Címke archívum: Csizmadia Szilárd

Természeti állandók állandósága – Csizmadia Szilárd

Feltöltve : Szerkesztette :

Izgalmas kérdés, hogy a fizikai állandók mennyire állandók. (A Hubble-állandó csillagászati állandó, és tudjuk róla, hogy időben változik – de most a fizikai állandókról van szó.) A múlt században volt olyan kozmológiai elmélet, ami az Univerzum akkor ismert tulajdonságait azzal próbálkozott megmagyarázni, hogy a gravitációs állandó időben csökken. Noha ez az Univerzum tágulását okozhatná, de akkor a bolygópályák sem lennének stabilak, és a Naprendszerünk már rég összeomlott volna, pedig itt van még. A csillagokat is a gravitációjuk tartja egyben, a belsejükben felszabaduló magenergia (fúziós energia) tart egyensúlyt a gravitációval: ha a gravitációs állandó időben csökkenne, akkor a csillagokat a saját fúziós energiájukból származó fénynyomás repítené szét. Ez is ellentétben áll a megfigyelésekkel: a csillagokat ma is látjuk. A gravitációs állandó így időben nem változhat (vagy észrevehetetlenül kicsit, aminek nincsenek kozmológiai következményei) – de mi a helyzet a többi állandóval?

Az asztrofizikusok e kérdés megválaszolására az ún. finomszerkezeti állandót szeretik használni. A finomszerkezeti állandó cgs-egységrendszerben az elektron töltésének négyzete osztva a fénysebességgel és a Planck-állandó 2 pi-ed részével. SI-ben kifejezve még 4 pi-vel és a vákuum elektromos permittivitásával is el kell osztanunk. Vagyis SI-ben:

ahol alfával jelöltük a finomszerkezeti állandót, e az elektron töltése, h a Planck-állandó, c a fénysebesség négyzete és epszilon0 a vákuum dielektromos állandója (permittivitása).

Mindenesetre ezek mindegyike természeti állandó, és ha ezt a kombinációt megmérjük, akkor vagy egyik említett fizikai állandó sem változik az időben, vagy kettő vagy több szinkronban változik (pl. a Planck-állandó csökkenését a fénysebesség növekedése kompenzálná és további hasonló kombinációkat lehetne felírni). Mindenesetre elég valószínűtlen lenne ilyen szinkron változás.

A finomszerkezeti állandó azért jobb, mintha az egyes benne szereplő állandókat külön-külön mérnénk meg, mert ez a kombináció sok milliárd fényév tér-, és ennek megfelelő időtávolságból is mérhető, míg pl. a Planck-állandót nem tudjuk megmérni több milliárd évvel ezelőtt, csak most és a jövőben.

A finomszerkezeti állandót 1916-ban írta fel először A. Sommerfeld, amikor a hidrogén színképének finomszerkezetét tanulmányozta: a hidrogén főbb színképvonalai jobb felbontású színképelemző készülékben ugyanis több vékonyabb, egymáshoz közeli vonallá esnek szét. Sommerfeld ezeket azzal magyarázta – sikeresen -, hogy az elektron a proton körül a hidrogénben nemcsak körpályán, hanem ellipszispályán is keringhet, és a sok-sok hidrogénatomban különböző excentricitású ellipszispályák fordulnak elő, amelyek mindegyike csak egy vonalért felelős, együtt azonban kiadják a sok finom vonalat. A vonalak közötti hullámhossz-különbség éppen a finomszerkezeti állandóval arányos.

Érdekességképpen említjük, hogy igen sok helyen előfordul még: pl. Sommerfeld eredeti értelmezésében az elektronnak a hidrogénben a legkisebb sugarú körpályán meglévő sebessége szorozva a finomszerkezeti állandóval a fénysebességet adja. (A finomszerkezeti állandó dimenziótlan, és értéke 137,035999139(31), a zárójelben álló számok az utolsó két számjegy bizonytalanságát jelzik, a megelőző számjegyek biztosak.) A kvantumelektrodinamikában pedig az elektronok és a fotonok közötti erőhatásban fordul elő. A Bohr-sugár (a hidrogénbeli elektron legkisebb lehetséges pályasugara) szorozva a finomszerkezeti állandó két pi-szeresével megadja az elektron Compton-hullámhosszát. Az elektrogyenge elméletben is fontos tényezőként fordul elő az egyenletekben.

Éppen a színképvonalak előállásában játszott szerepe miatt távoli objektumok színképéből ki lehet számolni értékét.

Mivel az elektronok és a fotonok egymáson való ütközésében (pontosabban szóródásában) is szerepet kap, a Planck-műholddal megvizsgálták, hogy a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, z=1100-as vöröseltolódásnál mennyi volt az elektron tömege és a finomszerkezeti állandó értéke: akkor, amikor az Univerzum kora még csak kb. 379 ezer év volt (maga a kozmikus háttér kialakulása kb. 115 ezer évig tartott, ennek a háttérsugárzásnak az utolsó fotonjai 487 ezer éves korban keletkeztek; 379 ezer év körül e sugárzás keltésének a maximuma volt).

A kozmikus háttérsugárzásnak a Planck ESA-műhold által gyűjtött tulajdonságainak elemzésével azt találták angliai csillagászok, hogy a finomszerkezeti állandó és az elektron tömege az azóta eltelt kb. 13,7 milliárd évben nem változott, hibahatáron belül megegyezik a mai értékkel. Még pontosabban: a finomszerkezeti állandó legfeljebb 0,22%-kal (0,33%-os hibahatárral), az elektron tömege legfeljebb 0,26%-kal (0,94%-os hibahatárral) térhetett el a mai értéktől. Még szebb eredményük, hogy még azt is meg tudják mondani ezekből a mérésekből, hogy ha volt is változás, az legfeljebb minden egyes egységnyi z-változásra legfeljebb 0,05% lehetett egy hatványfüggvény szerint, de hibahatáron belül ez is nulla.

Végkövetkeztetés: a fizikai állandók igen erősen állandók voltak az utóbbi mintegy 13,7 milliárd évben, a kozmikus háttérsugárzás kialakulása óta. Ez mérési eredmény, ami sokkal szigorúbb, mint bármi elmélet. Korábbra időben nem tudunk visszatekinteni (csak gravitációs hullámokkal, de azok nem állnak kapcsolatban a finomszerkezeti állandóval, így annak mérésére sem használhatók fel).

Forrás: https://arxiv.org/abs/1705.03925

A Rák-köd – Csizmadia Szilárd

Feltöltve : Szerkesztette :
Mai kép - A Rák-köd - Csizmadia Szilárd - VCSE
Mai kép – A Rák-köd – Csizmadia Szilárd – APOD

A Bika csillagképben látható Rák-köd fényessége és közelsége okán az egyik – vagy a – legjobban tanulmányozott szupernóvamaradvány. Arab, kínai, japán és – bizonytalanul értelmezett szövegek szerint – európai csillagászok figyelték meg 1054. július 4-én és az azt követő napokon először, a hajnali égen a szupernóvát. Lehetséges, hogy pueblo-indiánok is hagytak ránk emléket a szupernóva-megfigyelésükről, csak néha nehéz értelmezni az általuk hagyott piktogramokat. Az SN 1054 jelű szupernóva szabad szemmel két évig volt látható az égen. A felrobbant csillag maradványa a táguló M1 vagy becenevén a Rák-köd, de ezt az objektumot csak távcsővel lehet látni, ezért a 18. századig nem ismerték. Ch. Messier fedezte fel a maradványt 1758-ban, jele M1 lett katalógusában.

1921-ben először C. O. Lampland vélt felfedezni a Rák-ködben változásokat. Ugyanabban az évben J. C. Duncan megerősítette ezt a felfedezést, különböző években készített fotók összehasonlításával. Ugyancsak 1921-ben állította össze K. Lundmark a régi kínai krónikák alapján a “vendégcsillagok” (galaktikus nóvák és szupernóvák ősi kínai neve) listáját, időpontjukat, égi helyzetüket, és ezzel összevetve sikerült azonosítani a köd és az 1054-es szupernóva kapcsolatát (Bár Biot-ék már 1843-ban említették az 1054-es nóva régi megfigyeléseit, de Lundmark listája teljesebb).

1928-ban Hubble vizsgálta a ködöt, megállapítva mérete növekedését és annak ütemét. Amikor a ködbeli mozgásokból visszaszámolták, hogy a köd mikor kezdett el tágulni, visszakapták az 1054-es robbanási időpontot.

A 12 fényév legnagyobb méretű Rák-köd kb. 6500 fényévre van tőlünk.

1957 után lassan lehetőség nyílt űrtávcsöveket küldeni az űrbe, így a földfelszínről nem látható hullámhosszakon is lefényképezni a ködöt. A mellékelten bemutatott kép a Rák-köd 21. századbeli képe. Négy űrtávcső: a Chandra röntgenben (rózsaszín), az XMM-Newton ultraibolyában (kék), a Hubble Űrtávcső láthatóban (az összes látható színárnyalatot egy színnel, zölddel jelenítették meg), a Spitzer infravörösben (sárga) fotózta le a ködöt. A földfelszínről pedig a VLA rádiótávcső-rendszer rádióhullámhosszakon vette fel a képét (ez vörössel van jelölve a képen). A kép közepén lévő fényes kerek valami a tengelye körül másodpercenként 30-szor megforduló Rák-ködbeli pulzár, egy neutroncsillag, aminek a képe és a hozzá kapcsolódó spirálszerű áramlatok a túlexponált röntgenképen tűnnek elő, ezért a rózsaszín ott átment fehéres telítettségbe. (A neutroncsillag sokkal kisebb, mint ami a képen látszik: optikai effektus, a kép túlexponálása okozza kiterjedt voltát.)

Ilyen képet az űrtávcsöveket megelőző korban és a modern rádiócsillagászati eszközök nélkül nem lehetett volna készíteni, mert a Föld légköre elnyeli, nem engedi át az égitestek infravörös, röntgen- és ultraibolya sugárzását.

Az itt bemutatott kép a nap Csillagászati Képe (Astronomy Picture of the day, APOD) volt a NASA-nál 2017. május 11-én: https://apod.nasa.gov/apod/ap170511.html.

Mai kép – HCG 90 – Csizmadia Szilárd

Feltöltve : Szerkesztette :
VCSE - Mai kép - HGC 90 - APOD
VCSE – Mai kép – HCG 90 – APOD

1982-ben a kanadai hivatásos csillagász Paul Hickson kereken 100 olyan kompakt galaxiscsoportot katalogizált, amelyekben nagyon szorosan helyezkednek el a kisebb-nagyobb galaxisok: éppen összeolvadnak. (Később a katalógust több adattal kiegészítették, a csoportokat alaposabban megvizsgálták, ez ingyenesen elérhető itt: http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJS…70..687H). A táborokban is észlelt Stephan-kvintett pl. a HCG 92 katalógusjelzést viseli ebben az összeállításban, minthogy a 92-ik a Hickson Compact Group listában.

A Hickson-féle kompakt galaxiscsoportot ő maga így határozta meg: “Olyan galaxiscsoportok, amelyek kompaktak, egyben morfológiai vagy kinematikai oldalról nézve nagy arányban tartalmaznak pekuliáris galaxisokat, magbeli rádió és infravörös emisszió jön a tagokból, és/vagy aktív galaxismagok is előfordulnak. Nagy mennyiségű diffúz gázt tartalmaznak és a halmaz dinamikáját elsősorban a sötét anyag gravitációja irányítja. Gravitációs hatások révén fejlődnek és gyakran kisebb alcsoportokat alkotnak gyengén kötődve egy nagyobb csoportosuláshoz.”

A HCG-k listája itt érhető el: https://en.wikipedia.org/wiki/Hickson_Compact_Group

Több közülük amatőr műszerekkel is észlelhető.

A mellékelt képet a HCG 90-ről a Hubble Űrtávcső készítette. Három galaxis mutat erős kölcsönhatást, de csak kettő látszik a képen: egy poros és erősen torzult spirális galaxis a kép közepén, és egy elliptikus galaxis tőle balra lenn. Ez utóbbinak erős, fényes, jól kivehető magja van. A szoros galaxismegközelítés ebben az esetben is heves csillagkeletkezést indukál. A galaxisszimulációk azt mutatják, hogy végül a három galaxis egyetlen nagy galaxisban fog egyesülni. Ez általában véve is a HCG-k végső sorsa.

A HCG 90 a Piscis Austrinis (Déli Halak) csillagképben látszik, tőlünk mintegy 100 millió fényévre van. A kép kb. 40 ezer fényév hosszú területet fog át – emlékeztetőül a mi Tejútrendszerünk átmérője 100 000 fényév.

A Stephan-kvintettről, egy másik Hickson-féle kompakt galaxiscsoportról itt lehet olvasni: http://vcse.hu/tag/stpehan-kvintettet/. (Ugyanott van egy link egy, a galaxiscsoportokról szóló előadás videófelvételére.) A galaxishalmazokról pedig a VEGA 69-ik számában, ami itt érhető el: https://drive.google.com/file/d/0B5vbbBRLdg3sbjh0LXFheW9LYUE/view

Kép és eredeti cikk forrása: APOD, https://apod.nasa.gov/apod/ap170517.html .

A Perzeusz galaxishalmaz hullámai – Csizmadia Szilárd

Feltöltve : Szerkesztette :

A Nap Csillagászati Képe (APOD) 2017. május 4-én a Chandra Röntgen Űrobszervatórium felvétele volt. A mellékelt képen kb. 1 millió fényév átmérőjű terület látható. A fantasztikus ábra a tőlünk 240 millió fényévre lévő Perzeusz galaxishalmaz forró gázeloszlását mutatja be a galaxishalmaz centrumához közel.

Mai kép - Perseus Galaxishalmaz hullámai - VCSE
Mai kép – A Perzeusz galaxishalmaz hullámai – VCSE

A galaxishalmazok legalább kettő, de inkább sokkal több galaxisból állnak, a leggazdagabbakban akár több ezer galaxis is lehet – a Perzeusz galaxishalmaz a gazdagabbak közé tartozik. Az ilyen halmazokon belüli térrész ott sem üres, ahol nincsenek benne galaxisok. A galaxisközi tér (intergalaktikus tér) jobbára gázzal van kitöltve, amelynek a hőmérséklete több tízmillió fok is lehet, ezért sugároz halovány röntgenfényben. Ennek a gáznak az eloszlása tanulmányozható így ezen a képen.

A galaxisközi gáz több forrásból is táplálkozik: egyfelől a halmazt létrehozó eredeti, ún. primordiális gázfelhők maradványa is lehet – szétoszlott, vagy más galaxisok széttépték a felhőcsomót -, vagy még nem indult be a galaxisképződés egy ilyen felhőben, és sötét galaxisként éli életét; de a galaxisok is vesztenek gázt a halmazokban, és táplálják a galaxisközi teret.

Hiába több tízmillió fokos ez a gáz, nagyon, de nagyon ritka. Látható fénybeli fotókon gyakran elő sem jön, mert nem ver vissza elég fényt ahhoz, hogy lássuk. Mivel a hőmérséklet a gázt alkotó részecskék mozgási (kinetikus) energiájával van kapcsolatban az

f/2 kT = 1/2 mv2

egyenletnek megfelelően (ahol f a szabadsági fokok száma, ami egy-, két-, ill. háromatomos molekulákra 3, 5, ill. 6; k a Boltzmann-állandó, m a gázrészecskék átlagos tömege, v2 az átlagos sebességnégyzetük), a hőmérséklet valójában-lényegében csak a mozgási energiát fejezi ki más egységekben. Mivel a galaxisközi nagyon ritka sűrűségű helyeken nagyon gyorsan mozognak ezek a részecskék, és nagyon ritkán ütköznek egymással, nem is vesztik el sebességüket – tehát e gáz hőmérséklete nagy.

A hőérzet viszont attól függ, hány darab részecske és milyen sebességgel ütközik az ember testének. Ha csak kevés, mégoly nagy sebességgel is, hideget érzünk, mert egy részecske alig képvisel átadható mozgási energiát. Ha sűrűbb közegben vagyunk, pl. a földi légkörben, akkor jóval alacsonyabb hőmérsékletű – tehát lassabban mozgó – gázrészecskék is jobban felmelegítenek minket, mert gyakrabban ütköznek testünknek.

A galaxisközi gáz eloszlása igen izgalmas képet tár fel ennek a galaxishalmaznak a belső szerkezetéről.

HC3N más galaxisokban – Csizmadia Szilárd

Feltöltve : Szerkesztette :

A cianopoliének olyan kémiai vegyületek, amelyekben egy láncra úgy vannak felfűzve az atomok, hogy a lánc hidrogénnel indul, nitrogénnel végződik, és közte páratlan számú szénatom foglal helyet.

A cianopoliéneket nagyon nehéz a Földön, laboratóriumban előállítani, és instabilitásuk okán gyorsan el is bomlanak más anyagokká. Ennek ellenére sokkal tovább létezhetnek a hideg csillagközi térben, ezért számos és nagy mennyiségű cianopoliént figyeltek meg pl. csillagközi felhőkben. Magukat a cianopoliéneket is rádiócsillagászati úton fedezték fel 1971-ben csillagközi molekulafelhőkben.

Ezek az anyagok az Univerzum korai időszakában is létrejöhettek, nagyjából az első tízezer évben a következő kémiai reakcióval:

C3H2 + N -> HC3N + H

Azóta és manapság inkább a következő reakciók lehetnek felelősek előállásukért a csillagközi felhőkben:

HCN + C2H2 -> HC3N

CnH2 + CN -> HCn+1 N + H (n 4, 6 vagy 8 lehet)

Hogy melyik reakció valósul meg, az attól függ, milyen a felhő kémiai összetétele, milyen kiindulóanyagok állnak rendelkezésre.

Egy időben az ebbe a csoportba tartozó HC11N tartotta a rekordot, mint a legnagyobb méretű, csillagközi anyagban megfigyelt molekula, de később kétségbe vonták, hogy jól azonosították be a megfigyelt színképi vonalakat.

Extragalaxisokban csak nemrég figyeltek meg HC3N-molekulákat, amit két tanulmányban is olvashattunk nemrég.

2017. januári az a tanulmány, amiben bemutatják a következő eredményeket. Kínai csillagászok a németországi 100 m-es effelsbergi rádiótávcsővel 20 galaxisban keresték a HC3N előfordulását; kilenc másik extragalaxis észleléséhez pedig a 10 méteres szubmilliméteres távcsövet használták (Submilliméter Telescope, SMT: ez az ilyen hullámhosszúságú sugárzást fogja fel). A 29 vizsgált galaxis közül ötben találtak HC3N-t: az IC342-ben, az M66-ban, az NGC 660-ban, az NGC 1068-ban és az IC 694-ben. Egyben ez az első alkalom, hogy más galaxisokban is megtalálták ezeket a molekulákat. Úgy tűnik, hogy a HC3N viszonylag ritkán fordul elő más galaxisokban, vagy csak olyan kevés van belőle, és ezért olyan gyenge jelet produkál, hogy nem tudjuk észlelni mai eszközeinkkel. Azt is megfigyelték az említett tanulmányban, hogy a HC3N-nek a HCN-hez (hidrogén-cianid, kéksav) vagy a HCO-hoz való aránya sokat változik galaxisól galaxisra, egyelőre ebből az öt sikeres kezdeti mérésből nem látni összefüggést a különböző anyagok előfordulási gyakoriságának aránya között. Egyértelműen több és érzékenyebb megfigyelésre van szükség, hogy a galaxisok asztrokémiájának e szegmensét jobban megismerjük. Úgy tűnik, igen kevéssé ismerjük akár a részleteket, akár a főbb vonalakat  a csillagközi felhők kémiáját illetően. (Forrás: https://arxiv.org/abs/1701.00312)

2017 májusában jelent meg egy másik tanulmány, ami HC3N-mézert talált az NGC 253 csillagontó rudas (horgas) spirálgalaxisban (https://arxiv.org/abs/1705.03080). Ez a galaxis gazdag Wolf-Rayet csillagokban, de eddig csak egy szupernóvát észleltek benne, azt is 1940-ben. Az említett tanulmány szerzői ezúttal ausztrál és kínai csillagászok. A mézer 2500 K hőmérsékletű környezetből jön, és az NGC 253 extragalaxis centrumától kb. 300 parszekre lehet eltolódva. Közel van egy korábban is ismert metanol-mézerhez; és ugyancsak közel van ahhoz a helyhez a galaxis rúdjához (horogjához), ahol a rúd csatlakozik a belső molekulafelhő-zónához. Azt gyanítják, itt molekuláris gáz megy még beljebb és kis sebességű lökéshullámok alakulnak ki. Ebben a galaxisban korábban már több víz- és ammóniamézert és OH-mézert is találtak.

A mézerekről bővebben itt lehet olvasni: https://hu.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9zer. Vannak természetes és mesterséges mézerek.

A szerző nem vegyész, csak érdeklődik a csillagászat minden szegmense iránt. Amennyiben szakértő kémikus kiegészítéssel kíván élni, a vcse @ vcse.hu címre legyen szíves írjon!