A Chandra Orion mélyvizsgálat (Chandra Orion Ultradeep Project, COUP) a legnagyobb homogén adatbázis, amelyet a röntgencsillagászat tö rténete so
rán csillagok röntgensugárzásáról nyertek. A Chandra Röntgenobszervatórium 2003 januárjában 13.2 napig folyamatosan észlelte az O rion-ködöt. Összesen 1616 röntgenforrást detektált, közülük 1315 van magában a ködben, 16 elő
tércsillag, a m aradék 285 pedig különféle háttérobjektum .
Az O rion-ködben világító gázt egy több ezer csillagból álló fiatal nyílthal
maz legfényesebb tagjai gerjesztik, elsősorban a Ori C 0 6 típusú csillag. A halmaz legtöbb tagja néhány tized naptöm egű fiatal csillag, amelyek vizsgála
ta a Nap és a N aprendszer keletkezési körülm ényeinek és korai fejlődésének m egértéséhez is hozzájárul.
Az O rion-köd kemény röntgensugárzásának három fő forrása van: a 2—
8 keV-os sugárzás egyharm ada a Őri C-től, a köd fő gerjesztő csillagától ered; fele a kisebb tömegű (0.3 sJJXq < 9UÍ < 3 OTq) fősorozat előtti csillagoktól;
a többi pedig mélyen beágyazott, erősen vörösödött csillagoktól. A nagy töm e
gű, O, B, A típusú csillagok magas hőm érsékletük következtében bocsátanak ki röntgensugárzást. Röntgensugárzásuk alapján ezek a csillagok két csoport
ba sorolhatók: a B4-nél korábbi típusúaknak erős csillagszelük van, ezért erős röntgenforrások. Az ennél későbbiek röntgensugárzása gyengébb. A C O U P területén 20 O, B, A csillag volt, közülük 16-ot detektáltak. A gyenge csil- lagszelű csoportban több flert észleltek. Ez a megfigyelés láthatatlan kísérők jelenlétére utal, akárcsak az erős szélű csillagok irányában detektált flerek.
Az O rion-ködben a legtöbb csillag fiatal, Nap típusú, azaz T Iauri típusú változócsillag. Ezekben az F—M színképtípusú, porból és gázból álló töm eg
befogási koronggal övezett csillagokban a konvekció és a forgás a naptevé
kenységhez hasonló, de annál sokkal intenzívebb mágneses jelenségeket hoz 'étre, amelyek röntgensugárzás kibocsátásával járnak. M ár a korábbi röntgen
A csillagászat legújabb eredm ényei 172 Csillagászati évkönyv 2007 obszervatórium ok (Einstein, R O SA T) felfedezték, hogy a Nap típusú csilla
gok mágneses aktivitásának erőssége a csillag korával csökken. Nagy en e r
giájú röntgenflereket észleltek mélyen felhőkbe ágyazott csillagkezdemények irányából is.
A C O U P lehetővé tette a fiatal csillagok mágneses aktivitásának jobb m eg
értését. Az O rion-ködben lévő T Tauri típusú csillagok közül 600-at, azaz a köd összes F —M típusú fiatal csillagának 97% -át azonosították röntgenforrás
sal. Erős kapcsolatot találtak a csillagok bolom etrikus és röntgenfényessége között. A m érések azt m utatják, hogy a fősorozat előtti csillagoknál a rö n t
gensugárzó plazma hőm érséklete lényegesen magasabb, mint a fősorozaton.
M egállapították, hogy a fiatal csillagok röntgenlum inozitása függ attól, hogy m ekkora a tömegfelvétel ütem e a korongból. A gyors tömegfelvételt m uta
tó csillagok röntgensugárzása gyengébb, mint a lassabban növekvő rokonaiké.
E nnek a jelenségnek az oka egyelőre ismeretlen. Lehet, hogy a csillag és a korong között áram ló anyag leárnyékolja a csillag röntgensugárzását. N oha a forgás fontos tényező a mágneses jelenségek kialakulásában, nem találtak összefüggést a forgási periódus és a röntgensugárzás között.
Mivel a vizsgált csillagok kora 0.1 és 10 millió év között van, a C O U P ad a
tok lehetővé tették a mágneses aktivitás fejlődésének vizsgálatát is. Az e re d mények szerint ebben a kortartom ányban a röntgenlum inozitás gyengén csök
ken a korral. Az O rion-köd fiatal csillagait érettebb csillagokkal összehason
lítva kiderült, hogy a csökkenés a csillagok életének első 100 millió évében egyenletesen lassú, majd később felgyorsul.
A T Tauri csillagokon kívül olyan röntgenforrásokat is észlelt a C handra az O rion-ködben, amelyek nem esnek egybe ismert optikai és közeli infravörös forrásokkal, és a köd legnagyobb sűrűségű részeire vetülnek. Ilyen m ódon a halmazban keletkezett új csillagokat fedezett fel.
A hosszú, folyamatos megfigyelés a fiatal csillagok aktivitásának számos, ed dig ismeretlen tulajdonságát m utatta meg. E jelenségek vizsgálata segít meg
érteni, milyen hatások érhették a kialakuló N aprendszert a bolygóképződés idején. A fiatal csillagokon átlagosan néhány naponként jelenik meg fler. A fler röntgensugárzásának ionizációs hatása a központi csillagtól 1 AU távol
ságban több nagyságrenddel meghaladja a kozmikus sugárzás hatását. A ki
törésekhez társuló, nagy energiájú részecskeáram a csillag körüli korongban hasadásos magreakciókkal új elem eket hoz létre, többek között rövid felezési idejű atom m agokat, amelyek bom lásterm ékeit a N aprendszer m eteoritjaiban is azonosították. A C O U P eredményei szerint a fiatal Napon a flerek gya
korisága elegendő lehetett a m eteoritok zárványaiban talált izotóp-anom áliák létrehozásához.
A C O U P a legerősebb röntgenflerek tulajdonságait részleteiben is megvizs
gálta. 32 nagy fler időbeli lefutásának, energiaviszonyainak vizsgálatából é r
Csillagászati évkönyv 2007 173 A csillagászat legújabb eredm ényei dekes statisztikus következtetésekre jutottak: a fiatal csillagokon sokkal na
gyobbak a fierező tartom ányok, mint a Napon. Valószínű, hogy nem a csillag felszínén, hanem a csillag és a korong közötti tömegbefogási csatornákban keletkeznek ezek a nagy flerek.
Külön megvizsgálták a látható korongokkal körülvett csillagok (proplydok), H erbig—H aro-objektum okat gerjesztő és általában egyéb hullámhosszakon aktív fiatal csillagok röntgenjellem zőit. A Hubble-űrtávcső által felfedezett proplydok fele bizonyult röntgenforrásnak.
Kun Mária The Astrophysical Journal Supplement Series, 2005. október
(C O U P különszám).
Infravörös sötét felhők
A csillagközi sötét felhőkre fényel
nyelő hatásuk hívja fel a figyelmet:
eltakarják a m ögöttük levő csillago
kat. Az infravörös sötét felhőket is úgy fedezték fel napjainkban, mint jó száz éve a közönséges sötét felhőket:
ezek a felhők a Tejút infravörös ké
pének fényes háttere előtt sötétlenek.
Az M S X infravörös műhold közepes infravörös, 8—15 /^m-en készült ké
pein fedezték fel őket először. A csil
lagközi por fényelnyelő hatása a hul
lámhossz növekedésével csökken. A legtöbb közönséges sötét felhő (pl.
Bok-globula) 8 és 15 /jm-en már m eglehetősen átlátszó. Az infravörös sötét felhők azonban még ezeken a hullámhosszakon is képesek elnyelni a háttér sugárzását, ami arra utal, hogy jóval vastagabbak, sokkal több port tartalm az
nak, mint az optikai sötét felhők. M illiméteres és szubmilliméteres megfigye
lések igazolták is ezt a feltevést. A rádióm érésekből m eghatározott sebessége
ik azt m utatják, hogy átlagos távolságuk 2—5 kpc közt van. Szubmilliméteres hullámhosszakon kibocsátott hősugárzásuk 20 K körüli hőm érsékletről tanús
kodik. Az eddig megvizsgált 38 felhő tömege 120 és 16 000 OTq között van.
Alakjuk többnyire erősen elnyúlt, a közönséges sötét felhőkéhez hasonló, és jó néhány még hidegebb, még sűrűbb tartom ány, mag található bennük, amelyek tömege 10-2 4 0 0 9 % közt van.
1.18. ábra. A Tejút sávjának egy kb. másfél négyzetfokos területe a 8 fim -es MSX-képen néhány infravörös sötét felhővel
A csillagászat legújabb eredm ényei 174 Csillagászati évkönyv 2007 Hogyan kapcsolódnak ezek az újonnan felfedezett objektum ok a csillagközi anyag már ismert struktúráihoz? Az adatok azt sugallják, hogy ezek a felhők a nagy töm egű csillagok és a hozzájuk tartozó halmazok jövendő keletkezési h e
lyei. A 6—8 ÜJtQ-nél nagyobb csillagok keletkezését nagyon nehéz megfigyelni.
Ezek a csillagok nagyon gyorsan fejlődnek, születési környezetüket erős su
gárzásuk és szelük ham ar szétrombolja. Az infravörös sötét felhők felfedezése előtt a csillagászok nem ism ertek olyan tartom ányokat a Tejútrendszerben, amelyekben nagy tömegű csillagok születésének kezdőfeltételeit és legkorábbi szakaszait tanulm ányozhatták volna. A nagy töm egű csillagok ismert születési helyein, a forró molekuláris magokban és ultrakompakt H ll-zónákban m ár é p pen a beágyazott, nagy luminozitású csillagnak a környezetével való kölcsön
hatásai figyelhetők meg. Az infravörös sötét felhőkben megfigyelt hideg, sűrű magok m éret-, sűrűség- és hőm érsékletadatai arra engednek következtetni, hogy ezek az objektum ok a forró molekuláris magok elődei. Néhány infravö
rös sötét felhőben a hideg magok m ellett találtak is forró magokat, amelyek
nek 50—100 K körüli hőm érséklete, a porszem csék elpárolgásáról tanúskodó kémiai összetétele és a heves belső mozgásokat tükröző széles rádióvonalai bi
zonyítják, hogy a belsejükben már elkezdődött az átlagosnál nagyobb töm egű csillagok születése.
Kun Mária Proceedings o f IAU Symposium 227. 2005, 23. o.