Mindenki tanulta az általános iskolai fizikaoktatás keretében, hogy a fény pályája egyenes. A fény útját meg lehet változtatni tükrökkel, lencsékkel, prizmákkal színekre lehet bontani, vagy két különböző fénytörzsmutatójú közeg határán is megtörik a fény iránya: de ha vákuumban, levegőben, vagyis homogén anyagban halad a fénysugár, akkor bizony egy egyenes mentén halad a fény.

 

Newton legnagyobb munkája, a “A természetfilozófiai matematikai alapjai” (lat. Philosophiae Naturalis Principia Mathematica), 1687-ben kiadott könyvében írta le, hogyan mozognak a bolygók a Nap körül az általa kidolgozott mechanika és gravitációs törvény alapján. Később alkalmazta a csillagokra és a világmindenségre is elméletét. 1704-ben jelent meg második legfontosabb, szintén nagy hatású könyve, “Optika” (ang. Opticks) címmel. Miközben optikával, fényelmélettel, színekkel, távcsövekkel és hasonló dolgokkal foglalkozott e könyvében, feltette azt a kérdést is: “Vajon nem hat-e a fénysugárra a gravitáció?” Ha igen, akkor Newton helyesen állapította meg, hogy a fénysugarak pályája nem egyenes lenne, de végül is nem válaszolta meg saját kérdését.

 

1803-ban Söldner német csillagász végigszámolta a fényelhajlást, ha hatna a gravitáció a fénysugarakra. Eredményei alapján a Nap peremén elhaladó fénysugarak mintegy 0,84 ívmásodperces elhajlást szenvednének, vagyis nem egyenes vonalban menne tovább a fény a csillagokról, hanem picit elgörbülne, majd egy másik egyenes mentén menne tovább (ez leegyszerűsíti a pálya alakját, valójában egy parabolikus pályáról van szó, amely a végtelenben belesimul egyenesekbe). A két egyenes által bezárt szög a fényelhajlás szöge. Ez nagyon kicsi szög, de 1838-ban már ki tudták mérni (Bessell, Henderson) a legközelebbi csillagok 0,2-0,4 ívmásodperces trigonometrikus parallaxisszögét, tehát a fényelhajlásra jellemző szögérték nem lett volna probléma számukra. De hogyan mérjenek a Nap közvetlen közelében ilyen piciny szöget egy, a Napnál jóval halványabb csillagra, ami nem is látszik a Nap peremén, mert a Nap fénye túlragyogja? (Hasonló okokból Cavendish 1784-ben írt, de kiadatlan munkája (ezért sem tudott róla sokáig senki más senki) és Michell 18. századi hasonló számolgatásai még annyi figyelmet sem kaptak, mint Söldner munkája.)

 

Albert Einstein 1905-ben publikálta a speciális, és 1916-ban az általános relativitás elméletét. Még csak kereste, csiszolta az általános relativitáselmélet alapgondolatát, még nem volt készen az általános relativitáselmélete, de már útban afelé 1907-ben, majd 1911-ben közzétett egy cikket arról, hogy erős gravitációs térben a fény terjedési iránya nem egyenes, hanem a fény pályája meggörbül. Teljesen más fizikai alapokból Einstein ugyanazt az eredményt kapta a fényelhajlásra 1911-ben, mint Söldner. Egyfelől azonban nem tudott Söldner munkájáról (akkoriban sok tanulmány volt könyvtárak mélyén eldugva, ma, a digitális világban könnyebb megtalálni őket), másfelől teljesen más fizikai megközelítést használt: Einstein a gravitációs erőtér és a gyorsuló koordinátarendszerek egyenlőségéből indult ki, Söldner viszont a newtoni gravitációs törvényből és Newton II. törvényéből (erő = tömegszer · gyorsulás). Munkájuk tehát egymástól független.

 

1915-ben azonban Einstein észrevette, hogy az általános relativitáselmélet végső alakja más eredményt fog adni a fényelhajlás mértékére, egészen pontosan korábbi eredménye kétszeresét, 1,68 ívmásodpercet a Nap peremén elhaladó fénysugarakra, és ezt közölte is.

 

1919-ben egy csillagászcsoport Sir Arthur Eddington és Frank Dyson vezetésével összehasonlította a csillagoknak egymástól mért távolságát két felvételen. Az egyik napfogyatkozáskor készült, amikor a Napot eltakaró Hold lehetővé tette a Nap közelében látszó csillagok lefényképezését. Így a csillagok pozícióját utólag, a szobában, nyugodt körülmények között ki tudták mérni. A fényképezés előtti korban a csillagok pozícióit bizony szálkereszttel, a pár perces napfogyatkozás alatt kellett volna mérni: egyszerűen a korábbi csillagászoknak erre nem lett volna idejük a rövidke napfogyatkozás alatt vizuálisan észlelve, ezért sem végezték el a mérést (Söldner sem). A megfigyelőtechnikának el kellett érnie a megfelelő szintet az effektus kimutatása érdekében. Eddingtonék felvettek ugyanarról az égterületről hónapokkal más időpontban egy másik, éjszakai felvételt is, amikor e csillagok között nem járt ott a Nap, és így a fényük irányát sem változtatta meg. A két felvételről mért pozíciók világosan mutatták, hogy az Einstein későbbi munkájában leírt értékkel hajlanak el a fénysugarak a Nap körül, és ez volt az általános relativitáselmélet második bizonyítéka (az első a Merkúr perihélium-precessziójának a magyarázata).

 

Azóta több más napfogyatkozás alkalmával, optikai tartományban készült fényképek és rádiótávcsövekkel mért csillagpozíciók alapján is sokszorosan igazolták az Einstein-féle fényelhajlási érték helyességét, ami tehát a Söldner-érték kétszerese.

 

Természetesen nem csak a Nap, hanem más csillagok, sőt, általában véve nagy tömegek körül jelentősen el tud hajlani a fény pályája. Először Oreszt Kvolszon (angolosan írva Orest Chwolson néven lehet megtaláni) orosz csillagász írta le a kor vezető csillagászati folyóiratában, az Astronomische Nachrichtenben, 1924-ben, hogy egy nagytömegű objektum körül elhaladó másik objektum fénye egy gyűrű alakban fog látszódni. Munkája sok figyelmet nem kapott. 1936-ban említették csak ismét a cseh Mandl és Einstein közötti diszkusszió során, hogy csillagok képesek lehetnek gyűrű alakú fényfoltot okozni, ha a mögötte lévő csillagok fényét fókuszálja a közelebbi csillag, amolyan “gravitációs lencseként”. Ezt a gyűrűt nevezik Einstein-gyűrűnek.

 

Az Einstein-gyűrűt azonban nemcsak csillagok, hanem galaxisok is létrehozhatják, vagy éppen, az egyik galaxishalmaz fókuszálhatja bele a mögötte, messzebb lévő másik galaxishalmaz képét a gyűrűbe. Keresni kell tehát egymás mögötti lévő galaxishalmazokat, és – mivel a gyűrű halvány lehet -, jó nagy távcső kell az észleléséhez.

 

Ezért nem csoda, hogy az első Einstein-gyűrűt a természetben csak 1988-ban figyelte meg egy Hewitt amerikai csillagász által vezetett kutatócsoport rádiótávcsövekkel. Abban az esetben egy közelebbi galaxis lencsézte meg gravitációsan egy távolabbi kvazár képét, amely majdnem teljes gyűrű alakban jelent meg a rádiótartománybeli képeken. Ha ugyanis a megfigyelő, a gravitációs lencseként viselkedő objektum és a forrás nincs teljesen egy vonalban, akkor nem észlelünk komplett gyűrűt, és a gyűrű egyes részei is különböző fényességűek lesznek. Ha pedig egy galaxishalmaz képezi le egy másik galaxishalmaz képét a gyűrűbe, akkor a fényforrás nem pontszerű, illetve a galaxishalmaz tömege is szétszóródott, nem egy pontba koncentrált, ekkor számos gyűrűt vagy gyűrűívet láthatunk.

 

Az első teljes Einstein-gyűrűt 1998-ban észlelték a Hubble Űrtávcsővel. Egy elliptikus galaxis volt a gravitációs lencse, és egy háttérbeli törpe kísérőgalaxis képe jelent meg a gyűrűben, amit egyébként más technikával nem is tudnánk észlelni.

 

 

2005-ben a Hubble Űrtávcső és a földi, 2 méteres távcsővel dolgozó Sloan Digital Sky Survey (SDSS) nyolc Einstein-gyűrűt fedezett fel (ezt mutatja be az egyik mellékelt kép). Idén pl. pedig az egyik 4 méteres távcsővel találtak egy újabb Einstein-gyűrűt (http://arxiv.org/pdf/1605.03938v1.pdf). Az ilyen gyűrűkkel pl. a sötét anyag térbeli eloszlását is igyekeznek feltérképezni, hogy többet megtudjunk arról a rejtélyes anyagi összetevőről, ami az Univerzum jelentős részét, akár 20%-át is alkotja, és egyes galaxisoknak akár a 90%-át is – a maradék 10% az, amit láthatunk…

 

Statisztikai becslések szerint a Földről kb. egymillió extragalaktikus eredetű Einstein-gyűrű lehetne megfigyelhető, de még töredékét sem fedeztük fel.
(Hivatkozásként lásd a http://arxiv.org/pdf/1605.03938v1.pdf címen közölt tanulmány referenciajegyzékét.) 2013-ban Stark és munkatársai összegezték az eddigi eredményeket . Csak abban az egyetlen cikkben 25 új Einstein-gyűrűt jelentettek be. Összesen 55 Einstein-gyűrűt tartalmazott a katalógusuk. Az Eisntein-gyűrűt létrehozó tipikus fényforrások 19,6-22,3 magnitúdós (r-ben) galaxisok és kvazárok, vöröseltolódásuk jellemzően 0,9-2,5 közötti. Sokuk színképét is tanulmányozták.

 

 

A második kép az Abell 1603 galaxist ábrázolja, és a Hubble Űrtávcsővel készült. Rengeteg Einstein-gyűrűív látható rajta, amelyek egy kb. kétszer messzebb lévő, és a távolsága miatt jórészt túl halvány, ezért láthatatlan másik galaxishalmazból származnak, de az Abell 1603 galaxishalmaz gravitációs lencsehatása felnagyítja, felerősíti a képét és számos gyűrűdarabban mutatja meg nekünk. Az Abell 1603 kb. 4 milliárd fényévre van tőlünk.
A mellékelt kép a Hubble Űrtávcsővel készült, összesen 16 óra expozíciós idővel. 4×4800 sec expozíciós időt alkalmaztak az F814W (vörös), F555W (zöld), F435W (kék) szűrők mindegyikében. Az NGC 1309 galaxist és kísérőgalaxisait, háttérgalaxisait ábrázolja. Az NGC 1309 egyike az Eridanus-galaxishalmazt alkotó mintegy 200 galaxisnak.
VCSE - Mai kép - NGC 1309 - APOD
VCSE – Mai kép – NGC 1309 – APOD
Az NGC 1309 gyönyörű, SA(s)bc típusba sorolt galaxis, 120 millió fényévre fekszik tőlünk, mérete a Tejútrendszerének mintegy háromnegyede, átmérőjét ugyanis mintegy 75 000 fényévre becsülik csak. A spirálkarokban számos csillagkeletkezési terület helyezkedik el, a magja viszont sárgás színű, öreg csillagokból áll.
Az NGC 1309 12 mg látszó fényességű galaxis, 2 ívperc látszó méretű, nagyobb amatőrtávcső kell megfigyeléséhez. Téli objektum, Magyarországról látható.
Az Uppsala General Cataloge of Galaxies (Galaxisok uppsalai általános katalógusa, röv. UGC) 1973-ban jelent meg, és 12 921, az északi féltekén látható extragalaxist sorol fel a -2,5 fok deklinációtól északra. Összeállításakor szempont volt, hogy a belekerülő galaxisok mérete legalább 1 ívperc legyen, és fényesebbek legyenek 14,5 magnitúdónál. A régebbi Palomar Observatory Sky Survey keretében készült nagy, kék szűrővel felvett fotólemezek szolgáltak alapul e galaxiskatalógus elkészítéséhez. Néhány, a fenti kritériumokat nem teljesítő más galaxist is belevettek azonban a katalógusba, ha azok szerepeltek a CGCG-ben (Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies, vagyis galaxisok és galaxishalmazok katalógusa). Az UGC különösen a galaxisok morfológiai (vagyis kinézeti) jellemzőire koncentrál, azokat osztályozza és jellemzi.

Természetesen vannak olyan galaxisok, amik az UGC-ben és az NGC-ben is szerepelnek, pl. az Androméda köd Messier 31, NGC 224 és UGC 454, LEDA 2557 és még kb. háromtucat katalógusszámon is ismert, amik egy és ugyanazon galaxist jelölnek meg. (Pl. rádióforrásként 2C 56 néven ismert az Androméda-köd.)

Az UGC 9391 egy közepesen jól tanulmányozott, 15,5 mg-s galaxis a Draco (Sárkány) csillagképben, így most nyáron különösen jól észlelhető, de az év egész szakában látható nagyobb amatőrtávcsövekkel.

A 2003du jelű szupernóva a nevében is szereplő év során B sávban maximális fényességekor 13,5 mg-s volt. A mellékelt képet a Hubble Űrtávcső készítette róla, X-szel a 2003du (hűlt) helye van megjelölve, a körökben lévő csillagok pedig cefeida változócsillagok.

A közelebbi galaxisok (100 Mpc-ig) távolságát cefeidákkal, a távolabbiakét a fényesebb szupernóvákkal mérik. A szupernóvák(SN-ek)  abszolút fényességét azonban olyan SN-ekkel határozzák meg és kalibrálják, amelyek közelebbi galaxisokban robabnak fel, és amelyek esetében így biztosak lehetünk, hogy a cefeidák elég fényesek, hogy velük jól mérjünk távolságot, és az SN távolságát e cefeidák már meghatározzák. Ezért nagy jelentőségű, ha egy cefeidákkal előbb vagy utóbb már kimért galaxisban robban egy szupernóva.

A cefeidák alapján az UGC 9391 tőlünk mért távolsága 130 millió fényévnek adódott.

Egy új, a Nobel-díjas A. Riess által vezetett vizsgálat éppen olyan galaxisokra koncentrált, amelyek távolsága alaposan ismert cefeidák révén, és ezekkel újra meghatározták a szupernóvák abszolút fényességét, majd ezekkel még távolabbi galaxisok távolságát is (amelyek vöröseltolódását is ismerik). Az UGC 9391-en kívül még 19 másik galaxis távolságát is megmérték cefeidákkal (pl. az M106-ét), amely 20 galaxis mindegyikében robbant a múltban szupernóva. Ezek után 300 még távolabbi szupernóva fényességét kalibrálták ezzel a 20-szal újra. Következő lépésben a Hubble-állandó értékét tudták megmérni ezekkel a szupernóva-távolságokkal, és az állandó értékének hibáját – szerintük – a korábbi 3,3 %-ról 2,4 %-kra csökkentették. Eredményeik szerint a Hubble állandó jelenleg ismert értéke tehát 73,00 +/- 1,75 km/s/Mpc.

A mérések ismeretében kiszámítható az Univerzum tágulásának üteme is, és az is, hogy ez a tágulás milyen ütemben gyorsul. A mérések csak akkor egyeztethetők össze a Planck műhold mikrohullámú sugárzásra vonatkozó adataival, ha az Univerzum tágulása 5-9%-kal annál is gyorsabban gyorsul, mint amit pár éve gondoltunk. (A Planck az Univerzum legtávolabbi szegleteit mérte, szupernóvákkal a relatíve közeli tartományt vizsgáljuk.)


Aug. 7-14.: VCSE nyári tábor, már lehet jelentkezni!

Az APOD mai felvételén a Hubble Űrtávcső (Hubble Space Telescope, HST) felvétele látható az Arp 87-ről. A felvételt Douglas Gardner dolgozta fel.  A felvétel a HST Wide Field Planetary kamerájával készült. A felvételen látható színes képet a 450, 555, 656 és 814 nm hullámhosszakon készített felvételek felhasználásával készítették el.

VCSE - Mai kép - Arp 87
VCSE – Mai kép – Arp 87

Az Arp 87 jelű galaxispár egyike az általunk ismert kölcsönható és összeolvadó galaxispároknak. Az objektum nevét az ilyen galaxisokat elsőként katalogizáló Halton Arpról és a nevét viselő különleges galaxisokat tartalmazó atlaszáról (Arp’s Atlas of Peculiar Galaxies) kapta, amihez a felvételeket a Palomar-hegyi 5 m-es távcsővel és 1,22 m-es Oschin Schmidt-teleszkóppal végezték. Az objektum először a 1960-as években került katalógizálásra.

Megnevezése: Arp 87 (NGC 3808), amit két kölcsönható-összeolvadó galaxis alkot ( NGC 3808A és NGC 3808B).
Típusa : küllős (horgas, ang. barred) spirálgalaxis

Az Oroszlán csillagképben található. Távolsága a Földtől megközelítőleg 300 millió fényév. Vizuális fényessége 13,4 magnitúdó. Észleléséhez a legkedvezőbbek a februári éjszakák.

VCSE - keresőtérkép az Arp 87 -hez
VCSE – keresőtérkép az Arp 87 -hez
VCSE - Az Arp 87 (középen) és 2,8° szélességű környezete.
VCSE – Az Arp 87 (középen) és 2,8° szélességű környezete.

Az Arp 87 kölcsönható és összeolvadó galaxispár nagyobb méretű tagja az NGC 3808A spirálgalaxis (jobb oldalon), kísérője az NGC 3808B.  Az NGC 3808A galaxisra majdnem a pólusa irányából látjuk rá.  A galaxis jellegzetességei a fényes gyűrű, melyben csillagkeletkezési régiók és poros spirálkarok találhatók. Az NGC 3808B (bal oldalon) galaxist az éléről láthatjuk, amelyet egy por és gázgyűrű vesz körül. Ez a gyűrű merőleges a galaxis síkjára, ezért ezt a gyűrűt poláris gyűrűnek is hívjuk.

Jól megfigyelhető a képen a pár tagjai között lévő anyaghíd csavarodott, dugóhúzóra emlékeztető alakja, amely arra utal, hogy a nagyobb galaxisból kidobódott anyag egy részét a kisebbik galaxis gravitációs mezője befogta.  Ugyanakkor a két galaxis gravitációs terének kölcsönhatása a páros mindkét tagját eltorzítja. A két galaxist összekötő “híd” mérete 75 000 fényév. Ez a híd is igen jól szemlélteti a két galaxis között ébredő gravitációs erők és árapályerők nagyságát.

A kép bal szélén egy harmadik galaxis is megfigyelhető. Ez a galaxis csak látszólag található az NGC 3808B mellett. Valójában sokkal távolabb helyezkedik el, így nem is vesz részt a két galaxis összeolvadásában.

Megfigyelésekkel bizonyították, hogy a kölcsönható galaxisokban igen gyakran intenzív csillagkeletkezési folyamatok zajlanak le. Ezt támasztja alá a fiatal csillagok kékes színe, az intersztelláris gáz színképében az emissziós vonalak erőssége, és a csillagok sugárzása által felmelegített por távoli infravörös sugárzása.

Szerző: Bognár Tamás – Csizmadia Szilárd

Az APOD weboldalán ma egy animációt láthatunk a Pluto mellett elhaladó New Horizons űrszonda felvételei alapján.


 

A New Horizons űrszondát eredetileg úgy tervezték, hogy miután elrepült a Pluto-rendszer mellett,  lehetőség szerint meg tudjon közelíteni további Kuiper-övbeli objektumo(ka)t.  Az űrszonda rendelkezik tartalék hidrazin üzemanyaggal egy további Kuipier-övbeli objektum megközelítéséhez. A fedélzeti rendszerek is úgy vannak tervezve, hogy a Pluto pályáján túl is működjenek, mérési adatokat tudjanak továbbítani a Földre. Olvasd tovább