Dzisiaj jest 27 października 2020, 17:36

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 750 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 34, 35, 36, 37, 38  Następna
Autor Wiadomość
Post: 19 września 2020, 16:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Różne spojrzenia na szybkie rozbłyski radiowe

Szybkie rozbłyski radiowe (FRB) są kłopotliwym zjawiskiem astrofizycznym. Jak sugeruje ich nazwa, są zasadniczo krótkimi sygnałami radiowymi, ale posiadają zaskakującą ilość energii. Bardziej niezwykłe jest to, że niektóre FRB powtarzają się, podczas gdy inne są zdarzeniami jednorazowymi.

Powtarzające się szybkie rozbłyski radiowe dają możliwość dokładniejszego ich zbadania. Więc co widzimy, gdy obserwujemy wybuchy na wielu częstotliwościach jednocześnie?

FRB trwają zwykle tylko kilka milisekund, ale intensywność, z jaką są wykrywane sugeruje, że są wytwarzane przez procesy o bardzo dużej energii. Czym są te procesy pozostaje kwestią otwartą. Praktycznie wszystkie znane FRB pochodzą spoza Drogi Mlecznej.

Wiadomo, że niektóre FRB się powtarzają, co pozwala na określenie ich pochodzenia znacznie dokładniej niż jednorazowych FRB. Pierwszy znany powtarzający się rozbłysk, zwany FRB 121102, znajduje się w galaktyce karłowatej oddalonej o ponad 2 mld lat świetlnych stąd. FRB 121102 wytworzył setki rozbłysków od czasu jego odkrycia, a badania wykazały, że można go wykryć na wielu częstotliwościach radiowych.

W ramach nowych badań prowadzonych przez Walida Majida (JPL/CalTech) zrewidowano FRB 121102 przy użyciu DSS-43, 70-metrowego radioteleskopu w Deep Space Network. Celem badania było zbadanie rozbłysków FRB 121102 na wyższych częstotliwościach niż wcześniej oraz zbadanie ich wyglądu w obserwacjach szerokopasmowych.

Szerokopasmowe obserwacje FRB 121102 dostarczają widm rozbłysków, co jest niezwykle przydatne. W przypadku FRB cechy widmowe mogą być albo wywołane mechanizmem samego wybuchu, albo zamiast tego mogły zostać dodane jako sygnał propagowany przez środowisko gospodarza, przez przestrzeń międzygalaktyczną a następnie przez Drogę Mleczną, aby dotrzeć do nas.

Majid i jego współpracownicy obserwowali FRB 121102 z DSS-43 przez prawie sześć godzin 19 września 2019 roku. Obserwacje skupiały się na 2,25 (pasmo S) i 8,36 GHz (pasmo X) z użytkowymi szerokościami pasma ~100 i ~430 MHz. W tym czasie zaobserwowano sześć błysków – ale były one widoczne tylko w paśmie S o niższej częstotliwości!

Brak wykrywania wysokiej częstotliwości dla FRB 121102 jest interesujący, zwłaszcza że pasmo X miało większą szerokość niż pasmo S. Czy ta zależność częstotliwości zapewnia spojrzenie w mechanizm emisji FRB? Czy może pojawia się tylko wtedy, gdy sygnał dociera do nas?

Majid i jego współpracownicy zbadali możliwość, że scyntylacja w naszej galaktyce może być odpowiedzialna za brak widocznej aktywności w paśmie X. W kontekście FRB scyntylacja galaktyczna to obserwacja wielokrotnych błysków o różnych częstotliwościach, wywołanych przez fotony z wybuchu, oddziałujące z materią w Drodze Mlecznej. Autorzy pokazują, że scyntylacja galaktyczna nie może wyjaśnić obserwacji FRB 121102, co sugeruje, że zależność częstotliwości może mieć więcej wspólnego z wewnętrznymi właściwościami mechanizmu emisji lub właściwościami galaktyki macierzystej FRB.

Podobnie jak w przypadku większości rzeczy w astronomii, potrzeba więcej obserwacji. Naukowcy doszli do wniosku, że gęste, wieloczęstotliwościowe obserwacje FRB 121102 mogą znacznie pomóc w zrozumieniu jego zachowania. I tak tajemnica FRB trwa!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
FRB-scaled.jpg
FRB-scaled.jpg [ 691.29 KiB | Przeglądany 1091 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 20 września 2020, 16:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Pierwszy bezpośredni pomiar odległości do magnetara

Astronomowie korzystający z VLBA dokonali pierwszego bezpośredniego geometrycznego pomiaru odległości do magnetara znajdującego się w naszej galaktyce – pomiaru, który może w przyszłości pomóc w ustaleniu, czy magnetary są źródłem tajemniczych szybkich rozbłysków radiowych (Fast Radio Bursts – FRB).

Magnetary to rozmaite gwiazdy neutronowe – bardzo gęste pozostałości masywnych gwiazd, które eksplodowały jako supernowe – z niezwykle silnymi polami magnetycznymi. Typowe magnetarowe pole magnetyczne jest bilion razy silniejsze niż pole magnetyczne Ziemi, co sprawia, że magnetary są najbardziej magnetycznymi obiektami we Wszechświecie. Mogą emitować silne wybuchy promieniowania rentgenowskiego i gamma, a ostatnio stały się wiodącym kandydatem na źródło FRB.

Odkryty w 2003 roku magnetar o nazwie XTE J1810-197 był pierwszym z zaledwie sześciu znanych takich obiektów emitujących impulsy radiowe. Obserwowana emisja radiowa trwała od 2003 do 2008 roku, po czym ustała na dziesięć lat. W grudniu 2018 roku wznowił wysyłanie jasnych impulsów radiowych.

Zespół astronomów wykorzystał VLBA do regularnych obserwacji XTE J1810-197 od stycznia do listopada 2019 roku, a następnie ponownie w marcu i kwietniu 2020 r. Oglądając magnetara z przeciwnych stron orbity Ziemi wokół Słońca, byli w stanie wykryć niewielkie przesunięcie jego widocznej pozycji w stosunku do znacznie bardziej odległych obiektów tła. Efekt ten, zwany paralaksą, umożliwia astronomom wykorzystanie geometrii do bezpośredniego obliczenia odległości obiektu.

„Jest to pierwszy pomiar paralaksy dla magnetara i pokazuje, że jest to jeden z najbliższych znanych magnetarów – około 8100 lat świetlnych od nas – co czyni go głównym celem przyszłych badań” – powiedział Hao Ding, doktorant z Uniwersytetu Swinburne of Technology w Australii.

28 kwietnia zarejestrowano krótki błysk radiowy wyemitowany przez inny magnetar, zwany SGR 1935+2154. Błysk ten był najsilniejszym, jaki kiedykolwiek zarejestrowano w Drodze Mlecznej. Choć nie tak silny jak FRB pochodzące z innych galaktyk, ten wybuch sugerował astronomom, że magnetary mogą generować FRB.

Szybkie rozbłyski radiowe po raz pierwszy odkryto w 2007 roku. Są bardzo energetyczne i trwają najwyżej kilka milisekund. Większość przybyła spoza Drogi Mlecznej. Ich pochodzenie pozostaje nieznane, ale ich właściwości wskazują, że może je wygenerować ekstremalne środowisko magnetara.

„Posiadanie dokładnej odległości do tego magnetara oznacza, że możemy dokładnie obliczyć siłę impulsów radiowych pochodzących z niego. Jeżeli emituje coś podobnego do FRB, będziemy wiedzieć, jak silny jest ten puls. FRB różnią się pod względem siły, więc chcielibyśmy wiedzieć, czy impuls magnetara zbliża się, czy pokrywa z siłą znanych FRB” – mówi Adam Deller, również z Uniwersytetu Swinburne.

„Kluczem do odpowiedzi na to pytanie będzie znalezienie więcej odległych magnetarów, abyśmy mogli rozszerzyć naszą próbkę i uzyskać więcej danych. VLBA jest idealnym narzędziem do tego celu” – powiedział Walter Brisken z NRAO.

Ponadto astronomowie wiedzą, że pulsary, takie jak ten w Mgławicy Krab, emitują „olbrzymie impulsy”, znacznie silniejsze niż zwykłe. Określenie odległości do magnetarów pomoże im zrozumieć to zjawisko i dowiedzieć się, czy może FRB są najbardziej ekstremalnym przykładem olbrzymich impulsów.

Ostatecznym ultimatum jest określenie dokładnego mechanizmu, który wytwarza FRB – dodają naukowcy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao20df07_Magnetar-1024x576.jpg
nrao20df07_Magnetar-1024x576.jpg [ 580.9 KiB | Przeglądany 1087 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 września 2020, 17:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
W jaki sposób mgławice planetarne uzyskują swoje kształty

Po szeroko zakrojonych obserwacjach wiatrów gwiazdowych wokół chłodnych, ewoluujących gwiazd, naukowcy odkryli, w jaki sposób mgławice planetarne uzyskują swoje hipnotyzujące kształty. Odkrycia opublikowane w Science są sprzeczne z powszechnym konsensusem i pokazują, że wiatry gwiazdowe są nie tylko asferyczne, ale również wykazują podobieństwa do mgławic planetarnych.

Międzynarodowy zespół astronomów skupił się w swoich obserwacjach na wiatrach gwiazdowych – przepływach cząsteczek – wokół chłodnych czerwonych olbrzymów, zwanych także gwiazdami na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu H-R (gwiazdy AGB). „Gwiazdy AGB są chłodnymi wyewoluowanymi gwiazdami, które znajdują się na ostatnim etapie ewolucji tuż przed przekształceniem się w mgławicę planetarną. Poprzez swoje wiatry gwiazdy AGB dostarczają około 85% gazu i 35% pyłu ze źródeł gwiazdowych do Galaktycznego Ośrodka Międzygwiazdowego i są dominującymi dostawcami pierwotnych budulców materii międzygwiazdowej, z których ostatecznie powstają planety” – powiedział Carl Gottlieb, astronom z Harvard & Smithsonian i współautor artykułu.

Pomimo dużego zainteresowania astronomów, przed badaniem brakowało dużego, szczegółowego zbioru danych obserwacyjnych dotyczących wiatrów gwiazdowych otaczających gwiazdy ABG, co doprowadziło do długotrwałego naukowego nieporozumienia: że wiatry gwiazdowe mają całkowicie sferyczny kształt, tak jak gwiazdy, które otaczają. Nowe dane obserwacyjne kształtują zupełnie inną historię poszczególnych gwiazd, ich życia i śmierci. Astronomowie mają teraz bezprecedensowe spojrzenie na sposób, w jaki gwiazdy takie jak nasze Słońce będą ewoluować podczas ostatnich etapów swojego życia.

Obserwacje ukazały wiele różnych kształtów, dodatkowo łącząc powstawanie wiatru gwiazdowego z mgławicami planetarnymi. Niektóre z nich są podobne do mgławic planetarnych, niektóre do dysków, podczas gdy inne mają kształt oczu, struktur spiralnych, a nawet łuków.

Astronomowie szybko zdali sobie sprawę, że kształty te nie powstały przypadkowo, a towarzysze – małomasywne gwiazdy i ciężkie planety – w pobliżu gwiazd AGB wpływały na te kształty i wzory. Podobnie jak łyżka, którą miesza się kawę z odrobiną mleka może tworzyć spiralny wzór, tak gwiezdny towarzysz zasysa materię w swoim kierunku krążąc wokół gwiazdy i kształtuje wiatr gwiazdowy. Wszystkie te obserwacje można wytłumaczyć faktem, że gwiazdy te mają towarzysza.

Ponadto badanie dostarcza solidnych podstaw do zrozumienia gwiazd podobnych do Słońca i przyszłości samego Słońca. Za około 5 mld lat Słońce stanie się jaśniejsze, jego promień rozszerzy się do orbity Ziemi i wejdzie w fazę AGB. Zarówno Jowisz jak i Saturn – ze względu dużą masę własną – będą miały wpływ na to, czy Słońce spędzi swoje ostatnie tysiąclecia w sercu spirali, motyla czy innego zachwycającego kształtu, jaki widzimy dzisiaj w mgławicach planetarnych. Obecne symulacje przewidują, że Jowisz i Saturn utworzą w wietrze słonecznym słabą strukturę spiralną.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202036.jpg
su202036.jpg [ 100.12 KiB | Przeglądany 1084 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 września 2020, 14:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto pierwszą planetę krążącą wokół białego karła

Międzynarodowy zespół astronomów korzystający z satelity TESS i teleskopu Spitzera poinformował, że być może znaleziono pierwszą planetę blisko orbitującą wokół białego karła, gęstej pozostałości po gwieździe podobnej do Słońca, ok. 40% większej od Ziemi.

Obiekt wielkości Jowisza, nazwany WD 1856 b, jest około siedem razy większy niż biały karzeł, nazwany WD 1856+534. Okrąża ten gwiezdny żużel w czasie 34 godziny, ponad 60 razy szybciej niż Merkury Słońce.

Jakimś sposobem WD 1856 b udało się zbliżyć znacznie do białego karła i przetrwać. Proces tworzenia białego karła niszczy pobliskie planety, a wszystko, co później zbliży się za bardzo, jest zwykle rozrywane na strzępy przez potężną grawitację gwiazdy. Nadal pozostaje wiele pytań dotyczących tego, w jaki sposób WD 1856 b dotarła do obecnego miejsca i przetrwała.

TESS monitoruje duże obszary nieba, zwane sektorami, przez blisko miesiąc. Takie długie przypatrywanie się pozwala satelicie znaleźć egzoplanety, czyli światy poza naszym Układem Słonecznym, dzięki uchwyceniu zmian jasności gwiazd wywołanych tranzytem planet przed ich tarczą.

TESS zaobserwował WD 1856 b w odległości około 80 lat świetlnych od nas, w konstelacji nieba północnego Smok. Planeta krąży wokół chłodnego, cichego białego karła, który ma około 18 000 km średnicy, może mieć nawet 10 mld lat i jest odległym członkiem układu potrójnego gwiazd.

Kiedy gwieździe podobnej do Słońca zabraknie paliwa, pęcznieje setki do tysięcy razy w stosunku do pierwotnego rozmiaru, tworząc chłodniejszego czerwonego olbrzyma. Ostatecznie wyrzuca zewnętrzne warstwy gazu, tracąc około 80% swojej masy. Pozostałe po niej gorące jądro staje się białym karłem. Wszelkie pobliskie obiekty są zwykle pochłaniane i spalane podczas tego procesu, który w tym układzie obejmowałby WD 1856 b na jego obecnej orbicie. Andrew Vanderburg, asystent profesora astronomii na Uniwersytecie Wisconsin-Madison, i jego koledzy szacują, że możliwa planeta musiała powstać co najmniej 50 razy dalej od swojego obecnego położenia.

„Od dawna wiemy, że po narodzinach białych karłów odległe małe obiekty, takie jak asteroidy i komety, mogą rozproszyć się do wewnątrz w kierunku tych gwiazd. Zwykle są rozrywane przez silną grawitację białego karła i zmieniają się w dysk szczątków. Dlatego byłem tak podekscytowany, kiedy Andrew powiedział mi o tym układzie. Widzieliśmy wskazówki, że planety również mogą rozpraszać się do wewnątrz, ale wydaje się, że po raz pierwszy widzieliśmy planetę, która wyglądała na taką, co przetrwała całą podróż” – mówi współautor Siyi Xu, asystent astronoma z międzynarodowego Obserwatorium Gemini w Hilo na Hawajach.

Zespół sugeruje kilka scenariuszy, które mogły skierować WD 1856 b na eliptyczną orbitę wokół białego karła. Trajektoria ta z czasem stałaby się bardziej kołowa, gdy grawitacja gwiazdy rozciągnęła by obiekt, tworząc ogromne przypływy, które rozpraszały jego energię orbitalną.

„Najbardziej prawdopodobny przypadek dotyczy kilku innych ciał wielkości Jowisza w pobliżu orbity WD 1856 b. Grawitacyjny wpływ tak dużych obiektów może łatwo doprowadzić do niestabilności, której potrzeba, aby wrzucić planetę do wewnątrz. Ale w tym momencie nadal mamy więcej teorii niż punktów danych” – powiedziała współautorka badania Juliette Becker z CalTech.

Inne możliwe scenariusze obejmują stopniowe przyciąganie grawitacyjne dwóch innych gwiazd w układzie, czerwonych karłów G229-20 A i B, trwające przez miliardy lat oraz przelot zbuntowanej gwiazdy zakłócający układ. Zespół Vanderburga uważa, że te i inne wyjaśnienia są mniej prawdopodobne, ponieważ wymagają precyzyjnie dostrojonych warunków, aby osiągnąć takie same efekty, jak potencjalne olbrzymie planety towarzyszące.

Obiekty rozmiarów Jowisza mogą zajmować olbrzymi zakres mas, od planet zaledwie kilka razy masywniejszych od Ziemi po małomasywne gwiazdy tysiące razy masywniejsze od Ziemi. Inne to brązowe karły, które znajdują się na granicy pomiędzy planetą a gwiazdą. Zwykle naukowcy w celu pomiaru masy obiektu zwracają się do obserwacji prędkości radialnych, co może wskazywać na jego skład i naturę. Metoda ta polega na badaniu, w jaki sposób orbitujący obiekt „przeciąga” swoją gwiazdę i zmienia barwę jej światła. Ale w tym przypadku biały karzeł jest tak stary, że jego światło stało się zarówno zbyt słabe jak i pozbawione cech charakterystycznych, aby naukowcy mogli wykryć zauważalne zmiany.

Zamiast tego zespół obserwował układ w podczerwieni za pomocą teleskopu Spitzer, zaledwie kilka miesięcy przed wycofaniem go z eksploatacji. Gdyby WD 1856 b był brązowym karłem lub gwiazdą o małej masie, emitowałby własną poświatę w podczerwieni. Oznacza to, że Spitzer zarejestrowałby jaśniejszy tranzyt, niż gdyby obiekt był planetą, która raczej blokuje, niż emituje światło. Kiedy naukowcy porównali dane ze Spitzera z tranzytem w świetle widzialnym wykonanym za pomocą Gran Telescopio Canarias na Wyspach Kanaryjskich, nie dostrzegli żadnej zauważalnej różnicy. To, w połączeniu z wiekiem gwiazdy i innymi informacjami o układzie, doprowadziło ich do wniosku, że WD 1856 b jest najprawdopodobniej planetą nie większą niż 14 Jowiszów. Przyszłe badania i obserwacje mogą potwierdzić ten wniosek.

Znalezienie ewentualnego świata blisko białego karła skłoniło współautorkę badania Lisę Kaltenegger, Vanderburga i innych do rozważenia implikacji dla badania atmosfer małych skalistych światów w podobnych sytuacjach. Załóżmy na przykład, że planeta wielkości Ziemi znajdowała się w takim zakresie odległości orbitalnych wokół WD 1856, gdzie na powierzchni mogłaby istnieć woda. Korzystając z symulacji obserwacji, naukowcy pokazują, że przyszły teleskop Jamesa Webba może wykryć wodę i dwutlenek węgla na hipotetycznym świecie, obserwując zaledwie pięć jego tranzytów.

„Jeszcze bardziej imponujące jest to, że Webb mógł wykryć kombinacje gazów potencjalnie wskazujące na aktywność biologiczną na takim świecie na podstawie zaledwie 25 tranzytów. WD 1856 b sugeruje, że planety mogą przetrwać chaotyczne historie białych karłów. W odpowiednich warunkach światy te mogłyby utrzymać warunki sprzyjające życiu dłużej, niż przewiduje to skala czasu dla Ziemi. Teraz możemy odkryć wiele nowych intrygujących możliwości dla światów krążących wokół tych martwych jąder gwiazd” – mówi Kaltenegger, dyrektor Instytutu Carla Sagana w Cornell.

Obecnie nie ma dowodów sugerujących, że w układzie istnieją inne światy, ale możliwe jest, że istnieją dodatkowe planety i nie zostały jeszcze wykryte. Mogą mieć orbity przekraczające czas, w jakim TESS obserwuje sektor, lub są nachylone względem obserwatora w taki sposób, że tranzyty nie występują. Także biały karzeł jest tak mały, że prawdopodobieństwo uchwycenia tranzytów planet znajdujących się dalej w układzie jest bardzo niskie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
wd_1856.jpg
wd_1856.jpg [ 177.05 KiB | Przeglądany 1074 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 września 2020, 12:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Woda ukryta w gwiezdnym pyle

Materia pomiędzy gwiazdami w galaktyce – w tak zwanym ośrodku międzygwiazdowym – składa się nie tylko z gazu, ale także z dużej ilości pyłu. W pewnym momencie w takim środowisku powstały gwiazdy i planety, ponieważ cząsteczki pyłu mogą się zlepiać i łączyć w ciała niebieskie. W tych cząsteczkach zachodzą również ważne procesy chemiczne, z których pojawiają się złożone organiczne – a być może także prebiotyczne – molekuły. Jednak aby te procesy były możliwe, musi być obecna woda. W szczególnie zimnych kosmicznych środowiskach woda występuje w postaci lodu. Jednak do tej pory związek między lodem i pyłem w tych rejonach kosmosu był niejasny. Zespół naukowców udowodnił, że cząsteczki pyłu i lód są zmieszane.

„Do tej pory nie wiedzieliśmy, czy lód jest fizycznie oddzielony od pyłu, czy też miesza się z pojedynczymi jego cząsteczkami. Porównaliśmy widma wytworzonych w laboratorium krzemianów, lodu wodnego i ich mieszanin z astronomicznymi widmami otoczek protogwiazdowych i dysków protoplanetarnych. Ustaliliśmy, że widma są zgodne, jeżeli pył krzemianowy i lód wodny zmieszają się w tych środowiskach” – wyjaśnia dr Alexey Potapov z Uniwersytetu w Jenie.

Astronomowie mogą uzyskać cenne informacje z tych danych. „Musimy zrozumieć różne warunki fizyczne w różnych środowiskach astronomicznych, aby ulepszyć modelowanie procesów fizykochemicznych w kosmosie” – mówi Potapov. Wyniki te umożliwiłyby badaczom lepsze oszacowanie ilości materii i dokładniejsze oszacowanie dotyczące temperatur w różnych regionach ośrodków międzygwiazdowych i okołogwiazdowych.

Dzięki eksperymentom i porównaniom naukowcy z Uniwersytetu w Jenie zaobserwowali również, co dzieje się z wodą, gdy temperatura wzrasta, a lód opuszcza ciało stałe, z którym jest związany i przechodzi w fazę gazową przy temperaturze około 180 Kelwinów (-93 stopni Celsjusza).

Niektóre cząsteczki wody są tak silnie związane z krzemianem, że pozostają na powierzchni lub wewnątrz cząsteczek pyłu. Naukowcy podejrzewają, że taka „uwięziona woda” istnieje również na lub w cząsteczkach pyłu w kosmosie. A przynajmniej tak sugeruje porównanie widm uzyskanych z eksperymentów laboratoryjnych i widm w tak zwanym rozproszonym środowisku międzygwiazdowym. Badacze znaleźli wyraźne oznaki, że istnieją tam uwięzione cząsteczki wody.

Istnienie takiej wody w stanie stałym sugeruje, że na cząsteczkach pyłu w rozproszonym ośrodku międzygwiazdowym mogą być również obecne złożone cząsteczki. Jeżeli na takich cząsteczkach obecna jest woda, droga do złożonych cząsteczek organicznych nie jest długa. Dzieje się tak dlatego, że cząsteczki pyłu zwykle składają się między innymi z węgla, który w połączeniu z wodą i pod wpływem promieniowania UV, takiego jak występujące w takim środowisku, sprzyja na przykład tworzeniu się metanolu. W tych rejonach ośrodka międzygwiazdowego obserwowano już związki organiczne, ale do tej pory nie było wiadomo, skąd się wzięły.

Obecność wody w stanie stałym może również odpowiedzieć na pytania dotyczące innego pierwiastka: chociaż znamy ilość tlenu w ośrodku międzygwiazdowym, wcześniej nie mieliśmy informacji o tym, gdzie dokładnie znajduje się ⅓ tego pierwiastka. Nowe wyniki badań sugerują, że woda w stanie stałym w tych krzemianach jest ukrytym rezerwuarem tlenu.

Ponadto „uwięziona woda” może pomóc w zrozumieniu, w jaki sposób pył się gromadzi, gdyż może sprzyjać sklejaniu się ze sobą mniejszych cząsteczek w celu utworzenia większych cząsteczek. Efekt ten może zadziałać nawet podczas tworzenia się planet. „Jeżeli uda nam się udowodnić, że ‘uwięziona woda’ istniała – lub może istnieć – w budulcach Ziemi, być może pojawią się nawet nowe odpowiedzi na pytanie, w jaki sposób woda dotarła na Ziemię” – mówi Alexey Potapov. Ale na razie są to tylko przypuszczenia, do których wyjaśnienia naukowcy z Jeny chcą w przyszłości dążyć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Jena

Vega


Załączniki:
watertrapped.jpg
watertrapped.jpg [ 117.53 KiB | Przeglądany 1067 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 września 2020, 16:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
LTT 9779b – planeta o nieprawdopodobnej naturze

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył pierwszą planetę typu ultra gorący Neptun krążącą wokół pobliskiej gwiazdy LTT 9779.

Wspominana egzoplaneta krąży tak blisko swojej gwiazdy, że jej rok trwa zaledwie 19 ziemskich godzin, co oznacza, że promieniowanie gwiazdowe ogrzewa jej powierzchnię do ponad 1700 stopni Celsjusza.

W tych temperaturach ciężkie pierwiastki, takie jak żelazo, mogą ulegać jonizacji w atmosferze, a cząsteczki dysocjacji, co zapewnia wyjątkowe laboratorium do badań chemii planet poza Układem Słonecznym.

Chociaż planeta waży dwa razy więcej niż Neptun, jest również nieco większa i ma podobną gęstość. Dlatego LTT 9779b powinna mieć ogromne jądro o masie ok. 28 mas Ziemi i atmosferę stanowiącą około 9% całkowitej masy planety.

Sam układ ma mniej więcej połowę wieku naszego Układu Słonecznego, 2 mld lat, a biorąc pod uwagę intensywne napromieniowanie, planeta podobna do Neptuna nie powinna utrzymywać swojej atmosfery przez tak długi czas. Stanowi to intrygującą zagadkę do rozwiązania: w jaki sposób powstał tak nieprawdopodobny układ?

LTT 9779 to podobna do Słońca gwiazda znajdująca się w odległości 260 lat świetlnych, z astronomicznego punktu widzenia – rzut kamieniem. Jest bardzo bogata w metale, a jej atmosfera zawiera dwa razy więcej żelaza niż Słońce. Może to być kluczowy wskaźnik, że planeta pierwotnie była znacznie większym gazowym olbrzymem, ponieważ ciała te preferencyjnie tworzą się w pobliżu gwiazd o największej zawartości żelaza.

Wstępne wskazówki dotyczące istnienia planety uzyskano dzięki satelicie TESS w ramach jej misji odkrywania małych planet tranzytowych okrążających pobliskie i jasne gwiazdy na całym niebie. Takie tranzyty można znaleźć, gdy planeta przechodzi bezpośrednio przed swoją gwiazdą macierzystą, blokując część jej światła, a ilość zablokowanego światła ujawnia rozmiar obiektu towarzyszącego.

Sygnał tranzytowy został szybko potwierdzony na początku 2018 roku jako pochodzący od ciała o masie planetarnej, na podstawie obserwacji wykonanych za pomocą instrumentu High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher (HARPS), zamontowanego na 3,6-metrowym teleskopie w Obserwatorium ESO w La Silla. HARPS wykorzystuje metodę drgania Dopplera do pomiaru mas planet i charakterystyk orbitalnych, takich jak ich okres. Gdy wykryje się, że obiekty się przemieszczają, można zorganizować pomiary dopplerowskie, aby spróbować skutecznie potwierdzić naturę planet. W przypadku LTT 9779b zespołowi udało się potwierdzić jej obecność już po tygodniu obserwacji.

Profesor James Jenkins z Wydziału Astronomii na Universidad de Chile, który kierował zespołem, powiedział: „Odkrycie LTT 9779b na tak wczesnym etapie misji TESS było całkowitym zaskoczeniem; ryzykowny krok, który się opłacił. Większość zdarzeń tranzytowych z okresami krótszymi niż jeden dzień to tzw. błąd pierwszego rodzaju (false positives), zwykle podwójne zaćmieniowe gwiazdy tła.”

LTT 9779b jest faktycznie rzadkim obiektem, istniejącym w słabo zaludnionym regionie przestrzeni planetarnej. Znajduje się na tak zwanej pustyni Neptunowej, regionie pozbawionym podobnej populacji planet. Chociaż lodowe olbrzymy wydają się być dość powszechnym produktem ubocznym procesu formowania się planet, nie dzieje się to zbyt blisko ich gwiazd macierzystych. Naukowcy uważają, że planety te zostają pozbawione atmosfery w kosmicznym czasie, kończąc jako tak zwane planety o bardzo krótkim okresie orbitalnym.

Obliczenia dr. Georga Kinga z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Warwick potwierdziły, że LTT 9779b powinna zostać pozbawiona atmosfery w procesie zwanym fotoodparowaniem. Intensywne promieniowanie rentgenowskie i UV pochodzące od młodej gwiazdy macierzystej podgrzały górną warstwę atmosfery planety i powinny były rozdmuchać jej gazy w kosmos. Z drugiej strony obliczenia dr. Kinga wykazały, że nie było wystarczającej ilości nagrzewania rentgenowskiego, aby LTT 9779b mogła wystartować jako znacznie masywniejszy gazowy olbrzym. Efektem odparowania fotoelektrycznego powinna być albo naga skała albo gazowy olbrzym. Ponieważ jest inaczej, astronomowie muszą wyjaśnić historię tej planety.

Jak zauważył prof. Jenkins: „Modele struktur planetarnych mówią nam, że planeta jest światem zdominowanym przez olbrzymie jądro, ale co najważniejsze, powinien istnieć gaz atmosferyczny o masie dwóch-trzech mas Ziemi. Ale jeżeli gwiazda jest tak stara, dlaczego w ogóle atmosfera istnieje? Cóż, gdyby LTT 9779b rozpoczęła swoje życie jako gazowy olbrzym, to proces wylewu z powierzchni Roche’a mógłby przenieść znaczące ilości gazu atmosferycznego na gwiazdę.”

Proces wylewu z powierzchni Roche'a to proces, w którym planeta zbliża się tak bardzo do swojej gwiazdy, że jej silniejsza grawitacja może przechwycić zewnętrzne warstwy planety, powodując jej przeniesienie się na gwiazdę, a tym samym znaczne zmniejszenie masy planety. Modele przewidują wyniki podobne do tych z układu LTT 9779, ale również wymagają dopracowania.

Możliwe też, że LTT 9779b dotarła na swoją obecną orbitę dość późno, a więc nie miała dość czasu na pozbycie się atmosfery. Zderzenia z innymi planetami w układzie mogły wyrzucić ją do wewnątrz w kierunku gwiazdy. Ponieważ jest to tak wyjątkowy i rzadki świat, bardziej egzotyczne scenariusze mogą być wiarygodne.

Ponieważ planeta wydaje się posiadać znaczącą atmosferę i dlatego, że krąży wokół stosunkowo jasnej gwiazdy, przyszłe badania atmosfery planetarnej mogą odkryć niektóre z tajemnic związanych z tym, jak takie planety powstają, jak ewoluują a także szczegóły tego, z czego są zbudowane. Jenkins podsumował: „Planeta jest bardzo gorąca, co motywuje do poszukiwania pierwiastków cięższych od wodoru i helu, a także zjonizowanych jąder atomowych. To otrzeźwiające myślenie, że ta ‘nieprawdopodobna planeta’ jest prawdopodobnie tak rzadka, że nie znajdziemy innego podobnego laboratorium do szczegółowych badań natury ultra gorących Neptunów. Dlatego musimy wydobyć z tego nieoszlifowanego diamentu jak najwięcej wiedzy, obserwując go w nadchodzących latach zarówno przy pomocy instrumentów kosmicznych jak i naziemnych.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega


Załączniki:
ultra_hot_neptune.jpg
ultra_hot_neptune.jpg [ 134.33 KiB | Przeglądany 1051 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 września 2020, 18:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie modelując określają, w jaki sposób dyski galaktyczne ewoluują tak gładko

Opracowując lepsze symulacje komputerowe, naukowcy ustalili, że rozpraszanie gwiazd z ich orbit pod wpływem grawitacji masywnych skupisk w galaktykach prowadzi do powszechnego wyglądu dysków galaktyk – jasnych centrów zanikających do ciemnych krawędzi.

Naukowcy z Iowa State University, University of Wisconsin-Madison i IBM Research przeprowadzili zaawansowane badania, które rozpoczęli prawie 10 lat temu. Początkowo koncentrowali się na tym, jak masywne skupiska młodych galaktyk wpływają na orbity gwiazd i tworzą dyski galaktyczne z jasnymi jądrami przechodzącymi do ciemnych krawędzi.

Obecnie grupa jest współautorem nowego artykułu, w którym ich pomysły na temat tworzenia się dysków dotyczą nie tylko młodych galaktyk. To również proces, który jest solidny i uniwersalny we wszystkich rodzajach galaktyk. W końcu dyski galaktyczne są powszechne w galaktykach spiralnych, eliptycznych, karłowatych i niektórych galaktykach nieregularnych.

Jak astrofizycy mogą to wyjaśnić?

Używając realistycznych modeli do śledzenia rozpraszania gwiazd w galaktykach, „Czujemy, że mamy znacznie głębsze zrozumienie procesów fizycznych, które rozwiązują ten kluczowy problem sprzed 50 lat” – powiedział Curtis Struck, profesor fizyki i astronomii na Iowa State University.

Naukowcy odkryli, że impulsy grawitacyjne z masywnych skupisk zmieniają orbity gwiazd. W rezultacie zmienia się ogólny rozkład gwiazd w dysku, a wykładniczy profil jasności jest odbiciem tego nowego rozkładu gwiazd.

Najnowsze modelowanie komputerowe jest zwieńczeniem wielu lat ulepszeń modeli. Wcześniejsze z nich traktowały siły grawitacyjne składników galaktyk bardziej w przybliżeniu, a naukowcy badali mniej przypadków.

Teraz pokazują one, jak gromady gwiazd i skupiska gazów międzygwiazdowych w galaktykach mogą zmieniać orbity pobliskich gwiazd. Niektóre zdarzenia związane z rozpraszaniem gwiazd znacząco zmieniają orbity gwiazd, a nawet przechwytują niektóre gwiazdy w pętle wokół masywnych skupisk, zanim te zdążą uciec do ogólnego przepływu dysku galaktycznego. Wiele innych zjawisk rozpraszających jest mniej potężnych, z mniejszą liczbą rozproszonych gwiazd, a orbity pozostają bardziej kołowe.

„Natura rozproszenia jest bardziej złożona, niż wcześniej rozumieliśmy. Pomimo całej złożoności w małych skalach, nadal daje on średnią do płynnego rozkładu światła w dużych skalach” – powiedział Struck.

Jak wynika z artykułu, modele mówią również coś o czasie potrzebnym do uformowania się tych wykładniczych dysków galaktycznych. Rodzaje skupisk i początkowe gęstości dysków wpływają na szybkość ewolucji, ale nie na ostateczną płynność jasności.

W tym przypadku szybkość jest pojęciem względnym, ponieważ ramy czasowe dla tych procesów wynoszą miliardy lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ISU

Vega


Załączniki:
ZSYH.jpg
ZSYH.jpg [ 450.95 KiB | Przeglądany 634 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 września 2020, 19:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Para masywnych młodych gwiazd owinięta w słoną parę wodną

Astronomowie zauważyli parę masywnych młodych gwiazd rosnących w słonej kosmicznej zupie. Każda z gwiazd jest osłonięta gazowym dyskiem, który zawiera cząsteczki chlorku sodu, powszechnie znanego jako sól kuchenna, oraz podgrzaną parę wodną. Analizując emisje radiowe z soli i wody, zespół odkrył, że dyski rotują w przeciwnych kierunkach. Jest to drugi przypadek wykrycia soli wokół młodych masywnych gwiazd, co zapowiada, że sól jest doskonałym markerem do badania bezpośredniego otoczenia olbrzymich młodych gwiazd.

We Wszechświecie są gwiazdy o różnych masach. Mniejsze mogą mieć zaledwie 1/10 masy Słońca, podczas gdy większe nawet dziesięć lub więcej mas Słońca. Niezależnie od masy wszystkie gwiazdy powstają w kosmicznych obłokach gazu i pyłu. Astronomowie chętnie badali pochodzenie gwiazd; jednak proces powstawania masywnych gwiazd pozostaje niejasny. Dzieje się tak, ponieważ miejsca ich formowania się znajdują się dalej od Ziemi, a młode masywne gwiazdy otaczają ogromne obłoki o skomplikowanych strukturach. Te dwa fakty uniemożliwiają astronomom uzyskanie wyraźnego obrazu młodych masywnych gwiazd oraz miejsc ich powstawania.

Zespół astronomów kierowany przez Kei Tanakę z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii wykorzystał moc ALMA do zbadania środowiska, w którym formują się masywne gwiazdy. Obserwowali masywny, młody układ podwójny IRAS 16547-4247 i wykryli emisje radiowe z wielu różnych cząsteczek. W szczególności chlorek sodu (NaCl) i gorąca woda (H2O) zostały znalezione związane w pobliżu każdej gwiazdy, tj. dysku okołogwiazdowym. Z drugiej strony inne cząsteczki, takie jak cyjanek metylu (CH3CN), które astronomowie często obserwowali w poprzednich badaniach masywnych młodych gwiazd, zostały wykryte dalej.

„Chlorek sodu jest nam znany jako sól kuchenna, ale nie jest to powszechny związek we Wszechświecie. To było dopiero drugie wykrycie chlorku sodu wokół młodych masywnych gwiazd. Pierwszy przykład dotyczył Orion KL Source I, ale jest to tak osobliwe źródło, że nie byliśmy pewni, czy sól jest właściwa do oglądania dysków gazowych wokół masywnych gwiazd. Jednak nasze wyniki potwierdziły, że sól jest właściwie dobrym markerem. Ponieważ małe gwiazdy nabierają masy poprzez dyski, ważne jest, aby zrozumieć, w jaki sposób młode gwiazdy rosną” – mówi Tanaka.

Dalsze badanie dysków ukazuje interesującą wskazówkę dotyczącą pochodzenia pary. „Znaleźliśmy niepewny znak, że dyski rotują w przeciwnych kierunkach” – wyjaśnia Yichen Zhang, badacz z RIKEN. Jeżeli gwiazdy rodzą się jako układ podwójny w dużym wspólnym dysku gazowym, dyski naturalnie rotują w tym samym kierunku. „Rotacja dysków w przeciwnych kierunkach może wskazywać, że te dwie gwiazdy nie są rzeczywistymi bliźniakami, ale parą nieznajomych, które uformowały się oddzielnie i później połączyły.” Masywne gwiazdy prawie zawsze mają jakichś towarzyszy, dlatego kluczowe jest zbadanie pochodzenia masywnych układów podwójnych. Zespół oczekuje, że dalsze obserwacje i analizy dostarczą bardziej wiarygodnych informacji na temat tajemnic ich powstawania.

Obecność podgrzanej pary wodnej i chlorku sodu, uwolnionych w wyniku niszczenia cząsteczek pyłu, sugeruje gorący i dynamiczny charakter dysków wokół młodych masywnych gwiazd. Co ciekawe, badania meteorytów wskazują, że dysk protogwiazdowy, z którego powstał Układ Słoneczny, również doświadczył wysokich temperatur, w których cząsteczki pyłu parowały. Astronomowie będą w stanie prześledzić te molekuły uwalniane z cząsteczek pyłu, korzystając z obecnie planowanej nowej generacji VLA (Very Large Array). Zespół przewiduje, że może nawet uzyskać wskazówki pozwalające zrozumieć pochodzenie naszego Układu Słonecznego, badając gorące dyski z solą i gorącą parą wodną.

Układ gwiazd, o którym mowa, IRAS 16547-4247, znajduje się w odległości 9500 lat świetlnych od nas w konstelacji Skorpiona. Szacuje się, że całkowita masa gwiazd stanowi 25 mas Słońca i są otoczone olbrzymim obłokiem o masie 10 000 Słońc.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
IRAS16547_ALMA_combined3.jpg
IRAS16547_ALMA_combined3.jpg [ 98.55 KiB | Przeglądany 604 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 30 września 2020, 19:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto drugą płaszczyznę Układu Słonecznego

Badanie ruchów komet wskazuje, że Układ Słoneczny ma drugą płaszczyznę wyrównania. Analityczne badanie orbit komet długookresowych pokazuje, że aphelia komet, punkty, w których znajdują się najdalej od Słońca, mają tendencję do opadania w pobliżu dobrze znanej płaszczyzny ekliptyki, na której znajdują się planety, lub nowo odkrytej „pustej ekliptyki”. Ma to ważne implikacje dla modeli dotyczących tego, jak komety powstawały pierwotnie w Układzie Słonecznym.

W Układzie Słonecznym planety i większość ciał poruszają się mniej więcej w tej samej płaszczyźnie orbitalnej, zwanej ekliptyką, ale są wyjątki, takie jak komety. Komety, zwłaszcza długookresowe, którym wykonanie jednego pełnego obiegu wokół Słońca zajmuje dziesiątki tysięcy lat, nie są ograniczone do obszaru w pobliżu ekliptyki; są postrzegane jako przychodzące i odchodzące w różnych kierunkach.

Modele formowania się Układu Słonecznego sugerują, że nawet długookresowe komety pierwotnie powstały w pobliżu ekliptyki, a później, w wyniku oddziaływań grawitacyjnych, w szczególności z gazowymi olbrzymami, zostały rozproszone na orbity obserwowane obecnie. Ale nawet przy rozpraszaniu, aphelium komety powinno pozostać blisko ekliptyki. Do wyjaśnienia obserwowanych różnic potrzebne są inne siły zewnętrzne. Układ Słoneczny nie istnieje w izolacji; pole grawitacyjne Galaktyki Drogi Mlecznej, w której się znajduje, również wywiera niewielki, ale nie niezauważalny, wpływ. Arika Higuchi, adiunkt na Uniwersytecie Zdrowia Pracy i Środowiska w Japonii, zbadała wpływ grawitacji Galaktyki na komety długookresowe poprzez analityczne badanie równań rządzących ruchem orbitalnym. Pokazała, że gdy weźmie się pod uwagę grawitację Galaktyki, aphelium komet długookresowych ma tendencję do gromadzenia się wokół dwóch płaszczyzn. Najpierw dobrze znana ekliptyka, ale także druga „pusta ekliptyka”. Ekliptyka jest nachylona w stosunku do dysku Drogi Mlecznej o około 60 stopni. Pusta ekliptyka również jest nachylona pod kątem 60 stopni ale w przeciwnym kierunku. Higuchi nazywa to „pustą ekliptyką” w oparciu o nomenklaturę matematyczną, ponieważ początkowo nie zawiera ona żadnych obiektów, a dopiero później jest wypełniona rozproszonymi kometami.

Higuchi potwierdziła swoje przewidywania, porównując je z obliczeniami numerycznymi wykonanymi częściowo na klastrze PC w Center for Computational Astrophysics NAOJ. Porównanie wyników analitycznych i obliczeniowych z danymi dla komet długookresowych skatalogowanych w bazie danych NASA JPL Small Body Database wykazało, że rozkład ma dwa szczyty, w pobliżu ekliptyki i pustej ekliptyki, zgodnie z przewidywaniami. Jest to mocna wskazówka, że modele formowania są poprawne a komety długookresowe uformowały się na ekliptyce. Jednak Higuchi ostrzega: „Ostre szczyty nie znajdują się dokładnie na ekliptyce lub pustych płaszczyznach ekliptyki, ale w ich pobliżu. Badanie rozmieszczenia obserwowanych małych ciał musi obejmować wiele czynników. W przyszłości naszą pracą będzie szczegółowe badanie rozmieszczenia komet długookresowych. Projekt badania całego nieba, zwany LSST (Legacy Survey of Space and Time), dostarczy cennych informacji do tego badania.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAOJ

Vega


Załączniki:
20200929-rise-fig.jpg
20200929-rise-fig.jpg [ 217.31 KiB | Przeglądany 590 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 02 października 2020, 15:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Szybko rotujące gwiazdy w centrum Drogi Mlecznej mogły migrować z peryferii Galaktyki

Nowo odkryta grupa gwiazd w centrum naszej galaktyki mogła migrować z gromady gwiazd lub galaktyki karłowatej oddalonej o 320 000 lat świetlnych.

Międzynarodowy zespół naukowców opublikował artykuł, w którym szczegółowo opisuje, w jaki sposób odkryli grupę gwiazd o innych właściwościach niż ich sąsiadki znalezione w centralnej gromadzie gwiazd (Nuclear Star Cluster – NSC) Drogi Mlecznej.

Zespół wykorzystał wysokiej rozdzielczości najnowocześniejsze symulacje komputerowe, aby wyjaśnić, w jaki sposób ta grupa ubogich w metale i szybko rotujących gwiazd znalazła się w centrum naszej galaktyki.

Obliczenia wykazały, że jest prawdopodobne, iż owa grupa gwiazd jest pozostałością po migracji masywnej gromady gwiazd, która powstała kilka lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej. Alternatywnie, chociaż nie jest to tak prawdopodobne, jak scenariusz gromady, zespół zauważył również, że grupa gwiazd mogła prawdopodobnie pochodzić od galaktyki karłowatej znajdującej się w odległości do 320 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki.

Wszystkie dowody wskazują na zdarzenie akrecyjne, które miało miejsce 3-5 mld lat temu. Podczas tego zdarzenia masywna gromada migrowała w kierunku centrum Drogi Mlecznej i została rozerwana przez potężne siły pływowe NSC, regionu gwiazd o dużej gęstości. Gwiazdy tej gromady zostały przekazane w ten region i odkryte na podstawie ich specyficznych prędkości i niskiej zawartości metali.

Dr Alessia Gualandris, starszy wykładowca fizyki z University of Surrey, dodała: „Odkrycie to może być poszlakowym dowodem wskazującym, że Droga Mleczna akreowała gromady gwiazd lub galaktyki karłowate w ciągu swojego życia. Jej przeszłość była o wiele bardziej aktywna, niż myśleliśmy wcześniej.”

Jak podkreślają naukowcy, ścisła współpraca między obserwatorami i teoretykami była kluczowa w tym badaniu. Połączenie nowych znakomitych obserwacji z najnowocześniejszymi modelami komputerowymi pozwoliło im odkryć miejsce narodzin tych osobliwych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Surrey

Vega


Załączniki:
space-galaxy-stars-media.jpg
space-galaxy-stars-media.jpg [ 343.04 KiB | Przeglądany 566 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 października 2020, 16:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Związek między czarnymi dziurami a ich galaktykami macierzystymi

Wydaje się, że rozmiar supermasywnej czarnej dziury idzie w ślad za rozmiarem jej galaktyki macierzystej. Ale czy jest to przypadek statystyczny, czy też istnieje fizyczny powód takiego połączenia? Najnowsze modelowanie dostarcza nowych wskazówek.

Dorastając razem
Supermasywne czarne dziury – czarne dziury o masach od milionów do dziesiątek miliardów mas Słońca – które czają się w aktywnych centrach galaktyk wykazują dziwną zależność: ich masy korelują z masami gwiazdowymi ich galaktyk macierzystych. Oznacza to, że im większa jest galaktyka, tym większej czarnej dziury w jej centrum możemy się spodziewać.

Ale skąd ten związek? Skąd czarna dziura może wiedzieć o rozmiarze otaczającej ją galaktyki i na odwrót? Istnieje kilka proponowanych wyjaśnień korelacji między masą centralnej czarnej dziury a masą gwiazdową galaktyki macierzystej:

1. Jest to spowodowane sprzężeniem zwrotnym aktywnego jądra galaktycznego (AGN).
W tym scenariuszu dżety i wiatry z akreującej czarnej dziury mogą zarówno wyzwalać formowanie się gwiazd, jak i gasić je, wyrzucając dodatkowy gaz – paliwo do formowania się gwiazd – z galaktyki. To sprzężenie zwrotne powoduje, że tempo tworzenia się gwiazd z grubsza odzwierciedla tempo akrecji czarnej dziury.

2. Jest to spowodowane wzrostem czarnej dziury i formowaniem się gwiazd w galaktykach, które są zależne od tego samego źródła paliwa.
Jeżeli wzrost czarnej dziury i galaktyczne formowanie się gwiazd są połączone z tym samym źródłem paliwa, to te dwa wzrosty powinny być skorelowane, nawet jeżeli nie oddziałują ze sobą wzajemnie. Jednym z przykładów źródła paliwa, które mogłoby spowodować nagły wzrost, jest tzw. model mokrego łączenia się – zderzenie dwóch galaktyk bogatych w gaz.

3. Jest to po prostu konsekwencja statystyk, a nie fizyczny mechanizm.
Twierdzenie znane jako centralne twierdzenie graniczne sugeruje, że obserwowana przez nas zależność może powstać naturalnie jako statystyczna konsekwencja hierarchicznego budowania galaktyk z mniejszych struktur na przestrzeni czasu. W tym scenariuszu nie ma fizycznego związku między czarną dziurą a galaktyką macierzystą – to wszystko statystyki.

To kwestia modelu
Aby sprawdzić, które z tych wyjaśnień jest najbardziej prawdopodobne, trzeba połączyć modele z obserwacjami. Nowe badanie prowadzone niedawno przez Xuheng Ding (Uniwersytet Kalifornijski, Los Angeles) miało to zrobić.

Ding i jego współpracownicy najpierw zebrali próbki obserwacyjne 32 akreujących supermasywnych czarnych dziur i ich galaktyk macierzystych. Próbki pochodzą z zakresu przesunięcia ku czerwieni: 1.2 < z < 1.7, czyli okresu w historii naszego Wszechświata, kiedy większość supermasywnych czarnych dziur uzyskała swoją masę.

Następnie autorzy porównali te dane z wynikami dwóch najnowocześniejszych modeli: symulacji hydrodynamicznej, która koncentruje się na sprzężeniu zwrotnym AGN, oraz modelu semianalitycznego, który jest szczególnie czuły na zdarzenia mokrego łączenia się galaktyk.

Połączenie przez sprzężenie zwrotne
Wynik modelowania przeprowadzonego przez autorów – w szczególności ścisłości modelowanej korelacji między czarną dziurą a rozmiarem galaktyki w zależności od przesunięcia ku czerwieni – silnie wspierają mechanizm fizyczny kierujący związkiem, a nie wynikają ze statystyk.

Z tych dwóch modeli symulacja hydrodynamiczna lepiej odwzorowała rozproszenie współzależności, co sugeruje, że sprzężenie zwrotne AGN rzeczywiście może być motorem gwarantującym, że supermasywne czarne dziury rosną w tym samym tempie, co ich galaktyki macierzyste. Obserwacje wyższych przesunięć ku czerwieni – które będą możliwe dzięki przyszłemu teleskopowi JWST – pomogą nam dokładniej wytłumaczyć ten intrygujący związek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
eso1710a.jpg
eso1710a.jpg [ 163.59 KiB | Przeglądany 560 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 października 2020, 17:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Hubble obserwuje spektakularny timelapse supernowej

Kosmiczny Teleskop Hubble’a śledził zanikający blask supernowej w galaktyce spiralnej NGC 2525, oddalonej o 70 mln lat świetlnych stąd. Supernowe, takie jak ta, mogą być wykorzystywane jako kosmiczne taśmy pomiarowe, pozwalające astronomom obliczyć odległości do galaktyk, w których się znajdują. Hubble uchwycił te obrazy w ramach jednego ze swoich głównych badań, mierząc tempo ekspansji Wszechświata, co może pomóc odpowiedzieć na fundamentalne pytania dotyczące samej natury naszego Wszechświata.

Supernowa, formalnie znana jako SN2018gv, została po raz pierwszy zaobserwowana w połowie stycznia 2018 roku. HST rozpoczął obserwację efektownej jasności supernowej w lutym 2018 r. w ramach programu badawczego prowadzonego przez głównego naukowca i laureata Nagrody Nobla Adama Riessa z STScl i Johns Hopkins University w Baltimore, USA. Obrazy Hubble’a koncentrują się na galaktyce spiralnej z poprzeczką – NGC 2525, która znajduje się w konstelacji Rufy na półkuli południowej.

Hubble sfotografował tę supernową z niezwykłą dokładnością. Pojawia się jako bardzo jasna gwiazda znajdująca się na zewnętrznej krawędzi jednego z pięknych, wirujących ramion spiralnych NGC 2525. Ten nowy i wyjątkowy timelapse ze zdjęć z Hubble’a pokazuje niegdyś jasną supernową, która początkowo przyćmiewała najjaśniejsze gwiazdy w galaktyce, zanim zniknęła w ciemności w przeciągu roku obserwacji. Ten timelapse składa się z obserwacji wykonanych w ciągu jednego roku, od lutego 2018 do lutego 2019 r.



Supernowe to potężne eksplozje, które oznaczają koniec życia gwiazdy. Rodzaj supernowej widoczny na tych zdjęciach, znany jako supernowa typu Ia, pochodzi od białego karła znajdującego się w bliskim układzie podwójnym, akreującego materię z gwiazdy towarzyszącej. Jeżeli biały karzeł osiągnie masę krytyczną (1,44 masy Słońca), jego jądro nagrzeje się na tyle, aby zapoczątkować spalanie węgla, wyzwalając niekontrolowany proces termojądrowy, który łączy duże ilości tlenu i węgla razem w ciągu kilku sekund. Uwolniona energia rozrywa gwiazdę w gwałtownej eksplozji, wyrzucając materię z prędkością do 6% prędkości światła i emitując ogromne ilości promieniowania. Supernowe typu Ia konsekwentnie osiągają szczytową jasność 5 mld razy większą niż nasze Słońce, zanim z czasem zanikną.

Ponieważ supernowe tego typu wytwarzają tę ustaloną jasność, są użytecznymi narzędziami dla astronomów, znanymi jako „świece standardowe”, które działają jak kosmiczne taśmy pomiarowe. Znając rzeczywistą jasność supernowej i obserwując jej jasność pozorną, astronomowie mogą obliczyć odległość do nich a tym samym do ich galaktyk macierzystych. Riess i jego zespół połączyli pomiary odległości do supernowych z odległościami obliczonymi za pomocą gwiazd zmiennych znanych jako cefeidy. Zmienne cefeidy pulsują pod względem wielkości, powodując okresowe zmiany jasności. Ponieważ okres ten jest bezpośrednio związany z jasnością gwiazdy, astronomowie mogą obliczyć odległość do nich, pozwalając im działać jako kolejna świeca standardowa na kosmicznej drabinie odległości.

Riess i jego zespół są zainteresowani dokładnym pomiarem odległości do tych galaktyk, ponieważ pomaga im to lepiej ustalić tempo ekspansji Wszechświata, znane jako stała Hubble’a. Wartość ta jest odpowiedzialna za to, jak szybko Wszechświat się rozszerza w zależności od jego odległości od nas, a bardziej odległe galaktyki oddalają się od nas szybciej. Od czasu uruchomienia, HST pomógł radykalnie poprawić precyzję pomiaru stałej Hubble’a. Wyniki tego samego programu obserwacyjnego prowadzonego przez Riessa zmniejszyły obecnie niepewność pomiaru stałej Hubble’a do niespotykanego 1,9%. Dalsze pomiary NGC 2525 przyczynią się do osiągnięcia celu, jakim jest zmniejszenie niepewności do 1%, wskazując, jak szybko Wszechświat się rozszerza. Dokładniejsze określenie stałej Hubble’a może odkryć wskazówki dotyczące niewidzialnej ciemnej materii i tajemniczej ciemnej energii, odpowiedzialnej za przyspieszenie tempa rozszerzania się Wszechświata. Razem te informacje mogą pomóc nam zrozumieć historię i przyszłe losy naszego Wszechświata.

Wiadomo również, że w centrum NGC 2525 czai się supermasywna czarna dziura. Prawie każda galaktyka posiada supermasywną czarną dziurę, której masa może się wahać od setek tysięcy do miliardów mas Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
HST

Vega


Załączniki:
heic2018c.jpg
heic2018c.jpg [ 461.26 KiB | Przeglądany 553 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 października 2020, 18:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Ujawniono samotne pochodzenie Kasjopei A

Masywne gwiazdy kończą swoje życie energetycznymi eksplozjami zwanymi supernowymi. „Supernowe pozbawione powłoki” wykazują słabe ślady lub w ogóle brak wodoru w swoich wyrzutach, co oznacza, że gwiazda, zanim wybuchła, utraciła większość lub całość swoich bogatych w wodór warstw zewnętrznych.

Naukowcy wysuwają hipotezę, że gwiazdy te powstają głównie w układach podwójnych, w których jedna z gwiazd odrywa warstwy zewnętrzne drugiej gwiazdy przez przyciąganie grawitacyjne – przeprowadzono wiele poszukiwań, aby odkryć gwiazdę towarzyszącą pozostałą po supernowej pozbawionej powłoki. W niektórych poszukiwaniach wykryto gwiazdę towarzyszącą, ale są liczne przypadki, w których nie można było odnaleźć towarzysza, co stanowi poważny problem dla hipotezy układu podwójnego. Najbardziej znanym przypadkiem jest Kasjopeja A (Cas A), pozostałość po supernowej pozbawionej powłoki, która powinna mieć gwiezdnego towarzysza, ale w pozostałościach po wybuchu go nie znaleziono.

W niedawno opublikowanym badaniu przeprowadzonym przez OzGrav, naukowcy proponują nowy scenariusz tworzenia się tych „samotnych” gwiazd pozbawionych powłoki. Badacz OzGrav i główny autor pracy, dr Ryosuke Hirai, wyjaśnia: „W naszym scenariuszu gwiazda pozbawiona powłoki miała kiedyś towarzysza o masie bardzo zbliżonej do swojej. Ponieważ masy są podobne, ich żywotność jest bardzo podobna, co oznacza, że eksplozja pierwszej gwiazdy nastąpi, gdy druga gwiazda również będzie bliska śmierci.”

Wiadomo, że w ciągu ostatniego miliona lat swojego życia masywne gwiazdy stają się czerwonymi nadolbrzymami, których warstwy zewnętrzne są bardzo nadmuchane i niestabilne. Tak więc jeżeli pierwsza supernowa układu podwójnego trafi drugą masywną gwiazdę – wtedy, gdy jest ona nadmuchanym czerwonym nadolbrzymem – z łatwością może oderwać zewnętrzne warstwy, czyniąc ją gwiazdą pozbawioną powłoki. Gwiazdy rozrzucają się po fazie supernowej, więc druga gwiazda staje się samotną gwiazdą i wygląda na pojedynczą, gdy sama eksploduje, milion lat później.

Naukowcy przeprowadzili hydrodynamiczne symulacje supernowej zderzającej się z czerwonym nadolbrzymem, aby zbadać, ile masy może zostać oderwane w wyniku tego procesu. Okazało się, że jeżeli te dwie gwiazdy są dostatecznie blisko siebie, supernowa może zedrzeć prawie 90% „powłoki” – warstwy zewnętrznej – z gwiazdy towarzyszącej.

Jeżeli ten scenariusz nastąpi, zdarta otoczka powinna unosić się jako jednostronna powłoka w odległości 30-300 lat świetlnych od miejsca położenia drugiej supernowej. Ostatnie obserwacje pokazały, że rzeczywiście istnieje powłoka materii znajdująca się w odległości 30-50 lat świetlnych od słynnej Cas A.

Hirai dodaje: „To może być pośredni dowód na to, że Cas A pierwotnie powstała tak jak w naszym scenariuszu, co wyjaśnia, dlaczego nie ma gwiezdnego towarzysza. Nasze symulacje dowodzą, że nasz nowy scenariusz może być jednym z najbardziej obiecujących sposobów wyjaśnienia pochodzenia jednej z najsłynniejszych pozostałości po supernowej, Kasjopei A.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
ryo-brief-file-20181026-7068-e7xeza_orig.jpg
ryo-brief-file-20181026-7068-e7xeza_orig.jpg [ 86.21 KiB | Przeglądany 543 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 października 2020, 17:26 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsze bezpośrednie zdjęcie egzoplanety Beta Pictoris c

Zdecydowana większość planet w pobliżu obcych gwiazd jest odkrywana przez astronomów za pomocą zaawansowanych metod. Egzoplaneta nie pojawia się na obrazie ale pośrednio w widmie. Zespołowi naukowców udało się uzyskać pierwsze bezpośrednie potwierdzenie wcześniej odkrytej egzoplanety za pomocą metody pomiaru prędkości radialnej. Używając instrumentu GRAVITY zainstalowanego na VLT w Chile, astronomowie zaobserwowali słaby błysk planety Beta Pictoris c, oddalonej o około 63 lata świetlne od Ziemi, obok jasnych promieni jej gwiazdy macierzystej. Na podstawie tych obserwacji naukowcy mogą teraz określić zarówno jasność, jak i masę dynamiczną egzoplanety, a tym samym lepiej zawęzić modele formowania się tych obiektów.

Łącząc światło czterech dużych teleskopów VLT, astronomom biorącym udział we współpracy GRAVITY udało się bezpośrednio zaobserwować błysk światła pochodzącego z egzoplanety znajdującej się blisko swojej macierzystej gwiazdy. Planeta zwana „β Pictoris c” jest drugą planetą, która okrąża swoją gwiazdę macierzystą. Pierwotnie została wykryta za pomocą tzw. „pomiaru prędkości radialnej”, która mierzy opór i przyciąganie gwiazdy macierzystej wywołane orbitą planety. β Pictoris c znajduje się tak blisko swojej gwiazdy macierzystej, że nawet najlepsze teleskopy nie były w stanie do tej pory wykonać bezpośredniego obrazu planety.

Jest to pierwsze potwierdzenie obecności planety wykrytej metodą pomiaru prędkości radialnej. Pomiary prędkości radialnych były wykorzystywane przez astronomów od wielu dziesięcioleci i pozwoliły na wykrycie setek egzoplanet. Ale nigdy wcześniej astronomowie nie byli w stanie uzyskać bezpośredniej obserwacji jednej z tych planet. Było to możliwe tylko dlatego, że instrument GRAVITY, umieszczony w laboratorium pod czterema używanymi przez niego teleskopami, jest instrumentem bardzo precyzyjnym. Obserwuje światło gwiazdy macierzystej za pomocą wszystkich czterech teleskopów VLT w tym samym czasie i łączy je w jeden wirtualny teleskop ze szczegółami niezbędnymi do ukazania β Pictoris c.

Bezpośrednie wykrycie za pomocą GRAVITY było jednak możliwe tylko dzięki nowym danym pomiarów prędkości radialnej precyzyjnie określającym ruch orbitalny β Pictoris c. Umożliwiło to zespołowi precyzyjne wskazanie i przewidzenie oczekiwanej pozycji planety, dzięki czemu GRAVITY był w stanie ją znaleźć.

β Pictoris c jest więc pierwszą planetą, która została wykryta i potwierdzona za pomocą obu metod, pomiarów prędkości radialnej i obrazowania bezpośredniego. Oprócz niezależnego potwierdzenia obecności egzoplanety, astronomowie mogą teraz połączyć wiedzę uzyskaną dzięki tym dwóm wcześniej odrębnym technikom. To oznacza, że naukowcy mogą teraz uzyskać zarówno jasność, jak i masę tej egzoplanety. Zgodnie z zasadą, im masywniejsza planeta, tym jaśniej świeci.

W tym przypadku jednak dane dotyczące dwóch planet są nieco zagadkowe: światło pochodzące z β Pictoris c jest sześć razy słabsze niż jego większej siostry, β Pictoris b. β Pictoris c ma masę 8 Jowiszów. Więc jak masywna jest β Pictoris b? Dane dotyczące prędkości radialnej ostatecznie odpowiedzą na to pytanie, ale uzyskanie wystarczającej ilości danych zajmie dużo czasu: jeden pełny obieg planety b wokół jej gwiazdy zajmie 28 naszych lat!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 73.03 KiB | Przeglądany 534 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 października 2020, 16:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Analiza widm cieplnych za pomocą uczenia maszynowego

Gromady galaktyk należą do największych we Wszechświecie struktur powiązanych grawitacyjnie. Jedną z ich charakterystycznych cech jest to, że mają tendencję do osadzania się w dużym rezerwuarze podgrzanego gazu, znanym jako ośrodek wewnątrz gromady (ang. Intracluster Medium – ICM). Przy temperaturach dochodzących do 10^8 Kelwinów ICM jest silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego. Wynikowe widmo jest zdominowane przez cieplne promieniowanie bremßtrahlung: promieniowanie emitowane, gdy naładowane cząstki są spowalniane. Charakterystyka tej emisji cieplnej dostarcza przydatnych informacji na temat procesów zachodzących w gromadzie, takich jak łączenie się galaktyk i aktywność aktywnych jąder galaktycznych (AGN), a także różnych parametrów fizycznych, w tym temperatury i metaliczności. Aby uzyskać te parametry, należy najpierw dopasować obserwowane widma. Jednak ICM niekoniecznie jest jednolity. Różne regiony często charakteryzują się wieloma składnikami termicznymi, co wymaga raczej modelu mieszanki temperatur niż modelu pojedynczej składowej temperatury, aby odtworzyć obserwowane widma. Autorzy nowej pracy proponują nową metodę uczenia maszynowego do systematycznego szacowania różnych podstawowych składników termicznych w widmach ICM. Ponieważ podejście do tego nie jest zależne od żadnego konkretnego modelu fizycznego, jest zarówno wydajne, jak i przenośne.

Podejście autorów do uczenia maszynowego obejmuje dwie kluczowe techniki; analiza głównych składowych (principal component analysis – PCA) i lasów losowych. Ideą PCA jest rozbicie dużych, wielowymiarowych zbiorów danych na ich główne składowe. Jest to analogiczne do rozwiązania wartości własnych, a przetwarzanie danych można traktować jako zmianę podstawy. PCA jest niezwykle przydatne w uczeniu maszynowym, ponieważ strukturyzuje dane w sposób, który najlepiej podkreśla istotne funkcje (odrzucając te, które są nadmiarowe/nieistotne). Poprawia to zdolność uczenia się i wydajność techniki uczenia maszynowego. Autorzy wykorzystują las losowy klasyfikatorów drzew decyzyjnych do klasyfikacji przetwarzanych danych (czyli danych po transformacji za pomocą PCA). W drzewie decyzyjnym zbiór danych jest rekurencyjnie partycjonowany, aż każdy podzbiór będzie odpowiadał określonej klasie lub kategorii. Ponieważ drzewa decyzyjne są dość nieporęczne i podatne na nadmierne dopasowanie, często korzystne jest przeszkolenie kilku tysięcy naraz (tj. las losowy). Biorąc pod uwagę dane wejściowe odpowiadające obszarowi emisji promieniowania X, celem jest wprowadzenie liczby unikalnych składowych cieplnych potrzebnych do opisania regionu. Autorzy tworzą dane szkoleniowe za pomocą syntetycznych widm rentgenowskich na podstawie obserwacji pochodzących z obserwatorium Chandra.

Astronomowie zastosowali swoją metodę uczenia maszynowego do gromady galaktyk Perseusza, o której wiadomo, że zawiera regiony o wielu składowych temperatury. Wyniki pokazują, że przytłaczająca większość gromady Perseusza składa się z dwuskładnikowej emisji termicznej, z niektórymi regionami emisji czteroskładnikowej i jednoskładnikowej. Potwierdza to wcześniejsze wnioski, oparte na obserwacjach z Chandra, że gromady Perseusza nie można modelować za pomocą pojedynczej składowej temperatury.

Po ustaleniu, że istnieją dwie główne składowe temperatury, autorzy następnie obliczyli mapy temperatur. Ogólnie każdy składnik odpowiada gazom o różnych temperaturach; pierwszy składnik charakteryzuje się stosunkowo chłodniejszym gazem (około 2 keV), podczas gdy drugi odpowiada cieplejszemu gazowi (4 keV). Odpowiadają one również miękkiej i twardej emisji promieniowania X. Zachęcające jest to, że te składniki są rozmieszczone inaczej: zimny gaz jest przeważnie jednolity, podczas gdy gaz gorący jest bardziej nierównomierny. Niektóre regiony z niską temperaturą pierwszego składnika mają wysoką temperaturę drugiego składnika (i odwrotnie). Zatem tylko łącząc te różne składowe można dokładnie modelować cieplną naturę emisji promieniowania rentgenowskiego w całym ICM.

Jedną z głównych zalet tego podejścia do uczenia maszynowego jest to, że nie ogranicza się ono wyłącznie do danych z Chandra; może być używane z innymi misjami rentgenowskimi, takimi jak Athena i eROSITA. Autorzy spodziewają się, że przyszłe badania w wysokiej rozdzielczości przyniosą poprawę klasyfikacji. Chodzi o to, że klasyfikacja lasu losowego jest czuła na wiele czynników, w tym rozdzielczość, epoki czasowe (ponieważ matryce CCD ulegają degradacji w czasie), i błędy selekcji w wyborze danych uczących (np. przesunięcie ku czerwieni, gęstość kolumn). Autorzy pracy wykazali, że nowa technika uczenia maszynowego jest w stanie wyodrębnić wiele składowych cieplnych w emisji promieniowania X ICM, potwierdzając, że gromada Perseusza rzeczywiście najlepiej charakteryzuje się więcej niż jednym składnikiem. Ponieważ przyszłe badania pozwolą na silniejsze ograniczenie emisji ICM, możliwe będzie bardziej szczegółowe modelowanie procesów fizycznych, ostatecznie poprawiając naszą wiedzę na temat gromad galaktyk i ewolucji galaktyk w nich zawartych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
perseus.jpg
perseus.jpg [ 339.36 KiB | Przeglądany 529 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 października 2020, 18:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Odparowany metal odnaleziony w atmosferze egzoplanety

Międzynarodowy zespół naukowców zbadał atmosferę ultra-gorącej egzoplanety WASP-121b. Znaleźli w niej szereg metali w stanie gazowym. Wyniki te są kolejnym krokiem w poszukiwaniu światów potencjalnie nadających się do zamieszkania.

WASP-121b to egzoplaneta znajdująca się w odległości 850 lat świetlnych od Ziemi, okrążająca swoją gwiazdę macierzystą w czasie krótszym niż dwa ziemskie dni. WASP-121b znajduje się bardzo blisko swojej gwiazdy – około 40 razy bliżej niż Ziemia od Słońca. To bliskie sąsiedztwo jest również głównym powodem jej niezwykle wysokiej temperatury, sięgającej od 2500 do 3000 stopni Celsjusza. To sprawia, że jest idealnym obiektem do nauki o bardzo gorących światach.

Naukowcy pod kierownictwem Jensa Hoeijmakersa, pierwszego autora badania i pracownika naukowego z tytułem doktora w National Center of Competence in Research PlanetS na uniwersytetach w Bernie i Genewie, przeanalizowali dane zebrane przez wysokiej rozdzielczości spektrograf HARPS. Udało im się wykazać, że w atmosferze WASP-121b występuje łącznie co najmniej siedem metali w stanie gazowym.

W atmosferze egzoplanety WASP-121b dzieje się niespodziewanie dużo
WASP-121b od czasu jej odkrycia była intensywnie badana. „Wcześniejsze wyniki wskazywały, że w jej atmosferze dużo się dzieje” – wyjaśnia Jens Hoeijmakers. I to pomimo faktu, że astronomowie założyli, że ultra-gorące planety mają raczej proste atmosfery, ponieważ w takim upale może powstać niewiele złożonych związków chemicznych. W jaki sposób zatem atmosfera WASP-121b osiągnęła tak nieoczekiwaną złożoność?

„Wcześniejsze badania próbowały wyjaśnić tę złożoność teoriami, które wydawały mi się niewiarygodne” – mówi Hoeijmakers. W badaniach podejrzewano, że główną przyczyną złożoności atmosfery w WASP-121b były cząsteczki zawierające stosunkowo rzadki metal – wanad. Według Hoeijmakersa miałoby to sens jednak tylko wtedy, gdyby w atmosferze zabrakło bardziej pospolitego metalu – tytanu. Dlatego Hoeijmakers i jego koledzy postanowili znaleźć inne wyjaśnienie. „Okazało się jednak, że mieli rację. Ku mojemu zdziwieniu w obserwacjach faktycznie znaleźliśmy mocne ślady wanadu” – przyznaje jednoznacznie Hoeijmakers. Równocześnie jednak brakowało tam tytanu, co z kolei potwierdziło przypuszczenia Hoeijmakersa.

Odparowane metale
Jednak zespół dokonał innych, nieoczekiwanych odkryć. Oprócz wanadu, odkryli w atmosferze WASP-121b sześć innych metali: żelazo, chrom, wapń, sód, magnez i nikiel. „Wszystkie metale odparowały w wyniku wysokich temperatur panujących na WASP-121b, gwarantując w ten sposób, że powietrze tej egzoplanety składa się między innymi z odparowanych metali” – wyjaśnił Hoeijmakers.

Nowa era w badaniach egzoplanet
Tak szczegółowe wyniki pozwalają badaczom na przykład wyciągnąć wnioski na temat procesów chemicznych zachodzących na takich planetach. Jest to kluczowa umiejętność na niezbyt odległą przyszłość, kiedy zostaną opracowane większe, bardziej czułe teleskopy i spektrografy. Pozwoli to astronomom na badanie właściwości mniejszych, chłodniejszych planet skalistych podobnych do Ziemi. „Dzięki tym samym technikom, których używamy obecnie, zamiast wykrywać tylko sygnatury żelaza lub wanadu w stanie gazowym, będziemy mogli skupić się na biosygnaturach, oznakach życia, takich jak sygnatura wody, tlenu i metanu” – mówi Hoeijmakers.

Rozległa wiedza o atmosferze WASP-121b nie tylko potwierdza ultra-gorący charakter egzoplanety, ale także podkreśla fakt, że ta dziedzina badań wkracza w nową erę, jak to ujmuje Hoeijmakers: „Po latach katalogowania tego, co tam jest, nie zajmujemy się już tylko pomiarami, ale naprawdę zaczynamy rozumieć, co pokazują nam dane z tych instrumentów. W jaki sposób planety są do siebie podobne i jak się od siebie różnią. W ten sam, być może sposób, w jaki Karol Darwin zaczął rozwijać teorię ewolucji po scharakteryzowaniu niezliczonych gatunków zwierząt, my zaczynamy rozumieć, jak powstały te egzoplanety i jak funkcjonują.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Bernie

Vega


Załączniki:
01_20201008_Medienmitteilung_UniBE_Exoplanet_Metalle_WASPNASA_ESA_and_G_Bacon_STSci.jpg
01_20201008_Medienmitteilung_UniBE_Exoplanet_Metalle_WASPNASA_ESA_and_G_Bacon_STSci.jpg [ 261.63 KiB | Przeglądany 497 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 października 2020, 16:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazdy i planety rosną razem jako rodzeństwo

Astronomowie znaleźli przekonujące dowody na to, że planety zaczynają się formować, gdy młode gwiazdy wciąż rosną. Obraz w wysokiej rozdzielczości uzyskany przy pomocy ALMA pokazuje młody dysk protogwiazdowy z wieloma szczelinami i pierścieniami pyłu. Ten nowy wynik pokazuje najmłodszy i najbardziej szczegółowy przykład pierścieni pyłowych działających jak kosmiczne kołyski, w których powstają i utrzymują się zarodki planet.

Międzynarodowy zespół naukowców wziął na cel protogwiazdę IRS 63, korzystając z radioteleskopów ALMA. Układ ten znajduje się 470 lat świetlnych od Ziemi głęboko w międzygwiazdowym obłoku L1709 w konstelacji Wężownika. Protogwiazdy tak młode, jak IRS 63 są nadal owinięte dużą i masywną warstwą gazu i pyłu zwaną otoczką, a protogwiazda i dysk karmią się tym rezerwuarem materii.

W układach starszych niż 1 mln lat, wykryto duże ilości pierścieni pyłowych, po tym, jak protogwiazdy zakończyły gromadzenie większości swojej masy. Protogwiazda IRS 63 jest inna: mając mniej więcej 500 000 lat, jest o połowę mniejsza od innych młodych gwiazd z pierścieniami pyłu, i nadal będzie znacząco przybierała masę. Zatem pierścienie wokół IRS 63 też są młode. Kiedyś astronomowie myśleli, że gwiazdy najpierw wkraczają w dorosłość, a potem stają się „matkami” planet, które pojawiły się później. Jednak teraz widać, że protogwiazdy i planety rosną i ewoluują razem od wczesnych czasów, jak rodzeństwo.

Na wcześniejszych etapach powstawania planety napotykają poważne przeszkody. Muszą wyrosnąć z maleńkich cząsteczek pyłu, mniejszych niż kurz domowy na Ziemi. Pierścienie w dysku IRS 63 to ogromne skupiska pyłu, gotowe do połączenia się w planety. Jednak nawet po zlepieniu się pyłu, aby utworzyć zalążek planety, wciąż formująca się planeta mogłaby zniknąć, opadając po spirali do wnętrza i zostać pochłonięta przez centralną protogwiazdę. Jeżeli planety zaczną się formować bardzo wcześnie i na dużych odległościach od protogwiazd, lepiej mogą przetrwać ten proces.

Zespół naukowców odkrył, że w młodym dysku IRS 63 znajduje się około 0,5 masy Jowisza pyłu, dalej niż 20 jednostek astronomicznych od jego centrum (w odległości podobnej do orbity Urana w Układzie Słonecznym). Nie wliczając ilości gazu, który mógłby dodać do 100 razy więcej materii. Potrzeba co najmniej 0,03 masy Jowisza materii stałej, aby uformować jądro planety, które skutecznie akumuluje gaz i rozrasta się, tworząc gazowego olbrzyma. Członek zespołu Jaime Pineda z MPE dodaje: „Wyniki te pokazują, że musimy się skupić na najmłodszych układach, aby naprawdę zrozumieć powstawanie planet”. Jest na przykład coraz więcej dowodów na to, że Jowisz faktycznie mógł uformować się znacznie dalej w Układzie Słonecznym, poza orbitą Neptuna, a następnie migrować do wewnątrz, do swojego obecnego położenia. Podobnie pył otaczający IRS 63 pokazuje, że jest wystarczająco dużo materii z dala od protogwiazdy i na wystarczająco młodym etapie, że jest szansa, aby ten odpowiednik Układu Słonecznego uformował planety w sposób, w jaki podejrzewa się, że został uformowany Jowisz.

Dysk ma rozmiar bardzo podobny do Układu Słonecznego. Nawet masa protogwiazdy jest tylko trochę mniejsza od masy Słońca. Badanie takich młodych dysków protoplanetarnych wokół protogwiazd może dać astronomom ważne spojrzenie na nasze własne pochodzenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 83.77 KiB | Przeglądany 476 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 października 2020, 15:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Burzliwe początki przyszłych planet?

Planety rozpoczynają swoje życie owiane tajemnicą, osadzone w wirujących dyskach gazu i pyłu, które otaczają nowo narodzone gwiazdy. Kiedy próbujemy zrozumieć procesy fizyczne zachodzące w tych przysłoniętych środowiskach, jeden z nich wyróżnia się jako osobliwa niewiadoma: burzliwość. Nowe obserwacje pozwoliły spojrzeć na obecność – i brak – turbulencji w dyskach protoplanetarnych.

Turbulencja – to samo zjawisko, które powoduje, że dym świecy tworzy skomplikowane zawirowania lub powoduje wyboistą podróż samolotem – może teoretycznie wpływać na prawie każdy aspekt formowania się i ewolucji planet. Modele wskazują, że te nieprzewidywalne ruchy mogą wpływać na wzrost ziaren i grudek, ewolucję chemii dysku protoplanetarnego w czasie, a nawet na ostateczny ruch orbitalny w pełni uformowanych planet.

Ale czy prawdziwe dyski protoplanetarne są burzliwe? Odpowiedź na to pytanie jest zaskakująco trudna, a do tej pory astronomom udało się przeprowadzić tylko kilka pośrednich pomiarów turbulencji w dyskach protoplanetarnych. Nowe badanie, prowadzone przez Kevina Flaherty'ego (Williams College) wykorzystuje wysoką rozdzielczość ALMA, aby dodać więcej punktów danych do kolekcji, badając ruchy gazu w zewnętrznych obszarach trzech różnych dysków protoplanetarnych.

Wykorzystując modele do interpretacji obserwacji z ALMA dotyczących emisji tlenku węgla z dysków, Flaherty i jego współpracownicy byli w stanie nałożyć ograniczenia na ilość turbulencji w każdym z tych trzech środowisk protoplanetarnych.

Autorzy badań pokazują, że dyski MWC 480 i V4046 Sgr mają tylko słabe – jeżeli w ogóle – turbulencje. Z drugiej strony dysk DM Tau to inna historia: pokazuje prędkości gazu wskazujące na znaczny turbulentny ruch.

Ten podział wyników jest wygodny: daje naukowcom doskonałą okazję do zbadania podobieństw i różnic między tymi dyskami, aby można było spróbować zrozumieć, jakie czynniki prowadzą do burzliwego środowiska formujących się planet, zamiast do spokojnego.

Jednym z proponowanych czynników wpływających na burzliwość jest siła promieniowania jonizującego docierająca do dysków zewnętrznych. DM Tau jest jednym z trzech układów, który nie wykazuje oznak blokującego promieniowanie wiatru dysku wewnętrznego, co może oznaczać, że więcej promieniowania jonizującego dociera do zewnętrznych krawędzi dysku w DM Tau, napędzając zaobserwowane przez naukowców turbulencje.

Inna opcja jest taka, że DM Tau może mieć silniejsze pole magnetyczne niż inne układy. Jest również możliwe, że wiek układu – zaledwie kilka milionów lat – może być czynnikiem wpływającym na siłę turbulencji.

Ogólnie rzecz biorąc, Flaherty i jego współpracownicy sugerują, że słabe turbulencje mogą być cechą dysków tworzących planety – ale jasne jest, że istnieją pewne wartości odstające, takiej jak DM Tau. Więcej podobnych obserwacji pomoże naukowcom lepiej zrozumieć te tajemnicze, osłonięte planetarne żłobki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
orion_ill_bigflr.jpg
orion_ill_bigflr.jpg [ 610.05 KiB | Przeglądany 436 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 października 2020, 15:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Wybuchowe połączenie… Być może

16 sierpnia 2019 roku zarówno Fermi Gamma-ray Burst Monitor (GBM), jak i LIGO wykryły słabe punkty, które nie zostały zarejestrowane jako zdarzenia. Ale czy te sygnały-duchy rzeczywiście odpowiadają pierwszemu zderzeniu czarnej dziury z gwiazdą neutronową, jakie naukowcy wykryli?

Gwiazdy neutronowe i czarne dziury: zmieszaj i połącz
Pierwsze wykrycie fal grawitacyjnych przez LIGO dotyczyło zdarzenia GW150914, połączenie się pary czarnych dziur. Od tego czasu LIGO współpracuje ze swoim europejskim odpowiednikiem, Virgo, w celu potwierdzenia kolejnych kilkunastu detekcji łączenia się podwójnych czarnych dziur. W ramach współpracy wykryto dwa przypadki zderzeń podwójnych gwiazd neutronowych – jednemu z nich, GW170817, towarzyszył krótki błysk gamma i emisja obejmująca widmo elektromagnetyczne.

Jednak zbiór LIGO/Virgo typu „zmieszaj i połącz” jest niekompletny, wciąż czekamy na zdecydowane wykrycie zderzenia gwiazdy neutronowej z czarną dziurą. W szczególności naukowcy chcieliby zauważyć połączenie, w którym gwiazda neutronowa jest niszczona pływowo przez czarną dziurę, rozświetlając niebo wraz z towarzyszącą mu emisją elektromagnetyczną.

Czy to możliwe, że takie zdarzenie znajduje się wśród odrzuconych danych detektorów z LIGO/Virgo i Fermi?

Para intrygujących (nie-)zdarzeń?
Wyniki trzeciej rundy obserwacyjnej LIGO/Virgo są nadal dokładnie analizowane w ramach współpracy między zespołami. Dane o alarmie O3 są jednak publicznie dostępne – i zespół naukowców wykorzystał to, aby przeprowadzić niezależną analizę, szczegółowo opisaną niedawno w publikacji prowadzonej przez Yi-Si Yang (Uniwersytet w Nanjing, Chiny).

Yang i jego współpracownicy zwracają uwagę na dwa słabe sygnały, które zarejestrowano 16 sierpnia 2020 roku:

1. Podprogowe zdarzenie fali grawitacyjnej w danych LIGO/Virgo – tj. zdarzenie o stosunku sygnału do szumu poniżej 12, progu kwalifikującym jako znaczący kandydat.
2. Podprogowy rozbłysk gamma, GBM-190816, który został wychwycony przez Fermi/GBM zaledwie 1,57 sekundy po zdarzeniu fali grawitacyjnej.

Jeżeli te dwa sygnały są zarówno rzeczywiste, jak i powiązane, to GBM-190816 reprezentuje krótki rozbłysk gamma wyemitowany z połączenia dwóch zwartych obiektów – a analiza Yanga i jego współpracowników pokazuje, że przy stosunku masy q ~2,26 jest to najprawdopodobniej układ podwójny gwiazda neutronowa – czarna dziura. Najprostsze wyjaśnienie jest takie, że gwiazda neutronowa została rozerwana, zanim obiekty ostatecznie się połączyły, tworząc parę sygnałów.

Identyfikowanie tego, co prawdziwe
Czy więc te zdarzenia podprogowe są prawdziwe? Naukowcy jeszcze nie mogą tego powiedzieć. Publiczne alerty LIGO/Virgo zawierają tylko część informacji o sygnale, więc zespół Yanga musiał przyjąć szereg założeń, aby przeanalizować to zdarzenie.

Słabość obu sygnałów jest rozsądna, biorąc pod uwagę parametry tego potencjalnego połączenia: jeżeli było prawdziwe, miało miejsce w odległości 1,4 mld lat świetlnych, około dziesięć razy dalej niż GW170817. Promieniowanie gamma było również niezwykle krótkie – zaledwie ~0,1 sekundy, w porównaniu z ~2 sekundami czasu trwania GW170817 – co spowodowało, że zarejestrował się poniżej progu Fermi/GBM.

Jeżeli zostanie potwierdzone, zdarzenie to może dostarczyć ciekawych informacji o tym, jak światło emitowane przez takie połączenie ucieka i dociera do nas. Teraz trzeba jedynie poczekać na oficjalną wspólną analizę zespołu LIGO/Virgo/Fermi!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
Black-Hole-Neutron-Star-scaled-1.jpg
Black-Hole-Neutron-Star-scaled-1.jpg [ 329.51 KiB | Przeglądany 416 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 października 2020, 14:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1273
Oddział PTMA: Kraków
Innowacyjna metoda analizy najgęstszych układów gwiazdowych we Wszechświecie

W niedawno opublikowanym badaniu zespół naukowców proponuje innowacyjną metodę analizy fal grawitacyjnych z połączenia gwiazd neutronowych, w których dwie gwiazdy są różne pod względem typu (a nie masy), w zależności od tego, jak szybko wirują.

Gwiazdy neutronowe to niezwykle gęste obiekty gwiazdowe, które powstają, gdy olbrzymie gwiazdy eksplodują i giną – wyniku eksplozji ich jądra zapadają się, a protony i elektrony wtapiają się w siebie, tworząc pozostałą gwiazdę neutronową.

W 2017 roku połączenie dwóch gwiazd neutronowych, nazwane GW170817, zostało po raz pierwszy zaobserwowane przez detektory fal grawitacyjnych LIGO i Virgo. To połączenie jest dobrze znane, ponieważ naukowcy byli również w stanie zobaczyć wytwarzane przez nie promieniowanie elektromagnetyczne: wysokoenergetyczne promienie gamma, światło widzialne i mikrofale. Od tego czasu każdego dnia publikowano średnio trzy badania naukowe dotyczące GW170817.

W styczniu bieżącego roku współpracownicy LIGO/Virgo donieśli o drugim zdarzeniu połączenia się gwiazd neutronowych, nazwanym GW190425. Chociaż nie wykryto żadnego światła, zdarzenie to jest szczególnie intrygujące, ponieważ dwie łączące się gwiazdy neutronowe są znacznie cięższe niż GW170817, a także inne wcześniej znane układy podwójne gwiazd neutronowych w Drodze Mlecznej.

Naukowcy wykorzystują sygnały fal grawitacyjnych do wykrywania par gwiazd neutronowych i mierzenia ich mas. Cięższa gwiazda neutronowa z tej pary nazywana jest gwiazdą „pierwotną” a lżejsza gwiazdą „drugorzędną”.

Układy podwójne gwiazd neutronowych zwykle zaczynają się od zwyczajnych gwiazd, z których każda jest 10-20 razy masywniejsza od Słońca. Kiedy te masywne gwiazdy starzeją się i wyczerpuje się im paliwo, ich życie kończy się w postaci wybuchu supernowych, które pozostawiają zwarte pozostałości, czyli gwiazdy neutronowe. Każda z tych gwiazd neutronowych waży ok. 1,4 masy Słońca, ale ma średnicę zaledwie 25 km.

Pierwotna gwiazda neutronowa zwykle przechodzi proces „recyklingu”: gromadzi materię ze swojej towarzyszki i zaczyna szybciej wirować. Druga gwiazda neutronowa nie gromadzi materii; jej prędkość rotacji więc gwałtownie spada. Można przewidzieć, że do czasu, gdy obie gwiazdy neutronowe się połączą – miliony do miliardów lat później – poddana recyklingowi gwiazda neutronowa może nadal szybko wirować, podczas gdy inne, niepoddane recyklingowi gwiazdy neutronowe będą prawdopodobnie wirować powoli.

Innym sposobem na powstanie podwójnego układu gwiazd neutronowych są stale zmieniające się interakcje w gęstych gromadach gwiazd. W tym scenariuszu dwie niezwiązane ze sobą gwiazdy neutronowe, same lub w innych oddzielnych układach gwiazd, spotykają się, tworzą pary i ostatecznie łączą się ze sobą, powodując fale grawitacyjne. Jednak obecne modelowanie gromad galaktyk sugeruje, że ten scenariusz jest nieskuteczny w przypadku łączenia się gwiazd neutronowych.

Niedawne badanie naukowców z OzGrav przedstawia nowe spojrzenie zarówno na GW170817, jak i na GW190425, przyjmując schemat powolnego recyklingu. Stwierdzono, że pochodząca z recyklingu gwiazda neutronowa w GW170817 wiruje powoli, podczas gdy gwiazda GW190425 rotuje szybko, prawdopodobnie raz na 15 milisekund. Stwierdzono również, że w obu przypadkach połączenia prawdopodobnie będą uczestniczyć dwie gwiazdy neutronowe o niemal równej masie. Ponieważ w GW170817 istnieje niewiele dowodów na spin lub jego brak, a gwiazdy neutronowe zmniejszają spin, naukowcy wywnioskowali, że połączenie układu podwójnego prawdopodobnie zajęło miliardy lat. Zgadza się to dobrze z obserwacjami galaktyki macierzystej NGC 4993, gdzie zaobserwowano małą aktywność gwiazdotwórczą mającą miejsce w ciągu ostatnich miliardów lat.

Detektory LIGO/Virgo zakończyły swoją trzecią wspólną kampanię obserwacyjną (O3) na początku bieżącego roku i obecnie przechodzą planowaną konserwację i modernizację. Kiedy rozpocznie się czwarta kampania (O4) w 2021 roku, naukowcy będą oczekiwali kolejnych odkryć łączących się gwiazd neutronowych. Perspektywa będzie jeszcze lepsza, gdy japoński podziemny detektor KAGRA i detektor LIGO-India dołączą do globalnej sieci w nadchodzących latach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
crab-nebula-1914019-1920.jpg
crab-nebula-1914019-1920.jpg [ 26.6 KiB | Przeglądany 387 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 750 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 34, 35, 36, 37, 38  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 7 gości


Nie możesz tworzyć nowych tematów
Nie możesz odpowiadać w tematach
Nie możesz zmieniać swoich postów
Nie możesz usuwać swoich postów
Nie możesz dodawać załączników

Szukaj:
Przejdź do:  
cron
Technologię dostarcza phpBB® Forum Software © phpBB Group