae gömbhalmazban hét éven keresztül. A megfigyelési sorozattal sikerült bebizonyítani, miként különülnek el egymástól az eltérõ tömegû csillagok: a nagyobb tömegûek a halmaz központi részén halmozódnak, míg a kisebbek aránya a periférián növekszik.
Az exobolygók között egyre több olyan égitestet találnak, amelyek a Jupiternél lényegesen kisebb tömegûek - ezeket gyakran (és félreérthetõen) "szuper-földeknek" nevezik. Valójában olyan, a fejlõdésükben megrekedt égitestek lehetnek, amelyek nem nõttek akkorává, mint nálunk a Jupiter.
Elsõ alkalommal sikerült az ún. második generációs bolygók keletkezéséhez szükséges alapanyagot biztosító anyagkorongot megfigyelni. Az ilyen égitestek a csillagfejlõdés végállapotát képviselõ neutroncsillagok körül találhatók, és feltehetõleg a szupernóva-robbanás után fennmaradt törmelékbõl állnak össze. Esetünkben a PSR B1257+12 jelû pulzár körüli korongban kb. 10 földtömegnyi anyag mutatkozott, a pulzártól 30-szor közelebb, mint amilyen messze a Merkúr kering a Naptól.
A csillagok és exobolygók keletkezésére utaló fontos objektum az Oph 16225-240515 jelû rendszer. Érdekessége, hogy két kisebb, 7 és 14 Jupiter-tömegû égitest kering benne egymás körül, egymástól 240 Cs.E. távolságban. Az ilyen magányos, a bolygókhoz hasonló tömegû objektumokról eddig azt tartották, hogy csillagok körül születnek. Egy ilyen páros azonban nem tudott volna úgy kilökõdni egy exobolygó-rendszerbõl, hogy a két égitest együtt maradjon. Legvalószínûbb, hogy eleve egymás közelében keletkeztek a csillagközi anyag összesûrûsödésével - de végül nem gyûjtöttek össze akkora tömeget, hogy csillagokká váljanak.
A csillagok fejlõdésével kapcsolatban kiderült, hogy a bolygók keletkezéséhez szükséges por jelentõs részét nem szupernóva robbanások, hanem kisebb, átlagos csillagok szórhatták szét. A Spitzer-ûrteleszkóppal az M15 jelû gömbhalmaz központi régiójában sok poros légkörû vörös óriást találtak, emellett kb. 10-4 naptömegnyi csillagközi port is azonosítottak. Ezek az idõs csillagok fémekben (hidrogénnél és héliumnál nehezebb elemekben) szegény õsi anyagból születtek, mégis sok port bocsátanak ki vörös óriás állapotukban. A késõbb kialakult égitestekben már a fiatalabb társaik által legyártott oxigén- és szén-atommagok is jelen voltak. Ezek a hûvös külsõ tartományokban szén-dioxiddá egyesültek, amely gáz halmazállapotú. A szénatomok ezért itt, a külsõ rétegekben sem tudtak szilárd porszemekké egyesülni, ellentétben az elsõ csillagokkal, ahol a kevesebb oxigén miatt porszemcséket alkothattak.
A gammavillanások hosszabb változatai a szupernóváknál is nagyobb, úgynevezett hipernóva-robbanásokhoz kapcsolódhatnak. Utóbbiakat eddig fõként fémben szegény, de heves csillagkeletkezést mutató galaxisokban találták. Mindez arra utal, hogy a robbanást létrehozó extrém nagytömegû csillagok a csillagkeletkezés elején, még a nehéz elemekben szegény anyagból születnek. Ez egybevág az elméleti elõrejelzésekkel, amelyek szerint csak fémekben rendkívül szegény anyagból képzõdhettek kezdetekben 100 naptömegnél is lényegesen nehezebb csillagok.
Fantáziarajz a két gazdátlan planétáról, amelyek körül talán anyagkorong, esetleg holdaknak tekinthetõ, további égitestek is találhatók ESO
Újdonságok a galaxisokról
Az elmúlt idõszakban több apró kísérõgalaxist is azonosítottak a Tejútrendszer körül, amelyek egy része Galaxisunk árapályhatásától szétbomlóban van. Hasonló események nyomait a Tejútrendszerben is el lehet csípni: elnyúlt csillagáramlások formájában azonosíthatók egy-egy régebben felbomlott törpegalaxis égitestei. Ezek közül a legújabban talált áramlás közel 30 ezer fényévre van tõlünk, tagjai kb. 230 km/s-os sebességgel mozognak a Tejútrendszer centruma körül. A képzõdmény hossza minimum 30 ezer fényév, valódi mérete akár tízszer ekkora is lehet - talán egész Galaxisunkat átszeli.
A Tejútrendszer közelében felfedezett törpegalaxisok száma még mindig alatta van az elméletileg elõrejelzett értéknek. Ennek egyik lehetséges magyarázatára egy szimuláció mutatott rá: elképzelhetõ, hogy sok olyan láthatatlan tömegbõl álló, sötét anyagcsomó van a közelben, amely nem fejlõdött csillagvárosokká. Emellett a közeli apró galaxisok jelentõs része bele is olvadhatott a Tejútrendszerbe - azonban kiderült, hogy sok ma ismert szomszéd törpegalaxis fémekben túl gazdag ahhoz, hogy a Tejútrendszer halojának idõs csillagait alkothassák.
Az I Zwicky 18 jelzésû, halvány galaxis a Hubble-ûrteleszkóp fotóján NASA, ESA, Y. Izotov, T. Thuan
A távolabbi galaxisok között is mutatkoznak halvány objektumok. Másodszor akadtak a szakemberek olyan galaxisra, amelyben alig találhatók csillagok, ezért alig lehet megfigyelni. Az Kos (Aries) csillagképben lévõ objektum távolsága kb. 153 millió fényév, átmérõje pedig mintegy 200 ezer fényév lehet - azaz kicsit nagyobb, mint a Tejútrendszer. Egyelõre nem sikerült az új galaxisnak az optikai tartományban is nyomára akadni. Egyes elgondolások alapján a látványos csillagkeletkezést mutató, fényes galaxisok csak a jéghegy csúcsát képezik, és sok ilyen halvány, csillagokat valamiért alig gyártó, és így nehezen észrevehetõ objektum rejtõzik még az ûrben.
A törpegalaxisoknak a csillagvárosok fejlõdésében betöltött szerepét nehéz tisztázni, mivel nagy távolságban alig vehetõk észre. A Hubble-ûrteleszkóp 2004-ben készült ultra-mély-ég felvételének (HUDF) elemzésekor több mint 500 olyan csillagvárost azonosítottak, amelyek kevesebb mint egymilliárd évvel az Õsrobbanás után léteztek. A róluk érkezõ fény tehát akkor indult útjára, amikor a Világegyetem kora kevesebb mint 7%-a volt a jelenlegi 13,7 milliárd évnek. A kérdéses galaxisok jellemzõen kisebbek a Tejútrendszernél, többségük törpegalaxis lehet.
Néhány galaxis a SDSS felmérésbõl D Hogg/M Blanton/SDSS Collaboration
Elkészítették a Világegyetem jelenlegi legnagyobb térképét, amely az eddigi legtöbb távoli galaxist ábrázolja. Az eredmények alapján a szuperhalmazok (a galaxisok és galaxishalmazok ma ismert legnagyobb csoportosulásai) a korábbinál nagyobb, egymilliárd fényéves méretig is azonosíthatók.
A felmérés megerõsítette: a Világegyetem legnagyobb része láthatatlan anyagból és láthatatlan energiából áll. A csillagvárosok megfigyelt térbeli eloszlása egybevág azzal a modellel, amely szerint a Világegyetemet alkotó anyagnak csak néhány százalékát teszi ki az általunk ismert "normális", fénylõ anyag. A maradéknak közel 25%-át láthatatlan tömeg alkotja egzotikus, egyelõre ismeretlen részecskékkel és/vagy égitestekkel; a legnagyobb részt pedig a még kevésbé ismert, láthatatlan energiának nevezett "valami" teszi ki.
Hazai események
Igazi sikertörténet dr. Bakos Gáspár felfedezése, aki kollégáival együtt azonosította az elsõ magyar felfedezésû exobolygót. Munkájuk látványosan szemlélteti, hogyan lehet egy szerény kutatási kapacitású ország csillagászainak a nehéz anyagi helyzet ellenére komoly eredményt elérni. A távoli planétára a HAT (Hungarian Automated Telescope) nevû, magyar ötlet alapján kidolgozott, magyar szakemberek által készített és mûködtetett robottávcsövekkel figyeltek fel.
Az exobolygó létezését szintén hazai kutatók itthon fejlesztett szoftverekkel mutatták ki a Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet segítségével. A programhoz az anyagi támogatás és további szakmai segítség jön külföldrõl: a Center for Astrophysics finanszírozza a projektet az Egyesült Államokban.
Fantáziarajz az új exobolygó rendszerérõl CfA, David A. Aguilar, MCSE
A most talált HAT-P-1b jelû planéta szokatlan égitest: bár pályaelemei egyértelmûen a "forró Jupiterek" alosztályba sorolják (azaz a csillagukhoz szokatlanul közel keringõ óriásbolygók közé), 1,36-szoros Jupiter-sugarához alig több mint fél Jupiter-tömeg tartozik, azaz a planéta sûrûsége csupán negyede a vízének, mondhatni könnyû, mint egy óriási parafagömb. A Konkoly intézet csillagászai révén egyéb eredmények is napvilágot láttak, többek között a fenti projekttõl függetlenül, az RR Lyrae változócsillagok fejlõdését vizsgáló kitartó munkával értek el komoly sikereket.
A hazai fejlesztésû SAS-2 detektor ELTE
Az ûrszondák terén a Venus Express mûszereinek elkészítésében vették ki részüket a KFKI-RMKI munkatársai, az ELTE ûrkutató csoportjának szakemberei pedig az ún. villámsípok megfigyelésére alkalmas detektort juttattak az ûrbe a Compass-2 mûholdon. Komoly elismerés továbbá az ûrkutatásban, hogy magyar alelnököt választott az ENSZ Világûrbizottsága. A tisztséget dr. Both Elõd, a Magyar Ûrkutatási Iroda igazgatója tölti be.
Rovatunkban az év fontosabb csillagászati és ûrkutatási rendezvényei között beszámoltunk a Detre László emlékülésrõl, 2006. szeptember 7-én a részleges holdfogyatkozással kapcsolatos országos szabadtéri rendezvényekrõl. A hagyományosnak mondható Szkeptikusok XII. Országos Konferenciája idén már az európai Science on Stage sorozat részeként került megrendezésre november 5-én. Szintén nemzetközi visszhangot váltott ki a Nemzetközi Üstökös Konferencia 2006. május 6-7-én.
Az év legfontosabb jelensége természetesen a 2006. március 29-én bekövetkezett napfogyatkozás volt, amelynek megfigyelésére sokan utaztak ki hazánkból Törökországba és Egyiptomba. Az itthon maradottaknak és a szomszédos országokban élõknek a Magyar Csillagászati Egyesület tartott szabadtéri távcsöves bemutatókat - tõlünk ugyanis csak részlegesnek mutatkozott a jelenség.
Csernok Gyula képe a gyémántgyûrû jelenségrõl Törökországból Csernok Gyula, MCSE
Sikeres esemény volt továbbá a MANT által szervezett ûrnap 2006. november 9-én, valamint a Kulin György életérõl megnyitott, ma is látható kiállítás a Polaris Csillagvizsgálóban. Az ESO Catch a Star ifjúsági vetélkedõjén pedig a Budai Edina, Szabó Andrea és Szulágyi Judit alkotta trió tarolt, és nyerte el Magyarországnak a 2006-os fõdíjat.
Kereszturi Ákos
Volt egy terv az 1990-es években. A nemzetközi ûrállomás. Azt tervezték, hogy állandó 7 fõs személyzete lesz, már 2004-ben. Hasonlísd össze a jelenlegi állapottal, és a várható közeljövõbenivel. Per pillanat erre tendálnak a NASA vezetõi és a politikusok. Most. Csakhogy tudni kell, hogy mostanában irányváltás van az amerikai politikai életben. A XX.sz. végén, és közvetlenül 2000 után a republikánusok törtek elõre az amerikai alsó és felsõházban is. Most pálfordulás van, mind az alsóházat, mind a felsõházat a demokraták vették a kezükbe. Ahogy 2000-ben pár tollvonással megcsonkitották az ISS Alfát, leírták az X-33-at és még pár programot, az bizony ezzel is megtörténhet.
De ha nem nyúlnak a NASA jelenlegi terveihez, akkor igen, valamikor 2020 után holdbázis épülhet égi kísérõnkön.
Állítólag az amerikaiak állandó ûrbázist építenek a Holdon ?
tud errõl valaki valamit ?
Kicsit jobban ráértem, és csemegéztem a Te általad adott linken. Hát mit mondjak, eddig is érdekelt, de rengeteg új, csodálatos dolgot láttam! Mégegyszer köszi!!:))
Távol tartom magam a túl mély vitától, de a "pillangohatás", nézõpont kérdése. Mert ha egy égitest /melyrõl esetleg még tudomásunk/ összeütközne pl. a Holddal, valamely hatást kifejtve ezáltal, ez az esemény az Universum szempontjából lényegtelen. De ki tudja milyen események láncolatát indíthatja el.:))
Az elsõ égitestek sugárzása 2006. december 22., péntek, 8:41
A Spitzer-ûrteleszkóppal a Világegyetem távoli részében lévõ, és ezért annak korai állapotát képviselõ objektumokat tanulmányoztak. Az Õsrobbanás után mindössze 400-700 millió évvel létezett csillagok észlelése az úgynevezett sötét idõszak végét jelölheti.
Alexander Kashlinsky (NASA GSFC) és kollégái már régóta vadásznak az Univerzum legelsõ sugárzó égitestjei után. A jelenlegi észlelések során öt égterületrõl készítettek több száz órányi megfigyelést az infravörös tartományban.
Az így rögzített õsi infravörös sugárzás enyhén egyenetlen eloszlásban az égboltnak szinte minden részérõl érkezett. Megfigyelése nehéz, ugyanis nagyon sok közeli elõtérobjektumot is megörökítenek a mérések. A pontos eredményhez utóbbiak sugárzását le kell vonni az adatokból - tehát az összes elõtércsillag és közelebbi galaxis sugárzásától "meg kell szabadulni".
A technikailag nehezen megvalósítható, hosszas feldolgozás ezúttal sikerrel járt. A mûveletek után visszamaradt sugárzás a közel 13,7 milliárd éves Világegyetemnek nagyon õsi, a kezdet után kb. 400-700 millió évvel jellemzõ állapotából érkezett. Ezzel gyakorlatilag a tõlünk nagyságrendileg 13 milliárd fényévre lévõ égitesteket vizsgálták. Az infravörös sugárzást az õsi objektumok eredetileg még az ultraibolya és az optikai tartományban bocsátották ki, de a sugárzás a Világegyetem tágulása miatt az infravörös tartományba tolódott el.
A megfigyelt objektumok pontos mibenléte egyelõre nem ismert, csak annyi biztos, hogy a legelsõ képzõdmények némelyikét sikerült elcsípni. Eddig két lehetõség jött szóba: vagy nagyon korai, több száz naptömegû, extrém nagy csillagok lehetnek, avagy fekete lyukak, amelyek anyagot kebeleznek be környezetükbõl és ezáltal erõs sugárzást produkálnak.
Elméleti megfontolások alapján a Világegyetem legelsõ csillagai között rendkívül nagy, akár 1000-szeres naptömegû égitestek is lehettek. Ha a sugárzás ilyen objektumoktól, azaz õsi csillagoktól ered, akkor azok õsi galaxisokban koncentrálódhatnak. A most megfigyelt csoportosulások viszonylag kicsi, nagyságrendileg kb. egymillió naptömegû galaxisok lehetnek. Ezek késõbbi összeállásával születhettek a ma ismert, nagyobb csillagvárosok.
Bal oldalon az egyes elõtércsillagok láthatók az Ursa Maior (Nagy Medve) csillagkép irányába rögzített felvételen. Jobbra pedig a végeredmény, amelyet az elõtércsillagok és elõtérgalaxisok levonása után kaptak: a legtávolabbi égitestek sugárzásának eloszlása. (NASA/JPL-Caltech/A. Kashlinsky (GSFC))
Az alábbi ábrán néhány fontos megfigyelés összegzése látható, amelyek a Világegyetemet az Õsrobbanás után különbözõ idõtartammal, eltérõ állapotokban mutatják. Balra a COBE mûhold által rögzített mikrohullámú háttérsugárzás, és annak kisebb szabálytalanságai láthatók. Középen a Spitzer jelenlegi megfigyelése áll, jobbra pedig a Hubble-ûrteleszkóp HDF felvétele igen távoli galaxisokról. Az alsó skálán az egyes megfigyelt objektumok megjelenésének idõpontjai látszanak a Világegyetem fejlõdése során. A jelenlegi Spitzer-észlelés az elsõ csillagok születése elõtti, ún. sötét idõszak végét jelölheti.
Néhány megfigyelés és a neki megfelelõ idõpont, amely a Világegyetem fejlõdésének eltérõ állapotait képviseli (NASA/JPL-Caltech/A. Kashlinsky (GSFC))
A most azonosított objektumok abszolút értelemben rendkívül fényesek, és különböznek minden ismert, a környezetünkben lévõ, napjainkban megfigyelhetõ égitesttõl. A további vizsgálatuk segíthet a legelsõ galaxisok, és talán azok extrém nagytömegû csillagainak kialakulását megérteni. Ehhez elsõsorban a következõ generációs James Webb ûrteleszkóp nyújt majd fontos adatokat..
Kereszturi Ákos
Természetesen hallottam róla... Asszem mondanom sem kell, hogy nem hiszek benne. Legalábbis jelentéktelen dolgok szintjén semmiképpen. Az nyilvánvaló tény, hogy mindennek van kiváltó oka, de nem áll minden mindennel összefüggésben. Én így gondolom. :)
Jah, érdekes az egész, meg külön jó, hogy érthetõ is. Mondjuk én pont azt látom, hogy kivételek tulajdonságilag kivonják magukat az "össz" alól. Persze lehet azt mondani, hogy az univerzum maga az egység, de ez viszonyítás, felfogás és nézõpont kérdése. Az olyan jellegû vitákat meg feleslegesnek és értelmetlennek tartok, amik arra irányulnak, hogy amit én most itt teszek az kihatással van az egészre. Egyrészt persze, hogy igen, ez nem vita kérdése, mivel hozzátartozom az univerzumhoz, így hatással vagyok egy apró részére. Másrészt meg szerintem nincs jelentõsége, mivel nem hinniém, hogy az univerzum léptékével mérve bármit is befolyásol az amit én most éppen teszek.
Az információk javát én is a neten szerzem, mert azt tartom a legnaprakészebbnek. Aztán még van egy-két újság amit néha megveszek, vagy a tartalmát megnézem szintén a neten. pl. Élet és tudomány vagy a 3.éverzed. Az utobbit külön kedvelem, mert laikusok számára is érthetõen próbálja tálalni a tudományos dolgokat. Viszont néha sajnos pontatlanul, nem árt máshol is utána olvasni. A tv-t sem vetem meg, de csak úgy tévézgetni nem szoktam, csak célirányosan tv-zek.
Igazad van! De ha igaznak vesszük az õsrobbanást, mint egy zero-t, abban az esetben az akkor létezõ "tiszta" energia hatással van bármely ma létezõ energiafajtára. Tehát NEM kezelhetem tök külön a gravitációt, és tök külön az elektromágneses vonzást. Vagyis mindkettõ /sõt minden energiafajta/ hatással van a másikra.
Az atomok belsejében nem gravitációs, hanem elektromágneses erõk mûködnek. Ugye az atommag protonjai pozitív, az atommag körül keringõ elektronok negatív töltésüek. ;)
És igen, azt állítom, hogy az elektromágneses erejük nagyobb, mint az általánosan érzékelhetõ gravitációs erõ. Csak gondolj bele, hogy miért tud egy atomokból felépülõ palló például megtartani a Föld gravitációs erejével szemben. Az atomok elektromágneses erejének legyõzéséhez gigantikus gravitációs erõre van szükség, ilyen például egy fekete lyuk belseje, ahol minden anyag (így az atomokat felépítõ elemek is) elvileg megsemmisül.
Ugye nem haragszol, ha vitázok? Te azt mondod, hogy az atomok belsejében levõ gravitáció tökre független a teljes univerzum gravitációjától? Hm.........érdekes!!
S talán ez magyarázatot adhat arra a tényre, hogy habár a világegyetem összeségében tágul, vannak benne kivételek, melyek végül is nem vonhatják magukat az "össz" alól. Ezt azért merem mondani, mert az universum egységes egész. Még az is, hogy Te most esetleg olvasod e sorokat, hatással vagy a világegyetemre.
Még csak annyit, hogy sokan a TV-t divatból nem nézik, mert az a "sátán" mûve. Pedig az is csak egyfajta médium, akárcsak a könyv, és mindkettõt fel lehet használni különbözõ célokra. Lsd:gyõzsike só
A TV-t csak azért hoztam fel, mert én spec /amit tudok/ az idõmbõl adódóan a NET-rõl, és TV-bõl merítem. Az olvasás embert követel, és, hogy legyünk õszinték nem is olyan naprakész. Szinte naponta dõlnek, és keletkeznek új tézisek.
Az én tudomásom szerint az atomok nem nõnek, illetve a közötte lévõ távolság nem növekszik az univerzum tágulásával. Az alapvetõ tétel az, hogy az atomokban mûködõ elektromágneses erõ, de még a csillagok és a bolygók közötti gravitációs erõ is erõsebb, mint maga az univerzum tágulásának ereje. Legalábbis a mai körülmények között.
Ezek szerint keveset nézek tv-t. :) Erre nem tudok Neked mit mondani, mert akkor ezek szerint egyáltalán nem vagyok képben ezzel a dologgal kapcsolatban. (meg sok mással sem) Én ezt csak nagyobb egységekre tudom elképzelni, mint pl. a galaxisok vagy esetleg még a naprendszerek, de már egy bolygó szintû egységre nem igazán. Mert ha itt is tágulásról beszélnénk, akkor eleve nem illik a képbe az, ahogy a bolygók meg a naprendszerek keletkeznek. Arra gondolok, hogy ezek összeálnak valamibõl, és nem szétesés következtében keletkeznek/tek. Ez az atomi szintû távoldás meg számomra tényleg új. És, hogy ez a törvény mennyire általánosítható azt sem tudom. Talán CIFU többet tudna hozzáfûzni, lényegesen tájékozottabb nálam.
A Sprectum-tól kezdve a Discovery-ig elég sok helyen foglalkoztak vele. De egy általános törvény alól egy kis rész sem vonhatja ki magát. Ha a világegyetem tágul, akkor az az egészére érvényes, nem?
A Big bang elmélet nem állít olyasmit, hogy elõtte "nagy semmi" volt, az csak arra (egy elméleti) válasz, hogy jött létre a ma ismert univerzumunk. Hogy mi volt (ill. volt-e egyáltalán valami is) a big bang elõtt, az már egy külön kérdése a kozmológiának.
Hát, ezt az atomi szintû távolodást én még nem hallottam, persze ez nem jelenti azt, hogy ne lehet így. Én személy szerint magában az õsrobbanás elméletében sem hiszek, legalábbis azon részében semmiképpen, hogy elõtte volt a nagy semmi.
Az idõ peig tényleg nem folytonos, hanem diszkrét. Tudják is a legkisebb egységét, asszem 10E-44s:) Legalábbis most így tudjuk, de ez már elég régóta áll.
Lehet, hogy igazad van. De mivel az univerzum összessége a világegyetem grvavitációjának összessége, ezeket nem lehet egymástól függetlenül kezelni. Vannak tudósok, akik vitatják az idõ folytonosságát. Talán az is elképzelhetõ,hogy más idõ-tér törvények is vannak, melyek nem zárják ki az eddigiek jogosságát, sõt kiegíszitik azt.
Az hogy a világegyetem tágul nem feltétlenül jelenti, hogy az atomok is mindenképp messzebb kerülnek egymástól. Az átlagtáv persze nõ, de az egybefüggõ szikladarabok egyben is maradnak, hisz a saját gravitációjuk megmarad. Viszont szépen ki fog hûlni minden, mert nem keletkezik több csillag. Tehát esélyes, hogy a távoli jövõben a világegyetem csak nagyon távoli feketelyukakból fog állni.
Talán lenne egy kérdésem. A most uralkodó elmélet szerint a világegyetem egyre gyorsuló tágulási szakaszban van. Vagyis kb 100 milliárd év múlva az maguk az atomok is irdatlan távolságban lesznek egymástól, s tovább-tovább. Nem mond ellent ennek az a tény, hogy eközben a galaxisok anyaga a közepükben levõ feketelyukakba zuhan. Vagyis nem távolodik. Ugye értesz? Talán még egy. Ha volt õsrobbanás, miért egyforma a tágulás a tér minden részén, és miért ugyanakkora a háttérsugárzás. Csak azért, mert az átlagos robbanásnak van középpontja, és a "legszélsõk" távolodnak a leggyorsabban.
Fokozatosan fejlõdõ galaxisok 2006. december 15., péntek, 8:33
Elméleti megfontolások alapján már régóta feltételezték, hogy egy galaxis fejlõdésére a környezete is erõs hatással van. Elsõ alkalommal sikerült azonosítani ilyen összefüggést kiterjedt méretskálán is.
A csillagvárosok fejlõdése összetett folyamat. Az elmúlt években sok példát találtak arra, hogy az egymással kölcsönható galaxisokban komoly átalakulások történnek, néha robbanásszerûen heves csillagkeletkezést elindítva. A csillagvárosok összeolvadására és szétszakadásra is sok példa akad.
Az idõ elõrehaladtával változik a csillagok megoszlása egy galaxisban: a nagyobb égitestek rövidebb életûek, ezért idõvel nõ a kisebb égitestek aránya. Az akítv csillagkeletkezést mutató galaxisokban sok a nagytömegû és nagy energiakibocsátású, egyben rövid életû csillag - ezek durva közelítés alapján jellemzõen kékes színt mutatnak. Velük ellentétben az idõs galaxisok csillagai között sok a kisebb tömegû és energiatermelésû, ezért hosszabb életû, sárgás, vöröses árnyalatú objektum.
Az általános tendenciák felmérésére francia és olasz csillagászok az ESO VLT mûszereivel és a VIMOS spektrográffal végeztek kiterjedt megfigyeléseket. A három évig tartó program keretében több mint 6500, eltérõ távolságban lévõ galaxist vizsgáltak, egészen 9 milliárd évvel ezelõtti idõpontig.
A munka során néhány viszonylag egyszerûen vizsgálható paraméterbõl következtettek az egyes csillagvárosok jellemzõire. A távolság és a teljes energiakibocsátás mellett fontos jellemzõ volt a szín is, amely a fentiek szerint az égitestek között a fiatal csillagok gyakoriságára/ritkaságára, és ezzel a csillagkeletkezés intenzitására utal.
Az eredmények alapján a galaxisok fejlõdésében nem csak a keletkezéskor jellemzõ, induló paraméterek számítanak. Kiderült, hogy az egyes csillagvárosok környezete is fontos szerepet játszik. Másként fejlõdik egy csillagváros a sûrûbb (galaxisokkal zsúfolt) és másként a ritkább környezetben.
Az NGC 1232 spirális galaxis a 8,2 méteres ANTU teleszkóppal.
A felmérés egyértelmûvé tette, hogy a heves csillagkeletkezés a sûrûbb galaktikus környezetben gyorsabban emésztette fel a csillagvárosok gázanyagát - ezért az ilyen helyszíneken korábban volt intenzív a csillagkeletkezés, mint az izolált galaxisokban. Az is kiderült, hogy a nagyobb galaxisokban is hasonló jelenség zajlott le: a gázanyag ott is gyorsabb ütemben alakult csillagokká, mint kisebb társaikban.
Elméleti megfontolások alapján már régóta feltételezték, hogy egy galaxisra a környezetének jellege is erõs hatással van. Ez az elsõ alkalom, hogy a fenti összefüggéseket ilyen kiterjedt méretskálán is sikerült azonosítani.
Kereszturi Ákos
Nagyon érdekes dolgokat írtatok! Folytassátok a nézõpontotok fejtegetését csak please nem személyeskedjetek! Mindketten jókora tudás birtokában vagytok, osszátok meg másokkal is!
Most nagyot csalódtam benned:(
Lehet sok okos dolgot tudsz írni, de látom te sem bírod belátni ha hülyeséget írsz, inkább sértegetsz:) Ezt azért tõled nem vártam volna.
Ha minden pontjára hat a gyorsulás, akkor az szabadesés, és nincsen belsõ erõ, ami kárt okozhatna(ejtõernyõzz, meglátod). A gond épp akkor van, ha csak a test egy részét éri a gyorsulás (pl katapultálásnál a fenekünket). Ekkor ugyanis a test tehetetlenségnél fogva ott maradna, míg a seggünk gyorsulna, így az ellentétes erõk összenyomják a csigolyákat, és lenyomják a vért a lábunkba. A telefon hasonló, a két oldalát nyomom össze. Bár az igaz, hogy nem pont ugyanazon részeit éri a terhelés.
Ne és én mit írtam? Hogy a belsõ szerkezetre is hat erõ. A csatlakozási, rögzítési pontoknál. Érted már, miért nem lehet a gyorsulást úgy szimulálni, hogy ráálsz a telefonodra? :))
Az embereknél a 10G sem a merev csontvázat terheli, hanem elõször a vért nyomja ki a fejünkbõl->ájulás, aztán a belsõ szerveink zúzódnak. És egy merev eszköz nem a vérre, vagy a szintén laza szervekre, inkább a csontra hasonlítanak.
Az embereket már te keverted bele a témába, azt mondjuk nem értem miért, de ha már szóba kerültek... :)
A "merev eszköz" nem hasonlít az emberi szervezetre, sehogy. :)
"Azért hogy meg se kottyan nekik, az erõs túlzás. 3-7kg-ot vesztenek a testsúlyukból egy verseny alatt, és komolyan kifáradnak." A tárgy szempontjából ez gyakorlatilag ugyanaz.
"A külsõ burkolatot terheled csak, a belsõ szerkezetet nem. A gyorsulásnál a belsõ szerkezetre is hat az erõ. " Ha minden pontjára hat a gyorsulás, akkor az szabadesés, és nincsen belsõ erõ, ami kárt okozhatna(ejtõernyõzz, meglátod). A gond épp akkor van, ha csak a test egy részét éri a gyorsulás (pl katapultálásnál a fenekünket). Ekkor ugyanis a test tehetetlenségnél fogva ott maradna, míg a seggünk gyorsulna, így az ellentétes erõk összenyomják a csigolyákat, és lenyomják a vért a lábunkba. A telefon hasonló, a két oldalát nyomom össze. Bár az igaz, hogy nem pont ugyanazon részeit éri a terhelés.
Az embereknél a 10G sem a merev csontvázat terheli, hanem elõször a vért nyomja ki a fejünkbõl->ájulás, aztán a belsõ szerveink zúzódnak. És egy merev eszköz nem a vérre, vagy a szintén laza szervekre, inkább a csontra hasonlítanak.
A forma1-es pilótákra folyamatosan 3-4G hat 1,5 órán keresztül. És meg se kottyan nekik.
Azért hogy meg se kottyan nekik, az erõs túlzás. 3-7kg-ot vesztenek a testsúlyukból egy verseny alatt, és komolyan kifáradnak.
6-7 meg nem olyan sokkal több, bár ekkora erõ hatására már lehet kevésbé tudnának odafigyelni.
Nem csak az odafigyeléssel van a probléma. A megnövekedett terhelés exponenciálisan több megterhelést jelent. A vadászgéppilóták legjobbjai is csak 10-12G-t viselnek el pár másodpercig, megfelelõ öltözékben. A katapultáláskor 22-25G körüli erõ éri õket néhány század másodpercig. Ez általában mindig rövid idejû eszméletvesztéssel, és gerinc ill. nyaksérüléssel jár. Ez utóbbi miatt a katapultált pilóták általában hónapokig rehabilitáción vesznek részt, mielõtt újra repülni engedi õket. Egy vadászpilóta esetében a második-harmadik katapultálás után általában már egészségügyi okokból leszerelik õket. Kivételt a berepülõpilóták jelentenek, egyik-másik akár 6-7 katapultálás után is repül még.
kb 700G-nek felel meg(70kg/100g).
Ez nem gyorsulás. :) A külsõ burkolatot terheled csak, a belsõ szerkezetet nem. A gyorsulásnál a belsõ szerkezetre is hat az erõ.
Egyébként az emberi rövid idejû gyorsulási rekord 300G felé van. Ütközésnél.
Megint: idõtartam. Roppant rövid idõ esetén még ez is túlélhetõ talán (nem próbálnám ki azért).
Tervezik a legnagyobb rádióteleszkóp-rendszert 2006. december 11., hétfõ, 8:30
Közel 3000 kilométer átmérõjû rádióteleszkóp-rendszert tervez közösen az ASTRON és az IBM. Az eredmények segítségével talán mélyebben pillanthatunk be az Univerzum fejlõdésébe.
Napjaink egyik vezetõ csillagászati kutatóhálózata, az ASTRON és az IBM közösen tervezik az eddigi legnagyobb rádióteleszkóp elkészítését. A két szervezet együttmûködése nem újkeletû: korábban a Blue Gene R névre keresztelt szuperszámítógép elkészítésében is együtt dolgoztak már. Utóbbi az alacsony frekvenciájú rádióhullámokat vizsgáló, és a mûködését már megkezdett LOFAR rádióteleszkóp-rendszer adatait dolgozza fel, napjaink átlagos számítógépeinél lényegesebben gyorsabb ütemben. A hálózatban viszonylag egyszerû és olcsó rádiótávcsövek vesznek részt, és a beérkezõ hatalmas adatmennyiség feldolgozásához kell szükséges nagy számítástechnikai kapacitás.
Az IBM a még nagyobbnak tervezett új teleszkóprendszer hardveroldalának megvalósításából veszi ki a részét. Õk tervezik és készítik ugyanis az új hálózat antennái által vett jeleket feldolgozó mikrochipeket. A szilícium-germánium alapú, úgynevezett SiGe8HP technológiával készülõ processzorok több mint 200 GHz-es frekvencián mûködnek majd. Igen jó a jel/zaj arányuk, kevés energiát igényelnek, és emellett költségkímélõ eljárással készülnek. A prototípus létrehozását 2007-re tervezi az IBM.
A tervezett rádióteleszkóp-hálózat teljes átmérõje 3000 kilométer lesz, és mintegy egymillió különálló antennából áll majd. Ezek együttes felülete az egy négyzetkilométert közelíti. Tekintélyt parancsoló méretére utal az SKA rövidítés is, amely a Square Meter Array, azaz a négyzetkilométeres hálózat szavak kezdõbetûibõl áll össze.
A Hollandia területén lévõ LOFAR rádióteleszkóp-rendszer vázlatos szerkezete teljes kiépítettségében, amely az új hálózat változatának tekinthetõ (ASTRON)
A rendszer felállításának egyik lehetséges kezdeti helyszíne Hollandia, közel a már ott található és hasonlóan sok elembõl álló LOFAR-rendszerhez. A tervek szerint az SKA innen egészen a Párizstól délre lévõ Nancy távolságáig nyúlik. Ausztrália és Dél-Afrika is szóba került, mint lehetséges helyszín. A hálózat iránt egyébként az internet terjedését támogató befektetõk is érdeklõdnek, a sok távcsövet összekötõ vezetékek ugyanis az internet mindennapi használatába is bevonhatók.
A tervezett rendszer fõ vizsgálati célpontjai a fiatal galaxisok és általában a korai Világegyetem egyéb objektumai lesznek. A rendszer által készített megfigyelések segítségével a láthatatlan tömeg jellemzõire is következtethetünk majd. Az eredmények segítségével talán mélyebben pillanthatunk be az Univerzum fejlõdésébe.
Kereszturi Ákos
A forma1-es pilótákra folyamatosan 3-4G hat 1,5 órán keresztül. És meg se kottyan nekik. 6-7 meg nem olyan sokkal több, bár ekkora erõ hatására már lehet kevésbé tudnának odafigyelni. A mobil meg nem élõ szövetbõl készült, tehát nem kéne az emberekhez hasonlítani. 100G-n se történne vele semmi. Akár rá is állok, azt is kibírja (ha neccesen is), és az kb 700G-nek felel meg(70kg/100g). Egyébként is gyakorlatilag (ilyen szinten) mind1 mennyi ideig hat rá, mert nem fárad el az anyaga, mint az embernél.
Egyébként az emberi rövid idejû gyorsulási rekord 300G felé van. Ütközésnél.
hallotam valami olyasmit hogy a mai számitógépek sokkal sérülékenyebbek a kozmikus sugárzásra mint pl a 10 évvel ezelõttiek, azért mert gyártásnál már nagyon kis mikronnal készülnek.
Az MSL-en lesz "kommersz színû" szûrõ is, bár hogy õszinte legyek, nagyon meglepõdnék, ha az eddigi felvételektõl élesen különbözõ színeket kapnánk vele.:)
Nemtudom hol hatna 6g gyorsulás, szinte minden ûrjármûnél 3-4g a max ami engedélyezett indulásnál(nem csak az emberesnél), ûrsiklónál is 3g-nél visszavesznek az fõhajtómûvek tolóerejébõl, és 3g-n maradnak, energia-nál is így tették, szal inkább 3-4g-t kell kibírniuk, de azt egy sima olcsó gép is simán kibírja, sztem a 6g-t is, ha nem lötyögõsen van összeszerelve, és nem selejtes.
És a szondákban meglévõ mûszerek is sima mûszerek(ugyanúgy készülnek), csak megfelelõen le vannak árnyékolva a sugárzás ellen, amit egy sarki boltban megvett fényképezõvel meg lehet tenni.
Azt még akár egy ember is kibírja.
Sima ruhában egy átlag ember legfeljebb néhány másodpercig. Egy jó kondicióban lévõ vadászpilóta G-ruhában elviseli talán egy-két percig, aztán õ is elájul.
Ha leejtem a mobilom akár 100G is hat rá a földetéréskor, és mégis mûködik tovább:)
Egy ezred másodpercig. Ha 100G hatna rá 1 másodpercig, már kissé érdekesen nézne ki. :)
Jó persze a rendes mérésekhez rendes mûszerek kellenek, de azért egy tényleg valós színû kép kedvéért felküldhetnének egy színes kamerát is. Az is lehet profi, de a célnak akár egy egyszerû is megfelel.
Egyébként meg mi az a 6G? Azt még akár egy ember is kibírja. Ha leejtem a mobilom akár 100G is hat rá a földetéréskor, és mégis mûködik tovább:)
És az hogy viseli az indításkor fellépõ 3-6G-s gyorsulást, a Marsig tartó utat, a kozmikus sugárzást, a szélsõséges hõingadozást és egyebeket? És képes lesz legalább 4-5 évig hibátlanul mûködni? :))
Ha ilyen egyszerû lenne, akkor a bolygókutató szondákba se drága, speciális célhardware-t szerelnének, hanem elbattyognának a sarki szám.tech boltba, vennének egy mobil CPU-t, egy MicroATX alaplapot, meg aplikálnának rá egy folyadékhûtést, amelynek a radiátorát a szonda külsõ felén helyeznék el. :)
Ma már pár dekából megoldható egy jobbfajta valós színû kamera(szedhenek ki egyet egy mobilból:)), szal remélem a kedvünkért a következõ járatra felpakolnak egyet.
Nem is olyan régen az NWO topicban merült fel a kérdés, vagyis nem is merült fel...
A "leleplezés" az volt, hogy a NASA képein nem ugyanolyan színû a Mars felszíne, sõt, a roverek színkalibrációs mûszerén "tetten érhetõ", hogy a NASA "akarattal megtéveszti" a lakosságot arról, hogy is néz ki valójában a Mars felszíne.
A Mars Roverek PANCAM-jai monokróm képeket tudnak csak felvenni, és egy-egy szûrõ található a két kamera elött nyolc-nyolc különbözõ értékkel. Tehát a képek nem egy-egy felvételbõl készülnek, hanem különbözõ szûrõkkkel készült képekbõl mesterségesen hozzák létre õket. A NASA oldalán lévõ képek alatt is olvasható, hogy milyen szûrõkkel készültek (természetesen a kiemelet képeknél jegyzik ezt csak meg, az ömlesztve felpakolt képeknél általában nincs odaírva). A NASA a kék-piros-zöld szûrõvel készült képek alá is azt írja oda, hogy megközelítõleg valós színû kép.
Az "egyszerûen fényképezni" szöveg egy kissé mókás, több okból is:
1.: Az "egyszerû" digitális fényképezõgép is csak monokróm CCD-vel rendelkezik. Ha egy CCD-s, akkor ha jól tudom a prizmával felbontott fényt egymás után engedik rá (piros/zöld/kék), és így gyakorlatilag három felvételbõl csinál egyett a videokamera ill. fényképezõgép. A 3CCD-sek esetén a három alapszínnek már egy-egy dedikált CCD-je van. Namost a valós színû képhez ugye 3CCD kellene ez esetben, ami egyfelõl drága mulatság, másfelõl 3 alkatrészt jelent egy helyett és végül 3CCD az csaknem 3x annyi energiát is kér. 2.: A tudósok számára nem elég a "hagyományos" kép. Különféle spektrumokra kiváncsiak, az infravöröstõl az UV tartományig. Ezt úgy lehet megoldani, hogy a CCD elé raknak egy olyan berendezést, amely az éppen szükséges szûrõt (v. szûrõket) rakja a CCD elé, így csak abban az adott spektrumban érkezõ fényt fogja látni. Namost ebbõl következik, hogy a fix spektrumú kamera nem az igazi megoldás (a hagyományos digi fényképezõgépek pedig ilyenek).
Nem igazán vágom én sem, de szerintem valami olyasmi lehet a dologban, hogy az a kamera nem egy hagyományos digit kamera, hanem valami spéci cucc, amin azért lehet(kell) a különféle hullámhosszúságú fényszûrõket használni, mert így tudják leginkább elemezni a légkör tartalmát. Ezért, gondolom a szabad szemmel látható tartományt is úgy kell külön beállítani. Aztán lehet nem így van. :)
Kék napnyugta a vörös bolygón 2005. július 15., péntek, 8:01
A Spirit a vörös bolygón töltött 489. marsi nap (sol) estéjén (2005. május 10-én) panorámakamerájával látványos fotót rögzített egy marsi naplementérõl. A látóhatár már beleharapott a "kékesen" nyugvó napkorongba, amelynek mérete kétharmada a Földrõl láthatónak. Az elõtérben a Jibsheet névre keresztelt szikla körvonalai sejthetõk.
Most induló, A hét csillagászati képe címû sorozatunkban minden pénteken egy szép, ugyanakkor tudományosan is hasznos felvételt mutatunk be, valamely aktuális csillagászati témához kapcsolódva.
A Földön az égbolt színeit a légkör erõsen befolyásolja. A színek kialakulásában az ún. Rayleigh-szóródás játszik kulcsszerepet, amely a nagyjából fehér napfény összetevõit eltérõ mértékben szórja: a szóródás mértéke a fény hullámhosszával (pontosabban annak negyedik hatványával) fordított arányban áll, azaz minél rövidebb a hullámhossz (a látható tartományban minél kékebb a fénysugár), annál több szóródik belõle. Az eredetileg fehérként indult fénybõl a kék nagyobb része kiszóródik a légkörben, ezért kék az ég. Ugyanakkor ha reggel vagy este nézünk a Nap felé, sokkal több vöröses fény jut a szemünkbe, mivel a kék nagy része útközben már kiszóródott. Ezért vöröses a nyugvó vagy kelõ napkorong.
A Marson is hasonló a helyzet, de ott a ritka légkör miatt kevés fény tud szóródni, ami elméletileg mély ibolyaszínû, kékesfekete eget eredményezne. Ugyanakkor sok por is lebeg a légkörben, amirõl visszaverõdik a fény, fényessé téve a nappali égboltot. A por a benne lévõ vasoxidok miatt vöröses színû, a szemcsék ezért elsõsorban a vöröses árnyalatokat verik vissza. A marsi égbolt így rózsaszínû napközben. Itt tehát nem fényszóródással, hanem fényvisszaverõdéssel találkozunk.
A látvány napnyugta és napkelte környékén megváltozik, ekkor elõtûnik a Nap körüli halvány kék derengés. Utóbbit szintén a por hozza létre, de nem a fényvisszaverõdés, hanem a fényszóródás révén. Ekkor a porszemcsék mérete már fontosabb szerepet játszik, mint a színük. A porszemek egy meghatározott mérettartományban a fentiekhez hasonlóan elõszeretettel szórják a kék színt. Mivel a lebegõ por általában apró szemcséket tartalmaz, sok kék színt szór. Amikor a fény hosszú utat tesz meg a poros légrétegen át - tehát ha a Nap közel van a látóhatárhoz -, kékes udvar övezi. Utóbbi megpillantását az alacsony napállás is segíti, mivel csillagunk gyengülõ fénye ekkor már nem nyomja el a halvány kékes derengést. Ez okozza a vörös bolygó kék naplementéit.
Ha ekkor a Marson állnánk, fura látvány tárulna elénk: a szóródás miatt kékes udvar övezi a Napot, az ég más részei viszont a vörös porról visszavert, fõleg vörös szín miatt halvány rózsaszínen tündökölnek. Amikor nagyon sok por van magasan a Mars légkörében, a naplemente utáni vagy napfelkelte elõtti szürkület (illetve pirkadat) hosszúra nyúlik: több mint két órán keresztül is tarthat, mivel a látóhatár alatti Nap sugarai is még sokáig megvilágítják a magasan lebegõ anyagot.
A fentihez hasonló képeknek esztétikai értékük mellett tudományos hasznuk is van. A szakemberek az alacsony napállásnál készült képek alapján a légkörben lebegõ por magasság szerinti eloszlására, sûrûségére következtetnek.
Nemi infó a képhez: A fotózás során a robotgeológus 750, 530 és 430 nanométer hullámhosszúságú fényszûrõt használt. E szûrõkombináció eredményeképpen olyan felvételek születnek, amilyent hozzávetõlegesen az emberi szem látna, ám a színek kissé eltúlzottak.
Csillagontó csillagváros 2006. december 1., péntek, 8:45
Egy magányos, mégis heves csillagkeletkezést mutató galaxis.
Az NGC 1313 jelû objektum egy küllõs spirálisgalaxis. Közel 15 millió fényév távolságban található, a Reticulum (Háló) csillagképben. Megjelenésében kissé emlékeztet Tejútrendszerünk legnagyobb kísérõgalaxisára, a Nagy Magellán-felhõre. Alakját ugyanis egy központi küllõ és abból kiágazó, kissé szabálytalan spirálkarok uralják.
Az úgynevezett csillagontó galaxisokban a Tejútrendszerre jellemzõnél nagyságrendileg ezerszer gyorsabb ütemben születnek az égitestek. A statisztikák alapján évente akár száz naptömegnyi csillagközi gáz is csillagokká alakulhat, alkalmanként igen kompakt, de nagytömegû halmazokat alkotva. Az ilyen aktivitás elsõsorban két galaxis ütközése és anyaguk egybeolvadása során jön létre. Az ESO VLT mûszereivel és a rájuk szerelt FORS-1 detektorral az NGC 1313-at tanulmányozták.
Az új megfigyelések alapján a galaxis centruma - amely körül a belsõ régióban tanulmányozott égitestek keringenek - nem esik egybe a galaxis küllõjének centrumával , ahogy elméletileg várható lenne. Míg a legtöbb spirális csillagvárosban a spirálkarok mentén keletkeznek az új égitestek, az ütközõ galaxisoknál ez sokkal bonyolultabb. Az ütközéseknél az összetalálkozó felhõk vonalában, alkalmanként az árapálytorzulásoknak megfelelõ helyeken születnek az égitestek - az NGC 1313 esetében érdekes módon elsõsorban a küllõ alakú, közel egyenes belsõ térrészben kerül erre sor. A jelenség okára egyelõre nincs magyarázat.
További furcsaság, hogy a központi, heves csillagkeletkezést mutató régió területén egymástól 0,77 ívmásodpercre két erõs röntgensugárforrás helyezkedik el. Az erõs sugárforrás egy-egy fiatal, közel 20 és 10 naptömegû csillaghoz kapcsolódhat, amelyek közül legalább az egyik kettõs objektum lehet, és társával erõs kölcsönhatásban áll.
A fentiek fényében jogos az elképzelés, hogy a galaxis heves kölcsönhatáson megy keresztül - ugyanakkor helyzete nem utal erre. Egy magányos csillagváros, azaz nem tagja egyetlen galaxishalmaznak sem. Ezzel ellentétben a legtöbb hasonló kölcsönható galaxis közeli szomszédokkal bír, amelyek némelyike a központi objektumba olvadva sûríti össze az ott lévõ gázt, és indítja el a heves csillagkeletkezést.
Talán egy régebben lezajlott ütközés következtében torzult el az NGC 1313 spirálkarjainak alakja, és indult el belsõ régiójában a csillagkeletkezés. Az alábbi felvételen aktív csillagkeletkezést mutató területek és onnan kiinduló, táguló szuperbuborékok is megfigyelhetõk. A zöld szín az ionizált oxigént mutatja, jelezve a legforróbb, nagytömegû fiatal égitesteket.
Az NGC 1313 központi régiója az egyik 8,2 méteres VLT teleszkóp felvételén.
A fenti képen bemutatott központi részt övezõ tágabb zóna, ahol jobbra lent egy eltorzult spirálkar, fent pedig valamilyen diffúz, esetleg kidobott anyagfelhõ látható (ESO)
Kereszturi Ákos
Meg nem született galaxisok 2006. november 29., szerda, 12:54
Egy új szimuláció alapján számos olyan sötét anyagcsomó lehet a Tejútrendszer közelében, amely nem fejlõdött galaxissá.
Az elmúlt évek elméleti modelljei alapján sokkal több apró csillagvárosnak kellett keletkeznie a Világegyetem kezdeti idõszakában, mint amennyit jelenleg látunk. A hiány magyarázatára több elgondolás is napvilágot látott. A szakmai körökben legnépszerûbb változat szerint szép számmal léteztek ilyen törpegalaxisok, de azok nagyobb része más galaxisokba, például a Tejútrendszerbe olvadt bele.
Egyes szakemberek szerint azonban ez sem oldja meg a problémát. Jurg Diemand és Piero Madau (University of California, Santa Cruz) a NASA egyik szuperszámítógépével futtattak le egy szimulációt, amely a láthatatlan tömeg viselkedését szimulálta. A Világegyetem anyagának nagyobb részét kitevõ láthatatlan vagy sötét anyag ugyanis döntõ szerepet játszik a fénylõ, látható anyag összesûrítésében, így erõsen befolyásolja a galaxisok keletkezését.
A több mint 300 processzorból összekapcsolt szuperszámítógép több hónapon keresztül dolgozott a kalkuláción, amelyben a láthatatlan tömegbõl képzõdõ anyagcsomók hierarchikus összeolvadását, növekedését vizsgálták. A modell kiindulási paramétereit a WMAP-szondának a Világegyetem korai állapotáról készített legfrissebb mérései szerint választották meg. A szimuláció az Õsrobbanást követõen kb. 50 millió évvel indult, és 234 millió képzeletbeli objektum kölcsönhatását tanulmányozta 13,7 milliárd évnek megfelelõ idõtartamon keresztül.
A modell alapján a Tejútrendszer mai halojában (a Galaxis korongját övezõ gömb alakú térrészben) sok ilyen kisebb anyagfelhõ maradt. Bizonyos hányaduk annyi normál gázt vonzott magához, hogy késõbb hagyományos galaxisokká fejlõdött.
Az eredmények alapján nagyságrendileg öt, egyenként 30 millió naptömegû ilyen sûrûsödést, valamint sok kisebb csomót várhatunk a halo belsõ tartományában. Ám jelenleg ebben a zónában mindössze egyetlen ilyen anyagcsomót ismerünk, a felbomlóban lévõ Sagittarius-törpegalaxist. A Tejútrendszer tágabb környezetében is több törpegalaxis várható: a ma ismert 15-höz hasonló anyagcsomóból a szimuláció alapján közel 120-nak kellene lennie. A nagy kérdés: ha tényleg ilyen sok volt belõlük, hová lettek?
Mint fent említettük, egyes modellek alapján ezek mind nem olvadhattak a Tejútrendszerbe. Elképzelhetõ, hogy nem is alakultak hagyományos galaxisokká, hanem láthatatlan csomókként maradtak fent. Ha a legelsõ csillagok ultraibolya sugárzása erõsen felforrósította a gázt, elképzelhetõ, hogy egyes láthatatlan csomóknál a normál gáz nem tudott az összesûrûsödni. De azt sem zárhatjuk ki egyelõre, hogy bizonyos csomóknál ma még ismeretlen jellemzõk akadályozták meg a gáz összesûrûsödését.
A Tejútrendszert övezõ halo képe kb. 3,4 milliárd évvel ezelõtt, a láthatatlan anyagot narancsos színnel jelölve (a kép számítógépes modell alapján készült). Az ábrázolt 2,5 millió fényév átmérõjû zónában sok kis csomó figyelhetõ meg, amelyeknél lényegesen kevesebb törpegalaxist ismerünk a közelben (J Diemand/M Kuhlen/P Madau/UCSC)
A szimuláció alapján Galaxisunk belsõ vidékén is sok a láthatatlan tömeg alkotta anyagcsomó, amelyek idõnként a korong alakú fõsíkon is áthaladnak. A modell alapján tehát a Tejútrendszer láthatatlan anyagból álló haloja messze nem homogén, és közel 10 ezer darab, néhány ezer fényév átmérõjû jelentõs sûrûsödést tartalmazhat - amelyeknek egyelõre a nyomát sem látjuk.
Kereszturi Ákos
Hogy csinálod meg?
1.: Jelenleg egyetlen ûrállomás kering felettünk, tíz éve készül, és "csak" 200 tonnás jelenleg (teljesen készen sem lesz több, mint 400 tonna a mostani tervek szerint), hathatós emberi beavatkozással épült az ûrben és az erõforrása napenergia. A Mars-bázisnak gigászi mennyiségû energiára lesz szüksége, így a napenergia (amely a nagyobb Naptól való távolság miatt amúgy is kisebb hatásfokú) nem jöhet szóba. A jelenlegi erõforrások közül csak az atomenergia merülhet fel. Az ûrállomás még így is jópár száz tonnás kell hogy legyen. Egyben megépíteni nem igazán lehet, tehát vagy a Föld körül kell megépíteni, vagy a Mars körül, kisebb részegységekbõl. Ha a Föld körül építjük meg, akkor alkalmasnak kell lennie arra, hogy elviselje a Föld-Mars utazást. Ha a Mars körül építik meg, akkor a te elképzelésed szerint emberi beavatkozás nélkül kell erre sor kerüljön. Erre még nem biztos, hogy képesek vagyunk (nem megvalósíthatattlan, de példa még nem igen volt rá). 2.: A rendszert felügyelni és karbantartani kell, hiszen nem rövidtávú eszközrõl beszélünk. Eddig a legtartósabb ûrbéli eszközök is csak 10-15 évig mûködtek megbízhatóan (a külsõ bolygók felé küldött Voyager vagy a Pioneer szondák rendszereinek jó része is tönkrement már) karbantartás nélkül. Szóval fejlõdni kell ezen a téren is, de folyamatos karbantartásra mindenképpen szükség lesz. Ezt a legegyszerûbben úgy lehet megvalósítani, ha egy állandó személyzetet helyezünk el rajta.
Ezen kívûl még egy apróságra hívnám fel a figyelmet: ez a bolygóközi szintû lézer-tolásos rendszer a gyakorlatban még nem bizonyított elv. Nagyon szélsõséges szintû precizitásra van szükség a mûködéséhez, tehát nem feltétlen szerencsés az elsõ lépéseket ilyen bonyolult rendszerekkel megtenni.