CyberPress.Sopron

„Szétszakadó” kettős

Szoros kettős rendszerekben igen „kellemetlen” jelenség lehet a szupernóva-robbanás. Valószínűleg ez történt az LS 5039 jelű szoros röntgensugárzó kettős rendszerben. Az egyik komponens egy neutroncsillag, körülötte 4,1 napos periódussal egy nagytömegű társ kering, méghozzá a legerősebben elnyúlt pályán, amit eddig ilyen röntgen kettősnél sikerült megfigyelni. A szupernóva-robbanás során a kirepülő anyag gravitációs hatása zavarhatta meg az objektumok korábbi mozgását. Az utóbbi évek eredményei alapján kiderült, hogy egyrészt az anyag is aszimmetrikusan repülhet ki a robbanáskor, másrészt a centrumban keletkező kompakt égitest is kimozdulhat eredeti helyéről. Virginia McSwain (Georgia State University) és kollégáinak számításai alapján a csillagnak legalább 15 naptömeget kellett veszítenie a jelenlegi pálya kialakulásához. Az is kiderült, hogy a robbanás után a kettős „éppen hogy” együtt maradt, ugyanis ha az esemény nem sokkal nagyobb tömeget mozgat meg, már elszakadt volna egymástól a két objektum. (space.com 2001.09.18. – Kru)

„Ólmos” csillagok

A nagytömegű csillagok belsejében a fúziós reakciók során különböző kémiai elemek jönnek létre, egészen a vasig bezárólag. A vasnál nehezebb elemek már nem fúzióval, hanem neutronbefogással keletkeznek – ekkor egy könnyebb mag neutron(ok) befogásakor alakul nehezebb atommaggá. A folyamat történhet gyors neutronbefogással, ez jellemző a szupernóváknál. Ilyenkor nem csak a vasnál, de az ólomnál nehezebb elemek is keletkeznek. A lassú neutronbefogás a 0,8 és 8 naptömeg közötti csillagok életének vége felé, az úgynevezett AGB fejlődési fázisában, a „hagyományos” energiatermelés végső időszakában történik. Ekkor a vas és az ólom, bizmut közötti elemek keletkeznek lassú neutronbefogással, innen származhat a vasnál nehezebb elemek közel fele a Világegyetemben. A folyamat során esetleg kialakult még nehezebb instabil elemek lebomlanak, többnyire ólommá, ezzel is növelve annak arányát. A számítógépes szimulációk szerint a lassú neutronbefogás elsősorban az eredetileg igen alacsony fémtartalmú csillagoknál működik hatékonyan. Magas ólomtartalmú csillagokat találni azonban igen nehéz, egyrészt az ólom spektrális azonosítása miatt, másrészt mert a Nap környezetében eleve kevés az életét fémszegény égitestként kezdő csillag. Belga és francia csillagászok a HD 187861, a HD 196944 és a HD 224959 jelzésű égitesteknél akadtak ilyen anomális elemeloszlásra. Az ESO 3,6 m-es La Silla-i teleszkópjával és a Coudé Echelle Spectrometerrel (CES) végeztek észleléseket. A magas ólomtartalmat mutató csillagok azonban még nem érték el az „ólomgyártó” fázist. Ellenben mindhárom olyan kettős rendszer tagja, ahol a társ fehér törpe. Bizonyára társaik már túlestek ezen a szakaszon, és az így keletkezett ólom és egyéb nehéz elem egy részét átadták szomszédaiknak. A becslések alapján mindhárom csillag nagyságrendileg egy-egy holdtömegnyi ólommal rendelkezik. (ESO PR 19/01 – Kru)

Korona az optikai színképben

A csillagok, és így a Nap koronája is gyengén sugároz az optikai tartományban. Különböző röntgenmegfigyelések révén már sok csillag esetében lehetett a Napéhoz hasonló koronát kimutatni, de soha nem az optikai tartományban. A CN Leo esetében elsőként sikerült ilyen megfigyelést végezni. A 8,2 m-es VLT KUEYEN teleszkópjával tanulmányozták a 8 fényévre lévő, M5 színképtípusú vörös törpecsillagot. A 2001. január 6-án felvett spektrumban sikerült azonosítani a Fe+12-höz tartozó 338,81 nanométeres hullámhosszú emissziós vonalat, amely a forró koronából származott. (ESO PR 17/01 – Kru)

Atomból molekulafelhő

A csillagközi anyag alkotta semleges, hideg felhők között megkülönböztetünk főként atomos állapotú felhőket és molekulafelhőket. A NRAO 47 m-es rádióteleszkóppal egy nagytömegű csillagközi felhőt sikerült megfigyelni, amelynek anyaga a jelek alapján éppen az atomos állapotból a molekuláris állapotba történő átmenet fázisában van. A G28.17+0.05 jelzésű objektum a Tejútrendszer fősíkjában, tőlünk 16.300 fényévre található, valószínűleg egy spirálkarban. Mérete kb. 500 fényév, tömege mintegy 100 ezer naptömeg. Az ilyen nagy felhők anyaga többnyire molekuláris állapotban van. A feltételezések szerint a felhő belép a spirálkarba, ütközik az ott található anyaggal, és ez segíti elő az atomos felhő molekulárissá válását. Az objektum jó lehetőséget nyújt a nagyon fiatal molekulafelhők kémiai fejlődésének tanulmányozására is, emellett kitűnő helyszíne lehet a csillagkeletkezésnek. A felhő belsejében lévő OH molekuláktól származó rádiósugárzás szokatlan gerjesztési állapotra utalt, amely a molekulafelhők többségénél nem látható. Mivel hasonló OH molekulaállapotok a Tejút síkjában több helyen is megfigyelhetők, elképzelhető, hogy az ehhez hasonló felhőkből származik. (NRAO 2001.06.06. – Kru)
 

A Tejút röntgensugárzása

A Chandra röntgenteleszkóp egyik fontos feladata, hogy megállapítsa, a Tejútrendszer fősíkja mentén megfigyelhető röntgensugárzás milyen forrásokból származik. A több mint 20 éve felfedezett röntgensugárzás forró, nagyságrendileg 10 millió K hőmérsékletű gázanyagtól ered. A korábbi mérések azonban nem voltak elég jó felbontásúak, hogy meg lehessen állapítani, a sugárzás sok pontforrás összemosódó képéből, avagy a térben közel egyenletesen eloszlott gázanyagtól származik-e. Ken Ebisawa (NASA/Goddard Space Flight Center) vezetésével a Scutum irányában egy 25 órás expozíciós idejű felvételt készítettek a Chandra teleszkóppal. Az itt megfigyelt pontszerű források többsége véletlenül esett a látóirányba, ezek ugyanis távoli háttérgalaxisok voltak. A Tejút síkjában összpontosuló röntgensugárzás nagy része diffúz gázanyagtól ered, noha kisebb számban a mi galaxisunkban lévő pontforrások is hozzájárulnak. További probléma, hogy a magas hőmérsékletű gáz saját nyomása miatt kiterjedne, a megfigyeltnél lényegesen nagyobb térrészt kellene hogy elfoglaljon. A tágulást a feltételezések alapján a galaktikus mágneses tér akadályozza meg. (Sky and Tel. 2001/09 – Kru)

2,6 millió naptömeg

Az elmúlt évek során egyre több megfigyelés gyűlt össze, amely arra utalt, hogy a Tejútrendszer centrumában egy szupernehéz fekete lyuk található – hasonlóan sok más galaxishoz. A döntő bizonyítékra azonban egészen máig kellett várni. A Chandra röntgenteleszkóp a Tejútrendszer centrumát tartalmazó Sagittarius A röntgenforrást tanulmányozta. Kiderült, hogy ennek sugárzása jelentős ingadozásokat mutat, néha mindöszsze 10 perces időskálán. Ezek szerint a forrás maximum 10 fényperc átmérőjű lehet, ami kb. 150 millió km-t, azaz 1 Cs.E.-et jelent. A korábbi megfigyelések alapján a centrumban lévő 2,6 millió naptömeg tehát ekkora térrészben zsúfolódik – amely az általános relativitás elmélete alapján csak egy szupernehéz fekete lyukat alkothat. (Sky and Tel. 2001/9 – Kru)

Jetek kvazárok körül

A mellékelt felvételen a z= 0,55 vöröseltolódást mutató 3C 334 (B1618+177) jelű kvazár, és a belőle kiinduló két anyagsugár látható. A VLA rádióteleszkóp-rendszerrel a 4,7 GHz-es frekvencián (6 cm-es hullámhosszon) készült a 0,35 ívmásodperces felbontóképességű felvétel. Nem csak a két jet egyértelmű, de azok részletes szerkezete is jól megfigyelhető. Az ún. rádióban hangos kvazárok közé tartozó objektum két anyagsugara a becslések alapján néhány millió éves időskála alatt keletkezett. (APD 2001.09.05. – Kru)

Hatszoros gravitációs lencse

Egy nemzetközi csillagászcsoport a VLA és a Hubble Űrteleszkóp segítségével olyan gravitációslencse-jelenséget örökített meg, ahol a távoli objektum képe hat példányban látható. A jelenséget három előtérgalaxis gravitációs hatása hozhatta létre, azaz átmeneti típust képvisel a magányos galaxis és a sok tagot számláló galaxishalmaz által létrehozott jelenségek között. A B1359+154 jelzéssel ellátott képződmény egy, a Bootes irányában, mintegy 11 milliárd fényév távolságban lévő galaxis képének az eltorzításával alakult ki. A távoli csillagváros képein aktív csillagkeletkezésre utaló nyomok is felismerhetők. A lencsehatást kiváltó galaxisok kb. 7 milliárd fényévre lehetnek. (NRAO 2001.09.27. – Kru)

Az ősi hélium nyomában

A NASA FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) űrteleszkópja az ionizált hélium eloszlását vizsgálta, a Tejútrendszeren kívüli tartományokra koncentrálva. A mintegy húsz napos megfigyelés alatt az az intergalaktikus héliumnak egy távoli kvazárról érkező sugárzásra kifejtett hatását tanulmányozták. Ezzel párhuzamosan a HST-vel a kvazárt az ultraibolya tartomány hosszabb hullámhosszain is figyelték, ahol a spektrumon nem hogy nyomot a hélium. Az egyik cél az volt, hogy a hélium ionizációjának időbeli változásait nyomonkövessék. Az Ősrobbanás utáni kezdeti nukleonszintézissel kialakult hélium atommagok később elektronokat fogtak be, és az atomos anyag kialakulásával párhuzamosan tovább hűlt a Világegyetem. Az elméleti modellek és most már ezek a megfigyelések is arra utalnak, hogy a galaxiskeletkezés időszakaiban ismét erősödni kezdett az intergalaktikus hélium ionizációja. Az előzetes eredmények alapján az ősi kvazárok és a nagy energiakibocsátású csillagok egyaránt fontos szerepet játszottak a jelenség kialakításában. A továbbiakban az intergalaktikus hélium térbeli eloszlására koncentrálnak majd a kutatások, mivel ez szoros kapcsolatban lehet azokkal az ősi, kezdeti inhomogenitásokkal, amelyek később a galaxisok kialakulásához vezettek. (STScI 0127 – Kru)