03 – Katadioptrikus távcsövek

2007. január 24, szerda

A lencsés és tükrös távcsövek megjelenése után várható volt, hogy előbb-utóbb ezek kombinációja is el fog készülni. Erre a XX. század első felében került sor. Megalkották a katadioptrikus távcsövet, mely a refraktorok és a reflektorok jellemzőivel rendelkezik. A teleszkóp objektívje egy homorú, szférikus vagyis gömb felületűre csiszolt tükör, ennek hatására a szférikus aberáció jelensége elég erősen jelen lenne a képeken, de ezt korrigálandó a távcsőben elhelyeztek egy olyan optikai elemet, mely ellensúlyozza a tükör által okozott gömbi hibát.

Schmidt távcső

Az első ilyen elrendezésű rendszert Bernhard Schmidt elképelése alapján 1930-ban építették meg. A távcső elején található meg a gömbi hibát korrigáló optikai elem, a korrekciós lemez. A távcső az optikai elrendezése miatt vizuális megfigyelésre egyáltalán nem alkalmas, mivel a kép a távcsőtubuson belül jön létre, egy detektor felületén.

Schmidt távcső

Schmidt-Cassegrain távcső

A Schmidt távcső egy jól sikerült továbbfejlesztése ez a teleszkóp. Gömb főtükör található benne, a segédtükör ellipszoid felületű és a tubus elején megtalálható a korrekciós lemez. A Schmidt távcsővel ellentétben a kép a főtükör mögött (a tükör át van fúrva) keletkezik.

Schmidt-Cassegrain távcső

Makszutov-féle távcső

A katadioptrikus teleszkópok szintén elterjedt formája a Makszutov-féle elrendezésben készült távcső, amelyet először 1941-ben készítettek. A rendszerben található összes felület gömbfelület. További érdekesség a benne lévő erősen homorú lencse vagy másnéven meniszkusz, mely a szférikus aberráció kijavítását szolgálja.

Makszutov távcső

Makszutov-Cassegrain távcső

Ez a távcső a nevében szereplő két elrendezés kombinációja. A szokatlan dolog, amit az ember észrevesz ennél a konstrukciónál, hogy nincs benne külön segédtükör, hiszen ezt a funkciót a korrekciós lencse felületére rápárologtatott alumíniumréteg tölti be.

02 – Tükrös távcsövek

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

Gregory-féle tükrös távcső

A lencsés távcső után évtizedeket kellett várni a reflektorok megjelenéséig. 1663-ban James Gregory építette meg az első tükrökkel működő távcsövet. A távcső két homorú tükörből állt. A fény a tubust a főtükör közepébe fúrt lyukon keresztül hagyta el, ahol belépett az okulárba. A távcső felépítését tekintve egy nagyon jól működő eszköz lett volna, de abban az időben a tükrök készítése nem volt elég pontos, így nem tudtak megfelelő görbületű tükröket csiszolni.

Gregory-távcső

Newton-féle tükrös távcső

A Gregory távcső után nem kellett sokat várni a következő tükrös távcső megjelenéséig. 1672-ben Isaac Newton bemutatta az akadémián saját tervezésű távcsövét. Az általa használt elrendezésben egy nagyon pontos paraboloid főtükör és egy sík segédtükör van. A főtükörről visszaverődő fénysugarak a 45 fokban megdöntött segédtükörre esnek, mely így egy derékszögű eltérítést eredményez a fényútban. A fény végül az okulárba jut, mely a távcsőtubus oldalán levő nyílásban helyezkedik el. Az amatőrcsillagászok a mai napig legszívesebben ezt a típusú távcsövet használják a megfigyeléseikhez.

Reflektor

Newton távcső

Isaac Newton

Newton eredeti távcsöve

Cassegrain távcső

Körülbelül a Newton távcsővel azonos időben jelent meg a Cassegrain reflektor. Sieur Cassegrain francia szobrász elképzelése alapján alkotott, ma is közkedvelt távcső típus. Az teleszkóp fénymenetét ábrázoló képen láthatjuk, hogy itt is két tükör van. A főtükör szintén paraboloid felületű, viszont a segédtükör nem sík, hanem egy domború, hiperboloid felületű tükör. Ennek a segédtükörnek köszönhető, hogy hosszú effektív fókusztávolságot lehet elérni a Cassegrain távcsőnél. A fény a tubust végül a főtükör közepén levő lyukon keresztül hagyja el.

MISSING SRC IMAGE!!!!

Herschel távcsövei

Ha a távcsövek bemutatását a történelmen keresztül követjük, akkor a következő lépés, amit meg kell említeni, a William Herschel által megépített nagy távcső. Az ún. Herschel-szerelésű távcsövekben nincs segédtükör, a főtükör kissé meg van döntve, ami kicsit megnöveli az optikai leképezések hibáját. Az okulár a tubus peremén található. A szerelés érdekessége az, hogy a távcső által készített képet a főtükörrel szemben pillanthatjuk meg. Nagy előnye az előző távcsövekkel ellentétben, hogy a segédtükör nem takar ki fényt a fényútból. A Herschel által elkészített legnagyobb távcső átmérője 122 cm volt, ezt 1789-ben állította össze.

01 – A lencsés távcsövek

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

Galilei-féle lencsés távcső

A teleszkóp első megjelenési formája holland optikusok, majd Galileo Galilei által 1609-ben, lencsékből felépített távcső volt. Ez az optikai rendszer, két lencséből áll, egy domború (konvex) objektívből és a mögötte elhelyezkedő homorú (konkáv) szemlencséből. A homorú lencsét az objektív fókuszpontján belül találjuk meg.

Ez a lencsés távcső, egyenes állású képet ad, de a látómező mérete a többi lencsés távcsőben megfigyelhető elrendezéshez képest meglehetősen pici. Manapság ezt a rendszert kutató munkára nem használják, mert az egyszerű lencsék miatt számos optikai hibával terhelt képet ad, de színházi távcsőként ma is közkedvelt.

Galilei-féle lencsés távcső

Kepler-féle lencsés távcső

A refraktorok továbbfejlesztett változata a Kepler-féle lencse elrendezés. Ez az optikai rendszer tekinthető a mai lencsés teleszkópok ősének. Itt is két fő lencsét találunk, de a Galilei-féle elrendezésben szereplő homorú lencse helyett domború lencsét használunk, mely az objektív primér fókusza mögött van. Ennek következményeként fordított állású képet kapunk, de ez egyáltalán nem okoz nehézséget a csillagászati megfigyeléseknél.

Johannes Kepler

Tulajdonképpen az okulár és az objektív fókusza egy pontba esik, ezért a a távcsőbe párhuzamosan érkező sugarak a szemlencsét szintén párhuzamosan hagyják el. A teleszkóp nagy előnye a Galilei-távcsővel szemben, hogy a látómezeje sokkal nagyobb, igaz ehhez a távcső tubushosszát meg kellett növelni.

Kepler-féle távcső fénymenete

A mindennapi életben használatos duplacsövű távcsövek (binokulárok) jól használhatók csillagászati megfigyelésekhez is. Ezek nem fordított, hanem egyenes állású képet adnak. A jelzésük: pl. 20×60, ez azt jelenti, hogy 20-szoros a nagyítása és 60 mm-es a fő lencse, az objektív átmérője

Binokulár távcsövek

A fény útja a binokulár távcsőben

A két lencsés távcső fénymenetének összehasonlítása

A nagyítást az objektív és az okulár lencse fókusztávolságának hányadosa adja: N=F/f. Ha a nagyítást növelni akarjuk, akkor az okulárt kicseréljük egy kisebb fókuszúra. Általában legfeljebb akkora nagyításra érdemes törekedni, mint ahány milliméter átmérőjű a fő lencse, az objektív.

Lencsés távcső fénymenete

A Lick Obszervatórium 36 inches(91 cm-es) refraktorja

A Yerkes Obszervatórium 102 cm-es refraktorja a legnagyobb lencsés távcső, középen Einstein

Okulárok

Mivel a távcső fontos részét képezi az okulár, ezért mindenképpen érdemes pár okulár típust bemutatni. 1703-ban Christiaan Huygens alkotta meg a két síkdomború lencséből álló Huygens-okulárt. Ez az okulár még elég sok hibával terhelt, mint például a szférikus és kromatikus abberáció, képgörbület. A következő említésre méltó típus a Ramsden-okulár. 1783-ban állította össze Jesse Ramsden két azonos fókusztávolságú, síkdomború lencséből. Ennél az okulárnál már a lencsék távolságát változtatva a hibák mértéke is befolyásolható. 1849-ben készült el az első akromatikus okulár, a Kellner-okulár. Itt egy síkdomború lencse van egy ragasztott akromáttal párosítva, így nagyon jól korrigálja a színi hibát.

Az egyik legkedveltebb típus az 1880-ban Ernst Abbe által megtervezett orthoszkopikus okulár. Ez már három ragasztott lencséből és egy síkdomború szemlencséből áll. Ez már szinte a tökéletes okulár, hiszen a legtöbb hiba típust nagyon jól korrigálja. A Plössl-okulárnál akromatikus mezőlencse és szemlencse található. Ezeken az okulárokon kívül van még több más típus is, például a nagy látómezővel rendelkező Erfle- és a Nagler-okulár. Ezek 60^o-80^o-os látómezővel rendelkeznek. A látómező egésze jól korrigált. A korrekcióhoz speciális üveganyag és sok optikai elem szükséges, így ez a típus elég drága.

Okulárok

A lencsés távcsövek optikai hibái

A lencsés távcsövek hátránya, hogy a lencsék használata sok optikai hibát okoz az égitestek leképezésénél. Két fő hibát említhetünk, a szférikus- és kromatikus aberrációt. Ezt a két hibát a lencseobjektív esetében ma már le lehet csökkenteni. Az objektívnek használt egyszerű lencsét egy olyan összetett lencsére cserélve, mely minimum két, különböző törésmutatójú gyűjtő és szórólencse tagból áll, ezeket a hibákat kiküszöbölhetjük. A két- vagy háromtagú lencséket szokták akromátnak hívni, míg a különösen kis színi hibájú, speciális üvegből készült objektívet apokromátnak.

Szférikus aberráció (gömbi hiba)

A gömbfelületű lencse szélein áthaladó, vagy gömbi tükör szélén visszaverődő fénysugár nagyobb eltérítést szenved, mint az optikai tengelyhez közelebb elhaladó, ezért végeredményként nem egy pont lesz a fókusz. Ez a jelenség akkor is tapasztalható, ha a leképezéshez monokromatikus fényt használunk.

Szférikus aberráció

Kromatikus aberráció (színi hiba)

Ez a hiba monokromatikus fény esetén nem jelentkezik. Viszont fehér fényt alkalmazva azt látjuk, hogy a kapott kép nem egyformán fehér, hanem a kép belső része kékesebb, míg a széle felé vörösebb (vagy fordítva, a lencsétől mért távolságtól függően). Ez annak köszönhető, hogy a különböző hullámhosszú fénysugarakat a lencse másként téríti el, hiszen a hullámhossztól függ az üveg törésmutatója. (A prizma is ezért bontja fel a fényt.) Legerősebben a kék, legkevésbé a vörös fény törik meg.

Kromatikus aberráció

Kóma hiba

Az optikai tengelytől messzebb elhelyezkedő pontok képe nem gömbszimmetrikus folt, hanem almamag alakú lesz. Ennek oka, hogy a nagyon ferdén, nagyobb nyílásszöggel érkező sugarak másként térülnek el a lencsén.

Ezen hibákon kívül felléphet még az asztigmatizmus, amikor az optikai tengellyel nem párhuzamosan érkező fénysugárnál nem pontszerű lesz a fókusz. A nem pontosan csiszolt lencséknél és tükröknél további optikai hibák, képgörbület és torzítás lépnek fel.

Egy csillag elhajlási képében az intenzitáseloszlás

A csillagászati felvételeken jól látható, hogy különösen a fényes csillagok esetében a képük nem pontszerű, hanem egy folt, körülötte egyre halványabb gyűrűkkel. Ennek az oka az, hogy a távcső kerek belépő nyílásán elhajlik a fény, ezért a pontszerű csillag diffrakciós képe jelenik meg. A csillagok 4 ágúaknak látszanak, amit a távcső segédtükrét tartó 4 rúdon való fényelhajlás okoz.

Diffrakciós gyűrűk egy csillag képénél

Egy csillag ágai a fényelhajlás miatt

02 – Műholdak és alkalmazásaik

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

A műholdak sokféle pályán helyezkedhetnek el, és rendkívül sokrétű feladatot láthatnak el. Az egyik legfontosabb pálya az ún. geostacionárius pálya. Itt a műholdak pontosan ugyanannyi idő alatt kerülik meg a Földet, mint amennyi idő alatt az egyszer megfordul a tengelye körül. Így ezek a műholdak a Földről nézve mindig az egyenlítő egy adott pontja felett helyezkednek el, mintegy 36 ezer km-es (3 földátmérő) magasságban.

A geostacionárius pályára való állás lépései

Műholdpályák

A legtöbb távközlési és id?járási műhold geostacionárius pályán halad. A legfontosabb területek, ahol a műholdakat használják: távközlés, id?járás megfigyelése, GPS földrajzi helymeghatározó rendszer, térképészet, erdőtüzek, árvizek, katasztrófák megfigyelése, környezetszennyezés felmérése, mezőgazdasági termésbecslés, katonai ellenőrzés, terroristaelhárítás, városi és ipari infrastruktúra fejlesztés stb.

A piramisok az IKONOS műhold felvételén

Európa időjárása a Meteosat műhold felvételén

Az Isabell-hurrikán

Az Etna kitörése a világűrből fényképezve

A Dunakanyar a Nemzetközi Űrállomásról nézve

Budapest látképe a Nemzetközi Űrállomásról nézve

Az elhasználódott műholdak, kiégett rakétafokozatok mind kint maradnak a világűrben és keringenek tovább a Föld körül, ezzel növelve az űrszemét mennyiségét. Ez már most is jelentős veszélyt jelent, ugyanis a felszálló űrhajók könnyen ütközhetnek velük és roncsolódhatnak. Egy több km/s sebességgel repülő csavaranyával való találkozás is katasztrófához vezethet. A törmelék egy része idővel elég a földi légkörbe érkezve, de nagyon lassú az ilyen öntisztulási folyamat. Több tervet is kidolgoztak az űrszemét megsemmisítésére (pl. lézerrel szétdarabolni), de ez nagyon költséges.

Az űrszemét vélt elhelyezkedése

Fontosabb rakéta típusok

Rakéta indítások száma 1957-2002 között

01 – Rakéták és kilövések

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

Az összes műholdat, űrhajót hatalmas rakétákkal lövik ki a világűrbe. A Föld gravitációja nagyon erős, így nagy tömegű rakétákat kell építeni, hogy pályára állítsanak egy műholdat. Jelenleg főleg az Amerikai Egyesült Államok, az Európai Unió, Oroszország, Kína, Japán, Brazília épít hordozórakétákat.

Az első embert szállító rakéta, a Vosztok-1

Különböző rakétafajták A valaha épített legnagyobb hordozórakéta a Saturn-V volt (kb. 110 m magas), ezzel az Apolló űrhajókat lőtték fel, melyek a Holdra szálltak le.

A Saturn V-ös rakéta felépítése

Az oroszok óriásrakétája, a Proton nagy terheket képes feljuttatni Föld körüli pályára

Az oroszok rakétája a Szojúz és a Proton, az amerikaiaké a Titan-Centaur, az Atlas és a Delta, az európaiaké pedig az Ariane. Ezek a rakéták általában több fokozatból állnak, amelyek egymás után gyorsítják a rakétát, majd leválnak. A rakéta fellövéseket általában az egyenlítő környékéről szokták végezni, mert így a rakéta sebességéhez hozzáadódik a Föld forgási sebessége is, és könnyebben eléri a világűrt. Gyakran indítanak hatalmas tengeri platformokról is rakétákat.

A Titan-Centaur rakéta fellövés előtt

Az európai Ariane-5-ös rakéta kilövése

Egy tengeri platformról (SeaLaunch) való kilövés

Japán H2 rakéta indítása

02 – Az ősrobbanás modell és bizonyítékai

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

Az Ősrobbanás

Az Univerzum tágulása arra utal, hogy a távoli múltban a jelenleg látható Világegyetem jóval kisebb kellett, hogy legyen. Kezdetben az összes anyag egy végtelen kicsi, végtelen sűrű, végtelen forró pontba volt összenyomva, melyből valami oknál fogva robbanásszerű tágulásba kezdett. Ez volt az Ősrobbanás. Az Ősrobbanás pillanatában a mai fizikai törvények nem voltak érvényesek, ezért ennek a leírása jelenleg meghaladja a képességeinket. Az Ősrobbanás idején nem létezett sem tér, sem idő. A mi ismereteink szerinti fizikáról kb. 10^-43 másodperc elteltével beszélhetünk (ez az ún Planck-idő). Ekkor a Világmindenség szinte elképzelhetetlenül sűrű és forró volt, a ma ismert elemi részecskék még nem léteztek. A teret főleg nagy energiájú sugárzás töltötte be, ez volt a sugárzási korszak. A forró plazma a tágulás miatt fokozatosan lehűlt, ekkor "jöttek létre"a ma ismert magerők, elektromágneses erők, protonok, neutronok és a többi részecske.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/kozmologia/reszecskek.mp4{/mp4remote}

Részecskék a korai Unierzumban

Az elméleti számítások szerint a tágulás nem volt egyenletes, történt egy hirtelen, robbanásszerű felfúvódás ("infláció"), aminek során a Világegyetem mérete egyik pillanatról a másikra sok milliárdszorosára nőtt. Ezután a tágulás a maihoz hasonló ütemben ment végbe. A kavargó ősanyagban ütköző protonok és neutronok fokozatosan hélium- és deutériumatommagokká áltak össze (ezt elsődleges nukleoszintézisnek nevezzük).A ma ismert kémiai anyagok építőkövei, a hidrogén- és a héliumatommagok az Ősrobbanás utáni első 3 percben jöttek létre. A tágulás miatt az anyag fokozatosan hűlt, és a kezdetben mindent kitöltő sugárzás sűrűsége lassan lecsökkent. Kb. 400 ezer évvel az Ősrobbanás után, a protonokból és elektronokból semleges hidrogénatomok jöhettek létre. Innentől kezdve a sugárzás szabadon terjedhetett, a Világegyetem átlátszóvá vált (ez az ún. lecsatolódás ideje). Ezt követően kezdődött meg az első csillagok és galaxisok kialakulása, a gravitáció összehúzó erejétől vezérelve. Ez a csillagkorszak, amiben jelenleg is élünk.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/kozmologia/tagulas.mp4{/mp4remote}

A Világegyetem tágulása

A fent leírt eseményeket közvetlenül megfigyelni lehetetlen, mivel a korai Világegyetem átlátszatlan volt, a kibocsátott sugárzás rögtön elnyelődött. A legkorábbi, már megfigyelhető jelenség a lecsatolódás- ebből a korszakból származik a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.

Az Univerzum története az Ősrobbanástól a csillagkorszakig

A kozmikus háttérsugárzás

1965-ben Arno Penzias és Robert Wilson amerikai rádiócsillagászok különleges mikrohullámú rádiósugárzásra bukkantak, mely az égbolt minden irányából egyenletes erősséggel volt fogható. Hamar kiderítették, hogy a sugárzás az űrből jön, és olyan, mintha egy nagyon alacsony hőmérsékletű test bocsátaná ki. A sugárzás hőmérsékletére 3 Kelvint mértek(-270 Celsius fok). A sugárzás egyenletes eloszlása arra utal, hogy nem valamilyen égitestről (a Napról, más csillagokból, vagy a Tejútrendszerből) származik, hanem az egész Világegyetem ezzel a sugárzással van kitöltve.

Ezt a kozmikus háttérsugárzást jósolta meg több mint egy évtizeddel Penzias és Wilson előtt George Gamow amerikai fizikus az őrobbanás-elmélettel. Az ősrobbanás-elméletben a kozmikus hátttérsugárzás akkor keletkezik, amikor az Univerzum anyaga átlátszóvá válik a sugárzás számára. Ez a nagyon távoli múltban következett be, amikor az Univerzum még nagyon fiatal volt, és sokkal kisebb, mint jelenleg. Ekkoriban az Univerzum átlaghőmérséklete kb. 10 000 Kelvin körüli volt, ezért az akkor felszabaduló sugárzás ilyen hőmérsékletű kellett, hogy legyen. A tágulás miattazonban vöröseltolódás lép fel, ezért az akkori forró sugárzás ma megfigyelhető maradványa sokkal hidegebb lesz. Gamow 5 Kelvin körülire becsülte a jelenleg mérhető értéket, Penzias és Wilson 3 K-es mérése ezzel tökéletes összhangban volt. A kozmikus háttérsugárzás a forró Univerzum és az ősrobbanás legfontosabb megfigyelési bizonyítéka.

A háttérsugárzás a modern kozmológiai kutatások egyik fő területe. 1992-ben a COBE műhold minden korábbinál pontosabban kimérte a háttérsugárzás hőmérsékletét és irány szerinti eloszlását. A háttérsugárzás megdöbbentően egyenletesnek bizonyult, összhangban a kozmológiai elvvel. A hőmérsékletre 2,7 Kelvint mértek, 10^-5-es pontossággal.Ennek irány szerinti eloszlásában kis mértékű ingadozásokat (fluktuációkat) figyeltek meg, amit sokkal pontosabban 2003-ban a NASA WMAP űrszondája mért ki. A talált fluktuációkból a kutatók a legősibb galaxishalmazok kialakulását tanulmányozzák.

A háttérsugárzás az első csillagok, galaxisok keletkezése előtti korszakról nyújt információt

A kozmikus háttérsugárzás eloszlása az égbolton a COBE és a WMAP mérései alapján. A sárga és piros szín melegebb, a kék hidegebb területeketjelöl

01 – A kozmológia alapjai

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

A Világegyetem kialakulásával és fejlődésével foglalkozó tudományt kozmológiának nevezzük. Mai ismereteink szerint a Világegyetem kb. 13-15 milliárd évvel ezelőtt keletkezett, és azóta folyamatosan tágul, ennélfogva a kiterjedése óriási. A kozmológia tehát időben és térben nagyon távoli jelenségekkel foglalkozik. Ezek vizsgálata nagyon bonyolult, magas szintű matematikát igényel, mely Albert Einstein általános relativitáselméletére épül. Az elméleti kozmológia matematikai egyenleteit csillagászati megfigyelésekkel lehet ellenőrizni. Ezzel foglalkozik a megfigyelési kozmológia. A megfigyelési kozmológia alapja az, hogy a távoli égitesteket korábbi állapotukban látjuk, hiszen a fénynek időre van szüksége a köztünk lévő hatalmas távolság megtételéhez. Ennélfogva, ha kellően távolra nézünk, megfigyelhetjük, milyen volt a Világegyetem sokkal fiatalabb korában.

A kozmológiai elv

A fizika általános elve, hogy a természeti törvények a tér minden pontjában és minden időben ugyanazok. Ez általánosan elfogadott elv, mert az eddigi összes megfigyelés megmagyarázható úgy, hogy a földi fizikát alkalmazzuk a földön kívüli világ leírására is; ezzel az elvvel ellentmondó megfigyelés pedig még nem született. Egészen addig, amíg nem figyelünk meg valamit, ami a jelenleg ismert természeti törvények általánosságát egyértelműen cáfolja, ezt az elvet kell alkalmaznunk a Világegyetem leírásához. Ez a szabály a fizika ismeretelméletében gyökeredzik, miszerint ha két lehetőség ugyanolyan jól megmagyarázza a megfigyeléseinket, akkor az egyszerűbbet fogadjuk el (Ockham-borotva elve).

A kozmológiai elv ehhez az általános fizikai elvhez hasonló. Az eddigi megfigyelések szerint a Világegyetem nagy léptékben mindenhol teljesen ugyanolyan. A kozmológiai elv tehát azt mondja ki, hogy bármilyen irányban és bármilyen messze tekintünk, ugyanazt avilágot látjuk majd, mint ami magunk körül létezik. Pontosabban megfogalmazva: a Világegyetem izotrop (tetszőleges irányba nézve ugyanolyan) és homogén (bármely távolságban ugyanolyan). Így tehát nemcsak a fizikai törvények, de az anyag nagyléptékű szerkezete, annak összetétele, a Világegyetem fejlődése, tágulása stb. is hasonló a Világegyetem minden pontján.

Galaxisok eloszlása az égbolton, irány és távolság szerint. A galaxisok nagyobb méretskálán egyenletesen töltik ki a teret, a kozmológiai elvvel összhangban.

Az Olbers-paradoxon, a táguló Világegyetem

A mai értelemben vett első modern kozmológiai világmodellt Newton dolgozta ki. Newton felismerte, hogy a gravitáció végtelen hatótávolságú, ezért a Világmindenség minden égitestje, anyaga befolyásolja a többit. Mivel a gravitáció csak vonzó lehet, véges Világegyetemben az anyag nem maradhat nyugalomban, a gravitáció egyetlen pontba sűrítene össze minden égitestet. Ez alól egyedül az jelenthet kibúvót, ha a Világmindenség térben végtelen, és egyenletes anyagsűrűségű. Ekkor ugyanis a különböző irányú vonzóerők kiejtik egymást, az egy pontban ható eredő erő 0.

A newtoni végtelen tér, bár sokáig elfogadottnak számította fizikusok között, alapvetően ellentmond a tapasztalatnak. Erre az egyszerű, de megdöbbentő következtetésre elsőként Wilhelm Olbers német orvos mutatott rá 1826-ban. Kérdésfelvetése roppant egyszerű: "Miért van éjszaka sötét?" A newtoni végtelen térben, melyet egyenletesen töltenek ki a csillagok, bármerre nézünk, előbb-utóbb csillagot kellene látnunk. A csillagok fénye ugyan a távolsággal csökken, de a látszó csillagok száma nő, ezért az égboltnak egyenletes, vakító fényességűnek kellene lennie. Mivel az éjszakai égbolt sötét, a következtetés ellentmond a tapasztalatnak. Ez az Olbers-paradoxon.

Az Olbers-paradoxon megoldását Edwin Hubble 1929-es felfedezése jelentette. Hubble kimutatta, hogy minden galaxis távolodik tőlünk, azaz a Világegyetem tágul. Ez a következtetés a galaxisok vöröseltolódásán alapul. Hubble és mások megfigyelései szerint a galaxisok színképvonalai nem ott vannak, mint a földi eredetű színképvonalak, hanem el vannak tolódvaa vörös felé. Erre a jelenségre a Doppler-effektus ad magyarázatot:a vöröseltolódást a galaxisok távolodása okozza. A távolodás sebessége arányos a vöröseltolódással:

v = c * z = c * Dl/l

ahol z a vöröseltolódás, l a földi laboratóriumban (nyugvó rendszerben) mért hullámhossz, Dl a színképvonal hullámhossz-eltolódása, c a fénysebesség, v a galaxistávolodási sebessége. Hubble korszakalkotó felfedezése annak felismerése volt, hogy a vöröseltolódás (azaz a távolodási sebesség) annál nagyobb, minél távolabb van a galaxis. Ezt írja le a híres Hubble-törvény:

v = H * d

ahol d a galaxis távolsága, H a Hubble-állandó (ma ismert értéke 70 km/s/Megaparszek). Eszerint a távoli galaxisok nagyobb sebességgel, a közelebbiek kisebb sebességgel távolodnak, pont úgy, mint egy felfúvódó léggömb felszíni pontjai. A Világegyetem tehát tágulóban van. A Hubble-törvény nem sérti a kozmológiai elvet: egy másik galaxisban lévő megfigyelő pontosan ugyanazt látná, hogy az összes többi galaxis távolodik az övétől. A tágulásnak nincs középpontja, ugyanúgy, mint ahogy a felfúvódó léggömb középpontja sincs rajta a léggömb felszínén.

A táguló Világegyetem nem lehet végtelen és állandó, mint a newtoni univerzum. A tágulásnak valamikor el kellett kezdődnie, tehát a Világegyetem véges életkorú. A tágulás sebességéből és a Világegyetem jelenlegi méretéből kiszámítható, hogy az Univerzum 13 – 15 milliárd évvel ezelőtt keletkezett. Véges életkorú Világegyetemben nem lehet végtelen távolságra ellátni, csak maximum akkorára, amekkorát a fény ezen életkor alatt befuthatott. Az Olbers-paradoxon és az éjszakai sötét égbolt magyarázata tehát az, hogy az általunk belátható térrész, bár hatalmas, de véges, és ebben a véges térrészben a világító anyag sűrűsége igen kicsi.

Mi okozza a Világegyetem tágulását? Ezt nem tudjuk biztosan. Jelenleg a legvalószínűbb magyarázat az Ősrobbanás-hipotézis.

Hubble-törvény közeli galaxisra

Hubble-törvény távoli galaxisra

Hubble-törvény nagyon távoli galaxisra

06 – Aktív galaxisok, kvazárok

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

A galaxisok egy különleges csoportját alkotják az úgynevezett aktív galaxisok, pontosabban az aktív maggal rendelkező galaxisok. Az aktív galaxismag kifejezés azt jelenti, hogy az ilyennel rendelkező csillagváros központi tartományában – magjában – folyamatosan hatalmas mennyiségű sugárzási energia szabadul fel. Ez a rendkívüli fényességű mag gyakran túlragyogja a szülőgalaxisát. Az első, nagy fényességű aktív galaxisokat Carl Seyfert fedezte fel 1943-ban. Majdnem két évtizeddel később az első, rádiótávcsövekkel végzett égboltfeltérképezések, majd a ’60-as, ’70-es években az optikai felmérések vezettek további különleges objektumok, a rádiótartományban intenzíven sugárzó rádiógalaxisok (pl. a Centaurus A), a több milliárd fényév távolságból is látszó kvazárok (a kvazár szó az angol quasar, "quasistellar radio source", "csillagszerű rádióforrás" kifejezésből ered), és a "csillagszerű objektumok" (QSO, quasistellar object) felfedezéséhez.

Jelenlegi ismereteink szerint ezen változatos, látszólag eltérő tulajdonságú objektumok valójában nagyon hasonlóak. Az aktív galaxismagok "motorja" egy szupernehéz (több millió naptömegű) fekete lyuk, amelybe egy úgynevezett anyagbefogási korongon keresztül folyamatosan hatalmas mennyiségű gázanyag hullik. Ezen anyag egy része ténylegesen behullik a fekete lyukba, míg más része a korongra merőleges, nagysebességű anyagsugárként, úgynevezett jetként kidobódik a galaxismagból. Az aktív galaxismagok egyesített elmélete szerint attól függően látunk rádiógalaxist, kvazárt, vagy más aktív galaxismagot, hogy milyen irányból látunk rá erre a különleges objektumra.

Az M87 rádiógalaxisról, illetve a magjáról készült rádiótérképen jól látszik a magból kidobódó anyagsugár, a jet

A Centaurus A rádiógalaxis

Távoli kvazárok a Hubble Űrtávcső felvételein

Fantáziarajz egy kvazár magjáról

Magyarázó ábra az aktív galaxismagok egyesített elméletéhez

05 – A Világegyetem nagyléptékű szerkezete

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

Világegyetemünk jobb megismeréséhez és megértéséhez vezető fontos lépés, hogy feltérképezzük a benne található galaxisok térbeli eloszlását. Már a korai, fotografikus felmérések is megmutatták, hogy a galaxisok nem egyenletesen oszlanak el a térben, hanem bonyolult "csomósodásokat", halmazokat alkotnak. Azonban a pontos, három dimenziós képhez az égbolton elfoglalt pozíciójukon kívül a távolságukat is ismerni kell. Ezt galaxisok esetén a legegyszerűbben, és leggyorsabban a vöröseltolódásuk mérésével tehetjük meg.

Két szelet az Univerzumból: a galaxisok térbeli eloszlása két milliárd fényév távolságig. Az ábrán több tízezer galaxis van feltüntetve apró, kék pontként

A XX. század végén elindult nagy galaxis vöröseltolódás felmérő kutatóprogramok távoli csillagvárosok százezreinek mérték ki és mérik jelenleg is a vöröseltolódását és pontos égi pozícióját. A kapott adatokból a Világegyetem fantasztikusan bonyolult, csomós, szálas szerkezete rajzolódik ki folyamatosan a szemünk előtt.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/extragalaktikus/cdmcruise_old.mp4{/mp4remote}

Számítógéppel szimulált utazás galaxisok milliárdjai között, a szálas-buborékos szerkezetű Univerzumunkban

04 – Kölcsönható galaxisok

SDT, MCSE

2007. január 24, szerda

A galaxisok közötti irdatlan távolság alapján sokáig úgy véltük, hogy ezek a hatalmas csillagvárosok magányos "szigetuniverzumok", amelyek jelenleg megfigyelhető alakját a keletkezésükkor fennálló kezdeti feltételek és belső fizikai folyamatok határozzák meg. Ám a nagytávcsöves, fotografikus égboltfelmérések képein egyre több ütköző, kölcsönható, vagy torz alakú (pekuliáris) galaxist fedeztek fel. Hamar bizonyossá vált, hogy a galaxisok életében, fejlődésében az egymással való kölcsönhatásoknak igen fontos szerepe van.

Az ütközések, vagy gravitációs kölcsönhatások során a nagytömegű galaxisok mintegy "felfalják" a túl közel kerülő, kisebb társaikat. Az ütközések során összetorlódó csillagközi anyagban rövid idő alatt hatalmas számban keletkeznek nagytömegű, forró, kék csillagok. Ezek az aktív csillagbölcsők fényes, kék foltokként figyelhetőek meg a képeken.

Ezek a kölcsönhatási folyamatok a galaxisok hatalmas méretei miatt emberi mértékkel nézve meglehetősen lassan, több százezer – millió éves időskálán zajlanak, de számítógépes szimulációk segítségével milliószorosra gyorsítva figyelhetjük meg ezen jelenségeket.

Egy kölcsönható galaxispár, az Örvény-köd