Harmincéves a Hubble-űrtávcső: üstökösök HST-s kutatása magyar részvétellel

3084

Magyar résztvevője is volt az üstökösöknek a Hubble-űrtávcsővel végzett megfigyelési programjaiban és azok tudományos értelmezésében, az eredmények közzétételében.

A Hubble-űrtávcső (HST) 30 évvel ezelőtt kezdte megfigyeléseit Föld körüli pályán, és az évforduló kapcsán most röviden áttekintjük a Naprendszer kis égitestjeinek egy fontos és érdekes típusáról, az üstökösökről végzett HST-megfigyeléseket. A Hubble-űrteleszkóp itt is jelentősen gyarapította ismereteinket, ugyanis ezek az egyszerű felépítésű, de nehezen megfigyelhető, kevéssé ismert kis égitestek a Naprendszer kialakulása idejéből hoznak hírt mint időkapszulák, az akkori fizikai és kémiai viszonyokról, folyamatokról.

A HST-vel az első üstökösmegfigyeléseket már 1990-ben, röviddel az űrteleszkóp pályára állítása után megkezdték, ugyanis akkor késő tavasszal, nyár elején látszott a C/1990 K1 (Levy) üstökös. Egy évvel később került sor a 103P/Hartley-üstökös színképének megfigyelésére. Ez utóbbi lett a NASA Deep Impact űrszondája kiterjesztett küldetésének (DIXI/EPOXI misszió) célpontja, amely közelében a szonda 2010-ben repült el. A HST halvány objektumok spektrográfjával (Faint Object Spectrograph, FOS) végzett megfigyelések a szén-monoxid jelenlétét mutatták ki, amelynek szerepe van az üstökös heves aktivitásában, ahogyan azt helyben az űrszonda is megfigyelte.

A HST üstökösmegfigyelési programjaiban e sorok írója is tevékenyen részt vett 22 éven keresztül, 1993 és 2014 között. Ezek a megfigyelési programok nemzetközi együttműködésben valósultak meg, és a francia Laboratoire d’Astronomie Spatiale de Marseille du CNRS (LAS) koordinálta 1991-2008 között (CNRS: Centre National de la Recherche Scientifique, francia Nemzeti Tudományos Kutatási Központ). A magyar részvétel 1993-tól vált aktívvá a LAS által meghirdetett posztdoktori pályázat elnyerésével. A pályázatban két lehetőség volt: 1) a SOHO napmegfigyelő szonda LASCO koronográfjával végzett megfigyelések kiértékelése (Nap közeli por és üstökösök tanulmányozása), illetve 2) a HST-vel üstökösök megfigyelése – ez utóbbit választottam. Ebből a programból nem csak a hároméves posztdoktori kutatás lett, hanem több mint két évtizedig tartó kutatási együttműködés az eredeti témában. Egyébként ugyanaz az intézet (LAS) új nevén és teljesen új helyen folytatta: Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM) 2008-tól. Ezeknek a HST-vel végzett üstökösmegfigyelési programoknak a vezetője Philippe Lamy, a LAS és LAM akkori kutatási igazgatója volt (ma professzor emeritusz), és a programban amerikai, az első években pedig németországi kutatóhelyek üstököskutatással foglalkozó neves nemzetközi szakértői is részt vettek. Persze több, ezektől független megfigyelési program is futott, és fut ma is a HST-n, de 1991–2013/14 között a francia–magyar–amerikai csoport szinte minden évben, szinte minden HST megfigyelési ciklusban jelen volt elfogadott, sikeres programok megvalósításával. A Magyar Tudományos Akadémia magyar–francia kétoldalú együttműködési megállapodás alapján a HST-vel folytatott programot is támogatta 2001–2006 között, ami a francia fél magyarországi látogatásának támogatását jelentette. E sorok írójának franciaországi tartózkodását mindvégig a francia fél fedezte (HST és Rosetta programok), sőt a kutatással kapcsolatos, onnan más országokba tett utakat is teljes egészében állta (pl. munkaértekezlet, konferenciák). 1993-ban a németországi Max-Planck-Institut für Aeronomie űrkutatási intézet meghívására (Katlenburg-Lindau) a HST-vel kapcsolatos kutatásra négy hónapot töltöttem az intézetben. Ezúton is köszönetemet fejezem ki a fent említett támogatásokért és gyümölcsöző szakmai együttműködésekért a kollégáknak, kutatóhelyeknek és kutatásszervező intézményeknek és nem utolsósorban a Hubble-űrtávcső alkotóinak és működtetőinek, mert ezek a kutatások és eredmények nem jöhettek volna különben létre.

A fentebb már említett Levy és 103P/Hartley üstökösök megfigyelésében még nem vett részt ez a csoport. Az első kométa, amit a HST-vel megfigyeltünk, a 4P/Faye volt.

A 4P/Faye (1991 n) üstökös megfigyelése a HST COSTAR előtti WFPC1 (vagy WFPC) kamerájával (bal felső kép). Az üstökös belső kómájának izofotái számítógépi színezéssel kierősített képei (jobbra fent, balra lent) a kóma szerkezetét mutatják. A mag körüli kóma tartomány a jobb alsó képen van kierősítve (HST, LAS CNRS, MPAE, a szerző munkája).
A 4P/Faye-üstökös kóma izofotái számítógépi színezéssel (balra). A kómában a por fénye dominál. A porkóma számítógépi modelljének izofotái a bal oldalon látszanak az 1991. október 29. és november 5. közötti megfigyelésekre (HST, LAS, CNRS, MPAE, a szerző munkája).

A naprendszerkutatás számára kifejezetten kapóra jött, hogy a HST már elkezdte megfigyeléseit, amikor Eugene és Carolyn Shoemaker, valamint David Levy 1993-ban felfedezték a Jupiter árapályhatására korábban darabjaira szétesett Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2 vagy D/S-L 9) üstökös magjának „gyöngysorát”. Az űrtávcsővel lehetőség volt követni a “gyöngyszemeket”, valamint a magtöredékek Jupiterbe csapódásának nyomait is meg lehetett figyelni 1994-ben. A D/S-L 9 megfigyelésében nem vettem részt, az alábbi képen bemutatom ezt a fontos üstököst, mert a HST naprendszerkutatási eredményeinek, örökségének legjelentősebb megfigyelési sorozatát jelenti ennek az égitestnek, és becsapódási nyomainak megörökítése.

A D/Shoemaker-Levy 9 üstökös térben hosszan elnyúlt „gyöngysora”, magtöredék darabja földi távcsővel (balra), valamint a HST WFPC1 kamerával 1993-ban készült képen a teljes „gyöngysor” (középen), illetve a legfényesebb magtöredék és környezete látszik (jobbra) (STScI, 1993).

A HST-vel megfigyelt üstökösök kiválasztásának egyik fontos szempontja volt a NASA, illetőleg az ESA helyszíni (in situ) üstökösmissziói célpontjainak előzetes tanulmányozása, fizikai jellemzőik meghatározása: a mag mérete, alakja, tengely körüli forgásának periódusa, színe, az aktivitás mértékének meghatározása, vagyis annak becslése, hogy mekkora a magról időegységenként kibocsátott por mennyisége és a kóma (elsősorban porkóma) tulajdonságainak meghatározása.

Ilyen HST megfigyelések voltak a NASA Deep Space 1 űrszondája elsődleges célpontjának, a 19P/Borrelly-üstökösnek, valamint a tartalék 45P/Honda-Mrkos-Pajdusáková megfigyelései. Továbbá a NASA CONTOUR szondájának (ami sajnos a bolygóközi út elején elveszett) célpontjait is észleltük: ezek a 22P/Kopff, 73P/Schwassmann-Wachmann és 2P/Encke üstökösök voltak, azonban az Encke-üstökös megfigyelését végül más kutatócsoport végezte.

A Deep Impact és Stardust szondáknak közös célüstököse a 9P/Tempel volt, ezt is megfigyeltük a HST-vel, viszont a Stardust elsődleges célpontja, a 81P/Wild nem szerepelt a HST megfigyelési programjában.

A HST-vel megfigyelt üstökösök egy része későbbi NASA, illetve ESA helyszíni (in situ) űrszondák célüstököse volt (a szerző összeállítása).

A Deep Space 1 űrszondája célpontja, a 19P/Borrelly 1994-ben történt megfigyelési eredményeit az alábbi ábra foglalja össze.

A 19P/Borrelly-üstökös megfigyelési eredményeinek bemutatása. A megfigyelés fotometriai eredményei és az üstökösmag látszó effektív rádiuszai táblázatban összefoglalva (balra felül). A mag és kóma elválasztása a bal alsó képeken látszik. A kóma izofotái jobbra fent látszanak. A fénygörbe és egy a > b = c fél nagytengelyű ellipszoid modell test forgási fázisait a jobb alsó kép mutatja (HST, LAS CNRS, a szerző munkája).

A HST 1994-es WFPC2 megfigyelései alapján a Borrelly magját egy elnyújtott forgási ellipszoiddal közelítve (fél nagytengelyei: a > b = c és a rövidebb tengely körül forog) a = 4,4 +/- 0,3 km, b = c = 1,8 +/- 0,15 km adódott, azaz a tengelyek teljes hossza (2a, 2b, 2c) = (8,8 km, 3,6 km, 3,6 km), ami jól egyezik a Deep Space 1 űrszonda 2001. szeptemberében készített képfelvételeiből kapott mérettel: a = 4,0 +/- 0,05 km, b = c = 1,0 +/- 0,04 km, azaz a tengelyek teljes hossza: (2a, 2b, 2c) = (8,0 km, 3,2 km, 3,2 km).

A 19P/Borrelly-üstökös magját 2001-ben a Deep Space 1 űrszondája (balra lent) közelről meglátogatta, és az általa készített képfelvételeken az elnyújtott alakú üstökösmag mérete és alakja az 1994-ben a HST WFPC2 (balra fent) megfigyelésekből meghatározott méret és alak (koordináta vonalak) kitűnően egyezik. A DS1 szonda által megfigyelt test számítógépi színezéssel lett kiemelve a jobb láthatóság céljából (NASA Deep Space 1, HST, LAS, a szerző munkája).

A 45P/Honda-Mrkos-Pajdusáková a CONTOUR üstökösszondának egyik célpontja volt, amelyet a szonda közvetlen közelről is vizsgált volna, de sajnos a bolygóközi térbe vezető pályája kezdetén a szondával elveszett a kapcsolat. A 45P megfigyelései 1996-ban csak snapshot (egyszeri „lefotózás”) észlelések voltak, így nem volt fénygörbe-megfigyelés sem, ami lehetővé tette volna a mag forgásidejének meghatározását. A mag képsíkba eső vetületéből az effektív rádiusza 220 méternek adódott. A halvány porcsóvát a magból másodpercenként 1 kg por alakítja ki. A mag teljes felületének csupán 11%-a hozza létre a megfigyelt porkibocsátási aktivitást.

A 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova üstökösről 1996-ban a HST WFPC2 kamerájával készült kép. Az üstökös halvány porcsóvája balra felfelé húzódik. Az égi ekvatoriális északi irány (N), valamint a Nap-üstökös rádiuszvektor (v) irányának képsíkba eső vetületét nyilak mutatják, az üstökös távolságában a képen a méretskálát vízszintes vonalszakasz jelöli (HST, LAS, a szerző munkája).

A 22P/Kopff-üstökös a CONTOUR másik célpontja volt, amelynek magja közelében elrepülve részletes vizsgálatokat végzett volna. Az üstököst az ESA ISO (Infravörös Űrobszervatórium), valamint a NASA Spitzer infravörös-űrtávcsöve is megfigyelte, és a látható fényben és infravörösben végzett megfigyelésekből az üstökösmag rádiuszára 1,67 km, V-ben és R-ben a geometriai albedójára rendre 0,042 és 0,047 adódott.

A 22P/Kopff-üstökös WPFC2 megfigyelése 1996-ban: az üstökös belső kómájának izofotái (bal oldalon) az ekvatoriális északi irány (N), Nap-üstökös rádiuszvektor (r), valamint az üstökös Nap körüli pálya menti sebessége (Vorb) a kép síkjába vetítve. A fényességprofil menete a jobb oldali ábrán látható (HST, LAS, szerző munkája).

Az ESA Rosetta-szondájának eredetileg tervezett célpontja a 46P/Wirtanen-üstökös lett volna, de az Ariane rakéta startját egy évvel el kellett halasztani a rakéta hibájának kijavítása és ellenőrzése befejeztéig. A WFPC2 kamerával 1996-ban már sikerült megfigyelni az üstököst. A magjának effektív rádiusza 1,60 +/- 0,02 km, és a felületének 60%-a (tehát a Nap által nem megvilágított éjszakai oldala egy része is) igen aktív, amit nagyon érdekes lett volna közelről megfigyelni és követni.

A 46P/Wirtanen volt a Rosetta-misszió eredeti célpontja, amelyet a HST WFPC2-vel 1996-ban lehetett megfigyelni. Egy igen aktív üstökösmag, „piszkos hólabda” modellje (balra fent) jól szemlélteti, hogy milyen lehet a nagy felületen aktív Wirtanen-üstökös magjának aktivitása (HST, LAS, a szerző munkája).

A Rosetta indításának egyéves halasztása miatt új célüstököst kellett kiválasztani, és erre legalkalmasabbnak a 67P/Churyumov-Gerasimenko bizonyult. A 67P magja méretének, közelítő alakjának, forgásának, illetve aktivitásának meghatározására az Űrteleszkóp Tudományos Intézet (Space Telescope Science Institute) az igazgató számára fenntartott távcsőidőt (DDT: Directory Discretionary Time) biztosított, hiszen a NASA és ESA a HST előkészítésében, illetve működtetésében együttműködik, és a Rosetta program számára alapvetően fontos az új célpont fizikai jellemzőinek meghatározása. E célból 2003 márciusában – egy évvel a Rosetta indítása előtt – Philippe Lamy projektvezető és kutatási igazgatóval együttműködve meghatároztam a 67P magjának méretét, közelítő alakját, forgásidejét. Egy évvel később pedig infravörösben a NASA Spitzer-űrtávcsöve által végzett megfigyelésekből az üstökös magjának egyéb tulajdonságait is meghatároztuk a LAS munkatársaival (Olivier Groussin, Laurent Jorda).

Az Rosetta-szonda célpontja, a 67P/Churyumov-Gerasimenko üstökös magjának tulajdonságai a HST WFPC2 és Spitzer infravörös űrteleszkóp megfigyelései alapján (HST, Spitzer, LAS, a szerző által összeállított kép).

A Rosetta 2014 augusztusában sikeresen pályára állt a 67P magja körül (speciális pályavonalon tartotta magát a kis tömegvonzású mag körül). Az üstökös magja rendkívül meglepő és változatos felszíni formákat mutatott, de a HST és Spitzer megfigyeléseiből meghatározott méret, elnyújtott alak (ellipszoid burkoló), valamint forgásidő megfelelt a Rosetta megfigyeléseinek.

A 67P/Churyumov-Gerasimenko-üstökös magjáról az ESA Rosetta-szondája OSIRIS (Optical, Spectrocopic and Infrared Remote Imaging System) képfelvevő rendszere kis látószögű (NAC) kamerájával 2014. augusztus 6-án 285 km távolságból készült felvétel, amelyen egy képelem 5,3 méternek felel meg az üstökösmag távolságában (ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA).

Az űrszondás programok célpontjain kívül sokkal több üstökösmag, és a körülöttük találhatói porkóma tulajdonságait határoztuk meg a HST segítségével. A célok a következők voltak: 1) az üstökösmagok tulajdonságainak meghatározása, aktivitásuk mértékének megállapítása, 2) a magok méreteloszlásának vizsgálata, 3) az ekliptikai üstökösök forrásvidékének azonosítása a magok felszínének ma megfigyelhető színe alapján. A földi légkör zavaró hatásait kiküszöbölve a kijavított HST kitűnő felbontása és kamerái az üstökösmagok pontos fotometriáját tette lehetővé. A megfigyelt égitestek többségében ekliptikai üstökösök (vagy rövid keringési idejű, lényegében a Jupiter-családba tartozó), illetve kisebb számban az Oort-felhővel kapcsolatos (onnan származó közepes vagy hosszú periódusú, illetve dinamikailag új, „frissen” érkezett) üstökösök voltak. Az alábbi mozaik összefoglalja a francia együttműködésben a HST-vel 1991–1999 között megfigyelt üstökösöket, köztük a novemberi Leonida-meteorrajjal kapcsolatos 55P/Tempel-Tuttle, valamint az 1995-ben felfedezett és 1997-ben látványos Hale–Bopp felvételeit is.

Az 1991–1999 között megfigyelt üstökösök belső kómája. A 4P/Faye-üstököst még a régi WFPC1 kamerával, a többit a WFPC2 kamerával figyeltük meg (HST, LAS, a szerző összeállítása).

Az üstökösmegfigyelési program 13 ekliptikai kométa észlelésével folytatódott az 1999–2000 között. Ebben a ciklusban került sor a 17P/Holmes első megfigyelésére is, amely 2007-ben látványos szuperkitörést produkált, és a várthoz képest 15 magnitúdóval fényesebben, szabad szemmel is jól megfigyelhető volt. A ciklus során megfigyelt üstökösöket az alábbi ábra mutatja be, a maghoz közeli tartományokból képkivágással készített mozaikon.

A WFPC2-vel 13 üstököst figyeltünk meg az űrteleszkóp 8. megfigyelési ciklusa (Cycle 8) során (HST, LAS, a szerző összeállítása).

Annak érdekében, hogy minél több ekliptikai üstökös magjáról és aktivitásáról legyen adat, a kilencedik megfigyelési ciklusában, 2000–2001-ben további 10 üstököst figyeltünk meg. Ezek között volt az aktív, de az eddig megfigyeltek közül a legkisebb, a 147P/Kushida-Muramatsu magja. A megfigyeléskor az üstökösmag látszó fényessége az R fotometriai sávban 25,5 magnitúdó volt, és fényét el lehetett különíteni a kómáétól, valamint pontos fotometriát lehetett róla készíteni. E megfigyelés összefoglalását mutatja be az alábbi kép.

A HST kilencedik ciklusa során megfigyelt 147P/Kushida-Muramatsu-üstökös megfigyelésének összefoglalása. Eddig ennek az ekliptikai üstökösnek a legkisebb a magja, 0,21 +/- 0,01 km az effektív rádiusza, azaz az átmérője csak 420 méter (HST, LAS, a szerző munkája).

Az 1997-ben látványos Hale-Bopp-üstököst is észleltük a WFPC2 kamerával a LAS intézettel történt együttműködés keretében, illetve az ISO infravörös-űrteleszkóppal is.

Az 1997-ben szabad szemmel is látható, igen látványos Hale-Bopp- üstökös az Oort-felhővel kapcsolatos, de eredeti pályája több ezer éves Nap körüli keringési idejű pályára módosult a régmúltban. Az 1995 októberi megfigyelési kampány során készült WFPC2 képek egyikén látszik az üstökös magjából spirál mentén kiáramló por is (STScI-1995-41, 1995. október 5.).

A már említett 55P/Tempel-Tuttle és Hale-Bopp az Oort-felhővel kapcsolatos üstökösök közé (azok Halley-altípusához) tartozik. További, az Oort-felhővel kapcsolatos kométákat is észleltünk: a 2000-ben szétesett C/1999 S4 (LINEAR), a 8P/Tuttle, és az ígéretes, de a Nap közelében sajnos szétesett C/2012 S1 (ISON) üstökösöket is. A C/1996 B2 (Hyakutake) más kutatócsoport eredményeit gazdagította.

Az üstökösmagok szétesésével az egyes darabok, és a mag belsejéből kiszabadult gázok és por tanulmányozásával az üstökösmagok belsejébe, ezen keresztül pedig a kialakulásuk idején az ősi Naprendszerben volt körülményekre lehet következtetni. A C/1999 S4 (LINEAR) töredékei 25,7-27,3 magnitúdójúak voltak R-ben, átmérőjük 50-120 méter közötti lehetett. Feltehetően ekkora méretű ősi építőblokkokból állt össze az üstökös, az így összeállt eredeti mag kikerült az Oort-felhőbe az óriásbolygók pályamódosító hatására, majd onnan került vissza a Naprendszer belső térségeibe. Az eredményeket a Science folyóiratban megjelent cikk ismerteti.

A C/1999 S4 (LINEAR) magjának szétesése után megfigyelhetővé vált töredékei a WFPC2 kamerával: WFC nagylátómezejű módban (legfelül), ennek a WFC felvételnek kinagyított részlete (középen), valamint részletesen bolygókamera módban (legalul) (HST, STScI, LAS, Science folyórat).

Az Oort-felhőből régebben vagy újonnan a Naprendszer belső térségeibe került csóvás égi vándorok között gyakoriak azok, amelyek magja szétesik. Az ekliptikai üstökösök ritkábban esnek szét, ilyen volt például a 19. században a Biela-üstökös (3D/Biela). A 73P/Schwassmann-Wachmann üstökös 1995-ben kezdett szétdarabolódni, majd a magjának és magtöredékeinek további szétaprózódása 2006-ban is folytatódott. A WFPC2-vel 1999-ben, majd az ACS (Advanced Camera for Surveys) új kamerával 2006-ban is észleltük az üstököst. Az alábbi ábrán a 73P ACS kamerával készült képfelvételei, illetve egy földi asztrofotó együtt látható.

A 73P/Schwassmann-Wachmann-üstökös B és G jelű magtöredékei a HST ACS kamerájával (fenti két kép), valamint M. Jäger és R. Rehmann amatőrcsillagászok nagy látómezejű asztrofotóján a B, G, R és N magtöredékek is látszanak (STScI-06-18, 2006).

A 17P/Holmes-üstökös 2007. október 23-án váratlanul szuperkitörést produkált, amikor 24 órán belül egymilliószorosára (15 magnitúdót) nőtt a fényessége. A WFPC2 kamerájával készült megfigyelések szerint az üstökös magjának 1999-ben meghatározott méretéhez képest nem változott az effektív átmérője: maradt 3,4 km. Ez azt jelenti, hogy a mag nem esett kisebb darabokra, és akkora rész sem vált le belőle, ami megfigyelhetően csökkentette volna a méretét. Az elképzelések szerint egy kéregrobbanásnak nevezett folyamat során nagy mennyiségű gáz és por vált le a magról, ami nagy méretű fényes kómát, és jelentős fényességnövekedést eredményezett.

A kitörésben levő 17P/Holmes-üstökösről 2007. november 1-jén készült földi asztrofotó (balra), illetve a WFPC2 kamerával 2007. november 4-én készült felvétel a maghoz közeli kómáról (STScI-07-40, 2007).

Az alábbi összeállítás a 2016-ig űrszondákkal közelről vizsgált, meglátogatni tervezett vagy földi radarcsillagászati módszerekkel megfelelő, legalább 25 méteres felbontással megfigyelt üstökösmagok méretarányos képeit mutatja. Ezek között sok olyan is van, amelyet a HST-vel megfigyeltünk: 8P/Tuttle , 9P/Tempel, 19P/Borrelly, 45P/Honda-Mrkos-Pajdusáková, 73P/Schwassmann-Wachmann és 67P/Churyumov-Gerasimenko.

A Rosetta-program végéig, 2016-ig űrszondákkal közelről vizsgált, valamint földi radarcsillagászati módszerekkel megfelelő, legalább 25 méteres felbontással megfigyelt üstökösmagok méretarányos képei (NASA, ESA).

Sok üstökösmag méretének meghatározása lehetővé teszi a méreteloszlás felmérését. Ez a kialakulásuk körülményeiről, fejlődésükről ad információt. A Naprendszer belső térségeiben maradó – a külső Naprendszerből égi mechanikai folyamatok útján bekerülő – üstökösök méreteloszlása hasonló az üstökös eredetű földközeli objektumokéhoz. Az alábbi ábrán a felső panel alsó görbéje az ekliptikai üstökösök méreteloszlása, felette az ekliptikai üstökösök és az üstökös eredetű földközeli objektumok együttes méreteloszlása. Az alsó panelben az alsó görbe az Oort-felhővel kapcsolatos üstökösmagok méreteloszlását mutatja, a felső pedig az üstökösök és az üstökös eredetű földközeli objektumok méreteloszlása szerepel együtt.

Az üstökösmagok méreteloszlása a HST és ISO megfigyelések és válogatott, jó minőségű nagy földi teleszkópokkal végzett megfigyelések alapján az ekliptikai, valamint az Oort-felhővel kapcsolatos üstökösökre (HST, LAM, a szerző munkája).

A HST-megfigyeléseket nagy földi teleszkópokkal végzett megfigyelésekkel kiegészítve a felszíni színek alapján a színeloszlásból meg lehetett találni a Neptunuszon túli régió azon égitestcsoportjait, ahonnan nagy valószínűséggel az ekliptikai üstökösök származnak, tehát a forrásvidéküket sikerült közelebbről azonosítani. E szerint a klasszikus Kuiper-övbeli objektumok előbb szórt korong-objektum pályákra szóródtak ki, majd kentaur pályákra kerültek, és onnan egyre beljebb, a Jupiter közelébe. Ezek lettek az ősei az ekliptikai vagy Jupiter-családhoz tartozó üstökösöknek.

A Hubble-űrtávcső a mai tervek szerint még 2021 közepéig fog működni, utána a 6,5 méteres James Webb Űrteleszkóp (JWST) várhatóan folytatja a Naprendszer kis égitestjeinek megfigyelését, köztük az üstökösökét is.

A hír megjelenését a GINOP-2.3.2-15-2016-00003 „Kozmikus hatások és kockázatok” projekt támogatta.

Kapcsolódó hír:

A harmincéves Hubble-sztori (MCSE, 2020.04.20.)

Hozzászólás

hozzászólás