VCSE - Késő délután a Marson - Forrás: APOD, NASA, Curiosity
VCSE – Késő délután a Marson – Forrás: APOD, NASA, Curiosity

A 2019. december 20-i APOD a Curiosity marsjáró felvétele volt. (APOD: Astronomy Picture of the Day, A Nap Csillagászati Képe). 2011. november 26-án indították útnak az eszközt a Földről, 2012. augusztus 6-án szállt le a Mars felszínére a Gale-marskráterben. 2019. július 30-ig az eredeti leszállási helyétől számolva 21,09 km-t tett meg. 2019. december 24-ig 2625 marsi (2696 földi) napot működött már a Vörös Bolygó felszínén. A 899 kg tömegű nagyobbfajta marsjáró mérete megfelel egy kisebb földi autóénak. (E marsjáró 2,9×2,7×2,2 méteres.). 14 különböző tudományos mérőműszer van rajta, pl. robotkar, különböző kamerák, mintaelemző stb. Mivel rádióizotópos termoelektromos generátor (RTG) az áramforrása, nem porosodhatnak be napelem-táblái, amik poros állapotban nem szolgáltatnak elegendő energiát. (Hiába is keresnénk rajta napelem-táblákat.) RTG-je legalább 14 évig tud szolgáltatni elektromos áramot az üzemeltetéséhez. (Érdekesség, hogy az RTG egyébként is kb. négyszer több elektromos energiát szolgáltat, mintha napelem-táblákkal oldották volna meg az energiaellátását.)

A 2616-ik Marson töltött marsi napján készült a fenti felvétel, nem sokkal napnyugta előtt. (Földi idő szerint 2019. december 16-án.) AZ árnyékok már nagyon megnyúltak ilyenkor a Marson is. Jobboldalt az Aeolis Mons hegy látszik, ami a Curiosity egyik következő célpontja lesz. A kép a navcam nevű fekete-fehér navigációs kamerával készült (ezekből igazából kettő van, hogy 3D-s képet állíthassanak össze belőle a marsjáró irányításának, közlekedtetésének megkönnyítéséhez). Utólag színezték be a képet a többi kamera felvételei alapján olyanra, amilyennek a Mars látszik errefelé.

VCSE - A Curiosity szelfihe - Forrás: NASA, Curiosity
VCSE – A Curiosity szelfije. Érdemes a képre klikkelve kinagyítani, mert nagyon sok részlet látható a képen. – Forrás: NASA, Curiosity
VCSE - A J0030+0451 pulzár hamisszínes felszíntérképe - Forrás: APOD
VCSE – A J0030+0451 pulzár hamisszínes felszíntérképe – Forrás: APOD

Ismereteink szerint a neutroncsillagok II-es típusú szupernóvákból alakulnak ki. Ezek kb. 10 és 29 naptömegű csillagokból jönnek létre, amikor életük végén kialakul bennük magfúzió révén egy vasmag. A vas fúziója már energiaelnyelő folyamat, nem pedig energiatermelő. A csillag korábbi életszakaszaiban a magban termelődő magfúziós energia kifelé tartó fénynyomása tartott egyensúlyt a külső rétegek súlyával. A vasmag kialakulása után ezek – egyensúlytartó erő hiányában – ráomlanak a magra, összenyomják a magot, a csillag külső részei pedig robbanásszerűen leválnak. Ez a II-es típusú szupernóvarobbanás. A 8-10 naptömegű kezdeti tömegű csillagok magja is szétrepül, a 10-29 naptömegűek neutroncsillagot, az ennél is nagyobbak néhány naptömegű fekete lyukat hagynak hátra. (A megadott tömegértékek körülbelüliek.) A neutroncsillagok tömege kb. 1,4 és 3,2 naptömeg közötti.

A neutroncsillag örökli a csillagmag mágneses terét és perdületét. Utóbbi miatt nagyon gyorsan forog. Idővel forgása ugyan lelassul, de kezdetben akár percenként ezerszer is megfordulhat tengelye körül a kb. 5-20 km átmérőnyi neutroncsillag. (A perdület, és ezért a forgássebesség azért csökken, mert a neutroncsillag a mágneses erővonalain keresztül anyagot és energiát sugároz ki.)

A neutroncsillag mágneses tere nagyon erősen fókuszált. A felszínéről eltávozó elektronok ezért a két mágneses pólus irányában repülnek ki az objektumból, másfelé nem nagyon mozognak. Eközben rádióhullámhosszakon sugárzást bocsátanak ki. Mint általában a bolygók és a csillagok esetében, a mágneses tengely nem esik egybe a forgástengellyel.

A pulzárok azok a neutroncsillagok, amelyek forgástengelye valahogy úgy áll a térben, hogy a mágneses pólusok egyike, vagy sokkal ritkábban mindkettő minden fordulat során a Föld felé irányulnak. Az elmondottakból következik, hogy véletlenszerű, hogy melyik neutroncsillagot észleljük pulzárként: csak azon múlik, felénk tud-e fordulni a mágneses pólusa.

VCSE – A forgástengely (spin axis) nagyon ritkán esik egybe a mágneses tengellyel (magnetic axis). Előfordulhat, hogy a neutroncsillag egyik mágneses tengelye fordulatonként egyszer a Föld felé (to Earth) néz. Ritka eset, hogy mindkét pólus felénk tudjon fordulni. (Ha a mágneses tengely merőleges a forgástengelyre, akkor elméletileg ilyen lehet.) – Forrás: https://www.space.com/32661-pulsars.html

Nagyon izgalmas kérdés, hogy hogyan nézhet ki egy neutroncsillag felszíne. Távcsöveinkkel közvetlenül nem tudjuk feltérképezni felszínüket, mert picik és messze vannak: a távcső nem oldja fel őket. Csak pontoknak látszanak (már amelyik elég fényes ahhoz, hogy optikai tartományban is lehessen észlelni).

Első alkalommal idén sikerült feltérképezni azonban egy ravasz technikával egy neutroncsillag felszínét, a J0030+0451 pulzárét. A kép hamisszínes, az intenzitásviszonyokat a kék és fehér különböző árnyalataival töltötték ki. Ez a pulzár mindössze 0,0049 másodpercenként fordul meg egyszer a tengelye körül. Távolsága a Földtől kb. 1000 fényév.

A képet a NICER műszerrel kapták (Neutron star Interior Composition ExploreR, neutroncsillagok belső szerkezetét és összetételét tanulmányozó eszköz). A NICER egy, az ISS-re feltett röntgentávcső. A neutroncsillagok felszíne forró, ezért röntgentartományban különösen fényes. A térkép elkészítéséhez azt használták ki, hogy a neutroncsillagban nagyon hatalmas tömeg összpontosul nagyon pici térfogatban, ezért rendkívül erős a gravitációs tere (nagy a téridő-görbület körülötte). Emiatt a felszínéről eltávozó fénysugár jelentősen elhajlik, de mindig csak meghatározott irányba. A forgás következtében mindig más és más pontját látjuk a neutroncsillag látszó közepén és szélén, ahol más a fényelhajlás mértéke. Egy fordulat alatt le lehet tapogatni így az egész felszínnek azt a részét, amely tőlünk látható (a forgástengely állásszöge miatt bizonyos részeket soha nem látunk), és a különböző irányokba más és más fényelhajlást visszaállítva lehet modellezni a neutroncsillag felszíni fényességviszonyait. A lényeg az, hogy ha nem lenne fényelhajlás, akkor csak a neutroncsillag felénk forduló felét látnánk. A fényelhajlás miatt azonban több, mint a felét, gyűrű alakban átlátunk egy kicsit mindig a túloldalra. (A technika elmélete nem új, már legalább 1986 óta ismert. Csak éppen a műszeres feltételek most lettek adottak hozzá, hogy kihasználhassuk ezt a régen kidolgozott technikát.) A neutroncsillag gravitációs erőtere olyan erős, hogy a felszínéről bizonyos szög alatt távozó fény annyira sokat meg tud hajolni, hogy az még a túloldalról is felénk juthat. A forgás miatt pedig mindig más pontjáról jön felénk a fény.

A felszínen forró foltokat is lehet látni, amelyek pici, fényes területekként jelennek meg. Az alábbi animáció mutatja, hogy – lassítva! – fordulatról-fordulatra milyennek látjuk e pulzár felszínének intenzitásviszonyait a NICER-rel:

VCSE - A cikkben említett pulzár felszínének intenzitásviszonyai - Forrás: APOD, NICER
VCSE – A cikkben említett pulzár felszínének intenzitásviszonyai – Forrás: APOD, NICER

Az ilyen mérések máris rengeteget elárulnak a neutroncsillagokról, és olyan pontos adatokhoz, illetve olyan természetű megfigyelésekhez jutunk, amilyenek korábban elérhetetlenek voltak. (Vö. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ…887L..24M/abstract.)

Ez az első ilyen jellegű térkép egy neutroncsillagról, tehát mindenképpen áttörésnek számít a csillagászatban. A megfigyelt forró, fényes helyek pontos asztrofizikai értelmezése még várat magára.

Több magyarázat angolul ebben a videóban: https://www.youtube.com/watch?v=N-n-CZeAxg8.

A VCSE 2019. november 23-án Dobronhegy-Balázsfán megrendezett téli észlelőhétvégéje során készült fotómat szeretném megosztani veletek, mely a Szekeres csillagképben található IC 405 és IC 410 ködről készült.

A felvétel egy Skywatcher HEQ-5 mechanikára rögzített 72/420-as apokromát tubussal, Skywatcher 0,85x reduktor-korrektorral, Castell UHC szűrővel és átalakított Canon EOS 6D fényképezőgéppel készült 20×300 s objektum (light) ISO 3200 kép összegzéséből (a széllökések és fátyolfelhők az expozíciók harmadát használhatatlanná tették). A korrekciós felvételeket 20 sötét (dark), 20 mezősimító (flat), 20 flatdark képből állítottam össze. A feldolgozás Astro Pixel Processor, Startools és Photoshop szoftverek segítségével történt.

VCSE - IC 405 és IC 410 - Ágoston Zsolt
VCSE – IC 405 és IC 410 – Ágoston Zsolt

A felvétel bal felső sarkában látható az IC 410 “Ebihal-köd”, melyet az NGC 1893 nyílthalmaz sugárzása gerjeszt. A képen a ködöt alkotó hidrogén jellegzetes emisszióját láthatjuk. A csillagszél sötét, sűrű felhőkbe söpri össze a hidrogént, ezeket a sötétebb foltokat láthatjuk a köd közepén.

A felvétel jobb oldalán az IC 405 “Lángoló csillag-köd” látható, melyet az AE Aurigae szökevénycsillag gerjeszt (a ködösség közepén), mely nagy sebességgel halad el a gázfelhő közelében.

Egyesek egy időben úgy vélték, hogy az AE Aurigae az 53 Arietis és a Mű Columbae csillaggal együtt egy négyes csillagrendszer tagja volt valaha. A negyedik csillag szupernóvaként felrobbant, és a robbanás energiája kilökte a három másik társcsillagot különböző irányokba, és ma nagy sebességgel repülnek kifelé (ezért lenne szökevénycsillag az AE Aur is). E három csilag pályáját visszafelé meghosszabbítva azok tényleg egy pontban találkoznak a Trapezium környékén, az Orion OB1 asszociációban.

Újabban azonban kétségek merültek fel ezzel a tetszetős magyarázattal szemben. Az 53 Ari és a Mű Col ún. kinematikus kora nem egyezik egymással, tehát ezek aligha keletkeztek együtt, egy időben egy négyes csillagrendszerben. A fő probléma pedig az, hogy az 53 Arietis idősebb (4,8 millió éves), mint az Orion OB1 (ami csak 1,1 millió éves). Az 53 Ari nem jöhetett az Orion OB1-ből. Ugyanakkor az újabb keletű, pontosabb asztrometriai mérések fényt derítettek a rendszer történetére, ami a 70-80 évvel ezelőtti, kisebb pontosságú mérésekkel akkor nem volt lehetséges.

Az AE Aur inkább egy kettősrendszer tagja lehetett, mely két millió évvel ezelőtt az Orion csillagképben egy másik kettőscsillaggal történt közeli találkozást követően kezdte el száguldását a Tejúton keresztül. Az 53 Arietisnek nincs köze a megfigyelt jelensgekhez. A kettőst az AE Aur és  Mű Columbae alkotta. Kettősük az esemény részese volt, a harmadik és negyedik résztvevő pedig feltehetően az Ióta Orionis volt. Az Ióta Orionos ma is kettős. Az AE Aur és a Mű Col is kettőscsillagot alkothatott, és amikor a két kettőscsillag egymás közelébe került, akkor a kölcsönös gravitációs erők szétszakították az egyik kettőst, az Ióta Ori viszont egybenmaradt. A másik kettős két komponense pedig különböző irányokba folytatta nagy sebességgel az útját. A találkozás 2,5 millió évvel ezelőtt történhetett a Trapezium környékén. (Forrás: https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0010057.pdf)

Az IC 410 12 000 fényévre, az IC 405 1500 fényévre található a Földtől.

A VCSE 2019. november 23-24. között Dobronhegy-Balázsfán megrendezett kiváló hangulatú téli észlelőhétvégéje során készült fotómat szeretném megosztani veletek, mely az IC 342 galaxisról készült. A kép Skywatcher HEQ-5 mechanikára rögzített 200/800-as Newton-tubussal, egyelőre átalakítatlan Nikon D5300 fényképezőgéppel és TS Maxfield kómakorrektorral készült,  27x210s objektum (light), 20 sötét (dark), 20 mezősimító (flat), 20 flatdark, ISO 800 kép összegzéséből. A feldolgozás Astro Pixel Processor, Startools, és Photoshop szoftverek segítségével történt.

VCSE - IC 342 - Ágoston Zsolt
VCSE – IC 342 – Ágoston Zsolt

Változékony időjárás mellett készült a kép, előbb erős széllökések, majd felhősödés miatt csak elég későn tudtam elkezdeni nyugtalan légkör mellett a felvételsor készítését, hajnali egy óra után pedig átálltam a következő célpontra.

Mérete és relatív közelsége miatt sokkal fényesebbnek kellene lennie, de a Földről megfigyelve a Zsiráf csillagképben, és szinte teljesen a Tejút síkjában helyezkedik el (galaktikus szélessége mindössze 10°), ezért a mi Galaxisunk por- és gázfelhői eltakarják, emiatt színe is torzul. Átmeneti galaxis a spirálgalaxisok és küllős spirálgalaxisok között. Becslések szerint 7-11 millió fényévre található tőlünk, 75 000 fényév átmérőjű, kb. 100 milliárd csillag alkotja. Ha nem takarnák el a por- és gázfelhők, fényszennyezéstől távoli megfigyelőhelyekről akár szabad szemmel is látható lehetne a harmadik legközelebbi galaxisként.

William Frederick Denning fedezte fel 1892-ben.