Nemrég jelent meg egy új csillagászati szak cikkem. Ez itt egy rövid összefoglaló róla:
A
Gamma-kitörések (GRB, az angol gamma-ray bursts-ből) olyan gamma-felvillanások
amik pár másodperctől pár percig tartó nagy energiájú robbanásokból származnak
a távoli Univerzumban. A
felvillanás hossza alapján két csoportba sorolhatjuk őket. A rövid GRBk két
kompakt objektum, például neutron csillag vagy fekete lyuk, ütközése közben
keletkeznek. A hosszú GRBk pedig a nagy tömegű csillagok halálakor jönnek
létre. Ez utóbbit szupernóvának is nevezzük. Szupernóvák csak olyan
galaxisokban találhatóak amikben sok csillagközi gáz van és aktívan zajlik a
csillag keletkezés. A GRBktől érkező fényt modellezve a csillagászok meg tudják
mérni, hogy mennyi gáz van a GRB szülő galaxisában. Miközben a fény a GRBtől
elér hozzánk áthalad a szülő galaxis gáz felhőin, a galaxisok közötti űrön és a
mi galaxisunk, a Tejút, gázfelhőin is. Ahhoz hogy helyesen számítsuk ki a szülő
galaxis gáz tartalmát, ismernünk kell hogy mennyi gázon haladt át a fény a
Tejútban. Én és a kollégáim ezt mértük meg
újonnan 4 GRB irányába az ATCA (Australia Telescope Compact Array) ausztrál
rádió távcsővel. Az új mérések sokkal jobb felbontásúak a korábbi hasonló
mérésekhez képest és így pontosabban mutatják a fény útjában lévő gáz
mennyiségét. Az új adatok hasonló mennyiségű gázt mutatnak 3 GRB irányába mint
a korábbi adatok, viszont a negyedik GRB irányában 60%-val több gázt mutatnak.
Ez azt jelenti, hogy ennek a GRB-nek a szülő galaxisában kevesebb gáz található
mint amit korábban megállapítottak. A távoli galaxisok gáz tartalmát megmérni
bonyolult feladat hiszen a nagy távolságok miatt ezek a galaxisok nagyon
halványak. Viszont ha sikerrel járunk, akkor az új információval jobban
megérthetjük hogyan fejlődnek a galaxisok.
 |
| A kedvenc távcsövem, az ATCA. |
 |
| A bal oldalon a régi és az új jobb felbontású előtér térkép látszik. A GRB poziciója kereszttel van jelölve és a körök jelzik a közeli continuum forrásokat. A jobb oldal az előtér HI spektrumát, optikai mélységét és a HI oszlopsűrűségét ábrázolja. |
A cikk elérhető itt:
Megjegyzések
Megjegyzés küldése