HQ képek az univerzumról

The Great Carina Nebula wallpaper

NGC 2170; reflexiós köd az Unikornis csillagképben. Távolság: 2700 fényév.
A reflexiós köd porból álló csillagközi felhő, amely a közeli csillagok fényét visszaveri, ezáltal többnyire kék színben ragyog.

Part Of Milky Way Galaxy wallpaper

A Chandra űrtávcső széles látómezőjű felvétele (második kép) a déli égboltról a Fornax csillagkép irányában. Ez a nagy felbontású fotó (a második képről van szó) 50 órás expozíciós idővel készült 2013 januárjában, amely több mint 100.000 galaxist, több ezer csillagot és több száz kvazárt (csillagszerűnek tűnő rádióforrások) tartalmaz! A felvétel jelentősége, hogy bepillantást nyerhetünk a korai Világegyetembe, amikor még csak 2 milliárd éves volt. A felvételen olyan távoli galaxisokat azonosítottak a csillagászok, amelyeknek a fénye 11 milliárd éve indult el felénk. [Az első kép egy szelet a második képből].

A legnagyobb emissziós köd az égbolton, a Tarantula köd, a Nagy Magellán-felhőben található, utóbbi a Tejútrendszer egyik kísérőgalaxisa. A Tarantula köd 170.000 fényév távolságra van a Földtől, amelynek az átmérője 1000 fényév. Hatalmas hidrogén-és oxigéngáz felhőből épül fel, amelyben csillagok születnek. A ködben sok fiatal, forró óriáscsillag van, amelyek legalább harmincszor masszívabbak a Napnál.
Emissziós köd: ionizált gázból álló, változatos színekben világító csillagközi felhő.

A Lélek köd és a Szív köd

Butterfly Nebula wallpaper

Az NGC 6302 egy planetáris köd a Skorpió csillagképben. A ködösséget egy láthatatlan csillag ionizálja és teszi láthatóvá. A csillag külső rétegeiből nagy sebességgel kiáramló hidrogén és nitrogén gáz szárnyformákat alkot a térben. A szárnyak találkozási pontjánál fekvő sötét gáz- és porgyűrű (tórusz) rejti a haldokló csillagot. Érdekessége, hogy ez a csillag körüli gáz- és porgyűrű egy síkba rendeződve helyezkedik el, ellentétben más planetáris ködökkel, hiszen általában gömbformát alkot a csillag körül. A különböző távolságban lévő áramlások úgy néznek ki, mintha különböző irányokba haladnának. Sokan magyarázzák a csillag saját forgásával, vagy egy esetleges társcsillag gravitációjának hatásával, mely a kölcsönös körpálya mentén tereli a kilövődő anyagot. Következő lehetőségként felmerül az is, hogy a csillag a vörös óriás fázis elérése közben elnyelt egy nagy méretű szilárd bolygót. Az összeolvadás hatására lendületmegmaradás értelmében a bolygó forgási energiája a csillagéhoz adódhatott, és ennek hatására több százszorosára nőtt a forgási sebesség, így az anyag egy síkban lökődött ki. Másik érdekessége a csillagnak, hogy a felszínén uralkodó 250 ezer Celsius-fok ellenére egy brit kutatócsoport jégkristályok jelenlétére utaló nyomokat talált. Eddig csak a két nagyságrenddel alacsonyabb hőmérsékletű- égitestek esetén figyeltek meg hasonlót. A jégkristályok porszemekre fagyott vízjégkristályokból állnak, melyet a felfúvódás első szakaszában lökött le magáról. A csillagászok azt, hogy a csillag felszíni hőmérséklete a Napunkénál ötvenszer nagyobb, egyértelműen a csillag haldoklásának a jele. A hidrogén elvesztésével egyre közelebb kerül a fehér törpe állapothoz. A köd 35,7 km/s sebességgel közeledik felénk.
A planetáris köd gázból és ionizált gázból álló világító burok, amely bizonyos típusú csillagok körül képződik, az életük vége felé ledobott gázfelhőből.

A Csiga-köd vagy Hélix-köd a Földhöz legközelebbi planetáris köd; 700 fényévnyire, a Vízöntő csillagképben található. Karl Ludwig Harding fedezte fel 1824-ben.

A Carina-köd körülbelül 7500 fényévre található tőlünk, a déli Carina (Hajógerinc) csillagképben figyelhető meg. Átmérője mintegy 300 fényév, azaz négyszer akkora, mint az Orion-köd, s annál sokkal fényesebb is. Aktív csillagkeletkezési terület, a csillaghalmazokat körülölelő fénylő ködöt hideg por sötét sávjai szabdalják részekre.
A köd fénykibocsátásáért főként a forró hidrogén felelős, melyet a fiatal, nagytömegű csillagok erős ultraibolya sugárzása gerjeszt. Ez adja a köd jellegzetes vörös és bíbor színét. Az óriási kiterjedésű konglomerátumban legalább egy tucat olyan csillag van, melynek tömege 50-100-szorosa a Napénak. Ezen csillagok nagyon gyorsan égetik nukleáris fűtőanyagukat, s mindössze néhány millió év leforgása alatt felemésztik magukat. A köd meghatározó objektuma a Világegyetem talán egyik legérdekesebb csillaga, az η Carinae, amelynek tömege a Napénak körülbelül százszorosa, míg fényessége négymilliószorosan haladja meg csillagunkét. Az η Carinae nagyon instabil, intenzív kitöréseket produkál. Ezek közül az 1842-es akkora volt, hogy majdnem felért egy szupernóva-robbanással, de a csillag túlélte az eseményt, s néhány évig az éjszakai égbolt második legfényesebb objektumaként ragyogott. Van egy kísérője is, melynek keringési periódusa 5,54 év. Mindkét csillagról sok anyag távozik csillagszél formájában, s az ezekben kiáramló részecskék ütközése szintén sok érdekes jelenséget produkál.

A Csiga-köd vagy Hélix-köd a Földhöz legközelebbi planetáris köd; 700 fényévnyire, a Vízöntő csillagképben található. Karl Ludwig Harding fedezte fel 1824-ben.

A Rák-köd szupernóva-maradvány a Bika csillagképben. 1054-ben kínai és arab csillagászok megfigyeltek egy 23 napon át szabad szemmel is látható szupernóvát; ennek a maradványa a Rák-köd. Nevét onnan kapta, hogy az 1844-ben Lord Rosse által készített rajzon nagyon hasonlított egy rákra, azonban amikor később nagyobb távcsövekkel is megvizsgálták, akkor egészen másmilyennek tűnt, de addigra már rögzült a Rák-köd elnevezés.
6500 fényév távolságra fekszik a Földtől, átmérője 11 fényév és másodpercenként 1500 km-rel növekszik. Központjában egy 16 magnitúdó fényességű neutroncsillag (pulzár) található, melyet 1968-ban fedeztek fel. Ez másodpercenként 30-szor fordul meg a tengelye körül, és rendkívül erős rádióhullámokat bocsát ki magából. 1969-ben ezt a villogást az optikai tartományban is kimutatták.
A szupernóva-maradvány izzó gázfelhő, mely egy csillag szupernóvaként történő fellángolása után képződik a csillag lerobbant külső rétegeiből. A robbanás hatására a maradványt határoló lökéshullám beleütközik a környező csillagközi gázba (ennek nagy része a csillag által, csillagszél formájában előzőleg ledobott anyag), felizzik, majd folyamatosan tágulva néhány tízezer évig marad látható, miközben lelassul, lehűl, és szétoszlik a környezetben.

Millions Of Stars wallpaper

A Hubble felvételei alapján 2008-ban feltérképezték a csak gravitációs hatásán keresztül detektálható sötét anyag eloszlását a galaxisok ezreit tartalmazó Abell 901/902 szuperhalmazban.
Szakmai körökben kevesen vitatják, hogy az Univerzum tömegének legnagyobb részét nem a hagyományos anyag, hanem a fényt ki nem bocsátó ún. sötét anyag teszi ki. Mivel a sötét anyag fény útján nem észlelhető, így a csillagászok csak közvetett módon térképezhetik fel eloszlását; a különböző módszerek közül nagy léptékben az ún. gyenge gravitációs lencsehatás (angol szakkifejezéssel: weak lensing) alkalmazható a térbeli szerkezetek felderítésére. A módszer azon alapul, hogy egy óriási tömegű galaxishalmaz sötét anyagból álló halója szisztematikusan eltorzítja a halmaz mögött látszó még távolabbi háttérgalaxisok képét, aminek mértéke statisztikus analízissel kihámozható a nagy határfényességű képekből. A galaxisképek torzultságából így információt nyerhetünk a lencsézésért felelős gravitáló tömeg mennyiségéről és térbeli eloszlásáról.
A Hubble Űrtávcső Advanced Camera for Surveys (ACS) műszere kiválóan alkalmas volt ilyen jellegű vizsgálatokra. A Meghan Gray (University of Nottingham) és Catherine Heymans (University of British Columbia) által vezetett kutatócsoport az Abell 901/902 jelű extragalaktikus szuperhalmazról készített 80 nagy határfényességű felvételt az ACS kamerával. A megfigyelések elemzése során összesen 60 ezer távoli galaxis képét vizsgálták meg, amiből a szuperhalmaz sötét anyag-csomóinak eloszlását határozták meg. A mellékelt képek közül az első egy illusztráció, amelyen két kép kombinációja szerepel: a szuperhalmaz optikai felvétele a 2,2 méteres MPG/ESO teleszkóppal készült (La Silla, Chile), a bíbor színnel jelölt sötét anyag térképe a Hubble mérésein alapul. A második fénykép egy széles látómezőjű felvétel az említett szuperhalmazról; a különböző méretű, formájú és színű foltok mind galaxisok. A vizsgált szuperhalmaz kb. 2,6 milliárd fényév távolságban található, teljes átmérője mintegy 16 millió fényév. A benne rejtőzködő sötét anyag négy darab hatalmas, milliószor millió naptömegnyi csomóban koncentrálódik, melyek gravitációjuk révén vonzzák a látható anyagot. Utóbbi roppant erős röntgensugárzás forrása. A halmaz magjának sűrűbb régióiban a galaxisok hevesen kölcsönhatnak egymással, az ütközések miatt alakjuk eltorzul, vagy akár egymásba is olvadhatnak, ezzel heves csillagkeletkezést indukálva a központi csillagvárosokban.
A mostani vizsgálat a Space Telescope Abell 901/902 Galaxy Evolution Survey (STAGES) projekt keretében történt, melynek célja a szuperhalmaz sötét anyag térképének elkészítésén túl a galaxis-kölcsönhatások, illetve a sűrű galaxishalmazokban lejátszódó folyamatok pontosabb megértése.

Részlet a Carina ködből

A képeken egy három fényév hosszú, gázból álló oszlop látható, körülötte masszív csillagok észlelhetők. Ez egy intenzív csillagkeletkezési zóna.

Itt van a nap csillagászati videója!


A videó tartalma: Abell 2744 óriás galaxishalmaz, beceneve: Pandora halmaz. Négy különálló, kisebb galaxishalmaz összeütközésével keletkezett. Galaxisok ezrei alkotják!!! 75 %-a sötét anyag, 20%-a forró gáz, és 5%-át a tömege tölti ki. Távolsága a Földtől 4 milliárd fényév!!!
A sötét anyag csillagászati műszerekkel nem figyelhető meg, jelenlétére csak a látható anyagra és háttérsugárzásra kifejtett gravitációs hatásból következtethetünk.

A videóban hallható angol szöveg:
http://www.spacetelescope.org/static/archives/videos/srt/heic11aen.srt

Objektum neve: RS Puppis (a kép közepén)
Típusa: Cefeida változó csillag
Távolság: 6500 fényév

A Cefeida-típusú változó vagy cefeida a pulzáló változócsillagok egyik fajtája, jellemzően 4-5 naptömegű (naptömeg = a Nap tömege), vagy nehezebb sárga szuperóriás csillag, amely színét, fényerejét és átmérőjét (10-20%-kal) néhány napos - néhány hetes periódussal változtatja.
Az RS Puppis az egyik legnagyobb luminozitású a Cefeida változó csillagok osztályában. A luminozitás alatt egy csillag vagy égitest meghatározott időegység alatt kisugárzott összes energiáját értjük. Az RS Puppis luminozitása 15.000-szerese a Napénak, tömege 10 naptömeg, vagyis 10-szer masszívabb, mint a mi Napunk. Ugyanakkor méretét tekintve kétszázszor nagyobb csillag, így joggal nevezhetjük szuperóriásnak.

A fényképet a Hubble űrtávcső készítette december 17-én.

Széles látómezejű kép (Wide-field view) a legtávolabbi kvazár (= csillagszerű rádióforrás), az ULAS J1120+0641 régiójáról, ahol felfedezték. A felvétel 2011. június 29-én készült az Európai Déli Obszervatórium egyik hatalmas távcsövével. A kvazár távolsága: 12.9 milliárd fényév.

Objektum neve: NGC 4676; Egerek galaxispár
Típus: összeolvadó, kölcsönható galaxispár
Távolság: 300 millió fényév

Objektum neve: V838 Monocerotis
Típus: kitörésben lévő vörös óriás csillag; nóva
Távolság: 20.000 fényév

http://matkraken.deviantart.com/ ő nagyon jókat csinál