Fizikai Szemle honlap

Tartalomjegyzék

AZ  ÜSTÖKÖSÖK  LÁGY  RÖNTGENSUGÁRZÁSA

 ÚJ FELFEDEZÉS A HYAKUTAKE ÉS A HALE-BOPP KAPCSÁN

Az üstökösök a Naprendszer azon kisebb természetes égitestjei, amelyek még szinte változatlan állapotban megőrizték a bolygórendszer kialakulásakori ősköd fizikai és kémiai viszonyait. Az üstökös fizikai és kémiai tulajdonságait tekintve nagyon összetett égitest. Négy meghatározó szerkezeti alkotórészből áll: mag, kóma, ioncsóva, porcsóva. Ezek közül a mag és a kóma vizsgálata járul hozzá elsősorban az üstökös eredetének, a Naprendszer régmúltjának a megismeréséhez, míg az ioncsóva és bizonyos esetekben a kóma megfigyelése a bolygóközi tér jelenkori, aktuális fizikai viszonyairól ad információt. Ma az üstökösök vizsgálata több tudományos részterületet is érint: a megfigyelő csillagászat különböző területeit, égi mechanikát, asztrodinamikát, űrfizikát (például űr-plazmafizikát, molekulafizikát, alacsonyhőmérsékletek fizikáját, szilárdtestfizikát), kozmogóniát, planetáris geológiát, asztrokémiát, valamint a kozmobiológiát is. Laboratóriumi viszonyok közt is lehet bizonyos szimulációs kísérleteket végezni az üstökösmag jegei szublimációjának és a poranyag kiszabadulásának tanulmányozására. A jég- és poranyag fizikai paramétereinek (fajhő, hővezetési tényező, optikai konstansok stb.) kimérése is laboratóriumi feladat. A rakéták mellett az űreszközök alkalmazása az üstökösök megfigyelésében az elektromágneses spektrum új tartományainak bekapcsolódását tette lehetővé (az OGO, OSO sorozat mesterséges holdjai és az IUE az ultraibolyában, a Hubble űrtávcső a közeli ultraibolyától a közeli infravörösig, az IRAF, ISO az infravörösben, valamint néhány emberes űrutazás során a légkörön túlra felvitt űrtávcsövek). Mérföldkő volt egyes üstökösök helyszíni vizsgálata, amely kézzelfogható közelségbe hozott néhány kiválasztott objektumot: a Halley üstökös meglátogatása a két VEGA üstökös-szonda, a GIOTTO, SUISEI, SAKIGAKE, ICE űrszondákkal; valamint a Giacobini-Zinner az ICE, illetve a Grigg-Skjellerup a GIOTTO szondával, bár ez utóbbi üstökösökről nem készült képfelvétel, de értékes plazmafizikai mérések történtek.

1. ábra. A Hyakutake üstökös röntgensugárzásának eloszlása (kontúrvonalakkal körülhatárolva) és egy extrém ultraibolya kép együtt (1996 márciusában). Az üstökös mozgási irányát a nyíl mutatja.

A közelmúltban két látványos, fényes üstökös ragyogott az északi égbolton: 1996 tavaszán a C/1996 B2 (Hyakutake), majd 1997 február-májusa között a C/1995 O1 (Hale-Bopp). A mai csúcstechnológia és a megfigyelő csillagászat szoros kapcsolata lehetővé tette olyan teleszkópok, detektorok, színképelemző készülékek valamint számítástechnikai eszközök alkalmazását ennek a két üstökösnek a megfigyelésére és az adatok feldolgozására, értelmezésére, amelynek következtében például igen finom színképi és térbeli felbontású adatok állnak rendelkezésre a röntgentől a rádiótartományig. Ennek a két fényes üstökösnek a megfigyeléséből adódott érdekesebb eredményekről számolunk most be, különös tekintettel arra az új felfedezésre, amely az üstökösök röntgensugárzására vonatkozik. Egy olyan váratlan felfedezés is történt ugyanis, amely az üstökösanyag és a jelenkori bolygóközi anyag kölcsönhatásaival függ össze. A következőkben erről lesz szó részletesebben.

Váratlan felfedezés: röntgensugárzás a Hyakutakéről

A földközelséghez közeli napokban röntgencsillagászati mesterséges holdak is megfigyelték a Hyakutake üstököst. Rendkívüli és váratlan eredmény volt az, hogy ennél az üstökösnél valóban ki is lehetett mutatni a kóma Nap felőli oldaláról eredő röntgensugárzást a ROSAT röntgencsillagászati mesterséges hold segítségével a körülbelül 100 eV - 1 keV energiatartományban ^[1] a HRI nagyfelbontású képfelvevővel, valamint a WFC nagylátómezejű kamerával 1996. március 26. és 27. közt. A felfedezők a Marylandi Egyetem, a NASA Goddard Űrkutatási Központja, a Max Planck Extraterresztrikus Fizikai Intézet a Rutherford Appleton Laboratórium és a Leicester Egyetem (Anglia) kutatói voltak Lisse és Dennerl vezetésével és az eredményeket 1996-ban tették közzé (1. ábra). A ROSSI (XTE = Timing Explorer) röntgencsillagászati hold proporcionális számláló detektora (PCA) a 2000-60000 eV tartományban 1996. március 31-én. Az EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) Extrém Ultraibolya Megfigyelő hold spektrométerei is észlelték a jelenséget a 70-180 eV energiatartományban 1996. március 21-24-ig.

1. táblázat

A Hyakutakénél a röntgensugárzási zóna maximuma a magtól mintegy százhúszezer kilométerre volt, a magot a Nappal összekötő egyenesre szimmetrikusan mintegy "holdsarló" alakban látszik a képeken, domború oldalával a Nap felé. Eredetének magyarázatára nézve több előzetes modellszámítás is készült, amelyeket lentebb ismertetünk. Később Dennerl, Englhauseer és Trümper a Max Planck Extraterresztrikus Fizikai Intézet munkatársai átvizsgálták régebbi röntgen- és ultraibolya csillagászati műholdak megfigyeléseit, amelyek üstökösökkel is kapcsolatba hozhatók, több más üstökösnél is sikerült kimutatni a kómájukkal kapcsolatos röntgensugárzást elsősorban a ROSAT teljes égboltot megfigyelő (RASS = ROSAT All Sky Survey) teleszkópjával, valamint az EUVE spektrométerével (1. táblázat). Tehát ez az űrfizikai folyamat a bolygóközi tér és az üstökösanyag (kómagázok) kölcsönhatásával kapcsolatos új felfedezés. Egyébként pedig a Hyakutake üstökös iskolapéldája és tesztobjektuma lett az üstökösök röntgensugárzása eredetének lehetséges magyarázatául szolgáló elméleti, illetve félempirikus modellek ellenőrzésének. Ugyanis közel volt, nagy megfigyelhető effektust adott, illetve a csúcstechnika eszközeivel részletesen meg is figyelték és az interpretációra az elméletek egymás után születtek meg.

A Hale-Bopp üstökös röntgensugárzása

Úgy mint a Hyakutake üstökösnél, a Hale-Boppnál is sikerült kimutatni a kómából a Nap felőli oldalról jövő röntgensugárzást a BeppoSAX csillagászati mesterséges hold segítségével 1996 szeptemberében, valamint a japán röntgenhold az ASDA is mérte a 0,5-10 keV tartományban. A földkörüli pályán keringő EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) mesterséges hold is mérte az üstököstől eredő lágy röntgensugárzást a 70-180 eV tartományban, amely a semleges héliummal (He I 58,4 nanométer), illetve az ionizált oxigénnel (O II 53,8 nanométer) kapcsolatos. Az EUVE észleléseket Krasnopolsky és munkatársai koordinálták (NASA Goddard Ürkutatási Központja). A maximuma mintegy 400 ezer km-re volt az üstökösmagtól (2. ábra). A röntgensugárzási zóna térbeli helyzete antikorrelál a sugaras porkiáramlás irányával (a porjetekével), centrális része mintegy 140 ezer kilométerre van az üstökös magjától. A jetek és a röntgensugárzás térbeli antikorrelációja még további magyarázatot igényel.

2. ábra. Fent: A Hale-Bopp üstökösről az EUVE mesterséges hold felvétele az extrém ultraibolyában 1996 szeptemberében. A röntgensugárzó zóna az üstökösmag és a Nap között helyezkedik el. A megfigyelés a napszél-üstökös kölcsönhatást támasztja alá. Lent: Látható fényben ugyanabban az időben készült felvétel mutatja a porjeteket is.

A NASA POLAR mesterséges holdja, amely a földi sarkifény övezeteket tanulmányozza, a látható valamint az ultraibolya tartományban is készített távoli képeket a nagylátómezejű kamerájával az üstökösről annak napközelsége körül, amikor más mesterséges holdak számára geometriai korlátok miatt hozzáférhetetlen volt az égitest. A POLAR adatainak elemzése még folyamatban van. A röntgensugárzás eredetének a magyarázatára ugyanazok az elképzelések merültek fel, mint a Hyakutake esetén, de általában nem világos még, mi az igazi mechanizmus az üstökösök röntgensugárzására vonatkozóan. Lehet, hogy egyszerre több folyamat is elöfordulhat egyidejűleg, mint például a fékezési sugárzás, a Nap röntgen-fényének szórása, napszél-protonok és üstökösionok találkozása. Ez tehát a jelenkori bolygóközi anyag és az üstököskóma kölcsönhatása, az effektus nagysága erősen függ az üstökös aktivitásától, azaz mennyi a magjából a kómába kiszabaduló gáz és por mennyisége, illetőleg a bolygóközi plazma és mágneses tér aktuális aktivitásától, ami végeredményben a naptevékenységgel függ szorosan össze. (Az üstökösök vázlatos pályáit a 3. és 4. ábra mutatja.)

Lehetséges magyarázatok

Az, hogy az üstökösök környezetében is keletkezhet röntgensugárzás, nem újkeletű feltevés, bár 1980 februárjában az EINSTEIN röntgenhold mérései nem mutattak 3­5  hibahatáron belül szignifikáns jelet a Bradfield (1979 X = 1979 I) üstökösről.

Az üstökösök lágy röntgensugárzásának felfedezése megfelelő modellek elkészítésének szükségességét vetette fel. A modellszámításoknak minél jobban vissza kell adniuk a megfigyelt röntgenfényesség térbeli és energiaspektrumbeli eloszlását.

2. táblázat

A következőkben elsősorban Lisse és Dennerl, valamint Krasnopolsky - mindhárman egyaránt a NASA Goddard Űrkutatási Központjának munkatársai is egyben valamint Bingham és munkatársai (Rutherford Appleton Laboratory) 1997-es vizsgálatai alapján a lágy röntgensugárzást keltő fizikai folyamatokat ismertetjük röviden, amelyek elsősorban a jól észlelhető röntgenfluxust adó földközeli Hyakutake megfigyeléseken alapulnak és szóba kerültek a lágy röntgensugárzás lehetséges magyarázataként. A 2. táblázat foglalja össze a felvetett fizikai folyamatokat és azok számításokkal becsült effektivitásának mértékét.

3. ábra. A C/1996 B2 (Hyakutake) üstökös és néhány nagybolygó pályái a térben (Merkúr, Vénusz, Föld és Mars). Az égitestek helyzete az üstökös napközelsége idején ábrázolva. A függőleges vetítővonalak az üstökös pályájának a föld pályasíkja feletti (északi) részét jelölik. Az X-szel jelölt irány a Tavaszpont felé mutat.

Az egyes folyamatok közül vannak olyanok, amelyek úgy a kóma gáz- mind a poranyagának jelenlétében működnek: a Nap röntgenfényének szóródása, fluoreszcencia, foto- és napszél-elektronokkal való kölcsönhatás, mágneses-plazmavihar (szubsztorm). A csak gáz esetében végbemenő folyamatok: a napszélprotonok, az üstökös ionok, valamint a napszél-üstökös gáz töltéscserés kölcsönhatásai. A csak porral összefüggő magyarázatok: a bolygóközi por - üstökös porszemcsék ütközése, illetve az attogram tömegű porrészecskék jelenléte. Az eddigi modellek által adott kvantitatív eredmények (például röntgenfluxusok, távolságok) mintegy 2-es szorzófaktor erejéig pontosak. A következőkben ismertetésre kerülő számítási eredmények a Hyakutake üstököst veszik alapul, amikor az 0,12 cs.e.-re volt a Földtől, és a kómájában a magtól 120 ezer km-re levő tartományát a Nap felőli oldalon a mag-Nap-egyenes mentén. A 2. táblázatban felsorolt folyamatok hatásossági mérőszámával arányos a folyamat lehetségességének valószínűsége. A folyamatok tehát részletesebben:

4. ábra. A C/1995 Ol (Hale-Bopp) üstökös helyzete a napközelsége idején. (lásd még a 3. ábrát is).

A Nap röntgenfényének szóródása

Az üstököskóma gáz- és poranyaga egyaránt képes a Nap röntgenfényének szórására, de a por által történő fényszórás az erősebb. A Halley üstökös poranyagát részletesen vizsgáló helyszíni űrszondák adatai valamint egyéb, földi és földkörüli pályáról végzett üstökös-megfigyelésekből az üstököspor méret szerinti eloszlása, az optikai konstansok ismertté váltak, s azóta laboratóriumi mérések is kiegészítik ismereteinket az üstökös és bolygóközi por lehetséges fizikai paramétereiről. A számítások szerint a Nap röntgenfényének az üstökösporról való szórásából adódó fluxus négyszer kisebb, mint a Hyakutakénél megfigyelt érték. A gázkóma (H, C és O atomok szórási hatáskereszmetszetét figyelembe véve) a Nap röntgenfénye számára gyakorlatilag átlátszónak bizonyult: a megfigyelthez képest egy nagyságrenddel kisebb röntgensugárzás keletkezett. (Ez azonban erősen függ az energiától. Például kóma optikai mélysége gyakorlatilag 1 - nem átlátszó - a 62-63 eV-nál.)

Fluoreszcencia

A gáz és a por is képes fluoreszcens sugárzást kelteni, de a gáz fluoreszcens sugárzása erősebb az üstökösök lágy röntgensugárzása esetében. A gázoknál a lágy röntgentartományban a fluoreszcencia azt jelenti, hogy a belső elektronhéjak fotoionizációja következtében lehetőség van a külső héjakról az elektronoknak ezekre a belső héjakra átugrani, miközben az energiakülönbség a lágy röntgentartományban sugárzódik ki (fluoreszcencia foton) vagy átadódik egy másik elektronnak, az Auger-ionizáció vagy a Coster-Kronig-féle sugárzás nélküli átmenetek által (ugyanazon héj különböző szintjei között; részletesebben lásd AGARWAL, B.K. X-ray Spectroscopy, Springer, New York 1991). A lágy röntgenben a legerősebb fluoreszcencia vonalak a Si 92 eV, S 149 eV, C 277 eV, és az O 525 eV-nál találhatók. (ezek az elemek gyakoriak az üstökösöknél és ezek a vonalak erősek is). A gázfluoreszcencia viszonylag erős effektust ad a lágy röntgenben az üstökösöknél (2. táblázat). A poranyag esetében a fluoreszcencia fotonok számának kiszámítása planparallel közelítéssel megtehető, mert a porszemcsék mérete jóval nagyobb (0,1-10 mikron) mint a röntgensugárzás hullámhossza (néhány század mikron). A számított fluoreszcens fotonkeletkezés elemenként a következő (foton s^-1): 4 x 10²⁰ Si 91,5 eV, 7 x 10¹⁹ S 149 eV, 2 x 10²⁰ C 277 eV, 10²⁰ O 525 eV. A gáz és por együttes fluoreszcens lágy röntgensugárzása mintegy 5 x 10²¹ foton s ^-1 és legalább ezerszer kisebb, a mért értéknél. Összehasonlításul, a Hold ROSAT által 1991-ben történt megfigyelése azt mutatta, hogy égi kísérőnk megfigyelt röntgensugárzását a Nap röntgenfényének szórása és a fluoreszcens sugárzás adja. Amenynyiben ezen folyamatok hasonlóan megvannak a Hold és az üstökös esetén, akkor a Holdnál mért hatásosság mintegy 3 x 10^-4, míg az üstökösnél ez 1,5 x 10^-3, azaz a Holdnál mért vagy számított szórási és fluoreszcencia sugárzás aránya egy durva becslést adhat az üstökösöknél megfigyelhető folyamatokra.

Napszél protonjai általi gerjesztés

Csak a gázkomponensre működik. A napszél 1 cs.e.-nél egy főként proton-elektron plazma 7 részecske köbcentiméterenkénti számsűrűséggel és 2 x 10⁵ K hőmérséklettel mintegy 450 km s 1 heliocentrikus sebességgel mozogva. (Más ionok sűrűsége elhanyagolható a protonokéhoz képest.) A protonok sebessége megfelel mintegy 1 keV energiának, a fluxus 5 x 10^-4 Joule m^-2 s^-1, amely összehasonlítható a Nap lágy röntgenfluxusával. A K-héj elektronok ionizációja lehetséges, bár kis valószínűséggel. A gerjesztési hatáskeresztmetszetek igen kicsik a C 277 eV, illetve az O 525 eV esetében, sok nagyságrenddel kisebbek, mint a Nap fotonok esetén. Az ULYSSES űrszonda mérései egy nagy energiájú, 60 keV - 150 MeV-es proton populációt is kimutattak a napszélben. Ebből interpolálva az 1 keV - 1 MeV-es tartományba a gerjesztési hatáskeresztmetszetek körülbelül 7 nagyságrenddel megnőnek, de még mindig sokkal alacsonyabbak a foton általi gerjesztésnél.

Üstökös ionok

Ez a folyamat csak a gázkomponensre működik. A napszél protonok energiájukat átadják az üstökösökből származó úgynevezett "felvett" (pick-up) ionoknak, mint például főként az O⁺ és a víztől származó ionoknak. Az ICE üstökösszonda mérései a Giacobini-Zinner üstökösnél 0,5 MeV körüli energiaspektrumot mértek. A C 277 eV-os vonalának magyarázatára a pick-up ionok általi gerjesztési hatáskeresztmetszetet kiszámolva igen kis érték adódik, a napszél protonok általinál 7 nagyságrenddel kisebb. A 2. táblázat szerint ez a legkevésbé hatásos folyamat.

Foto- és napszélelektronok

Csak a gázkomponensre működik. A VEGA és GIOTTO űrszondák a Halley üstökösnél több magnetoszférikus jelenséget is kimutattak, amelyek a napszélüstökös kölcsönhatás következményei. Az elektronkomponenst tekintve a napszélelektronok, a magnetoszférikus, elektron, a fotoelektron, valamint az Auger-elektron összetevők jelen vannak. A K-héj gerjesztési hatáskeresztmetszetek figyelembevételével a C 277 eV, valamint az O 525 eV vonalra 1,8 x 10¹⁹ és 1,5 x 10¹⁹ foton s^-1 adódik, rendre. Ez a gerjesztési mechanizmus egy nagyságrenddel nagyobb, mint a napszélprotonok általi, de alatta marad a fluoreszcencia vagy fényszórási folyamatokénak.

Fékezési röntgensugárzás (Bremsstrahlung)

A gázra és porra is működő folyamat, de a gáz esetében mintegy három nagyságrenddel hatékonyabb. Az üstököstől származó atommagokkal és elektronokkal a gyors napszél elektronjai Coulomb-kölcsönhatásba kerülnek és a gyors elektronok energiatöbbletük folytonos röntgensugárzás formájában adják le. A fékezési röntgensugárzást keltő folyamat a gázra legalább olyan hatékony, mint a fluoreszcencia vagy a Nap röntgenfényének szórása. A fékezési sugárzásnak nemcsak a lágy röntgentartományban voltak megfigyelhető következményei a Hyakutake üstökös esetében, hanem a mikrohullámú tartományban: Minter és Langston (Nemzeti Rádiócsillagászati Obszervatórium, Green Bank, USA) 1996-ban a 8,35 és 14,35 GHz-en kimutatták a folytonos mikrohullámú rádiósugárzást, amely a fékezési Coulomb-kölcsönhatás egyik következménye.

A por esetében a fékezési sugárzás úgy alakul ki, hogy a napszél és poranyag Coulomb-kölcsönhatásakor a poranyag elektronszerkezetében ionizáció megy végbe, illetve az így keletkezett szabad elektronok kerülnek további Coulomb-kölcsönhatásba a gyors napszél elektronokkal. A folyamat során a Hyakutakénél 2 x 10¹⁸ röntgenfoton keletkezik másodpercenként, ami kis hatásosságú mechanizmust jelent.

A ROSAT által végzett 1991-es mérések szerint a Hold éjszakai oldala 100-szor gyengébben sugároz röntgenben, mint a napsütötte oldala. Ez azt jelenti, hogy a Hold esetében a napszéllel kapcsolatos gerjesztési folyamatok körülbelül 100-szor gyengébbek, mint azok, amelyek a Nap röntgensugárzával kapcsolatosak. (A napszél görbevonalon a Parker-spirál mentén elérheti a Hold éjszakai oldalát, de az elektromágneses sugárzás a Nap-Hold egyenes mentén terjed.) Az üstökösökre végzett számítások szerint ez az arány csak 4-szeres, vagyis a Holdra érvényes skálázás a napszéllel kapcsolatos gerjesztésre nem vihető át az üstökösökre.

Mágneses-plazma viharok (szubsztormok)

A gázra és porra is működő folyamat, de a gáz esetében mintegy négy-öt nagyságrenddel hatékonyabb. Amikor a VEGA 2 1986-ban a Halley környezetében végzett méréseket, az elektron energia spektrumban hirtelen egy nagyságrend növekedést mutattak ki. A mintegy 1 keV-os elektronok megjelenését a üstökös-viharnak (kometszubsztorm) nevezzük. Ez a hirtelen energianövekedés mintegy 20-szorosa a nyugodt, zavartalan interplanetáris térbeli viszonyokénak. A GIOTTO, amely körülbelül egy héttel később közelítette meg az üstököst, nem mért hasonló eseményt, tehát ez időben gyorsan változó folyamat, függ a napszél, bolygóközi mágneses tér aktuális fizikai állapotjelzőitől.

Emlékeztetőül, az EINSTEIN röntgenobszervatórium 1980-as negatív méréseit illetően: az IPC érzékelője nagyon hasonló volt a ROSAT HRI-hez az energiatartományt, valamint az effektív gyűjtőfelületet tekintve. Akkor nem volt detektálható jel mintegy 0,028 beütés s^-1 felső határig. Az üstökösökről várható röntgenfluxus a vízkibocsátás mértékével arányos. Ez a Hyakutake esetén 5-szöröse volt a Bradfield 1979 X-ének, ami 2,7 másodpercenkénti beütést eredményezne. Ez közel van a mért másodpercenkénti 4 beütésnek. Annak idején a Bradfield üstökösnél az esetleg keletkező röntgensugárzást ilyen szub-vihar következményének gondolták. Most úgy látszik, hogy a Hyakutakénél észlelt lágy röntgensugárzást is nagy valószínűséggel egy ilyen jelenség magyarázhatja. Az EINSTEIN megfigyelő csoport emlékeztetett arra, hogy a néhány ezer másodperces észlelési idő mellett csak néhány százalék annak az esélye, hogy a hirtelen viharokat, illetve röntgenben látható következményeiket meg lehessen figyelni. Ennek ellenére a Hyakutake és a többi üstökös esetén egy viszonylag állandó, auróraszerű röntgenfénylés látszik. Ez felveti a kérdést, hogyan alakulhat ki szub-vihar következtében az üstökös aurórája, illetve talán nemcsak ez az egyetlen mechanizmus lehet az oka a lágy röntgensugárzásnak.

Üstökös-bolygóközi porszemcsék ütközése

Az üstökös napkörüli mozgásakor a pályabeli sebessége 1 cs.e. naptávolságban (parabola pályával közelítve) 42 km s^-1. A bolygóközi por közepes pályabeli sebessége mintegy 15-20 km s^-1, így a keringési iránytól függő közepes relatív (ütközési) sebesség 45 km s^-1. A nagysebességű ütközés következtében mindkét porszemcse elpárolog, a keletkező gázfelhő termális energiája egységnyi tömegre vonatkoztatva 2 x 10⁸ Joule kg^-1 azaz 20 eV/atom. Ebből 3 eV/atom szükséges a disszociációhoz és elpárolgáshoz, a többi 17 eV/atom az egyszeres ionizációhoz, mivel a 17 eV/atom meghaladja az első ionizációs potenciált (12,6 eV/atom), ami a port alkotó lehetséges elemekből számítható. Az atomok legalább fele ionizálódik. Minden atom, ion és elektronra (3/2)kT jut, így a plazmafelhő várható hőmérséklete mintegy 55 ezer K. Ez körülbelül 10-szer alacsonyabb, mint amelyet Ibadov a modelljében 1990-ben megadott. Feltéve, hogy a kezdeti termális energia feketetest sugárzásként sugárzódik ki, valamint a lágy röntgensugárzás meredek csökkenését a táguló plazma hőmérséklete csökken, a 60 eV g^-1-nál nagyobb energiákon grammonként kibocsátott fotonok száma 2,5 x 10¹⁸. Az ütközési hatáskeresztmetszettől függő teljes effektív ütköző tömeg 100 gramm másodpercenként, ami 60 eV-on 2;5 x 10²⁰ röntgenfoton s^-1 a Halley-re és 1,2 x 10²⁰ foton s^-1 a Hyakutakéra 120 ezer km-re az üstökösmagtól. A por-por ütközés hatásossága kisebb, mint fékezési röntgensugárzásé, a fluoreszcenciáé vagy a Nap röntgenfényének szórásáé.

Attogram tömegü kis porrészecskék

A VEGA 1 és 2 fedélzetén lévő PUMA, PIA detektorok, valamint a GIOTTO Halley szonda pordetektorai 3,5 x 10^-7 s^-1 gyakorisággal az attogrammos 4 x l0^-22-10^-20 kg tömegtartományban 180 ezer kilométerre az üstökösmagtól nagyon kicsiny méretű porszemcséket detektáltak (VSG = Very Small Grains). A porrészecskék mérete 1-3 nm, vagyis a röntgenfény hullámhossz tartományába esik, tömegsűrűségük 1,9 g cm^-3. Nyilvánvalóan ezek a kis részecskék sokkal hatásosabban szórják a röntgenfotonokat, mint a látható fényt. Felhasználva ezen porszemcsékre kiszámított komplex törésmutatókat, a 60 eV-nál nagyobb energiákra a röntgenfoton keletkezés mértéke egy nagyságrenddel meghaladja a ROSAT HRI-vel mért értékeket, de a 100 eV-nál nagyobb energiákon már 3,5-szer kisebb. Más folyamatok is szóba jöhetnek ezekre az attogrammos porszemcsékre, például a fluoreszcencia és a fékezési röntgensugárzás. Mivel ezek a kis részecskék gyakorlatilag átlátszóak, a gázfluoreszcencia számításokat lehet alkalmazni. A fluoreszcens röntgenfotonok keletkezési mértéke 6 x 10²² foton s^-1 Si 91,5 eV-ra, 6,6 x 10²¹ foton s^-1 S 149 eV-ra, 2,4 x 10²² foton s^-1 C 277 eV-ra és 10²² foton s^-1 O 525 eV-ra. A fékezési röntgensugárzás viharmentes, normál bolygóközi körülmények közt 2,4 x 10²² foton s^-1, VEGA 2 típusú plazmavihar esetén pedig 5 x 10²³ foton s^-1. Bár ezek a folyamatok sokkal hatásosabban működnek a röntgensugárzás keltésben az attogrammos részecskékre, mint a normál porra és gázra, de plazmavihar hiányában csak kismértékben járulnak hozzá a róluk szórt röntgenfényhez. Egyébként pedig az attogrammos porszemcséknek a bolygóközi porral való ütközésének elhanyagolható a hatása.

Ma még diszkussziók tárgyát képezi, hogy az attogrammos részecskék léte hogyan egyeztethető össze az üstökös más tulajdonságaival (kompatibilitás, önkonzisztencia problémája). Például 3,6-szer nagyobb tömeg adódik az attogrammos részecskék másodpercenkénti kibocsátására, mint az összes gázéra a vízmolekulákat leszámítva, és ez túl nagy. Az attogrammos por színe és polarizációja is eltérést mutat az elvárthoz képest. A kisebb porszemcséknek kékebbek kell lenniük. Az IUE-nek a VEGA 2 Halley-vel való találkozása idején az ultraibolya tartományban végzett mérései nagyon kéknek mutatják a port, ami adott komplex törésmutatót feltételezve a látható tartományban (0,3-0,5 mikronnál) túl kék port eredményez, s ez ellentmond a por színének méréseivel a látható tartományban. Ez az eltérés feloldható, ha a közepes tömeget 1,0­1,9 x 10^-19 g-ra csökkentjük. Így a számolt és mért polarizáció 0,5 mikronnál is egyezik. Wickramasinghe és Hoyle (Walesi Egyetem, Cardiff) 1996-ban a Hyakutakében levő porszemcsék azon minimális tömegét becsülték meg, amely még képes röntgensugárzást létrehozni. Szabad elektronok Thomson-szórásával megadták a poranyag törésmutatóját, majd a Rayleigh-Gans-közelítést alkalmazták a fényszórásra, ezzel és 2,5-3 nm méretet kaptak. Az általuk kapott effektív közepes hullámhossz 10,8 nm a röntgenben. Mások által számított össztömegben azonban eltérnek az általuk megadott értékek. (Amennyiben a szóró részecskék kicsik, de a szokásos Rayleigh-szórással kapcsolatos részecskéknél nagyobbak is lehetnek, lehetséges viszonylag egyszerű közelítéssel kiszámítani a szórási mátrixot. Ezt adja meg a Rayleigh-Gans-elmélet.)

Töltéscserés kölcsönhatás a napszéllel

Cravens (Kansasi Egyetem, Lawrence) 1995-ben a ROSAT által megfigyelt Jupiter auróra röntgenfényét a többszörösen ionizált oxigén és a bolygó légköri molekuláinak töltéscsere reakcióival magyarázta. Ez a folyamat fotonokat emittálhat a megfelelő ionizációs potenciálig (871 eV az O⁸⁺, 739 eV az O⁷⁺, 138 eV az O⁶⁺ esetén, és így tovább). Hasonló folyamatot javasolt Cravens 1997-ben az üstökösök röntgensugárzásának magyarázatára. A folyamat egyébként laboratóriumi plazmák esetében is igen effektív, és az alacsony atomszámú elemek diagnosztizálására is használják. Régebbről ismert, hogy a napszél gyors ionjai (protonok is) találkozva a nehezebb, lomhább üstökösmolekulákkal, egy elektront elvéve tőlük rekombinálódnak, miközben a üstökös molekulaionok keletkeznek. Közben a napszél lelassul, feldúsul nehezebb üstökös molekulákkal, amelyeket a Nappal ellentett irányba kezd magával sodorni, kialakítva az ioncsóvát. A Hyakutakénél az így keletkezett röntgenfotonok száma 2,5 x 10²⁴ foton másodpercenként, vagyis mintegy 35 %-a a mért értéknek. Ez valóban egy hatásos folyamat az üstökösök röntgenfényének magyarázatául (2. táblázat).

További részletes számításokat végeztek a napszél és az üstökös gáz töltéscsere kölcsönhatásának modellezésére a magasan ionizált O, C, Ne figyelembe vételével és a legújabb magnetohidrodinamikai modell felhasználásával a Michigani Egyetem kutatói (Háberli, Gombosi, De Zeeuw, Combi és Powell) 1997-ben. Visszakapták a képeken megfigyelt röntgenfényességi profilt és az energiaspektrumot a 80-2000 eV tartományban. Felhívták a figyelmet arra, hogy az üstökösök röntgensugárzása érzékeny eszköz lehet az üstökös aktivitásának és a napszél ion komponensének a folyamatos nyomonkövetésére, megfigyelésére.

Krasnopolsky 1997-ben még a He⁺ és He²⁺ napszél ionok szerepére is rámutatott, amelyek a vízmolekulákkal vagy a OH molekulagyökökkel lépnek töltéscsere kölcsönhatásba, ezzel összefüggésben pedig a várható extrém ultraibolya sugárzás megfigyelésének lehetőségére az EUVE spektrométerével 30,4 és 52,2 nm körül.

Tekintsük a 2. táblázatban felsorolt lehetséges fizikai folyamatokat az üstökösök lágy röntgensugárzását illetően. Kitűnik az, hogy melyek lehetnek a legvalószínűbb folyamatok az üstökösök lágy röntgensugárzásának a magyarázatára. A mechanizmust akkor tekintjük számottevőnek, ha Q_Xpor/Q_xm vagy Q_Xgáz/Q_Xm 10^-4. A valószínűség sorrendjében az alábbi folyamatok lehetségesek elsősorban:

1. Töltés-csere a napszél és a nehéz üstökös-ionok között.
2. Sporadikus nagyon erős mágneses viharok az üstökösnél (amelyek körülbelül egy nagyságrenddel erősebbek, mint a VEGA 2 által megfigyelt és mért vihar).
3. A Nap röntgenfényének szóródása nagyon kis méretű (2-3 nm) rádiuszú porszemcséken és gázon.
4. Fluoreszcencia (gáz).
5. Fékezési röntgensugárzás (Bremsstrahlung) (napszél elektronok és gáz atomok, molekulák).

Néhány további megjegyzés az attogrammos porszemcsékkel kapcsolatban. Először is, az Állatövi Fény, amely a bolygóközi por által szórt, és a Földről az optikai tartományban is megfigyelhető szürke színűnek bizonyult a 210-310 nm tartományban, nem támasztja alá, hogy a bolygóközi por attogrammos részecskékből állna (kéknek kellene lennie). Ez azzal magyarázható, hogy ezeket a könnyű és kisméretű részecskéket a Nap sugárnyomása és a napszél vagy kisodorja, vagy a Poynting-Robertson-effektus miatt egyre szűkülő pályán a Nap közelében elpárolognak. Másodszor, a mintegy 5 nm méretű nagyon kicsiny csillagközi porszemcsék minden bizonnyal nagyon fontos szerepet játszanak 217 nm-nél lévő intersztelláris abszorpció létrejöttében. Ezek alkotórészét képezik majd az üstököspornak egy bolygórendszer kialakulási folyamata során. Más, kialakuló bolygórendszer is megfigyelhető, mint például a beta Pictoris körüli. Érdekes lenne megvizsgálni a jövőben ezt az ultraibolyában a Hubble Űrtávcső STIS spektrográfjával az 180 nm körül.

A felfedezés tudományos jelentősége

Az üstökösök lágy röntgensugárzásának felfedezése új röntgenforrás típus létét mutatta ki az égbolton, valamint a Naprendszerben is, a már ismert röntgenforrások (Föld, Jupiter, Mars) felsőlégköri övezeteiben keletkező röntgensugárzás, illetve a Hold röntgenemisszióján kívül. A felfedezést részben a földközelbe került aktív Hyakutake üstökös, valamint a légkör zavaró, elnyelő tartományain kívül keringő űrcsillagászati mesterséges holdak fedélzetén elhelyezett csúcstechnológiával készült eszközök alkalmazása tette lehetővé.

Mivel az üstökösökről érkező lágy röntgensugárzást azelőtt még nem észlelték - és csak a Hyakutake röntgensugárzásának felfedezése után keresték meg visszamenőleg, hogy mely üstökösöknél volt hasonlóan kimutatható sugárzás - ez a jelenség mindenekelőtt a gerjesztési folyamatok magyarázatát igényli. Mindenképp fontos azon megfigyelési, adatgyűjtési és számítási munkáknak a létrejötte, amelyek az üstökösök röntgensugárzásának a forrását kísérlik megmagyarázni. Tehát a felfedezett jelenség továbbgondolkodásra késztette a szakembereket; az addig már esetleg meglévő modellek felújítására, tovább finomítására, új modellek kidolgozására.

A nagyobb mértékű lágy röntgenfluxus növekedés egy egyébként kisebb gáz- és porkibocsátást mutató üstökösnél - valószínű indikátora a bolygóközi térben lokálisan ott és akkor végbenő mágneses és plazma viharnak (szubsztorm eseménynek). Tehát az üstökös mint egy bolygóközi "űrszonda" jelzést ad az interplanetáris tér távoli térségében végbemenő - esetleg viharos - plazma és mágneses térbeli viszonyokról. Miután a napszél erőssége és a Nap röntgensugárzásának időbeli alakulása szorosan összefügg a naptevékenységgel, így ez alakulásának következményeit is jelzi az üstökösök lágy röntgensugárzásának megfigyelése. Természetesen az adott üstökös aktivitásától (gáz- és porkibocsátás mértéke) is függ a megfigyelhető röntgenfluxus nagysága ami egyébként csak a kómában figyelhető meg a Nap felőli oldalon. A kóma a víz kibocsátásban aktív üstökösök esetében csak mintegy 2,8 cs.e. naptávolságon belül fejlődik ki, ez egy határt jelent a naptávolságot illetően az interplanetáris plazma-üstökös kölcsönhatás megfigyelhetőségében. Ezen naptávolságon belül azonban lehetőség nyílik a lágy röntgensugárzás megfigyelésével a bolygóközi tér aktuális "időjárási" viszonyairól is képet alkotni távolról, a földkörüli térségben keringő űrteleszkópok segítségével a lágy röntgen, illetve az extrém ultraibolya tartományban végzett megfigyelések által.

Reméljük, hogy a jövőben még lehetőségünk lesz további fényes üstökösök megfigyelésére és az üstökösökről érkező röntgensugárzás tanulmányozására is.

--------------------------------------

^[1] Az elektronvolt az SI mellett is használatos,
    1 eV (1 elektronvolt energia) = 1,60217733(49) x 10 ^-19 Joule.

Üstökösök Az üstökösök a Naprendszer egyik leglátványosabb égitesttípusát alkotják. Annak ellenére, hogy időnként rendkívül feltűnőek, valójában kisméretű, nehezen megfigyelhető, sötét objektumok. Csak a Nap közelében tündökölnek látványosan, központi csillagunktól távol az észrevétlenség homályába burkolóznak. Az üstökös lelke az üstökösmag. Ez egy km-es, néhány tíz-száz méteres objektum, szén, szilikát és egyéb szilárd szemcsékből áll, melyeket nagy mennyiségben jelenlévő fagyott gázok ragasztanak össze (főleg vízjég, ammónia, metán, széndioxid, szénmonoxid). Több szempontból is a kisbolygókra hasonlítanak, azoktól csak naptávolságban és összetételben különböznek. (A kisbolygók tulajdonképpen a Naprendszer belső területén kialakult "száraz üstökösmagoknak" tekinthetők. Az utóbbi évtizedek kutatási eredményei arra utalnak, hogy a két égitesttípus között nehezen húzható határ, átmeneti objektumok is léteznek.) Az üstökösmagok az óriásbolygókon túl találhatók, és egy hatalmas felhő formájában veszik körül a Naprendszert. Életük nagyrészét ebben az üstökösfelhőben töltik, ekkor halvány, inaktív égitestekként keringenek a Nap körül. Csak akkor válnak feltűnővé, és nyerik el közismert megjelenésüket, amikor pályájukon központi csillagunk közelébe érnek. Az őket érő egyre erősebb napsugárzás hatására felmelegszenek, és a felszínükön található anyag szublimálni, párologni kezd. Mivel egy ilyen kis égitestnek nincs számottevő gravitációs tere, ezért légkörének gázai szabadon távozhatnak, és így nagyméretű, diffúz gázburkot alkotnak körülötte - ezt nevezik kómának, vagy fejnek. A kómát alkotó gázmolekulák és atomok a napsugárzás hatására egyszerűbb molekulákká, atomokká, ionokká disszociálnak. A kóma gázanyaga kölcsönhatásba lép a Nap sugárnyomásával és a napszéllel. A Nap sugárnyomása a kis porszemcsékre a Nappal ellentétes irányú erővel hat, amelyek így a Nappal ellentétes irányba mozdulnak el. A fénynyomás hatására lemaradt porszemcséknek a hosszú, enyhén görbülő sorát nevezzük porcsóvának. Az ioncsóva ionizált részecskékből áll, amelyeket a napszél töltött részecskéi ragadnak magukkal, ezek alkotják az egyenes ioncsóvát. (A csóvák hossza akár a több millió kilométert is elérheti.) Minden egyes napközelség alkalmával az üstökös tehát anyagot veszít, így egy idő után fokozatosan elfogy. (Az anyagveszteség mértéke sok tényezőtől függ, a Föld távolságában általában másodpercenként tonnás nagyságrendű.) Az üstökösök anyagvesztésük révén nagy mennyiségű port szórnak szét pályájuk mentén, ezek a portömegek alkotják a meteorrajokat. (Meteorrajokat ezek mellett kisbolygók is létrehozhatnak.) A Naprendszer telis-tele van ilyen apró porszemcsékkel, ezeket nevezzük meteoroidoknak. Amikor egy ilyen részecske a Föld légkörébe belép, nagysebességgel ütközik az atmoszféra atomjaival, molekuláival. Ennek hatására felizzik, és anyaga porladni kezd. Fénykisugárzásra gerjeszti a levegőt útja mentén és saját anyaga is sugározni kezd - ezt látjuk fényes meteorként vagy népiesebb nevén hullócsillagként. Ha a test nem ég el teljesen, a földet érő darabját nevezzük meteoritnak. Az üstökösök pályája rendkívül elnyúlt. Két csoportra osztjuk őket: rövid- és hosszúperiódusú üstökösökre. (A két csoport közötti határvonal meghúzása önkényes.) A hosszúperiódusú üstökösök keringési ideje 200 évnél nagyobb, a Naptól messzire eltávolodnak, életük nagyrészét a bolygók térségén kívül töltik. Pályahajlásuk eloszlása véletlenszerű, nem mutatnak koncentrációt az ekliptika síkjában, az Oort-felhőből származnak. A rövid periódusú üstökösök keringési ideje 200 évnél rövidebb, ezek életük nagyrészét a bolygók közötti térségben töltik. Pályahajlásuk erős koncentrációt mutat az ekliptika síkjában, valószínűleg a Kuiper-övből származnak. Naptávolpontjaik egy-egy bolygópályánál halmozódnak, főleg az óriásbolygókénál. Ennek oka, hogy a nagytömegű bolygók gyakran változtatnak a fősíkban keringő üstökösök pályáin és keringési idejükön. Üstökösfelhők a Naprendszer külterületén A nagybolygók a Naprendszernek csak egy belső, szűk térrészét foglalják el, a távolabbi térségét óriási számban töltik ki kisebb égitestek: üstökösmagok. Amint a Plútó után kifelé haladunk a Naprendszerben, sok apró, kilométeres, méteres égitestet találunk. Ezek az üstökösmagok az ekliptika síkjában csoportosulnak, bár pályahajlásaik szórása sokkal nagyobb, mint a nagybolygóké. Ezt a kiterjedt, gyűrű alakú zónát nevezik Kuiper-övnek, amely a Neptunusz környékén kezdődik és néhány száz, ezer Cs.E.-ig terjed ki. Tagjai olyan kis jeges objektumok, amelyek a Plútó pályáján túl alakultak ki, de nem álltak össze nagyobb bolygóvá. Tízezer, százezer képviselőjük lehet. (Feltehetőleg ez a zóna a forrása a rövidperiódusú üstökösöknek.) Néhány Kuiper-objektum a Naprendszer belső részein is megtalálható: ilyen lehet a Szaturnusz és az Uránusz között keringő 160 km-es Chiron, a Szaturnusz Phoebe, a Neptunusz Triton és Nereida nevű holdja - amelyek jellegükben, pályájukban élesen elütnek társaiktól. Ugyancsak két, az átlagosnál nagyobb Kuiper-objektumként értelmezhető a Plútó-Charon rendszer is. A távoli Kuiper-objektumok felfedezése a műszertechnika gyors fejlődése következtében napjainkban kezdődött meg, e sorok írásakor 13 képviselőjét ismerjük. A Kuiper-öv után kezdődik az Oort-felhő, amely néhány ezer és 200 ezer Cs.E. közötti távolságban veheti körül a Napot. Kilométeres, méteres üstökösökből áll. A felhő belső része enyhe sűrűsödést mutat az ekliptika síkjában, itt található az üstökösmagok többsége (Hills-felhő). A külső régió a nagyobb térfogatú, itt viszont kevesebb mag helyezkedik el, ezek gömb alakban veszik körül a Naprendszert. Az Oort-felhőt alkotó jeges üstökösmagok a Naptól nagy távolságban teljesen inaktívak. A Naprendszer kialakulásakor lökődtek ki az óriásbolygók gravitációs hatása által, számuk százmilliárdos nagyságrendű, össztömegük elérheti az Uránusz vagy Neptunusz tömegét. Létezésüket közvetlen bizonyítékkal egyelőre nem tudjuk alátámasztani, mivel nagy távolságuk és kis méretük miatt még műszereink érzékenységének határa alatt vannak. Közvetett bizonyíték létezésükre a hosszúperiódusú üstökösök pályái, amelyek ebből a felhőből tévednek a Naprendszer belső részeire. Napunkon kívül sok csillag körül találtak már porgyűrűket, amelyek az Oort-objektumok törmelékéből, poranyagából állhatnak.   A kép 1965. október 28.-án készült az Ikeya-Seki üstökösről Californiában. Oldal tetejére

Idő   Üzenőfal ajánlott honlapok: www.gportal.hu/portal/feherkeresztesek/ www.spacesheep.gportal.hu     a honlap Tetszik a honlap? igen nem Szavazás állása Lezárt szavazások   atom Chat Név: Üzenet:   . attempt attempt attempt attempt attempt