SZABADOS LÁSZLÓ
Mit lát a röntgenszemû Chandra?

A látható fény tartományában a Hubble-ûrtávcsõnek köszönhetõ a kilencvenes évek nagy áttörése a csillagos ég vizsgálatában, a röntgencsillagászatban pedig az 1999 óta mûködõ Chandra ûrtávcsõtõl várhatók hasonlóan szenzációs felfedezések. A NASA legújabb nagy ûrobszervatóriuma már tevékenysége elsõ hónapjaiban igazolta a várakozást.
 

A Chandra elõzményei

A kozmoszból érkezõ röntgensugarak vizsgálata rendkívül fontos a csillagászat számára, mert a legforróbb égitestek hõmérsékleti sugárzásának zöme a röntgenhullámhosszak tartományába esik, de a nem termikus eredetû röntgensugárzás is lényeges információkat hordoz a különféle égitestekrõl. Bár a hétköznapi életben millió fokos hõmérséklet nem fordul elõ, az univerzumban ilyen szélsõséget produkáló égitestek és folyamatok egyaránt vannak.

A Föld légköre azonban pajzsként véd bennünket a kívülrõl érkezõ röntgensugárzástól, ezért a röntgencsillagászat csak akkor alakulhatott ki, amikor az (akkor még kezdetleges) érzékelõket az atmoszféra fölé sikerült juttatni. A röntgensugarak egyébként az elektromágneses színkép 0,01–10 nm közötti hullámhossztartományába esnek, vagyis az ibolyántúli és a gammasugarak közé. Ilyen rövid hullámhosszakon a fotonokat már inkább az energiájukkal jellemzik, nem a hullámhosszukkal. Ennek megfelelõen a röntgencsillagászat a 0,1–100 keV tartományt vizsgálja.

Az égitestek ilyen nagy energiájú sugárzását elõször 1949-ben érzékelték, amikor rakétára szerelt detektorral sikerült kimutatni a Nap röntgenemisszióját. A Naprendszeren kívüli elsõ röntgenforrást – amely a Scorpius X–1 jelzést kapta – csak 1962-ben detektálták, szintén kutatórakétával. A hatvanas években azután számos röntgenforrást találtak az égen, ballonokon és rakétákon felküldött mûszerek segítségével, sõt e források némelyikének változó erõsségét is kimutatták, és felfedezték a legutóbbi idõkig rejtélyes diffúz háttérsugárzást a röntgentartományban.

Az 1970-es években már mesterséges holdak fedélzetérõl folyt az égbolt vizsgálata e hullámhosszakon. Az Uhuru néven ismertté vált elsõ röntgenholdat 1970-ben bocsátották fel. Úttörõ jelentõsége az volt, hogy mûködésének három éve alatt 339 égi röntgenforrást fedezett fel. A röntgentartományban képalkotásra is alkalmas elsõ távcsõ az 1978-ban felbocsátott Einstein fedélzetén mûködött. A Rosat segítségével 1990-tõl nemcsak az egész égboltról sikerült röntgenképet kapni, hanem 60 000 röntgenforrást is katalogizáltak. Ezek csak a legfontosabbak a számos régebbi vagy jelenleg is mûködõ kutatóhold közül. Miért volt szükség akkor újabb röntgenobszervatórium(ok)ra?
 
 

A Chandra közelrõl

A röntgencsillagászat elsõ évtizedeinek legnagyobb problémája a képalkotás megvalósítása volt. Nagy energiájuk miatt ugyanis a röntgensugarakat nem lehet ugyanúgy fókuszálni, mint a fénysugarakat. A szokásos módon tükörre vetített sugarak visszaverõdés helyett egyszerûen behatolnak a tükör anyagába. A röntgensugarakat egyféleképpen lehet irányváltoztatásra kényszeríteni, mégpedig súroló beeséssel. Ha ugyanis a röntgensugár lapos szög alatt éri a reflektáló felületet, a hullámoptika törvényeinek megfelelõen a sugár visszaverõdik arról. (Jó szemléltetõ példa a víz felszíne fölött laposan, nagy erõvel elhajított kõ visszapattanása a vízrõl, de a „kacsázó” kõ jelenségének más a fizikai alapja.) A párhuzamos röntgennyalábok súroló beesések láncolatával fókuszálhatók. A röntgentávcsõ tükre ezért igen furcsa felépítésû. Az alul elkeskenyedõ, hordó alakú fémszerkezet a felsõ peremének megfelelõ gyûrû alakú területrõl gyûjti össze a sugárzást, és több különbözõ átmérõjû ilyen tükör egymásba helyezésével már kétdimenziós panorámakép is kapható. A Chandra esetében négy tükörbõl álló rendszert alkalmaztak, amivel a korábbi képalkotó röntgentávcsövek felbontásához viszonyítva egy nagyságrendnyi javulás érhetõ el. A Chandra segítségével tehát a kiterjedt röntgenforrások képében olyan apró részletek is kimutathatók, amilyenek felfedezése a korábbi mûszerekkel nem volt lehetséges.

A röntgenképalkotásban elért ugrásszerû javulás a Chandra ûrobszervatórium legfontosabb jellemzõje, és ez indokolja azt is, hogy a Chandra elsõsorban a kiterjedt röntgenforrásokat és azok környezetét vizsgálja az égen.

Rövid magyarázatra szorul az obszervatórium neve is. Az eredetileg AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility) nevet viselõ ûrobszervatóriumot még a felbocsátását megelõzõ évben, 1998-ban keresztelték át Chandrára. Ez a név Subrahmanyan Chandrasekhar (1910–1995) indiai–amerikai asztrofizikus nevének állít emléket. Az 1983-ban fizikai Nobel-díjjal kitüntetett tudós munkásságával jelentõsen hozzájárult a csillagfejlõdés megértéséhez, különösen a csillagok végállapotára vonatkozó számításaival. Éppen ezek a végsõ állapotba került égitestek (neutroncsillag, fekete lyuk) idézik elõ a röntgencsillagászat által vizsgált nagy energiájú folyamatokat.

Hagyománnyá vált egyébként, hogy a Föld körül keringõ obszervatóriumokat jelentõs csillagászokról vagy fizikusokról nevezik el. A legismertebb példa a Hubble-ûrtávcsõ, de példaként említhetjük a gammasugarak tartományát vizsgáló Compton-obszervatóriumot is. A NASA nagy ûrcsillagászati programjában éppen e két keringõ obszervatórium elõzte meg a Chandrát, és hátravan még egy infravörösben érzékelõ ûrobszervatórium felbocsátása. (Amikor ez utóbbi Föld körüli pályáján 2001-ben mûködni kezd, már biztosan lesz hasonló elvek alapján kapott neve. Nem keltene meglepetést, ha William Herschelrõl neveznék el, aki éppen 200 éve elsõként mutatta ki az infravörös sugárzás létét.)

A Chandra tényleges méréseinek kezdete óta egy év telt el, de már a legelsõ képek is bizonyították, hogy az új röntgenobszervatórium alaposan kibõvíti a röntgensugárzó égitestekre vonatkozó eddigi ismereteinket. A sikeres kezdet azért is fontos, mert a legalább ötéves élettartamúra tervezett Chandra olyan pályán kering, ahova nem lehet ûrhajósokat küldeni az esetleges mûszaki gondok elhárítására (ellentétben a Hubble-ûrtávcsõvel). A röntgentávcsõnek ugyanis a Föld magnetoszféráján kívül kell lennie, hogy bolygónk sugárzási övei ne zavarják a méréseket. Az elliptikus pályán keringõ Chandra földtávolban 140 000 km-re kerül bolygónktól.
 
 

A Chandra elsõ tudományos eredményei

A Chandra nagy felbontású kamerájának felbontóképessége fél ívmásodperc, vagyis 1 km távolságból még külön érzékelne egymástól 1 cm-re levõ két röntgenforrást. A kamera nagy idõbeli felbontással képes követni a vizsgálandó objektumot, ugyanakkor érzékenysége nem kiemelkedõen jó. A távcsõhöz csatlakozó másik mérõeszköz, a képalkotó spektrométer viszont nagy érzékenységû, és egyidejûleg színképet és képet is készít a kiszemelt égitestrõl.

Ez a mûszerezettség különösen a nagy intenzitású, kiterjedt röntgenforrások tanulmányozásának kedvez. Ilyenek az aktív galaxismagok, az intergalaktikus tér forró anyaga, a különbözõ helyeken elõforduló fekete lyukak, a neutroncsillagok környezete, de a közönséges csillagok kiterjedt külsõ légköre, a csillagkorona is ebbe a sorba tartozik.

A következõkben a Chandra mérései alapján kapott legelsõ eredmények között tallózunk, fõként a látványos röntgenképekre összpontosítva. Le kell szögezni azonban, hogy a mérések alapos kiértékelése, feldolgozása (a csillagászatban is) hosszabb folyamat, így a képek részletes értelmezése még nem minden esetben történt meg. A Chandra többéves mûködése alatt megismétlendõ mérések ráadásul a röntgensugárzás idõbeli változásának nyomon követését is lehetõvé teszik. A másik általános megjegyzés, hogy az egyes égitestek viselkedésének megértéséhez az elektromágneses színkép minél szélesebb lefedése szükséges, vagyis a röntgenfelvételen (beleértve a színképet is) kívül a látható, az infravörös, az ibolyántúli, a rádió- és a gammatartományban is meg kell figyelni, hogy milyen jelenségek tapasztalhatók a vizsgált égi objektumban, és mindezekbõl kell ellentmondásmentes magyarázatot kidolgozni.

A Chandra képeinek és eredményeinek ismertetését kezdjük napjaink asztrofizikájának egyik kulcsfontosságú objektumával, amely csillagászati idõskálán mérve a nem túl távoli jövõben (talán néhány százezer év múlva) szupernóva-ként törhet ki. Az h Carinae-rõl van szó, amely az 1840-es években bekövetkezett hirtelen kifényesedése óta mindig magára vonja a csillagászok figyelmét. A 120 naptömegnyi anyagot tartalmazó, vagyis az egyik legnagyobb tömegûnek ismert csillag energiakibocsátása ötmilliószorosa a Napénak. Az ilyen pazarló energiaháztartású, vagyis gyorsan fejlõdõ csillag nemcsak a sugárzással veszít a tömegébõl, hanem légkörének külsõ részébõl csillagszél formájában, azaz közvetlen tömegvesztéssel is. Ez a nagy sebességgel régóta fújó csillagszél söpörte ki az h Carinae atmoszférájának anyagát a mellette levõ két lebenybe. A gázból és porszemcsékbõl álló két felhõt a csillag mágneses mezeje alakította ilyen formájúvá, mert mágneses tér híján az anyagkidobás gömbszimmetrikus lenne. Az 1. képen az h Carinae Hubble-ûrtávcsõvel készült optikai felvétele mellett látható. A röntgentartományban sokkal nagyobb kiterjedésû a szupercsillag elõélete során létrejött felhõ. A röntgenfelvétel (2. kép) nemcsak alátámasztja a csillag aktív életérõl a közelmúltban kialakított elképzelést, hanem újabb lényeges adalékokkal is szolgál. Röntgenfényben ugyanis a csillagon és az azt körülvevõ burkon kívül egy-két fényév átmérõjû gyûrû maradványai is kivehetõk. Ez a pereménél hárommillió fok hõmérsékletû (befelé egyre forróbb) röntgengyûrû egy kb. ezer éve bekövetkezett heves tömegvesztés alkalmával született.
 

1. kép. Az h Carinae röntgensugárzó
belsõ tartománya a látható fényben
a Hubble-ûrtávcsõ felvételén
2. kép. Az h Carinae röntgenképe

A Rák-köd szinte egyidõs az h Carinae röntgenfényben sugárzó külsõ gyûrûjével, de a Rák-ködöt létrehozó eseményrõl napra pontosan tudjuk, hogy mikor történt. 1054. július 4-én következett be az a szupernóva-robbanás, amely a csillag anyagának nagy részét a ma már 6 fényév méretûre nõtt és kb. 1000 km/s sebességgel egyre táguló ködbe söpörte ki. A gravitációs összeomlás miatt robbanást szenvedett csillag ma aprócska, alig 20 km átmérõjû neutroncsillag, ám a ködre gyakorolt hatása rendkívüli. (A Rák-ködöt gerjesztõ csillagról l. A rejtélyes neutroncsillagok c. cikket ez évi 7. számunk 294–299. oldalán, ahol a Rák-köd optikai képe is megtekinthetõ). A csillag hihetetlenül gyorsan forog: másodpercenként harmincszor fordul meg a tengelye körül, és nagyon erõs a mágneses tere is. A nagy sebességgel száguldó, a mágneses erõvonalak körül spirálmozgást végzõ, elektromosan töltött részecskék, elektronok, pozitronok sugárzása (az ún. szinkrotron-sugárzás) fõleg a röntgentartományba esik. A Rák-köd röntgenképe (címlapunk bal oldalán, felülrõl lefelé a 3. képen) egy szempillantás alatt érzékelteti, hogy mennyi energiát táplál a pici pulzár a körülötte kialakult kolosszális pörgettyûbe. Ebben a kozmikus generátorban alakul át a csillag energiája a már csillagközi anyagnak tekinthetõ köd energiájává, miközben a középpontban levõ pulzár forgása lassul.
 

A Rák-köd röntgenfényben A Cas A szupernóva-maradvány

A szupernóvák szerepe több szempontból is kiemelkedõ a csillagászatban. A robbanást megelõzõ másodpercben ezekben a csillagokban alakulnak ki a vasnál nagyobb rendszámú elemek, így a késõbbi csillaggenerációk már születésükkor is tartalmazhatnak nehéz elemeket, mivel a szupernóva-robbanás által kisöpört anyag elég hamar áthatja a csillagközi térséget. A szupernóvák egyben távolságjelzõk is, mert a robbanáskor felszabaduló energia elsõ közelítésben állandó, ezért a megfigyelt maximális fényesség csak attól függ, hogy milyen távoli a szupernóva. Az extragalaktikus távolságskála egyik alappillérét jelentõ szupernóvák azonban mégsem egészen egyformák, amit a Chandra felvételei is igazolnak. A Chandra által készített legelsõ felvétel egy szinte gömbszimmetrikus szupernóva-buborékot ábrázolt. A Cas A néven ismert ködöt rádiósugárzása alapján 1948-ban fedezték fel (az elnevezés arra utal, hogy ez a legerõsebb rádióforrás a Cassiopeia csillagképben), és tágulása alapján korát 300 évre becsülik. Érdekes, hogy a 17. században, amikor pedig már távcsõvel is fürkészték az eget, senki nem vette észre a csillag felrobbanását, és egészen mostanáig azt sem lehetett tudni, hogy melyik csillag a köd szülõje. A röntgenkép közepén most ott fénylik a régóta keresett neutroncsillag. A Cas A röntgenfelvételén az is kirajzolódik, hogy a buborék valójában „dupla falú”: a külsõ héj egy gyorsabban terjedõ lökéshullámnak köszönhetõ, míg a lassabban terjedõ lökéshullám a belsõ burok gerjesztéséért felelõs.

A szupernóvák és maradványaik – a neutroncsillagok, amelyek némelyike pulzárként viselkedik – röntgensugárzásának fontosságát még két képpel érzékeltetjük. A címlapunk jobb oldalának legalsó képén látható N132D jelû szupernóva-maradvány tágulása közben éppen egy óriási molekulafelhõvel találkozik, ami nemcsak lefékezi az anyag déli irányú mozgását (a buborék egyre inkább elveszti gömbszimmetriáját), hanem az akadályként is felfogható molekulafelhõbe csapódó lökéshullám szokatlanul nagy energiafelszabadulással jár, ami a röntgenképen fénylõ csomóként jelenik meg. Mivel a csillagok tömeges keletkezésének helyszíne éppen az efféle óriási molekulafelhõ, a majdan ott születõ csillagok anyagába bõségesen kerülnek nehéz elemek is.
 

Az N132D jelû szupernóva-maradvány Az E0102-72 jelû szupernóva-maradvány

A szupernóva-maradvány kémiai öszszetétele a röntgenszínkép alapján közvetlenül is vizsgálható. Az E0102-72 jelû szupernóva-maradványt különbözõ röntgenhullámhosszakon leképezve nyomon követhetõ például az oxigén vagy a neon mennyisége és eloszlása a csillagból kidobott anyagban. Ebben a buborékban a földi óceánok és a légkör oxigéntartalmának milliárdszorosát kitevõ oxigénmennyiség száguld szerte a térbe. A szóban forgó elemre jellemzõ színképvonal hullámhosszának a laboratóriumi értékéhez viszonyított eltérésébõl pedig ki lehet számítani a sugárzást kibocsátó ködpamacs tágulási sebességét. Feltûnõ látványt nyújtanak azok a küllõszerûen elhelyezkedõ anyagkiáramlások, amelyek létrejöttére egyelõre nincs ésszerû magyarázat. Az E0102-72 egyébként a tõlünk kb. 190 000 fényévre levõ Kis Magellán-felhõben fellángolt szupernóva maradványa.

Már a szupernóva-robbanás jelensége és a neutroncsillagon és annak környezetében zajló folyamatok sem nevezhetõk hétköznapiaknak, a csillagfejlõdés egy másik végállapotának, a fekete lyuknak a léte és viselkedése még jobban próbára teszi az emberi fantáziát. A fekete lyukakról éppen a röntgencsillagászat szolgáltatja a legtöbb információt, hiszen a környezetébõl mindent beszippantó gravitációs csapdába zuhanó anyag a behullás elõtti pillanatokban olyan hõmérsékletre tesz szert, hogy sugárzása a röntgentartományba esik.

A Chandra a fekete lyukak közül elsõsorban a galaxisok centrumában kialakult tömegszörnyetegeket és azok környezetét vizsgálja. A csillagmezõkben a legnagyobb tömegû csillagokból kialakult „kisebb” fekete lyukak tanulmányozása más röntgenobszervatóriumokra marad. Extragalaxisok középpontjában levõ, több millió csillag tömegét szinte pontszerû térrészben összezsúfoló fekete lyukak létérõl már a Hubble-ûrtávcsõ felvételei alapján tudomást szereztünk. A galaxisok centrális vidékén található csillagok keringési sebességébõl ugyanis kiszámítható a középpontban levõ tömeg nagysága. Innen lehet tudni, hogy a galaxismagokban rejtõzködõ fekete lyukak tömege a százmillió naptömeget is meghaladhatja.

A távoli extragalaxisok után most saját galaxisunk, a Tejútrendszer, továbbá szomszédunk, az Andromeda-köd közepén megbújó fekete lyukat is sikerült leleplezni. A Chandra a Tejútrendszer középpontjának környezetét feltérképezõ felvételén a legerõsebben sugárzó röntgenforrás – a fényes, kerek pontként megjelenve a fekete lyuk helyét mutatja. A röntgensugárzást a több millió fokos hõmérsékletûre felhevült anyag bocsátja ki a fekete lyukba zuhanása elõtti másodpercben. A 10´10 fényévnyi területet bemutató képen a kisebb intenzitású, de szinte mindenütt jelenlevõ röntgensugárzás a szupernóva-robbanások lökéshulláma és a nagy tömegû, fiatal csillagokról fújó csillagszél összeütközése miatt sok millió fokra forrósodott anyagtól származik.
 

A Tejútrendszer magjának 10
fényéves körzete
Az Andromeda-köd középpontja

Az Andromeda-köd magjában felfedezett fekete lyuk (címlapunk jobb oldali második képe) kisebb meglepetést jelentett a szakemberek számára: csak 30 millió naptömegû, és egymillió fokos hõmérsékletével „hidegebb” a vártnál. A képen látható többtucatnyi halványabb röntgenforrás olyan kettõscsillagoktól származik, amelyeknek egyik komponense neutroncsillag vagy fekete lyuk, és a másik csillagról átszippantott anyag kelti a röntgensugárzást.

Távolabbra tekintve egy egész galaxis ráfér a Chandra által alkotott képre. A 11 millió fényévre levõ M82-rõl készült röntgenfelvételen (3. kép) egyszerre látszik a szupernóva-jelenség következtében felszabadult röntgensugárzás és a középponti fekete lyukba hulló anyag röntgenfénye. Az M82 azonban nem közönséges, hanem ún. csillagontó galaxis, amelyben nagyon rövid idõ alatt százszorosára nõtt a csillagkeletkezési ütem. A szokatlan mértékû csillagképzõdést az váltotta ki, hogy az M82 százmillió éve nagyon közel került szomszédjához, az M81 jelû spirálgalaxishoz. Még monumentálisabb hatással járt az ugyancsak 11 millió fényévre levõ Cen A galaxis találkozása egy hozzá közeli spirálgalaxissal. A Cen A a jelenleg ismert legközelebbi aktív galaxis, amelynek a középpontjában levõ fekete lyuk környezetébõl nagy sebességgel, egymással ellentétes irányban kilövellõ két anyagnyaláb röntgensugárzását észlelte a Chandra.
 

3. kép. Az M82 aktív galaxis 4. kép. A PKS 0637-752 jelû kvazár

A galaxisok egymásra gyakorolt gravitációs befolyására számos további példa akad, különösen, ha egészen távoli galaxisokat vizsgálunk. Mivel a térben távolabbra tekintve a fénysebesség véges értéke miatt idõben visszafelé nézünk, ezért olyan állapotot látunk, amikor a táguló világegyetem még jóval kisebb méretet foglalt el, vagyis az egyes galaxisok közelebb voltak egymáshoz.

Az univerzum néhány milliárd évvel ezelõtti állapotára jellemzõ a kvazártevékenység is. A kvazárok tulajdonképpen aktív galaxismagok, amelyekben egy Naprendszer méretûnél is kisebb térségbõl a Nap által kisugárzottnál 10 billiószor több energia szabadul fel. Ezt az elképesztõ mennyiségû energiát szintén fekete lyukkal és annak környezetében zajló jelenségekkel magyarázzák. A 4. képen látható PKS 0637-752 jelû kvazár 6 milliárd fényévre van, mégis ilyen fényes a röntgentartományban. Sõt, aktivitását az is mutatja, hogy a centrumából kilövellt, nagy energiájú részecskékbõl álló röntgensugárnyaláb 200 000 fényév távolságig hatol az intergalaktikus térbe.

Megfelelõen nagy távolságból egy egész galaxishalmaz belefér a Chandra látómezejébe. A 3C295 is ilyen galaxishalmaz (címlapunk bal oldali második képe), de a röntgenképen nem a halmazt alkotó egyes galaxisok tûnnek elõ, hanem a galaxisok közötti térséget kitöltõ, 50–100 millió fokos gáz mindent elnyomó hõmérsékleti sugárzása.

Az intergalaktikus térben eloszló anyag tanulmányozása elõsegíti a galaxisok keletkezésének megértését, de fontos a tekintetben is, hogy ennek az anyagnak a mennyisége eldöntheti, hogy örökké tart-e a világegyetem tágulása, vagy idõvel megáll és összehúzódásba fordul át. Sõt, a diffúz felhõk röntgensugárzásának szórásánál fellépõ ún. Szunyajev–Zeldovics-effektusból és a megfigyelt mikrohullámú sugárzásból meg lehet állapítani az univerzum korát, vagyis az õsrobbanás idejét is.

A Hubble-ûrtávcsõvel végrehajtott mélyvizsgálatot a Chandra kiterjesztette a röntgentartományra. Meglepõ, hogy csak hat galaxis röntgensugárzását detektálták, és számos olyan galaxis nem bukkant elõ a röntgenképen, amelyben középponti fekete lyukat gyanítanak a más hullámhosszakon tapasztalt viselkedés alapján. Vajon mi rejti el ilyen hatásosan a fekete lyukat? A válaszhoz további alapos kutatások szükségesek.

Ennél biztatóbb, hogy a jelek szerint közel négy évtized után sikerült megválaszolni a diffúz röntgen-háttérsugárzás eredetének kérdését. A Vadászebek csillagképben egy néhány ívperc átmérõjû területrõl 28 órás expozícióval készült Chandra-felvételen harmincnál több röntgenpontforrást mutattak ki. Némelyikük optikai megfelelõje olyan halvány, hogy nem látszik sem a Hubble-ûrtávcsõvel, sem a legnagyobb földi távcsõvel, a 10 m tükörátmérõjû Keck-teleszkóppal. Ha az ilyen pontforrások más irányokban is azonos gyakoriságúak, akkor számukat 70 millióra lehet becsülni, és többségük a jelenlegi optikai távcsövekkel még nem észlelhetõ, irdatlan nagy távolságban levõ galaxis. A kevésbé jó felbontású korábbi röntgentávcsövekkel ezek sugárzása mosódott egybe diffúz háttérsugárzássá.

A röntgensugárzó pontforrások száma azonban ennél sokkalta több. Az Orion csillagképben található ismert csillagkeletkezési terület 2000 nagyon fiatal csillaga közül a Chandra mérései szerint minden második röntgenforrásnak bizonyult. A fokozott röntgenaktivitást a csillagon lezajló kitörések és a mágneses tér együttesen okozzák, de a részletek még kidolgozásra várnak. Eszerint fiatal korában a Nap is jóval erõsebben sugárzott a röntgenhullámhosszakon.

Mindez korántsem teljes felsorolása a Chandra kezdeti eredményeinek. További meglepõ eredmények és szenzációs felfedezések is várhatók. Sõt, egészséges konkurenciaharc is kibontakozott, mert 2000-ben megkezdte mûködését az ESA (Európai Ûrügynökség) Newton nevû keringõ röntgenobszervatóriuma is. A vetélkedés biztos nyertese a csillagászat tudománya, és azon keresztül mi magunk, a kíváncsi emberek.


Természet Világa, 131. évf. 11. sz. 2000. november
http://www.kfki.hu/chemonet/TermVil/ 


Vissza a tartalomjegyzékhez