V E G A
E L E K T R O N I K U S A M A T Ő R C S I L L A G Á S Z A T I L A P
VEGA 66. (XIII. évf. 4. szám) – 2003. december 30.
A Messier 81 extragalaxis a Göncölszekér csillagképben,
úgy, ahogy eddig nem láttuk: a NASA Spitzer Infravörös Távcsövének felvétele.
Az M81 látható fényben úgy néz ki, ahogy a jobb felső betétkép mutatja (ezt a
képet az USA Nemzeti Obszervatóriumának Kitt Peaken található 3,6 méteres
távcsövével készítették). Az alsó kis képek a galaxis kinézetét mutatják
jobbról balra haladva 3,6, 8,0 és 24 mikrométeren. Ezek már mind infravörös
hullámhosszak. A nagy kép középen a három alsó kicsi kép összeadva: egy
infravörös szemű ember ilyennek láthatná az M81-et…Figyeljük meg, hogy a
látható fényben illetve különböző infravörös hullámhosszakon a galaxis kinézete
egész más. A látható fényben a galaxis fényét a csillagok adják, míg a
legkisebb infravörös hullámhosszakon a hideg csillagok és a csillagok körüli por
sugárzása jelentős, hosszabb infravörös hullámhosszakon a csillagközi por
sugárzása válik egyre számottevőbbé.
TARTALOM:
Megfigyelések: Vénusz (2003. december)
Hidrogén-peroxid
a Mars légkörében
Megtalálták a Quadrantidák szülőégitestjét
Fontos
új kozmológiai eredmények
A Látómező
rovatban mindig valamilyen érdekes egyesületi vagy csillagászati témára
szeretnénk koncentrálni. Most a 2004. év nevezetesebb csillagászati
látnivalóira hívjuk fel a figyelmet. Ez nem könnyű feladat, hiszen 2003-ban
láttunk egy holdfogyatkozást 2003. május 15/16-án (a nov. 8/9-i a rossz
időjárás miatt számunkra megfigyelhetetlen volt), egy kisérteties
napfogyatkozást május 31-én hajnalban, nagyon sok meteort a nyári tábor alatt
és egy sarki fényt nov. 20-án kora este. Mivel lehetne ezt felülmúlni?
2004-ben szintén
két holdfogatkozás lesz látható hazánkból (2004. május 4-én és október 28-án).
Mindkettő a melegebb évszakra esik, és mindkettő láthatósága jobb, mint a
tavaly május 16-a hajnalié volt. Az év szenzációja egy mintegy 130 év alatt
csak kétszer bekövetkező csillagászati jelenség lesz: 2004. június 8-án a
Vénusz átvonul a Nap előtt! Természetesen mindhárom jelenség megfigyelésére
erősen készülünk, csakúgy, minte Perseidák maximumának megfigyelésére, ameyhez
igazítva szervezzük nyári táborunkat.
Szeretnénk 2004.
folyamán újrakezdeni az 1991-1995 közötti Vénusz-, Jupiter- és a Hold
hamuszürke fényének megfigyelését. Ezek kis távcsővel végezhető érdekes, könnyű
és izgalmas megfigyelési programok. A Jupiter megfigyelésének módjáról előző
számunkban, a Vénuszéról itt közlünk észlelési útmutatót. Ugyancsak szeretnénk
elkezdeni a Hold tranziens jelenségeinek detektálását. Hold, Vénusz, Jupiter:
ezen égitestek megfigyelését semmilyen fényszenyezés nem teheti lehetetlenné.
Ettől
függetlenül, amennyiben arra érdeklődés mutatkozik, a továbbiakban is
kivonulunk sötét falusi égbolt alá, hogy távoli galaxisokat figyeljünk meg…
Egyesületi
események.
dec. 13.: Egyesületi összejövetel hat fő részvételével
(Csimadia Ákos, Csizmadia Szilárd, Fitos Gábor, Fitos Márk, Fitos Péter, Szente
Hajnalka). Előbb egy előadást hallgattunk meg, amelynek „Középkori magyar
csillagászat” volt a címe, majd a Szaturnuszt, Marsot, Orion-ködöt néztük meg a
7 cm-es egyesületi távcsővel.
dec. 28.: Elnökségi ülés volt. Jelen volt Csizmadia Ákos
titkár, Csizmadia Szilárd elnök, Felső Géza és Mikics Károly elnökségi tagok.
Az ülésen előkészítettük a 2004. évi Közgyűlésünket, elfogadtuk a VCSE 2004.
évi munkatervét és költségvetését, meghatároztuk a távcsőkölcsönzés rendjét,
valamint a VCSE Honlapjáról, kiadványairól és működéséről tartottunk
megbeszélést.
PÁLYÁZAT
A Vega Csillagászati Egyesület pályázatot ír ki 14-19 éves
középiskolásoknak és gimnazistáknak. A pályázaton bárki indulhat, aki 2004-ben
valamely magyarországi középiskola vagy gimnázium tanulója. A pályázaton
indulni kívánóknak egy szabadon választott csillagászati témát kell egy
önállóan megírt esszében feldolgozniuk. A pályázatot e-mailen a vcse@vcse.hu e-mail címre vagy a
Vega Csillagászati Egyesület
8900 Zalaegerszeg,
Berzsenyi u. 8.
postai címre kell beküldeni 2004. június 1-ig. A pályázatot elbíráló
bizottság tagjai:
Bánfalvi Péter matematika-fizika szakos tanár,
Csizmadia Szilárd csillagász,
Felső Géza, csillagász.
A pályázat első három helyezettje könyvjutalomban részesül, az első
helyezett ezen kívül ingyenesen vehet részt a Vega Csillagászati Egyesület
2004. augusztus 8-15. között sorrakerülő Zala megyei Ifjúsági Csillagászati
Táborában.
További információkat ugyancsak a fenti e-mail vagy postai címeken lehet
kérni.
NYÁRI TÁBOR
A Vega Csillagászati Egyesület nyári táborára
a Perseida-maximumhoz kapcsolódóan, 2004. augusztus 8-15. között kerül sor.
Részletes programról és további információkról később tájékoztatjuk tagjainkat.
KÖZGYŰLÉS
A Vega
Csillagászati Egyesület soron következő közgyűlésére 2004. február 7-én kerül
sor, amelyre ez úton is szeretettel hívjuk meg tagjainkat!
A közgyűlés a
zalaegerszegi Pais Dezső Általános Iskolában kezdődik de. 10.15 órakor.
Amennyiben a tagok legalább 40%-a nem lenne jelen, akkor a határozatképtelenség
esetén tartandó megismételt közgyűlést ugyanaznap és ugyanott, változatlan
napirenddel tartjuk de.10.30 órai kezdettel. A megismételt közgyűlés a
jelenlévő tagok számától függetlenül határozatképes. Napirend:
- 2004. évi Hettyei János Díj
odaítélése és átadása.
- Elnökség beszámolója.
- Ellenőri jelentés.
- 2003. évi közhasznúsági jelentés és
éves beszámoló jóváhagyása, ill. elfogadása.
- 2005. évi tagdíjak megállapítása.
- Alapszabály módosítása.
- Tisztségviselők választása a
2004-2006-os időszakra.
- Egyebek.
Minden tagtársunk
megjelenésére számítunk!
METEORÉSZLELŐK
TALÁLKOZÓJA
A Vega Csillagászati Egyesület ezúton hív meg minden érdeklődő amatőrcsillagászt a VCSE által szervezett „Meteorészlelők Találkozójá”-ra, amelyre 2004. február 7-én kerül sor Zalaegerszegen, a Pais Dezső Általános Iskolában, a VCSE 2004. évi közgyűlése után. Tervezett előadások:
11.50-11.55: Megnyitó (Felső Géza)
11.55-12.15: Csizmadia Ákos: A legrégibb ismert
meteorithullások
12.15-13.15: Csizmadia Szilárd: Meteorészlelési
eredményeink
13.15-14.15: Ebédszünet
14.15-14.30: Srágli Attila: Meteoros adatbeviteli program
14.30-14.45: Bedő Veronika: Más égitestekről érkezett
meteoritok
14.45-15.00: Fitos Péter: Meteoritbecsapódások a Földön
15.00-15.15: Szente Hajnalka: Üstökösbecsapódás a Jupiterbe 1994-ben: a 10.
évforduló
15.15-15.30: Zelkó Zoltán: Meteorok és más égi jelenségek
fényképezése állókamerával
15.30-16.00: Csizmadia Szilárd: Észlelések és táborok
(fényképes életkép-bemutatás a
VCSE elmúlt évekbeli megfigyeléseiről, táborairól,
rendezvényeiről)
A programok után derült idő esetén bolygóészlelés lesz (Vénusz, Mars,
Jupiter, Szaturnusz is látszik ekkor a horizont felett koraeste)!
A Találkozóra
mindenkit szeretettel várunk!
Megfigyelések:
Vénusz (2003. december)
Észlelők:
Név Lakhely Megfigyelések
száma Műszer
Csizmadia Ákos Zalaegerszeg 1 7 L
Csizmadia Szilárd Zalaegerszeg 1 7 L
A Vénusz láthatósága 2003. novemberében kezdődött és egész jövő év első felében tart. 2003. december 25-én 17.01 KÖZEI-kor Csizmadia Szilárd a VCSE 70/900-as távcsövével, 90x-es nagyítással rossz, nyugtalan légkör mellett (S=3-4, T=4) a Vénusz fázisát 91%-nak mérte, míg Csizmadia Ákos 17.04 KÖZEI-kor (S=4, T=2-3) ugyanazzal a műszerrel és nagyítással 73%-osnak látta a Vénusz fázisát. Megjegyzendő, nagy fázisértékeknél gyakori az ekkora szórás.
Kérjük, hogy a következő hónapokban, amikor a Vénusz koraeste az egész délnyugati ég legfeltűnőbb égitestje, távcsővel rendlekező tagtársaink vessenek egy pillantást a Vénusz fázisára és légköri alakzataira! Megfigyeléseiket lehetőleg havonkénti összesítésben, a megfigyelést követő hónap 3-ig juttassák el a VCSE-nek!
A megfigyelések megkönnyítése érdekében az alábbi észlelőlapot közöljük a Vénusz megfigyeléséhez. Az észlelőlap használatához “Az észlelő amatőrcsillagász kézikönyve” I. Kiadásából (1989) idézünk alább részleteket.
Észlelőlap a
bolygók megfigyeléséhez. Ha kinyomtatjuk, lehetőség szerint eredeti méretében
nyomtasusk ki (a körök átmérője 50 mm).
Minta az
észlelőlap kitöltésére. (Az időpontokat mindig UT-ben
adjuk meg, ezt az észlelőlapon külön nem is
tüntették fel!)
A Vénusz megfigyelése
A kis távcsövekkel történő tanulmányozásra a Vénusz a legjobb bolygó. A Merkúrhoz hasonlóan fázisokat mutat. Nem csak hogy látszik szabad szemmel, de feljegyezték már árnyékvetését is! Sarló alakját 15-20%-os fázis esetén minden átlagosnál kicsit jobb szemű ember szabad szemmel is megláthatja.
Korongja és fényessége nagy, s éppen a ragyogás következtében lépnek fel megtévesztő, hamis hatások. Két módon védekezhetünk a jelenség ellen: szürkületi, illetve nappali észlelésekkel és szűrők alkalmazásával.
Kezdő észlelői programnak a fázisbecslés a legalkalmasabb. Mindig az észlelőlapon levő rajzról mérjük ki a fázist! Vigyázni kell a Schröter-effektusra: az észlelt és az előre számított fázisértékek eltérnek egymástól. Ehhez a munkához 5 cm-es átmérőjű refraktor elegendő.
Nagyon fontos a dichotómia – 50%-os fázis – pontos időpontjának megfigyelése. A dichotómia szolgáltatja a legalkalmasabb pillanatot a fázis ellenőrzésére, mivel nem nehéz megállapítani, hogy mely időpontban látszik a terminátor tökéletesen egyenesnek, bár lehetséges 2-3 napos bizonytalanság. A dichotómia mindig később következik be [mármint ahhoz az időponthoz képest, mint amit az Évkönyvek tartalmaznak előreszámított értékként] az esti láthatóságkor, amikor a fázis csökkenő, s késik a reggeli láthatóságkor, amikor a fázis növekvő. Az eltérés az esti láthatóság idején 8-10 nap, míg a hajnali láthatóság esetében csak 4-6 nap. Érdemes erről becsléseket végezni, a különbség kissé változik [láthatóságról láthatóságra].
Nagyobb átmérőjű távcsővel és nagyobb (100-300x-os) nagyításokkal sötét foltokat lehet megfigyelni a Vénuszon. Sokszor észlelhető üres korong, máskor azonban a Vénusz felhőzetében megjelenő sötét felhőknek vagyunk a megfigyelői. Néha világos foltokat is lehet látni. Le kell rajzolni ezeknek a bolygókorongon való elhelyezkedését, és a folton belülre kell írni intenzitásértéküket (0-tól 10-ig terjedő skálán kell megbecsülni a folt sötétségét illetve világosságát, 0 az abszolút koromfekete, 10 a legvakítóbb fényes fehéret jelenti).
A dichotómiai környékén pólussapkák láthatóak: a Vénusz pólusai környékén feltűnő fényes területek. 50%-osnál kisebb fázis esetén ezek átnyúlhatnak a bolygó sötét oldalára, ekkor pólus-szarvaknak hívjuk őket.
30%-osnál kisebb fázis esetén lehet észlelni a Vénusz hamuszürke fényét. Ez egy halovány fénylés a bolygó sötét oldalán. A jelenség eredete nem ismert, de az tény, hogy maga a Vénusz éjszakai felhőzete mutatkozik ilyennek. Nem szürkületi égbolton, hanem a sötétség beállta után könyebb észrevenni (ezért kis fázis esetén a bolygó nappali oldalának légköri alakzatait a szürkületben, a hamuszürke fényt már az éjszakában figyeljük meg).
A Vénusz terminátora (a nappalt és éjszakát elválaszto vonal) soha nem szabályos görbe, kisebb-nagyobb betüremkedések mutatkoznak rajta. Ezeket terminátor-rendellenességeknek hívják, és lerajzolásuk különösen fontos.
Lehetőség szerint minden derült este szánjuk 15-20 percet a Vénusz észlelésére, és gondosan rajzoljuk le a látottakat!
Hidrogén-peroxid a Mars
légkörében
A Marson van víz.
Ennek kétségbevonhatatlan bizonyítékait a Mars hósapkáinak megfigyelései
szolgáltatták először, amelyet bárki kis távcsővel, 50-60x-os nagyítással már
meg is figyelhet a bolygó földközelsége idején, mint a Mars pólusainak vidékén
szikrázó fehéres területet.
(Később a bolygóhóz
küldött űrszondák mutatták meg, hogy nemcsak a Mars sarkvidékein fagyott
állapotban, hanem alacsonyabb marsrajzi szélességeken is van a talaj felső egy
méterében (talaj)víz. Kimutatták a marsi talajvíz radioaktív sugárzását. (A
hidrogén három izotópja közül az egyik, a trícium elbomlik 12 éves felezési
idővel, és a bomlás kísérőjelensége egy neutron kibocsátása, amit a radioaktív
sugárzások közzé sorolnak. Hasonlóan a földi vízhez, a Mars víze is tartalmaz
némi tríciumot, így mind a földi, mind a marsi víz radioaktív.) Ezt a marsi
talajvízet a régi, mára eltűnt marsi óceánok maradványának tartják.)
A marsi hósapka a
marsi nyár alatt szublimál, így a bolygó légkörébe is kerül vízgőz. Ez aztán az
ősz folyamán hízlalja a télre ismét jó nagyra növekvő marsi hósapkát.
Ezért kézenfekvő a
Mars légkörét spektroszkópiai úton vizsgálni az ott található víz mennyiségének megállapítása végett. A
Mauna Kea-i infravörös távcsövekkel T. Encrenaz és B. Bezard francia
csillagászok vezetésével egy francia-amerikai nemzetközi kutatócsoport a Mars
légkörében 2003. június 20-án kétségtelenül detektálták a hidrogén-peroxid
jelenlétét. A hidrogén-peroxid kémiai képlete H2O2, azaz
egy hidrogénatommal többet tartalmaz, mint a közönséges víz. Méréseik szerint a
hidrogén-peroxid leginkább a Mars egyenlítői zónájában fordul elő. Érdekesség,
hogy a hidrogén-peroxid szezonális változásokat mutat a Marson, mert ugyanez a
kutatócsoport 2003. február 2/3-án sokkal kevesebb hidrogén-peroxidot talált a
marsi légkörben, mint júniusban. A hidrogén-peroxid, bár nagyon hasonló a
vízhez, lényegesen különbözik tőle legalább egy valamiben: míg a víz
univerzális oldószer, a hidrogén-peroxid erősen oxidáló hatású, és a
feltételezések szerint a marsi talaj fő oxidánsa ez az anyag lehet.
Ugyancsak a Marshoz
kapcsolódó hír, hogy D. C. Parker amerikai amatőrcsillagász 2003. december
23-án egy 1800x3000 km kiterjedésű porvihart fedezett fel távcsövével a Marson,
amely néhány napig tombolt.
Más jelelgű, de
szintén a Marshoz kapcsolodó hír, hogy a NASA 2004. január 4-én a Spirit,
január 25-én az Oppurtunity űrszondákat szeretné a Marsra juttatni. Az első
űrszonda a Mars Gusev nevű kráterébe száll le, amelynek részletképe alább
található meg.
A Gusev kráter a Marson, ahová a tervek szerint
2004. január 4-én leszáll a Spirit űrszonda. A nyíl azt mutatja, hogy a Ma’adim Völgy felől (a völgy remekül látható
a kép jobb alsó részén) érkezhetett a víz a kráterbe. A kráterről korábbi Mars körül keringő űrszondák képei
alapján tudják, hogy jó 1 km-es
üledékréteg borítja. Emiatt akár szenzációs bejelentések is várhatók az
esetleges régmúlt, mára kihalt marsi élettel kapcsolatban.
Ide tartozik az a
hír is, hogy az Európai Űrkutatási Ügynökség (ESA) Beagle-2 nevű
űrszondája ugyan leszállt a Marsra 2003. karácsonyán, azonban jeleket nem
sugároz, és így elveszítette az Ügynökség. (A NASA a kilencvenes években egy
Mars körül keringő űregységet és egy leszállóegységet veszített el.) A Mars
körüli pályára állt egység azonban stabilan működik és végzi megfigyeléseit,
jeleit kifogástalanul veszik az ESA munkatársai.
(IAUC 8254 és
8256, valamint a www.nasa.gov és www.esa.org nyomán: Csz)
Megtalálták a Quadrantidák
szülőégitestjét
A NASA Ames Research Center munkatársa, Peter Jenniskens
nemrégiben rámutatott arra, hogy a a tavaly felfedezett 2003 EH1 jelű kisbolygó
a legjobb jelölt, hogy a Quadrantida meteorraj szűlőégitestjének tekintsük. A
felfedezést követő, 48 napra kiterjedő pályaívre alapozott számítások szerint a
kisbolygó igen gyakran 0,2 - 0,3 Csillagászati Egységre megközelíti a Jupitert.
Emiatt a kisbolygó perihéliumpontja az előző évszázadban kevesebb, mint 1
CSE-ről a jelenlegi 1,19 CSE-re nőtt (az összes többi pályaelem nagyon hasonló
volt mindvégig a Quadrantidákéhoz). A 2003 EH1 kisbolygó meteorrajának elméleti
radiánspontja jelenleg RA=+229,9 es D=+49,6 foknál lenne, SL=282,94 foknál
lenne a maximum és V=41,7 km/sec sebességgel érkeznének a Földhöz a rajtagok.
Ez gyakorlatilag a Quadrantidák holland amatőrcsillagászok által fotografikusan megfigyelt radiánspontja-
Emiatt kétségtelen, hogy a Quadrantidák a 2003 EH1–ből származnak.
A rajtagokból számított nagyon kicsi radiánsátmérő a meteorraj
fiatal (kb. 500 éves) korára utal. Érdemes megjegyezni, hogy Jenniskens és
munkatársai 1997-ben a kis radiánsátmérőből azt gyanítottak, hogy a
Quadrantidák egy kisbolygó töredezéséből származnak. Másik érdekes tény, hogy
egy japán csillagász, Hasegawa
parabolikus pályát számított a C/1490 Y1 jelű üstökösnek, és azt
javasolta, hogy ezt az 1490-ben feltűnt üstököst tekintsék a Quadrantidák
szűlőégitestjének. Nemrégiben Jenniskens és Brian Marsden megkísérelte a 2003
EH1 kisbolygó 2003. évi megfigyeléseit összekapcsolni a középkori csillagászok
1490-ben és 1491-ben készített megfigyeléseivel, és azt találták, hogy a
legvalószínűbb közös pálya napközelpontja 0,5 es 0,6 CSE között van, a
perihéliumátmenet pedig 1491-ben volt, és nagy a valószínűsége annak, hogy ez
nem vág össze a Hasegawa által újraközölt középkori megfigyelési adatokkal. Ha
a napközelpont 0,7 és 0,8 CSE között lenne és az égitest pályájának
excentricitása 0,80 és 0,75 közötti, akkor a perihéliumátmenet időpontja
valamikor 1488 és 1494 között lenne. Ez túl tág időhatár ahhoz, hogy a 2003EH1
kisbolygót és a C/1490 Y1 üstököst azonosnak tekintsük.
Azonban a 2003 EH1 újonnan felfedezett
kisbolygó és a C/1490 Y1 üstökös azonosságának bebizonyítása nagyon nehéz,
hiszen amíg az égitest üstökös volt, jelentős nemgravitációs eredetű erők (az
üstökösből kiáramló gázok okozta rakétaeffektusok), és a Föld megközelítése
során fellépő gravitációs zavaró erők egyaránt módosíthatták a pályát. Ezért
Jenniskens és Marsden nagyon fontosnak tartják, hogy korábbi felvételeken - ha
valakinek van ilyenje - nézzék meg a 2003 EH1 pozícióit, illetve kövessék
nyomon a kisbolygót es ne veszítsék szem elől az arra alkalmas távcsővel
rendelkezők, mert a kisbolygó pontos pozícióinak észlelése hozzájárulhat a
kisbolygó és az üstökös azonossága kérdésének tisztázásához. Mivel a
Quadrantidák szűlőégitestje úgy néz ki, hogy azonos egy (érdekességképpen
említjük, hogy éppen Mátyás király halálának évében feltűnt) üstökössel, amely
később halott üstökösként, azaz kisbolygóként keringett tovább és manapság
aszteroidaként mutatkozik, az objektum elsőrendű prioritást élvez a mai
kisbolygókutatásokban. (Csak két másik eset ismert, amikor kisbolygóból lett
üstökös (2060 Chiron), illetve üstökösből kisbolygó (a Wilson-Harrington
objektum).
Érdemes azt is megjegyezni, hogy néhány éve a Quadrantidákat a Hale-Bopp
üstökössel hozták kapcsolatba. Annak idején számos közlemény jelent meg,
amelyek mindegyike cáfolta a feltevést, hogy a Quadrantidák a Hale-Bopp-ból
származnának. Ahhoz képest, hogy az év folyamán a rövid maximuma alatt a
legnagyobb ZHR-t produkáló meteorrajról van szó, még csak most derült ki, hogy
melyik égitestből is származnak a Quadrantidák. Ezért számít szenzációnak a
hír, hiszen az utolsó ismeretlen szülőégitestű nagy meteorraj szülőobjektuma is
megkerült. Talán, ha hosszabb megfigyelési adatsor lesz a 2003 EH1-ről, akkor
valamelyest megbízhatóbbá válik a 2003EH1 = C/1490 Y1 azonosság is és
kapcsolatuk a Quadrantidákkal.
Cs. Sz.
Fontos új kozmológiai eredmények
A Világegyetem
kémiai összetétele színképelemzés segítségével megismerhető. A színképelemzést
az 1860-as években vezették be a csillagászatba, és nagyjából az 1920-as évekre
alakult ki a megfelelő elméleti háttér az észlelések számszerű értelmezéséhez.
Az 1940-es évekre a megfigyelési anyag megszaporodása és az értelmezésüket
lehetővé tevő, elméleti számításokra alapozott táblázatok alapján sikerült
felfedezni a kozmikus elemgyakorisági görbét. Ez a görbe megadja, hogy
az egyes kémiai elemek milyen gyakorisággal fordulnak elő a Világegyetemben. Az
eredmény szerint a Világegyetem 75%-a hidrogénből, kb. 24%-a héliumból áll, és
kevesebb, mint 1% jut az összes többi kémiai elemre. A kozmikus elemgyakorisági
görbét a mellékelt ábra mutatja be. (A magasabb rendszámú kémiai elemekből
egyre kevesebb van, ugyanakkor páros nukleont (nukleon: protonok és neutronok
együttvéve) tartalmazó atommagokból mindig több van, mint a szomszédos páratlan
nukleont tartalmazó atomokból. Érdekesség, hogy a vasnál lokális maximum van,
azaz vasból több van, mint amire számíthatnánk az általános csökkenési
tendenciából.)
A Világegyetem
kémiai összetétele nem állandó, hanem időbeli változásokat mutat. Ezeket az
időbeli változások részben a csillagközi felhőkben jönnek létre (ahol az atomok
molekulákká állnak össze, sőt olyan bonyolult molekulák is képződnek, mint
ecetsav, hangysav, alkohol, vagy egyes aminosavak!), vagy a bolygókban vagy
légkörükben (pl. a Földön is folyamatosan alakulnak át az atomok különféle
molekulákká). A kémiai elemgyakoriságot ezek azonban nem változtatják meg, csak
azt, hogy ezek milyen kombinációkban fordulnak elő. A hidrogén, hélium és a
többi kémiai elem egymáshoz viszonyított aránya a csillagokban változik meg.
A csillagok
legtöbbjében hidrogén alakul át héliummá magfúzió révén (fősorozati csillagok).
A vörös óriásokban a hélium fúziója révén szén keletkezik. Itt lehetőség van
még oxigén felépülésére is. Nagyobb tömegű csillagokban (8 naptömegnél
nagyobbakban) a szén is továbbépül, oxigénné, neonná, magnéziummá, sziliciummá
és vassá. Ezek az elemek egy-egy proton befogásával, majd béta-bomlás(okkal)
lassan felépítik a csillagok belsejében a vasnál könnyebb, a fentiekben nem
felsorolt elemeket (ezt hívják az angol slow szóból s-folyamatnak). Az igen nagy
tömegű csillagok életük végén szupernóva-robbanásban végzik be életüket (II.
típusú szupernóva-robbanás, kb. 8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok). A
robbanásban a vasatomok egymáshaz csapódnak, és a keletkezett új atomok
atommag-egyesüléssel, illetve béta-bomlással létrehozzák a vasnál nehezebb
kémiai elemeket. A 83. rendszámú elemnél (bizmut) nagyobb rendszámúak nem
stabilak, hanem fokozatosan alfa-bomlással elbomlanak (köztük a leghosszabb
élettartamú az urán, egyes izotópjai felezési ideje több milliárd év).
A kiöregedett
csillagok maradványai beszennyezik a környező csillagközi felhőket. Ezt a
szennyező anyagot hívjuk a csillagok hamujának.
Lényeges
megjegyezni, hogy nincs más fizikai folyamat, amely a kémiai elemgyakoriságot megváltoztatná,
mint a magfúzió (atommagok egyesülése), a maghasadás (egy atommag szétesése
kettő vagy több atommaggá), és az alfa- vagy béta-típusú radioaktív sugárzás.
Ezért a Világegyetem kémiai összetételének időbeli változásai a csillagok és
csillaghalmazok tulajdonságainak vizsgálataival egyszerűen felderíthető.
(Megjegyzendő, hogy a meteoritek vizsgálata is ad információkat a Naprendszer
keletkezése, azaz 4,6 milliárd évvel ezelőtti időkből a kémiai elemek
gyakoriságáról.)
Ha a Világegyetem
végtelen ideje létezne, akkor az összes fellelhető hidrogén már rég átalakult
volna nehezebb elemeké, főleg héliummá, szénné, oxigénné, stb., de ami legfőbb:
vassá. Márpedig a megfigyelt kozmikus elemgyakoriásági görbe ennek ellentmond,
így a Világegyetem nem létezhet végtelen ideje. (Az az érv, hogy
folyamatosan keletkezik hidrogén a Világegyetemben, nem állja meg a helyét. Már
az is éppen elég ellenérv, hogy soha senki nem látta, hogy hidrogén csak úgy
létrejött volna a semmiből (ahogy azt az állandó állapot kozmológiája
állította). A keletkező hidrogén mennyisége nem lehet túl sok, mert különben
gravitációsan összeomlana az Univerzum, noha éppen az ellenkezőjét: a tágulást
figyeljük meg. Ha pedig csak korlátozottan keletkezhet hidrogén, végtelen korú
Univerzum esetén már több vasnak kellene lennie, mint hidrogénnek…)
A Világegyetem
kémiai összetételéből következik, hogy a Világegyetem kora véges, valamikor
ezelőtt keletkezett. Az is
megállapítható, hogy mikor gyúltak ki először azok a csillagok a Világegyetem
keletkezése után, amelyek már képesek voltak belsejükben hidrogénből számos
lépésben vast létrehozni.
Nemrégiben a Hubble
Űrtávcső NICMOS elnevezésű műszerével (amely a közeli infravörös
hullámhosszakon, néhány mikrométeren detektálja az objektumok fényét) egy
kutatócsoport 3 kvazárt nézett meg, amelzek vöröseltolódása z=5,78 és 6,28
közötti. Ezek a kvazárok tőlünk a fénysebesség 95,7, illetve 96,3%-ával
távolodnak! Ebből következőleg távolságuk tőlünk mérve nagyjából 5220 Mpc és
5253 Mpc (1 Mpc 3 millió 260 ezer fényév), ha a Hubble-állandóra 55
km/sec/Mpc-t veszünk. Amikore kvazárok fénye elindult hozzánk (ilyen
állapotjukban látjuk őket), a Világegyetem kora még csak 900 millió év volt, és
fényük elindulása óta 12,8 milliárd év telt el: most érkezett ide.
Ezeknek a
kvazároknak a HST NICMOS-szal készített színképében tisztán látszanak a vas
vonalai. Ezek a legtávolabbi objektumok, amelyekben a vas vonalait tisztán ki
lehetett mutatni. Mivel a vas felépüléséhez legalább 700 millió év kell a
csillagok belsejében, az első csillagok akkor jöttek létre, amikor a
Világegyetem csak kétszáz millió éves volt.
VEGA
A Vega Csillagászati Egyesület lapja
Alapítva 1991-ben
XIII. évf. 4. (66.) szám
Szerkesztik:
Csizmadia Szilárd
Csizmadia Ákos
Kiadja a Vega Csillagászati Egyesület
Postacím: 8900 Zalaegerszeg, Berzsenyi u. 8.
Telefon: 70/283-57-52
E-mail: vcse@alpha.dfmk.hu
Honlap: www.vcse.hu
(Webmester: Srágli Attila)
Tisztségviselők:
Vezetőség (2002-2004):
Csarnai Noémi (ellenőr)
Csizmadia Ákos (titkár)
Csizmadia Szilárd (elnök)
Felső Géza (elnökségi tag)
Mikics Károly (elnökségi tag)
Szekeres Tibor (elnökségi tag)
Zelkó Zoltán (elnökségi tag)
Tagsági formák:
A Vega Csillagászati Egyesületnek lehetnek ifjúsági és rendes tagok. A tagság alsó korhatára 12 év. A tagság feltétele az Alapszabály elfogadása, tagdíjfizetési válallás tétele, betöltött 12. életév és a tagfelvétel kérelmezése. A tagdíj összege 2004-re 1200.- Ft/fő/év, azonban a 18 évnél fiatalabbak választhatják az ifjúsági tagságot, akiknek a tagdíj csak 600.- Ft/fő/év. Amennyiben érdeklődik a csillagászat iránt, kérje tagfelvételét!