Kezdőlap Blog Oldal 545

03 – Csillagok tömege

SDT, MCSE
-

A csillagok tömege tulajdonképpen egész életüket meghatározza. Kezdeti tömegük dönti el, hogy végül milyen fejlődési utat járnak majd be. Képesek lesznek-e egyáltalán a hidrogént héliummá alakítani életük kezdetén, ill. hogy életük végén fehér törpék, neutroncsillagok vagy fekete lyukak lesznek.  

Mivel a csillagok tömege kg-ban mérve óriási érték, ezért azt a csillagászok a Nap tömegére vonatkoztatva adják meg. A csillagok tömege igen tág határok között mozoghat. A legkisebb csillag tömege a Nap tömegének 8%-a, míg a legnagyobb csillagok tömege elérheti a 100 naptömeget is. A 0,08 naptömegnél kisebb égitestekben nem képes beindulni a hidrogén-hélium fúzió (barna törpék), míg a 100 naptömegnél nagyobbak már nem stabilak. Ezek igen extrém esetek. Általában a csillagok tömege kb. 0,4 és 4 naptömeg közötti.

A csillagok tömegének mérése az egyik legnehezebben megoldható feladat a csillagászatban. Magányos csillagok esetén közvetlenül kivitelezhetetlen. Csak olyan rendszerek esetén tudjuk a tömeget jól megbecsülni, amelyben két csillag kering egymás gravitációs vonzásában egy közös tömegközéppont körül. Itt felhasználhatjuk Kepler III. törvényét (a két tömeg összegét adja), valamint azt, hogy a tömegek fordítottan arányosak a közös tömegközépponttól való távolsággal (a tömegek arányát adja a pályák méretaránya), így az egyes tömegek kiszámíthatók.

Ha a csillagok tömegének függvényében ábrázoljuk a fényteljesítményüket (luminozitás), akkor azt látjuk, hogy a fényesebb csillagok általában nagyobb tömegűek. A 0,1 és 10 naptömeg közötti csillagoknál ez az összefüggés matematikailag így írható fel: L ~ M3,5 azaz a fényesség a tömeg 3,5-ik hatványával egyenesen arányos. Ez a tömeg-fényesség reláció. Természetesen vannak olyan csillagok, melyek nem illeszkednek be ebbe a szabályba. Ilyenek pl. a fehér törpék. Általánosságban elmondhatjuk, hogy a csillagok nagy részére fennáll ez az összefüggés. Ez hasznos, mert így a magányos csillagok tömegét is ki tudjuk számítani, ha ismerjük az abszolút fényességüket.


Tömeg-fényesség reláció

02 – Csillagok fényessége

SDT, MCSE
-

A csillagok fényességét először Hipparkhosz görög csillagász osztályozta. Ő hat fényrendbe sorolta a csillagokat. Az első osztályba kerültek a legfényesebbek, míg a hatodik osztályba a szabad szemmel éppen csak láthatók. Ez az osztályozás csak a csillag Földről látható fényességére vonatkozott, ami köztudottan függ a távolságtól is (kétszer akkora távolságban levő csillag negyedakkora fényességűnek látszik). Ez alapján lehetetlen megmondani, hogy egy közeli halvány vagy távoli fényes csillagról van szó.

Ezért a csillagászok definiálták az abszolút fényesség fogalmát, amely azt adja meg, hogy a csillag milyen fényesnek látszana tíz parszek (kb. 33 fényév) távolságból. A parszek egy csillagászati távolságegység: 1 parszek az a távolság, amelyből a földpálya fél nagytengelye (Nap-Föld átlagos távolság) 1 ívmásodperc alatt látszik, ez kb. 30,86×1012 km. Ha a Napot tíz parszek távolságra vinnénk a Földtől, akkor egy kicsit halványabb lenne mint az Alcor, mely a Göncölszekér rúdjának középső csillagának, a Mizarnak a társcsillaga.  

A csillagok fényességét magnitúdóban mérjük. A magnitúdó görög eredetű szó, jelentése nagyságrend. A magnitúdóskála megalkotásánál figyelembe vették azt a tényt, hogy az ember érzetei az ingerek logaritmusával arányosak, azaz a szem egy valójában tízszer fényesebb objektumot csak kétszer olyan fényesnek lát. Ráadásul alkalmazkodva Hipparkhosz rendszeréhez, a fényesebb csillagokhoz kisebb magnitúdóértéket társítunk. A nagyon fényes csillagoknak akár negatív magnitúdójuk is lehet (pl. Szíriusz: -1,4 magnitúdó).  


Az égitestek fényességének magnitúdóskálája

A fényesség ismeretében következtethetünk arra, hogy a csillag mennyi energiát bocsájt ki másodpercenként (fényteljesítmény, vagy más szóval luminozitás) és ezáltal megbecsülhetjük anyagának bizonyos jellemzőit ill. a csillagban zajló energiatermelő folyamatokra is következtethetünk.

01 – Csillagok

SDT, MCSE
-

A csillag olyan égitest, melynek fényét a belsejében magfúzió útján történő energiatermelés biztosítja. Ilyen égitest pl. a Nap is. A csillagok mérete attól függ, hogy mekkora volt születésükkor a tömegük ill., hogy éppen életük melyik szakaszában járnak. Vannak a Napnál sokkal kisebb és vannak nála lényegesen nagyobb csillagok is. Bár jellemzően nem zajlik energiatermelés a belsejükben, mégis a csillagok közé sorolják a barna törpéket, a fehér törpéket és a neutroncsillagokat is.

A csillagokat 8 fő tulajdonságuk alapján jellemezhetjük, ezek a következők:

  • fényesség
  • szín (színképtípus)
  • kémiai összetétel
  • sugár
  • tömeg
  • felületi hőmérséklet
  • forgási periódus
  • mágneses tér

Ezek a tulajdonságok nem csak a csillag típusára jellemzők, hanem függnek annak korától (fejlődési állapotától) is. Ezeket a mennyiségeket állapothatározóknak is nevezzük.


Néhány csillag méretének összehasonlítása

A csillagfejlődés végállapotai

SDT, MCSE
-

Fehér törpecsillagok

Mikor a kis tömegű csillag feléli teljes nukleáris üzemanyagát, összehúzódásba kezd. Ekkor mivel energiatermelés nem történik, a belső nyomás nem képes megállítani az összehúzódást. Ezért az egészen addig húzódik össze, míg az anyag elfajult állapotba nem kerül. Ebben az állapotban a nyomás nem függ a hőmérséklettől, mint normális gáz esetén, hanem csak a sűrűségtől. Azaz növekvő sűrűség esetén nő a nyomás is.

Az elfajult elektrongáz nyomása meg tudja állítani az összehúzódást és a fehér törpe egyensúlyi állapotba kerül. Ebben az állapotában évmilliárdok alatt kihűl, és fekete törpévé válik. A fehér törpék sugara 5-6000 km. Sűrűségük igen nagy. Belsejükben gyakorlatilag csak teljesen ionizált szén és oxigénmagok találhatóak. Felszíni hőmérsékletük tág határok között mozoghat (5000-80000 K).


A csillagfejlődés végállapotai

Neutroncsillagok

Mikor a nagy tömegű csillag magja összeomlik (lásd II. típusú szupernóva robbanás) a hatalmas gravitáció neutronokká préseli a protonokat és az elektronokat, így az elfajult elektrongáz nyomása nem képes megállítani az összehúzódást. Ekkor a csillag már csak neutronokból áll, amik szintén elfajult állapotban vannak. A sűrűség és a nyomás tovább nő a csillag belsejében egészen addig, míg az összehúzódást meg nem állítja. Kialakul a neutroncsillag.


Neutroncsillag születése

A neutroncsillag átmérője 10-20 km. Tömege 1-2 naptömeg. 2,5 naptömegnél nagyobb tömegű neutroncsillag nem stabil, fekete lyukká omlik össze. Sűrűsége óriási: 2*1014g/cm3. A neutroncsillagok jellemző tulajdonsága még az igen erős mágneses tér ill. a rendkívül gyors forgás.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/kozmologia/dist_sn97ff.mp4{/mp4remote}

Az SN1997ff jelű távoli szupernóva a Hubble Űrteleszkóp felvételein

Fekete lyukak

Ha a szupernóva-robbanás után visszamaradó mag tömege nagyobb mint 2,5 naptömeg, akkor az összehúzódást már az elfajult neutrongáz nyomása sem tudja megállítani. Ekkor fekete lyuk keletkezik, melynek gravitációja olyan erős, hogy semmi sem hagyhatja el a felszínét, még a fény sem – ezért közvetlenül nem lehet megfigyelni.

Legfontosabb jellemzőjük az ún. Schwarzschild-sugár, amely azt a méretet jelenti, amelynél az összehúzódó égitest felszínére vonatkoztatott szökési sebesség már eléri a fénysebességet. Ekkor a fény sem tudja elhagyni a testet. Az 1 naptömegnyi égitestnek pl. 3 km a Schwarzschild-sugara, míg egy 5 naptömegű testnek kb. 15 km. Fekete lyukakat csak közvetett módon találhatunk, a körülöttük lévő csillagközi anyagra vagy csillagra gyakorolt gravitációs hatásuk kimutatása alapján.

03 – Nagy tömegű csillagok fejlődése

SDT, MCSE
-

A nagytömegű csillagok jóval gyorsabban felélik magbeli hidrogénkészletüket mint kisebb tömegű társaik. Egy a Napnál 15-ször nehezebb csillag kb. 10000-szer fényesebb és a magátalakulások kb. 670-szer gyorsabban mennek végbe benne. Mikor a magban lecsökken a hidrogén atommagok mennyisége, a fúzió lelassul és a mag zsugorodni kezd. A felszabaduló gravitációs energia felmelegíti a magot körülvevő héjat, ahol beindul a hidrogén fúziója. Ennek hatására a csillag burka tágulni kezd és még a vörös óriásoknál is nagyobb méretű lesz. Az ebben az állapotban lévő csillagokat vörös szuperóriásoknak nevezzük.

A csillag magjában közben egyre növekszik a hőmérséklet és fokozatosan beindul a nehezebb elemek fúziója (hélium kb. 100 millió K, szén kb. 500 millió K esetén). Közben a hidrogént tartalmazó héj egyre kijjebb kerül, míg belül egymást követik a nehezebb elemeket tartalmazó héjak. A csillag szerkezete egy hagymához hasonlítható, ahol a centrumban a vas található az azt körülvevő héjakat az egyre könnyebb szilícium-, oxigén-, neon-, oxigén- és végül szénmagok túlsúlya jellemzi. A két legkülső réteg a hélium és a hidrogén héj.  


Egy vörös óriáscsillag belső szerkezete

A fokozatos fúziók során épülnek fel az elemek egészen az 56-os tömegszámú vasig. A vasnál nehezebb elemek ilyen módon már nem tudnak létrejönni, mivel ezeknek az elemeknek a fúziója már nem energiatermelő folyamat. Az egyre nehezebb elemek "égése" egyre rövidebb ideig tart. Míg egy 10 naptömegű csillagban a hidrogén fúziója kb. 10 millió évet vesz igénybe, addig ugyanez a csillag szilíciumkészletét kb. 2 nap alatt éli fel teljesen.

Mikor az energiatermelés megszűnik, a csillag zsugorodni kezd. Anyaga elfajulttá válik, de a nagy tömeg miatt (m > 1,4 naptömeg) a zsugorodást még az elfajult anyag nyomása sem tudja megállítani. A csillag centrumához közeli területek gyorsabban zuhannak a középpont felé, mint a külső részek.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/asztrofizika/csillagok-vegallapotai/szupernova.mp4{/mp4remote}

Ez azt eredményezi, hogy a csillag két részre válik: egy gyorsan zsugorodó mag és a mag felé zuhanó héj. A magban akkora lesz a sűrűség, hogy a protonokat és elektronokat összepréseli neutronokká. Ezen a ponton az összehúzódás hirtelen megáll és a behulló héj gyakorlatilag visszapattan a hirtelen megkeményedő magról. A visszapattanó anyag lökéshullámot kelt a behulló héjban, ami leveti a csillag külső burkát. Ekkor a csillag fényessége hirtelen óriásira növekszik, majd lassan halványul. Ezt a jelenséget II. típusú szupernóva-robbanásnak nevezzük. A visszamaradó igen sűrű csillagmag tömegétől függően neutroncsillaggá (m < 2,5 naptömeg) vagy fekete lyukká válik (m > 2,5 naptömeg).


II. típusú szupernóva-robbanás

02 – Kis tömegű csillagok fejlődése

SDT, MCSE
-

A csillag magjában lévő hidrogén atommagok hélium atommagokká történő átalakulása után létrejön egy tiszta hélium mag, melyet egy vékony hidrogénből álló héj vesz körül. Mivel a magbeli hőmérséklet még nem elég magas nagy ahhoz, hogy a hélium atommagok fúziója beinduljon, ezért a centrumban leáll az energiatermelés.


Kis tömegű csillag fejlődése

A magbeli energiatermelés leállása miatt a csillag magjában a nyomás csökkenni kezd. Ez a mag belsejében uralkodó hidrosztatikai egyensúly megbomlásához vezet és a csillag magja gravitációs összehúzódásba kezd. A kisugárzódó gravitációs energia felmelegíti a vékony hidrogén burkot annyira, hogy ott beindulhat a magfúzió. A héjbeli hidrogén égésekor keletkező energia felmelegíti a csillagburkot, mely ennek hatására felfúvódik. Ekkor a burokban megnövekszik a nyomás, és ez lefújja a csillag anyagának egy részét a csillagról. A mag közben tovább zsugorodik. Emiatt a központi hőmérséklet újra emelkedik, míg meg nem haladja a 100 millió K-t. Ezen a hőmérsékleten robbanásszerűen beindul a hélium szénné való átalakulása (hélium felvillanás).


Egy kistömegű csillag fejlődése

Az ismételten beinduló fúziós folyamatok jelentősen megnövelik a belső nyomást. Ehhez alkalmazkodva a csillag felfúvódik. Ez a felfúvódás egészen addig folytatódik, míg ismét be nem áll az egyensúly. Eközben a csillag ismét veszít anyagából. A csillag felszíne ekkor már sokkal nagyobb mint korábban és ezért kissé lehűl (vörösebb lesz), fényessége viszont sokszorosára nő. Ezt az állapotot vörös óriás állapotnak nevezzük. A vörös óriás állapot azonban már nem olyan stabil mint a fősorozati állapot ezért gyakorlatilag minden vörös óriásnál felfedezhetünk valamilyen fényességváltozást.  


A Nap fejlődése

A hélium fúzió eredményeként egy idő után az összes magbeli hélium szénné alakul. Ekkor ismét leáll a fúzió, hiszen a hőmérséklet nem elég nagy ahhoz, hogy a szén nehezebb elemekké történő fúziója beinduljon. A mag ekkor ismét zsugorodásba kezd, de kis tömegű objektumról lévén szó a zsugorodás már nem szolgáltat annyi energiát, hogy a hőmérséklet elérje a szén fúziójának beindításához szükséges küszöbértéket, azaz a csillagban végleg leáll az energiatermelés.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/asztrofizika/csillagok-vegallapotai/fehertorpe.mp4{/mp4remote}

Ez az egész csillag összehúzódásához vezet. Zsugorodás közben a csillag burka felmelegszik, ezért színe fehérré válik. Fehér törpecsillag lesz belőle. Anyagi összetétele ekkor már nem változik. A magjában szén és oxigén, az ezt körülvevő héjban pedig héliummagok helyezkednek el. Ha a csillag fősorozati tömege kisebb volt mint 8 naptömeg akkor az anyagledobódások során veszített annyit a tömegéből, hogy az 1,4 naptömegnél kisebb legyen. Ennél a határtömegnél (Chandrashekhar-féle határ) kisebb tömegek esetén a zsugorodás közben elfajulttá (nagyon nagy sűrűségű és alacsony hőmérsékletűvé) vált anyag nyomása egyensúlyt tud tartani a gravitációval és egy viszonylag stabil egyensúlyi állapot alakulhat ki. Ha a csillagnak nem volt kísérője, akkor lassan évmilliárdok alatt kihűl és ún. fekete törpe csillag lesz belőle. A folyamatok során a csillagról állandóan anyag távozik, ami burokszerűen körülveszi a csillagot. Ez a képződmény az ún. planetáris köd.

Ha a csillag tagja egy két csillagból álló kettős rendszernek, akkor társcsillagától anyagot kaphat. Az anyagfelvétel hatására a tömege megnő és csillag elfajult anyaga nem képes ellenállni a megnövekedett gravitációs erőnek, ezért összeroskad. A hirtelen összeomlás termonukleáris robbanást okoz a csillag magjában, ami a csillag burkának nagysebességű ledobódásához vezet. Ekkor a csillag fénye másodpercek alatt több százmilliószorosára nő, majd lassan évek alatt ismét elhalványul. Ezt a jelenséget Ia típusú szupernova-robbanásnak nevezzük.  


Ia típusú szupernóva-robbanás mozzanatai 1


Ia típusú szupernóva-robbanás mozzanatai 2

01 – A csillagok élete

SDT, MCSE
-

Vannak olyan csillagkezdemények, melyek nem tudnak annyi tömeget felhalmozni, hogy annak gravitációs energiája fel tudja "fűteni" a csillagot annyira, hogy meginduljanak benne a magreakciók. Ezeket az objektumokat barna törpéknek nevezzük. Tömegük kisebb mint a Nap tömegének 8%-a, azaz 80 Jupiter-tömegnél. Átlagos méretük a Jupiter és a legkisebb csillagok (vörös törpék) mérete között lehet. Felszíni hőmérsékletük általában 3000 K alatt van.


A barna törpék méretének összehasonlítása más objektumokkal

A 0,08 naptömegnél nagyobb objektumok esetén, mikor a gravitációs összehúzódás megszűnik, a csillag eléri a stabil sugárzási állapotát. Ezt az állapotot fősorozati állapotnak nevezzük. Ebben a szakaszban a hidrogén atommagok hélium atommagokká  történő fúziója biztosítja az energiát. A fúzió során felszabaduló nukleáris energia akár több milliárd évig is képes biztosítani a csillag egyenletes sugárzását. Az egyenletes sugárzási szakasznak a hossza az égitest tömegétől függ. A nagyobb tömegű csillagok ugyanis nagyobb teljesítménnyel sugároznak, így hamarabb elfogyasztják a magjukban lévő hidrogént. Pl. a Nap stabil állapotának hossza kb. 9-11 milliárd év, míg egy nála 20-szor nagyobb tömegű csillagnál ez az idő csupán 5 millió év.


Egy átlagos csillag belső szerkezete

Az energiatermelésben a csillagnak csak egy kis része, az összes hidrogén mindössze 12%-át magában foglaló központi mag vesz részt. Mivel a csillag középpontjában nincs anyagkeveredés, ezért a mag nem kap utánpótlást és így lassan feléli teljes hidrogénkészletét.


Csillagfejlődés

A csillagok tömegüktől függően alapvetően két fejlődési utat járhatnak be. A kisebb tömegű csillagokból fehér törpék lesznek, melyek lassan kihűlnek, míg a nagyobb tömegűek szupernóvarobbanás után neutroncsillagként vagy fekete lyukként végzik.


Különböző tömegű csillagok fejlődése a HRD-n

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/asztrofizika/csillagok-fejlodese/hrd1.mp4{/mp4remote}
Áttekintés a HRD-ről

 

A csillagok keletkezése

SDT, MCSE
-

A csillagok olyan csillagközi molekulafelhőkben keletkeznek, mint pl. az Orion-köd vagy a Sas-köd. Ezek a felhők többnyire molekuláris hidrogénből állnak. Tömegük kb. 1%-át alkotja grafit-, jég- és szilikátszemcsékből álló por. A por szemcséinek mérete néhány mikrométer. A felhők igen stabil képződmények. Átlagos élettartamuk kb. 40 millió év.

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/asztrofizika/csillagok-szuletese/csillagkepzodes1.mp4{/mp4remote}

A megfigyelések azt mutatják, hogy a felhőkben sűrű magok vannak. Ezek kialakulása a csillagkeletkezés első fázisa, melyet nem ismerünk pontosan. A második fázis az, mikor a mag a saját gravitációja hatására kezd összehúzódni. Az összehúzódás elején a mag anyaga még annyira ritka, hogy a felszabaduló gravitációs energia szabadon kisugárzódik, ezért a mag hőmérséklete nem emelkedik. A folyamat először egy sűrűbb mag kialakulásához (protocsillag) vezet, melyre kevésbé sűrű anyag hullik.


Összehúzódó felhőmag, középpontjában a születő protocsillaggal 


Orion-köd, zsugorodó gázfelhőkkel 

A felhőnek kezdetben volt valamennyi impulzusmomentuma (perdülete). Összehúzódáskor a sugara jelentősen csökken, ami az impulzusmegmaradás törvénye miatt a forgási sebesség megnövekedésével jár. Ez azt eredményezi, hogy az összehúzódó felhő belapul. Kialakul a csillagmag és egy körülötte lévő anyagkorong az ún. akkréciós korong. Ekkor a csillag anyaga már olyan sűrű, hogy a sugárzás nem tud akadálytalanul kijutni belőle, ezért a felszabaduló gravitációs energia melegíti a protocsillagot, így az láthatóvá válik.


A Sas-köd. A sötét területek átlátszatlan molekulafelhők, amelyek elnyelik a távolabbi csillagok fényét 


A protocsillag és az akkréciós korong

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/asztrofizika/csillagok-szuletese/protopl_disk_ssc0408v3.mp4{/mp4remote}

Akkréciós korong születőfélben lévő protocsillag körül

Mikor a protocsillag belsejének hőmérséklete eléri a 10-15 millió kelvint, akkor megnő a hidrogén héliummá való átalakulásának valószínűsége és beindulnak a fúziós reakciók. Ezen a ponton az összehúzódás leáll, mivel a csillagban uralkodó nyomás ki tudja egyenlíteni a gravitáció hatását. A csillag megérkezik a fősorozatra. A csillagkörüli anyagkorong egy része ráhullik a csillagra. Másik részéből pedig a por- és gázrészecskék összeolvadása révén bolygócsírák, majd bolygók keletkeznek. Ezért mire a csillag eléri a fősorozatot, az akkréciós korong nagy része eltűnik. Ilyen módon alakult ki a Naprendszerünk is.


A Naprendszer kialakulásának fő fázisai

{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/asztrofizika/csillagok-szuletese/protopl_disk_ssc0408v2.mp4{/mp4remote}

Akkréciós korong bolygókeletkezés közben

A csillagok többnyire csoportosan keletkeznek. Ennek az oka, hogy a felhő összehúzódás közben általában feldarabolódik és az egyes darabok egymástól függetlenül fejlődnek tovább. A csoportos csillagkeletkezés eredményeként jönnek létre az asszociációk (laza csoportok) és a nyílthalmazok (kötöttebb csoportok). Ilyen nyílthalmaz például a Fiastyúk.


Egy tipikus nyílthalmaz, a Fiastyúk. Területén az együtt született csillagok még nem szóródtak szét az űrben

04 – Űrállomások

SDT, MCSE
-

1986-ban kezdte meg működését az orosz MIR űrállomás, melyen nagyon sok fontos kísérletet és megfigyelést végeztek. A MIR 2001-ben befejezte munkáját és visszairányítás során elégett a Föld légkörében.


A MIR űrállomás 1997-ben


A MIR űrállomás a Föld körül

1998-ban kezdték építeni a Nemzetközi Űrállomást, mely jelenleg is modul elemekkel bővül. Ha elkészül, mérete egy futballpályával fog vetekedni. Építésében az USA és Oroszország mellett az EU, Kanada és Japán vesz részt.


A Nemzetközi Űrállomás


A Nemzetközi Űrállomás szerkezete miután megépül

Az űrállomásokon kutatásokat és kísérleteket végeznek, elsősorban újfajta gyógyszereket fejlesztenek ki, állatok és növények viselkedését vizsgálják a súlytalanságban, különleges anyagokat állítanak elő.

01 – Az első űrállomás és az űrsiklók

SDT, MCSE
-

Az első nemzetközi repülés 1975-ben történt, egy amerikai Apolló és egy szovjet Szojúz űrhajó összekapcsolódásával. A hetvenes években számos szovjet és amerikai kisebb űrállomást hoztak létre, ezek közül a legnagyobb a Skylab volt, mely 6 évig repült, majd belépett a Föld légkörébe és elégett.

A Skylab 1981-re fejlesztették ki az űrsiklókat, melyek nagy előnye az volt, hogy újra fel lehetett használni őket. A személyzet 7 fő lehet. Az űrsiklók fedélzetéről műholdakat állítanak pályára, és a Nemzetközi Űrállomást is a segítségükkel építik. Az első űrrepülőgép a Columbia volt, készítésük sorrendjében a többi neve: Challenger (1983), Discovery (1984), Atlantis (1985), Endeavour (1992). Egy fellövés kb. 400 millió dollárba kerül.


A Columbia az első repülésén


A Discovery rakodótere

1986-ban felszállás közben a segédrakéta rögzítésének és tömítésének hibája miatt felrobbant a Challenger, mind a hét űrhajós életét vesztette.


A Challenger felrobban

2003-ban elpusztult a Columbia, miközben visszatért a Földre. A korábban leszakadt hőszigetelő csempék és a sérülések miatt az űrsikló elégett. A fedélzeten lévő hét űrhajós meghalt.


A Columbia utolsó legénysége

1...544545546...619545 / 619 oldal
© Magyar Csillagászati Egyesület

A www.csillagaszat.hu oldal felületén sütiket (cookie) használunk. Ezeket a fájlokat az ön gépén tárolja a rendszer. Az oldal használatával ön beleegyezik a cookie-k használatába. További információért kérjük olvassa el adatvédelmi tájékoztatónkat. További információ

A süti beállítások ennél a honlapnál engedélyezett a legjobb felhasználói élmény érdekében. Amennyiben a beállítás változtatása nélkül kerül sor a honlap használatára, vagy az "Elfogadás" gombra történik kattintás, azzal a felhasználó elfogadja a sütik használatát.

Bezárás