A fenti fotón egy a mi Tejútrendszerünkhöz hasonló objektum, az Androméda-köd látható. 

A mi Tejútrendszerünkhöz hasonló objektumok, az extragalaxisok számát több milliárdra becsüljük. Az égbolton látható számtalan fényforrásról csak a távolságuk meghatározása után lehet eldönteni, hogy azok a Tejútrendszerhez tartoznak, vagy extragalaktikus objektumok. (Extragalaktikus objektumnak nevezünk minden, a Tejútrendszeren túl lévő égitestet.) A távolságméréshez az 1920-as években sikerült kidolgozni megfelelő eljárást. Azóta tudjuk, hogy pl. az Androméda csillagképben található Androméda-köd egy Tejútrendszerhez hasonló extragalaxis. Távolsága kb. 2,25 millió fényév.

Szokás minden extra-galaxist egyszerűen galaxisnak hívni, és ilyenkor a mi galaxisunknak, a Tejútrendszernek a neve: Galaktika.

Az egyre jobb felbontású távcsövekkel egyre több galaxist fedeztek fel, és hamar kiderült, hogy a galaxisok három nagy csoportba oszthatók. Az elliptikus galaxisok forgási ellipszoid alakúak, az összes galaxis kb. fele elliptikus. A spirális galaxisokra jellemző, hogy a magból spirálkarok indulnak ki, amelyek a galaxisforgási irányával ellentétesen "feltekerednek". A Tejútrendszer is spirális galaxis. Azokat a galaxisokat, amelyek nem tartoznak az előbb említett két csoportba, irreguláris galaxisoknak nevezzük. Ezek rendszerint szabálytalan alakúak, jellegzetes képviselőik a Nagy és a Kis Magellán Felhők, amelyek a Tejútrendszerhez legközelebbi galaxisok. (A távolságuk kb. 165 ezer fényév.)

A galaxisok nem szétszórva találhatók a Világegyetemben (Univerzumban), hanem kisebb-nagyobb csoportokat alkotnak. Egy ilyen csoportnak, Lokális Csoportnak a része a korábban említett galaxisokkal együtt a Tejútrendszer is. A Lokális Csoport kiterjedése kb. 4 millió fényév, és mintegy 24 tagból áll. A következő galaxisrendszer távolsága a Lokális Csoportátmérőjének kb. kétszerese.

A nyolc cefeida típusú változócsillag radiális sebességének nagyon pontos mérésén alapuló eredmény szerint a Tejútrendszer forgása kevésbé bonyolult, mint ahogyan eddig gondoltuk.

Henrietta Swan Leavitt 1912-ben fedezte fel, hogy az ún. cefeida típusú pulzáló változócsillagok esetében szoros kapcsolat van a csillagok abszolút fényessége és a szigorúan ismétlődő kitágulás és összehúzódás formájában testet öltő pulzációjuk periódusa között. Mivel e két mennyiség közül az utóbbi viszonylag könnyen mérhető, az ún. periódus-fényesség reláció alapján meghatározható ezen csillagok abszolút fényessége, ezáltal pedig a távolságuk is, s pontosan emiatt a cefeidák a legfontosabb távolságindikátorok közé tartoznak. A látóirányú sebességek mérésével kombinálva azonban nem csak az őket tartalmazó extragalaxisok távolságának meghatározására alkalmasak, de nagyon jól használhatók a Tejútrendszer rotációjával kapcsolatos vizsgálatokban is.

Az átlagos radiális sebességek eloszlása azonban egy furcsa dolgot mutatott. A Galaxis rotációs sebességének levonása után a közeli cefeidák esetében egy körülbelül 2 km/s nagyságú, a Nap irányába mutató maradéksebesség jelentkezett, azaz úgy tűnt, mintha a közvetlen kozmikus környezetünkben minden cefeida - igaz, csak viszonylag kis sebességgel - a Naprendszer felé mozgott volna. A jelenségről évtizedekre visszamenő vita zajlott a szakemberek között: vajon tényleg valódi effektusról van-e szó, vagy az észlelt maradéksebességek csak a cefeidák légkörében zajló mozgásokkal vannak kapcsolatban.

Nicolas Nardetto (Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn) és munkatársai 8 közeli cefeidát vizsgáltak az ESO 3,6 méteres távcsövére szerelt HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planetary Searcher) spektrográffal. Jelenleg ez a műszer képes legpontosabban radiális sebességeket mérni, s mint ahogyan a neve is mutatja, általában exobolygók keresésére használják, de természetesen alkalmas egyéb, radiális sebességekkel összefüggő asztrofizikai probléma vizsgálatára is.

A HARPS segítségével végzett mérések alapján Nardetto és kollégái úgy találták, hogy a vizsgált nyolc közeli cefeida esetében a maradéksebességek oka majdnem biztosan a csillagok atmoszférájában zajló mozgásokban keresendő, azaz nem a Galaxis forgásával összefüggő effektusról van szó. Ha az eredmény általánosítható a többi cefeida típusú változócsillagra is, akkor Nardetto szerint a Tejútrendszer rotációja minden bizonnyal tengelyszimmetrikus és kevésbé bonyolult, mint ahogyan eddig gondoltuk.

Az eredményeket részletező szakcikk egy sorozat harmadik részeként az Astronomy & Astrophysics c. folyóiratban fog megjelenni.

A nagy galaxisok kialakulására vonatkozó elméletek nem egyeztethetők össze a Tejútrendszer közelében levő törpegalaxisok kémiai összetételével.

A jelenlegi galaxisképződési elméletek egyik nagy csoportja szerint az Univerzum története során először a kisebb galaxisok alakultak ki, később pedig ezek álltak össze a Tejútrendszerünkhöz hasonló nagyobb rendszerekké. Saját Galaxisunk körül is számos igen halvány és diffúz, ún. törpe szferoidális galaxis található, amelyek a Világegyetem leghalványabb ismert galaxisai közé tartoznak. Mivel Univerzumunk az Ősrobbanás után lényegében kizárólag hidrogént és héliumot tartalmazott – a magasabb rendszámú elemek csak később keletkeztek a csillagokban lejátszódó magfúzió során –, ezért azt várjuk, hogy ezek a törpegalaxisok nehezebb elemeket igen kis gyakorisággal tartalmaznak.

Amina Helmi (Kapteyn Csillagászati Intézet, Hollandia) és nemzetközi kutatócsoportja az ESO VLT 8,2 m-es Kueyen óriástávcsövét és a FLAMES műszert használta fel a Fornax, Sculptor, Sextans és Carina törpegalaxisokban levő, mintegy kétezer egyedi csillag vastartalmának meghatározására. A kimért fémességeket ezután összehasonlították a  Tejútrendszer halójában levő idős csillagok kémiai összetételével, ugyanis ha a galaxisunk valóban törpegalaxisok összeolvadásával jött létre, akkor a haloban levő csillagoknak hasonlítaniuk kell a galaktikus építőkockákra.

Az eredmények azonban alapvető különbségekre mutatnak rá. Habár a kémiai elemgyakoriság nagyjából hasonló a törpe szferoidális galaxisokban és a Galaxis halójában, úgy tűnik, a törpegalaxisokban alig találunk a halóra jellemző rendkívül fémszegény csillagokat. A megfigyelések így ellentmondásba kerültek az elméleti előrejelzésekkel, illetve egyértelműen kizárják, hogy a Galaxis halójának létrejöttében a ma megfigyelhetőkhöz hasonló törpegalaxisok játszottak szerepet. Jelenleg úgy tűnik, a galaxisok kialakulásával kapcsolatban egyelőre csak a kérdőjelek szaporodásáról lehet beszámolni.

2017. januárjában talált rá a Curiosity űrszonda a Mars egyik legkülönlegesebb és legfontosabb felszíni képződményére, ami pont úgy nézett ki, mint a Földön mindenfelé látható kiszáradt és repedezett sár. Hasonló repedések voltak a Gale-kráterben elterülő sziklán, amit a tudósok tréfásan Old Soaker névre kereszteltek (ez magyarul nagyjából Vén Iszákos lenne).

A Kaliforniai Műszaki Egyetem (Caltech) kutatói azóta vizsgálták az űrszonda által elkészített fotókat, és egy év után arra a következtetésre jutottak, hogy az Old Soaker valóban egy ősi tó maradványa, amely 3,5 milliárd évvel ezelőtt kiszáradt.

Persze nem csak fotók álltak a kutatók rendelkezésére, a Curiosity segítségével a lehető legtöbb adatot begyűjtötték az Old Soaker méreteiről, megjelenéséről és kémiai összetételéről.

A Geology című szaklapban azt írták a szikláról, hogy hosszabb idő alatt lerakódott üledék fedte be, a repedések pedig biztosan a levegővel való érintkezés miatt keletkeztek, nem hő vagy áramló víz hatására. A szikla a Gale-kráterben lévő egykori tó közepén volt megtalálható, és a repedések arra utalnak, hogy a vízszint drámai mértékben változott az idő folyamán, hasonlóan a földi tavak vízszintjéhez.

Meglepő felfedezést tettek a Cassini mérései alapján: bonyolult szerves vegyületek építőkövéül szolgáló molekulákat találtak a Titán légkörében.

A Szaturnusz legnagyobb holdját sűrű, nitrogénből és metánból álló légkör burkolja be, amelyben a Naprendszer legösszetettebb kémiai folyamatai játszódhatnak le. A szakemberek úgy gondolják, hogy a Titán légköre hasonló ahhoz, amilyen a Földé lehetett az oxigén megjelenése előtt. Következésképpen, a Titánt olyan bolygóméretű laboratóriumnak tekintik, ahol talán még a földi élet megjelenéséhez vezető kémiai folyamatokat is tanulmányozhatjuk.

Természetes színű felvétel a Titán felső légköréről. A metánmolekulákat a Nap ibolyántúli sugárzása felbontja, azok darabjai bonyolultabb vegyületeket, például etánt és acetilént alkotnak. A mélyebb rétegekben ezekből kialakul a szerves molekulákból álló, az egész égitestet beburkoló szmog, amelyen csak a napfény 10%-a képes áthaladni és lejutni a felszínre. A felvételt a Cassini-szonda nagy látószögű kamerája 2005. március 31-én, 9500 km távolságból vörös, zöld és kék szűrőkön keresztül készítette, amely képeket úgy keverték, hogy a természetesnek megfelelő színhatás álljon elő. (Kép: NASA / JPL / Space Science Institute)

A Titán felső légkörében a nitrogén és a metán ki van téve a napsugárzás hatásának és a Szaturnusz magnetoszférájában található, nagy energiájú részecskék bombázásának. Az így betáplált energia hatására a nitrogén, a hidrogén és a szén részvételével olyan reakciók játszódhatnak le, amelyek az élet megjelenése előtti, bonyolult szerves vegyületeket hozhatnak létre. Ezek a nagy molekulák lefelé süllyednek a légkör mélyebb rétegei felé, ahol szerves aeroszolokból álló, vastag páraréteg alakul ki belőlük, de feltételezik, hogy a molekulák végül egészen a hold felszínéig süllyednek. Maga a folyamat azonban, amelynek eredményeképpen a felső légkör egyszerű molekulái komplex szerves vegyületekké alakulnak, bonyolultak és a részletei nehezen azonosíthatók.

A Cassini egyik meglepő eredménye volt, hogy az anionok – vagyis negatív töltésű molekulák – egy bizonyos típusát fedezték fel a Titán légkörében. A kutatók nem számítottak anionok jelenlétére, mert ezek a molekulák erősen reakcióképesek, ezért nem maradhatnának fenn hosszú ideig a Titán légkörében, hamar egyesülnének más anyagokkal. Az anionok kimutatása teljesen átrajzolja a Titán légkörének folyamataira vonatkozó elképzeléseinket. Egy nemzetközi kutatócsoport tagjai az Astrophysical Journal Letters folyóiratban megjelent cikkükben„szénláncú anionokként” azonosítják a negatív töltésű molekulákat. Ezeket a lineáris felépítésű molekulákat az összetettebb molekulák építőköveinek tekinthetjük, tehát a földi élet legősibb formáinak is alapjául szolgálhattak.

A Titán légkörének kémiai folyamatai. A cikkben szereplő szénláncú anionok a zöld téglalapban láthatók. A légkörben lefelé haladva egyre bonyolultabb molekulák jöhetnek létre. Az ESA cikke azonban felhívja a figyelmet az illusztráció szépséghibájára: az még a Titán légköréről 2007-ben kidolgozott elképzelést tükrözi. (Kép: ESA)

A felfedezést a Cassini plazmaspektrométerével (CAPS) tették, a méréseket akkor végezték, amikor a szonda 950–1300 km felszín fölötti magasságban átrepült a Titán felső légkörén. Érdekes módon az adatok azt mutatják, hogy a felszín felé közeledve a szénláncok elfogynak, míg az aeroszol nagyobb molekuláinak előfutárai gyorsan szaporodnak, ami a kettő közti kapcsolatra utal, vagyis a láncok a nagyobb molekulák „csírái” lehetnek. Ez volt az első eset, amikor egy bolygószerű légkörben egyértelműen sikerült szénláncú anionokat azonosítani. Maga a folyamat a csillagközi gázban jól ismert, most viszont egy teljesen eltérő környezetben is sikerült megfigyelni, ami a folyamat egyetemességét sejteti.

A Cassini küldetése hamarosan befejeződik, de a James Webb-űrtávcsövön és az ESA Plato szondáján olyan műszerek is helyet kapnak, amelyek nemcsak a Naprendszerben, hanem azon túl is meg tudják figyelni a hasonló folyamatokat. Emellett a Titán légkörének további megfigyelését az ALMA Obszervatórium is folytatja.

A Szaturnusz legnagyobb holdjához kapcsolódó hír, hogy – amint arra egyik rendszeres olvasónk felhívta szerkesztőségünk figyelmét (amit ezúton is köszönünk) – a Nemzetközi Csillagászati Unió (IAU) planetáris névadással foglalkozó bizottsága augusztus 7-én újabb, a Titán felszíni alakzatainak adott neveket fogadott el. Legnagyobb örömünkre az egyik szénhidrogén tó a Balaton Lacus nevet kapta. Ezzel a Titánon már 255 különböző felszíni alakzat visel az IAU által elfogadott, hivatalos nevet, közülük 80 tó kapott nevet, kivétel nélkül földi tavakról. A Balaton Lacus a Titán északi sarkvidékén található, közepének földrajzi szélessége 82,9 fok, hosszúsága pedig 87,5 fok. A titáni Balaton valamivel kisebb a „miénknél”, a szabálytalan alakú tó (leghosszabb) kiterjedése 35,6 km.

A Titán északi pólusvidékének áttekintő térképe és annak a Balaton Lacust tartalmazó, kinagyított részlete. (Kép: NASA, IAU Working Group for Planetary System Nomenclature)