deep space
23.06.2006., petak
Neutronske zvijezde
|
Iako je teoretski model neutronske zvijezde pretpostavljen još u prvoj polovici 20. stoljeća, za njih nije postojalo veliko zanimanje sve do 1960. -ih. 1967. godine je pomoću velikog radio - teleskopa otkriveno da neke točke na nebu vrlo pravilno i brzo pulsiraju. Ti su izvori nazvani pulsarima, a imali su periode između 0.25 i 1.5 sekunde. Danas su poznati i pulsari sa periodima od jedne tisućinke sekunde i oni sa periodima do 5 sekundi. Otkriće pulsara bilo je veliko otkriće jer je bilo jasno da je astronomija naišla na do tada neviđene objekte. U kratkom su se vremenu razvile mnoge teorije, no niti jedna nije potpuno zadovoljavala sve kriterije. Stoga su znanstvenici krenuli metodom eliminacjie i na kraju su preostali samo bijeli patuljci. Bijeli patuljci su zapravo malene, ali masivne i vruće jezgre umrlih zvijezda, no čak i njihova velika gustoća ne bi mogla podnijeti da se zvijezda vrti nekoliko puta u sekundi. Što bi moglo biti još gušće od degeneriranih elektrona koji sačinjavaju bijele patuljke? Odgovor je pronađen u neutronskim zvijezdama. Njihov teoretski model napravili su još davno dva američka astronoma: Fritz Zwicky i Walter Baade. Oni su pretpostavili da se u jeku eksplozije kao što je supernova, u jezgri zvijezde može stvoriti toliki tlak da se protoni i elektroni spoje tvoreći neutrone. Nakon supernove ostaje samo mala supergusta jezgra koju u najvećoj mjeri čine samo neutroni, a takav objekt nazvali su neutronska zvijezda. Kada su astronomi pretpostavili da su pulsari zapravo neutronske zvijezde koje brzo rotiraju, sve se posložilo na mjesto. Neutronske zvijezde mogu vrlo brzo rotirati jer u njihovoj unutrašnjosti ne postoji nikakvo trenje, a velika brzina vrtnje dolazi od zakona o očuvanju kutnog gibanja. Analogija tome je klizač koji se brzo zavrti kada skupi ruke uz tijelo. Tako i zvijezda, koja je prije ekspolzije imala ogroman radijus, brzo zavrti kada se naglo smanji. Zasada najbrži pulsari koje poznajemo imaju period rotacije samo jednu tisućinku sekunde i zato ih zovemo milisekundnim pulsarima. Pulsari većinom imaju veće periode što su stariji, iako postoje i iznimke. Razlog njihovom usporavanju je gubitak energije koju zrače u okolinu (zato npr. maglica Rakovica u Biku svijetli i 900 godina nakon supernove u kojoj je nastala). To zračanje potječe od elektrona koji se kreću zakrivljenim magnetskim poljem pulsara i pritom emeitiraju energiju. Kao što se smanjenjem volumena zvijezde ubrzava njena rotacija, na isti se način poveća i magnetno polje. Prije eksplozije magnetno polje je slabije, ali prostrano jer obuhvaća cjielu površinu zvijezde. No, polje ostaje iste jakosti, ali je sada raspoređeno po znatno manjoj površini. Snagu takvog magnetnog polja ne možemo ni zamisliti. Samo za usporedbu, Sunčevo magnetno polje iznosi 1 G (Gauss), a tipični pulsar ima polje od 1012 G. Polje čine nabijene čestice poput protona i elektrona koje se pri eksploziji nisu uspjele međusobno spojiti. Pomoću takvog magnetskog polja jednostavno je objasniti zašto neutronske zvijezde pulsiraju. Nemojte misliti da se površina zvijezde pomiče gore i dolje, pulsevi koje mi registriramo su rezultat radijacije usmjerene prema Zemlji. Kako je magnetsko polje nagnuto u odnosu na os rotacije, ta usmjerena radijacija, koja izlazi iz magnetskih polova, periodički prelazi preko Zemlje i zato je možemo detektirati (pulsar možemo zamisliti kao svjetionik koji se okreće). Zašto točno radijacija izlazi iz polova, još je neriješeno pitanje, no vodeća je ova teorija: Jako magnetno polje u kombinaciji sa brzom rotacijom djeluje kao električni generator, stvarajući na površini jako električno polje. Ono proizvodi elektrone i pozitrone (antičestice elektrona) iz energije tog gibanja. Jako magnetsko polje te čestice usmjerava prema polovima istodobno ih jako ubrzavajući. Rezultat toga su dva uska mlaza usmjerena na suprotne strane. |
27.04.2006., četvrtak
Podjela galaktika i galaktička jata
|
Mliječna Staza samo je jedna od mnogobrojnih galaktika u svemiru. Dvadesetih godina prošlog stoljeća započela su sustavna istraživanja galaktika. Veliki teleskopi omogućili su opažanja unutarnje strukture nama bližih galaktika. Godine 1926. Hubble je predložio prvu klasifikaciju galaktika. Hubbleova klasifikacija obuhvaća osnovne morfološke tipove galaktika: eliptične, spiralne i nepravilne galaktike (sl. 3). Eliptične galaktike ne pokazuju spiralnu strukturu. Kao što i sam naziv kaže, ove su galaktike eliptičnog, "jajastog" oblika. Podijeljene su u podtipove E0, E1, E2..., E7 i to u ovisnosti o spljoštenosti njihova izgleda (galaktike tipa E0 pokazuju sferni oblik). Najviše ih je patuljastih (mase od oko 106 masa Sunca i dijametra oko 2 kpc). Velike (divovske i naddivovske) eliptične galaktike imaju masu i do 1013 masa Sunca i dijametra su oko 106 pc. Eliptične galaktike uglavnom ne sadrže međuzvjezdani plin i prašinu. Sačinjene su od starih zvijezda (poput onih u kuglastim jatima), pa općenito imaju slab luminozitet. S obzirom na način pružanja spiralnih krakova iz središnjeg dijela galaktike, spiralne se galaktike dijele u dva tipa: obične i prečkaste. Označavaju se simbolima S, odnosno SB. Svaki od tipova spiralnih galaktika (S i SB) dijeli se (s obzirom na uvijenost krakova i relativnu veličinu središnjeg dijela galaktike) u tri podtipa koji se označavaju dodatnim simbolima a, b ili c. Kod nekih galaktika opaža se disk, ali bez spiralnih krakova (tzv. S0 tip). Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 109 do 1011 Sunčevih masa, dok im je dijametar pretežno od 10 kpc do 30 kpc. Mliječna Staza pripada prečkastim spiralnim galaktikama. Treću skupinu galaktika u Hubbleovoj klasifikaciji čine nepravilne galaktike. One nemaju pravu jezgru ili spiralne krakove. Istodobno, nisu niti simetričnog oblika. Poznati primjeri su Veliki i Mali Magellanov oblak  |
14.04.2006., petak
SETI ima novu igračku
|
Hoće li bliještanje lasera otkriti postojanje izvanzemaljskih civilizacija? Postoje li, izvanzemaljci vjerojatno bljeskaju, a ne emitiraju radiovalove. Zato je dizajniran novi teleskop koji će presretati laserske zrake, a ne radiosignale koje astronomi već godinama uzaludno slušaju. Istraživači se nadaju da će se novi "optički SETI" teleskop, koji je predstavljen na harvardskom Opservatoriju Oak Ridge, iskazati u novoj eri potrage za izvanzemaljskim civilizacijama u Mliječnoj stazi. Od kada je radioastronom Frank Drake proveo prvu usmjerenu potragu za izvanzemaljskom inteligencijom (SETI) 1960. godine, sve veći i veći radioteleskopi, opremljeni sve boljim detektorima i sve bržim računalima, pretraživali su nebo u nadi da će primiti signal od civilizacije slične našoj. Iako se sada nije javio nijedan izvanzemaljac, istraživači iz SETI-ja naglašavaju da "nepostojanje dokaza nije dokaz nepostojanja". Kažu da možda nisu tražili na pravom mjestu ili su možda imali krivi pristup. Zato su i napravili optički SETI. Financiran privatnim sredstvima Planetary Societyja iz Pasadene, novi 1,8-metarski teleskop opremljen je prilagođenim detektorima kako bi mogao "loviti" umjetne bljeskove laserskog svjetla. Iako zbog međuzvjezdane apsorpcije ne može putovati tako daleko kao radiovalovi, takvo visokofrekventno bljeskanje može sadržavati puno više informacija i stoga može biti komunikacijska metoda koju bi koristila izvanzemaljska civilizacija. Do sada je provedeno samo nekoliko optičkih SETI potraga, sva uglavnom financirana sredstvima Planetary Societyja, ali nijedna nije bila opsežna kao program koji će se odvijati oko novog teleskopa. The Planetary Society Novi SETI-jev teleskop Napravljen za 350.000 dolara, teleskop će u jednogodišnjem skeniranju sjevernog dijela Mliječne staze obrađivati 3,5 terabita podataka u sekundi. Drugi, identični teleskop, koji još čeka "sponzora", mogao bi se pridružiti prvome kako bi proveo neovisnu provjeru bilo kakve sumnje da je pronađeno bljeskanje izvanzemaljskih lasera. Seth Shostak iz Instituta SETI kaže da je novi teleskop, koji s Institutom nema veze, važni dio razvoja dugogodišnje potrage za izvanzemaljcima. No dodaje da će se "pravi preokret dogoditi kada ćete imati puno ljudi koji gledaju u nebo tražeći kratke bljeskove laserskog svijetla ... nešto što, u principu, mogu raditi astronomi amateri korištenjem pravilnih detektora i softvera". Skepticima koji misle da je SETI bacanje novaca u vjetar, Shostak jednostavno poručuje: "Šanse za uspjeh možda mogu biti male, ali to je tako važno pitanje da je vrijedno sveg truda." Astrofizičar Paul Horowitz s Harvarda, čiji je tim projektirao i napravio optički SETI teleskop i njegov jedinstveni sustav kamera, dijeli slični optimizam. "Ja vjerujem da Oni postoje", kaže on. "Kontakt će se jednog dana uspostaviti." Horowitz je novi teleskop opisao kao monstruma kukcolikih očiju, dok je dosadašnji način pretraživanja neba nazvao "gledanjem kroz slamku za sok". |
01.04.2006., subota
Dvojni sustav
|
Kada kažemo za neku zvijezdu da je dvojna, to znači da ono što golim okom vidimo nije jedna, već dvije ili čak više zvijezda. Manjim teleskopima se kao dvije mogu vidjeti dvojne zvijezde koje su jako razmaknute, a s povećanjem teleskopa, odnosno njegove rezolucije, mogu se vidjeti i one manje razmaknute. Postoje i dvojne zvijezde koje su tako blizu jedna drugoj (ili su izrazito daleko od Zemlje) koje ni najveći teleskopi ne mogu razlučiti, nego se o postojanju sustava indirektno zaključuje iz pomaka spektralnih linija. Kako se komponente gibaju prema nama i od nas, tako se pomiču i njihove spektralne linije zbog Dopplerovog efekta. Takve dvojne (ili višestruke) zvijezde nazivaju se spektroskopske dvojne. Postoji više vrsta dvojnih sustava zvijezda. Neke zanimljivije opisat ću posebno kasnije. No, svima im je zajedničko da se dvije zvijezde gibaju tako da se vrte oko zamišljene točke koju zovemo centar mase. On je bliži masivnijoj zvijezdi. I planeti u Sunčevom sustavu se gibaju oko centra mase, no Sunce je toliko puta masivnije od planeta da se centar mase ne nalazi daleko od središta Sunca. Obično se kaže da zvijezda manje mase orbitira oko zvijezde veće mase, pa zato masivniju zvijezdu nazivamo primarnom ili glavnom komponentom. Preko tzv. orbitalnih elemenata (perioda i udaljenosti) koji se mogu izmjeriti možemo izračunati koliku masu sadrži sustav. Koliku masu ima pojedina komponenta može se dobiti iz omjera udaljenosti od centra mase. Još jedno važno obilježje bliskog dvojnog sustava (postoje i sustavi čije su zvijezde predaleko da bi imale utjecaja jedna na drugu) je Rocheova ploha. To je volumen unutar kojeg dominira gravitacija jedne komponente. Ima oblik kapi koja je vrhom spojena na Rocheovu plohu druge komponente. Točka u kojoj se spajaju zove se unutrašnja Lagrangeova točka i u njoj se poništavaju sile kružnog gibanja, gravitacije i plimnih sila. Veličina Rocheove plohe ovisi o masi zvijezde. kontaktni sustavi Kao što postoje sustavi u kojima zvijezde međusobno nemaju nikakvog utjecaja, postoje i oni u kojima je prisutnost sustava jedan od ključnih čimbenika u evoluciji obje zvijezde. Sustave u kojima su zvijezde toliko blizu da gravitacijski utječu jedna na drugu, no ne dolazi do prelaska materijala, zovemo polukontaktnim sustavima. U takvom sustavu jedna ili obje zvijezde se gravitacijski deformiraju (izdužuju) u smjeru centra mase. Do kontaktnog sustava dolazi onda kada jedna od zvijezda dosegne fazu crvenog diva i napuhne se toliko da popuni cijelu Rocheovu plohu. Tada materijal može prijeći preko unutrašnje Lagrangeove točke na drugu zvijezdu. Na primjer, sustav Beta Lyrae je jedan od takvih sustava. Jedna od zvijezda predaje svoj materijal drugoj zvijezdi oko koje se stvorio tzv. akrecijski disk. Pošto disk svakih 12.5 dana prelazi ispred glavne zvijezde, pomračuje ju i promatraču na Zemlji se čini da je zvijezda promjenjivog sjaja. Zbog toga za takav oblik promjenjivih zvijezda (iako nisu promjenjive stvarno, nego samo prividno) kažemo da su tipa Beta Lyrae. Transfer materijala može dovesti i do interesantnih pojava kao što su nove i supernove tipa Ia. Kada obje zvijezde popune svoje Rocheove plohe, dolazi do interakcije njihovih vanjskih slojeva i one međusobno dijele svoje plinove. Prema prototipnoj zvijezdi, takva vrsta dvojnog sustava u kojoj jedna komponenta također pomračuje drugu, nazivamo W Ursae Majoris. sustav zvijezde i pulsara (Crna udovica) Sustav Crne udovice (engl. Black Widow Pulsar) je sustav u kojem brzi pulsar orbitira oko zvijezde i postupno je razara. Naime, pulsar (neutronska zvijezda) se okreće 662 puta u sekundi, a obilazi glavnu komponentu sustava svakih 9 sati. Ovaj sustav vidimo tako da se komponente međusobno pomračuju, tako da pulsar nestane na 45 minuta svaki put kada se nađe se suprotne strane zvijezde. Ono što je specifično za ovakav sustav je da radio signal koji odašilje pulsar malo kasni svaki put kada pulsar ulazi ili izlazi iza zvijezde. Pretpostavlja se da prolazi kroz vanjske slojeve atmosfere glavne zvijezde koja se polako raspada zbog brzih čestica što ih izbacuje pulsar. Također se pretpostavlja da će glavna komponenta sustava biti potpuno dezintegrirana za nekoliko stotina milijuna godina. sustav zvijezde i pulsara (pulsirajući izvor X - zraka) Pulsirajući izvori rengenskih zraka također su dvojni sustavi sa običnom zvijezdom i pulsarom. Otkriveni su 1971. svemirskim teleskopom Uhuru koji je dao prve slike neba u rengenskom zračenju. Jedan od prvih takvih izvora, nazvan Centaurus X - 3, zainteresirao je znanstvenike svojim pravilnim pulsacijama s periodom od 4.48 sekundi. Osim toga, izvor je periodički nestajao, kao što u sustavu Crne udovice (gore), pulsar nestaje iza zvijezde. Dopplerovim pomakom spektralnih linija ustanovljeno je da se radi o dvojnom sustavu s periodom od 2.087 dana. U tom je dvojnom sustavu događaju se specifični procesi zbog kojih dolazi do emitiranja rengenskog zračenja. Glavna komponenta gubi svoje plinove na račun neutronske zvijezde, on se skuplja u akrecijski disk i spiralno pada prema pulsaru. Zbog jakog magnetskog polja, neutronska zvijezda usmjerava ionizirane plinove prema polovima i usput ih ubrzava. Kada čestice dospiju do površine, imaju brzinu od skoro pola brzine svijetlosti i stvaraju na polovima pulsara "vruće točke" iz kojih pulsar zrači visokoenergetsko rengensko zračenje. Kao i kod običnih pulsara, pulseve u rengenskom dijelu spektra vidimo zato što se pol okrene direktno prema Zemlji. Više o samim pulsarima saznajte u članku pulsari. sustav dva pulara (Taylor - Hulse) Na temelju istraživanja ovih specifičnih dvojnih sustava (kojih je do sada otkriveno 6) želi se potvrditi Einsteinova teorija relativnosti i dokazati postojanje tzv. gravitacijskih valova. Prvi sustav, kojeg su 1974. pronašli Joseph Taylor i Russell Hulse, najbolje je istražen i kako sada stvari stoje, izvrsno se slaže sa Einsteinovom teorijom relativnosti. Osim što je izražen efekt precesije periastrona (kao Merkurova precesija perihela), ona predviđa da će se u takvom sustavu dvije komponente sve više i više približavati. Iz orbitalnog perioda od 2.4 sata i masi od 2.58 masa Sunca, dobiva se brzina približavanja od 3 metra godišnje. Gravitacijska energija koja se pritom gubi odlazi iz sustava u obliku gravitacijskih valova. Te valove još ne možemo detektirati, no za 320 milijuna godina, kada se pulsari sudare (spoje) trebali bi emitirati vrlo jake gravitacijske valove koje bi naši detektori mogli prepoznati. Ako vam se da čekati... sustav sa bijelim patuljkom (nove i supernove) Bijeli patuljak je mala, ali masivna i, kao što ćete vidjeti, vrlo opasna jezgra već umrle zvijezde. Zašto bi mrtva zvijezda bila opasna? Kao i neutronska zvijezda, bijeli patuljak nije građen od obične tvari, nego od degenerirane. Takva se tvar ne ponaša kao obična, pa nastaju komplikacije u bliskim dvojnim sustavima u kojima dolazi do prijelaza materijala. Problem je u tome što bijeli patuljak ne može podnijeti masu veću od 1.4 Sunčeve. Kada masa plinova sa druge komponente sustava prijeđe granicu od 1.4 mase Sunca (Chandrasekharovu granicu), bijeli patuljak se jako zagrije. No, zbog degeneriranog stanja u kojem se zvijezda nalazi, plinovi se ne počinju širiti, već započinje novi niz nuklearnih reakcija koje izmaknu kontroli i zvijezda eksplodira u velikoj nuklearnoj eksploziji. To je supernova tipa Ia. No, ne mora uvijek biti tako tragično. Eksplozija ne mora nužno raznijeti zvijezdu. Postoje i manje eksplozije, tzv. nove, u kojima se zbog manjeg pritoka materije nuklearne reakcije počinju odvijati u akrecijskom disku ili u tankom sloju na površini patuljka. Te su reakcije manje energetske, no zvijezda može na neko vrijeme pojačati svoj sjaj čak 10 milijuna puta. Nakon toga, zvijezda se vraća na svoj prijašnji sjaj, a novu može i ponoviti. sustav sa crnom rupom (X - 1 Cygni) Kao primjer sustava sa crnom rupom uzeo sam tzv. X - 1 Cygni. Važno je znati da je prisutnost crne rupe u tom sustavu (kao i u ostalima) samo nagađanje. Umjesto crne rupe mogla bi biti neutronska zvijezda, ali niti jedna neutronska zvijezda nema masu veću od 3 Sunčeve mase. Sustav X - 1 Cygni je dvojni sustav: jedna komponenta je plavi superdiv od oko 30 Sunčevih masa, a druga se ne može diraktno promatrati, ali je jak izvor rengenskog zračenja. Druga komponenta bi trebala imati masu oko 7 Sunčevih masa. Teoretski model je ovakav: plinovi bježe sa glavne komponente (inače imenovane HD 226868) i tvore akrecijski disk oko druge komponente (crne rupe) čija ih velika gravitacija grije na vrlo visoku temperaturu na kojoj zrače X - zrake. Ovo je dokazano tako što je mjeren Dopplerov pomak linija glavne komponente koja se periodički primiče nama i bježi od nas kroz 5.6 dana, koliko očito iznosi ophodno vrijeme sustava. Zvijezda HD 226868 je devete magnitude i može se promatrati, iako vam treba puno mašte da uz nju zamislite crnu rupu. Više o tome pročitajte u članku “promatranje nevidljivog”. sustav sa smeđim patuljkom (Giliesse 229) Iako ovakvi sustavi nemaju nikakvih impresivnih svojstava, naveo sam ovaj primjer zbog zanimljivosti njegove sekundarne komponente. Naime, smeđi patuljci nisu prave zvijezde, a nisu ni planeti. Posjeduju svojstva oboje, a mase im se kreću od 0.08 masa Sunca, pa do nešto većih od Jovijanskih planeta. Smeđi patuljci su bogati vodikom, ali zbog male mase im središte nije dovoljno zagrijano da bi započele nuklearne reakcije. Ti su objekti relativno hladni (oko 2000 K) i zato vrlo tamni. Većinu svoje energije zrače u infracrvenom dijelu spektra. Giliesse 229 je prvi sustav u kojem je otkriven smeđi patuljak (1994.), a danas se ti zanimljivi objekti intenzivno istražuju jer bi možda mogli riješiti problem nevidljive mase u svemiru. sustav dva smeđa patuljka (Epsilon Indi) Nedavno je nađen i sustav dva smeđa patuljka i to u višestrukom sustavu zvijezde Epsilon Indi. Dva smeđa patuljka orbitiraju jedan oko drugoga s periodom od oko 20 godina i na udaljenosti od 2.65 a.u. (a.j.), a zajedno se okreću oko zvijezde Epsilon Indi A udaljene 1500 a.u. Patuljci (nazvani Epsilon Indi Ba i Bb) su spektralnih tipova T1 i T6, a mase su im između 35 i 52, te između 21 i 33 mase Jupitera. Temperature površine su 970 i 580 stupnjeva Celziusa, a luminoziteti 1/60000 i 1/200000 luminoziteta Sunca. Zanimljivost ovog sustava je, osim u samom njegovom postojanju, i u tome što teorija predviđa da bi smeđi patuljci trebali biti veći u dijametru što im je luminozitet manji. Tako bi tamniji od ova dva patuljka zapravo trebao biti oko 5 % veći. Da li je to stvarno tako, pokazat će buduća istraživanja ovog sustava. |
16.03.2006., četvrtak
Na Enceladusu može biti života
|
Gejziri vodene pare na sićišnom Saturnovom mjesecu najvjerojatnije dolaze iz velikih zaliha tekuće vode, što znači da se ne može odbaciti mogućnost postojanja života u njoj. Enceladus je pun tekuće vode i ne može se odbaciti mogućnost da je udaljena luka puna života, kažu znanstvenici iz misije Cassini, nakon što su proučili gejzire ledenih čestica i vodene pare koje su 2005. pronašli na mjesečevoj južnoj polutki. Njihova analiza je samo odbacila mogućnost da se izboji vodenog leda sublimiraju direktno iz svemira. Umjesto toga, u vjerojatnijem scenariju, uključene su značajne količine tekuće vode koja vrije iz spreminka blizu površine Enceladusa. Taj zaključak ostavlja otvorenim škakljivo pitanje o energetskom izvoru koji vodu održava u tekućem stanju. Raspad radioaktivnih elemenata u mjesečevoj kamenoj jezgri, sam po sebi ne može stvoriti dovoljno topline za to. Otopljena jezgra klatratnih hidrata – oblika vodenog leda u kojem su zarobljene molekule plina – mogla bi pomoći Enceladusu u održavanju tempreture. Dodatno zagrijavanje moglo bi doći iz gravitacijske privlačnosti između Enceladusa i Dione, susjednog mjeseca. Prilike za naučiti nešto više bit će u sljedećem Cassinijevom preletu pored Enceladusa, koji je predviđen za 2008. A istraživanje predstavlja li Enceladus ili ne bona fide zonu za život, bit će posao budućih misija. "Prisutnost tekuće vode nadilazi i najluđu maštu", kaže Carolyn Porco, šefica Cassinijevog tima za snimanje. "Ako ne napravimo ništa više, to otkriće je dovoljno da kažemo kako je vrijedilo financirati i provesti misiju Cassini". : ) |
14.02.2006., utorak
Borba za mjesec
 Među znanstvenicima se razvila velika, ali i zdrava, kažu, rasprava oko toga trebaju li na Mjesec ići ljudi ili roboti te trebaju li ići na poznata ekvatorijalna područja ili u neistražene, ali sunčane polarne regije. Slična se rasprava vodila i tijekom pripremnih faza za misije marsovih rovera, a glavno pitanje koje se postavlja je trebaju li se najprije roboti, a kasnije i misije s ljudskim posadama fokusirati na dobro poznata ekvatorijalna područja ili na obećavajuća, ali uvelike nepoznata polarna područja. Nevano je David McKay, glavni znasntvenik za astrobiologiju u NASA-inom Svemirskom centru Johnson u Houstonu, odaslao pismo namjere u kojem predlaže da barem jerno mjesto sliejtanja bude u tamnim vulkanskim naslagama, zvanim piroklastični depozit, koje se uglavnom nalaze podalje od Mjesečevih polova. Pretpostavlja se da su duboke naslage čestica ekstremno finih zrnaca bogate metalima koji bi se mogli iskoristiti za in situ proizvodnju. "Osim sirovina", kaže McKay, "generalna je prednost što proizvodnja kisika i vodika iz lunarne piroklastike može biti značajnije jeftinija i jednostavnija nego iz bilo kojeg drugog Mjesečevog izvora". A ti bi elementi mogli biti ključni za održavanje života i proizvodnju goriva za dobivanje nergije. Pravi raskol Mnog ipak istraživači tvrde da bi polarna područja morala biti top-prioritet. Veliki broj trenutih i planiranih orbitalnih misija lako popuni neznanje o tim područjima. NASA-in Lunar Reconnaissance Orbiter, koji bi trebao biti lansiran krajem 2008., dizjaniran je za potragu za resursima po čitavom Mjesecu, a ksanije bi msiije samo mogle potvrditi njegove nalaze. "Znanstvena zajednica za istraživanje Mjeseca zasita je rascijepljena oko mjesta budućih slijetanja", kaže Butler Hine, zamjenik menadžera Programa Robotic Lunar Exploration u Istraživačkom centru Ames u Kaliforniji. "Pola znanstvenika kaže da su najinteresantije mjesto polarna područja, dok druga polovica tvrdi da su to ekvatorijalna područja", kaže on. "No, moje je predviđanje da će prvi landeri ići u polarne krajeve Mjeseca".  Na karti su prikazana mjesta spuštanja misija Surveyor (žuto), Apollo (zeleno) i Luna (crveno), koja su uglavnom centrirana oko Mjesečevog ekvatora Vodena zamka Drugi kažu da debata nije tako oštra. Lunarni i planetarni znanstvenik Charles Wood s Jezuitskog sveučilišta Wheeling, kaže da "izgleda da je trend da se ide na polove. A McKayevo pismo opisuje kao "osvježavajuću promjenu mišljenja". Razlog više za istraživanje sjevernih polarnih područja pronađen je u mogućnosti da vodeni led s kometa možda leži smrznut u sjenovitim kraterima. Neke potencijalne sjenovite vodene zamke nalaze se blizu mjesta koje je gotovo stalno izloženo Suncu. Teorija o vodenom ledu je dobila novi zamah podacima s Lunar Prospector Orbitera, koji pokazuju obilje atoma vodika na polovima. No, nitko pozdano ne zna jeli taj vodik u obliku vodenog leda. Neka svjetlo radi "I bez povećanih razina vodika, više Sučevog svjetla je dovoljan razlog za ići na polove", kaže Ben Bussey, iz Laboratorija za primijenjenu fiziki Sveučilišta Johns Hopkins. On je 2005. u magazinu Nature objavio tekst u kojem tvrdi da su podaci iz misije Clementine iz 1994. otkrili nekoliko mjesta visoko na zidovima kratera blizu sjevernog pola koja su tijekom ljeta stalno osvijetljena čitav lunarni dan, gotovo 29 zemaljskih dana. "Polovi mogu biti najbolje mjesto za drugotrajniji boravak", kaže. "Svjetlo to omogućuje". Znanstvenici vjeruju da horizontalni solarni paneli na polovima mogu skupljati Sunčevu energiju najmanje 75% vremena, dok bi oni na ekvatorijalnim područjima to mogli samo tijekom 14 dana, dok bi 14 dana bili u potpunom mraku. Računalni modeli pokazuju da temperatura na polovima vraira do 10 stupnjeva oko -50°C, dok temperature na Mjesečevom ekvatoru fluktuiraju između -180 i 100°C. Više: http://lunar.gsfc.nasa.gov/ www.nasa.gov/centers/ames/home/index.html http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/clementine.html |
05.02.2006., nedjelja
Evolucija zvijezda
|
Dokuciti kako se zvijezde razvijaju nije bilo nimalo lako. Stavite se u poziciju znanstvenika. On promatra zvijezde kroz jedan peiod koji je u kozmickim razmjerima toliko malen da se promjene jednostavno ne stignu dogoditi. Dobra analogija tome je vanzemaljac koji šecuci gradom pokušava shvatiti kako se ljudi razvijaju iz djece u odrasle. Teorija koja je danas prihvacena dobro se slaže sa dokazima koje imamo, ali možda nije potpuno tocna. Vjerojatno vam nije poznato da je evolucija zvijezda vec pretrpjela jednu pogrešnu teoriju. Mislilo se, naime, da su zvijezde u svojim mladim danima crveni divovi, pozicionirani u gornjem desnom dijelu HR dijagrama. Zatim bi se zvijezda postepeno zagrijavala dok ne bi došla na glavni niz, a niz glavni niz do donjeg desnog dijela gdje se nalaze crveni patuljci. Danas znamo da je ta interpretacija kriva i da su crveni divovi kao Betelgeux (Betelgez) vec stare zvijezde. Današnja teorija evolucije zvijezda razlikuje dva glavna smjera u koje zvijezda može otici, a on ovisi o masi zvijezde. Kao prvo, treba reci da zvijezde nastaju iz velikih oblaka koje zovemo nebulama ili maglicama. Pod utjecajem gravitacije neki se dijelovi maglice pocinju sažimati stvarajuci tlak u središtu. To dovodi do zagrijavanja i rodena je protozvijezda. Ako je nakupljena masa manja od desetine Sunceve mase, od nje nikad nece nastati zvijezda. Ona ce još jedno vrijeme svjetliti zbog nastale topline, ali to nece biti dovoljno da zapocnu nuklearne reakcije. Ako masa protozvijezde iznosi izmedu 0.1 i 1.4 mase Sunca, sažimanje ce se nastaviti sve dok se unutrašnjost toliko ne zagrije da zapocnu nuklearne reakcije. Kada zvijezda pocine izgarati vodik u helij, pridružuje se glavnom nizu i tamo ostaje dugo vremena. Medutim, kada skoro sav vodik izgori u helij, zvijezda je primorana promjeniti svoju strukturu. Središte tada ima dovoljnu temperaturu da helij pocne izgarati u ugljik, dok vodik gori u vanjskim slojevima. Zbog toga se zvijezda širi i hladi - postaje crveni div. Zvijezda koja ima masu manju od 1.4 Sunceve mase, nece više imati priliku prijeci na nove izvore energije, jer tlak i temperatura u središtu za to nisu dovoljni. Zbog toga nestabilna zvijezda pocinje odbacivati vanjske slojeve i tako nastaju prelijepe planetarne maglice. U njihovom središtu nalazi se vruca jezgra zvijezde koju nazivamo bijeli patuljak. Takva zvijezda ima vrlo veliku gustocu i visoku temperaturu. No, kako vrijeme prolazi, a u njoj se više ne dogadaju nikakve nuklearne reakcije, zvijezda se polako hladi. Interesantno je da još nigdje u svemiru nije zapažen patuljak kojemu je temperatura niža od 3000 K, što znaci da svemir još nije dovoljno star da bi se to dogodilo. Kad se patuljak potpuno ohladi, od njega ostaje mrtva crna zvijezda (ne crna rupa). Vec sam spomenuo da postoje dva smjera kojima zvjezdana evolucija može otici. Drugi je put onaj kojim idu zvijezde sa masom vecom od 1.4 Sunceve. Takve zvijezde puno brže sagorijevaju svoje nuklearno gorivo i žive krace, ali burnije. Razlika je u tome što one nakon helija mogu sagorijevati i ugljik, u tzv. CNO ciklusu. Tim su se procesom u svemiru stvorili teži elementi od kojih je graden naš svijet. Nakon što reakcije stvore željezo, koje je najteži element koji se na taj nacin da stvoriti, zvijezda se pocne urušavati i eksplodira u ogromnoj eksploziji koju zovemo supernova. Nakon nje na mjestu zvijezde ostaje pulsar ili neutronska zvijezda. Ta zvijezda koja u promjeru može biti manja od planeta ima ogromnu masu, dakle i nezamislivu gustocu. Jedna žlicica te tvari na Zemlji bi težila oko milijardu tona. Ako je masa zvijezde mnogostruko veca od 1.4 mase Sunca, zvijezda ce se sve više i više sažimati sve dok njena gravitacija ne bude tolika da joj ni svijetlost ne može pobjeci. Tada je nastala crna rupa. O tim netipičnim zvijezdama možete pročitati nešto u posebnim člancima. Mislav Balokovic |
04.02.2006., subota
>OBAVIJEST<
|
Ako želite riječnik za sve profesionalne izraze iz astronomije samo nam pošaljite E-mail, adresa je wulux@net.hr odgovor dobivate u rok od 3 dana |
Supernove
Supernova je naziv koji potječe od latinske riječi nova, koju su astronomi koristili kada je neka zvijezda značajno pojačala svoj sjaj i time dostigla vizualnu magnitudu. Oni su tada mislili da je to nova zvjiezda i za to su ih nazivali novama. Supernova je naziv za veliku novu, a u zadnje vrijeme spominje se i naziv hipernova, za neke iznimno jake i velike supernove. Supernova je zapravo velika eksplozija u kojoj umire zvijezda velike mase (supernove tipa Ib, Ic i II). Energija koja se oslobodi pri takvoj eksploziji gotovo je nezamisliva. Toliko energije Sunce nije proizvelo u cijelo svom životu. Što je to što supernovi daje toliku energiju? Da bi to saznali, moramo pogledati duboko u masivnu zvijezdu nešto prije njene smrti. Naravno da je to nemoguće, ali teoretski se može pretpostaviti točno što se događa. Teoretski model se dobro poklapa sa observacijama supernova kao što su SN 1987A (supernova koja je eksplodirala 1987. u Velikom Magellanovom oblaku). SN 1987A snimljena Hubble Space Telescopeom; krugovi koji se vide oko zvijezde zapravo imaju oblik pješćanog sata orkenutog dnom prema nama, a predstavljaju ranije izbačenu materiju (HST) U jezgi stare i masivne zvijezde događa se niz termonuklearnih reakcija kojima zvijezda dobiva energiju. Kada temperatura u centru takve zvijezde dosegne nekoliko stotina milijuna kelvina, događaju se reakcije koje oslobađaju čestice koje zovemo neutrinima. Oni su današnjoj fizici velika zagonetka: ne zna se imaju li masu, no zna se da nose veliku količinu energije. Budući da oni odnose energiju iz jezgre, zvijezda se mora ponovo zagrijati novim nuklearnim reakcijama ili kontrakcijom (stiskanjem). Kod supernove, nuklearne reakcije u jezgi više ne mogu stvarati energiju jer su atomi željeza preteški za nove reakcije, pa je zvijezda prisiljena stisnuti se. Brzi stisak znači brzo, jako zagrijavanje (do 500 milijuna K) i nezamislive tlakove. U takvim uvjetima pokreće se reakcija u kojoj se protoni spajaju sa elektronima i stvaraju neutrone i poplavu neutrina. Jezgra se tada zgusne do gustoće koju zovemo nuklearna gustoća (tako su gusto posloženi protoni i neutroni u jezgri atoma). Kada bi Zemlju stisnuli do nuklearne gustoće, imala bi samo 300 metara u promjeru. Kod takve gustoće kontrakcija se ne nastavlja, već jezgra stvara iznimno jaki val pritiska koji se počne kretati prema površini zvijezde. Kada se taj val, još akceleriran neutrinima iz jezgre, sudari sa vanjskim slojevima zvijezde koji se još uvijek stišću, val postaje udarni i nastaje eksplozija. Ogromna količina energije koju donosi udarni val koristi se za sintezu elemenata težih od željeza. Svi elementi koji su teži od željeza, a postoje danas na Zemlji nastali su jednom davno u ovakvom procesu. Kompjuterske simulacije predviđaju da se 96% materijala kojeg zvijezda izbaci u supernovi iskorištava za sljedeću generaciju zvijezda. Izbačeni materijal, kao i onaj koji je zvijezda izgubila još ranije (u fazi crvenog diva) može se vidjeti u obliku maglice u vizualnom, a čak i bolje u radio dijelu spektra. Na našem je nebu možda najpoznatija maglica Rakovica u Biku (Taurusu) čija je centralna zvijezda 1054. godine bila vidljiva kao supernova, a danas je pulsar. Pulsar ili neutronska zvijezda je zapravo supergusta jezgra zvijezde koja se sastoji većinom od neutrona, što joj daje neka zanimljiva svojstva. O pulsarima postoji zasebni članak (pulsari). Zvijezde koje su prije eksplozije bile još masivnije nakon eksplozije ostavljaju još interesantnije objekte - crne rupe. Osim kao nasilna smrt starih i masivnih zvijezda, supernove se javljaju u još jednom obliku: tzv. supernove tipa Ia. One nastaju u dvojnim sustavima u kojima je jedna zvijezda bijeli patuljak. Bijeli patuljak je vruća i gusta jezgra umrle zvijezde, sastoji se uglavnom od ugljika i kisika u degeneriranom stanju i u njenom centru se više ne odvijaju nikakve nuklearne reakcije. U bliskom dvojnom sustavu može se dogoditi da se druga zvijezda u fazi crvenog diva toliko napuhne da se njen materijal počne prelijevati na bijelog patuljka. Kako se degenerirana tvar ne ponaša isto kao i normalna, taj proces dovodi do nekontrolirane nuklearne reakcije gorenja ugljika u kojoj se cjiela zvijezda raspada. Supernova tipa Ia ima karakterističnu krivulju sjaja, viši maksimum sjaja od ostalih supernova i izraženu absorbcijsku liniju silicija koji nastaje kao nusprodukt ove eksplozivne reakcije. Zbog toga što su svi bijeli patuljci slični, supernove tipa Ia su pouzdanije kao standardne svijeće kod mjerenja udaljenosti galaksija, o čemu postoji poseban članak. Mislav Balokovic |
03.02.2006., petak
Ledeni mali planet
 Astronomski konzorcij otkrio je smrznutu loptu leda i kamenja 5,5 puta veću od Zemlje koja kruži oko središnjeg dijele naše galaktike. To je prvi iz nove klase hladnih, malih esktrasolarnih planeta. Otkriće nazvano OGLE-2005-BLG-390Lb, udaljeno je 20.000 svjetlosnih godina od Zemlje i rezultat je tehnike nazvane efekt gravitacijske leće, koja se oslanja na sposobnost gravitacije da iskrivljuje svetlost. Promatranjem svjetlosti milijuna zvijezda odjednom, astronomi mogu reći kad jedna zvijezda prođe ispred svjetlije, ali udaljenije. Tada gravitacija iskrivljuje njihove svjetlosti onako kako bi to napravila optička leća. Ako bliža, ili 'zvijezda-leća' ima planet i njega će obasjati svjetlost pozadinske zvijezde. Jedino tako astronomi mogu otkriti relativno male planete oko neke zvijezde. Zahvaljujući kolebanju koje gravitacija uzrokuje na tim zvijezdama uočeno je više od 170 vrućih Jupitera, masivnih, plinovitih tijela koje kruže jako blizu svojih zvijezda. Astronomi iz OGLE-a (Optical Gravitational Lensing Experiment), međunarodne mreže teleskopa koja prati 170 milijuna zvijezda u središtu Mliječne staze, 11. srpnja prošle godine otkrili su zvijedu koja je počela jače svijetliti. Astronomi iz projekta PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) i MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) su udružili snage i 9. kolovoza kombiniranim promatranjima iznad sporog zatamnjivanja otkrili su malo, poludnevno svjetlucanje. Astronomi, njih 73 iz tri suradnička projekta, svoja su zapažanja o drugom promatranju efekta gravitacijske leće objavili u novom izdanju časopisa Nature. Planet kruži oko male, bljedunjave zvijezde na udaljenosti koja je tri puta veća nego udaljenost Zemlje od Sunca pa je samim tim vjerojatno hladan kao Pluton. Da se nalazi u Sunčevom sustavu, nalazio bi se između Marsa i Jupitera. Za razliku od vrućih Jupitera, koji prozuje oko svojih zvijezda u nekoliko dana i čija površinska temperatura dosiže i nekoliko tisuća stupnjeva, na OGLE-2005-BLG-390Lb-u temperatura je oko -220°C i za puni krug oko zvijezde mu treba oko 10 godina. Ovo otkriće ide u prilog teoriji da planeti manji od Neptuna dominiraju na udljanosti od 1 do 10 astronomskih jedinica njihovih zvijezda, kažu autori studije. To se poklapa s vodećom teorijom o formiranju planeta, prema kojoj najprije nastaju jezgre leda i stijena veličine nekoliko Zemlji, a tek nakon toga i uz ponešto 'sreće' nastaju plinoviti divovi poput Jupitera. "Ovo je nevjerojatno uzbudljivo", kaže astronom Sara Seager iz Odjela za zemaljski magnetizam iz Carnegie instituta iz Washingtona. "Otvaranjem novog prozora za nove 'super-Zemlje' (OGLE-2005-BLG-390Lb je najmanji do sada pronađeni egzoplanet), otvara se mogućnost da su takvi planeti uobičajeniji od brzovrtećih plinovitih lopti koji su postajali vijest zadnjih godina", kaže ona. No, svi su ti pronađeni planeti osigurali svjetlu budućnost efektu gravitacijske leće, kao i potrazi za nastanjivim planetima veličine Zemlje izvan Sunčevog sutava. Zanimljivo je da je među 73 istraživača iz 12 zemalja (od čega četiri žene) koji su sudjelovali u istraživanju bila i hrvatska znanstvenica, Riječanka Dijana Dominis (35). "Novi planet otkrili smo uz pomoć mreže teleskopa raspoređenih po cijeloj Zemlji, koristeći tzv. efekt gravitacijske leće. Od za sada poznatih metoda za otkrivanje ekstrasolarnih planeta, jedino naša ima mogućnost otkriti planete poput Zemlje. Mislim da je samo pitanje vremena kada ćemo otkriti neki planet izvan Sunčeva sustava na kojem je moguč život" |
25.01.2006., srijeda
Nova klasa planeta
Prije nekoliko dana europski astronomi potvrdili su da je nađena nova klasa objekata, nazvana "vrlo vrući Jupiter". Radi se o planetima izvan Sunčevog sustava koji su svoje ime dobili zbog svoje mase i vrlo visoke površinske temperature. Masa je karakteristična za masu planeta sličnih Jupiteru (najmasivnijem planetu Sunčevog sustava), a visoka temperatura posljedica je kruženja oko zvijezde na vrlo maloj udaljenosti. Slično ovoj klasi, postoji i od prije poznata klasa "vrućih Jupitera" koja se koristi za slične objekte, ali s nižim površinskim temperaturama. Ti ekstrasolarni planeti, logično, kruže na nešto većim udaljenostima od svoje zvijezde, a imaju periode duže od 3 dana. Ono po čemu je nova klasa ekstrasolarnih planeta posebna je (osim temperature) njihov period koji je kraći od 2 dana. No, astronomi pretpostavljaju da bi takvi planeti mogli biti dosta rijetki, samo jedan u 2500 - 7000 zvijezda.  nova klasa planeta kruži iznimno blizu zvijezdi, uzrokujući vrlo visoku površinsku temperaturu Za otkriće nove klase planeta zaslužna su dva planeta koja kruže oko zvijezda OGLE-TR-113 i OGLE-TR-132. Oznaka OGLE označava pripadnost pripadnost pretrazi neba koja koristi novu metodu otkrivanja planeta - metodu tranzita. To znači da se planeti otkrivaju tako što se prati promjena sjaja zvijezde izazvana tranzitom (prelaskom) planeta ispred zvijezde, gledano sa Zemlje. Pošto je promjer planeta u prosjeku 10 puta manji od promjera zvijezde slične Suncu, očekuje se da planet pokrije 1/100 diska zvijezde i blokira oko 1% njenog svijetla. Ekvivalent tom događaju dogodit će se uskoro, 8.6.2004., kada će Venera prelaziti preko Sunčevog diska. O tome ćemo još posebno pisati. Tranzit planeta preko diska zvijezde do sada je promatran samo jednom - u slučaju zvijezde HD209458. Svi ostali ekstrasolarni planeti, kojih sada ima više od 120 otkriveni su ili metodom Dopplerovog pomaka ili astrometrijom. Te metode se temelje na činjenici da planet gravitacijski utječe na zvijezdu, pa zbog tog kružnog gibanja vidimo da se zvijezde pomiče. Postoje i neke nove, egzotične metode, a više o njima pročitajte u posebnim člancima. Ono što je minus metode tranzita je da nam ne govori ništa o objektu koji prelazi ispred zvijezde. Iz tranzita se može izračunati radijus objekta, ali ne i njegova masa. A kako je masa parametar koji govori o kojoj se vrsti objekta zapravo radi, tek je kombinacija dviju metoda potpuna. Kao dio istraživanja 155 000 odabranih zvijezda u dva područja na Južnom nebu (jedno u smjeru centra Galaksije, drugo u konstelaciji Carina), nađeno je 137 potencijalnih kandidata za egzoplanete. Od tih 137, za najveći dio tranzita zaslužne su vrlo tamne dvojne zvijezde i smeđi patuljci, a za sada su potvrđena i dva planeta. Europski tim znanstvenika koristio je 8.2 metarski VLT Kueyen teleskop observatorija Paranal u Čileu u kombinaciji sa naprednim FLAMES spektroskopom da bi detektirali pomake spektralnih linija uzrokovane gravitacijskim utjecajem planeta. Ovo ni ne bi mogli napraviti nekim manjim teleskopom jer su zvijezde dosta slabog sjaja, oko magnitude 16. Korištena je i mogućnost FLAMES/UVEX uređaja da istodobno može ispitivati spektre čak 8 objekata istodobno u vrlo visokoj rezoluciji. Izmjerene radijalne brzine izmjerene su s preciznošću od oko 50 m/s. Mjerenja provedena u ožujku pokazala su da se oko zvijezde OGLE-TR-113, koja se nalazi čak 6000 svjetlosnih godina od Zemlje, kreće planet 35% teži i 10% veći od Jupitera. Njegov orbitalni period (ekvivalent našoj godini) iznosi samo 1.43 dana, a polumjer staze iznosi 3.4 milijuna kilometara. Samo za usporedbu, Merkur, koji je najbliži planet našem Suncu, ima 17 puta veći radijus putanje i za jedan ophod mu treba 58 dana. Drugi planet kruži oko zvijezde s oznakom OGLE-TR-132. Ona se nalazi oko 1200 svjetlosnih godina od Zemlje i nešto je hladnija od Sunca (spektralnog tipa K). Planet kruži oko nje na udaljenosti od 0.03 astronomske jedinice (4.6 milijuna kilometara), za što mu treba 1.69 dana. Masa mu je gotovo jednaka Jupiterovoj, ali je 15% veći. Temperature oba planeta kreću se oko 1800 stupnjeva Celziusa. Mislav Balokovic |
24.01.2006., utorak
Mjerenje udaljenosti Galaksije
|
Udaljenosti galaksija obicno se mjere na tri nacina: standardnim svijecama (engl. standard candles), Tully - Fisherovim zakonom ili Hubbleovim zakonom. Pošto o Hubbleovom zakonu postoji poseban clanak, ovdje cu vam opisati preostale dvije metode. Iako postoji više nacina, sve metode standardnih svijeca objedinjuje cinjenica da se neki objekt kojem znamo luminozitet usporeduje sa mnogo bližim objektom u našoj Galaksiji. Mjerenjem sjaja tog objekta, za koji se smatra da pripada galaksiji kojoj želimo izmjeriti udaljenost, može se preko nekih jednadžbi dobiti udaljenost. No, teško je naci objekte koji su tako sjajni da bi se vidjeli preko tako velikih udaljenosti kao što su razmaci izmedu galaksija. Za bliže galaksije koriste se cefeide. One se kroz najjace teleskopa mogu vidjeti na udaljenostima do 60 Mpc (200 milijuna svijetlosnih godina). Njihov luminozitet lako je izracunati iz perioda putem zakona period - luminozitet. Više o cefeidama možete procitati u clanku o promjenjivim zvijezdama. Na udaljenostima izmedu 60 i 250 Mpc koriste se najsjajnije zvijezde koje poznajemo - crveni i plavi superdivovi. Njihov luminozitet doseže 10e5 luminoziteta Sunca. Na udaljenostima gdje se pojedinacne zvijezde više ne mogu razluciti, astronomi koriste cijele skupove i maglice. Najsjajniji kuglasti skupovi imaju luminozitet 10e6 puta veci od Suncevog i mogu se vidjeti na udaljenostima do 400 Mpc (1.3 milijarde svijetlosnih godina). Nakon toga ostaju samo H II regije iz cijeg se luminoziteta mogu procijeniti udaljenosti galaksija do 900 Mpc (3 milijarde svijetlosnih godina). Da bi se izmjerile udaljenosti galaksija vece od 900 Mpc, treba cekati supernovu tipa Ia. Supernove tipa Ia prilicno su pouzdane, jer sve na vrhuncu sjaja dosežu oko 3 x 10e9 luminoziteta Sunca. One su u teoriji vidljive i na udaljenostima vecim od 1000 Mpc. Više o samoj supernovi procitajte u clanku o supernovama. Cefeide, superdivovi, kuglasti skupovi, H II regije i supernove tipa Ia su dobre standardne svijece iz 4 razloga. Prvo, vrlo su sjajni, tako da ih možemo vidjeti na velikim udaljenostima. Drugo, astronomi su prilicno sigurni u njihove luminozitete, pa mogu biti isto toliko sigurni u tocnost izmjerenih udaljenosti. Trece, lako ih je identificirati prema boji ili prema krivulji sjaja. I cetvrto, prilicno su ceste pojave, tako da se preko njih može dobiti udljenost mnogih galaksija. No, ipak postoji i jedan minus. Što je udaljenoja galksija koju promatramo, manje ima standarnih svijeca, pa su mjerenja nesigurnija. Na primjer, udaljenost neke bliže galaksije možemo provjeriti tako da izmjerimo udaljenost služeci se sa više standardnih svijeca. Tako cemo dobiti prosjek koji ce vjerojatno biti najbliži pravoj vrijednosti. Tully - Fisherov zakon otkrili su u sedamdesetima astronomi Brent Tully i Richard Fisher. Oni su primjetili da je debljina spektralne linije vodika u spektru galaksije ovisna o ukupnom luminozitetu. Što je linije deblje, veci je luminozitet. Evo zašto se to dogada: radijacija koja dolazi sa jedne strane galaksije koja rotira je pomaknuta prema crvenom dijelu spektra jer se taj dio od nas udaljava, dok je u isto vrijeme drugi dio pomaknut prema plavom jer nam se približava. Ti su pomaci direktno povezani sa brzinom rotacije galaksije, a ona pak ovisi o masi. Što je galaksija masivnija, sadrži više zvijezda, a više zvijezda znaci veci luminozitet. Ova je tehnika upotrebljiva za galaksije na udaljenostima vecim od 100 Mpc. Kako danas stvari stoje, metoda Tully - Fisherovog zakona daje nešto manje vrijednosti nego metoda standardnih svijeca, no astronomi se nadaju da ce kalibracijama na bližim galaksijama moci uskladiti te dvije metode. Tako ce mjerenja na udaljenijim galaksijama biti mnogo pouzdanija. Mislav Balokovic |
23.01.2006., ponedjeljak
Ekstrasolarni planeti
 Muči li i Vas pitanje da li postoji život izvan Zemlje? Na to pitanje još ne možemo odgovoriti, ali barem možemo reći da ima nade. Iako još neznamo da li postoje planeti poput Zemlje koji imaju sposobnost održavanja života, danas znamo da i druge zvijezde imaju planete, kao što ih ima i naše Sunce. To su uglavnom gigantski planeti, plinoviti divovi sa masom višestruko većom od Jupiterove, no postoje i oni manji, slični našim Jovijanskim planetima. Neki od tih sustava slični su Sunčevom, a još više ima onih koji su potpuno drugačiji. Tako na primjer, oko zvijezde 51 Pegasi na udaljenosti koja je manja od Merkurove kruži planet koji je upola "lakši" od Jupitera. Za nas je to pomalo čudno, no izgleda da nije nemoguće. U početku je to otkriće predstavljalo problem jer se nije slagalo sa teorijom evolucije Sunčevog sustava. Naime, ona kaže da je mlado Sunce lake elemente kao što su vodik i helij otpuhalo u vanjske dijelove sustava djelovanjem tada jakog Sunčevog vjetra. Zbog toga danas divovske plinovite planete nalazimo samo na velikim udaljenostima od Sunca. No, objašnjenje leži u teoriji po kojoj je planet nastao daleko od zvijezde, ali se s vremenom približio zbog gravitacijskog utjecaja diska iz kojeg je nastao. Primjer sustava koji bi mogao biti sličan Sunčevom je onaj zvijezde 47 Ursae Majoris u zviježđu Velikog Medvjeda. Oko zvijezde na udaljenosti malo većoj od Marsove kruži planet dva i pol puta masivniji od Jupitera.  umjetnicki doživljaj planeta oko zvijezde 47 Ursae Majoris (Lynette Cook) Možda će vas malo razočarati činjenica da niti jedan od ovih planeta nikad nije viđen ili snimljen. To je jednostavno trenutno nemoguće. Planeti su, u odnosu na zvijezde, iznimno obskurni objekti, tako da ih uvijek zakriva zasljepljujuće svijetlo zvijezde. Umjesto vizualnih dokaza, astronomi se služe indirektnim metodama, kao što je gravitacijski utjecaj planeta na zvijezdu. On se može dokazati dvjema metodama, a rezultat je gibanja zvijezde oko tzv. centra mase. Njega je najlakše zamisliti kao polugu. Ako imate zvijezdu koja je velike mase i postavite ju na jednu stranu poluge, a na drugu stranu stavite planet čija je masa malena u odnosu na zvijezdu, morat ćete ga potaviti puno dalje od zvijezde da bi obje strane bile u ravnoteži. Težište je analogija centru mase. Dakle, planet i zvijezda međusobno se vrte na dijametralno suprotnim stranama oko centra mase. Ista se stvar događa i u Sunčevom sustavu, ali je utjecaj Jovijanskih planeta malen jer nisu masivni i daleko su od centra. No, centar mase Sunca i Jupitera je dobar primjer. Oni se gibaju oko točke koja se nalazi oko 50 000 km iznad površine Sunca (u smjeru Jupitera). Kada bi neki vanzemaljac promatrao to gibanje Sunca oko centra mase, mogao bi zaključiti da oko Sunca kruži barem jedan veliki planet kojeg ne može vidjeti. Pomicanja zvijezda oko centra mase vrlo su malena i potrebni su najveći teleskopi da bi se ona mogla mjeriti. Metoda u kojoj se precizno mjere položaji zvijezde naziva se astrometrijom. Druga metoda mjeri pomake spektralnih linija u spektru zvijezde. Zbog istog gibanja, zvijezda se nekada pomiče prema nama, a nekada od nas. Kada se zvijezda udaljava, spektralne linije se pomiču prema crvenom dijelu spektra zbog Dopplerovog efekta. Isto tako, kada se zvijezda približava, spektralne linije se pomiču prema plavom dijelu spektra. Iz periodičkih promjena pomaka izlazi period ophoda planeta koji kruži oko zvijezde. Što se tiče pitanja s kojim sam ovaj članak započeo, na njega još nema odgovora, kao što još neznamo ni postoje li planeti slični Zemlji (terestrički) kod drugih zvijezda. Njih se ne može otkriti danas dostupnim metodama zbog njihove vrlo male mase. No, neke svjetske svemirske agencije planiraju u budućnosti projekte kojima bi se tražili terestrički planeti. Problem je taj što projekt zahtjeva velike teleskope koji rade u infracrvenom području i imaju rezoluciju nekoliko puta veću nego današnji teleskopi. Kada se takav projekt ostvari, možda ćemo vidjeti da sustav kao što je naš nije jedinstven, već postoji mnogo njemu sličnih. A možda otkrijemo da smo sami... Tko zna... Mislav Balokovic |
21.01.2006., subota
Eksplozija na Mjesecu
NASA-ini znanstvenici nedavno su zabilježili rijetku pojavu - eksploziju na Mjesecu. Prouzročio ju je udar meteora, vjerojatno dio meteorskog pljuska, nakon kojeg je ostao krater širok tri metra.  Udar je po jačini odgovarao eksploziji oko 70 kg TNT-a, a zamijećen je na rubnom dijelu Mare Imbruma (Kišnog mora). Meteor koji je udario u Mjesec vjerojatno je bio dio meteorskog pljuska, kada su i na Zemlju, krajem listopada i početkom studenoga pali njegovi dijelovi - tauridi. Dr. Rob S, astronom koji je zabilježio udar meteora, procijenio je da je krater što ga je prouzročio širok oko 3 metra i dubok 0,4 metra. Više saznanja o ovakvim događajima trebalo bi pomoći astronautima kada ih NASA bude ponovno slala na Mjesec, smatra S, koji je događaj zabilježio 7. studenoga testirajući novi teleskop i videokameru namijenjenu praćenju udara meteora i sličnih tijela koja se događaju na Mjesecu. "Ljudi su se jednostavno prestali baviti Mjesecom", rekao je dr. S. "Smatramo ga nečim poznatim, no mislim da ondje ima još puno zanimljivih stvari koje možemo proučavati." "Za razliku od Zemlje u čijoj atmosferi meteori sagorijevaju, Mjesec nema atmosfere, pa su tauridi eksplodirali na njegovoj površini", objasnio je S. Do 2020. NASA je planirala povratak na Mjesec, namjeravajući dokučiti što se točno događa nakon lunarnih udara, zbog zaštite astronauta. S je najavio kako će on i njegovi kolege nastojati ustvrditi koliko često veliki meteori pogađaju Mjesec te događaju li se takvi udari samo tijekom meteorskog pljuska ili češće. |
Na putu do Plutona
|
NASA je uspješno lansirala sondu New Horizons. Čeka ju desetogodišnje putovanje, dugačko pet milijardi kilometara, prema jedinom planetu kojeg ljudske letjelice dosad nisu posjetile. Nakon dva dana odgađanja zbog lošeg vremena i tehničkih poteškoća, sedamsto milijuna dolara vrijedna sonda otisnula se na međuplanetarno putovanje na raketi tipa Atlas 5. Znanstvenicima i osoblju iz kontrolne sobe u Cape Canaveralu sigurno je laknuno - da lansiranje nije uspješno obavljeno prije 3. veljače, sonda ne bi mogla iskoristiti gravitaciju Jupitera za brže putovanje do Jupitera. Ovako će New Horizons putovati brzinom od gotovo četiri kilometra u sekundi, što znači da bi do devetog planeta trebala stići u srpnju 2015. godine. Da je lansirana nakon 3. veljače, morala bi putovati izravno do Jupitera i tamo stići najranije 2018. godine. New Horizons prikupljat će podatke o Plutonu i njegovim mjesecima prije no što, pođe li sve kako treba, nastavi istraživati vanjske dijelove Sunčevog sustva. Ima znanstvenika koji tvrde da Pluton uopće nije planet, već da pripada u istu kategoriju kao i mali, ledeni objekti iz Kuiperovog pojasa, dijela svemira koji se nalazi iza Neptuna. Drugi, pak, smatraju da Pluton, zajedno sa svojim pratiteljem Charonom, čini "dvostruki planet". New Horizons proći će pored Plutona i Charona tijekom istog dana. Njenih sedam instrumenata obavit će detaljan pregled Plutonove površine, sastava tla i atmosfere. Nakon toga, NASA će procijeniti hoće li joj produljiti misiju. Dođe li do toga, zaputit će se u Kuiperov pojas i posjetiti dva objekta promjera većeg od 50 kilometara. Znanstvenici vjeruju da će tako puno naučiti o razvoju Sunčevog sustava, pošto se u Kuiperovu pojasu nalaze ostaci materije od koje je naš sustav sačinjen. |
15.01.2006., nedjelja
< Jajasti Regul >
Regul, najsjajnija zvijezda konstelacije Lava, bila je predmet istraživanja znanstvenika Sveučilišta Georgia. Istraživanje je pokazalo da zvijezda zapravo ima oblik jajeta, što je posljedica njene brze vrtnje. Za brzu vrtnju znalo se i prije, ali preciznija mjerenja dala su novi uvid u situaciju.  Mjerenjem temperature na polovima i ekvatoru, spektroskopskim analizama i teoretskim modelima, znanstvenici su došli do zaključka da je Regul vrlo izbočen na svom ekvatoru zbog centrifugalne sile. Naime, brzina okretanja njegovog ekvatora je čak 350 kilometara u sekundi, što iznosi 86% brzine pri kojoj bi se zvijezda razletila na sve strane. Regul je u promjeru 5 puta veći od našeg Sunca i vrti se 150 puta brže. Dok Suncu treba skoro mjesec dana da se okrene oko svoje osi, Regulu za to treba samo 16 sati.  regul u usporedbi sa suncem (Georgia State University) Podaci su pokazali da zbog oblika, Regul pokazuje rijetku pojavu, ranije zapaženu samo kod dvojnih zvijezda - na polovima je oko 5 puta svjetliji nego na ekvatoru. To se događa zbog toga što je ekvator za jednu trećinu promjera dalji od središta nego polovi, pa ja ta regija hladnija. Na polovima je izmjerena temperatura od oko 15 000, a na ekvatoru 10 000 Kelvina. Sve zajedno, zvijezda je 350 puta sjajnija nego Sunce. Zanimljiva je još jedna pojava. Zvijezda nam je okrenuta točno tako da ju gledamo "sa strane". Os rotacije joj je nagnuta za 86 stupnjeva prema našem sjevernom polu, što odgovara smjeru u kojem se zvijezda prividno kreće. Zašto je to tako, nitko još nije objasnio. Novi podaci dobiveni su interferometrijskim nizom teleskopa nazvanim CHARA. Instrument se nalazi na planini Mt. Wilson u južnoj Californiji. Sastoji se od 6 teleskopa od kojih svaki ima jedan metar u promjeru. Teleskopi su posloženi u Y formaciju, a najudaljeniji teleskop nalazi se 200 metara od središta. Interferometrija im omogućuje da se povežu tvoreći zajedno jedan "virtualni teleskop" promjera 330 metara. Instrument, naravno, ne može skupiti količinu svijetlosti koju bi skupio takav ogroman teleskop, ali zato ima jednako visoku rezoluciju. Veliki teleskopi (kao što su Keckovi, Subaru, Gemini...) imaju veću moć sakupljanja svijetlosti, pa vide tamne objekte. CHARA ne može promatrati tamne objekte, ali zato one svjetlije vidi 100 puta oštrije. U infracrvenom području spektra instrument postiže razlučivost od 0.0005 lučnih sekundi. Funkcionalan je od početka 2004. godine, a izgradnju su financirale zaklade W. M. Kecka, te David & Lucile Packard, američka Nacionalna znanstena zaklada i savezna država Georgia. Mislav Balokovic |
Jupiter
Prvi Jupiterov posjetioc bio je svemirski brod Pioneer 10, on mu se 4. 12. 1973. približio na 130 000 km. U isto vrijeme sljedece godine, Pioneer 11 približio mu se na 43 000 km. Voyager 1 i Voyager 2 ispitivali su Jupiter u toku nekoliko mjeseci. Plin helij je na Jupiteru dokazan spektroskopski iz Pioneera 10. Na temelju opažanja u optickom i radiovalnom podrucju, i sa letjelica i sa Zemlje, te izravnim mjerenjima sa letjelica može se sa sigurnošcu govoriti o gradi tijela Jupiterove ili Jovijanske skupine planeta. Kada bi se zbrojile mase svih devet planeta, Jupiter bi cinio cak 71% te mase, drugim rijecima 318 zemljinih masa. Ono što mi vidimo sa Zemlje njegov je oblacni pokrov, koji nije deblji od 100 km. Dimenzije te vidljive površine razlikuju se kao ekvatorski polumjer, 71 492 km, i polarni polumjer, 68 854 km. Iz te razlike u polumjerima vidljiva je spljoštenost Jupitera koja se jasno vidi i manjim teleskopom. Prosjecna gustoca Jupitera veoma je mala, baš kao i kod svih njemu slicnih plinovitih divova, iznosi 1,34 g/cm3. Naziv plinoviti div opravdava njegov kemijski sastav tj. najvecim je djelom graden od najlakših elemenata vodika i helija. Jupiterov sastav mnogo je slicniji Suncu nego Zemlji. Oko Sunca obilazi na prosjecnoj udaljenosti od 5,2 aj, kaže se na prosjecnoj udaljenosti zbog Jupiterova ekscentriciteta (e = 0,0482). Znaci udaljenost se mijenja od 4,95 do 5,45 aj. Staza mu je slabo nagnuta prema ekliptici, 1°18´,a ekvator je od ravnine staze otklonjen za 3°5´. Jupiter ima cetrdesetak satelita i tanak prsten. Jupiter je jedna velika nakupina plina u razlicitim agregatskim stanjima. U njegovu središtu pretpostavlja se, iako još nije sigurno, da se nalazi stjenovita jezgra. Okolo te stjenovite jezgre dolazi veoma debeo sloj, negdje oko 55 000 km, tekuceg metalnog vodika. Tekuci metalni vodik je stanje do kojeg dolazi vodik pri tlaku od oko 106 bar. Tekuci metalni vodik može se usporediti sa živom na sobnoj temperaturi, ona je tekuca tvar, ali ujedno i metal. Takva tvar dobro provodi toplinu i elektricnu struju. Sljedecih 15 000 km nalazi se plinovito tekuci vodik koji predstavlja Jupiterov plašt , takva tvar je dobar izolator te loše provodi toplinu i elektricnu struju. Kada se tlak spusti na 20 do 30 bar, vodik prelazi iz stanja plinovitog i tekuceg u cisto plinovito stanje. Taj sloj cistog plinovitog stanja debeo je 1 000 km i uzima se za Jupiterovu atmosferu. U dubljim dijelovima te atmosfere nalazi se oko 100 km dubok oblacni sloj. Taj oblacni sloj je ono što mi vidimo kao površinu Jupitera. Oblacne se pruge rotiraju u smjeru Jupiterove rotacije i usporedne su s njegovim ekvatorom. Medu oblacnim prugama razlikuju se bjelkaste odnosno blijedožuckaste zone i tamnije odnosno crvenkastosmeckaste zone. Tu se pojavljuju i razne pjege, od kojih je Velika crvena najpoznatija, dimenzije su joj 15 000 x 50 000, a održala se više stoljeca. Temperatura vrha oblaka iznosi 125 K. Reflektirana svijetlost koja pristiže s Jupitera na Zemlju dolazi samo iz gornjih slojeva tog oblacnog pokrova. Poslije oblacnog sloja nastavlja se ionosfera, ona se nastavlja daleko u prostor i obuhvacena je magnetosferom. Magnetosfera je podrucje s karakteristicnom konfiguracijom magnetskog polja. U predjelu prvih 3 000 km ionosfere koncentracija iona iznosi najviše 105 do 106 ion/cm3, a temperatura ovdje premašuje 1 000 K. Jupiter ima veoma jako magnetsko polje, uzrok tomu su strujanja u tekucem metalnom vodiku. Na razini oblaka magnetska indukcija iznosi 103 T, što je dvadesetak puta više nego na Zemlji. U Jupiterovoj prostranoj magnetosferi struje cestice koje uvelike premašuju dozu smrtonosnu za covjeka. Sve do položaja na kojem se nalazi satelit Io magnetosfera rotira s jednakom kutnom brzinom kao i Jupiter. Posljedica Jupiterova pražnjenja su dekametarski radiovalovi promjenjive jacine. Jupiter je jedan od najjacih izvora kozmickih radio-valova. Iz magnetosfere se znaju osloboditi elektricne cestice u obliku kozmickih zraka koje dopiru do Zemlje, zabilježene su i kod Merkura. Na stanje Jupiterova magnetskog polja poseban utjecaj imaju njegovi najveci sateliti, koji su stalan izvor plinova. Magnetska os ne podudara se sa osi vrtnje vec je pod kutom od 11° nagnuta prema njoj. Na Jupiteru je sjeverni magnetski pol, za razliku od onoga na Zemlji, zaista na sjevernoj polutki planeta. Od svojih cetrdesetak satelita cetiri su najznacajnija, odnosno najveca. To su Io, Europa, Ganymed i Calisto, zajednicko im je to što su to prvi otkriveni Jupiterovi sateliti, a otkrio ih je Galileo 1610. godine. Od ta cetiri veca satelita, najveci je Ganymed sa svojim dijametrom od 5262 km, on je ujedno i najveci satelit u Suncevu sustavu. Mislav Balokovic |
14.01.2006., subota
< Venera >
|
Venera je stjenovita kugla veličinom slična našem planetu zbog čega je često zovu i Zemljinom sestrom. No, svaka sličnost izmedu Venere i Zemlje time prestaje. Venera pripada grupi unutarnjih, terestričkih ( stjenovitih ) planeta. Ona je tamni, neprijateljski svijet s mnogo vulkana i negostoljubivom atmosferom. Njezina prosječna temperatura je viša od prosječne temperature bilo kojeg drugog planeta Sunčevog sustava. Venerina površina se umnogome promijenila tijekom postojanja planeta. Stjenoviti krajolik koji se nalazi na površini posljedica je jake vuklanske aktivnosti koja se i danas nastavlja. Površina obiluje dugačkim tokovima lave, vulkanskim kraterima, te kupolastim i štitastim vulkanima. Dosad je otkriveno 156 velikih vulkana s promjerom vecim od 100 km, gotovo 300 s promjerima izmedu 20 i 100 km, te najmanje 500 skupina manjih vulkana. Više od tri četvrtine Venerine površine čine ravnice koje su uglavnom posljedica djelovanja vulkanskih procesa. Naime, one nastaju izlijevanjem lave na površinu planeta, a sličan proces se nekad zbivao i na Mjesecu, te su tako nastala njegova mora. Zanimljivo je da je tlak na površini planeta 90 puta veći od onog na Zemlji na razini mora. Sam izgled površine je ustanovljen radarskom metodom, jer se površina ne vidi kroz guste Venerine oblake. Najpodrobnije podatke o površini skupio je Magellan, posljednja i najuspješnija Venerina sonda. Prije otprilike četiri milijarde godina Zemlja i Venera imale su slične atmosfere. Medutim, dalje se situacija različito razvijala sve do današnjeg stanja. Atmosfera Venere, stotinu puta masivnija od Zemljine, toliko je debela da se s površine planeta ne mogu vidjeti zvijezde. Glavni joj je sastojak ugljicni dioksid, ali u njoj zbog čestih vulkanskih erupcija ima sumporne prašine i kapljica sumporne kiseline. Neposredno iznad Venerine površine je jasno područje atmosfere koje se proteže do visine od otprilike 40 km. Iznad toga je debeli, neprekinuti oblacni sloj visine 20 km. Oblaci, koji sadrže prašinu i sumpornu kiselinu, sprječavaju prodiranje Sunčeve svjetlosti do tla, pa je na planetu stalno oblačno. Na vrhu, ponovno je proziran sloj rjede atmosfere debeo oko 20 km. Atmosfera ovog stjenovitog planeta kruži vrlo brzo. Fotografije vrhova oblaka u ultraljubicastoj svjetlosti pokazuju da se oblaci gibaju u smjeru zapada te da planet obidu za oko četiri dana. Njihove brzine kretanja dostižu vrijednosti i od 350 km/h. U nižim slojevima atmosfera je mnogo mirnija, pa površinski vjetrovi rijetko dosegnu brzinu od 10 km/h. Zbog velike količine ugljicnog dioksida u Venerinoj atmosferi, taj je planet pravi primjer efekta staklenika, te nas na taj način upozorava što bi se nama jednog dana moglo dogoditi ako ne pripazimo na naš planet. Venera, baš kao i Mjesec, pokazuje faze, što znaci da je vidimo u razlicitim stupnjevima osvijetljenosti. Punu Veneru ne možemo vidjeti, jer u trenutku kad je osvijetljena cijela njena strana okrenuta Zemlji, planet skriva Sunce. Krečući se oko Sunca približava nam se i na nebu postaje veća, ali mi pritom vidimo sve manji dio osvijetljene strane. podaci o Veneri  promjer: 12 104 km prosjecna udaljenost od Sunca: 108,2 mil.km brzina u stazi oko Sunca: 35,02 km/s duljina dana: 117 zemaljskih dana masa ( Zemlja = 1 ): 0,82 obujam ( Zemlja = 1 ): 0,86 prosjecna gustoca ( voda = 1 ): 5,2 površinska gravitacija ( Zemlja = 1 ): 0,9 prosjecna površinska temperatura: 464°C broj satelita: 0 Mislav Balokovic |
< Kometi >
|
Kometi su poznati od pradavnih vremena. Vjerojatno je i pećinski čovjek uz vatricu promatrao ove iznimno nepredvidljive objekte Sunčevog sustava. Prvi zapisani spomen kometa nađen je davne 240. pr. Kr. u Kini. Za razliku od asteroida, kometi su se rodili daleko od Sunca gdje su niže temperature dopuštale formiranje labavih nakupina leda (vode, metana i amonijaka) i malih kamenih čestica. Komet je najlakše zamisliti kao kamikazu. Za razliku od asteroida koji imaju skoro kružne putanje smještene većinom unutar asteroidnog pojasa, kometi se kreću vrlo eliptičnim putanjama i dopiru iz svih smjerova (nisu ograničeni na ravninu ekliptike). Kada su kometi daleko od Sunca vrlo ih je teško promatrati jer je nukleus (čvrsto tijelo kometa) promjera od samo nekoliko kilometara. Kada se komet približava Suncu zbog porasta temperature dolazi do sublimiranja leda i oslobađanja plina i čestica prašine. Oslobođeni plin koji obavija komet tipično ima promjer od milijun kilometara. Taj se oblak naziva koma. Komu na udaljenosti od više milijuna kilometara obavija rijetki vodikov oblak. Osim toga razlikujemo i dvije vrste repova: rep prašine i ionski rep. Rep prašine koji je dugačak do 10 milijuna kilometara sastavljen je od malih čestica prašine koje su sa kometove površine izbačene bujajućim plinom, a često je lagano zakrivljen. Kod vizualnog promatranja ovaj je rep i najatraktivniji dio kometa. Ionizirani atomi i molekule nošeni Sunčevim vjetrom stvaraju ionski rep koji može biti dugačak i 100 milijuna kilometara, što je oko 2/3 udaljenosti od Zemlje do Sunca! Ovaj je rep plavkaste boje i najčešće je ravan. Teže ga je vizualno uočiti, ali se ističe na fotografijama. Zanimljivo je da je ionski rep u stanju promijeniti svoj izgled u vrlo kratkom razdoblju. Oba su repa uvijek usmjerena u smjeru suprotnom od Sunca. Zato nam često izgleda vrlo neintuitivno kada se komet prividno kreće unatrag...  primjer plavog ionskog i bijelog prašinastog repa Kometi pri svakom posjetu užem Sunčevom sustavu potroše dio svog materijala kroz isparavanja plina i prašine. Zato se vjeruje da žive kratko. Nakon što se dovoljno udalje nestaje koma i rep, a komet ponovno prelazi u inertno stanje. Osim samog trošenja, podložni su i preranoj smrti pri sudarima sa velikim planetima (naročito Jupiterom) uzrokovanim velikom privlačnom silom. Čak i ako izbjegnu sudar, često dolazi do naprasnih promjena putanja. Tako se njihovi periodi ophoda i najveće udaljenosti od Sunca dramatično razlikuju. Zbog toga razlikujemo dvije vrste kometa po periodu ophoda. Komete koji nas posjećuju barem svakih 200 godina (kratkoperiodne) i one koji to čine rjeđe (dugoperiodne). Kratkoperiodni kometi kao što je najpoznatiji Halleyev (sa periodom od 76 god.) dolaze najčešće iz Kuiperovog pojasa. Dugoperiodni kometi imaju ekstremno izdužene putanje i u svojem obilaženju oko Sunca dopiru do 50 000 AU, što je 1/5 udaljenosti do najbliže zvijezde. Na ovoj udaljenosti nalazi se Oortov oblak - sferni balon koji okružuje Sunce, a sastoji od nepreglednog mnoštva kometa. Ovo je najčešći tip kometa, a otkriva ih se nekoliko svakoga mjeseca. Zato se prema nekim procjenama vjeruje da Oortov oblak sadrži i do 12 milijardi kometa koji samo čekaju da se strmoglave u unutarnji Sunčev sustav. Trenutno se dvije misije bave kometima: europska misija Rosetta sada je na putu prema kometu 69P/Churyumov - Gerasimenko, a do polovice srpnja surađivat će s misijom Deep Impact, čija je meta komet 9P/Tempel 1. Mislav Balokovic |
SETI
|
Program pod imenom SETI@home dio je potrage za iznvanzemaljcima u koju se može uključiti svatko. On je jedan od programa instituta SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence). Razlog njegovog pokretanja je problem nedovoljne kompjutorske snage za obradu svih podataka. Naime, otkad SETI koristi najveći radioteleskop na svijetu, Arecibo u Puerto Ricu (promjera 305 metara), svakodnevno se nakupi 35 Gb (gigabajta) podataka koje treba analizirati. Kroz nekoliko godina teleskop će tri puta snimiti dio neba koji je njemu dostupan i to na više od stotinu milijuna frekvencija. Toliku količinu podataka ne bi mogli simultano obrađivati ni najjači svjetski superkompjuteri. Kompjuteri koje ima SETI mogu pretražiti podatke u realnom vremenu tražeći samo iznimno jake širokopojasne signale. No, ono što SETI traži nije širokopojasni (broad band) signal, nego signal na nekoj uskoj specifičnoj frekvenciji. Slanje poruke preko cijelog spektra iziskivalo bi mnogo energije, tako da je logično pretpostaviti da će inteligentna civilizacija poslati uski i jaki signal. SETI@home koristi snimke sa Areciba široke 2.5 MHz, centrirano na frekvenciji od 1.42 GHz. Ta frekvencija odgovara prirodnoj rezonanciji atoma vodika (valne duljine 21 cm), najčešćeg elementa u svemiru. Problem analize podataka leži upravo u činjenici da bi signal trebao biti na nekoj od snimanih frekvencija, samo se nezna na kojoj. Ono što je cilj SETI@home projekta je iskoristiti besposlena računala diljem svijeta za analizu tih podataka. Kako? Na serveru sveučilišta Berkeley u Californiji podaci se dijele na tzv. radne jedinice (engl. work unit) od kojih svaka sadrži snimku duljine 107.4 sekunde širine 10 kHZ. Svaka takva radna jedinica ima 250 Kb i kao takvu ju je lako slati preko Interneta. Sve što vam treba da dobijete vlastitu radnu jedinicu koju ćete obraditi je program koji možete skinuti na stranici http://www.setiathome.berkeley.edu. Sam program ima 750 Kb, tako da se skida samo nekiliko minuta. Program SETI@home možete koristiti kao screen saver ili vam može cijelo vrijeme raditi u pozadini. Meni osobno ne smeta da radi dok radim sa manje kompliciranim programima (kao Word, npr.). U uputama stoji da je za to potrebno minimalno 64 Mb RAM memorije, a vjerujem da nitko s novijim kompjuterom nema manje od toga. Za one kojima to možda smeta, postoji opcija da program radi samo kao screen saver. Kada podesite program nakon kratke instalacije, zahtjevat će od vas da se spojite na Berkeleyev server, prijavite se i skinete svoju prvu radnu jedinicu. Procedura traje par minuta i nemojte poluditi ako se neko vrijeme ništa ne pomakne. Kada u potpunosti dobijete radnu jedinicu (oko 340 Kb, zajedno sa nekim dodatnim informacijama o njoj), program će ju automatski početi obrađivati. Vezu sada možete prekinuti jer vaš kompjuter sada radi neovisno o drugima. Ponovo spajanje zatražit će tek kada jedinica bude u potpunosti obrađena. Radni prozor programa možete dobiti klikanjem na zelenu antenu u taskbaru ili jednostavno čekanjem da se pojavi screen saver. On izgleda ovako:  SETI se pobrinuo da vam pokaže što se sve događa dok se SETI@home vrti. Lijevi gornji dio (1) ispisivat će vam što kompjuter trenutno radi, a najčešće će pisati "Computing Fast Fourier Transform". To je jedna od (nama smrtnicima nerazumljivih) matematičkih funkcija kojom se traže značajniji signali. Kada skidate novu radnu jedinicu, tu će pisati koliko podataka je skinuto. Ispod se nalaze još neki podaci i zgodan dvodimenzionalni crveni graf koji se povremeno mijenja.Veliki crveni progress bar (2) pokazuje vam koliko je posla obavljeno. Ispod njega piše i točan postotak (do stotinke promila!) i koliko je vremena utrošeno na analizu. Ovisno o snazi kompjutera i kompleksnosti signala, jednu radnu jedinicu obrađivat ćete između 5 i 25 sati, ovisno o "težini" radne jedinice. Za to će vrijeme vaš kompjuter izvesti između 2.4 i 3.8 trilijuna (1012) matematičkih operacija. Kada posao bude 100 % obavljen, program će vas zamoliti da se spojite na Internet kako bi obrađene podatke vratio na Berkeleyev server i uzeo novu radnu jedinicu. Sve to zajedno ne bi trebalo trajati duže od minute. Donji dio prozora zauzima veliki trodimenzionalni graf (3) koji se konstantno popunjava. Mislim da je njegova uloga čisto estetska, da ljudi vide da se nešto događa. Gore desno (4) imate podatke o radnoj jedinici koju trenutno obrađujete: točno vrijeme, deklinaciju i rektascenziju pozicije te, naravno, teleskop kojim je snimljena. Nije baš da to nečemu koristi, ali zgodno je znati. Ispod tih podataka imate podatke o sebi i svojem doprinosu projektu. Ovdje će vam pisati koliko ste radnih jedinica do sada obradili i koliko je vašeg kompjuterskog vremena potrošeno na to. Kada vam brojevi malo porastu, zgodno je zamisliti si koliko ste time pomogli SETIju. Iako još nije pronađen niti jedan signal koji bi mogao upućivati na to da napredna civilizacija pokušava komunicirati s nama, nade još ima. Prema nekim starim podacima, u program je (ili je bilo) uključeno preko 2 milijuna kompjutera iz cijelog svijeta. Procjenjuje se da su šanse da na svom računalu nađete neki zanimljivi signal oko jedan naprema 10 milijuna. Zamislite samo da vam kompjuter nađe prve signale vanzemaljaca dok vi odete napraviti kavu. Ne bi li to bilo fascinantno? Mislav Balokovic |
