2009. december – Magyar csillagászati eredmények 2009-ben

Központi csillagunk

A Nap légköri hőmérséklének rohamos és fölöttébb rejtélyes emelkedése a
felszíni (fotoszférikus) 6000 K-ről a korona több millió fokos
hőmérsékletéig a Nap felsőbb atmoszférájában a modern asztrofizika
kutatások egyik legfontosabb és a szó fizikai értelmében is talán
"legégetőbb" kérdése az utóbbi fél évszázadban. Erdélyi Róbert professzor (University of Sheffield) elméleti irányításával egy nemzetközi tudományos konzorcium hatalmas lépéssel került közelebb a probléma
megoldásához speciális mágneses hullámok, az ún. Alfvén-hullámok
felfedezésével a Nap légkörében.

A naplégköri mágneses hullámok megfigyelését a Nap turbulens és igen
dinamikus felszín fölötti rétegeiben Erdélyi Róbert elméleti számításai és jóslata alapján –
melyeket egy évvel korábban a Science c. folyóiratban közölt jelentős
nemzetközi visszhanggal, s amiről a magyar sajtó is beszámolt –
kollégái (QUB) készítették elő és végezték el a Svéd Napfizikai Távcső
(Swedish Solar Telescope, SST) úttörő technológiát felhasználó adaptív
optikai rendszere segítségével a La Palma-i Obszervatóriumban
(Kanári-szigetek). A szakirodalomban Alfvén-hullámoknak is nevezett
mágneses rezgések alapvető szerepet játszanak a Nap és a csillagok
légkörének energiaháztartásában, fontos meghatározói az ún.
űridőjárásnak, és megoldást nyújthatnak a Nap, illetve a csillagok
sokat kutatott koronafűtési mechanizmusára is. Az észlelési adatok
Erdélyi professzor irányította elméleti értelmezése és magyarázata
vezetett a titokzatos Alfvén-hullámok naplégköri mágneses
fluxuscsövekben történő felfedezéséhez. A mágneses fluxuscsövek torziós
vagy csavaros rezgését a legkönnyebben úgy tudjuk megérteni, ha magunk
elé képzelünk egy hosszú függőleges, tömör, de ruganyos gumicsövet,
amit az egyik, például alsó végén, jobbra-balra periodikusan nyíró
mozgással megtekerünk.

MISSING DST IMAGE!!!!

Nagyfelbontású felvétel a Nap turbulens légkörének felszín közeli
részéről. A képen látható terület valódi mérete 8000 km x 8000 km. A
kép középső részén megfigyelhető világosabb struktúrák a szabad szemmel
láthatatlan Alfvén-hullámok jelenlétére utalnak. A felvétel a Svéd
Napfizikai Távcsővel (La Palma, Kanári-szigetek) készült.
[Jess és mtsai]

Az észlelési adatok gondos és igen aprólékos kiértékelése során a
kutatók vertikálisan felfelé terjedő periodikus mágneses
csavarhullámokat (azaz torziós hullámokat) fedeztek fel, amelyek
terjedési sebessége elérte a 25 km/s, azaz csaknem 70 ezer km/óra
sebességet. Az adatelemzés során arra is fény derült, hogy a mágneses
hullámok által hordozott energia bőven fedezi a Nap légkörének több
millió fokos hőmérsékletre fűtéséhez szükséges energiát. A tisztán mágneses eredetű hullámok jelenségét plazmakörnyezetben –
mint a Nap és a csillagok belseje, illetve légköre – Hannes Alfvén svéd
tudós jósolta meg először elméleti számításokkal 1942-ben, amiért pár
évtizeddel később Nobel-díjban részesült. Az Alfvén-hullámok
jelenlétére utaló kétséget kizáró közvetlen és megdönthetetlen
bizonyíték napfizikai környezetben azonban eddig nem állt
rendelkezésre, így Erdélyi professzor és kollégái felfedezése valóban
kiemelkedő jelentőséggel bír.

Élet a Földön kívül

A marsfelszíni élet keresésének fő irányvonala a folyékony víz utáni
nyomozás. Ennek keretében a Collegium Budapest és a berlini Deutsches
Zentrum für Luft- und Raumfahrt munkatársai új eredményeket értek el
nemrég. Az Európai Űrügynökség (ESA) és a Magyar Űrkutatási Iroda
(MŰI) támogatásával dolgozó szakemberek olyan folyásnyomokra hasonlító
alakzatokat fedeztek fel a Mars Reconnaissance Orbiter űrszonda 30
cm/pixeles felbontású képein, amelyek akár folyékony víz mozgásának
eredményeként is keletkezhettek. Sikerült olyan modellt
alkotniuk, amely alapján egy rendkívül vékony vízréteg valóban
megjelenhet a sarkvidéki dűnemezők tetején tavasszal, létrehozva a
folyásos alakzatokat. Emellett földi extrém életformákat vizsgálva
olyan élőlényeket tanulmányoztak, amelyekhez hasonlók akár a Mars
felszínén is megélnének.

 MISSING DST IMAGE!!!!

Tavaszi folyásnyomok egy marsfelszíni dűnén (NASA, JPL, Colbud)

Az úgynevezett kriprobiotikus kéreget
alkotó baktériumok a kőzetek felszíne alatt néhány milliméterrel
találhatók bolygónkon. Az őket borító vékony kőzetréteg védelmet nyújt
az erős ultraibolya sugárzás ellen, de annyi fényt beenged, amennyi a
fotoszintézishez elegendő. Az ásványi szemcsék alkotta tömött szerkezet
pedig segít a víz visszatartásában. A marsi megfigyelések,
modellszámítások és a földi analógiák egybevetése alapján elképzelhető,
hogy a vörös bolygó sarkvidéki dűnéinek felső rétegében extrém
életformák találhatók, mint arról nemrég az Astrobiology és az Icarus folyóiratokban beszámoltak.

Egy másik kutatócsoport a Spitzer infravörös űrtávcső segítségével Napunkhoz hasonló és annál hidegebb csillagok környezetét vizsgálták meg csillagászok, az élethez szükséges egyik vegyület után kutatva. Minden elmélet kiindulópontja, hogy a földi élet kialakulásához egy forró „őslevesre” volt szükség, mely különböző, az élethez nélkülözhetetlen alapanyagokat, ún. prebiotikus vegyületeket tartalmazott. A kutatók azonban most feltették a kérdést, hogy vajon más csillagok körül is megtalálhatóak-e az általunk ismert élethez oly fontos anyagok. A kutatást Ilaria Pascucci (Johns Hopkins University) és kollégái, köztük Apai Dániel (Space Telescope Science Institute) végezték. A DNS egyik bázisa,  az adenin egyik alkotó molekulájának, a hidrogén-cianidnak a  jelenlétét próbálták kimutatni. Összesen 44 Napunkhoz hasonló csillag körüli protoplanetáris korongot vizsgáltak meg, valamint 17 hidegebb csillag környezetét. Utóbbi csoportot M színképtípusú törpecsillagok, továbbá barna törpék alkották. A csillagok mindegyike igen fiatal, 1-3 millió éves volt, ugyanis ez az az időszak, mikor a bolygók formálódása megindul. A bolygók úgy jönnek létre, hogy a fiatal csillagok körül egy hatalmas, gázokból és porból álló korong jön létre, melyben bolygócsírák keletkeznek. Ezekből állnak össze később a bolygók, ahogy az anyagot begyűjtik. Maga a korong is tartalmaz már olyan alapanyagokat, melyekből később az élet kialakulásához szükséges összetevők lehetnek.

 MISSING DST IMAGE!!!!

Fantáziakép egy hideg csillag körüli fiatal bolygóról (NASA/JPL-Caltech nyomán)

A spektroszkópia eredményei szerint a Naphoz hasonló csillagok
30%-ánál megfigyelhető volt a hidrogén-cianid és acetilén jelenléte,
azonban a hidegebb csillagok esetében csak acetilént sikerült
kimutatni, hidrogén-cianidot nem. A kutatócsoport szerint ennek az
lehet az oka, hogy a Naphoz hasonló típusú csillagok sokkal erősebb
ultraibolya-sugárzók, ami viszont szükséges a hidrogén-cianid
keletkezéséhez az űrben. Ezek a körülmények azonban nem állnak fenn egy
M színképtípusú törpecsillag, vagy egy barna törpe körül. A mostani felfedezés kihat a nemrégiben M-törpék körül talált
szuper-Földek potenciális életlehetőségére is. A szuper-Földek olyan,
bolygónknál sokszorta nagyobb kőzetbolygók, melyek a csillagukhoz
nagyon közeli pályán keringenek. Azt már eddig is tudták a
csillagászok, hogy ezek a bolygók nem a lakhatósági zónában keringenek,
ahol a víz folyékony állapotban lehet jelen, de a jelenlegi felfedezés
révén még kevésbé képzelhető el a felszínükön a földihez hasonló élet.

Exobolygók kutatása

A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) csoportja
által működtetett HATNet távcsőhálózat újabb fedési exobolygók felfedezését jelentette be az év során. A csoport 11. bolygója, a HAT-P-11b többek között azért érdekes, mert a fedési
exobolygók között eddig ez a legkisebb méretű, sugara a Földének
4,7-szerese, tömege pedig 25-szöröse. Ezen paramétereivel a Jupitertől
jócskán elmarad, a Neptunusznál azonban nagyobb, így jogos a
szuper-Neptunusz megjelölés. Neptunuszhoz hasonló exobolygót már többet
is találtak, de ezeket mind spektroszkópiai úton azonosították. A
HAT-P-11b az első ilyen objektum, melyet a fedési módszerrel fedeztek
fel. Ez rögtön lehetőséget biztosított a méretének megbecslésére, míg a
tömegérték a későbbi spektroszkópiai észlelésekből származik.

A HAT-P-11b központi csillaga egy K4 színképtípusú, a Napnál 20-25
százalékkal kisebb és hidegebb törpe, távolsága a Földtől 120 fényév és
a Hattyú csillagképben figyelhető meg. A bolygó a csillagot 4,88 nap
alatt kerüli meg, azaz nagyon közel van hozzá, így hőmérséklete
elérheti az 1100 fokot. Ez utóbbi miatt – a forró Jupiterek mintájára –
a forró Neptunusz megjelölés is megilleti, ráadásul ebben a csoportban
szintén az első, melyet fedési úton azonosítottak. Pályájának
excentricitása nagy, majdnem eléri a 0,2-et. Csillagának radiális
sebességében körülbelül 12 m/s amplitúdójú változást okoz, aminek
kimutatása nem egyszerű feladat a törpe nagy kromoszferikus aktivitása
által okozott színképi változások miatt. Vannak arra utaló jelek, hogy a HAT-P-11 rendszerben még egy további
bolygó is lehet, ennek megerősítéséhez és a planéta paramétereinek
meghatározásához azonban további radiálissebesség-mérések szükségesek.
Egy másik csoport a Gliese 436 körül is detektált egy fedési
szuper-Neptunuszt, ennek azonosítása azonban spektroszkópiai úton
történt, a fedést csak ezután sikerült kimérni.

MISSING DST IMAGE!!!! 

Fantáziarajz a bolygóról. A planéta alapvetően kék, a kissé vöröses színárnyalatot csillaga sugárzása okozza. (David A. Aguilar (CfA))

A 13. rendszer még érdekesebb, hiszen itt két bolygó is kering a GSC 3416-00543 katalógusjelű, G4 színképtípusú, 10,62
magnitúdó látszó fényességű törpecsillag körül, melynek tömege a
Napénak 1,22-szorosa, míg sugara csillagunkénak 1,56-szorosa. Felszíni
hőmérséklete alig alacsonyabb a Napénál, 5640 K körüli. A HAT-P-13
jelzésű az első olyan, fedési exobolygót tartalmazó rendszer, melyben
egy külső planétát is azonosítottak, mégpedig a belső bolygó fedésének
fotometriai megfigyelése utáni, a megerősítést szolgáló
radiális-sebesség mérések alapján. A belső, HAT-P-13b jelű bolygó 2,9162595 naponként kerüli meg
csillagát. Mivel nagyon közel mozog hozzá, ezért nagyon felmelegszik,
így mérete és hőmérséklete alapján a forró Jupiterek csoportjába
tartozik. A fedés hossza – tehát amíg a bolygó hozzánk képest a
csillaga előtt tartózkodik – 0,1345 nap. A külső, HAT-P-13c jelű bolygó pályaperiódusa 428,5±3,0 nap. A radiális
sebességek görbéje alapján tömegparaméterének értéke a Jupiter
tömegének 15,2-szerese. Ezzel a módszerrel a tömeg nem, csak a tömeg és
a pályahajlás szinuszának szorzata, az ún. tömegparaméter határozható
meg. A külső bolygó esetében nem tapasztaltak fedésre utaló jeleket, s
ez valószínűleg nem is várható. Az egyébként nagyon elnyúlt (e=0,691±0,018)
pálya inklinációjának meghatározásához még további megfigyelések
szükségesek. A belső bolygó esetében maga a tömeg is meghatározható,
mivel itt a pályahajlásnak 90° közelében kell lennie, hiszen különben a
fedés sem következne be. A sebességgörbe alapján a belső bolygó tömege
a Jupiterének 0,85-szorosa, mérete viszont nagyobb, sugara 1,28-szorosa
óriásbolygónkénak, azaz sűrűsége a vízének körülbelül fele.

MISSING DST IMAGE!!!!

A HAT-P-13 rendszer pályaviszonyai. A pályák paraméterei alapján a
két bolygó 2010. április 12-én alsó, míg néhány hét múlva, 2010. május
24-én felső együttállásban lesz. (http://oklo.org)

További jó hír az exobolygók szerelmeseinek, hogy március 7-én sikeresen elindult küldetésére a Kepler  Kepler űrtávcső. Április 13-án
elkészítette a teljes látómezejét megörökítő első felvételét, melyen
kb. 4,5 millió csillag található. A képek alapján a távcső és a
fénymérésre szolgáló CCD-mozaik mindenféle károsodás nélkül rendben
megérkezett Nap körüli pályájára és a teljes műszeregyüttes készen áll
a legalább 3,5 évig tartó folyamatos méréssorozatra. Szintén remek hír, hogy a 2006. december 27-én pályára állított CoRoT űrteleszkópot üzemeltető
CNES (Centre National d’Etudes Spatiales) 2009.
október 23-án úgy döntött, hogy a műhold üzemeltetését újabb három
évvel, 2013. március 31-ig meghosszabbította. Mindkét űrtávcső adatait kiértékelő konzorciumban található magyar részévtel is.

Infravörös csillagászat

2009. május 14-én indul útjára az Európai Űrkutatási Ügynökség (ESA)
Herschel űrtávcsöve. A Herschel a távoli infravörös és szubmilliméteres
hullámhosszakon végez majd megfigyeléseket, köztük olyan tartományokban
is, amelyeken még soha egyetlen más eszköz sem, s amelyeket a légkör
miatt a Föld felszínéről egyáltalán nem láthatunk. A Herschel 3,5 méter
átmérőjű főtükre nagyobb, mint bármelyik csillagászati távcsőtükör,
amit eddig a világűrbe juttattak, beleértve a Hubble 2,4 m-es tükrét
is. A nagyobb tükör az eddigieknél sokkal halványabb objektumok
megfigyelését teszi lehetővé, igen jó térbeli felbontással. A Herschel űrtávcső fedélzetén három berendezés található. A PACS
(Photodetector Array Camera and Spectrometer) egy távoli infravörös
kamera és alacsony-közepes felbontású színképelemző berendezés az
55-210µm-es hullámhossz-tartományra. Mind a kamera, mind a
színképelemző berendezés egyszerre végez megfigyeléseket egy „kék”
(~100µm), és egy „vörös” (~170µm) hullámhosszon. Ennek a műszernek a
fejlesztésében és kalibrálásában az MTA Konkoly Thege Miklós
Csillagászati Kutatóintézetének munkatársai is részt vállaltak az ESA
PECS programja és a Magyar Űrkutatási Iroda támogatásával.

 MISSING DST IMAGE!!!!

 Fantáziakép a Herschel űrteleszkópról (ESA nyomán).

Egy magyar, német és holland kutatóintézetek munkatársaiból
szerveződött kutatócsoport tagjai a Spitzer űrtávcsővel megfigyelték, amint egy fiatal
csillag kitörésének következtében a szilikátszemcsék kristályokká
alakulnak át. A gyakran kifényesedő EX Lupi csillag 2008. évi kitörése
során olyan színképi jellegzetességeket fedeztek
fel a csillag infravörös sugárzásában, amelyek az égitestet körülvevő
por- és gázkorong felszínén szilikátkristályok jelenlétére utaltak. Ez
azért meglepő, mert a csillag környezetéről nyugalmi állapotban készült
korábbi mérési adatok nem jelezték kristályos anyag létezését. Ez volt az első eset, hogy egy fiatal csillag körül közvetlenül
megfigyelték a kristályképződés folyamatát. Az elgondolás szerint a kristályok apró amorf porszemcsék felhevítésével
jöhettek létre a csillagkörüli korong belső részének felszínén a
kitörésből származó hő hatására. Ez egy teljesen új forgatókönyv arra,
hogy keletkezhetnek ezek az anyagok. A hevítés során egy bizonyos hőmérséklet felett az amorf anyagban
felbomlanak a kötések, helyettük újak alakulnak ki, és a folyamat során
megváltoznak az anyag fizikai tulajdonságai. Ez az egyik módja annak,
hogy a szilikát por átkristályosodjon.

MISSING DST IMAGE!!!! 

Fantáziarajz az EX Lupi körüli por- és gázkorongról (forrás:
NASA/JPL – Caltech). A központi fiatal csillagra anyag hullik be a
korongból és a felszabaduló energia felfűti a csillagot, illetve annak
közvetlen környezetetét. Ahol a korongban a hőmérséklet 900°C fölé
emelkedik, a korong felszínén található amorf szerkezetű porszemcsék
átkristályosodnak.

A kutatóknak korábban kétféle elképzelésük volt arról, hogy hő hatására
hogyan jöhetnek létre az üstökösökben és a fiatal csillagok korongjában
megfigyelhető kristályok. Egyrészt ha sokáig vannak hőhatásnak kitéve
egy újszülött csillag forró környezetében, akkor a por egy része a
korong belső részén átkristályosodhat. Másrészt a korongban mozgó
nagyobb égitestek lökéshullámokat kelthetnek, amelyek képesek az
útjukba eső porszemcséket rövid időre a kristályosodáshoz szükséges
magas hőmérsékletre fűteni, utána viszont a szemcsék gyorsan
visszahűlnek korábbi hőmérsékletükre. Amit Juhász Attila (Max-Planck-Institut für Astronomie) és munkatársai megfigyeltek az EX Lupi környezetében, az
nem illeszkedik egyik forgatókönyvbe sem. „Arra a következtetésre
jutottunk, hogy ez egy harmadik, eddig ismeretlen lehetőség arra, hogy
hevítés hatására szilikát kristályok jöjjenek létre egy csillagkörüli
korongban” – mondta a felfedezés kapcsán Ábrahám Péter, az MTA KTM Csillagászati
Kutatóintézet tudományos tanácsadója. Az EX Lupi sok szempontból hasonlít arra, amilyen a Nap lehetett 4-5
milliárd évvel ezelőtt. A csillag néhány évente rendszeresen
kifényesedik, ami azzal magyarázható, hogy a csillagkörüli korong belső
peremén fokozatosan felhalmozódó anyag rövid idő alatt rázúdul a
csillagra.

A változócsillagok világa

Az RR Lyrae típusú változócsillagok kozmikus időskálán idős objektumoknak
számítanak, magjukban a hidrogén már héliummá fúzionált. Ezen óriáscsillagok
energiatermelését középpontjukban már a hélium égése, illetve körülötte egy
köpenyben a hidrogén fúziója biztosítja. Az RR Lyrae
típusú változócsillagok vizsgálata az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati
Kutatóintézetében folyó kutatásoknak mindig az előterébe tartozott, az itteni
vizsgálatok számos fontos eredménnyel jelentősen hozzájárultak ezen objektumok
tulajdonságainak megismeréséhez.

Még a múlt század elején S. Blazhko orosz és H. Shapley amerikai csillagászok
kimutatták, hogy nem minden RR Lyrae-csillag fényváltozása szabályosan
ismétlődő, a legnagyobb fényesség időpontja, illetve értéke pár 10 napos
időskálán változhat, azaz ezen csillagok pulzációs fényváltozását valami
modulálja. Az évek folyamán számos elméleti modellt javasoltak az ún.
Blazhko-moduláció magyarázatára, azonban egyik mögött sem áll meggyőző
bizonyíték, illetve a modellek megfigyelési konzekvenciái ellentmondanak a
Blazhko-csillagok megfigyelt tulajdonságainak. Mivel azonban az eddigi
eredmények azt mutatták, hogy a Blazhko-effektus az RR Lyrae-csillagok csupán
10-30%-át érinti, az utóbbi évtizedekben az asztrofizikusok nem túl sok
figyelmet szenteltek a jelenség vizsgálatára, illetve fizikai okainak felderítésére. A méréstechnikai lehetőségek rendkívüli
fejlődése ellenére a 2000-es évek elején még nem volt sem olyan kiterjedt
Blazhko-csillag megfigyelés, ami a moduláció részletes és pontos vizsgálatát
valóban lehetővé tette volna, sem olyan statisztikai vizsgálat, amelyik
kifejezetten a moduláció gyakoriságának meghatározását célozta.

 Az MTA KTM CSKI 2003-ban felújított és automatizált sváb-hegyi 24"-es távcsöve (a Normafától pár perc sétára) kiváló lehetőséget nyújtott egy ezeket a méréseket felvállaló program, a Konkoly
Blazhko Survey elindítására. A Jurcsik Johanna által vezetett kutatócsoport az
elmúlt 6 év folyamán 30, az északi féltekéről mérhető, alapmódusban pulzáló,
viszonylag fényes (V < 13 magnitúdó), rövid periódusú (p < 0.5 d),
Blazhko-modulációt a korábbi mérések alapján nem mutató  RR Lyrae-csillagról
végzett kiterjedt fotometriai méréseket. A mintából 14 csillag mutatott
fénygörbeváltozást, ez mintegy 47%-os modulációs gyakoriságot jelent, jóval
nagyobbat, mint a korábbi fotografikus felmérésekbõl becsült 25-30%, illetve a
gravitációslencse-keresési programokban (MACHO, OGLE) talált 10-23%. A különbség
oka elsősorban a korábbi megfigyelések nagyobb mérési pontatlansága, illetve az
adatok rossz időbeli felbontása-eloszlása. A jelenlegi, illetve a Konkoly Obszervatóriumból származó korábbi mérések
alapján az is kiderült, hogy egyes csillagoknál a moduláció csak időszakosan
figyelhetõ meg. Emiatt egyetlen, a jelenlegi mérési pontosság mellett nem
"blazhkós" RR Lyrae-ről sem jelenthető ki, hogy fényváltozása nem volt korábban,
vagy nem lesz a jövőben modulált. Mindez arra mutat, hogy a Blazhko-moduláció az
RR Lyrae-csillagok pulzációjának sokkal általánosabb tulajdonsága, mint ahogy
azt korábban feltételeztük.

 MISSING DST IMAGE!!!!

A sváb-hegyi 60 cm-es reflektor.

Az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézet kutatói Vida Krisztián és Oláh Katalin vezetésével a
V405 Andromedae nevű aktív fedési kettőscsillagot vizsgálták. Az
ilyen típusú rendszerek fényváltozásait a kettősség hatásai
(csillagok alakjának torzultsága, fedés), valamint a foltos
felszín rotációja együttesen okozza. A kettős rendszer két
tagja a teljes konvekció elméleti határának (0,35 naptömeg) két
oldalán helyezkedik el, vagyis a kisebb tömegű csillag teljes anyagát
folyamatosan átkeverik a konvektív áramlások, míg a nagyobb tömegű
társa egy sugárzás által dominált magot is
tartalmaz az elméletek alapján. Összesen két ilyen tulajdonságokkal
rendelkező rendszer ismert, a másik azonban, amely az NGC 1647
nyílthalmazban található, túl halvány a részletes
tanulmányozáshoz.

Az Observatoire de Haute-Provence ELODIE spektrográfjának nyilvános archívumából
letöltött spektroszkópiai mérések alapján látható, hogy a
kettős mindkét tagja aktív. Erre utal a spektrum Hα
vonala, amely mindkét csillagnál emissziós vonalként látszik. A páros főkomponens Hα
emissziója 0,6 fázis körül felerősödik, amely a csillagon
bekövetkező hirtelen kitörésnek, egy flernek köszönhető. Ilyen
kitöréseket sikerült megörökíteni a kutatócsoportnak a
piszkéstetői 1 m-es távcsővel is. Az egyik ilyen esemény
érdekessége, hogy a „szokásos” flerekkel ellentétben nem egy
pár órás felfényesedést, hanem feltehetőleg egy közel másfél
napos, hatalmas kitörés részeit sikerült észlelni.

{mosimage}

Az animáción a piszkéstetői 1 m-es teleszkóppal észlelt fler
fénygörbéje, valamint a rendszer konfigurációja látható a mérések
idején.

Gravitációs hullámok nyomában

Einstein relativitáselmélete előrejelezte a gravitációs hullámok
létezését, de megfigyelni eddig csak közvetetten sikerült őket – a
közvetlen érzékelés még várat magára. Ebben segíthet a LIGO nevű
berendezés, amelynek fejlesztésében hazai szakemberek is közreműködnek. A
LIGO a Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, tehát
Lézer-Interferometriás Gravitációshullám Obszervatórium kifejezés
rövidítése. Két nagy detektora az Egyesült Államok elhagyatott
térségében, egymástól 3000 kilométerre áll. Ha egy gravitációs hullám
halad át rajtuk, a téridő torzulása révén a csövekben mérhető távolság
hossza enyhén megváltozik. Utóbbi a bennük vezetett fényhullámok
interferenciája révén mérhető. Az ekkor keletkező méretváltozás 10^-18
méter nagyságrendű, amely a proton átmérőjének mindössze ezredrésze. A
megfigyelés ezért igen nehéz, és a műszert a külső hatásoktól el kell
szigetelni, illetve azokat le kell vonni a megfigyelésekből. Utóbbi
területen segít a hazai fejlesztésű infrahang mikrofon. Ez a műszer 1
mHz és 100 Hz közötti frekvenciatartományban pontosan méri a
nyomásváltozást, a hanghullámok hatását. A berendezés prototípusát már
kipróbálták a hannoveri GEO obszervatóriumban, jelenleg a
sorozatgyártást készítik elő. A műszer a 2014-ben induló Advanced LIGO
nevű program keretében kapcsolódik majd be a megfigyelésekbe.

A
rendszert a LIGO Scientific Collaboration (LSC) működteti, amelynek az
ELTE-n alapított Eötvös Gravity Research Group (EGRG) munkatársai is a
tagjai: Frei Zsolt, Gelencsér Gábor, Márton Ákos, Raffai Péter,
Szeifert Gábor és Szokoly Gyula. Munkájukat a Nemzeti Kutatási és
Technológiai Hivatal segíti. A Nature augusztus 20-i számában külföldi kollégáikkal együtt megjelent írásuk alapján a LIGO a jelenlegi érzékenység mellett még nem találta nyomát az Ősrobbanás utáni percből származó gravitációs hullámoknak. Ha idővel
sikerül megfigyelni azokat, feltehetőleg egy fodrozódó vízfelszínhez
hasonló hullámképet mutatnának. Ezek a fodrozódások ma is kitöltik a
világűrt és segítségükkel az Univerzum korai állapotára lehetne
következtetni. A LIGO fejlett változata a tervek alapján innen
kezdve az Androméda-galaxisnál közel 100-szor messzebb robbanó
szupernóva gravitációs hullámait is észlelni tudja majd. A célpontok
között fekete lyukak, neutroncsillagok kölcsönhatása, összeolvadása
szerepel. Ezek olyan újszerű megfigyelések lesznek, amelyek az
elektromágneses sugárzástól független észlelési lehetőséget kínálnak a
csillagászoknak. A magyar kutatók a műszer fejlesztésén túl a
mérési eredmények kiértékelésével, és a gravitációs hullámok
asztrofizikai alkalmazásával is foglalkoznak.

A fenti hírekről részletesebb információk találhatók a hirek.csillagaszat.hu portálon.

Támogassa tagdíjával a Magyar Csillagászati Egyesületet! http://www.mcse.hu/mcse_belepes_info