A David Jones (Instituto de Astrofísica de Canarias – Tenerife, Spanyolország) által vezetett nemzetközi kutatócsoport egy olyan rövid periódusú fedési kettőscsillagot fedezett fel egy planetáris köd belsejében, ami a jelenlegi elméletek szerint nem is létezhetne. Az M3-1 jelű planetáris ködben talált rendszer csillagai mindössze 160 000 km-re keringenek egymástól, ami kevesebb, mint a Föld-Hold távolság fele, a keringési idejük pedig nagyjából 3 óra. A részletes vizsgálatok során kiderült, hogy a csillagok meglehetősen nagyok, és mivel nagyon közel vannak egymáshoz – jelenleg már majdnem összeérnek -, így várhatóan néhány ezer éven belül kölcsönhatásba lépnek egymással. Ekkor az egyik csillagról anyag fog átáramlani a másikra, ami várhatóan nóvakitörést fog eredményezni.
Mindez azért is érdekes, mert a jelenlegi kettőscsillag-fejlődési elméletek azt mutatják, hogy ahhoz, hogy idáig fejlődjenek a dolgok, viszonylag hosszú időre van szükség. Ez alatt pedig a rövid életű planetáris köd szétoszlik. A most felfedezett kettőscsillag viszont nem illik bele ebbe a képbe. 2007-ben találtak már hasonló objektumot. A Nova Vul 2007 néven ismert nóva is egy planetáris ködben robbant. Ezek alapján kijelenthető, hogy a kettőscsillagok fejlődését leíró elméletek finomításra szorulnak.
A távolságok ismerete a csillagászatban rendkívül fontos, mert ez alapján mondhatjuk meg, hogy például egy objektum a valóságban mekkora teljesítménnyel sugároz, mekkora a mérete, vagy hogyan tágul az Univerzum stb.
A barna törpék távolságát igen nehéz megmondani, mert halványak. A most bemutatásra kerülő WISE J154151.65-2250249 barna törpét csak 2011-ben fedezték fel, mert halványsága miatt a korábbi műszerekkel nem lehetett megtalálni. A WISE egy infravörös felmérés volt, amiben halvány, hideg, optikaiban nem, de infravörösben elég fényes objektumokat is meg lehetett örökíteni. Fényessége a J-sávban 20,99 magnitúdó, látható fényben még halványabb. Pl. a 20 magnitúdóig észlelő Gaia nem is látja, így nincs rá közvetlen trigonometrikus parallaxissal mért távolságértékünk. A Hubble Űrtávcső (HST) és a Spitzer infravörös űrtávcső felvételein viszont látszik. Y1 színképosztályú, 350-441 K között lehet a hőmérséklete, és modellszámítások szerint 12-31 jupitertömegű lehet.
Ha ismerjük egy objektum spektrumát, vagy legalább a magnitúdóit több hullámhosszon, akkor megmondhatjuk, melyik elméleti spektrummodell illeszkedik legjobban a mérésekhez. Az illeszkedés megtalálásához a távolságot is változtatni kell, hiszen a távolabbi objektum halványabb. Addig kell változtatni a távolságot, hőmérsékletet, kémiai összetételt stb., amíg a megfigyelt magnitúdókat vissza nem kapjuk a lehető legjobb egyezéssel. Ilyen módszerrel ennek a barna törpének a távolságára mindössze 2,8 parszeket (pc) kaptak, a hibahatár lefelé 0,6 pc, felfelé 1,3 pc volt. Vagyis igen közel lenne hozzánk (az Alfa Centauri hármas rendszere, ami a Proxima Centaurit is tartalmazza és a Naphoz legközelebbi csillagnak szokás nevezni, mintegy 1,3 pc-re van). Ugyanakkor több spektrummodell is létezik barna törpékre, és más modell illesztésével a távolság 8,2 pc-nek adódott, tehát a kétféle módszer jelentős ellentmondásban volt. 2012-ben ezt gondosabb analízis révén 4,3 parszekre javították. Mint látható, meglehetősen ellentmondó eredményeket kaptak korábban.
2013-ban egy vizsgálat 6,75 pc-s távolságot állapított meg, egy másik azt mondta, hogy legalább 6 parszekre vagy többre van.
2014-ben felfedeztek egy 2,5 mg-vel fényesebb, tőle 1″-re lévő másik csillagot, ami zavarta az ilyen elméleti modellspektrumok illesztését – ez lehetett az egyik fő oka a korábbi, ellentondó eredményeknek. Mivel a Spitzer képskálája nem túl jó, korábban nem lehetett a két objektumot szétválasztani. A Hubble űrtávcső jobb képskálája – vagyis nagyobb térbeli felbontása – viszont lehetővé tette a szoros, optikai kettőscsillag felbontását, és a barna törpe távolságára parszeket kaptak.
A Gaia DR2 az optikaiban jól látható csillagok milliárdjára mérte meg a nagyon pontos trigonometrikus parallaxisértékeket. Ezekkel a HST korábbi képeit jobban lehetett kalibrálni és pontosabban lehetett figyelembe venni a csillagok sajátmozgását, illetve azt, hogy a parallaxisok miatt ők is elmozdultak a képen az idők folyamán. Ezzel a háttércsillagok pozícióját pontosabban meghatározták a HST-képeken – a Gaia nem látta a barna törpét. A barna törpe pozícióját az így kalibrált HST-képeken szereplő csillagokhoz mérték, és pontosabb távolságot kaptak: a barna törpe eszerint tőlünk parszekre van, ami most már megbízható értéknek tekinthető. Ez a távolság kb. 19,2 fényévet jelent a Naptól.
Ez is mutatja, hogy még a Gaia DR2 fantasztikus pontosságú parallaxisértékeinek világában is milyen nehéz egy-egy nagyon közeli objektum távolságát pontosan meghatározni. Jelen esetben három nagy értékű műhold (Gaia, Spitzer, HST) kellett hozzá.
A Pan-STARRS projekt keretében 2015. okt. 10-én fedezték fel az “ijesztően kinéző” 2015 TB145 kisbolygót. Felfedezésekor 20 magnitúdós volt, és egy 1,8 m-es RCC rendszerű távcső csípte el. Ez az ideiglenes jelölése, amiben a 2015 a felfedezés évét, a TB145 pedig az abban az évben újnak gondolt aszteroidák sorrendjében elfoglalt helyét jelöli. (Részletesebben az elnevezésekről lásd a cikk végén, a táblázat előtt.)
A 2015 TB145 kisbolygóról annyit tudunk, hogy átmérője kb. 600 méter, albedója (fényvisszaverő képessége) 6%. Pályája nagyon elnyúlt, keresztezi a Merkúr, a Vénusz, a Föld és a Mars pályáját is. Mivel 100 méteresnél nagyobb a becsült mérete és keresztezi a földpályát, potenciálisan veszélyes kisbolygónak tartják (PHA-nak). Pályáját mindössze 21 napnyi megfigyelésből határozták meg…
Keringésideje 3,04 év, excentricitása 0,86.
Felfedezése után 21 nappal, 2015. okt. 31-én a Hold átlagos földtávolságának 1,27-szeresére tartózkodott a Földtől, de e földközelítése után nem észlelték újra. A pályaszámítások szerint 2018. október-novemberben ismét földközelben fog járni.
Október 31-e az angolszász világban Halloween-nap, ezért a kisbolygót a 2015-ös földközelségének időpontja miatt Halloween-kisbolygónak kezdték el becézni csillagász-körökben. Akkor az arecibói és a Green Bank-i rádiótávcsövekkel megradarozták, így 7,5, illetve 2 m felbontású térképét készítették el. A radarképek nyomán született fantáziaképek egy igazi sátáni arcra vélnek hasonlítani. Természetesen 2015-ös földközelségének időpontja és némi (vagy inkább nagyon is sok) fantáziával feljavított kinézete alapján emiatt nagyon felkapta a média ezt a kisbolygót.
2018-as földközelsége idején sem nagyon fényesedik 18 magnitúdó fölé, de azért akár amatőr eszközökkel, fotózás révén megörökíthető.
A Halloween-kisbolygó pályája üstököseredetet sugall: egy halott üstökösről lehet szó, ami számtalan napközelsége során elveszítette kibocsátható por- és gázanyagát, és már nem fejleszt se kómát, se csóvát. P. Jenniskens és J. Vaubaillon számításai szerint nem várhatók tőle meteorok, mert ha lennének is, túl messze elkerülnék a Földet.
Földközelségét 2018. november 8-án éri el 0,17 CSE-vel, legnagyobb fényességét pedig november 1-4. között – a VCSE őszi észlelőhétvégéje során – 18,3 magnitúdó előrejelzett fényességgel.
A kisbolygók elnevezéséről
A 2018 TB145 égi koordinátái 2018. évi szembenállása környékén
A kisbolygók elnevezéséről. A kisbolygók (aszteroidák) ideiglenes jelölésében minden első betű egy kb. kéthetes időszakot jelöl, pontosabban a hónapok felét, amikor a felfedezés történt: pl. A január 1-15., B jan. 16-31., C feb. 1-15., stb., a második ezen belül a felfedezés sorrendjét, tehát pl. a január második felében elsőként felfedezett aszteroida a BA, a másodikként felfedezett a BB, a harmadikként felfedezett a BC stb. jelölést kapja. Az adott félhónapban felfedezett első 25 aszteroida az angol ABC nagybetűiből A-tól Z-ig – az I kihagyásával, mert régi írógépeken összekeverhető volt az J-vel – betűjelet kap a felfedezés sorrendjében. Ha az ABC betűi elfogytak, akkor újrakezdik A2, B2, stb-vel, tehát akkoriban már jó 145-ször újrakezdték az ABC-t a felfedezések sorrendjének nyilvántartásához. Ahol nem lehet alsó indexet írni, nem megengedett, de bevett és elfogadott, nem kritizált, ha nem indexként írják, tehát meg lehet találni ezt a kisbolygót 2015 TB145 néven is.
E kisbolygónak végleges neve még nincs. Ehhez ugyanis a pályát nagyobb biztonsággal kell ismerni. A Nemzetközi Csillagászati Unió Kisbolygóközpontja (International Astronomical Union Minor Planet Center) szerint általában négy, ritkán több Nappal történő szembenálláskor kell megfigyelni a bolygót, hogy biztos pályához jussunk. A Földre veszélyes, különleges, érdekes kisbolygók esetében három, néha két szembenállásbeli megfigyelés is elég (mert közel vannak hozzánk és ezért a pályameghatározás pontosabb kevesebb mérésből is vagy mert az elnevezés fontos). Ezután kapja meg a kisbolygó a sorszámát. A sorszám kiadása után a felfedező(k)nek tíz évük van arra, hogy a kisbolygó nevére javaslatot tegyenek. A tíz év elteltével bárki más is javaslatot tehet. A javaslatokról az IAU Kis Égitestek Elnevezési (Nómenklatúra) Bizottsága dönt, amelynek 15 tagját az IAU testületei jelölik ki. A neveknek lehetőleg 16 írott, latinbetűs karakternél rövidebbnek kell lenniük, egy szóból álljanak, ha lehet, valamilyen nyelven kiejthetők legyenek, ne sértsenek senkit és ne hasonlítsanak már létező hold- vagy kisbolygó-elnevezésekre. Katonákról és politikusokról csak száz évvel haláluk után lehet elnevezni kisbolygót, de ilyenre elég kevés példa van. Kedvenc kisállatokról nagyon ritkán, kereskedelmi jellegű bármilyen előnyhöz, tevékenységhez kapcsolódva egyáltalán nem lehet javaslatot benyújtani. A Neptunuszon túli objektumokat lehetőség szerint teremtéshez kapcsolható istenségekről, a Neptunusszal 3:2 arányú rezonanciában lévő objektumokat alvilági istenségekről, a Jupiter és Neptunusz közötti, nem trójai jellegűeket kentaurokról nevezik el (amíg csak a nevek el nem fogynak vagy amíg ez lehetséges). A Jupiterrel 1:1 arányú rezonanciában lévők a trójai háború szereplőiről kapják a nevüket, az elől haladók a görögökről, a hátul lévők a trójaiakról. A földközeli és földsúroló kisbolygókat a mitológiákból veszik, de nem olyanokról nevezik el őket, amelyek a teremtéshez vagy az alvilághoz kapcsolódnak. Kezdetben a római és a görög mitológiákból, később más népekéből is választanak neveket.
Az elfogadott nevek a Minor Planet Circularokban jelennek meg. Mivel a Halloween-kisbolygót még csak a 2015-ös oppozíciójában (Nappal való szembenállásában) észlelték, a másodikra csak 2018. novemberében kerül sor, ezért e sorok írásakor végleges sorszáma és neve még nincs.
A 2018 TB145 égi koordinátái 2018. évi szembenállása környékén. A mellékelt táblázatbeli koordináták alapján legnagyobb fényessége idején felkereshető. A dátum év, hónap, nap formátumban van megadva, RA rektaszcenzió és D deklináció óra:perc:másodpercben, illetve fok:ívperc:ívmásodpercben 2000.0-es epochára és a napok 0h UT-jére. (Köztes időpontokra lineáris interpolációval kell meghatározni a helyzetét.) Delta a földtávolsága, r a naptávolsága, mindkettő CSE-ben. El. az elongáció – Naptól mért szögtávolság – fokokban, Ph. a fázisszög ugyancsak fokokban, V az előrejelzett fényessége V sávbeli magnitúdókban.
A Boyajian-csillagot (katalógusszáma: KIC 8462852) Tabetha Boyajian amerikai csillagásznőről nevezték el, aki az első szerzője volt a csillagot elsőként tanulmányozó kutatócsoport cikkének. Ez a cikkük 2015-ben jelent meg, és a Kepler űrtávcső mérési adatai között vették észre a furcsa fényváltozásokat mutató objektumot. A csillagot néha Tabby csillagaként is nevezik, ami könnyebben kiejthető és megjegyezhető…
A csillag a fenti ábrán is bemutatott irreguláris, érthetetlen, előrejelezhetetlen és rapszodikus elhalványodásairól vált híressé. Igen sok magyarázat látott napvilágot. A csillagot azóta gyakorlatilag folyamatosan észlelik, színképét sokszor felvették és lényegében minden hullámhosszon több időpontban is megfigyelték.
Az így gyűjtött hatalmas anyag a javasolt magyarázatok némelyikével jobb, másokkal rosszabb egyezésben áll. Egyelőre a csillagászok még nem találták meg a végleges okot, ami a fényességváltozásokat okozza ebben az esetben.
J. T. Wright 2018-ban megjelent rövid cikkében újraértékelte az eddig javasolt megoldásokat a problémára:
Műszerhiba: ma már teljesen kizárható, hogy a Kepler vagy bármelyik másik távcső valamilyen rejtett hibája okozná a fényváltozásokat, hiszen nagyon sok földi és űrtávcsővel is észlelték a jelenségeket. Ennyi távcső ennyi különböző évben ugyanolyan módon nem hibásodhat meg, még rejtett módon sem.
Sarki csillagfoltok: változó méretű csillagfoltok okozhatnak ilyen elhalványodásokat, hiszen a csillagfoltok a napfoltokhoz hasonlóan többnyire rendszertelenül jelennek meg a csillagok felszínén, és mivel a csillagok felszínénél (fotoszférájánál) halványabbak, a csillag kevesebb fényt küld felénk. A fénygörbén azért nem látunk időben szinuszos modulációt, mert ebben az esetben a csillag pólusain jelennének meg a foltok, így forgási moduláció nem lép fel. A fényességváltozást a folt méretváltozása okozná. (A napon a foltok apró pórusként jelennek meg, növekednek, majd maximális méretük elérése után kisebbednek, végül eltűnnek. Hasonlót más csillagokon is megfigyeltek.) Mindenesetre a csillag mért színindexei nem férnek össze teljesen a sarki csillagfolt-hipotézissel, és ebben az esetben erős kalcium- és hidrogénemissziót is kellene mérnünk. Emiatt a sarki folthipotézis is valószerűtlen a mérések függvényében.
Felhő a Naprendszerben: vajon lehet-e egy felhő a Naprendszerben magas ekliptikai szélességeken, amely elhalad a csillag előtt, és a felhő sűrűbb-ritkább részei eltakarják a csillagot? De miért ilyen kis kiterjedésű ez a felhő, hogy csak ezt az egy csillagot takarja ki, és a látómezejében látszó többit nem? Mi lehet egy ilyen felhő eredete? Wright szerint ez a hipotézis továbbgondolásra, fejlesztésre szorul, mielőtt elfogadnánk vagy elvetnénk.
Csillagközi felhők okozta takarások: mindezidáig ez a legjobb magyarázat, amely – egy kivétellel – minden eddig kapott megfigyelési adattal összhangban áll, különösen a csillagnak az elhalványodások során mért színváltozásaival. Eszerint a felhő valahol a csillagközi térben van, amely köztünk és a Boyajian-csillag között mozog. E felhő sűrűbb-ritkább részei takarnák el a csillagfényt előlünk.
Az egyetlen hiányzó láncszem ebben a magyarázatban az, hogy a csillag felé a csillagközi gáz oszlopsűrűsége (vagyis a csillag felé irányított kúpban) a rádióadatok szerint a fedések során nem növekszik meg. Pedig pont ezt várnánk ebből az elméletből. De lehet, hogy ez nem is probléma. A rádiómérések a gáz mennyiségét mérik, de ilyen kis felhők esetén – esetleg egy másik felhőből leszakadt apró darab, ami a Hattyú csillagképben nem is lenne meglepő – a gázfelhő-darabka nem biztos, hogy tartalmaz port. A port infravörösben lehetne kimutatni, de jelenleg nincs fenn érzékeny infravörös űrtávcső a világűrben (a következő ilyen műszer a késlekedő James Webb űrteleszkóp lesz, kérdés, hogy elég hosszú hullámhosszakon is tudja-e ezt mérni az infravörösben ahhoz, hogy e kérdésben nyilatkozni tudjon), a földfelszínről pedig az érdekes hullámhosszak nem érhetők el a földi légkör e hullámhosszakon történő erős fényelnyelése miatt.
Elnyelt bolygó-hipotézis: e 2017-ben feldobott ötlet szerint 10-10 000 évvel ezelőtt (a bolygó tömegétől függ az időtartam) a csillag elnyelt egy hozzá túl közel merészkedő bolygót. A bolygó korábban is közel volt hozzá, és az árapályerők miatt pályasugara folyamatosan csökkent. A fényváltozásokat részben az okozná, hogy a csillag az elnyelt bolygóból felszabadult gravitációs energiát sugározza vissza – a 19. század vége óta 14%-kal csökkent a csillag fényessége az archív fotólemezek alapján, így ezzel összhangban van az ötlet -, a bolygó széttépődésekor keletkezett törmelékanyag pedig kering a csillag körül, és időről-időre elhalványodásokat okoz. Ez az elképzelés azonban nem magyarázza meg az észlelt színváltozásokat és azt sem, hogy néha mitől fényesedik ki a csillag.
A csillag saját fényváltozása: eszerint a csillag erősen mágneses, ami hihető egy konvekciós héjjal bíró F-csillag esetében. Elméleti számítások szerint a csillagnak e héjában mágneses energia tárolódik, majd amikor véletlenszerű módon erőt gyűjtve felszabadul, a csillag kifényesedik, de hasonlóképpen csillagfoltok jelennek meg rajta és elhalványodik. A konvekciós zónában, ahol a csillag anyaga fel-le áramlik, ott keletkezik a mágneses tér, és elég változékony, már-már véletlenszerű módon viselkedik. Bizonyos speciális csillagparaméterek (kor, tömeg, kémiai összetétel, vékony konvekciós zóna stb.) ilyen viselkedés elképzelhető. Végeredményben tehát ez a magyarázat fényes és sötét csillagfoltokkal operál. Érdekes módon az észlelt színváltozásokkal is összhangban van. Egyetlen dolgot nem magyaráz meg: miért csak egy ilyen csillagot ismerünk a galaxisban, miért nincs belőlük több??? Ugyancsak nem jósolja meg, hogy az elhalványodások során miért van gázabszorpció-növekedés.
Mára gyakorlatilag kikerült a lehetséges magyarázatok közül, hogy egy intelligens civilizáció Dyson-szférája venné körül a csillagot (az elhalványodások üteme és színe ezzel nincs összhangban), és az egyik legelsőként felvetett ötlet, az exoüstökösök is elvetett ötletnek tekintendők. Ez utóbbi esetben sok tíz, vagy akár százezernyi exoüstökös repülne rajokban a csillagok körül.
2016-ban felvetették azt is, hogy esetleg egy betolakodó fekete lyuk került a csillag rendszerébe, és az elkezdte az anyagot elszívni a normál F-csillagról, de még csak a folyamat kezdetén jár. Ez a magyarázat sem jó, mert ekkor az anyagbefogási korong (akkréciós diszk) sugárzását, és gázemissziót kellene látnunk.
Wright szerint az eddigi legjobb magyarázat a csillag fény-, szín- és színkép-változásaira egy mozgó csillagközi felhő köztünk és a csillag között, ami nemcsak az első helyen áll a lehetséges magyarázatok közül, de lassan minden bizonyíték összegyűlik rá. Sajnos, az utolsó bizonyíték, a közeli infravörös-beli emissziótöbblet hiányzik e magyarázathoz, pedig a por ilyet sugározna ki. Egyébként nem feltétlenül egy csillagközi felhőről szakadt le egy kis darab felhőcske (ez elég meglepő lenne egyébként is, hiszen egyfelől akkor miért nem észleltünk többször ilyet, másfelől, a felhők mágneses tere elég jól összetartja ezeket), hanem inkább a csillagtól távoli tartományokban, de még a csillag rendszerében sok-sok kisbolygó ütközött össze és keltett törmeléket. Ez legalább azzal is összhangban van, miért csak e csillag fényessége változik, a közelében látszódóké miért nem.
Végső magyarázat azonban még nincs a kezünkben. A mérések folytatása – akár amatőr fényességméréseké is – sokat segíthet.
2018. augusztus 12-én, a VEGA ’18 Nyári Amatőrcsillagászati Megfigyelőtáborban készült felvételemet szeretném megosztani veletek, melyet a Magyarországról nagyon alacsony horizont feletti magasságban megfigyelhető, viszont az egyik legszebb gömbhalmaznak számító Messier 22 jelű halmazról készítettem, 23X180s light, 20 dark, 1 flat, 20 flatdark, ISO 800 képből.
A felvétel Skywatcher HEQ-5 mechanikára rögzített 200/800-as Newton tubussal, Skywatcher F/4 kómakorrektorral és átalakított Canon EOS 550D fényképezőgéppel készült, a felvételek vezetése Lacerta MGEN autoguiderrel történt.
A felvételen rögtön látható, hogy az M22 az egyik legnagyobb látszólagos kiterjedésű gömbhalmaz, amit belföldön láthatunk, magja viszont nem olyan sűrű, mint a legtöbb gömbhalmazé, sugárirányban kifelé haladva egyenletesen ritkulnak a csillagok. Környezetéből nem ugrik ki, nincs egyértelmű határ a gömbhalmaz pereme és a környező csillagok között.
Abraham Ihle figyelte meg először 1665-ben, végül Charles Messier 1764. június 5-én vette fel katalógusába. Nagy látszólagos méretét viszonylagos közelségének köszönheti, hiszen csak 10 600 fényévre helyezkedik el a Földtől, átmérője kb. 100 fényév. 80 000 csillag alkotja a 12 milliárd éves halmazt, mely egy apró planetáris ködöt, két fekete lyukat és harminckét változócsillagot is tartalmaz.
A tábor résztvevőinek lehetősége nyílt 46 cm és 50 cm átmérőjű Dobson rendszerű távcsövekkel is vizuálisan megfigyelni a halmazt, a fotóhoz hasonló, lenyűgöző látványban volt részük.
A feldolgozás Nebulosity, Startools, és Photoshop szoftverekkel történt.