Miért forog minden a Világegyetemben? 2007. március 21., szerda
"Miért forog minden a Világegyetemben? A Föld forog a tengelye körül, a Nap körül, a galaxis körül, a csillagok is forognak, a galaxisok is. Miért nem statikus minden és csak állnak "egy helyben", ahogy tágul a Világegyetem?"
A kérdésre a válasz a fizikai megmaradási törvényekben keresendő. Zárt rendszerekre érvényes az energia-, a lendület- és perdületmegmaradás törvénye, melyek a vonatkozó fizikai törvények szimmetriáiból következnek. Részletes tárgyalás nélkül röviden arról van szó, hogy a klasszikus fizika egyenleteinek érvényessége független attól, hogy az idő kezdőpontját mikortól vesszük fel (következmény: energiamegmaradás), a térbeli helyzet leírására használt koordináta-rendszerünknek hol van a kezdőpontja (következmény: lendületmegmaradás), illetve hogy milyen szögből kezdjük felmérni az irányokat (perdületmegmaradás).
Utóbbi mennyiség a tömegeloszlástól, sebességtől és mérettől függ, melyek kombinációja állandó. Ennek megfelelően ha változik valamelyik a három közül (pl. a tömegeloszlás és/vagy méret), akkor a többi ellensúlyozza ezt a változást. A perdületmegmaradás legszemléletesebb példája a piruettező korcsolyázó, aki a kezeit behúzva megváltoztatja testének tömegeloszlását, aminek eredményeképpen felgyorsul a forgása.
A Világegyetem minden egyes égitestje fejlődésen esett át az elmúlt 13,7 milliárd évben, mely fejlődésnek fontos összetevője a lokális összehúzódás. Miközben maga az egész Világegyetem tágult, az erős tömegkoncentrációk környezete ezzel ellentétes irányban működött. Naprendszerünk 4,5-5 milliárd évvel ezelőtt kb. 1-2 fényév méretű gázfelhő volt. Ennek a belső összehúzódása feltehetően valamilyen külső tényező hatására, pl. egy közeli szupernóva-robbanás lökéshullámát követően indult el. A mag összehúzódása elindította a gravitációs összeomlást, aminek eredményeként kialakult a Nap, körülötte pedig a bolygók. Ezek mindegyike nagy kiterjedésű por- és gázcsomók összehúzódásával jött létre – azaz lehetett nekik szinte tetszőleges kicsi forgásuk, az összehúzódás következtében ez a forgási sebesség óhatatlanul több nagyságrendnyit felgyorsult. Eredeti forgásuk pedig valószínűleg annak volt eredménye, hogy nem ideális gömbszimmetrikus felhőkből, hanem szabálytalan alakú, torz tömegeloszlású csomókból álltak, melyek a hasonló csomókkal kölcsönhatva keringő/forgó mozgást végeztek.
A galaxisokra ugyanúgy érvényesek ezek a megfontolások, hiszen ezek is sokkal nagyobb kiterjedésű gázfelhők összehúzódásának eredményei. Egyébként a külső anyagbefogás is lehet "forgató" hatású: hacsak nem pontosan a tömegközéppontban találja el a kívülről becsapódó kisebb égitest a nagyobbat, összeolvadásuk utóbbi tengelyforgási irányától függően felpörgeti vagy lelassítja a forgást. Ez a folyamat felelős például az Univerzumban tapasztalható leggyorsabb forgásokért, melyek kölcsönható kettőscsillagokban fordulnak elő. Ezekben egy kis méretű, ám nagy tömegű csillag anyagot szív el a kísérőjétől. A becsapódó gázcsomók az oldalról eltalált biliárdgolyóhoz hasonlóan felpörgetik az anyagot elszívó égitestet, ami a milliszekundumos pulzárokban a tengelyük körül másodpercenként több százszor megforduló neutroncsillagokat eredményez.
Űrtávcsöves mozgóképek a Szaturnuszról 2007. március 21., szerda
Három rövidfilm készült a gyűrűs bolygóról a Hubble Űrtávcső felvételei alapján.
Nemrégiben mi is hírt adtunk a Cassini-szonda Szaturnuszról készített fantasztikus képeiről, amelyek soha nem látott részleteket mutattak be a gyűrűs bolygó titokzatos világáról. Ezúttal a Föld körül keringő Hubble Űrteleszkóp 1995-ben és 2003-ban készített képeiből összeállított mozgóképekről tudunk beszámolni, melyek kb. ezerszeres gyorsításban mutatják a Szaturnusz és holdrendszerének bámulatos dinamikáját. A Space Telescope Science Institute által most közzétett három film közül kettőben a bolygó számos holdját láthatjuk, amint a közel éléről látszó gyűrűn áthalad árnyékuk. A harmadik rövidfilm a Szaturnusz déli pólusát mutatja abban a speciális helyzetben, amikor a gyűrűkre a lehető legnagyobb szögben láthatunk rá a Földről nézve.
Az első videón (137,4 kB) a gyűrűket, valamint a Titan és Tethys holdak áthaladását figyelhetjük meg. Elsőként a Titan árnyéka vetül a gyűrűkre, majd megjelenik maga a hold is, végül pedig bal oldalon, látszólag ellenkező irányban haladva megjelenik a Tethys.
A Titan és árnyéke a bolygón. A háttérben a Tethys.
A második videón (462 kB) szintén éléről látjuk a gyűrűket, de most a jeges Mimas, Enceladus, Dione holdakat, valamint ismét a Tethyst láthatjuk elhaladni. Először a Mimas és az Enceladus jelenik meg, mindkettőnek látható az árnyéka is a bolygó korongján, de csak az Enceladusé halad át a gyűrűn is. Ezután jelenik meg a Dione, majd árnyéka. Miközben a három kis égitest elhalad a korong előtt, jobb oldalon, a háttérben a Tethys vonul át.
A Szaturnusz és három holdja, a Mimas, az Enceladus és a Dione.
A harmadik videón (589,9 kB) a csak tizenöt évente bekövetkező legnagyobb rálátás irányából látjuk a gyűrűket és a Szaturnusz déli pólusát. Az utóbbiról készült közelképen jól láthatók a bolygó felhősávjai és a légkör aktivitása.
Óriási jégkészletet találtak a Marson 2007. március 20., kedd, 9:51
Az európai Mars Express űrszonda felszín alá "belátó" radarja közel 4 kilométer vastag vízjégréteget talált a vörös bolygó déli sarkvidékén.
A marskutatás egyik fontos kérdése, hogy hova lett az a vízkészlet, amely a különböző felszínformák, a kőzetek kémiai összetétele és az izotóparányok alapján egykor a bolygón létezett. A kérdéses H2O egy része el is szökhetett az űrbe, bár ezt egy nemrég közölt mérés kérdésessé teszi. A másik lehetőség, hogy fagyott állapotban a sarki jégsapkákban, esetleg az azokat övező poláris réteges üledékekben, továbbá a felszín alatt, a kőzetek repedéseibe belefagyva rejtőzik - az utóbbi feltételezett zónát nevezzük krioszférának.
A Marson már azonosított, illetve az ott feltételezett vízmennyiséget ún. globális egyenértékben adják meg. Ez azt a képzeletbeli vastagságot jelenti, amilyen egy hipotetikus óceán lenne, ha az összes H2O folyékony formában a felszínen kicsapódna - és a bolygó tökéletes gömb alakú lenne, ahol a gömb sugara megegyezne a Mars átlagos sugarával. Az északi és a déli pólussapkában lévő vízjég globális egyenértéke néhány méter - ez nem sok az eredetileg feltételezett 100-500 méteres vagy még nagyobb értékhez viszonyítva. Régóta feltételezik, hogy sok vízjég lehet a felszín alatt több km mélységig húzódó krioszférában, de ezt egyelőre nem sikerült kimutatni.
A harmadik potenciális víztározó a fent említett réteges poláris üledékek területe lehet. Ezek kiterjedt, közel vízszintes rétegeikkel borítják a felszínt a pólussapka körül. Sokkal nagyobbak a pólussapkáknál, a két sapka a tetejükön húzódik. Ahol valamely folyamat közel függőlegesen belevágott az üledékbe, ott kibukkan a belső szerkezetük, és jól látszanak a képek felbontásának határáig megfigyelhető finom rétegeik. A feltételezések alapján a maitól kissé eltérő klímán alakultak ki, és a légkörből hulló porból, valamint a hozzátapadt vízjégből állnak. Mivel a rétegekben sok por van, az üledékekben tárolt vízmennyiségét eddig nem sikerült megbecsülni.
Ezen változtatott a Mars Express-szonda MARSIS nevű radarberendezése, amely a felszín alá is "belát" radarhullámaival. A műszer több mint 300 keresztszelvényt rögzített a déli sarkvidék, az ott található pólussapka és az azt övező réteges poláris üledékek felett elhaladva. Sikerült megállapítani, hogy az üledékes képződmény maximálisan 3,7 km vastag, és alatta húzódik az idős, eltemetett kőzetfelszín. A déli poláris réteges üledékek területe nagyjából megegyezik Európa területével.
A mérések alapján az üledék anyagának legalább 90%-át víz alkotja. Az itt tárolódó vízmennyiség globális egyenértéke 11 méter körüli, azaz néhányszor több, mint amennyi a pólussapkákban van. A Marson ma ismert és bizonyítottan létező vízkészlet legnagyobb része tehát a réteges poláris üledékekben található.
A radar által készített egyik keresztszelvény a réteges poláris üledékekről. Fent a mérések alapján előállított 1250 km hosszú profil, alul a vizsgált terület szín-magasság ábrázolású képe látható. A bal alsó skála a vízszintes távolságot jelzi, míg felette a radarhullámok haladási időtartalmának megfelelő függőleges távolság látszik. (NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS)
A fenti képen a réteges poláris üledékek kiterjedése látható, a déli sarkvidék 1670x1800 km-s részén. A színkódolásban az ibolya a vékony, a sárga, majd a vörös szín a mind vastagabb rétegeket jelöli. A fent látható sötét kör a pólust a 87 fokos szélességi övező terület, ahonnan a radarberendezés nem gyűjtött adatokat (forrás: NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS).
A most vizsgált déli réteges poláris üledékek a felszíni pólussapka alatt is követhetők. Az üledékek alsó részén egy olyan erős radarvisszaverő képességű réteget azonosítottak, amely akár folyékony vizet is jelezhet - de ez egyelőre csak feltételezés, és az ott várható alacsony hőmérséklet nem kedvez a folyékony víznek. A vastag üledékes rétegek ellenére a kőzetaljzat a területen nem süllyedt be, mivel a Mars a földinél vastagabb kéreggel bír. A jelenlegi felfedezés fontos lépés a kőzetek repedéseiben, a felszín alatt több kilométer mélységig húzódó legfontosabb H2O tározó: a krioszféra létének bizonyítása felé.
A napfénytől felpörgő kisbolygók 2007. március 19., hétfő, 9:35
Első alkalommal sikerült megfigyelni, hogy a napsugárzás egy sajátos jelenség révén gyorsítja egy kisbolygó tengelyforgását.
A kisbolygók mozgását a gravitációs erő mellett egyéb külső hatások is befolyásolják. Ezek közül hosszú ideig elhanyagolt jelenség volt az ún. Yarkovsky-effektus. Ennek során első lépésben a Napból érkező elektromágneses sugárzás, például látható fény éri a kisbolygót. A beérkező sugárzás elnyelődik a testben, majd idővel visszasugárzódik az űrbe. A besugárzás a kisbolygón értelmezhető helyi dél körül a legerősebb, amikor a Nap a felszínre a legmeredekebben süt. Az elnyelődő fény viszont valamely későbbi pillanatban (a helyi délután vagy este folyamán) sugárzódik vissza hősugárzásként.
Eközben a kisbolygó tovább fordul, ezért míg a legtöbb sugárzást dél körül nyeli el, a legtöbbet a helyi délután, illetve este táján bocsátja ki. Mivel az elektromágneses sugárzásnak momentuma van, minimális lendületet ad a kisbolygónak az elnyelődéskor, illetve visz el a kibocsátáskor. Mivel ezekre eltérő időpontokban és irányokban kerül sor, a jelenség befolyásolhatja az égitest mozgását, és így a pályáját is. A Yarkovsky-hatást elsőként a 6489-es sorszámú Golevka kisbolygónál mutatták ki, amelynek pályája 1991 és 2003 között 15 km-t tolódott el.
A direkt tengelyforgású (tehát északi pólusuk felől nézve az óramutató járásával ellentétes forgásirányú) kisbolygók pályájának naptávolságát növeli, a retrográd (ezzel ellentétes) forgásúak naptávolságát pedig csökkenti a jelenség. A helyzetet tovább bonyolítja, hogy nemcsak napi (a kisbolygó tengelyforgása szerinti) periódusban jelentkezik a hatás, hanem elképzelhető ún. évszakos változás is. Ekkor az égitest forgástengelye egy kitüntetett irányba mutat a térben, miközben kering a Nap körül, így bonyolultan alakulhat a felszíne eltérő részeire jutó be- és kisugárzás, valamint az ehhez kapcsolódó impulzusmomentum-változás - különösen, ha elnyúlt pályán kering.
A hatás természetesen rendkívül gyenge, a nagyobb kisbolygóknál gyakorlatilag kimutathatatlan. A kisebb testeknél azonban millió éves időskálán már számolni kell vele - a kisebb aszteroidák pályáját annyira megváltoztathatja, hogy elvándorolhatnak korábbi helyükről, ez pedig befolyásolhatja a földközeli és így becsapódással fenyegető objektumok számát is. Ezzel kapcsolatban vetődött fel az ötlet, hogy a távoli jövőben becsapódással veszélyeztető kisbolygó pályáját úgy is megváltoztathatjuk, ha sötétre, illetve világosra festjük az égitest megfelelő részeit - ehhez azonban igen pontosan kellene ismerni a Yarkovky-effektust.
A YORP-effektus a fentihez némileg hasonló jelenség. (A folyamat elnevezése a jelenséget elméletileg előrejelző kutatók kezdőbetűiből áll össze, teljes terjedelmében Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack-effektus.) A YORP-effektus a gömbtől eltérő alakú kisbolygókon lép fel, amikor a beérkező napsugárzás fűtő-, majd a kisugárzás hűtőhatását az objektumon lévő szabálytalan felszínformák helyzete, a napsütésnek kitett avagy árnyékos jellege is befolyásolja.
Mindez hasonló egy vákuumban felfüggesztett, könnyen forgó propeller viselkedéséhez, melyet a ráeső gyenge fénnyel megfelelő helyzetű és színű lapok révén fel lehet pörgetni. Bár a hatás minimális, az apró égitesteknél évmilliók alatt érezhetővé és kimutathatóvá válik. Megfelelő helyzetben a YORP-effektustól egyre gyorsabban pörgő kisbolygó alakja is megváltozhat - ha belső szerkezete viszonylag képlékeny, például laza törmelékből összeépülő, ún. kozmikus kőrakás jellegű. Az egyre gyorsabb tengelyforgás végül az objektum két vagy több darabra szakadását is eredményezheti. Megfelelő helyzetben ennek ellenkezője is bekövetkezhet: a tengelyforgás hosszú idő alatt le is lassulhat.
A közelmúltban első alkalommal sikerült a tengelyforgás így előrejelzett gyorsulását a megfigyelésekből kimutatni. Egy nemzetközi kutatócsoport Stephen Lowry (Queens University Belfast, Nagy Britannia) vezetésével több optikai- és rádióteleszóp eredményeit felhasználva a (54509) 2000 PH5 kisbolygót tanulmányozta. Az égitest a földközeli aszteroidák közé tartozik, és 2000-es felfedezése után felmerült, hogy az ideális lehet a YORP-effektus kimutatására. Átmérője mindössze 114 méter, tengelyforgási ideje pedig 12 perc.
A négyéves észlelési periódus során az objektum felszínét részletesen megismerték és tanulmányozták tengelyforgásának jellemzőit és a forgási periódus változását. Az égitestnél a tengelyforgási periódus évi egymilliomod másodpercnyi csökkenését sikerült kimutatni - tehát ilyen ütemben forog egyre gyorsabban a kisbolygó. A jelenség az optikai- és a rádióészlelésekben egyaránt jelentkezett.
A 2000 PH5 kisbolygó radarfelvételei (balra) és alakjának modellje, a forgástengely helyzetével (jobbra) (ESO)
A pontos adatok alapján a kisbolygó jövőbeli viselkedését is megpróbálták előrejelezni. Eszerint jelenlegi pályája stabilnak tekinthető, és a következő 35 millió évben nem változik jelentősen - ugyanakkor a tengelyforgási ideje ezalatt körülbelül 26 másodpercre csökken. Eközben a növekvő centrifugális erő miatt változnak a belsejében fellépő feszültségek, és könnyen lehet, hogy deformálódik, esetleg darabjaira hullik az objektum. A kisméretű aszteroidák között sok nagyon gyorsan, illetve nagyon lassan forgó objektumot találunk - a sebes vagy rendkívül lassú pörgés kialakításában az ütközések mellett talán a YORP-effektus is közreműködött.
Egy csillag, kétféle robbanás 2007. március 16., péntek
Nóvarobbanás maradványfelhőjét fedezték fel egy törpenóva körül, amivel igazolták a különböző típusú kataklizmikus csillagok szoros kapcsolatát.
A kataklizmikus változócsillagok kölcsönható kettőscsillagok, melyben a nagy tömegű, ám kis méretű főkomponens – általában egy fehér törpe – anyagot szív el kísérőcsillagától. A tömegátadás mértéke, illetve a főkomponens körül kialakuló anyagbefogási (akkréciós) korong tulajdonságai határozzák meg, hogy pontosan milyen típusú változócsillagként észlelhetünk egy adott rendszert. A törpenóvákban az akkréciós korong a benne felgyülemlő anyag hőmérséklet-emelkedése miatt időnként összeomlik, amikor a fehér törpe gravitációs terében hirtelen felforrósódó gázfelhő jellemzően 3-5 magnitúdós kitörést okoz a fényességben (azaz a csillag 20-100-szor fényesebbé válik). Ezzel szemben a nóvák ténylegesen robbanásszerű folyamatokat élnek át a fehér törpe felszínén összegyülemlő anyag termonukleáris fúziójának hirtelen beindulása nyomán, ami 10-12, de akár 20 magnitúdós kitörést is okozhat pár nap alatt (utóbbi százmilliószoros felfényesedésnek felel meg). A jelenséget jól illusztrálja az itt található animáció (5MB).
Természetes kérdés, hogy ha ennyire hasonló rendszerek a törpenóvák és nóvák, elképzelhető-e nóvarobbanás törpenóvában? Az elméletek szerint a klasszikus nóvák fehér törpéi nagyjából 10 ezer évenként gyűjtenek össze elegendő anyagot a nukleáris robbanáshoz, köztük pedig folyamatosan érkezik a kísérőcsillag anyaga a robbanás után nem sokkal újra kialakuló akkréciós korongon keresztül. Elvben semmi sem zárja ki, hogy két nóvakitörés között egy rendszer törpenóva-aktivitást mutasson, ám a 20 éve kidolgozott elméleti előrejelzést még soha nem sikerült megfigyelésekkel igazolni.
A Z Camelopardalis 530 fényévre található csillag, egyike az elsőként felfedezett törpenóváknak. Amatőrcsillagászok több évtizede folyamatosan nyomon követik kitöréseit, melyek átlagosan 3 hetente következnek be. Ilyenkor a csillag mintegy 40-szeresére fényesedik fel, majd pár nap után újra visszahalványodik.
A többszörös robbanások során ledobott gázhéjak ultraibolya hullámhosszakon. A Z Cam a kép közepén látható fehér csillag.
M. Shara (American Museum of Natural History) és munkatársai a március 8-i Nature-ben számoltak be a NASA GALEX (Galaxy Evolution Explorer) űrtávcsövével eredetileg véletlenül felfedezett gázhéjakról a Z Cam körül. Korábban már kerestek hasonló szerkezeteket a csillagot övező térségben, de az optikai tartományban kudarccal jártak. Ezzel szemben a GALEX ultraibolya hullámhosszakon felvett képei tisztán mutatják a Z Cam-ot övező vékony gázhéjakat. Ezek pontosan úgy néznek ki, mint az idős nóvákat övező maradványfelhők, és a világ négy pontján elhelyezett távcsövekkel végzett mérésekkel sikerült is igazolni, hogy a Z Cam-ot mintegy egy ezred naptömegű gázhéj övezi, amely 250-2500 évvel ezelőtt dobódhatott le egy nóvarobbanás következtében.
Maga az egykori robbanás roppant látványos jelenség lehetett: a ma Z Cam-ként ismert törpenóva pár napig az egész égbolt egyik legfényesebb csillagaként ragyoghatott!
Film a legfurcsább napfogyatkozásról 2007. március 14., szerda, 8:48
A STEREO-B űrszonda olyan napfogyatkozást örökített meg, amelyet a Földről senki nem láthat. A filmen a Hold kis korongként vonul el a Nap előtt.
Mint arról elmúlt cikkeinkben beszámoltunk, a Nemzetközi Heliofizikai Év keretében több új űrszondarendszer, így a két tagból álló STEREO és az öt tagot számláló THEMIS flotilla kezdte meg működését. 2007. február 25-én a STEREO-B az extrém ultraibolya tartományban megörökítette központi csillagunkat, hogy műszereit pontosan kalibrálhassa.
A kalibrációhoz praktikus, ha egy fényes objektum és egy teljesen sötét célpont együtt van a látómezőben. Így esett a választás egy sajátos napfogyatkozásra, amikor a Hold az űreszközről nézve elvonult csillagunk előtt. A CCD-detektoron a sugárzó napkorong előtt éles fekete sziluettel rajzolódott ki a Hold árnyékos oldala, pontosabban az általa kitakart sötét terület a Nap előtt.
A szerencsés térbeli helyzet nem véletlen eredménye: még tavaly decemberben úgy változtattak a STEREO-B pályáján, hogy megfelelő helyzet adódjon a megfigyelésre. A szonda a Földhöz hasonló pályán kering a Nap körül, de bolygónkhoz képest lemaradva (több mint egymillió kilométerrel mögöttünk halad). Ebből a helyzetből sikerült a lenti képet megörökítenie. Az átvonulásról mozgóképet is megtekinthet, ezen az oldalon.
Mivel a felvétel készítésekor a szonda 4,4-szer messzebb volt a Holdtól, mint a Hold általában a Földtől, ezért kísérőnk 4,4-szer kisebbnek is mutatkozott, mint bolygónkról egy "hagyományos" napfogyatkozás alkalmával. A napkorong fényes területei a napfelszín feletti kromoszféra forró tartományait jelzik, amelyeket az extrém ultraibolya tartományban az ionizált vas és a hélium négy hullámsávjában rögzítettek. A furcsa fogyatkozás megjelenése részben a Vénusz átvonulásra is emlékeztet. Emellett sok exobolygó-rendszerben állhat elő hasonló látvány, amikor a csillaghoz közeli óriásbolygó kitakarja a fénylő égitest egy részét.
Az eddigi mérések alapján a detektorok a vártnak megfelelően üzemelnek. Ha minden a terveknek megfelelően halad, az első részletes napmegfigyelés (egy koronakitörés térbeli mozgásáról) április során várható. Hazai szempontból kiemelten fontos, hogy kutatóink részt vesznek a STEREO műholdpáros által végzett munkában. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete elsősorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésébe, valamint az IMPACT nevű detektor adatainak feldolgozásába kapcsolódik be.
A STEREO-B űrszonda felvétele a Napról az extrém ultraibolya tartományban, előtérben a Holddal (NASA JHU APL)
A Nemzetközi Heliofizikai Év alatt zajló tevékenységet hazánkban a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete részéről Dr. Kecskeméty Károly koordinálja. A témakörhöz kapcsolódik a Polaris Csillagvizsgálóban (III. kerület Laborc u. 2/c) megrendezett Heliofizikai Hónap nevű előadássorozat, amelynek keretében keddenként 18 órai kezdéssel hallhatók áttekintések a legújabb eredményekről. Az előadásokat az interneten a POLARIS TV segítségével élőben is követhetik az érdeklődők.
Ötlet a láthatatlan tömeg megfigyelésére 2007. március 12., hétfő, 13:17
Új lehetőségként felmerült, hogy a pulzárok rádiójeleiben jelentkező eltolódások is utalhatnak a láthatatlan tömeg kisebb anyagcsomóinak térbeli jellemzőire.
A galaxisok csillagainak mozgása, és egyéb megfigyelések alapján tudjuk, hogy a Világegyetemben lévő anyag nagyobbik hányada nem látható, és jelenléte csak gravitációs kölcsönhatása révén mutatható ki. Az eddigi vizsgálatok alapján azonban ezt is csak nagy méretskálán tudjuk érzékelni: a csillagvárosokon belüli eloszlásukat, illetve a galaxisok közötti térbeli előfordulásukat lehet felmérni.
Egyes elméleti modellek alapján az Ősrobbanás után kisebb csomók képződtek a láthatatlan tömegből, amelyek aztán egyre nagyobb szerkezetekbe álltak össze. Elképzelhető, hogy nem minden ilyen csomó épült be nagyobb társaiba, létrehozva végül a ma látható galaxisokat, hanem közülük sok ma is a galaxisok közötti térben, esetleg a nagyobb csillagvárosokban kóborol. Ethan Siegel (University of Wisconsin, Madison) és kollégáinak modelljei szerint sok ilyen láthatatlan anyagcsomó lehet, amlyek tömege a Föld tömegének húszszorosa és néhány ezerszerese között mozog. Ezek magányosan vándorolnak az űrben, és eloszlásuk megfigyelésére új ötlettel álltak elő a fenti kutatók.
Az észleléshez gyorsan pörgő neutroncsillagokat lehetne felhasználni, amelyek periódikus rádiójeleit vizsgálva a láthatatlan tömeg viszonyalóg kisebb csomóinak jelenlétére következtethetnénk. Ennek keretében, ha egy távoli pulzár és a megfigyelő között elhalad egy ilyen láthatalan anyagból álló csomó, az gravitációs tere révén kismértékben megváltoztatja a pulzárról hozzánk érkező sugárzás által befutott utat. Ezt pedig a periódikus rádiójelek érkezési idejében mutatkozó csekély, de jellegzetes eltolódásként lehetne kimutatni.
A legnagyobb kérdés persze az, hogy tulajdonképpen milyen egzotikus részecskék is alkotják a láthatatlan anyagot. Amennyiben térbeli eloszlását, például a fenti módszer segítségével az eddiginél jobb felbontással is meg tudnánk figyelni, elképzelhető, hogy mibenlétéhez is közelebb kerülnénk. Eltérő mértékben alakul egy ilyen felhőben az anyagsűrűség, a benne lévő részecskék viselkedésének megfelelően. Ez pedig azt befolyásolja, hogy a kvazár és közöttünk elhaladó felhő következtében, milyen ütemben, mennyire hirtelen avagy inkább fokozatosan változik a megfigyelt pulzusok periódusa. Elképzelhető, hogy sok ilyen láthatatlan felhővel kapcsolatos információ rejtőzhet észrevétlenül az eddig archivált adatok között a pulzárokkal kapcsolatban - felfedezésükhöz tehát nem biztos, hogy friss megfigyelések is kellenek.
Az eddig megfigyelt pulzárok közül egyébként a leggyorsabban pörgő objektum forgási periódusát nemrég határozták meg a korábbinál nagyobb pontossággal. A Terzan-5 gömbhalmazban, egy kettős rendszer egyik tagját alkotja a Ter5ad jelű periodikus rádiójeleket kibocsátó neutroncsillag. A pulzár 716 Hz-es periódussal forog. A korábbi rekorder a B1937+21 jelű, 1982-ben felfedezett pulzár volt, amelynél ugyanez az érték 642 Hz- körüli.
Egy kanadai és amerikai csillagászokat tömörítő csoport 30 ilyen gyorsan pörgő, ún. milliszekundumos pulzárt talált a Terzan-5 halmazban, a korábban ismert három objektum felett. Az égitesteket nehéz volt megtalálni, mivel nem csak gyenge rádióforrások, de ráadásul még az idő 40%-ában, a Földről nézve társuk mögött rejtőznek. A pörgési sebesség, az elméleti modellekkel együtt a pulzárok méretére is felső határt adott: a kb. 2 naptömegű égitest átmérője nem lehet nagyobb 16 km-nél. A megfigyelés arra utal, hogy az ilyen extrém gyorsan pörgő pulzárok nem annyira ritkák, mint eddig feltételeztük.
"Miért van az, hogy olykor a teliholdat egészen nagynak és közelinek látjuk, máskor meg magasan fent, apróbbnak és távolinak? Valóban néha közelebb van hozzánk a Hold, vagy csak optikai csalódás?"
Holdunk, hasonlóan a legtöbb naprendszerbeli égitesthez, nem tökéletes körpályán, hanem ellipszis alakú pályán kering. Bár átlagos távolsága mintegy 384000 km, akár 363000 km-re megközelítheti a Földet, illetve maximálisan 406000 km-re távolodhat el. Ez a távolságkülönbség a Hold látszó méretében is megmutatkozik. A jelenség a következő képeken jól megfigyelhető:
(Forrás: APOD)
A Hold pályája ezen felül nem esik egy síkba sem a Föld egyenlítőjével, sem a Föld keringési síkjával, az ekliptikával. A Hold pályája ez utóbbival mintegy 5 fokos szöget zár be. (A pályának ez a dőlése okozza, hogy nem figyelhetünk meg minden újholdkor napfogyatkozást, és minden teleholdkor holdfogyatkozást – a Hold hol "alatta", hol "felette" tartózkodik a Nap-Föld egyenesnek.)
Maga az ellipszispálya is körbefordul a Föld körül mintegy 18 éves időszak alatt, emiatt lehetséges, hogy a telehold a pálya más-más pontján következik be, vagyis a delelő telehold látóhatárunk felett igen magasan, de nagyon alacsonyan is látszhat. Magyarországról (azaz az északi féltekéről) a Hold télen magasan delel, mivel ilyenkor az északi félteke "elfelé" dől a Naptól, így az éjszakai oldalról a Naptól épp ellenkező irányban levő Hold a horizont felett magasabban látszik (különösen magasan delelhet, ha a Hold éppen északi irányba legmesszebb távolodott az ekliptika síkjától). Ennek ellentéte következik be nyáron.
Ezek mellett némi optikai csalódás is közrejátszik: a horizont közelében "van mihez hasonlítani" szemünknek a Hold méretét, míg magas delelés esetén erre nincs lehetőség.
Friss képek a Szaturnuszról és holdjairól 2007. március 09., péntek
Soha nem látott részletek a gyűrűs bolygón és legnagyobb holdján, a Titanon – a Cassini űrszonda legújabb felvételei.
Az elmúlt hónapok során a Cassini űrszonda egyre nagyobb hajlásszögű pályán keringett a Szaturnusz körül, aminek eredményeként soha nem látott irányokból készített fantasztikus képeket a bolygóról és rendszeréről. Az alábbiakban az elmúlt két hónap felvételeiből válogatunk, melyek a Szaturnusz mindeddig ismeretlen arcát mutatják be. A gyűrű drámai árnyékhatásai mellett a bolygó légkörének finom részletei is napvilágra kerültek, emellett pedig február 22-én a Titanról is készültek új radarképek. A következő Titan-közelítés március 10-én lesz, így újabb eredmények a közeljövőben is várhatók.
2007. január 19-én készült első képünk a gyűrűről, kb. 40 fokos hajlásszögben a gyűrű síkja felett. A kép célja a gyűrűk egészének megörökítése volt, így a viszonylag hosszabb expoziciós idő miatt a bolygó Nap felőli oldala túlexponált.
Két nappal késöbb a Cassini már 1,6 millió km-es távolságban járt a Szaturnusztól. A legkülső, F jelzésű vékony gyűrű csomói az egyenetlen anyageloszlást mutatják. A felvétel nagy felbontású változatán három hold is felfedezhető: az Epimetheus 1 óra irányában, a Pandora 5 óránál, valamint a Janus 10 óránál.
Ehhez a képhez egy mozgófilm is kapcsolódik, amely az űrszondát mutatja a gyűrű síkján való áthaladás közben. A film kezdetén a gyűrű napsütötte részén járunk, s amint az űrszonda délről északra haladt kb. 900 000 km távolságban, a gyűrűre először felülről láthatunk rá, majd egy vékony síkká válik, végül ismét láthatóvá válnak részletei, de már a túloldalról, enyhe megvilágításban. A film mintegy 12 órát ölel át időben, miközben hat hold halad át a látómezőn. A legnagyobb közülük az Enceladus, amely balról jobbra halad el, mutatva pályasíkjának eltérését a gyűrű síkjától. A második legnagyobb átvonuló hold pedig a Mimas, a látóirány változása miatt jobbról balra haladva.
Sötét és éles körvonalú gyűrűárnyék a Szaturnuszon. A bolygó felszínén feltűnik az északról délre haladó színváltozás, amire máig nem találtak kielégítő magyarázatot a Szaturnuszt kutató tudósok. A Voyager űrszondák 1980-as években készült felvételein sokkal egyenletesebb színű volt a bolygó, míg a Cassini 2003-as megérkezésekor már megfigyelhető volt a kékes szín. Ekkor a bolygó északi felén éppen befejeződött a tél, így a tudósok egyik elképzelése, hogy a légkör évszakos változásai okozzák a színkülönbséget. Érdekes még, hogy a színeken kívül a felhőalakzatok is eltérést mutatnak a különböző szaturnuszrajzi szélességeken. Nagyobb szélességeken fényes, különálló felhők látszanak, míg az egyenlítő környékére hömpölygő, egységes felhősáv jellemző, benne világos és sötét örvényekkel. A kép 1,2 millió km-es távolságból készült.
A Szaturnusz káprázatos színei és színárnyalatai (pasztellkék, rózsaszín, zöld és arany). A kép nagyobb felbontásó változatán a bolygó nyugati pereméhez közel (7 óra irányában) látható a Janus.
A kék és arany Szaturnusz, távolban a Dione holddal.
A Cassini a Szaturnusz alatt, visszapillantva a bolygósarlóra és a jeges gyűrűkre. A déli pólus közepén egy hurrikánra emlékeztető óriási pörgő vihar.
Az óriásbolygó változatos világa: légkörében hatalmas viharok tombolnak, gyűrűi ősi ütközések nyomairól árulkodnak, míg holdjai az élet eredetéről szolgálhatnak fontos információkkal.
A Szaturnusz három kis holdja. Jobbra lenn a két kis hold az F gyűrű terelőholdjai, a Prometheus és a Pandora. Felül a kétarcú Janus.
A jelenlegi nagy hajlásszögű keringésből a Cassini júniusban ismét visszatér a gyűrű síkjába.
Galaktikus sebességszabály 2007. március 9., péntek, 11:30
A Hubble-űrteleszkóppal közel 50 ezer távoli csillagvárost örökítettek meg egy olyan kutatási program során, amelynek eredményei hozzájárulnak a galaxisok tömege és csillagaik keringési sebessége közti kapcsolat megállapításához.
A Hubble-űrteleszkóppal (HST) az Ursa Major (Nagy Medve) csillagképben távoli csillagvárosokat örökítettek meg. A program keretében több mint 500 felvételt rögzítettek erről az égterületről, közel egy év alatt. A felvételekből egy nagy mozaikot állítottak össze, amelyen nagyságrendileg 50 ezer galaxis látható. Az így nyert 1,1 x 0,15 fokos területet ábrázoló kép mintegy 3 milliárd pixelt tartalmaz.
A vizsgálat célja, hogy az eltérő korú csillagvárosok megfigyelésével minél több információt szerezzenek a galaxisok időbeli fejlődéséről. Az adatok elemzése sok kutatónak fog még évekig munkát adni, de néhány érdekesség már most, a kiértékelés elején is feltűnt. Ezek között említhető például egy vöröses elliptikus óriásgalaxis, amelynek centrumában két fekete lyuk található. A két objektum 4000 fényévre van egymástól, egyikük 0,5, a másik 5 millió naptömegű lehet. A HST részletes felvételeit az AEGIS nevű projektben is felhasználták, amelyben a csillagvárosok alapvető jellemzőit tanulmányozzák.
A galaxisok tömege és a bennük lévő csillagok, gázfelhők keringési sebessége között kapcsolat várható. Egyszerűen fogalmazva minél nagyobb egy csillagváros tömege, annál gyorsabban keringenek benne az objektumok a centrum körül - bár a gyakorlatban az összefüggés lényegesen bonyolultabb. A spirális galaxisok esetében ehhez hasonló összefüggést az ún. Tully-Fischer-reláció formájában azonosítottak, mely szerint a galaxisok teljes energiakibocsátása (amivel arányos a tömegük) és a bennük lévő objektumok keringési sebességének eloszlása között kapcsolat van - ezt elsőként 30 éve, néhány közeli spirális galaxisnál mutatták ki. Hasonló szabályosság az elliptikus galaxisokra is létezik a teljes energiakibocsátás és a sebességeloszlás között, amelyet Faber-Jackson-relációnak neveznek.
Susan Kassin (University of California, Santa Cruz) és kollégái 544 eltérő típusú, 0,1 és 1,2 közötti vöröseltolódású, azaz 2 és 8 milliárd fényév közötti távolságban lévő galaxist vizsgáltak. A munkára az említett AEGIS felmérésben került sor, amelyen közel 100 csillagász dolgozik 4 földi telepítésű és 4 Föld körül keringő távcső eredményeit elemezve. A felmérés során kb. 150 ezer galaxist örökítettek meg eltérő színképtartományokban, a rádiótól egészen a röntgen hullámhosszakig.
Az Ursa Major (Nagy Medve) csillagkép (balra) és a kérdéses felvétel (jobbra) számtalan távoli galaxissal (NASA, ESA, Davis (Univ. of California, Berkeley), Faber (Univ. of California, Santa Cruz), A. Koekemoer (STScI))
A felvételekből összeállított mozaik 5' átmérőjű részlete. A kép a WFPC-2 kamerával kék, zöld és vörös szűrőkkel készült. (NASA, ESA, M. Davis (University of California, Berkeley), S. Faber (University of California, Santa Cruz), and A. Koekemoer (STScI))
Az új vizsgálat alapján egy galaxis tömege és a benne lévő égitestek keringési sebessége között a fent említetthez hasonló szabály mutatkozik - ráadásuk az eltérő típusú, tömegű és korú galaxisok esetében egyaránt létezik az összefüggés. Ilyen értelemben elképzelhető, hogy a Tully-Fischer és a Faber-Jackson-reláció ugyanannak a most megfigyelt jelenségnek külön-külön, korábban azonosított része. Az új összefüggés visszamenőleg legalább 8 milliárd évre érvényes, amikor a galaxisok még sokszor "zilált" megjelenésűek voltak, feltehetőleg az akkoriban gyakori kölcsönhatások miatt. Úgy tűnik tehát, hogy a szabály a spirális és az elliptikus galaxisok mellett az összeolvadt csillagvárosokra is érvényes.
A jelenség olyan szempontból is érdekes, hogy míg a spirális galaxisok korongjában a csillagok rendezetten, azonos irányban mozognak, az elliptikus csillagvárosoknál hasonló nem figyelhető meg. Itt az objektumok egymástól erősen eltérő pályákon keringenek a centrum körül, amelyek nem párhuzamosak egymással, és nem csoportosulnak kitüntetett síkban. A most talált összefüggés mindennek ellenére mindkét galaxistípusra érvényes, és magyarázata a csillagvárosok kialakulásában keresendő.
Meteorit landolt a hálószobában 2007. március 08., csütörtök
Égből hullott kődarab zuhant be egy házba az amerikai Bloomington városkában. felhívás
Március 5-én reggel, nem sokkal fél tíz után Dee Riddle bloomingtoni lakos (USA) éppen a konyhában tevékenykedett, amikor üvegcsörömpölés kíséretében egy pillanatra megremegett a házuk. A hang forrását keresve bukkant üvegcserepekre a hálószobában – mellettük pedig egy csillogó fekete kődarabra a padlón. Kiderült, hogy a jövevény a két rétegű ablakon át érkezett, kilyukasztotta az íróasztalt, majd a székről továbbpattanva állt meg az ágyuk mellett. Az események rekonstruálása arra utal, hogy a 40 dekás test 71 fokos szögben zuhant be az ablakon, kb. 200-300 km/h-s sebességgel.
Űrbéli jövevény az ablakon keresztül: a bloomingtoni meteorit.
Az Illionis State University geológusa, Robert Nelson vizsgálatai szerint a Riddle család váratlan vendége igen nagy bizonyossággal meteoritként azonosítható, azaz a bolygóközi térből érkezett. Nagy mennyiségben tartalmaz vasat, míg 402,21 g tömegéhez kb. 7 cm-es hosszúság, 6 cm-es szélesség és 1,5 cm-es vastagság társul. Sűrűsége mintegy kétszer akkora, mint a Föld felszínén található szikláké, felületén pedig olvadás jelei látszanak. Nelson és más szakértők kizárják annak lehetőségét, hogy a kődarabot valaki bedobta volna az ablakon, vagy hogy ún. űrszemét (azaz mesterséges égitest darabja) lenne.
Az eset érdekessége, hogy nem ez az első Bloomingtonra hulló meteorit: 1938-ban már landolt itt egy 67,8 grammos égi kő.
CoRoT Űrtávcső: út a csillagok belsejébe és új világok felé 2007. március 07., szerda
A CoRoT űrprogramban résztvevő Magyar Asztroszeizmológiai Csoport tevékenységéről kaphatnak első kézből információt az érdeklődők március 12-én az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében. felhívás
2006. december 27-én sikeresen útjára indult Bajkonurból a CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits; Konvekció, forgás és bolygóátvonulások) űrtávcső. A tisztán tudományos célt szolgáló űreszköz a csillagok belsejét vizsgálja, csillagokban terjedő hanghullámok okozta felszíni fényváltozások megfigyelésével. Az eljárás a Föld belsejét vizsgáló szeizmológiával rokon, ezért asztroszeizmológiának nevezik. Az űrtávcső pontos mérései lehetővé teszik, hogy csillagok olyan elhalványodásait is kimutassa, amit a Földnél kicsivel nagyobb, de ahhoz hasonló bolygók csillagkorong előtti átvonulása okoz. A CoRoT az első űrprogram, amivel távoli csillagok körül keringő ilyen új világok fedezhetők fel – az előzetes becslések szerint 10-40 ilyen felfedezés várható.
A CoRoT eredményei későbbi űrprogramok számára is tapasztalatokkal szolgálnak, pl. az ESA DARWIN projektjéhez, amely egy 4-5 űreszközből álló flotillával keres majd olyan bolygókat, ahol az élet lehetséges.
A legközelebbi csillag, a Nap esetében, és a legjobb műszerekkel is csak annak külső 400 km-es rétegébe láthatunk be közvetlenül (leszámítva a neutrinóknak a Nap magjából származó információját). Az ESA SOHO űrtávcsöve már évek óta méri a Nap felszíni rezgéseit, amivel a magzati ultrahangokhoz hasonlóan a Nap belsejébe is bepillanthatunk. A CoRoT az első európai űrtávcső, ami a SOHO elvéhez hasonlóan képes a csillagok belsejébe látni. A CoRoT tudományos eredményei lényeges ismereteket adnak ahhoz, hogy a Napot más csillagokkal összehasonlíthassuk, és betekinthessünk a Nap jövőjébe. A csillagok belsejének megismerése nagyon fontos ahoz, hogy közelebb jussunk energiatermelésük és fejlődésük megértéséhez. A csillagok hosszú távon stabil energiatermelése hozza létre az élet kialakulásához szükséges tartományokat a távoli naprendszerekben. A CoRoT két eltérő kutatási területe az élet lételemét jelentő csillagfény és a lakható bolygók vizsgálatával kapcsolódik egységbe, de mindkét területhez elengedhetetlen a csak a földi légkörön kívül megvalósítható, nagy pontosságú mérés.
A Francia Nemzeti Űrügynökség (CNES) vezetésével nemzetközi összefogás keretében megvalósuló űrprogram újabb fontos állomásához érkezett: a kalibrációs feladatok végeztével 2007. február 3-án megkezdte a tudományos méréseket. Ez ad aktualitást a Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében március 12-én tartandó CoRoT-napnak. A Magyar Asztroszeizmológiai Csoport Dr. Paparó Margit vezetésével 2005 eleje óta vesz részt a CoRoT fotometriai előkészítő munkájában. A csoport a Magyar Űrkutatási Irodán keresztül ESA társult tagországként csatlakozott a programhoz. A CoRoT Nap francia és olasz kollégák részvételével összefoglalja a Magyar Asztroszeizmológiai Csoport kétéves szerteágazó tevékenységét.
Az előadásokon bemutatják a CoRoT űrtávcső első megfigyelési időszakának két kiválasztott fő célpontját. Egy delta Scuti típusú (HD 181555) és egy béta Cephei típusú (HD 180642) csillag lehetséges rezgéseinek frekvenciája és amplitúdója a csillag működésének olyan fontos paramétereit szolgáltatja, mint a csillagmag mérete és kémiai összetétele, az égitest belső forgása és az energia csillagon belüli terjedésének eltérő tartományai (sugárzási és konvekciós hőáramlás).
A rendezvényen ismertetik a nemzetközi versenyben sikert elért hazai pályázatukat egyes csillagok speciális rezgési állapotairól. Bemutatják a CoRoT-programban születő nagy adatbázisok kezeléséhez elengedhetetlenül szükséges számítógépes eljárásokat. Az egész napos előadássorozat szemlélteti, hogy a változócsillagok földi bázisú kutatásában hagyományokkal rendelkező kutatóintézet hogyan jut a jövőbe vezető úthoz, az űrcsillagászathoz.
Új eredmények a Föld-Nap kapcsolatokról 2007. március 6., kedd, 0:29
A Nemzetközi Heliofizikai Év keretében egyhónapos előadássorozat kezdődik a Polaris Csillagvizsgálóban. A meghívott szakemberek a Napnak a Földre kifejtett hatásaival kapcsolatos új felfedezéseket tekintik át.
A Nap és a Föld közötti fizikai kapcsolatokat, azon belül is az ún. koronakitörések jellemzőit vizsgálják a nemrég startolt STEREO-űrszondapárossal. Ez a két szonda bolygónkkal azonos pályán, a Föld előtt, illetve mögött haladva figyeli csillagunkat, és képes a Napból kiáramló anyag térbeli viselkedését tanulmányozni.
2007. január 25-26. között egy nagy koronakitörést rögzített a két űreszköz. Az esemény jellemzőit a két eltérő helyről készült mérések alapján pontosan tudták rekonstruálni. Ez volt az első alkalom, amikor sikerült egy koronakitörést a keletkezésétől a kirobbanáson keresztül a távolodás fázisáig folyamatosan megfigyelni. A kidobódott részecskefelhő legalább 1200 km/s sebességgel indult, majd később némileg lassult. A sikeres megfigyelések egyik "mellékterméke" a McNaught-üstökös csóvájának megörökítése volt.
A koronakitörések megismerésében komoly előrelépést hozhat a STEREO, a nagyenergiájú jelenség sok jellemzőjéről ugyanis alig van ismeretünk. A részecskefelhők térbeli viselkedésének tanulmányozása közelebb vihet bennünket annak megállapításához, hogy a felhők útjuk során hol és miként lassulnak le jelentősen.
Az alábbiakban a STEREO első felvétele látható, amelyen egy koronakitörés mutatkozik (a fotót még 2006. december 9-én rögzítette a SECCHI/Cor2 detektor). A Nap képét bal odalon a koronagrágf központi eleme takarta ki, hogy az érzékelőre ne jusson túl erős sugárzás. Központi csillagunk méretét a fehér gyűrű jelzi. Maga a kilövellt anyagtömeg jobbra látható, melynek elvégződése enyhén megcsavarodott - feltehetőleg a benne lévő mágneses tér következtében.
A 2006. december 9-én rögzített koronakitörés képe (NASA)
A két STEREO-szonda tökéletes állapotban van, üzemelésük a tervek szerint halad. A hivatalosan három év élettartamúra tervezett program jelenlegi fázisában a szondák üzemanyagtartályában lévő hajtóanyag akár egy évtizedre is elegendő, amellyel rendszeresen pontosítani képesek a pozíciójukat. Szintén az űr-időjárás előrejelzés terén tevékenykednek a nemrég startolt THEMIS-műholdak.
Soha nem látott képek a Szaturnuszról 2007. március 2., péntek, 11:04
A Szaturnusz körül keringő Cassini-űrszonda egyedülálló képeket közvetített a bolygót övező gyűrűrendszerről. Korábban egyetlen űreszköz sem tudta a gyűrűket ilyen "magasról" megörökíteni.
A Szaturnusz körül keringő Cassini-űrszonda pályája gyakran változik, de általában a holdak és egyben a gyűrű pályasíkjában mozog. Az elmúlt hónapokban azonban változott a helyzet: jelenlegi útvonala messze a rendszer fősíkja fölé viszi az űreszközt. Ebben a helyzetben nem tud a holdak közelében elhaladni, a gyűrűrendszerre azonban nagyszerű rálátása nyílik.
Nézze meg a Szaturnuszról készült pazar képeket a NASA felvételeiből készült galériánkban!
Jelenleg olyan panoráma tárul a kamera objektívje elé, amilyet korábban soha nem láthattunk - a korábbi űrszondák mind a Naprendszer, így a gyűrűk és a holdak fősíkjában mozogtak. A Cassini három hónappal ezelőtt délről északra haladt át a gyűrűk fősíkján, azóta "emelkedőben" van, így nyílik egyre jobb rálátása a rendszerre. Júniustól ismét a rendszer fősíkjához közeli pozícióba kerül.
Ízelítő a galériából: az alábbi felvételt a Cassini 36 fotójából állították össze, melyeket 1,23 millió km távolságból rögzített 2007. január 19-én, egy 2,5 órás intervallumban. Jól megfigyelhető a gyűrűrendszer szerkezete, a gyűrűk árnyéka a bolygó korongján, illetve magának a Szaturnusznak a gyűrűrendszerre vetett árnyéka is.
A gyűrűs bolygó "felülnézetből" (NASA/JPL/Space Science Institute)
Péntek hajnalban elfedte a Hold a Szaturnuszt 2007. március 02., péntek
Március 2-án hajnalban elfedte a Hold a gyűrűs bolygót. Folyamatosan bővülő galériánkban a legszebb felvételekből válogatunk. felhívás
Mint arról korábbi hírünkben beszámoltunk, egy nappal a teljes holdfogyatkozás előtt a Hold máris magára vonta a figyelmet: március 2-án hajnalban elfedte a Szaturnusz bolygót. A jelenség csak Európában volt megfigyelhető, így elvileg hazánkból is látszott, bár az időjárás nem volt túl kegyes hozzánk. Az alábbiakban az internetes források legszebb képeiből válogatunk. Ön is megörökítette a jelenséget? Küldje el képét a hirek@csillagaszat.huEz az e-mail cím védve van reklámlevelek ellen. Javascript-re van szüksége, hogy megnézze. címre!
Pete Lawrence felvétele a fedés előtti pillanatokból.
Eric von der Heyden fotója (Németország). A Szaturnusz a kép alján található, a kivágás ezt a területet mutatja nagyítva.
S. Weiller felvétele St Rémy les Chevreuse városából (Franciaország).
Sebastien Kersten felvétele Belgiumból.
Félig eltakart Szaturnusz. (Jean-Christophe Dalouzy, Franciaország
Újra látható a gyűrűs bolygó! (Pete Lawrence, Nagy-Britannia).
Hűvös meglepetés a forró napszélben 2007. február 28., szerda
Az Ulysses-szonda mérései alapján a Nap északi pólusa lényegesen alacsonyabb hőmérsékletű a déli pólusnál. felhívás
Az európai és amerikai együttműködésben 1990 októberében felbocsátott közös napkutató szonda idén harmadjára repül el központi csillagunk pólusa felett. Az űrszonda nem szokványos, a Naprendszer fősíkjára merőleges pályáját a 15 évvel ezelőtti Jupiter-közelítésnek köszönheti, azóta két alkalommal – 1994/1995-ben és 2000/2001-ben – is elrepült a Nap pólusa felett.
Az Ulysses pályája a Naprendszerben. (ESA)
Már az első pólus feletti repülésnél is felfigyeltek a kutatók a hőmérsékelteloszlás ezen különlegességére, amit akkor kétkedéssel fogadtak, de a 2007-es, déli pólusra vonatkozó adatok megerősítették a jelenség létezését. Mivel a szonda kb. 300 millió km-re halad el a pólusok felett, a napszélben lévő, hatszorosan és hétszeresen ionizált oxigénatomok gyakorisági arányából lehet következtetni a poláris napszél hőmérsékletére, ami hozzávetőleg egymillió fok. Azonban a pólusok irányában a hőmérséklet eltér: jelenleg az északi pólusról kiinduló napszél kb. 80 ezer fokkal hidegebb.
A különleges hőmérsékleti viszonyok oka a Nap mágnesességében keresendő. A mágneses tér a pólusok környezetében mintegy "megnyílik" (ezek az úgynevezett koronalyukak), és itt a Nap légkörének egy része eltávozhat – létrehozva a bolygóközi térben is detektálható töltött részecskék felhőjét, azaz a napszelet.
Fantáziakép a Nap déli pólusánál járó Ulysses szondáról. (ESA)
De mi okozhatja az aszimmetriát? Hasonló jelenséget a Földön is megfigyelhetünk, hiszen a sztratoszféra hőmérséklete a déli sark felett alacsonyabb. Ennek oka a kontinensek egyenlőtlen eloszlása (az északi félgömbön több földrész található) és a levegőtömegek bonyolult légköri körzése. Napunk esetében a mágneses tér aszimmetriája játsza a főszerepet: az északi mágneses pólus környezetében hűvösebb a napszél. Az 1994-es közelítés óta a 11 éves napciklusnak megfelelően felcserélődött a Nap globális polaritása és a mért hőmérsékleti aszimmetria is megfordult, azaz akkor a déli pólus volt hidegebb, most az északi. A 2008-as északi pólusközelítés remélhetőleg még közelebb visz minket a Nap ezen különlegességének megértéséhez.
A napszél hőmérsékletének változása az idő függvényében, azaz az Ulysses pályája mentén (millió fokban). (R. von Steiger és G. Gloeckler)
A Plútó-szonda a Jupiter mellett 2007. március 1., csütörtök, 0:08
A tavaly januárban felbocsátott New Horizons űrszonda mindössze egyéves utazás után már a Jupiter távolságában jár. Az óriásbolygó a tervezett mértékben lendített a szondán végső cépontja, a Plútó felé. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek.
Az Io 2006. február 26-án 4 millió km távolságból a LORRI detektor felvételén. Fent egy 3 millimásodperc expozíciós idejű kép, alatta pedig egy tízszer hosszabb expozícióval készült felvétel látható. Utóbbin egy 250-300 km magas kitörési felhő is megfigyelhető (fent), míg a korong jobb oldalán néhány hegy is feltűnik, amelyek magas csúcsa napfényt kap (NASA, JPL)
A New Horizons 2007. február 28-án (szerdán), magyar idő szerint 6:43-kor haladt el a Jupiter mellett 2,3 millió kilométer távolságban. Az esemény nem volt szoros közelítés, ez a távolság a négy nagy Galilei-féle hold pályáján is kívül esik. A viszonylag messzi elhaladásra a Jupiterhez közeli térségben jellemző intenzív sugárzások miatt került sor, ami erősen megterhelte volna a szonda berendezéseit.
A Jupiter-közelítés fontos hintamanőver volt, melynek során az óriásbolygó kb. 4 km/másodperccel növelte meg a szonda sebességét, amely így 23 km/másodpercre növekedett. Ennek révén a New Horizons a terveknek megfelelően, 2015 júliusában fog a Plútó és holdjai mellett elhaladni - a manőver nélkül három évvel tovább tartott volna az utazás. (Mint arról részletesen beszámoltunk, a Rosetta nevű üstököskutató űrszoda hasonló manővert hajtott végre a napokban a Marsnál.)
Mindezeken túl a közelítés nemcsak a műszerek tesztelésére ad lehetőséget, de sok új eredményt is szolgáltathat a Jupiterről és a körülötte mozgó égitestekről. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek, amelyek együttesen több adatot fognak nyújtani, mint amennyi a sokkal rövidebb Plútó-közelítéskor nyerhető.
A legnagyobb közelség alatt a négy Galilei-féle hold a szondához képest a bolygó túloldalán volt, de így is érdekes felvételek készültek róluk. A Jupiterről és légköréről, különösen a bolygón előforduló sarki fényekről az eddigi legrészletesebb megfigyelések várhatók az infravörös tartományban. Emellett a felvételek alapján könnyen elképzelhető, hogy új apró holdakat is találnak a ma ismert 63 kísérő mellett. Az eddig lesugárzott eredmények máris több érdekességgel szolgáltak, az Io esetében például a Tvashtar névre keresztelt vulkáni központ felett sikerült egy kitörési felhőt megörökíteni (lásd a felső képpáron).
Az óriásbolygótól távolodva eddig példa nélküli lehetőség nyílik majd a Jupiter kiterjedt magnetoszférájának megfigyelésére, a New Horizons ugyanis idén júniusig a Jupiter mágneses terének uszályában marad. Az óriásbolygó magnetoszférája a Nappal ellentétes irányban hosszan elnyúlik, alkalmanként a Szaturnuszig is elér. Ebben a térrészben fog a New Horizons közel 100 millió km-t haladni, messze többet, mint előtte bármely más űrszonda.
A napokban nem csak a New Horizons, de sok földi és Föld körül keringő teleszkóp is figyeli az óriásbolygót, hogy méréseiket össze lehessen vetni a szonda megfigyeléseivel. A New Horizons a nyolcadik űreszköz, mely meglátogatja a Jupitert - utoljára a Galileo vizsgálta az óriásbolygót és környezetét. A mostanihoz hasonló rövid látogatást tett 2000-ben a Szaturnusz felé tartó Cassini-űrszonda is, négyszer messzebb elhaladva az óriásbolygó mellett, mint most a New Horizons.
Idén nyáron, a Jupiter-közelség után a Plútó-szonda berendezéseinek többségét lekapcsolják, és csak a 2015 júliusban esedékes Plútó-közelítés előtt öt hónappal helyezik őket újra működésbe.
A New Horizons felvételeiből összeállított mozaik a Kis Vörös Foltról, melyet a LORRI képfelvevő rögzített 2007. február 26-án 3,5 millió km távolságból. A 17 km felbontású képen az éppen az éjszakai oldalra forduló terület átmérője 30 ezer km.(NASA, JPL)
Fantáziarajz a New Horizons űrszonda Jupiter melletti elhaladásáról (NASA, JPL)
Sikeresen tesztelték a Rosetta-űrszondát a Mars közelében 2007. február 28., szerda, 0:24
Mint arról hétfőn már röviden beszámoltunk, az Európai Űrügynökség (ESA) Rosetta nevű üstököskutató űrszondája az elmúlt hétvégén 250 kilométerre haladt el a Mars mellett, miközben felvételeket készített és adatokat gyűjtött a vörös bolygóról. A Mars-közelítés célja az volt, hogy a bolygó gravitációja lendítsen egyet az űrszondán (az űrkutatásban e gyakran alkalmazott módszert hintamanővernek is nevezik). A művelet sikerrel zárult, a Rosetta immár nagyobb sebességgel folytathatja útját a Csurjumov-Geraszimenko-üstököshöz, ahová a tervek szerint 2014-ben érkezik meg.
A Mars-közelítés kitűnő alkalmat adott arra, hogy mind a Rosetta főegységének, mind az erre felszerelt leszállóegységnek néhány érzékelőjét kipróbálják. A műszerek tesztjei az eddigi értékelések alapján teljes sikerrel zárultak.
A legnagyobb marsközelség idején a Rosetta főegységének legtöbb érzékelőjét kikapcsolták, de a leszállóegység kamerája működött, és látványos felvételt rögzített a vörös bolygóról. A Philae ekkor üzemelt első alkalommal teljesen önállóan, az ehhez használt energiát sem az anyagszondától, hanem saját akkumulátoraitól kapta. A leszállóegység ROMAP nevű detektora a vörös bolygó mágneses terét vizsgálta. A mérés érdekes eredményeket tartogathat, a Rosetta ugyanis olyan pályán haladt el a bolygó mellett, amely eltér a korábbi szondák útvonalától.
Korábban az OSIRIS kamera és spektroszkóp is készített felvételeket a Marsról. Az alábbi ábrán a bal oldalon lévő kék felvétel egy kompozitkép, amely főleg az ultraibolya tartományban mutatja a korong nagy részét borító felhőzetet. A középső felvétel a közeli infravörös, a közeli ultraibolya, valamint a látható tartomány zöld hullámhosszait áteresztő szűrőkkel készült. Ezekben a tartományokban átlátszóbb a légkör, és jól kivehető az északi és a déli pólussapka. Jobbra pedig egy kinagyított részleten magasszintű vízjég felhők láthatók a korong peremén.
A Mars az OSIRIS kamera felvételein, eltérő hullámhosszakon megörökítve (ESA)
A további út
A Rosetta legszorosabban 2007. február 25-én közelítette meg a vörös bolygót, körülbelül 10 km/s-os relatív sebességgel haladva el mellette, 250 kilométeres távolságban. Az ekkor végrehajtott hintamanőver révén az űreszköz olyan pályára állt, amely átmenetileg visszahozza bolygónkhoz, és a Föld mellett elhaladva újabb lendületet nyer majd.
A szonda a következő időszakban két kisbolygót is megközelít: 2008 szeptemberében a néhány km-es 2867-Steins, 2010 júliusában pedig a közel 100 km átmérőjű, 21-es sorszámú Lutetia aszteroidát látogatja meg. Bár ezek az égitestek még 200 millió km-nél is messzebb vannak a Rosettától, kamerájával 2006. március 11-én a Steinst, majd 2007. január 2-án és 3-án a Lutetia kisbolygót is sikerült megörökítenie. A Lutetiát 36 órán keresztül követte, az ekkor rögzített fényességváltozás a kisbolygó tengelyforgási jellemzőinek pontos megállapításában segít majd.
A Philae leszállóegység CIVA képfelvevőjének fotója a Marsról, valamivel több mint 1000 km távolságból, előtérben a szonda sziluettjével (ESA)
Magyar részvétel
A szondát 14 európai ország és az USA félszáz kutatóintézete, cége építette. A Rosetta programjának megtervezésében, a műszerek építésében magyar intézetek, vállalatok is jelentős részt vállaltak. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézetben (RMKI) Szegő Károly űrfizikus vezetésével új üstökösmodellt dolgoztak ki, sikeresen írták le az üstökösmagok felszínének viselkedését. Az RMKI és az SGF Kft mérnökei Szalai Sándor vezetésével alkották meg a leszállóegység központi számítógépét. Ők fejlesztették a leszállóegység földi szimulátorát is. Az RMKI és a KFKI Atomenergia Kutatóintézet munkatársai tudományos műszerek tervezésében is részt vettek, a Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi egyetem űrkutatói pedig a fedélzeti energiaellátó és -elosztó rendszer tervét készítették el.
A Mars-közelítés során a leszállóegység a próbaüzemelést teljes sikerrel zárta, autonóm módon, azaz földi irányítás nélkül sikeresen végezte el feladatait. Baksa Attila, a KFKI Technikai Főosztály Űrkutató Csoportjának tudományos munkatársa az MTI-nek elmondta: a leszállóegység fedélzeti számítógépe először működött úgy, ahogy majd a végső célponton, a Csurjumov-Geraszimenko üstökösön fog 2014-ben.
Történelmi jelentőségű küldetés
Az üstökös közelébe érve a Rosetta űrszonda két részre válik szét. Főegysége az üstökös körüli pályára áll (először az űrkutatás történetében), a Philae pedig leereszkedik az üstökös felszínére (erre sem volt még példa). A Rosetta lesz az első űreszköz, mely együtt repül egy a Nap felé közeledő üstökössel, és elsőként figyeli meg, hogyan alakítja át a Nap melege az üstökös fagyott felszínét. A leszállóegység műszerei közvetítenek először képet egy üstökös felszínéről, és vizsgálják meg a helyszínen az üstökösmag anyagait.
Az üstökösök a Naprendszer ősi anyagát hordozzák, ennek helyszíni tanulmányozása a Naprendszer őstörténetének feltárásához fog hozzásegíteni. Korábban már kimutatták, hogy az üstökösök bonyolult, szénben, hidrogénben, oxigénben és nitrogénben gazdag szerves molekulákat tartalmaznak. A Rosetta segíthet annak az alapvető kérdésnek a megválaszolásában is, hogy volt-e szerepe az üstökösöknek a földi élet megszületésében.
Először mutatták ki molekulák nyomait egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörében 2007. február 26., hétfő, 23:08
Első alkalommal sikerült egy Naprendszeren kívüli planétáról, egy exobolygóról annyi sugárzást összegyűjteni, hogy molekulák nyomát tudták kimutatni a légkörében - korábban ez csak egy-egy atom esetében sikerült. A légkör szárazabbnak és porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygóatmoszférák vizsgálatában.
A csillagászat egyik legdinamikusabban fejlődő területe a Naprendszeren kívüli bolygók kutatása, melynek újdonságairól rendszeresen beszámolunk rovatunkban. Az elmúlt körülbelül két évtizedben több mint 200 exobolygót fedeztek fel, melyek szinte mindegyike óriásbolygó, a csillagához igen közel keringő "forró Jupiter" típusú planéta. A műszerek és észlelési módszerek fejlődésével egyre kisebb tömegű objektumokat sikerül észlelni, biztosan azonban még nem állíthatjuk, hogy a Földhöz hasonló tömegű égitestet is találtak Naphoz hasonló csillag körül (egy neutroncsillag esetében van ilyen eredmény).
Az exobolygó-kutatás egyik legizgalmasabb területe a bolygólégkörök (összehasonlító) vizsgálata, amely mindössze 6 éves múltra tekint vissza: 2001-ben észlelték első ízben közvetlenül egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörét. Az úttörő jellegű megfigyelés a Föld körül keringő Hubble-űrtávcső (Hubble Space Telescope, HST) nevéhez fűződik.
Azóta már több hasonló megfigyelés történt, és bizonyos szerencsés körülmények között arra is lehet következtetni, hogy milyen elemek vannak a légkörben. 2004 februárjában először fedeztek fel elemi állapotú oxigént és szenet egy exobolygó atmoszférájában, ugyancsak a Hubble alkalmazásával.
Az elmúlt időszakban a Spitzer-űrteleszkóppal is több fontos megfigyelést végeztek az exobolygókkal kapcsolatban, például először sikerült közvetlenül észlelni sugárzást ilyen égitestekről. A legújabb "nagy dobás" ugyancsak a Spitzerhez fűződik, az alábbiakban ezt mutatjuk be részletesen.
Bolygó = (csillag + bolyó) - csillag
Az űrteleszkóppal a HD 189733b és a HD 209458b jelű exobolygók infravörös sugárzását vizsgálták. Ezek az égitestek 60, illetve 153 fényévre vannak a Földtől, a Vulpecula és a Pegasus csillagképben, és mindketten a forró Jupiterek kategóriájába tartoznak. (A HD 189733b planétát nemrég a magyar tervezésű és üzemeltetésű HAT robotteleszkóp-rendszer is sikeresen megfigyelte.)
A megfigyelés során azt tanulmányozták, miként változik az egyes exobolygók és csillaguk együttes infravörös színképe a planéta keringése során (színképüket nem sikerült külön-külön rögzíteni, mivel túl közel látszanak egymáshoz). Az első színképet akkor vették fel, amikor az adott exobolygó a Földről nézve a csillaga mellett látszott, a másikat pedig akkor, amikor mögötte volt - utóbbi esetben csak a csillag hagyott nyomot a színképben, a planéta viszont nem. Ezután a csillag és az exobolygó együttes sugárzásából levonták a csillagnak a bolygó nélküli sugárzását: így sikerült elkülöníteni a távoli planétáról érkező infravörös hullámhosszakat. Mindez csak az infravörös tartományban lehetséges, ahol nem túl erős a csillag sugárzása az exobolygóhoz képest.
A megfigyelés lépései. 1) A csillag és az exobolygó együttes színképének rögzítése 2) A csillag színképének rögzítése az exobolygó nélkül 3) A csillag és az exobolygó együttes színképéből a csillag színképének levonása után visszamarad a planéta színképe (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)
Úttörő eredmény, bizonytalan színkép
A napokban közzétett beszámoló szerint első alkalommal sikerült olyan színképet rögzíteni, amelyben már nemcsak elemi állapotó atomok, hanem molekulák is azonosíthatók - lennének. Ám az elemzések eredménye meglepte a szakembereket: mindkét planéta színképe "egysíkú" és jellegtelen volt, alig mutatkoznak bennük molekuláktól származó színképvonalak. Ami a legfurcsább, hogy egyáltalán nem sikerült vizet kimutatni, pedig ez az anyag elméletileg az egyik legfontosabb összetevője ezeknek az égitesteknek. Bár a megfigyelések kiértékelése még nem jutott odáig, hogy a spektrumban rögzített összetételt részletesen megállapítsák, kimondható, hogy H2O-nak nyoma sem mutatkozik. Annyit sikerült csak megállapítani, hogy a HD 209458b színképében a 9,65 mikrométer körüli sugárzás (emisszió) szilikátszemcséktől származhat. Emellett 7,78 mikrométeres hullámhossznál olyan azonosítatlan vonal mutatkozik, amely talán valamilyen széntartalmú anyagtól származhat.
A H2O színképvonalainak hiánya azonban nem feltétlenül jelenti azt, hogy a távoli bolygó légkörében nincs is ilyen anyag. Elképzelhető, hogy sok olyan egyéb molekula fordul elő, amelyek emissziójától nehezen vehetők észre a H2O vonalai. A HD 209458b esetében az apró, lebegő szilikátszemcsék poros felhők formájában akár el is takarhatják a náluk mélyebben lévő vízréteget (bár ilyen magaszintű porfelhőkre nem találunk példát a Naprendszerben).
A HD 209458b jelű exobolygó infravörös spektruma, amelyben eddig szilikátszemcsék és a széntartalmú molekulák jellemzőit azonosították, H2O-nak azonban (egyelőre) nyoma sincs (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)
Korábban a HST megfigyeléseivel a HD 209458b esetében már a nátrium, az oxigén, a szén és a hidrogén jelenlétét is sikerült kimutatni, amelyek a légkör felső tartományában lehettek. A spektrum részletes elemzésével hamarosan kiderülhet, hogy ezek milyen molekulákká állnak össze.
A két exobolygó légköre tehát szárazabbnak, illetve porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygólégkörök vizsgálatában. Tény azonban, hogy az általunk ismert életet egyelőre csak a Földhöz hasonló kőzetbolygókon vagy holdakon tudjuk elképzelni, s ilyet egyelőre nem ismerünk. Az igaz áttörés akkor várható, ha ezeken tudjuk majd vizsgálni a légkört, olyan árulkodó jelek után kutatva (pl. oxigén, ózon), amelyek biológiai tevékenységre utalnak. A remények szerint erre 10 éven belül sor kerülhet.
Teljes holdfogyatkozás lesz szombaton 2007. február 26., hétfő
Március 3-án, szombat éjszaka teljes holdfogyatkozás látható hazánkból. Cikkünkben megtalálható a hazai bemutatóhelyek listája, illetve letölthető egy részletes tájékoztató is.
Március 3-án hosszú idő után ismét teljes holdfogyatkozást figyelhetünk meg hazánkból. Az esemény szombatról vasárnapra virradóra történik, a szerencsés időpont így lehetőséget ad a pihenésre is. A teljesség idején a Hold delelni fog, az Oroszlán csillagszegény vidékén láthatjuk a vöröslő, megfogyatkozott fényű Holdat. A teljesség időtartama 73 perc lesz. A Hold természetesen nem fog teljesen eltűnni, azonban a változás így is drámai lesz.
A fenti ábrán a holdfogyatkozások geometriája látható. A jelenségre csak teleholdkor kerülhet sor, de mivel a Hold pályasíkja nem esik pont egybe a Föld napkörüli keringési síkjával, nincs holdfogyatkozás minden teleholdkor. Általában kísérőnk az árnyékkúp "alatt" vagy "felett" halad el. Március 3-án szerencsénk lesz, ekkor a Hold a földárnyékot "telibe" találja.
Bolygónk árnyékkúpjában két nagy tartományt különítünk el. A külső, szürkés része az ún. félárnyék, innen nézve a Föld csak a Nap egy részét takarja ki — a Hold itt alig sötétedik el. Az árnyék belső, az ábrán fekete tartománya pedig a teljes árnyék — ha a Holdról figyelnénk a jelenséget, a Föld itt teljesen kitakarná a napkorongot.
A teljes árnyék, vagyis az umbra geocentrikus átmérője a Hold távolságában kb. 82 ívperc. Bár közvetlen napfény nem jut az umbrába, azért mégsem teljesen sötét. A vörös fény, amely kevésbé szóródik a földi atmoszférában (és napnyugtakor vörösre festi az égboltot), a Föld árnyékkúpjába is behatol. Egy képzeletbeli holdi megfigyelő a holdfogyatkozás alkalmával a Föld korongja körül egy vörös fénygyűrűt lát (azon helyeket, ahol a Nap éppen kel, vagy nyugszik). A a vörös fény pedig homályosan világítja meg az elfogyatkozott teleholdat. E gyenge vöröses fény intenzitása a Föld atmoszferikus körülményeitől függ. Általában a teleholdra eső fény tízezred és ötmilliomod része között változik (a telehold fényessége 10-16 magnitúdót esik a fogyatkozás során).
Az umbrát a penumbra veszi körül, amely kb. 32 ívperc szélességű gyűrű. A földárnyék teljes szélessége így kb. 146 ívperc. A penumbrában lévő holdi megfigyelő úgy látja, mintha a Föld „beleharapott” volna a Napba, azaz részleges napfogyatkozást észlel. Ekkor a Földről nézve a telehold kissé elhomályosulva látszik. A Holdnak az a része, amely mélyebben van a penumbrában, azaz közelebb az umbrához, szürkébb, mivel ott már kisebb a megvilágítás mértéke.
A jelenség során figyeljük meg a teljes árnyék görbületét! Már ebből a szabadszemes megfigyelésből is megbecsülhetjük, hogy bolygónk kb. négyszer nagyobb, mint a Hold átmérője. A teljesség alatt figyeljük meg az égbolt állapotát: mivel a Holdat, mint égi lámpást ekkor takarékra kapcsolják, sokkal több csillag látszik majd.
Kontaktusidőpontok:
félárnyékos fogyatkozás kezdete 21:16 részleges fogyatkozás kezdete 22:30 teljes fogyatkozás kezdete 23:44 teljes fogyatkozás közepe 0:21 teljes fogyatkozás vége 0:58 részleges fogyatkozás vége 2:12 félárnyékos fogyatkozás vége 3:25
A holdfogyatkozás kontaktusainak időpontjai
A március 3-i távcsöves bemutatók helyszínei A jelenség alkalmából az ország több pontján várják az érdeklődőket segítőkész csillagászok és amatőrcsillagászok (jellemzően alacsonyra szabott belépődíjak fejében, vagy ingyenes részvételt biztosítva). A fogyatkozás éjszakáján a Polaris Csillagvizsgálóban a távcsöves bemutató mellett az alábbi előadások várják az érdeklődőket:
21:00 Megnyitó (Mizser Attila, Kereszturi Ákos) 21:20 A holdfogyatkozások kialakulása (Rieth Anna) 22:00 A Hold földrajza (Kereszturi Ákos) 22:30 Leszállóhelyek és megfigyelésük a Holdon (Jakabfi Tamás) 23:00 Vissza a Holdra - az új emberes holdprogram (Horvai Ferenc)
Az országos távcsöves bemutatók során — amellett, hogy távcsőben, nagy nagyítás mellett is megcsodálhatjuk a vöröses színekben pompázó égitestet — szakértő magyarázatot kaphatunk a holdfogyatkozásról és más csillagászati jelenségekről, illetve tanácsot kérhetünk csillagászati jelenségek észlelésével és fotózásával kapcsolatban is.
Az MCSE és társszervezetei az alábbi távcsöves bemutatókon Önt is sok szeretettel várják!
Bóly Batthyány tér, az új szökőkút mellett Budapest MCSE Polaris Csillagvizsgáló (központi helyszín) Budapest, III. Laborc u. 2/c Budapest Uránia Csillagvizsgáló Dávod Május 1. út 17. Eger Dobó Tér Esztergom Dobó Katalin Gimnázium melletti parkoló Gyöngyös Fő tér, 22:30-tól 02:30-ig Hegyhátsál Hegyháti Csillagvizsgáló Kecskemét A Kecskeméti Planetárium előtt (MCSE Kiskun Csoport) Kisnána Szabadság út 63. Kisújszállás Apafi utca 39. Mohács Felső-Dunasor 9. előtti sétányszakasz (gátsétány) Nagynyárád Általános Iskola Nagykanizsa Canis Maior Csillagda (Veszprémi Egyetem, új nevén Pannon Egyetem kihelyezett székhelyének udvara, a volt Úttörőháznál) Nyírbátor Papok Rétje Sopron harkai plató, az autósgyakorló pálya nyugati széle Sülysáp Úri út mellett, a leendő csillagda helyén Székesfehérvár Terkán Lajos Bemutató Csillagvizsgáló Szolnok Jubileum téri toronyház 23. emelete
Kozmikus gyöngysor a Nagy Magellán-felhőben 2007. február 25., vasárnap
Színpompás szupernóva-maradvány a Hubble Űrtávcső felvételén: 20 éves az SN 1987A.
Húsz évvel ezelőtt fedezte fel Ian Shelton kanadai csillagász az 1604 óta legfényesebb szupernóva-robbanást. Az SN 1987A jelzésű objektum mintegy százmillió Nap fényteljesítményével ragyogott az 1987. február 24-i felfedezést követő hónapokban, majd lassan halványodva tűnt el az észlelők szeme elől, átadva a terepet a csillagászat legérzékenyebb műszereit használó obszervatóriumok számára.
Az elmúlt két évtizedben földi és űrtávcsövek serege vizsgálta a robbanás maradványait, aminek eredményeként teljesen új megvilágításba kerültek a nagy tömegű csillagok halálára vonatkozó elméleteink. Kiderült például, hogy nem csak vörös szuperóriások, hanem forró, kék óriáscsillagok is felrobbanhatnak, míg a csillag körüli gyűrűs szerkezetek eredetére mindmáig nincs megnyugtató magyarázat.
Mivel a csillag a 163 ezer fényév távolságban levő Nagy Magellán-felhőben, Tejútrendszerünk egyik legközelebbi kísérőgalaxisában robbant fel (Kr. e. 161 ezerben...), a legfinomabb részletek felbontására a Hubble Űrtávcső alkalmas.
Az SN 1987A 2006 decemberében (STScI)
Robert Kirschner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) és munkatársai másfél évtizede tanulmányozzák az SN 1987A-t az Űrtávcső különböző műszereivel. A legújabb felvétel tavaly decemberben készült az azóta meghibásodott Advanced Camera for Surveys (ACS) kamerával, és minden korábbinál tisztábban mutatja a szupernóva-maradvány részletes szerkezetét.
Az Űrtávcsöves kutatások legfontosabb eredményei:
-a szupernóvát világító belső gázgyűrű veszi körül, melynek átmérője kb. 1 fényév. Legalább 20 ezer évvel a robbanás előtt már ott volt, és a 20 évvel ezelőtti robbanás röntgensugarai kezdettől fogva fénylésre gerjesztik.
-két külső vékony gázgyűrű, melyeket földi távcsövek is észleltek. A HST képein finom szakadások látszanak rajtuk. Eredetük nem tisztázott megnyugtató módon, de valószínűleg a kék óriáscsillagként elszenvedett fellobbanások maradványai.
-legbelül egy homokóra alakú szerkezet alakult ki, mára egy tized fényév átmérőjűre növekedve. Két gömbszerű anyagcsomóból áll, melyek a szétrobbant csillagból jöttek létre, egymástól pedig mintegy 36 millió km/h sebességgel távolodnak.
-a szupernóva-robbanás lökéshulláma az elmúlt két évben elérte a belső gázgyűrűt, amely ennek következtében fénylő gyöngysorra kezd emlékeztetni.
A következő évek várhatóan izgalmas új eredményeket hoznak. A lökéshullám a fénysebesség huszadával haladva a gyűrűrendszer egyre nagyobb hányadát gerjeszti fénylésre, ami így be fogja világítani a szupernóva-maradvány körüli térséget. Elképzelhető, hogy ezzel eddig nem látott porfelhők és gyűrűk létére derül fény. Másik fontos kérdés, hogy mi maradt az egykori csillag magjának helyén: fekete lyuk vagy neutroncsillag. A csillagászok többsége utóbbit tartja valószínűbbnek, de egyelőre még túl sűrű a körülötte lévő porburok. A HST a következő nagyjavítása során új infravörös kamerát kap, amivel remélhetőleg tisztázni lehet a maradvány magjában található objektum természetét.
Fiatal csillagok röntgenfényben 2007. február 23., péntek, 9:39
A Chandra-röntgenteleszkóp felvétele alapján a káprázatos Sas-ködben nem mutatkoznak azok az újszülött és erősen röntgensugárzó csillagok, amelyek létezését korábbi megfigyelések alapján feltételezik. A jelenség magyarázataként elképzelhető, hogy a ködben a csillagkeletkezés fő időszaka már lecsengett, de az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sűrű felhőkben lévő csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemző, erősen röntgensugárzó időszakot.
Az egyik sűrű gázfelhő a HST felvételén (NASA, ESA, STScI)
A Sas-köd, avagy M16 egy kb. 6500 fényévre lévő ködösség, a Serpens (Kígyó) csillagképben. Népszerűségét egy régebbi felvételnek köszönheti, amelyet a Hubble-űrteleszkóp készített róla még 1995-ben. A jobbra látható kép jelenleg a hét asztrofotójának "optikai háttereként" szolgál.
A képen látható három, oszlop alakú tartomány a csillagközi anyag három sűrű molekulafelhője, amelyek elnyelik a mögöttük lévő, távoli csillagok fényét. A sűrű felhőkben ma is új csillagok születnek. A lenyűgöző látvány és a "teremtés" e kozmikus kombinációját nem hivatalosan "Isten kezeként" is emlegetik.
Kihámozott csillagok
Az új csillaok kialakulása az alábbi séma szerint képzelhető el. Az anyag összesűrűsödésével először sűrű anyagcsomók, ún. globulák jönnek létre. A környezetüknél sűrűbb csomók az oszlopok belsejében rejtőzve észrevehetetlenek maradnak, egészen addig, amíg azok peremére nem kerülnek. Ebben egy másik folyamat játszik szerepet, amelyet fotoevaporációnak neveznek. Ennek során a közeli és nagy energiakibocsátású csillagok intenzív sugárzása "elpárologtatja" az oszlopok gázanyagát. Az így felszabaduló gáz a képen kékes árnyalatú diffúz áramlás formájában azonosítható.
A jelenség keretében a sugárzás folyamatosan "hámozza", azaz fogyasztja az oszlopokat, csökkentve azok anyagát. Amikor az oszlop zsugorodó külső határa elér egy-egy sűrűbb, születő csillagot övező anyagcsomót, az is "párologni" kezd. Azonban mivel ez a környezeténél lényegesen sűrűbb, anyaga sokkal lassabban fogy. A csomók így látszólag kiemelkednek az oszlopok felszínéből, és létrehozzák az ujjakra emlékeztető, kidudorodó formákat. A képződmények kialakulásának lépéseit a mellékelt fekete-fehér ábra mutatja.
A sűrű anyagcsomók kijutása a felhőből, a felhő anyagának zsugorodásával (NASA)
Új adatok röntgenfényben
Az alábbi, frissen közölt színes kép érdekessége, hogy a HST korábbi fotójára a Chandra-röntgenteleszkóp felvétele van rávetítve. Az utóbbi, röntgentartományban készült képen az egyes csillagok szokatlanul nagyméretű foltokként jelennek meg. Többségük viszonylag fiatal röntgenforrás, amelyeknél a vörös szín a kisebb, a zöld a nagyobb, a kék pedig a még nagyobb energiájú röntgensugarakat kibocsátó égitesteket jelöli. A kék színnel ábrázolt erős röntgenforrásokból nagyon kevés mutatkozik - egyikük a bal oldali oszlop tetejénél látható, és egy 4-5 naptömegű fiatal égitest lehet.
A korábbi infravörös tartományban végzett megfigyelések alapján a 73 azonosított anyagcsomó közül 11 belsejében található csillagszerű objektum, és 4 tömege biztosan elég nagy ahhoz, hogy idővel csillaggá alakuljon. Eszerint a csomókban égitestek születnek, és feltehetőleg sok ilyen objektum található a nagy gázoszlopok belsejében is, még a felhő sűrű anyagában rejtőzve.
Érdekessé akkor válik a helyzet, ha a fenti számokat összevetjük a röntgensugárzó csillagok eloszlásával. Ezek ugyanis a három sűrű gázoszlopban alig mutatkoznak - pedig röntgenfényben viszonylag átlátszó a gázanyag. Az életük elején lévő, gyakran erősen röntgensugárzó égitesteknek ezért könnyen észrevehetőknek kellene lenniük. Ugyanez a röntgenteleszkóp más, aktív csillagkeletkezést mutató halmazokban (pl. az NGC 2024-ben), sok fiatal, erősen röntgensugárzó égitestet talált már - a Sas-köd gázoszlopaiban azonban nem mutatkoznak.
A Chandra-röntgenteleszkóp 2001. július 30-án készült felvétele a HST képére vetítve. A látómező 2,5 ívperc méretű (NASA, CXC, U. Colorado, Linsky, ESA, STScI, ASU, Hester, Scowen)
Korábbi megfigyelések tehát csillagok születésére utalnak a felhőkben, mégsem jelentkezik a várt röntgensugárzás. A jelenség magyarázataként elképzelhető, hogy a Sas-ködben a csillagkeletkezés fő időszaka már lecsengett - tehát mégsem várható annyi újszülött objektum. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sűrű felhőkben lévő csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemző, erősen röntgensugárzó időszakot.
Felrobbant egy rakéta Ausztrália felett 2007. február 22., csütörtök
Káprázatos felvételek az ausztrál éjszakát bevilágító rakétatörmelékekről. felhívás
Ray Palmer ausztrál asztrofotós február 19-én éppen a Dél Keresztje csillagképet fényképezte, amikor egy lángoló objektumot vett észre a Tejútban, amelyet lassú mozgásának köszönhetően mintegy 35 percig tudott követni. Az átvonulás közepén hirtelen felrobbant a test, amiből egy táguló felhő keletkezett. Szerencsére a derült ég alatt több ausztrál amatőrcsillagász (pl. Gordon Garradd és Tim Thorpe) is megörökítette az éjszakai tájat szürreális külsővel felruházó tűzgömböt, melyben törmelékdarabok tucatjait lehetett elkülöníteni.
Ray Palmer 30 perces felvétele a lángoló objektrumról.
A jelenségre magyarázat csak egy nappal később született, amikor is Daniel Deak űrszakértő összevette a Palmer fotóján látható objektum mozgását egy tavaly magára hagyott, Briz-M típusú gyorsító fokozat pályájával. Szinte pontosan egy évvel ezelőtt, 2006. február 28-án még egy orosz Proton rakétával próbáltak Föld körüli pályára állítani egy Arabsat-4A telekommunikációs műholdat. A kilövés után a rakéta meghibásodott, az üzemanyaggal részben teli Briz-M fokozat pedig rossz pályára állt, míg 2007. február 19-én fel nem robbant Ausztrália felett.
Robert McNaught animációja a törmelékfelhőről. A kép jobb szélén a Spica (α Vir) látható.
Jon P. Boers, az Egyesült Államok légierejének űrfelderítő munkatársa megerősítette a felrobbant rakéta azonosítását, illetve közölte, hogy a robbanás utáni radarmérések a Föld túloldalán a megadott pályán 500-nál is több törmelékdarabot észleltek – mára ez a szám meghaladja az 1100-at.
A sötét galaxisok eredete 2007. február 21., szerda,
Újabb eredmények szerint számos törpegalaxisból fejlődése elején sok gázanyag távozott el, ezért nem keletkezhetnek bennük csillagok - így ma alig észlelhető objektumokként léteznek.
A sötét galaxisoknak is nevezett objektumok csillagokban rendkívül szegény galaxisok, és a törpe elliptikus galaxisok közé tartoznak. Míg egy átlagos törpe csillagváros néhány milliárd csillagot tartalmaz, ezek sötét "megfelelőiben" csak néhány millió égitest árválkodik. Csillagközi anyagot szinte alig tartalmaznak, így új égitestek is csak elvétve keletkeznek bennük. Anyaguknak legnagyobb részét láthatatlan tömeg alkotja. Olyan gyenge a sugárzásuk, hogy eddig csak közvetlen közelünkben, a Lokális Halmazban akadtunk a nyomukra.
A VIRGOHI21 jelű sötét galaxis - pontosabban a helye, az optikai tartományban ugyanis rendkívül halványnak mutatkozik a rádióhullámhosszakon felfedezett objektum (Cardiff University, Isaac Newton Telescope, La Palma)
Stelios Kazantzidis (Stanford University, KIPAC) és kollégái új elgondolással álltak elő a furcsa galaxisok keletkezését illetően. Szuperszámítógépekkel modellezték az objektumok fejlődését, melynek során a kérdéses csillagvárosok kis tömegű, átlagos objektumokként kezdték életüket. Sok más szimulációval ellentétben itt nemcsak a láthatatlan anyag és a látható tömeg gravitációs kölcsönhatását vették számításba, hanem a csillagközi gáz viselkedésére is figyelmet fordítottak. Mint kiderült, a normál gáz felforrósodása kulcsszerepet játszhat ezeknek az objektumok a fejlődésében.
Amikor egy ilyen törpe csillagváros egy nála lényegesen nagyobbal lép kölcsönhatásba, az ütközés mentén keletkező lökéshullámoktól felforrósodik a gáz, amelynek jelentős része ettől el is távozik. Mindehhez egyéb "galaxispusztító" folyamatokat is hozzávettek a modellben: ilyenek a gravitációs kölcsönhatások, amelyek keretében az árapályerők is sok anyagot lökhetnek ki az intergalaktikus térbe. Utóbbi inkább a kisebb tömegű galaxis számára jár kedvezőtlen következménnyel. Közel 10 milliárd évvel ezelőtt, illetve még korábban, a Világegyetemet kitöltő kozmikus háttérsugárzás intenzívebb, magasabb hőmérsékletű volt. Kis mértékben ez is hozzájárulhatott a folyamathoz, tovább fűtve egy ilyen galaxis gázanyagát.
A fenti folyamatok során a nagyobb galaxisok közelében mozgó kisebb elliptikus csillagvárosok sok anyagot veszítettek. A lökéshullámoktól felmelegedő gázt a nagyobb tömegű objektumok maguk körül tudták tartani - azonban a kisebb galaxisok gyengébb gravitációs terük miatt sokat veszítettek a gázból. Felforrósodni és emiatt elszökni csak a látható gázanyag volt képes - a láthatatlan tömegből ezért sokkal több maradt az ilyen törpegalaxisokban. Mivel gázban elszegényedtek, később nem tudott bennük sok égitest kialakulni, így rendkívül halványak lettek.
A fenti elgondolás arra is magyarázatot ad, hogy a nagyobb csillagvárosok (pl. Tejútrendszer, Androméda-galaxis) körül miért találunk kevesebb törpe kísérő galaxist, mint amire a láthatatlan tömeg fejlődését tárgyaló modellek utalnak. Bár sok ilyen törpegalaxis lehet a közelben, a korábban vázoltak szerint a látható anyaguk nagyobb részét elveszítették, így ma már alig vehetők észre.
Felszín alatti víz nyoma a Marson 2007. február 19., hétfő, 9:28
A felszín alatt áramlott ősi víz nyomára bukkantak a Marson. A kőzetek repedéseiben mozgó folyadék sok ásványt kioldhatott, és akár az élet keletkezéséhez szükséges kémiai környezetet is megteremthette.
Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, a Mars körül keringő legújabb amerikai űrszonda, a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) kamerái kisebb problémákkal küzdenek, ami zajos képeket eredményez. Ez azonban nem akadályozza meg az űreszközt abban, hogy minden korábbinál látványosabb felvételeket rögzítsen a bolygóról. Az egy méternél is jobb felbontású képeken Chris Okubo (University of Arizona, Tucson) és kollégái érdekes képződményeket találtak.
A kutatók az egyenlítőhöz közeli Valles Marineris árokrendszer egyik ágában, a Candor Chasmában vizsgáltak idős üledékes kőzeteket. Az új eredmény nem az üledékek keletkezésével, hanem annak utólagos átalakulásával kapcsolatos. A HIRiSE kamera 2006 szeptemberi képein keskeny, az üledékes rétegek irányától független helyzetű, vonalas képződmények mutatkoznak. Ezek olyan egyenesen haladó formák, amelyek bármilyen útjukba eső szerkezetet kitérés nélkül kereszteznek. Lefutásuk mentén általában világosabb sáv látszik, és gyakran úgy tűnik, hogy hosszú, keskeny laphoz hasonlóan kissé kiállnak a felszínből.
Az ilyen szerkezetek a földi geológiából jól ismertek, és kipreparálódott teléreknek nevezik őket. Kialakulásuk első lépéseként egy nagy törés képződik valamely kőzettestben, esetünkben például a fent említett vastag üledékekben. Az így keletkezett repedés mentén később felszín alatti folyadék áramlik, részben átalakítva a vele érintkező kőzetet, esetleg meg is változtatva annak színét. Az oldatból ásványok is kiválhatnak, és a környező kőzettől eltérő anyaggal tölthetik ki a repedést. Ha az itt kivált anyag jobban ellenáll az eróziónak, mint a környező kőzet, akkor idővel kipreparálódik a nála gyorsabban alacsonyodó környezetéből.
Az újonnan közölt képek alapján erre került sor a Marson is: a törések mentén felszín alatti vizek cirkuláltak, átalakítva a kőzeteket. A repedésekben kivált világos ásványok pedig jobban ellenállnak (illetve ellenálltak) az eróziónak, ezért a terület pusztulása során egyre inkább kiemelkedtek környezetükből. Egyelőre nem lehet kizárni, hogy valamilyen felszín alatti gázból vált volna ki a repedést kitöltő anyag, de a folyadék, esetünkben a folyékony víz messze a legvalószínűbb lehetőség.
A megfigyelés újabb jó példa arra, hogyan lehet a Mars körüli pályáról végzett megfigyelésekkel érdekes, felszíni vizsgálatra érdemes célpontokat találni. Az Opportunity rover működési térségében, a Victoria-kráternél is azonosítottak ilyen kipreparálódott teléreket. Ezek új célpontjai is lehetnek a felszíni szondának. A helyszíni vizsgálat ugyanis rámutathat, milyen összetételű vizes oldat áramlott az egykor eltemetett, de az erózió révén mára kihantolt repedésben.
A Candor Chasma területén megfigylehető üledékes rétegek (közel vízszintes, néhol ívelődő, egymással párhuzamos, sötétebb és világosabb sávok). A kép közepétől kissé jobbra lévő barnás kerekded foltban apró, függőlegesen futó dűnék gerincei láthatók. A kipreparálódott telér átlósan jobbról balra lefelé halad át a képen (fehér nyilakkal jelölve). (NASA/JPL/Univ. of Arizona)
A Victoria-kráter keleti peremén lévő kipreparálódott telér. A kép 150 m széles vidéket fed le (NASA/JPL/Univ. of Arizona)
Az egykori felszín alatti víz kulcsszerepet tölt be az asztrobiológiai kutatásokban. Egyre valószínűbb ugyanis, hogy a Földön az élet keletkeze vulkanikusan fűtött felszín alatti repedésrendszerekben, az ott áramló vízzel kapcsolatban történt. A víz ezeken a helyeken vulkáni gázokban gazdagodott, különböző anyagokat oldott ki a kőzetekből, amit a belső hő is elősegített. Amennyiben hasonló környezetek a vörös bolygón is voltak, azok első számú célpontjai az esetleges ősi marsbéli életnyomok keresésének.
Degenerált csillagok furcsa leszármazottai 2007. február 17., szombat
Fehér törpék összeolvadásával születhetnek a különleges, hidrogénben szegény csillagok.
A chilei 8 méteres déli Gemini-távcsővel egy nemzetközi csillagászcsoport oxigénizotópok rendellenes arányát figyelte meg különleges, hidrogénben rendkívül szegény csillagokban. Noha a hidrogén az Univerzum leggyakoribb elemeként a "normális" csillagok anyagának általában 75%-át kiteszi, a frissen vizsgált objektumokban szinte nyomát sem lelni.
A tanulmányozott csillagok két csoportba, az ún. HdC és RCB osztályba sorolhatók. A legfontosabb különbség köztük az, hogy az RCB csillagok (amelyek az amatőrcsillagászok által közkedvelt R Coronae Borealis változócsillag után kapták nevüket) időnként nagyon erős elhalványodásokat mutatnak. Ennek oka az, hogy a hidrogénben szegény, szénben pedig gazdag csillag fénye elnyelődik és szóródik az általa korábban ledobott porfelhőben hirtelen kikondenzálódó, majd lassan eloszló grafitszemcséken. A hasonló összetételű HdC csillagok viszont nem dobnak le anyagot a külső burkukról, így nem mutatnak ilyen elhalványodásokat.
A két fehér törpe összeolvadásával beindult nukleáris reakciók következtében jelentős méretnövekedésen esik át a születő szuperóriás csillag. (Jon Lomberg, Gemini Obszervatórium)
A mostani vizsgálatok szerint viszont mindkét csoportban meglepően sok 18-as oxigénizotópot tartalmaznak a csillagok – több ezerszer annyit, mint egy átlagos, Naphoz hasonló égitest. Ennek egyik lehetséges magyarázata lehet az a már 1984-ben javasolt elmélet, amely szerint ezeket a különleges csillagokat két, hidrogénben amúgy is szegény fehér törpe összeolvadása hozhatja létre. A két komponens mágneses fékeződés, illetve gravitációs hullámok kisugárzása által közeledhet egymáshoz, míg végül teljesen egymásba olvadnak. A kataklizma során újra beindulnak az energiatermelő nukleáris reakciók és a kutatócsoport számításai szerint pontosan olyan oxigénizotóp-arány várható, mint amit megfigyeltek az észlelt mintában.
Másik lehetőség a magányos csillagok élete végén jelentkező ún. végső héliumvillanás, amikor a már majdnem fehér törpévé fejlődött csillagmaradvány felszíne alatt rendkívül heves nukleáris héliumégetés indul be, melynek eredményeként a külső rétegek felfúvódnak és lehűlnek – hasonlóan a RCB csillagok fizikai tulajdonságaihoz. Azonban csupán két ilyen objektumot ismerünk a Tejútrendszerben (a V605 Aql-t és a felfedezője nevét megörökítő Sakurai Objektumát), azaz ennek az állapotnak az igen rövid élettartama nehezen egyeztethető össze a HdC és RCB csillagok számával. Ámbár különlegességükból kifolyólag utóbbiak sincsenek jelen túl nagy számban: mindösszesen 55 csillagot ismerünk e két csoportban együttvéve...
A húsz éve felrobbant szupernóva fiatalabb testvére 2007. február 16., péntek
Egy kék óriáscsillagot ugyanolyan gázgyűrűk öveznek, mint a Nagy Magellán-felhőben 1987-ben feltűnt szupernóvát.
Ezekben a hetekben lesz pontosan húsz éve, hogy az elmúlt 400 év legfényesebb szupernóváját felfedezték a Nagy Magellán-felhőben. Az 1987. február 24-én szabadszemes fényességnél feltűnt új csillag ugyan nem a saját Tejútrendszerünkben, hanem a 163 ezer fényévre levő kísérő törpegalaxisunkban robbant fel, mégis új fejezetet nyitott a csillagok halálának kutatásában. Az SN 1987A jelzésű objektum érdekességei közül messze kimagaslik a mindmáig rejtélyes eredetű hármas gyűrűs szerkezet, melyet néhány évvel a robbanás után fedeztek fel a Hubble Űrtávcsővel. Feltehetően a csillag robbanását megelőző néhány ezer évben ledobott por- és gázfelhőkről van szó, ám kialakulásuk részletei ismeretlenek.
Az SN 1987A körüli hármas gyűrűs szerkezet (Christopher Burrows, ESA/STScI, NASA)
Nathan Smith (University of California) a Spitzer űrtávcsővel a HD 168625 jelzésű kék szuperóriás csillagot vizsgálta az M17 csillagkeletkezési régió peremén. Az objektum Naptól mért távolsága mintegy 7000 fényév, és immáron 13 éve, hogy felfedeztek körülötte egy 20 km/s sebességgel táguló egyenlítői gázgyűrűt. A most elkészült felvételeken feltűnt két újabb gyűrű is, melyekkel együtt a HD 168625 a legjobb jelölt az SN 1987A tejútrendszerbeli ikertestvérének keresése közben.
Mindez azért érdekes, mert annak idején mindenki meglepődött, amikor az SN 1987A szülőcsillagát (progenitorát) az Sk –69 202 jelű kék óriáscsillaggal azonosították a robbanás előtti képeken. Korábban az elméletek azt jósolták, hogy vörös szuperóriások robbannak fel II-es típusú szupernóvaként, az SN 1987A azonban rámutatott, hogy lehetséges a visszatérés a kék szuperóriások közé, így csillagfejlődési elméleteinket pontosítani lehetett. A most vizsgált HD 168625 és az SN1987A progenitora nagy mértékben hasonlít, hiszen míg az Sk –69 202 B3I színképtípusú, 16000 K felszíni hőmérsékletű, Napunknál mintegy százezerszer intenzívebben sugárzó csillag volt, addig a HD 168625 15000 K hőmérsékletű, fényteljesítménye pedig 250 ezer napluminozitásnak felel meg. Becsült tömege 20-25 naptömeg, szintén nagyon hasonló az Sk –69 202 húsz naptömegnyire becsült egykori tömegéhez. Ennek megfelelően a HD 168625 részletes tanulmányozásával betekintést nyerhetünk a 20 évvel ezelőtti csillaghalálhoz vezető folyamatok részleteibe.
A HD 168625 gyűrűi. A kép jobb oldalán egy másik fényes kék változócsillag, a HD 168607 látszik. (Nathan Smith, University of California)
A legnagyobb tömegű szuperóriás csillagok kezdeti tömegük jelentős részét ledobják fejlődésük során. A fényes kék változócsillagokra (Luminous Blue Variables, LBV) hatalmas kitörések jellemzők, melyek közben néhány év-évtized alatt több naptömegnyi anyagtól megszabadulnak. Legismertebb példa erre a déli égen látható éta Carinae, amely a 19. sz. közepén az égbolt második legfényesebb csillagává vált több évig tartó kitörése alatt. Az ilyen csillagok körül folyamatosan táguló, és az ismétlődő fellobbanások miatt többszörösen héjas szerkezetű anyagfelhő figyelhető meg.
A HD 168625 paraméterei arra utalnak, hogy a most felfedezett ködösséget szintén az LBV-kre jellemző kitörés hozta létre, azaz feltehetően az SN 1987A progenitora is egy fényes kék változócsillag lehetett. Ennél is érdekesebb az a következtetés, miszerint elképzelhető, hogy a HD 168625 lesz a következő II-es típusú szupernóva a Tejútrendszerben. Viszonylag kis távolságának köszönhetően rendkívül látványos csillagászati jelenség lenne a legalább a Jupiterrel vetekedő látszó fényességű robbanás, melyet kedvező égi elhelyezkedése folytán a Föld szinte bármely pontjáról észlelhetnének az amatőr- és szakcsillagászok...
Ütköző üstökösmagok egy halott csillag körül 2007. február 16., péntek,
Egy fehér törpe körül olyan poranyagot azonosítottak, amelyet a csillag egykori bolygórendszeréből visszamaradt égitestek ütközése termel.
A Helix-köd táguló gázgyűrűjének részlete. Az üstököscsóvákra emlékeztető alakzatokat a lassabban táguló gázburokkal találkozó erős eletromágneses- és részecskesugárzás formálja áramvonalas alakúra. A központi csillag a képen kívül lefelé található (NASA, ESA, STScI, NRAO)
A Spitzer-űrteleszkóppal a Földtől 650 fényévre lévő Helix (Csiga) -ködöt tanulmányozták. A közel 3 fényév átmérőjű ködöt egy Napunkhoz hasonló csillag élete végén ledobott gázburka alkotja, amelyet a centrumban visszamaradt, összezsugorodott és forró fehér törpe gerjeszt sugárzásra. A csillag a külső rétegeitől korábban több ütemben szabadult meg, a legintenzívebb anyagvesztés 6 és 12 ezer évvel ezelőtt történhetett.
Az eredetileg a csillag körül lévő bolygórendszer átalakult a felfúvódott vörös óriás állapotban, illetve annak a végén, amikor a csillag külső rétegei eltávoztak. A vörös óriás fázisban a legbelső planétákat elnyelhette a kiterjedt gázburok, míg a rétegek ledobásától csökkent a csillag tömege és emiatt gyengült gravitációs vonzereje.
Utóbbi következtében a felfúvódott fázist túlélő bolygók pályái nagyobbak lettek, távolabb kerülnek a csillagtól. Mivel ez egyszerre sok égitesttel történt meg és azok egymás mozgását is befolyásolták, a korábban "rendezett" bolygórendszer egy kicsit "összekeveredik". Sok égitest ütközik, és a találkozók alkalmával törmelék képződik. Az így keletkezett poranyagnak sikerült most a nyomára bukkanni a Helix-ködnél.
A rendszert már régóta tanulmányozzák, de ezúttal azonosítottak poranyagot első alkalommal a csillaghoz közel, amelyet a központi égitest energiakibocsátása felmelegít és infravörös sugárzásra késztet. A megfigyelés alapján a por a középponti égitesttől 35 és 150 Cs.E. (átlagos Föld-Nap távolság) között húzódik. Ez a Naprendszerben nagyjából a Neptunuszon túl kezdődő Kuiper-öv helyzetének felel meg. Az anyag viszonylag fiatal, a vörös óriás fázis után képződött.
A rendszerben lévő üstökösmagok és egyéb apró égitestek egymással ütközhetnek, és így termelik a port. A poranyag egy régebbi megfigyelésre is magyarázatot ad: már korábban sikerült a fehér törpétől érkező röntgensugárzást megfigyelni. Bár a fehér törpe igen meleg, kb. 110 ezer K felszíni hőmérsékletű, de annyira mégsem forró, hogy a megfigyelt röntgensugarakat kibocsássa. A most azonosított por viszont könnyen létrehozhatja azt - ha kisebb része időnként a fehér törpe felszínére hullik. A fehér törpétől távolabb, a ledobott gázburokban a központi égitest sugárzása révén üstököscsóvához hasonló alakzatok is mutatkoznak - noha semmi közük a valódi üstökösökhöz. Kialakulásukat az alábbi rajzsorozat szemlélteti.
A Helix-ködben megfigyelhető gázcsomók kialakulásának menete. A most azonosított poranyag az ábrákon nem szemléltethető, mivel túl közel van a központi fehér törpéhez (NASA, ESA, STScI, NRAO)
Az alább mellékelt felvétel a Spitzer infravörös mérései alapján előállított hamisszínes kép. A kék és a zöld szín a korábban ledobott külső gázanyagot mutatja, a középső vöröses tartomány pedig az utoljára távozott gázt jelzi, míg a centrumban lévő fehér pont a forró fehér törpe. Az utóbbit övező, viszonylag éles peremű vörös korong a fent említett forró poranyaggal kitöltött tartomány.
A Helix-köd a Spitzer-űrteleszkóp felvételén. A kék 3,6-4,5; a zöld 5,8-8,0; a vörös 24 mikrométeres hullámhosszú sugárzást mutat. (NASA/JPL-Caltech/Univ.of Ariz.)
Nem ez az első alkalom, hogy a Spitzer-űrteleszkóppal egy fehér törpe körül akadtak törmelékanyagra. 2006 januárjában egy hasonló, de a most felfedezettnél sokkal kisebb méretű porkorongot azonosítottak a G29-38 jelű objektum körül. A poranyag ott a fehér törpétől mindössze 0,005 és 0,3 Cs.E. távolság között húzódik. Ez volt az első bizonyíték arra, hogy a vörös óriás fázist az apró üstökösmagok és Kuiper-objektumok egy része túlélheti - a jelenlegi észlelés pedig azt mutatja, hogy a vörös óriás állapot után megmaradt testek között is zajlanak ütközések, különféle változások.
De jó is lenne... :) Keresgéltem, hogy mennyibe került, de nem találtam róla adatot. Mindenesetre egy 35 centis távcső komolyabb számítógépes rendszerrel, 7 milla körül van. Magyarorszég legnagyobb távcsöve az 1m-es RCC piszkéstetőn. Ez ugye 2,5 méteres, a hozzá tartozó mechanikával és elektronikával, ami szintén elég modern technikát képez, tehát egészen biztos, hogy nagyon sokba fájna. Bármit is tippelnék valszeg hülyeség lenne, de gyanítom, hogy ha történetesen tényleg nyernél a lottón, akkor sem vennél nekem ilyet. :))
Kvazárok csoportosulásai az ősi Világegyetemben 2007. február 14., szerda,
Az Ősrobbanás után néhány évmilliárddal létezett kvazárok erős térbeli csoportosulást mutatnak, ami ősi galaxishalmazok, illetve szuperhalmazok létezésére utal.
Fantáziarajz egy kvazárról, ahonnan a centrumba beáramló gáz és a fekete lyuk kölcsönhatásaként két ellentétes irányú anyagsugár indul ki (NASA/CXC/M.Weiss)
A kvazárok olyan távoli galaxismagok, melyeknek szuper-nagytömegű központi fekete lyukába intenzív anyagbeáramlás történik. A jelenség eredményeként óriási energia szabadul fel, melyet nagy távolságból is meg lehet figyelni. A messzi kvazárok segítségével tehát az ősi nagytömegű galaxisoknak (pontosan azok magjainak) jellemzőire is következtethetünk.
A korábbi felmérések csak a viszonylag közeli kvazároknál mutattak csoportos eloszlást, és ez sem mutatkozott egyértelműen minden esetben. A Világegyetem távolabbi és ezért fiatalabb állapotára azonban eddig nem készült ilyen felmérés - részben mert a messzi objektumok igen halványak. Ezúttal Yue Shen (Princeton University) és kollégái legalább 11 milliárd fényévre lévő kvazároknál végeztek hasonló vizsgálatot.
Az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) nevű égboltfelmérés adatait felhasználva 4426 távoli (2,9 és 5,4 közötti vöröseltolódású) kvazár térbeli helyzetét határozták meg. Ekkora messzeségben korábban csak néhány tucat kvazárt ismertünk. A nagyobb mintán végzett új vizsgálat megerősíti, hogy a közelebb felismertekhez hasonló kvazárcsoportosulások messzebb is vannak - ezekről eddig csak feltételezéseink voltak. A kvazárok most azonosított távoli csomósodásaiban kb. tízszer erősebben koncentrálódnak az objektumok, mint a közelebbi csoportok esetében.
Eszerint az Ősrobbanás után 2-3 milliárd évvel már csoportokban koncentrálódtak a kvazárok, és feltehetőleg a náluk halványabb, még nehezebben azonosítható galaxisok is. A most azonosított csoportokat viszonylag ritka térségek választják el. A koncentrálódás oka feltehetőleg a láthatatlan tömeg csoportokba rendeződése, melynek eloszlását követi a kvazárok térbeli elhelyezkedése is.
Az SDSS-felmérés kulcsszerepet játszik a távoli égitestek eloszlásának vizsgálatában. A program keretében azonosított kvazárok kétharmadának vöröseltolódása 4,5 feletti, és most a felmérés keretében találták meg az eddigi legmesszebb lévő ilyen sugárforrást is, 5,8-as vöröseltolódással. A statisztikák alapján a kvazárok száma az Ősrobbanás után kb. egymilliárd évvel rendkívül gyorsan emelkedni kezdett. A legnagyobb gyakoriságot 2,5 milliárd év körül érte el, majd a későbbiekben fokozatosan lecsökkent. Mindez feltehetőleg a galaxisok közötti kölcsönhatások, és a központi fekete lyukakba történő anyagbezuhanások időbeli eloszlását tükrözi.
Az SDSS felmérés 2,5 méteres távcsöve (Dan Long, Apache Point Observatory)
A kvazárok csoportosulásának mértékéből nem csak a láthatatlan tömeg eloszlására következtethetünk. A megfigyelés talán annak megértésében is segít, hogy miként jelentek meg az intenzíven sugárzó kvazárok annyira korán a Világegyetemben. Egyelőre ugyanis úgy fest, igen kevés idejük volt, hogy annyi anyagot gyűjtsenek maguk köré, amely elegendő a megfigyelt aktivitás létrehozásához.
Tökéletes szupernóva-maradvány 2007. február 13., kedd
A Kr.u. 386-ban észlelt vendégcsillag maradványa tankönyvekbe illően illusztrálja a nagy tömegű csillagok halála után lejátszódó eseményeket.
A Napunknál legalább nyolcszor nagyobb tömegű csillagok összeroppanásakor a heves robbanás következtében a külső rétegek ledobódnak, majd az eredeti csillag tömegétől függően egy neutroncsillag vagy fekete lyuk jöhet létre. Ilyen hátramaradt neutroncsillagok a gyorsan forgó pulzárok, melyek a robbanás következtében több millió kilométer per órás sebességre is gyorsulhatnak.
A G11.2-0.3 jelű objektum egy körszimmetrikus szupernóva-maradvány, közepében egy neutroncsillaggal, amely minden részletében tökéletesen illusztrálja, hogyan is kell kinéznie egy néhány ezer éve felrobbant csillagnak. Röntgen- és rádiótartományban végzett mérések alapján egyértelmű, hogy a forró gázfelhő egy egykori csillag halálának maradványa. A Very Large Array rádióteleszkóp-hálózat felvételeiből meghatározták a felhő tágulási sebességét, amiből megbecsülhető a kora. Kiderült, hogy nagy valószínűséggel azonosítható a kínai csillagászok által Kr.u. 386-ban megfigyelt vendégcsillaggal, amely a második legidősebb szupernóva-észlelés a történelmi krónikákban.
A Kr.u. 386-ban megfigyelt szupernóva maradványa – 1620 évvel később
A Chandra képén jól elkülöníthetők a különböző energiákon sugárzó területek. A táguló gázfelhő közepén található a pulzár, illetve a belőle távozó nagyenergiájú részecskék árama, melyek kemény röntgensugárzást bocsátanak ki (kékkel jelölve). A maradványt övező külsőbb rétegek kisebb energiájú lágy röntgensugárzás forrásai (zölddel és pirossal).
Meglepő fejlemény, hogy a rádiósugárzó felhő tágulási sebességéből meghatározott kor eltér a pulzárok kormeghatározására használt "hagyományos" módszerrel adódó eredménytől. Utóbbi a neutroncsillag forgási sebességéből következtet a robbanástól eltelt idő hosszára, esetünkben azonban az eredmény tízszer nagyobb a tágulási kortól. A különbség arra utal, hogy a fiatal pulzárokra a forgási sebességből számolt eredmények nagyon félrevezetőek lehetnek.
Ütközés nyoma az Androméda-galaxisban 2007. február 12., hétfő,
Újabb eredmények szerint az Androméda-galaxis peremvidékét egy korábbi kölcsönhatás során szétszakított és szétszóródott galaxis csillagai alkotják.
Az Androméda-galaxis (NOAO/AURA/NSF)
Az Androméda-galaxis (régi nevén Androméda-köd) egy tőlünk 2,5 millió fényévre lévő, azaz közelinek számító csillagváros, mely megjelenését és méretét tekintve is Tejútrendszerünkre hasonlít. Galaxisunknál valamivel nagyobb, és azzal együtt a Lokális Halmaz nevű galaxiscsoport domináns tagja. Az elmúlt években végzett megfigyelések alapján elképzelhetőnek tűnt, hogy a csillagvárosban egykori ütközések és kölcsönhatások nyomai is észrevehetők.
A Kitt-Peak csúcson felállított Mayall-teleszkóp és a Keck-távcsövek segítségével a galaxisban található vörös óriáscsillagok jellemzőit vizsgálták. A megfigyelések során a galaxis centrumától 500 ezer fényévre is találtak még égitesteket - pedig ezzel ilyen nagy távolságban nem számoltak a szakemberek. A korábbi megfigyelések alapján ugyanis a galaxis korongjának sugarát kb. 120 ezer fényévre becsülték.
Ha elfogadjuk, hogy ezek a csillagok is az Androméda-galaxishoz tartoznak, akkor az egész csillagváros mérete közel ötszöröse lehet a korábban feltételezettnek. Amennyiben a most talált, távoli csillagok sokkal fényesebbek és így könnyen megfigyelhetők volnának, az egyébként közel telehold méretű galaxis sötét egű, vidéki helyekről majdnem akkorának mutatkozna, mint a Göncölszekér.
A most azonosított távoli égitesteket a Keck II. teleszkópon elhelyezett DEIMOS spektrográffal részletesen is tanulmányozták. Ennek keretében több olyan, a környezeténél sűrűbb csillagcsoportot avagy "csillagáramlást" találtak, amelyeket egymáshoz hasonló mozgású és viszonylag alacsony fémtartalmú, azaz héliumnál nehezebb elemekben szegény csillagok alkothatnak.
Karoline Gilbert (University of California, Santa Cruz), Mark Fardal (University of Massachusetts, Amherst) és kollégái szerint az objektumok egy korábban szétszakított kisebb galaxis maradványa lehetnek. Az ősi ütközésről készített modellek alapján az eseményre kb. 700 millió évvel ezelőtt került sor. Ennek keretében egy kb. 2 milliárd naptömegű csillagváros (feltehetőleg egy korábbi kísérőgalaxis) bomlott fel fokozatosan az Andromeda perifériáján. Az egykori kölcsönhatásból visszamaradt galaktikus "töredékek" mozgása a számítógépes modellekkel összekapcsolva az Andromeda teljes tömegének becslésében is segíthet.
Az Androméda-galaxis peremvidékén lévő csillagáramlások, melyek egy széttépett galaxis maradványai lehetnek (Alan McConnachie)
A mellékelt ábrán a fémekben szegényebb csillagokat kékeszöld, a fémekben gazdagabbakat sárga, illetve vörös szín jelzi. A feldarabolódott ősi csillagváros maradványaiból legfeltűnőbb a jobbra lefelé haladó, 300 ezer fényévnél is hosszabb délkeleti nyúlvány. Az itt található csillagok jellemzői az északkeleti és nyugati buroknak nevezett csoportéra emlékeztetnek - azaz mindhárom képződmény az ősi szétdarabolt galaxis maradványa lehet.
Az új megfigyelések egy korábbi félreértést is tisztáztak. Néhány régebbi megfigyelés alapján ugyanis az Androméda-galaxis peremterületén lévő csillagok fémtartalma szokatlanul magasnak mutatkozott, ami nehezen egyeztethető össze a csillagváros fejlődési modelljével. Azonban amikor a felmérést a korábban vizsgált vörös óriások mellett több égitestre terjesztették ki, a várakozásoknak megfelelő eloszlás mutatkozott: a fémtartalom fokozatosan csökken a centrumtól a peremvidékek felé haladva.
Emellett sikerült egy, a közeli NGC 205 jelű kísérőgalaxisból kiinduló nyúlványt azonosítani, amely egy jelenleg is zajló kölcsönhatás eredménye. 14 új gömbhalmazt is találtak, amelyek egyike minden korábban ismertnél távolabb, 260 ezer fényévre van az Androméda centrumától. A gömbhalmazok közül három a társainál lényegesen lazábbnak, gyengébben koncentráltnak mutatkozott - ezek pontos eredete nem ismert.
Ütközés a Tejútrendszerrel
Fenyeget-e bennünket is az Andromédával való összeütközés veszélye? Régóta ismert, hogy az Androméda az egyike azon kevés galaxisnak, amely nem távolodik a Tejútrendszertől, hanem másodpercenként 140 kilométeres sebességgel közeledik felénk. A modellek alapján elkerülhetetlennek látszik az összeütközés. A két galaxis mintegy 100-100 milliárd csillaga és sötét anyaga a becslések szerint 3 milliárd év múlva kerül egymás közvetlen közelébe.
A félelmetesnek hangzó galaxiskarambolt azonban utódaink - amennyiben léteznek még -megúszhatják. A galaxisok ugyanis szinte "üresek": csillagaik között azok méretéhez képest rengeteg üres tér van. Emiatt nem pillanatszerűen, hanem szinte észrevétlenül, nem kevesebb mint egymilliárd év leforgása alatt következik be az ütközés.
A közeledő Androméda-köd egyre nagyobbnak fog látszani az égbolton, egyre pompásabb látványt nyújtva. Valószínűleg a folyamatból mást nem is vesznek észre hárommilliárd év múlva a Földet esetleg még benépesítő utódaink. Az ütközés során a két galaxis fokozatosan egybeolvad, egyetlen, hatalmas objektummá egyesül. Mindkét galaxis csillagainak egy része - köztük a számítások szerint valószínűleg a Nap is - az óriásgalaxis középpontja felé sodródik, míg más csillagok a gravitáció lendítő hatására kirepülnek az intergalaktikus térbe.
Ha a Nap valóban az új, óriásgalaxis közepe felé veszi útját, akkor a majdani földlakóknak páratlan látványban lesz részük. A galaxisok egyesülése ugyanis a csillagközi gázfelhőkben erőteljes csillagkeletkezési hullámot indukál, aminek nyomán hamarosan a szupernóvák égi tűzijátékának lehetnek szemtanúi kései utódaink.
Mekkora egy exobolygó? 2007. február 11., vasárnap
Optikai interferometriával megmérték egy fedési exobolygó csillagának átmérőjét, amiből kiszámolták a jelenleg legpontosabb exobolygóméretet.
A Georgia State University és a Michelson Science Center munkatársainak először sikerült geometriai módszerrel megmérnie egy Naprendszeren kívüli bolygó méretét. A vizsgált égitestet még 2005-ben fedezték fel a HD 189733 jelű kettőscsillag körül. Pályáját szinte pontosan éléről látjuk, aminek következménye, hogy a bolygó a mindössze 2,2 napig tartó keringései során rendszeresen átvonul központi csillag előtt. Ennek fénye a fedések során mintegy 3%-kal lecsökken. A fényváltozás modellje alapján az exobolygó átmérője a csillag átmérőjének mintegy 17%-a lehet, de utóbbi pontos ismeretének hiányában ettől többet eddig nem tudtunk az exobolygó abszolút átmérőjéről.
A HD 189733b pályája a Merkúr és a Vénusz naprendszeri útvonalához viszonyítva (chara.gsu.edu)
A CHARA Array a kaliforniai Wilson-hegyen található hat távcsőből álló optikai interferométer, amellyel a HD 189733-nak a látszó átmérőjét mérték meg. A távcsőegyüttes maximális felbontóképessége egy 400 m-es távcsőével egyezik meg, így a CHARA az északi félteke legnagyobb szögfelbontású csillagászati műszere. Az Y-alakban elhelyezett távcsövek képek rekonstruálását is lehetővé teszik, amivel a rendszer az összes többi optikai interferométert messze megelőzi.
A HD 189733 látszó méretét az infravörös tartomány H-sávjában, azaz 1,65 mikronos hullámhosszon vizsgálták. A mérés eredménye 0,38 ezredívmásodperc (mas), ami a Hipparcos asztrometriai műhold 62,8 fényéves távolságmérésével összevetve 1,1 millió km-es valódi csillagátmérőnek felel meg (a Nap átmérőjének kb. 78%-a). Az exobolygó 185 ezer km-es átmérőjűnek adódott, ami jelenleg a legpontosabban ismert exobolygóméret abszolút mértékegységekben.
A HD 189733 és bolygójának méretei a Nappal és a Jupiterrel összevetve (chara.gsu.edu)
Az új eredmények alapján a kísérő valamivel nagyobb, mint ahogy azt a korábbi mérésekből sejteni lehetett. Eddig ugyanis a csillag méretét csak közvetett, a mostani mérésnél kisebb értékeket adó módszerekkel tudták megbecsülni. A CHARA rendszerével elvégzett mérések azonban már közvetlenül a csillag méretét adták meg, melynek eredményeként a rendszer komponenseinek átmérőjét mintegy 10%-os bizonytalansággal sikerült meghatározni. Ezek az adatok a bolygó kialakulására és fejlődésére vonatkozó elméletek számára jelentenek fontos megkötéseket.
"Közepsúlyú" fekete lyukak 2007. február 10., szombat
Friss űrbéli megfigyelések alátámasztják az elméletileg megjósolt közepes méretű fekete lyukak létezését sűrű csillaghalmazokban.
Mai ismereteink szerint a Világegyetemben alapvetően kétféle fekete lyuk fordul elő. A nagyságrendileg 10 naptömegnyi anyagot tartalmazó fekete lyukak igen nagy tömegű csillagok élete végén bekövetkező gravitációs összeomlás során születnek. A számítások szerint saját Galaxisunkban is több millió ilyen égitest létezik. Az ezeket nagyságrendekkel meghaladó, akár több milliárd naptömegnyi óriási fekete lyukak a galaxisok központjában találhatók, és pl. a kvazárok hatalmas energiatermelését is szupermasszív fekete lyukaik anyagbefogásával magyarázhatjuk. A két véglet között már régebben felvetődött az ún. középnehéz fekete lyukak létezése is, de ilyeneket mindeddig nem sikerült megfigyelni.
Immáron évtizedekre visszanyúl az a szakmai vita, hogy fekete lyukak előfordulhatnak-e gömbhalmazokban. Ezek az idős csillaghalmazok az Univerzum legősibb objektumai közé tartoznak, hiszen mindössze 1-2 milliárd évvel az Ősrobbanás után keletkeztek. Csillagaik jelentős részének már volt ideje leélni teljes életét, akár kis tömegű fekete lyukként befejezve a fejlődést. A számítógépes szimulációk szerint egy frissen kialakult fekete lyuk először ugyan a halmaz belseje felé süllyed, de a sűrű csillagmezőben lejátszódó gravitációs kölcsönhatások már legtöbb fekete lyukat kirepítették a halmazokból – legalább is ha helyesek a modellszámítások.
Fantáziarajz egy csillagtömegű fekete lyukról. A kép jobb alsó széle felől áramló anyag a fekete lyuk körüli anyagbefogási korongban gyűlik össze (Forrás: ESA, NASA, Felix Mirabel)
Tom Maccarone (University of Southampton, Anglia) és munkatársai a Nature folyóiratban számoltak be a gömbhalmazokban létező fekete lyukakkal kapcsolatos kutatásaikról, melyeket elsődlegesen az Európai Űrügynökség XMM-Newton űrteleszkópjával végeztek. Emellett a Chandra röntgentávcsövet is felhasználták nagyon pontos pozíciók mérésére. Vizsgálatuk során a környezetükből anyagfelhőket elnyelő, így a röntgentartományban fényes kompakt égitesteket kerestek extragalaktikus gömbhalmazokban. A tudósok hosszú megfigyelés-sorozatra, akár több ezer gömbhalmaz szisztematikus átvizsgálására készültek, azonban már a második objektum, a Virgo csillagkép NGC 4472 jelzésű galaxisa, meglepő eredményekkel szolgált.
Ebben a mintegy 50 millió fényévre található elliptikus galaxisban találtak egy pontszerű röntgenforrást, amit a Chandra nagyfelbontású röntgentávcsöve egy ismert gömbhalmazzal azonosított a távoli csillagváros külső régióiban. Az égitest a detektált röntgensugárzás intenzitása alapján az ultrafényes röntgenforrások közé tartozik, melyekre az jellemző, hogy sugárzásuk sokkal erősebb, mint amit egy csillagtömegű fekete lyuk képes lenne kibocsátani. A most felfedezett objektum esetében mintegy száz naptömegnyi lehet a kompakt égitest tömege, amit vagy több, kisebb méretű fekete lyuk összeolvadása, vagy nagy mennyiségű külső anyag elnyelése magyarázhat.
Az NGC 4472 (M49) jelű elliptikus galaxis, amelynek egyik gömbhalmazában elsőként észleltek a kutatók a középnehéz fekete lyukat (Forrás: NOAO/AURA/NSF)
Nem szabad azonban arról sem megfeledkezni, hogy az ultrafényes röntgenforrások nem csak "középsúlyú" fekete lyukakkal modellezhetők. Másik lehetőség például egy szűk nyalábba lefókuszált sugárzás, ami nagy sebességű gázkilövelléseknél, azaz jeteknél felléphet, eredményeként pedig a távoli égitestet fényesebbnek látjuk, mintha gömbszimmetrikus lenne a kisugárzás.
Hát igen, tényleg elég ritka, írták is, hogy eddig csak 20 ilyen kettősről tudnka. Ma mindegy, várunk hátha lesz ilyen esemény, aztán majd olvassul mit írnak róla. Mást úgyse nagyon tehetünk. :)
Nem tudom hogy ilyet megfigyeltek e, de a fizika törvényeinek valószínűleg nem mond ellent, szal egy gázfelhőben haladva egy neuroncsillag is lassul. Bár a nagy tömeg miatti nagy gravitáció miatt valószínűleg nagyon gyorsan kering egy neutroncsillag egy másik csillag körül, és a nagy tömeg miatt lassulni is kevéssé lassul, de szép lassan egy ilyennek meg kell történnie, hacsak előtte nem hal meg a központi csillag is. Mivel valószínűleg egy másik csillag légkörében keringő neutron csillag is ritka, ilyen esemény is nagyon ritka lehet, szóval nagy szerencse lehet ha meg tudják figyelni.
Értem amit írsz, csak én még nem hallottam róla, természetesen azért még lehet, mert én tudatlan vagyok.:) Ezt Te most konkrétan tudod, vagy /csak/ feltételezed? Én két verziót tudok: az egyik mikor a nagytömegű csillag felrobban szupernóvaként (ha az akkréció során nem vesztett el túl sok anyagot) és létrejöhet egy kettőspulzár. A másik meg mikor kistömegű (mondjuk néhány naptömeg) a csillag, ilyenkor pár milliárd évvel tovább tart míg röntgen-kettőssé alakul, csak itt már a neutroncsillag mágneses tere gyengül addigra, a forgása is lassul, így kistömegű röntgen-kettős lesz. Mondjuk azt nem tudom, mi van akkor, ha az akkréció sórán tól sok anyagot veszít a szuperóriás.
A kettős csillagoknál történő szupernovarobbanás után nem mindig marad együtt a kettős, tehát van ott elég energia az eltérítéshez. Lehet itt is közrejátszik az ár/apály jelenség.
Én így tudom, de lehet van még több alternatíva is.
Hát mert hatalmas gravitációja van, a csillag légköre meg folyamatosan lassítja -> a pályája egyre közelebb lesz a másik csillag felszínéhez, ha abba beleér lehet hogy kitép egy kis anyagot belőle míg tovább lassul még erőteljesebben, majd a gravitáció miatt egészen az élő csillag magjáig sűllyed, eközben a gravitáció erősen befolyásolhatja az élő csillag alakját is(összébb húzódik), valószínűleg így mikor simán kering akkor is ha elég közel van, lehet egy szép neutroncsillagot követő kiemelkedés a központi csillagon is, szal erős ár/apály jelenség. Nemtudom hogy egy szupernóva robbanás egy ekkora tömegű valamit mennyire tudna eltéríteni, de nemvalószínű hogy nagyon.
tomcat, ne aggodj meg lesznek a kis szürkék is... :))
Már vannak is elméletek rá, hogy hol bújkálnak a bestiák:
Mars: élet a mélyben? 2007. február 08., csütörtök
A legújabb elméletek szerint a kozmikus sugárzás miatt legalább néhány méterrel a felszín alá kell fúrni a marsi életformákért.
Angol tudósok egy csoportja modellszámításokat végzett annak érdekében, hogy meghatározzák a Mars különböző felszínformáin az élő sejtek életben maradási esélyeit a világűrből érkező sugárzás pusztító hatásai mellett. Eredményeik szerint a felszín alatt legalább néhány méternyi mélységig kell lefúrni, ha nem csupán életnyomokat – fehérjéket, DNS töredékeket, fosszíliákat – akarunk találni, hanem élő sejtek felkutatása a cél.
Mivel a Marsnak a Földdel ellentétben nincs erős mágneses tere és sűrű légköre, a kozmikus sugárzás nem gyengül túlságosan a vékony atmoszférán való áthaladás során, jelentősen csökkentve így a felszíni életformák életben maradási időtartamát. A kutatók szerint élő sejtek felkutatására a legjobb célpont az Elysium régió jege. A körülbelül 5 millió éve befagyott egykori tenger felszínét csak rövid ideig bombázták a gyilkos kozmikus sugarak, amit kellően le is árnyékolt a vízmolekulában lévő hidrogén. Nem elhanyagolható szempont az sem, hogy jégbe sokkal könnyebb fúrni, mint sziklába. Hasonlóan ígéretes célpontok lehetnek még a friss kráterek vagy a néhány kráterfalon megfigyelt közelmúltbeli vízfolyások nyomai.
Ez nem túlságosan jó hír az eljövendő, a bolygót kutató szondák tervezőmérnökeinek, hiszen az eddigi eszközök csupán néhány centiméternyi mélységben voltak csak képesek a talajba hatolni, a kívánatos mélység elérése azonban merőben új technológiai nehézségeket támaszt. Mindenesetre ha sikerrel jár egy jövőbeni leszálló egység, az kétségkívül átformálja majd a más bolygókon lévő élet felkutatására tett erőfeszítéseinket.
Képünkön az egyik tervezett marsi talajkutató szonda, a Phoenix fantáziarajza látható.(Jet Propulsion Laboratory)
Forrás: University College London sajtóközlemény, 2007. január 30.
Igazad van, jobban belegondolva valószínűleg "látványos" lenne egy ilyen egybeolvadás, már ha egyáltalán megtörténhet az, hogy elnyeli a neutroncsillagot. Mert hát ugye ez a szupróriás már a felfójódás állapotában van, és a köv. lépcsőben egy szupernovarobbanással ledobja külső burkát, és lesz belőle is nyeutroncsillag vagy fekete lyuk. Én nem olvastam ezzel kapcsolatban még semmit, mármint, hogy mi történne ilyenkor, de nem vagyok benne biztos, hogy bele tudna zuhanni egyáltalán a csillagba mielőtt az felrobbanna. Ha meg mégis belezuhanna, lehet, hogy felgyorsítaná a folyamatot, és "lerobbantaná" a külső burkát a szuperóriásnak, de utána mi lenne? Esetleg egybeolvadna a maggal és közösen hoznának létre egy feketelyukat? Passz, ezt nem tudom, de én inkább úgy tudnám elképzelni, hogy a szuprnovarobbanás inkább eltéríteni a pályájáról a keringő neurtoncsillagot és nem találkoznának.
Érdekes. Pár éve még lemondóan beszéltek a marsról, aztán kiderült, hogy van víz... majd hogy folyékony víz is...most a felhők... kérdezem én: Hol vannak a kis szürkék? :)
Hát ha elnyeli akkor belesüpped a másik csillag magjába, hiszen a neutroncsillag egy fél feketelyuk, úgy meg okozhat változásokat, és legalább ha 2 csillag együtt van még az élő csillag halálakor kialakuló feketelyuk esélyét is növeli :)
A Mars Global Surveyor űrszonda méréseinek elemzésével első alkalommal készült áttekintő felmérés az éjszakai felhőzet eloszlásáról, az Opportunity marsáró pedig első alkalommal figyelte meg konvektív felhők kialakulását a Marson.
Sokáig nem tudtuk, hogy képződnek-e felhők a Mars éjszakai féltekéjén a légkörben. Az első éjjeli felhőkre utaló jel néhány éve, az akkor még tökéletesen üzemelő Mars Global Surveyortól érkezett (a szonda működését sajnos azóta befejezte). Az éjszakai felszín hőmérséklete több alkalommal a vártnál kb. 20 fokkal magasabbnak mutatkozott az északi félteke alacsony szélességű területein. A jelenséget könnyen magyarázhatja éjszakai felhőzet, mivel - akárcsak a Földön - a felhők visszaverik a felszínről származó hősugarakat, így azt nem engedik annyira lehűlni, mint derült időben.
John Wilson (NOAA) és kollégái három marsi éven keresztül végzett megfigyelésekből részletes képet állítottak össze az éjszakai felhők tér- és időbeli eloszlásáról. Ehhez a hőmérsékleti értékek mellett a MOLA lézeres magasságmérő adatait is felhasználták: amikor a szondáról kibocsátott lézersugár felhőkkel találkozott, erősen szóródott, aminek mértékére a visszavert jel erejéből lehetett következtetni.
A felmérés rámutatott, hogy éjszaka jellegzetesen ott mutatkoznak felhők, ahol a felszín a vártnál melegebb marad - ez egybevág a várakozásokkal. Kiderült továbbá, hogy az éjszakai felhők kb. ötször vastagabbak, illetve sűrűbbek nappali társaiknál. A felszínhez viszonylag közel, alacsonyan vannak, akár ködnek is tekinthetjük őket. Az északi félteke nyara idején a legelterjedtebbek, ekkor kiterjedt gyűrűt alkotnak a egyenlítő térségében.
A felhők többsége nappal eltűnik, mivel a hőmérséklet a légkör egyes részeiben akár 100 fokkal is meghaladhatja az éjszakai minimumot, a lebegő jégkristályok pedig elszublimálnak. A napfelkelte után a melegedés ellenére megmaradó felhők feljebb emelkednek, és általában csak a magas hegyek, elsősorban a vulkánok felett maradnak meg. Naplemente környékén aztán ismét süllyedni és vastagodni kezdenek.
Felhők az Opportunity rover felett az Endurance-kráternél (NASA, JPL)
Felhők az Opportunity rover felett a Victoria-kráterközelében. A fátyolfelhőket néhány mikrométeres jégkristályok alkotják. Az ilyen fellegek gyakoriak az egyenlítő térségében, amikor a bolygó a Naptól távol jár (NASA, JPL, Cornell)
A fenti képekhez kapcsolódik az Opportunity marsjáró egyik későbbi megfigyelése, amelynek keretében első alkalommal sikerült a feláramló levegőtől kialakuló konvektív felhők képződését és mozgását megfigyelni. A jelenséget 2006. október 2-án délután örökítette meg a rover, kb. 25 fok magasan a horizont felett.
A mellékelt animáció 10 képkockája egymás után, 32 másodperc különbséggel készült (az eredeti, nagyfelbontású változat a NASA honlapjáról tölthető le). A felvételsorozat 5 perce alatt a felhők a felszínhez viszonyítva változatlan helyen képződtek, amely arra utal, hogy egy forró levegőjű feláramlás hozza létre őket. Utóbbi a felszín egy adott, erősen felmelegedő területéről indult felfelé. A felhők 5 és 25 km közötti magasságban voltak, és kialakulásuk után nyugati irányba mozogtak 2,5 és 12,5 m/másodperc közötti sebességgel. Jégkristályok vagy túlhűlt vízcseppek alkothatták anyagukat.
Hát jah, vagy csak simán elnyeli mintha mi sem történt volna :) Az kiderült, hogy nem olyan ritka jelenség, tehát ha nagy dir-durral járna mint pl. egy szupernovarobbanás, akkor már lehet korábban felfigyeltek volna rá. Persze az is lehet, hogy nem... Meg aztán csak "feltehetőleg neutroncsilag". No mindeg, idővel biztos több infó lesz erről is. :)
Társuk légkörében rejtőző neutroncsillagok 2007. február 8., csütörtök,
Több űreszköz megfigyelésének egybevetésével sikerült olyan óriáscsillagokat megfigyelni, amelyek kiterjedt légkörében egykori csillagok "maradványai", neutroncsillagok keringenek.
Az INTEGRAL röntgenteleszkóp (ESA)
Az INTEGRAL űrteleszkóp 2003. január 29-én egy szokatlan rötgenforrást azonosított a Tejútrendszerben. A későbbiekben újabb hasonló objektumokra akadtak, amelyeket utólag nagytömegű röntgenkettősöknek neveztek el. Eddig 20 képviselőjüket fedezték fel, tőlünk 7-25 ezer fényéves távolságban.
Már az első észlelések során felfigyeltek a szakemberek arra, hogy bár ezek az objektumok erős sugárforrások, az általuk kibocsátott energia jelentős része már a közvetlen közelükben el is nyelődik, azaz viszonylag hideg, sűrű anyagfelhők belsejében foglalhatnak helyet.
A csillagászok eltérő hullámhosszakon (főleg a röntgen- és infravörös tartományokban) készült megfigyeléseket kapcsoltak össze, így sikerült "belelátni" e por- és gázburkok belsejébe. Az adatok alapján az objektumok olyan sajátos kettősök lehetnek, ahol egy kompakt égitest (feltehetőleg neutroncsillag) kering egy hatalmas, szuperóriás csillag körül. Az utóbbi komponens mérete általában legalább tízszeresen, tömege pedig még ennél is nagyobb arányban múlja fölül a Napunkét. A ritka párosok többsége olyan csillagkeletkezési régiók közelében mutatkozik, ahol sok óriási csillag születik - ez magyarázhatja hatalmas tömegüket.
A kettősökben lévő szuperóriás csillagok intenzív csillagszeleik révén jelentős tömeget veszítenek, és kiterjedt, hűvös gázburokkal veszik körül magukat. A körülöttük keringő neutroncsillagok normál esetben erős röntgenforrásokként jelentkeznének, mivel heves kölcsönhatásba lépnek a társukról kibocsátott anyaggal. A szuperóriás csillag légkörében keringve annak gázanyagát egy ún. tömegbefogási (akkréciós) korong formájában gyűjtik be, majd húzzák a felszínükre. A kiterjedt hideg és poros gázburok leárnyékolja az energikus folyamatoktól képződő sugárzás jelentős részét.
A két feltételezett sugárforrás-típus vázlata: balra a közel körpályán mozgó neutroncsillag, jobbra az elnyúlt útvonalon haladó égitest, amely csak időnként merül bele a szuperóriás légkörébe (ESA)
A nemrég közzétett elmélet szerint az eddig megfigyelt nagytömegű röntgenkettősöket két nagy csoportba sorolhatjuk. Az egyik kategóriát olyan objektumok képviselik, amelyekben a neutroncsillag közel körpályán kering a társ körül, itt tehát folyamatosan partnere légkörében tartózkodik (az ábra bal oldali részén). Ilyen például az IGR J16318-4848 jelű páros, ahol a neutroncsillag a Merkúr átlagos naptávolságánál közelebb mozog a szuperóriáshoz, amelynek átmérője 20-szorosan haladja meg a mi csillagunkét. Folyamatosan az óriás légkörében van, röntgensugárzása alkalmanként mégis változik - ekkor feltehetőleg megnő a neutroncsillagra áramló anyag mennyisége. A másik csoport objektumainál a neutroncsillag elnyúlt pályán mozog, ezért csak néha merül bele a szuperóriás légkörébe (jobbra). Ilyen például a IGR J17544-2619 jelű páros, ahol a kompakt égitest csak alkalmanként produkál intenzív röntgensugárzást.
Gigantikus felhőzet és viharos szelek a Titanon 2007. február 7., szerda
720 kilométer/órás sebességű, a földi futóáramlásokra hasonlító szelet és 2400 kilométer átmérőjű sarki felhőt azonosítottak a Szaturnusz legnagyobb holdján. Utóbbi pozíciója egybeesik az északi sarkvidéken nemrég felfedezett, szénhidrogén-folyadékkal kitöltött tavak helyzetével.
A Titan, alatta a csillag fedéskor észlelt egyik fénygörbe (NASA, JPL)
Nemrég közölték egy korábbi, a Titan légkörével kapcsolatos megfigyeléssorozat eredményét. 2003. november 10-én a Titan a Földről nézve elhaladt két távoli és viszonylag fényes csillag előtt, mindössze fél óra különbséggel. A hold légköre miatt a csillagok fénye a jelenség elején és végén fokozatosan halványodott el, illetve fényesedett fel. Emellett a fedés közepén enyhe visszafényesedés is mutatkozott, amikor a hold légköre egy hatalmas lencse módjára felénk fókuszálta a mögötte lévő csillag sugárzását.
Ekkor a Földről nézve a Titan korongjának peremén lévő légrétegeken haladt keresztül és tört meg a csillagfény. Ha a korong mentén az atmoszféra mindenütt egyforma lett volna, a felfényesedés pont a jelenség közepén jelentkezik. A Föld három eltérő helyéről készült megfigyelés alapján azonban nem így történt. A jelenség térbeli modellezése révén lehetőség nyílt rá, hogy a légkör több jellemzőire is következtethessünk.
Eszerint az északi sarkvidéken vékonyabb volt az atmoszféra, mint a déli féltekén, feltehetőleg azért, mert az északon ekkor tél volt. Emellett 200 km-es magasságban, illetve nem sokkal felette igen gyors, kb. 200 m/s (720 km/h) sebességű szél fújt. A földi futóáramlásokra emlékeztető jelenség keretében kevesebb mint egy földi nap alatt körbeszáguldanak itt a felsőlégkör gázai.
A viharos erejű szelek mellett egy kiterjedt felhőkomplexumot is azonosítottak a tavalyi év végén. 2006. december 29-én fotózta le a Cassini-űrszonda a képződményt az északi féltekén. A téli ködtakaró alól napjainkban bukkan ki ez a felhőzet, amely a pólustól az északi szélesség 62. fokáig húzódik, átmérője tehát kb. 2400 km.
A modellek már korábban is előrejelezték a fenti felhőalakzatot, de annak nagy mérete meglepte a szakembereket. A két héttel később, 2007. január 13-án készült megfigyelés idején még mindig egyértelműen látszott, tehát stabil légköri jelenséggel állunk szemben. A radarmérések alapján az északi sarkvidéken nemrég azonosított, szénhidrogén-folyadékkal kitöltött tavak helyzete egybeesik a most talált felhőtakaró pozíciójával. Eszerint a felhő láthatja el csapadékkal a tavakat - illetve a visszapárolgó és a magasban kicsapódó folyadék is közreműködhet a felhőzet fenntartásában.
A Cassini VIMS detektorának felvétele a Titan északi sarkvidékén mutatkozó kiterjedt felhőképződményről 2006. december 29-én, 90 ezer km távolságból. A hamisszínes képeken a kék 2, a zöld 2,7, a vörös 5 mikrométeres hullámhosszakon rögzített sugárzást jelöl (NASA, JPL)
A földi megfigyelések alapján a Titan felhőzete évszakos változást mutat. Úgy fest, hogy a felhőkomplexum fokozatosan dél felé tolódik, amint az északi féltekén melegszik az idő. Eközben átmenetileg meg is szűnhet a felhőzet, de akár folyamatosan is vándorolhat - míg végül a déli féltekén a helyi tél idején megállapodik. A felhőzet mozgása érdekes következménnyel jár: elképzelhető, hogy a jelenleg még folyadékkal kitöltött északi tavak lassan kiszáradnak, és a déli medrek fokozatosan megtelnek. Ezzel egybevág azzal a megfigyeléssel, hogy míg az északi és jelenleg téli féltekén több tucat folyadékkal kitöltött tavat találtak, délen csak egyetlen hasonló képződmény mutatkozott.
Akkor nekem miért csak ilyen 200*150 felbontású feketefehér agyontömörített képeket töltött csak be? :\
Na most sikerült nagyobb felbontásút találnom, bár nem valami jó, mert vagy ez a fekete fehér kép van, vagy az a sárgás infrás, a többi is ezt a kettőt hozza be. Pl a szaturnuszról akartam egy nem olyan közeli képet, az no available, most megkerestem a lentebb lévő cikkben írt mira a és b-t. fekete fehér kép durván alacsony felbontású volt, infrás meg nemtudom milyen képet töltött be, de a két csillagnak nyoma sincs.
Bolygókeletkezés egy fehér törpe körül 2007. február 04., vasárnap
Egy nemzetközi kutatócsoport az ο Ceti (Mira) fehér törpe kísérője körül bolygókeletkezésre alkalmas korongot fedezett fel.
Az ο Ceti (Mira) pulzáló vörös óriáscsillag, melynek változásait négy évszázada ismerjük – a fehér törpe kísérőjével együtt kettőscsillagot alkotó rendszer ennek ellenére mind a mai napig tartogat meglepetéseket. Azt már eddig is tudtuk, hogy a vörös óriás folyamatosan anyagot veszít, ám egy nemzetközi kutatócsoport M. Ireland (Caltech) vezetésével most fedezte csak fel, hogy a ledobott anyagfelhőből a fehér törpe társ körül protoplanetáris (bolygókeletkezésre alkalmas) korong jött létre. Ez azért érdekes felfedezés, mert eddig a csillagászok úgy gondolták, bolygóformálódás csak fiatal csillagok körül képzelhető el.
A 350 fényévnyire található Mira-rendszer a Cetus (Cet) csillagképben található. A 17. sz. eleje óta tudjuk, hogy a kettős fényesebb tagja, a Mira A változócsillag, ugyanis szabad szemmel is észrevehetők a változásai. Periodikus kitágulása és összehúzódása 11 hónaponként ismétlődik, miközben fényessége a leghalványabb állapothoz képest ezerszeresére nő.
A képen jobbra a Mira A, balra kék színnel a Mira B látható. A vöröses felhő a protoplanetáris korong Mira A által felhevített része. Balra lent összehasonlításként a szaturnuszpálya mérete (Michael Ireland nyomán)
Az egykor a mai Naphoz hasonló Mira A élete végén jár, s felfúvódott vörös óriásként folyamatosan anyagot veszít. A csillagszéllel távozó anyagmennyiség hét évente mintegy egy földtömegnyi. A Mira B előbbre jár a fejlődésben, távoli fehér törpe kísérőként kb. 1000 év alatt kerüli meg társát.
A tudóscsoport a 10 méteres Keck-teleszkóppal, valamint a Chilében található 8 m-es déli Gemini-távcsővel infravörös hullámhosszakon készített felvételeket a csillagpárról. A képeken a vörös óriás mellett a Mira B körüli protoplanetáris korong azon része is fénylik, melyet a központi csillag sugárzása felmelegít. A felfedezés rámutat, hogy bolygók nem csak az éppen kialakuló fiatal csillagok körül keletkezhetnek, hanem a nagyobb anyagmennyiségeket megmozgató kettős rendszerekben is.
Szevasz Landren Nem tudod, hogy a Hubble teleszkópnak mennyi a fölbontása? Itt valamelyik fórumban olvastam, hogy valaki szerint 0,1 ívmásodperc. Ezt én kevésnek tartom. Valahol pedig olvastam róla, de nem találom sem a neten, sem a könyveimben.
Egy exobolygó különös légköre 2007. február 03., szombat
A Hubble Űrtávcső segítségével egy 150 fényévre levő idegen bolygó atmoszférájának szerkezetét derítették fel.
A HD 209458b az első olyan exobolygó, amelyet ugyan a radiálissebesség-módszerrel fedeztek fel, de a csillaga előtt történt elhaladás során fényességcsökkenést is kivált. Emiatt jelenleg is egyike a legintenzívebben kutatott Naprendszeren kívüli bolygóknak. A csillag előtti átvonulásoknak köszönhetően tanulmányozható a gázóriás légkörének szerkezete és kémiai összetétele.
A nem hivatalosan Osirisként is emlegetett planéta nem hasonlít Naprendszerünk egyik bolygójára sem. A Pegazus csillagkép irányában látszó, mintegy 150 fényévnyire levő gázóriás rendkívül közel kering csillagához: mindössze 7,5 millió kilométeres távolsága alig huszada a Nap-Föld távolságnak. Még Naprendszerünk legbelső bolygója, az apró Merkúr is mintegy nyolcszor nagyobb távolságban rója pályáját a Nap körül. A rendkívüli közelség következménye, hogy a planéta igen gyorsan kering, így a bolygón egy év mindössze 3,5 földi napig tart.
Napjának közelsége légkörére is jelentős hatással van. Gilda Ballester (University of Arizona, Tucson, Egyesült Államok) kutatócsoportjának a Hubble Űrtávcsővel végzett megfigyelései alapján első ízben sikerült egy exobolygó légkörének szerkezetét megvizsgálni, és kémiai összetételét meghatározni. A megfigyelések szerint oxigén, szén, és nátrium mutatható ki a légkörben, amelyet egy jelentős kiterjedésű, főképpen forró hidrogénből álló elnyúlt csóva övez.
A közeli csillag intenzív ultraibolya sugárzása felforrósítja a légkör gázanyagát, amely így a hőlégballon tartalmához hasonlóan kitágul. A megvizsgált átmeneti zónában a hőmérséklet rendkívül gyorsan emelkedik, kb. 700-ról 15 ezer fokra, ami még a Nap felszínének átlagos hőmérsékletét is jelentősen meghaladja. Az így felhevített gáz molekulái a magas hőmérséklet miatt igen gyorsan mozognak, és így legyőzhetik a bolygó gravitációs vonzását. A kiáramló igen forró gázanyagot a csillag sugárzása üstököscsóvára emlékeztető képződménnyé formálja. A bolygó ennek következtében másodpercenként 10 ezer tonna anyagot veszít – ami mintegy háromszorosa a Niagara-vízesésen lezúduló anyagtömegnek. Ennek ellenére a kutatók számítása szerint a teljes légkör csak igen lassan, mintegy 5 milliárd év alatt fogy el.
A HD 209458b exobolygó légköre (Forrás: NASA, ESA, A. Feild [STScI])
A fentiek ismeretében érthető, hogy a bolygó az úgynevezett „forró Jupiterek” családjába tartozik. Minden bizonnyal saját Naprendszerünk Jupiter bolygója is hasonló képet festene, ha ilyen közelségben keringene Napunk körül. A jelenleg ismert több mint 200 exobolygónak mintegy 10-15 százaléka tartozik ebbe családba, ugyanakkor a Hubble legutóbbi kutatásai során 16 új, valószínűleg szintén a forró Jupiterek családjába sorolható exobolygót sikerült találni a Tejútrendszer központi vidékén. Mindezek arra utalhatnak, hogy ehhez hasonló égitestek milliárdjai létezhetnek Galaxisunkban. A HD 209458b légkörének vizsgálata pedig segíthet megismerni a többi hasonló bolygót és légkörük szerkezetét.
Ugyan nem vagyok tudós, de veled értek egyet... Mert a MARS átlagos sűrűsége a Földénél mintegy 30%-kal alacsonyabb (inkább a Hold átlagos sűrűségéhez közelít), tehát a bolygónak nem lehet nagy méretű fémes magja. A Mars mágneses tere rendkívül gyönge (pedig tengelyforgási periódusa alig több mint fél órával hosszabb a Földénél). És a Mars gravitációja 2,63 szor kissebb a Földinél. Ezek a tények, hogy aztán ebből adódik vegy sem, azt én nem tudom, de lehetséges...
"szén-dioxid készletének jelentős részét elveszítette, főképpen az intenzív napszél által a légkör tetejéről leszakított és továbbsodort molekulák formájában." hát a napszél ott se intenzívebb, mint itt nekünk a földön...egész egyszerűen a mars csak azért veszítette el, mert mérete 1/8ada a földnek? vagy van valami más tényező is?
Az eddigi legtávolabbi gömbhalmazok 2007. február 1., csütörtök,
Minden korábbinál messzebb, közel egymilliárd fényéves távolságban található gömbhalmazokra akadtak egy elliptikus galaxis körül.
Az NGC 6396 gömbhalmaz részlete (NASA, ESA, H. Richer (UBC), J. Kalirai (UCSC))
Jason Kalirai (University of California, Santa Cruz) és kollégái Tejútrendszerünk NGC 6396 jelű, +8,5 magnitúdós gömbhalmazát vizsgálták. Ez a hozzánk egyik legközelebbi ilyen halmaz, távolsága 8500 fényév. Az Ara (Oltár) csillagképben mutatkozik, és közel 400 ezer csillagot tartalmaz.
A megfigyelések eredeti célja az volt, hogy az égitestek összetételét és korát megállapítsák, és ezzel a gömbhalmaz jellemzőire következtessenek. A felmérés során azonban több, az NGC 6396-hoz hasonló, de sokkal további gömbhalmazt találtak a kérdéses irányban, messze túl a Tejútrendszer határain. A távoli és halvány objektumokat először a Hubble-űrteleszkóppal örökítettek meg, később a Déli Gemini-teleszkóppal vették fel spektrumukat, és így sikerült távolságukat megállapítani.
A színképi vizsgálatok alapján a hozzánk közeli NGC 6396 "mögött" rejtőző távoli, elliptikus galaxis valamivel több, mint egymilliárd fényévre van tőlünk. Peremterületein sok gömbhalmazt azonosítottak, amelyekről bebizonyosodott, hogy az eddig megfigyelt legtávolabbi ilyen objektumok.
A távoli halmazok megörökítése nem volt könnyű, mivel egy-egy ilyen messzi gömbhalmaz - bár közel annyi sugárzást bocsát ki, mint a teljes NGC 6396 - a nagy távolság miatt kb. 10 milliószor halványabb, mint egyetlen csillag az NGC 6396-ban. A kérdéses távoli óriás elliptikus galaxisban több 100 ilyen gömbhalmaz mutatkozott. További vizsgálatuk fontos ismereteket adhat a gömbhalmazoknak az egyes galaxisok fejlődésében betöltött szerepéről.
A megfigyelés során tanulmányozott közeli, tehát a Tejútrendszerhez tartozó NGC 6396 egyéb fontos információkkal is szolgált a közelmúltban. A halmaz korát a 9-es tömegszámú berillium izotóp segítségével becsülték meg. Ez az anyag az első csillagok kialakulása után kezdett létrejönni a csillagközi tér gázanyagában, amelyből később újabb égitestek születtek. Minél később alakult ki ebből a gázból egy csillag a Tejútrendszerünk legelső csillagai után, annál több berilliumot tartalmazhat.
Az NGC 6396 részlete, a kis terület kinagyítva mutatja a távoli galaxist, amely körül az egyes gömbhalmazokat karikák jelzik (NASA, ESA, H. Richer (UBC), J. Kalirai (UCSC))
Nehézséget okoz azonban, hogy a berillium néhány millió fokon lebomlik, ezért olyan kistömegű csillagokban érdemes vizsgálni, amelyek még nem érték el életük végén jellemző felfúvódott fázist, amikor külső és hűvös légkörük a melegebb belsővel keveredik. Az ESO 8,2 méteres Kuyen teleszkópjával végzett mérések alapján az NGC 6396 mindössze 200-300 millió évvel keletkezett Tejútrendszerünk legelső csillagainak kialakulása után. Mindezt a halmaz korával összevetve kiderül, hogy galaxisunk 13,6±0,8 milliárd éve született. Utóbbi érték jól illeszkedik a Világegyetem koráról tett legújabb, 13,7 milliárd év körüli becslésekhez.
A Jupiterhez közelít a Plútó-szonda 2007. január 31., szerda,
A Plútó felé tartó New Horizons-űrszonda hamarosan elhalad a Jupiter mellett. Az óriásbolygó kozmikus parittyaként óránként 84 000 kilométeres sebességre gyorsítja, így már "csak" nyolc év van hátra a célpontig.
Fantáziarajz a szondáról, amint a Jupiter mellett elhalad (NASA, JHUAPL)
ATöbbszöri halasztás után a New Horizons nevű Plútó-szonda egy éve, 2006. január 19-én indult a távoli égitest tanulmányozására. A hosszú halogatást az űreszköz nagyobb sebességével igyekeznek kompenzálni: a New Horizons már indulásakor a történelem eddigi leggyorsabb űreszköze volt, amely elhagyta bolygónk környezetét. A Jupiter felé közeledő szonda az óriásbolygónál hamarosan hintamanővert hajt végre, amelynek segítségével még tovább gyorsul.
A repülés eddig eltelt első éve sem volt eseményektől mentes. A technikai ellenőrzések mellett három kisebb pályamódosításra is sor került, emellett több műszer működését tesztelték sikeresen a 2,5 km-es 2002 JF56 jelű kisbolygón.
A szonda február 28-án 2,3 millió kilométerre fog elhaladni a Jupiter mellett, amelynek gravitációs tere parittyaként "kilőve" közel 14 500 km/h-val (4 km/s-mal) gyorsítja fel az űreszközt. A New Horizons sebessége így eléri az 84 000 km/h-t (23 km/s-ot).
A szonda a Jupiter szolgáltatta lendület révén 2015-ben fog elszáguldani a Plútó és holdjai mellett. Ez lesz az első alkalom, hogy emberkéz készítette űreszköz megközelít egy Kuiper-objektumot. A Jupiternél végrehajtandó hintamanőver egyben a szonda rendszereinek és tudományos műszereinek a főpróbája is.
A 2007. január 6-án kezdődött észlelőprogram a Jupiter és gyűrűi mellett a négy nagy Galilei-féle holdat, az Iót, Europát, Ganymedest és Callistót célozza meg, és egészen idén júniusig tart. A Jupitertől távolodva a New Horizons sokmillió kilométert fog az óriásbolygó mögött uszályszerűen húzódó, kiterjedt magnetoszférában utazni, részletesen megfigyelve azt. Ennek során olyan tartományokat is átszel majd, ahol az előrejelzések szerint az Io vulkánjai által kibocsátott részecskék is előfordulnak.
A Jupiter és az Io hold 2007. január 8-án a LORRI detektor felvételén (NASA, JHUAPL)
Bár még négy hét van a találkozóig, az eddigi vizsgálatok is érdekes eredményeket adtak. Úgy fest, hogy a Jupiter jelenlegi légköri állapota jobban emlékeztet a Voyager-1 űrszonda 1979-es megfigyelésekor tapasztaltakhoz, mint később a Cassini vagy a Galileo által rögzített állapotokhoz. Alacsony szélességeken kevesebb magasszintű ammóniafelhő mutatkozik, azaz tisztább a felső légkör. Ez esélyt ad arra, hogy a New Horizons egyik műszerével először figyelhessük meg közvetlenül a mélyebben fekvő, feltételezett vízfelhőket.
A New Horizons eredményeit földi távcsövek és a Hubble-űrteleszkóp megfigyeléseivel egészítik ki. A szonda által rögzített adatmennyiséget nem sugározzák le azonnal a Földre, jelentős részét a fedélzeti számítógép tárolja, és a közelítés után továbbítja majd. Ezt követően nyolc évig pihen az űreszköz, majd a Plútó-rendszer látogatása előtt három hónappal kezdi meg annak részletes megfigyelését. Az utolsó napjai zsúfoltak lesznek, a legszorosabb közelítés idején minden másodpercet értékes megfigyelésekre használnak majd.
Fent a távoli cél, a Plútó látható 2006. szeptember 24-én, mely ekkor még csak egy apró fénypontnak mutatkozott a szonda felvételén (fotó: NASA, JHUAPL).
Az űrszondát felügyelő csapat nemrég felhívást tett közzé a programot népszerűsítő céllal: olyan amerikai gyerekeket keresnek, akik a szonda indításakor születtek. A játékosan csak Plútó-gyerekeknek keresztelt fiatalok 14 évesek lesznek, mire az űreszköz a céljához ér - a fiatalok tehát a repülés időtartama alatt érik el középiskolás éveiket.
Sikeres hintamanőver a Holdnál 2007. január 30., kedd,
A STEREO-B űrszonda elhaladt a Hold mellett, és megkezdte végső pozíciójának megközelítését. Társával együtt a napszél térbeli jellemzőit fogják vizsgálni, és a korábbinál pontosabban jelzik előre az űr-időjárást.
A STEREO páros egyik tagja a földi szerelőcsarnokban (NASA, JHU/APL)
Az űr-időjárásnak, azaz a naptevékenység földi hatásainak előrejelzése kulcsfontosságú lett az elmúlt években. Csillagunk energikus sugárzásai, és a róla kiáramló részecskék kölcsönhatásba lépnek bolygónk magnetoszférájával, majd légkörével. Mindezek összetett hatással vannak az űrbeli tevékenységre, befolyásolják a légköri repülés biztonságát, a felszíni energiaszolgáltató hálózatok működését és a távközlést is.
A fenti tevékenységek biztosabb tervezésében segít a 2006. október 25-én, Delta-II hordozórakétán startolt STEREO űrszondapáros. (A STEREO a Solar TErrestrial RElations Observatory kifejezés rövidítése.) A rendszer két, egymással azonos űrszondából áll. Feladatuk a Nap aktivitásának és a napszél jellemzőinek térbeli vizsgálata, elsősorban a koronakitörések tanulmányozása céljából.
Az űreszközök végső pályájuk eléréséhez a Hold mellett haladtak el, hintamanővert végrehajtva. Ez az első alkalom, hogy ugyanazon hordozórakétával két együtt indított űreszköz egyszerre hajtott végre ilyen műveletet a Hold segítségével, amelynek során egymástól eltérő pályára álltak.
A STEREO-A jelű szonda 2006. december 15-én 3740 km-re haladt el kísérőnk mellett. Az így nyert lendület segítségével bolygónkhoz hasonló napkörüli pályára állt, miközben a Földet a pályáján kissé "lehagyta". A STEREO-B jelű szonda ugyanekkor távolabb, 11786 km-re haladt el kísérőnk mellett, majd egy második közelítést is végzett: 2007. január 21-én már kisebb távolságban, 8818 km-re repült el a Hold felszíne felett. A második hintamanőver eredményeként az A jelű társához viszonyítva ellentétes irányba távolodott el tőlünk, és ezért "lemaradt" a Föld mögött a napkörüli pályán.
A STEREO-A és -B eltérő helyzetük révén együttesen képesek lesznek a Napról kirepülő részecskefelhők térbeli helyzetét megállapítani. Végső üzemelési pozícióját elsőként a STEREO-A foglalta el. 2006. december 4-én műszereinek tesztelése keretében SECCHI ultraibolya detektorával megörökítette az AR903 jelű aktív régiót a Napon, amely több napkitörést is produkált, majd nem sokkal később egy koronakitörés keretében kirepült részecskefelhő mozgását is megfigyelte.
Fantáziarajz a két szonda működéséről, amint egy koronakitörés térbeli helyzetét figyelik meg (NASA, JHU/APL)
A tervek szerint a STEREO-rendszer 2007 áprilisában kezdi meg éles működését. Mindkét szondán több mint egy tucat detektor kapott helyet. A projektben a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete is részt vesz hazánkból, elsősorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésével, valamint az IMPACT detektor adatainak feldolgozásával.
A Mars ősi légköre és vize a felszín alatt rejtőzhet 2007. február 2., péntek,
Új mérések alapján elképzelhető, hogy a Mars ősi légkörének és vizének sokkal kisebb hányadát veszítette el, mint eddig feltételeztük. A hiányzó rész ma is ott rejtőzhet a felszín alatt.
Hosszú éveken keresztül elfogadott nézet volt, hogy a Mars az ősi légkörét alkotó szén-dioxid nagyobb részét, akárcsak a vízmolekulák többségét a világűr felé elvesztette. Ez a két üvegházgáz (a H2O vízgőz formájában számít ide) fontos szerepet játszik: a napfénytől felmelegedő felszín hősugarait ugyanis visszaverik, azaz melegíthetik a klímát.
A molekulák elvesztésének okát a bolygó viszonylag csekély tömegében és gyengébb gravitációs terében keresték, valamint abban, hogy a korán leállt dinamóhatás után eltűnt a globális mágneses tér. Utóbbi a napszéltől védte volna meg az atmoszférát, amely ennek hiányában folyamatosan erodálódott a világűr felé.
A bolygó felszínén előforduló nyomok arra utalnak, hogy ősi éghajlata melegebb lehetett a mainál, ami a folyékony víz felszíni megjelenése mellett lényegesen vastagabb szén-dioxid légkört is jelentett - noha az ősi meleg állapotok modellezésében ma is komoly problémák vannak.
1989-ben a Phobos-2-szonda mérései arra utaltak, hogy a légkör anyaga jelentős mértékben szökik el az űrbe. Sok modellt igazítottak ehhez a méréshez, amelyek alapján nagy mennyiségű gáz távozhatott a bolygóról az idők során. Az európai Mars Express-szonda ASPERA-3 detektorának az elmúlt két évben végzett mérései azonban mást mutatnak.
Stas Barabash (Swedish Institute of Space Physics, Kiruna) és kollégái szerint az új mérések alapján a vörös bolygó jelenleg átlagosan mindössze 20 g gázanyagot veszít másodpercenként, amely körülbelül 1%-a a Phobos-2 mérései alapján becsült értéknek. A H2O-val kapcsolatos becsléseknél annak mennyiségét globális egyenértékkel szokták jellemezni: milyen vastag lenne az adott vízborítás, ha a Marssal megegyező méretű gömbön egyenletesen eloszlana.
Amennyiben a légkör vesztésének most megállapított mértékét a Mars teljes fejlődésére érvényesnek tekintjük, akkor globális egyenértékként mindössze néhány centiméternyi vízborítást veszíthetett - lényegesen kevesebbet a nagyságrendileg 100 méter vastag eredeti vízmennyiségnél. A megszökött szén-dioxid mennyisége pedig 0,2 és 4 millibar közötti nyomást adó gázéval egyenértékű - eszerint az eredeti légkörnek ugyancsak töredékét, nagyságrendileg ezredét veszíthette el.
Ha mindez valóban így van, akkor hatalmas fagyott, illetve az ásványokban kémiailag kötött felszín alatti H2O és CO2 készletek lehetnek. Ilyenek létezését már eddig is feltételezték, de sokkal kisebb mennyiségben. A mellékelt fantáziarajz az ősi Marsot mutatja, amint felszínének északi részét a feltételezett óceán borítja. Az új modell alapján a víz jelentős része ma is a bolygón van, de kötött illetve fagyott formában a felszín alatt, az ún. krioszférában tárolódhat.
Ugyanakkor azt sem szabad elfelednünk, nem biztos, hogy a Mars Express jelenlegi mérése a bolygó teljes múltjára nézve is reprezentatív. A klasszikus légkörvesztésen kívül egyéb folyamatok is csökkenthetik az atmoszféra mennyiségét, pl. kisbolygók és üstökösök becsapódásai. David Brain (University of California, Berkeley) feltételezése alapján pedig elképzelhető, hogy Napunk kialakulása után egy ideig még sokkal nyugtalanabb volt, mint jelenleg. Alkalmanként hatalmas részecsketömegeket lövellt ki magából, amelyek a Mars ősi légkörével, esetleg gyengülő mágneses terével találkozva mágneses viharokat okoztak, és jelentős gázmennyiséget szakítottak ki az atmoszférából.
Jelentős vízkészletek a Marson? 2007. január 31., szerda
A valaha több száz méter mély marsi világóceánból visszamaradt vízkészletek a mélyben elrejtve ma is a Vörös Bolygón lehetnek.
A Mars felszínén megfigyelhető kiszáradt folyómedrek, illetve számos más bizonyíték arra mutat, hogy a bolygón hatalmas mennyiségű víz létezett folyékony formában. Valaha egy vastag, főképpen szén-dioxidból álló légkör tartotta a Vörös Bolygót elég melegen ahhoz, hogy felszínén folyékony víz létezhessen, amely hatalmas, 600 méternél is mélyebb óceánként hullámzott a Marson.
Fantáziarajz a vízben bővelkedő ősi Marsról (Forrás: NASA/Greg Shirah)
Napjainkban a bolygó azonban rendkívül száraz, légköre pedig igen vékony és ritka. A kutatók ezért úgy vélték, hogy a Mars víz- és szén-dioxid készletének jelentős részét elveszítette, főképpen az intenzív napszél által a légkör tetejéről leszakított és továbbsodort molekulák formájában. Az 1989-es szovjet Fobosz-2 szonda mérései is arra mutattak, hogy az ilyen anyagvesztés valóban gyors ütemben zajlik.
Stas Barabash (Svéd Űrfizikai Intézet, Kiruna) és csoportja azonban nemrégiben az Európai Űrügynökség (ESA) Mars Express nevű szondáján levő ASPERA-3 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, kb. Űrplazma- és Nagyenergiájú Atom Analizátor) műszere segítségével újabb méréseket végzett, amelyek eredménye szerint az anyagvesztés jóval kisebb ütemben zaljik, mint azt előzőleg gondolták. Az új eredmények szerint az egész bolygó mindössze 20 grammnyi oxigént és szén-dioxidot veszít ily módon másodpercenként, ami alig 1%-a a Fobosz-2 által mért értéknek. Ez azt jelenti, hogy amennyiben a Mars története során is hasonlóan alacsony volt az anyagvesztés üteme, akkor a valaha létezett óceánból mindössze néhány centiméternyi, a szén-dioxid készletből pedig körülbelül egy ezrelék veszett oda, vagyis egykori vízkészlete ma is létezhet, rejtett formában, valószínűleg a felszín alatt. A ma is létező, folyékony víz jelenlétére utalhat többek között a NASA immár elveszett, Mars Global Surveyor (MGS) nevű szondájának felvételei frissnek látszó, lejtők oldalán megjelent vízfolyásokról, amelyek valószínűleg felszín alatti forrásokból táplálkoznak.
A kutatók rámutatnak arra is, hogy létezhettek más hatások is, amelyek viszonylag gyorsan eltüntethették a bolygóról a vizet és a szén-dioxidot. Ilyen esemény lehet egy kisbolygó- vagy üstökösbecsapódás. Lehetséges, hogy mágneses viharok járultak hozzá a gyorsabb anyagvesztéshez, avagy a rendkívül erőteljes napszél hatása, amely atomok, atomcsoportok helyett az atmoszféra nagy csomóit szakíthatta le a bolygóról - ilyen napviharok tudásunk szerint gyakoribbak és erőteljesebbek voltak a korai Naprendszer idejében.
Mindazonáltal a kutatók nagy része egyetért abban, az eredeti víz- és szén-dioxid készlet jelentős része rejtett formában ma is megtalálható a Vörös Bolygón. Amennyiben ez így van, ez a tervezett Mars-expedíciókra is jelentős hatással van. A készletek nemcsak az űrhajósok vízellátásában használhatók fel, hanem a vízből nyerhető hidrogén és oxigén révén rakéták hajtóanyagának előállítására is alkalmazható.
Egyre nagyobbnak találjuk az Andromeda-ködöt: a legújabb mérések már ötször akkora kiterjedésre utalnak, mint eddig gondoltuk.
Az M31 jelű óriási csillagváros saját galaxisunk "testvérének" is tekinthető fizikai hasonlóságok alapján, azonban tőlünk való távolsága kb. 2,5 millió fényév. Méreténél fogva a legnagyobb galaxis a Lokális Csoportban, amely a Tejútrendszer mellett még hozzávetőleg 30 törpegalaxisnak is otthont ad.
Az Amerikai Csillagászati Társaság szokásos év elejei találkozóján bejelentett eredmény földi nagytávcsövek mérésein alapul: a Kitt Peak-i 4 méteres Mayall-távcső szolgáltatta a fotometriai adatokat, míg a spektroszkópiai vizsgálatokat a 10 méteres Keck-távcsövekkel végezték. A mérések célja az volt, hogy az Andromeda-köd külső tartományaiban lévő vörös óriáscsillagokat azonosítsák. A Puragra Guhathakurta (Kaliforniai Egyetem) vezette csoport módszere szerint ötszörös szűrőn kellett egy csillagnak "átverekednie" magát, hogy galaxisszomszédunkhoz tartozónak sorolják. Az azonosítás nehézségét az jelenti, hogy a távoli fényes óriások látszólag hasonló fényességűek, mint a relatíve közeli, Tejútrendszerünkhöz tartozó szintén vörös színű törpecsillagok. A színképekből kinyerhetõ információk (radiális sebesség, felszíni gravitációs gyorsulás) jelentették a legfőbb támpontokat az azonosításhoz.
Az Andromeda-köd és két kísérő galaxisa, az M32 és az M110 Robert Gendler felvételén.
A kutatók legnagyobb meglepetésére a galaxis centrumától még félmillió fényévre is találtak az Andromeda-ködhöz gravitációsan kötött vörös óriáscsillagokat. A galaxist övező halóhoz tartozó csillagok a galaxis-keletkezési elméletekkel összhangban kicsit fémszegényebbnek bizonyultak – azaz fémtartalmuk alacsonyabb a centrumhoz közelebbi csillagokétól, ami ősibb eredetre utal.
Az új felfedezés fényében úgy tűnik, hogy a hatalmas Andromeda-galaxis és a nála kisebb Tejútrendszer legkülső régiói szinte egymást érintik. Ha az M31 leghalványabb részei is szabad szemmel láthatóak lennének, akkor a galaxis nagyobb helyet foglalna el az égbolton, mint a Göncölszekér. Erre azonban még várnunk kell, a két galaxis ütközése és egybeolvadása csak évmilliárdok múlva esedékes...
Átmeneti nyugalom a Tejútrendszer magjában 2007. január 26., péntek
Az Európai Űrügynökség gammasugárzást mérő űrtávcsöve az alacsony aktivitást kihasználva mélyebben pillanthat Galaxisunk szívébe.
Galaxisunk középpontja a Tejútrendszer egyik legmozgalmasabb helyszíne. Az itt található, Sagittarius A* néven ismert rádióforrás nem más, mint a Galaxis hatalmas, kb. négymillió naptömeget magába foglaló központi fekete lyuka. Az Európai Űrügynökség Integral űrteleszkópja 2005 februárja óta rendszeresen vizsgálja ezt a területet a gammasugarak tartományában.
A Galaxis központi vidékének átlagos aktivitása. A sárga és fehér területek a legnagyobb intenzitású források (Forrás: ESA/ISDC)
Erik Kuulkers (ESA Integral Science Operations Centre, Spanyolország) és csoportja a program keretében kb. 80 nagyenergiájú forrás sugárzását követi folyamatosan, amelyek nagy része röntgenkettős. Ezek olyan kettőscsillagok, amelyek egyik tagja szokványos csillag, a másik azonban összeomlott objektum: fehér törpe, neutroncsillag, de akár fekete lyuk is lehet. Amennyiben a két égitest elég szorosan kering a közös tömegközéppont körül, az összeomlott csillag anyagot szívhat át társáról, amely a bezuhanás közben több millió fokos hőmérsékletre hevül fel. A szélsőséges hőmérsékletek miatt a kibocsátott sugárzás a röntgen- és gammatartományban a legerősebb.
Az Integral 2006. áprilisi megfigyelései szerint a galaktikus centrumhoz legközelebb eső tíz gammaforrás átmenetileg elhalványodott. A kutatók szerint ez nem magyarázható valamilyen külső, közös hatással. Mivel a források mindegyike maga is változó, így éppen csak a vakszerencsének köszönhető, hogy valamennyi energiakibocsátása egyszerre csökkent le. Ez viszont kitűnő lehetőséget ad a még halványabb objektumok után kutatásra, amelyek jeleit eddig elnyomták a nagy intenzitású gammaforrások.
A nyugodt központi tartomány. Az előző képen erőteljesen sugárzó objektumok jól láthatóan elhalványodtak (Forrás: ESA/ISDC)
A Galaxis központi vidékének vizsgálata idén tovább folytatódik. A program érdekessége, hogy a kapott adatokat az Interneten egy e célra létrehozott honlapon (Integral Science Data Centre, IDSC) egy-két napon belül közzéteszik a tudományos közösség számára. Ennek köszönhetően bárki figyelemmel követheti a források változását, szokatlan esemény esetén pedig más távcsövek "bevetése" is időben lehetővé válik.
Megnéztem. Az ég kinézete elég gyér, nehézkesebb a kezelése, jó vindózós programhoz illően le is tud fagyni, azok a fényképek meg amiket lekér azok olyan gyenge minőségűek, hogy nemnagyon van értelmük.
Vain ei kuulu terroristien käsiin! CS. N. T. K. K.!
SG az a hely ahol sunyi módon csöndben törölgetik a hozzászólásokat, indok nélkül. ;)
Egy jókis planetárumos program beállítod hol vagy éppen, és mivel beállítja magát a rendszeridőre úgy látod a csillagos eget ahogy a valóságban is látszódna, ha nem lennének külömböző zavaró tényezők :) egyébként úgy rá lehet közelíteni a dolgokra, hogy akár az Io is fél képernyőt elfoglal a innen nézve. Elvileg tud elektronikás teleszkópoknak parancsolni, sajnos én még egy ideig nem próbálom ki ugyanis egy jobb teleszkópnak, sőt még a gyengébbeknek is borzasztó durva áruk van :( bár talán nincs is értelme, hiszen itt budapest szélén is túl sok a fény.
Vain ei kuulu terroristien käsiin! CS. N. T. K. K.!
SG az a hely ahol sunyi módon csöndben törölgetik a hozzászólásokat, indok nélkül. ;)
Káprázatos üstökös a déli égen 2007. január 26., péntek, 8:26
A C/2006 P1 McNaugh-üstökös néhány hete Magyarországról is szép látványt nyújtott, de az igazi égi színjáték a déli égbolton kezdődött néhány napja - amit mi már legtöbben sajnos csak képeken láthatunk. A McNaugh az 1965-ös Ikeya-Seki-üstökös óta a legfényesebb kométa.
A nem várt "karriert" befutott égitestet 2006. augusztus 7-én Robert McNaught ausztrál csillagász fedezte fel a Siding Spring-i obszervatóriumban. Az objektum akkor még csak +17 magnitúdó körüli fényességű, azaz rendkívül halvány volt - azonban a Nap felé közeledve erősen kifényesedett.
Itthonról néhány hete az esti szürkületben, a horizonthoz közel lehetett csak megfigyelni. Mivel láthatóságának vége felé a -1 magnitúdós fényességet is elérte, kedvezőtlen égi helyzete ellenére is látványos jelenség volt. Ahol nyugat felé nem zavarták felhők a kilátást, szabad szemmel is meg lehetett pillantani, csóváját pedig 1-2 fokig (azaz a telehold átmérőjének 2-4-szereséig) sikerült követni.
A McNaugh-üstökös január 12-én járt legközelebb a Naphoz, és ebben az időszakban összfényessége a -4 magnitúdót, azaz Vénuszét is elérte, talán kevéssel meg is haladta. Ez bizonyult tehát az 1965-ös Ikeya-Seki-üstökös óta a legfényesebb kométának.
Pazar porcsóva
Közel egy hete a SOHO napkutató űrszonda felvételein megfigyelhettük, amint az égitest látványosan haladt el a Nap közelében. De az igazi műsor csak ezután kezdődött - sajnos csak a déli féltekén lakóknak. Az üstökös, a Föld és a Nap egymáshoz viszonyított térbeli helyzetének változása nyomán speciális rálátás nyílt a porcsóvára.
A Nap sugárnyomásától kialakuló csóva az 50 fokos hosszt, tehát a telehold átmérőjének 100-szorosát is elérte. Mint az a mellékelt felvételeken is látható, az 50 fok hosszú és kb. 20 fok magas csóva szerkezete nem homogén, hanem több mint egy tucat közel függőleges szál mutatkozik benne.
Ezek feltehetőleg a mag anyagkibocsátásának egy-egy intenzívebb periódusát jelzik, amikor több por repült ki róla. A poranyag a későbbiekben a Nap sugárnyomásának hatására rendeződött elnyúlt oszlopokba.
Lassan elhalványul
Egy üstökös csóvájának szerkezetét több folyamat együttesen alakítja ki. Az apró szemcsékből álló porcsóvát és az ionizált, illetve gáz állapotú részecskéket tartalmazó ioncsóvát szokták elkülöníteni. Az ioncsóva anyagát a töltött részecskékből álló napszél viszi magával a bolygóközi térben. Amikor az üstökös a napszélben lévő, egymással ellentétes polaritású mágneses szektorok határán halad át, az ioncsóva látványosan leszakad, és az üstökös új csóvája az új szektor mágneses jellemzőinek megfelelően alakul ki. A porcsóva anyagának mozgását a Nap sugárnyomása határozza meg, emellett az üstökös és a belőle kirepült por eredeti pályamozgása is befolyásolja azt.
A felfedező fotója 2007. január 19-én naplemente után a McNaught-üstökösről.
Bár a McNaught-üstökös hazánkból nézve a fenti, látványos periódusban nem emelkedett a látóhatár fölé, a csóva hosszú oszlopaiból többet mégis megpillantottak az MCSE Üstökös Szakcsoportjának észlelői - amelyek sajnos csak jelezték, merre van az égitest a horizont alatt. Az objektum láthatósága a következő napok során tovább romlik, és az égi parádé a déli félteke nézőinek is mérséklődik.
A McNaught-üstökös Santiago de Chile felett 2007. január 23-án (MTI/AP/Roberto Candia)
Azért a felfedezésekhez már kicsit komolyabb coccra, meg nem kis fanatizmusra van szükség. Én is vettem annó egy 206/1200-as dobson teleszkópot, ami már hobby szinten elég nagynak számít. Nagy volt a lelkesedésem, vártam a szebbnél szebb látnivalókat, és hát csalódás volt amit aztán nyújtott a látvány. Persze azóta már megtanultam értékelni azt amit látok, és ha minden összeáll, akkor így is lehet látni szép dolgokat. Szóval mielőtt vásárólnál, előtte ha teheted kérj kölcsön valakitől egyet, és akkor látni fogod mit is várhatsz. Én meg addig is másolgatok ide dolgokat. :)
A fórumban portálunk látogatói kapnak lehetőséget véleményük kifejezésére. Az itt megjelenő vélemények regisztrált látogatóink magánvéleménye, és nem tükrözik az SG.hu Hírmagazin szerkesztőségének álláspontját.
:))
