Dzisiaj jest 21 września 2018, 12:04

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 275 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11 ... 14  Następna
Autor Wiadomość
Post: 16 grudnia 2017, 23:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Czy następny cel New Horizons ma księżyc?

Nowe analizy zespołu New Horizons sugerują, że następny cel misji w Pasie Kuipera może mieć trzeciego towarzysza.

Naukowcy już tego lata byli podekscytowani tym, że nowy cel New Horizons – obiekt Pasa Kuipera znajdujący się około 1,5 miliarda kilometrów od Plutona – może mieć kształt orzecha, lub nawet mogą to być dwa obiekty krążące wokół siebie. Teraz nowe dane wskazują, że 2014 MU69 może mieć towarzysza: mały księżyc.

Jest to ostatnia teoria pochodząca od zespołu NASA New Horizons, która kontynuuje analizę danych z teleskopu na temat celu przelotu sondy w dzień Nowego Roku 2019. „Tak naprawdę nie będziemy wiedzieć, jak wygląda MU69, dopóki nie przelecimy obok niego, a nawet nie zrozumiemy go w pełni, aż nie nastąpi spotkanie. Ale nawet z daleka, im bardziej go badamy, tym ciekawszy i niesamowity staje się ten mały świat” – powiedział członek zespołu naukowego New Horizons, Marc Buie z Southwest Research Institute w Boulder, Colorado, który zaoferował aktualizację MU69 podczas jesiennego spotkania Amerykańskiej Unii Geofizycznej w Nowym Orleanie.

Dane, które doprowadziły do takich wskazówek dotyczących natury MU69, zebrano w ciągu sześciu tygodni w czerwcu i lipcu, kiedy to zespół podjął trzy próby umieszczenia teleskopów w wąskim cieniu MU69, kiedy przechodził przed gwiazdą (zjawisko zwane zakryciem). Najbardziej wartościowa miała miejsce 17 lipca, kiedy pięć teleskopów rozmieszczonych w Argentynie przez zespół New Horizons znajdowało się we właściwym miejscu i właściwym czasie, aby złapać jego ulotny cień i uchwycić ważne dane dotyczące rozmiaru MU69, jego kształtu i orbity. Dane te bardziej wskazywały, że MU69 może być dwoma obiektami o podobnych rozmiarach czyli tak zwanym układem podwójnym.

Perspektywa, że MU69 może posiadać księżyc, powstała z danych zebranych podczas trwania innego zakrycia z dnia 10 lipca, obserwowanego przez powietrzne obserwatorium NASA Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA). Koncentrując się na oczekiwanym położeniu obiektu, podczas przelotu nad Pacyfikiem, SOFIA wykryło coś, co wyglądało na bardzo krótki spadek jasności gwiazdy. Buie powiedział, że dalsza analiza tych danych, w tym ich zsynchronizowanie z obliczeniami orbity MU69 dostarczonymi przez misję Europejskiej Agencji Kosmicznej GAIA, daje możliwość, że punkcik wykryty przez SOFIA może być kolejnym obiektem okrążającym MU69.

„Układ podwójny z mniejszym księżycem może również pomóc w wyjaśnieniu przesunięć, jakie widzimy w pozycji MU69 podczas tych różnych zakryć. To wszystko jest bardzo sugestywne, ale także kolejny krok w naszej pracy, aby uzyskać wyraźny obraz MU69 przed przelotem New Horizons za rok od teraz” – dodał Buie.

Ten przelot będzie najdalszym w historii eksploracji kosmosu. Antyczny obiekt Pasa Kuipera – MU69, odkryty w 2014 roku, znajduje się ponad 4 miliardy kilometrów od Ziemi. Wydaje się, że ma nie więcej niż 20 km długości lub, jeżeli jest to obiekt podwójny, około 15-20 km średnicy. Podobnie, jak inne obiekty Pasa Kuipera, MU69 daje dokładniejsze spojrzenie na pozostałości antycznego procesu budowania planet, małych światów, które posiadają kluczowe wskazówki dotyczące formowania się zewnętrznego Układu Słonecznego.

„Starania zakryciowe, które Marc Buie i jego zespół prowadzili dla misji New Horizons, były nieocenione w otwarciu nam oczu na bardzo realne możliwości dotyczące tego, że MU69 jest bardziej skomplikowany, niż ktokolwiek podejrzewał i że kryje wiele niespodzianek dla nas na przelot przeddzień i dzień Nowego 2019 Roku. Urok jego eksploracji staje się coraz silniejszy, gdy uczymy się o nim coraz więcej. To po prostu fantastyczne!” – dodał główny badacz New Horizons, Alan Stern, również z Southwest Research Institute.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
2014mu69.jpg
2014mu69.jpg [ 39.99 KiB | Przeglądany 654 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 grudnia 2017, 15:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Nowe podejście do wykrywania planet w układzie Alfa Centauri

Astronomowie z Yale ponownie spojrzeli na pobliski układ gwiazd Alfa Centauri i znaleźli nowy sposób, aby zawęzić poszukiwanie planet nadających się do zamieszkania.

Według badań przeprowadzonych przez profesor Debrę Fischer i jej doktorantkę Lily Zhao, w układzie Alfa Centauri mogą znajdować się małe, podobne do Ziemi planety, które wcześniej zostały przeoczone. Jednocześnie badanie wykluczyło istnienie wielu większych planet w tym systemie, które pojawiły się w poprzednich modelach.

„Wszechświat mówi nam, że najczęstszy typ to małe planety, a nasze badania pokazują, że to właśnie te, które najprawdopodobniej krążą wokół Alfa Centauri A i B” – powiedziała Fischer, czołowy ekspert w dziedzinie egzoplanet, która od dekad zajmuje się badaniami w poszukiwaniu odpowiednika Ziemi.

Nowe badanie pojawiło się w czasopiśmie Astronomical Journal. Współautorami są John Brewer i Matt Giguere z Yale oraz Bárbara Rojas-Ayala z Universidad Andrés Bello w Chile.

Układ Alfa Centauri znajduje się w odległości 1,3 parseka (4,24 roku świetlnego) od Ziemi, co czyni go naszym najbliższym sąsiedztwem. W jego skład wchodzą trzy gwiazdy: Centauri A, Centauri B i Proxima Centauri. Odkrycie w zeszłym roku planety podobnej do Ziemi, która krąży wokół Proxima Centauri wywołało nową falę naukowego i publicznego zainteresowania tym układem.

„Ponieważ Alfa Centauri znajduje się tak blisko, jest to pierwszy krok poza nasz Układ Słoneczny. Wokół Alfa Centauri A i B krążą zapewne małe planety skaliste” – powiedziała Fischer.

Wyniki bazują na danych zebranych z bardziej zaawansowanych instrumentów spektrograficznych w obserwatoriach znajdujących się w Chile: CHIRON, spektrograf zbudowany przez zespół Fischer; HARPS, zbudowany przez zespół z Genewy oraz UVES, część Very Large Telescope Array. „Aż do teraz, precyzja naszych instrumentów nie była wystarczająca” – powiedziała Fischer.

Naukowcy badając układ Alfa Centauri zadali sobie pytanie, czy gdyby w ekosferze gwiazdy była mała, skalista planeta to byliby w stanie, na podstawie analizy spektrograficznej ją wykryć? Bardzo często odpowiedź była negatywna.

Zhao, pierwsza autorka badania ustaliła, że w przypadku Alfa Centauri A wciąż można podejrzewać obecność planet o rozmiarach mniejszych, niż 50 mas Ziemi. W przypadku Alfa Centauri B na orbitach mogą znajdować się planety mniejsze, niż 8 Ziem. Wokół Proxima Centauri mogą krążyć planety mające mniej niż połowę masy Ziemi.

Ponadto badanie wyeliminowało możliwość występowania większej liczby dużych planet. Zhao powiedziała, że odbiera to planetom rozmiarów Jowisza możliwość doprowadzenia planetoid do kolizji z planetami podobnymi do Ziemi czy zmiany ich orbit.

Astronomowie przetworzyli istniejące dane w celu wyciągnięcia nowych wniosków. Dzięki temu byli w stanie wykluczyć obecność dużych planet, które mogłyby zagrażać małym, nadającym się do zamieszkania światom oraz zawęzić obszar poszukiwań dla przyszłych badań.

Naukowcy mówią, że ta nowa informacja pomoże astronomom w ustaleniu priorytetów ich wysiłków na rzecz wykrycia dodatkowych planet w układzie. Podobnie, ciągłe wysiłki Fischer i innych badaczy w celu ulepszenia technologii spektrograficznej pomogą zidentyfikować i zrozumieć skład egzoplanet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Yale

Urania
Vega


Załączniki:
alpha-2sun-centuri_v03c.jpg
alpha-2sun-centuri_v03c.jpg [ 117.68 KiB | Przeglądany 646 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 grudnia 2017, 17:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie rzucają światło na formowanie się czarnych dziur i galaktyk

Astronomom wydawało się, że supermasywne czarne dziury mają wpływ na formowanie się gwiazd w galaktykach, ale mechanizm tego, jak to się dzieje, do tej pory nie był jasny.

„Supermasywne czarne dziury są urzekające. Zrozumienie, dlaczego i w jaki sposób wpływają one na swoje galaktyki jest wyjątkową zagadką w ich procesie formowania się” – mówi autor badania, Shelley Wright, profesor fizyki na Uniwersytecie Kalifornijskim w San Diego.

W badaniu opublikowanym 20 grudnia w Astrophysical Journal, Wright, absolwent Andrey Vayner oraz ich koledzy zbadali energetykę otaczającą potężne wiry generowane przez jasną supermasywną czarną dziurę (znaną jako kwazar), w centrum galaktyki 3C 298 znajdującej się 9,3 miliarda lat świetlnych stąd.

„Badamy supermasywne czarne dziury w bardzo wczesnym Wszechświecie, gdy te aktywnie rosną poprzez gromadzenie ogromnych ilości materii gazowej. Podczas gdy czarne dziury same nie emitują światła, gazowa materia jest podgrzewana do ekstremalnych temperatur, czyniąc je najbardziej świecącymi obiektami we Wszechświecie” – mówi Wright.

Badania zespołu z UC San Diego wykazują, że te wiatry wieją przez całą galaktykę i mają wpływ na wzrost gwiazd.

Dzisiaj, sąsiednie galaktyki pokazują, że ich masa jest ściśle skorelowana z masą supermasywnej czarnej dziury. Badania Wrighta i Vaynera wskazują, że 3C 298 nie pasuje do normalnego związku skalowania pomiędzy pobliskimi galaktykami a supermasywnymi czarnymi dziurami, które czają się w ich centrum. Ale, jak pokazują ich badania, we wczesnym Wszechświecie galaktyka 3C 298 jest 100 razy mniej masywna, niż powinna być, biorąc pod uwagę masę jej potwornej, supermasywnej czarnej dziury.

Oznacza to, że masa supermasywnej czarnej dziury jest ustalona na długo przed galaktyką, a potencjalna energetyka z kwazaru jest w stanie kontrolować jej wzrost.

Aby przeprowadzić to badanie, naukowcy z Uniwersytetu Kalifornijskiego wykorzystali wiele najnowocześniejszych obiektów astronomicznych. Pierwszym z nich był instrument Obserwatorium Kecka OSIRIS (OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph – Spektrograf z obrazowaniem w podczerwieni) oraz zaawansowany system optyki adaptywnej. System ten pozwala naziemnym teleskopom uzyskać obrazy o wyższej jakości, korygując rozmycie spowodowane ziemską atmosferą. Powstałe obrazy są tak dobre, jak te uzyskane z kosmosu.

Drugim ważnym obiektem jest ALMA, międzynarodowe obserwatorium w Chile, które jest w stanie wykryć milimetrowej długości fale używając ponad 66 anten w celu uzyskania w wysokiej rozdzielczości obrazów gazu otaczającego kwazar.

„Najprzyjemniejszą częścią badania tej galaktyki było zebranie wszystkich danych z różnych długości fal i technik. Każdy nowy zbiór danych, który uzyskaliśmy od tej galaktyki, odpowiedział na jedno pytanie i pomógł nam połączyć niektóre elementy układanki. Jednocześnie stworzyły nowe pytania dotyczące natury formowania się galaktyki i supermasywnej czarnej dziury” – powiedział Vayner.

Wright zgadza się, mówiąc, że zbiory danych z obydwu obserwatoriów, Kecka oraz ALMA, były „niesamowicie wspaniałe”, oferując bogactwo nowych informacji o Wszechświecie.

Odkrycia te są pierwszymi wynikami większego badania odległych kwazarów i ich wpływu energetycznego na powstawanie gwiazd i wzrost galaktyk. Vayner i zespół będą nadal opracowywać wyniki na bardziej odległych kwazarach, wykorzystując nowe urządzenia i możliwości Obserwatorium Kecka i ALMA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Obserwatorium Kecka

Urania
Vega


Załączniki:
3C298_multi_color_final_604_800.jpg
3C298_multi_color_final_604_800.jpg [ 18.24 KiB | Przeglądany 641 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 23 grudnia 2017, 17:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie opisują, w jaki sposób Układ Słoneczny uformował się z bańki wokół gigantycznej gwiazdy

Pomimo wielu imponujących odkryć dokonanych przez ludzkość na temat Wszechświata, naukowcy wciąż nie są pewni historii narodzin naszego Układu Słonecznego.

Naukowcy z Uniwersytetu Chicago opracowali obszerną teorię dotyczącą tego, jak nasz Układ Słoneczny mógł się uformować w rozproszonych przez wiatr gwiazdowy bąblach wokół gigantycznej, od dawna martwej gwiazdy. Opublikowane 22 grudnia w Astrophysical Journal badanie zajmuje się dręczącą kosmiczną tajemnicą dotyczącą obfitości dwóch pierwiastków w Układzie Słonecznym, w porównaniu z resztą Galaktyki.

Powszechna teoria głosi, że Układ Słoneczny powstał miliardy lat temu w pobliżu supernowej. W nowym scenariuszu natomiast rozpoczyna się on od gwiezdnego olbrzyma, gwiazdy typu Wolfa-Rayeta, około 40-50 razy większej, niż Słońce. Pali się najgoręcej ze wszystkich gwiazd, produkując mnóstwo pierwiastków, które są wyrzucane z powierzchni w intensywnym wietrze gwiazdowym. Gdy gwiazda Wolfa-Rayeta traci masę, wiatr gwiazdowy przedziera się przez otaczającą go materię formując się w strukturę bańki o gęstej powłoce.

„Skorupa takiej bańki jest dobrym miejscem do produkcji gwiazd, ponieważ gaz i pył zostają uwięzione wewnątrz, gdzie mogą się skupiać w gwiazdy” – powiedział Nicolas Dauphas, profesor na Wydziale Nauk Geograficznych. Autorzy szacują, że od 1 do 16% wszystkich gwiazd podobnych do Słońca może powstawać w takich właśnie gwiezdnych żłobkach.

Różni się to od hipotezy supernowej wyrzucającej dwa izotopy, które występują w dziwnych proporcjach we wczesnym Układzie Słonecznym, w porównaniu do reszty Galaktyki. Meteoryty pozostałe po wczesnym Układzie Słonecznym mówią nam, że było dużo aluminium-26. Ponadto badania, w tym badanie Dauphasa z 2015 roku oraz byłego studenta, coraz częściej sugerują, że mamy mniej izotopu żelaza-60.

Supernowe produkują obydwa izotopy. „Nasuwa się pytanie, dlaczego jeden został wstrzyknięty do Układu Słonecznego, a drugi nie” – powiedział współautor Vikram Dwarkadas, profesor nadzwyczajny z Astronomii i Astrofizyki. To doprowadziło ich do gwiazd Wolfa-Rayeta, które uwalniają dużo aluminium-26, ale nie żelazo-60.

„Chodzi o to, że aluminium-26 wyrzucony z gwiazd Wolfa-Rayeta jest przenoszony na zewnątrz na ziarnkach pyłu uformowanego wokół gwiazdy. Owe ziarna mają wystarczającą siłę, by przebić się przez jedną stronę powłoki, gdzie są w większości zniszczone – zatrzymując aluminium wewnątrz powłoki” – powiedział Dwarkadas. Ostatecznie część powłoki zapada się do wewnątrz pod wpływem grawitacji, tworząc Układ Słoneczny.

Jeżeli chodzi o olbrzyma Wolfa-Rayeta: jego życie skończyło się dawno temu, prawdopodobnie w eksplozji supernowej lub bezpośrednio w kolapsie do czarnej dziury. Bezpośrednie zapadanie się do czarnej dziury wytworzyło by niewiele żelaza-60. Gdyby to była supernowa, żelazo-60 powstałe w wyniku eksplozji mogło nie przeniknąć przez ściany bańki lub nie było równomiernie rozprowadzone.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Chicago

Urania
Vega


Załączniki:
simulation-dwarkadas-rosenberg-wolf-rayet-screenshot-3-copy.jpg
simulation-dwarkadas-rosenberg-wolf-rayet-screenshot-3-copy.jpg [ 40.47 KiB | Przeglądany 635 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 grudnia 2017, 20:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Kosmiczny filament sonduje gigantyczną czarną dziurę w naszej galaktyce

Centrum naszej galaktyki było intensywnie badane przez wiele lat, jednak wciąż przed naukowcami skrywa w sobie tajemnice. Struktura przypominająca węża czająca się w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w naszej galaktyce jest najnowszym odkryciem dręczącym astronomów.

W 2016 roku Farhad Yusef-Zadeh z Uniwersytetu Northwestern poinformował o odkryciu przy użyciu Very Large Array (VLA) niezwykłego filamentu w pobliżu centrum Drogi Mlecznej. Filament ma długość około 2,3 lat świetlnych i zakrzywia się wskazując na supermasywną czarną dziurę, zwaną Sagittarius A* (Sgr A*), znajdującą się w centrum Galaktyki.

Teraz, inny zespół zastosował pionierską technikę, aby stworzyć najwyższą jakość uzyskanego obrazu tego zakrzywionego obiektu.

„Dzięki naszemu ulepszonemu obrazowi możemy śledzić ten filament znacznie bliżej czarnej dziury w centrum Galaktyki, a teraz będącego wystarczająco blisko by pokazać nam, że pochodzi stamtąd. Jednak wciąż mamy dużo pracy do wykonania, aby dowiedzieć się, jaka jest prawdziwa natura tego filamentu” – powiedział Mark Morris z University of California, Los Angeles, który kierował badaniem.

Naukowcy rozważali trzy główne wyjaśnienia natury filamentu. Pierwsze jest takie, że powstał on przez szybkie cząstki wyrzucone z supermasywnej czarnej dziury. Wirująca czarna dziura w połączeniu z gazem wpadającym do środka może wytworzyć obracającą się pionową wieżę pola magnetycznego, która zbliża się, a nawet przecina horyzont zdarzeń, czyli punkt, z którego nie ma powrotu dla opadającej materii. Wewnątrz tej wieży cząstki będą przyspieszane i emitować fale radiowe krążąc wokół linii pola magnetycznego i prądu z dala od czarnej dziury.

Drugie, bardziej fantastyczne wyjaśnienie polega na tym, że filament to struna kosmiczna, teoretyczne, jak dotąd nie wykryte obiekty, które są długimi, niezwykle cienkimi obiektami niosącymi masę i prąd elektryczny. Wcześniej teoretycy przewidywali, że struny, jeżeli istnieją, będą migrowały do centrów galaktyk. Jeżeli struna porusza się wystarczająco blisko centralnej czarnej dziury, może zostać przechwycona, gdy jej część przekroczy horyzont zdarzeń.

Ostateczna opcja jest taka, że pozycja i kierunek filamentu zrównującego się z czarną dziurą są po prostu przypadkowymi superpozycjami i nie ma prawdziwego powiązania między nimi. Sugerowałoby to, że jest on jak dziesiątki innych znanych filamentów znalezionych dalej od centrum Drogi Mlecznej. Jednak, taki zbieg okoliczności jest mało prawdopodobny, aby wydarzyć się przez przypadek.

„Część dreszczyku w nauce przeplata się z zagadką, która nie jest łatwa do rozwiązania. Chociaż jeszcze nie mamy odpowiedzi to droga do jej znalezienia jest fascynująca. Wynik ten motywuje astronomów do budowy radioteleskopów nowej generacji z najnowocześniejszą technologią” – powiedział Jun-Hui Zhao z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics w Cambridge, Massachusetts, współautor badania.

Każdy z badanych scenariuszy byłby intrygujący, gdyby został udowodniony. Na przykład, jeżeli filament jest wytworzony przez cząsteczki wyrzucane przez Sgr A*, odkryło by to ważne informacje o polu magnetycznym w tym szczególnym środowisku, pokazując, że jest ono gładkie i uporządkowane a nie chaotyczne.

Druga opcja, kosmiczna struna, dostarczyłaby pierwszego dowodu na wysoce spektakularny pomysł z dogłębnymi implikacjami dla zrozumienia grawitacji, czasoprzestrzeni i samego Wszechświata.

Dowód na to, że cząsteczki są magnetycznie wyrzucane z czarnej dziury, wynikałby z obserwacji, że cząsteczki znajdujące się dalej od Sgr A* są mniej energetyczne niż te w jej pobliżu. Test na pomysł z kosmicznymi strunami będzie wykorzystywał przewidywania teoretyków, że powinna się ona poruszać z ogromną prędkością, zbliżoną do prędkości światła. Obserwacje kontrolne z wykorzystaniem VLA powinny być w stanie wykryć odpowiednią zmianę położenia filamentu.

Nawet jeżeli filament nie jest fizycznie związany z Sgr A*, jego łukowy kształt wciąż jest niezwykły. Łuk pokrywa się i może być spowodowany falą uderzeniową, podobną do huku akustycznego, gdzie fala uderzeniowa z wybuchającej gwiazdy zderza się z silnymi wiatrami odrywającymi się od masywnych gwiazd otaczających centralną czarną dziurę.

„Będziemy polować, dopóki nie będziemy mieć solidnego wytłumaczenia dla tego obiektu. Zamierzamy teraz stworzyć jeszcze lepsze, bardziej odkrywcze obrazy” – powiedział Miller Goss, z National Radio Astronomy Observatory w Socorro, New Mexico, współautor badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Urania
Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 193.11 KiB | Przeglądany 626 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 26 grudnia 2017, 20:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Obserwacje radiowe wskazują na prawdopodobne wyjaśnienie zjawiska łączenia się gwiazd neutronowych

Trzy miesiące obserwacji w oparciu o National Science Foundation’s Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) pozwoliły astronomom na wyodrębnienie najbardziej prawdopodobnego wyjaśnienia tego, co stało się po gwałtownej kolizji dwóch gwiazd neutronowych w galaktyce oddalonej od nas o 130 miliony lat świetlnych. To, czego się nauczyli oznacza, że będą mogli zobaczyć i zbadać więcej takich kolizji.

17 sierpnia 2017 roku obserwatoria fal grawitacyjnych LIGO i VIRGO połączyły się, aby zbadać słabe zmarszczki czasoprzestrzeni spowodowane połączeniem się dwóch supergęstych gwiazd neutronowych. Było to pierwsze potwierdzone wykrycie takiej fuzji i zaledwie piąta bezpośrednia detekcja fal grawitacyjnych, przewidziana przeszło sto lat temu przez Alberta Einsteina.

Oprócz fal grawitacyjnych zaobserwowano wybuch promieniowania gamma, promieniowania rentgenowskiego oraz światła widzialnego. 2 września VLA wykrył pierwsze fale radiowe pochodzące z tego zdarzenia. Był to pierwszy przypadek zaobserwowania jakiegokolwiek obiektu astronomicznego emitującego zarówno fale grawitacyjne jak i elektromagnetyczne.

Czas i siła promieniowania elektromagnetycznego o różnej długości fali dały naukowcom wskazówki na temat natury zjawisk powstałych w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych. Przed sierpniowym wydarzeniem teoretycy przedstawili kilka teorii dotyczących tych zjawisk. Teraz stało się ono dobrą okazją do porównania przewidywań modeli z faktycznymi obserwacjami.

Astronomowie korzystający z VLA wraz z Australia Telescope Compact Array oraz Giant Metrewave Radio Telescope w Indiach, regularnie od września obserwowali obiekt. Teleskopy radiowe pokazały, że emisja radiowa stale zyskuje na sile. Na tej podstawie badacze zidentyfikowali najbardziej prawdopodobne scenariusze dla następstw tego zderzenia.

„Stopniowe rozjaśnianie sygnału radiowego wskazuje, że widzimy szerokokątny wypływ materii, poruszający się z prędkością porównywalną do prędkości światła, pochodzący z połączenia się gwiazd neutronowych” – powiedział Kunal Mooley, doktorant prowadzony przez Caltech, obecnie z National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

Obserwowane pomiary pomagają astronomom w ustaleniu kolejności zdarzeń wywołanych kolizją gwiazd neutronowych.

Początkowe połączenie dwóch supergęstych obiektów wywołało eksplozję, zwaną kilonowa, która wypchnęła kulistą powłokę śmierci na zewnątrz. Gwiazdy neutronowe zapadły się w pozostałość, prawdopodobnie w czarną dziurę, której potężna grawitacja zaczęła przyciągać do siebie materię. Materia ta tworzy szybko wirujący dysk, który wytwarza parę wąskich, superszybkich strumieni materii wypływających na zewnątrz z jego biegunów. Gdyby jeden z dżetów był skierowany w stronę Ziemi, widzielibyśmy krótkotrwały rozbłysk gamma. Ale tak nie było.

Niektóre z pomiarów sierpniowego zdarzenia sugerowały zamiast tego, że jeden z dżetów mógł być nieco z dala od Ziemi. Model ten tłumaczyłby fakt, że promieniowanie radiowe i rentgenowskie były widoczne dopiero po pewnym czasie od zaistnienia kolizji.

„Ten prosty model – dżetu bez struktury – pozwoliłby, aby emisja promieniowania radiowego i rentgenowskiego powoli stawała się coraz słabsza. Kiedy obserwowaliśmy wzmocnienie emisji radiowej, zdaliśmy sobie sprawę, że wyjaśnienie wymaga innego modelu” – powiedziała Alessandra Corsi z Texas Tech University.

Astronomowie spojrzeli na model opublikowany w październiku przez Mansi Kasliwal z Caltech i jego kolegów, który następnie został opracowany przez Ore Gottlieb z Tel Aviv University i jego kolegów. W modelu tym dżet nie wychodzi z kuli pozostałości po eksplozji. Zamiast tego gromadzi otaczającą materię, gdy porusza się na zewnątrz, tworząc szeroki „kokon”, który pochłania energię dżetu.

Astronomowie popierali ten scenariusz bazując na informacjach zebranych podczas korzystania z radioteleskopów. Wkrótce po wstępnych obserwacjach miejsca połączenia, coroczna podróż Ziemi wokół Słońca umieściła obiekt zbyt blisko Słońca na niebie, aby móc go obserwować przez teleskopy rentgenowskie i optyczne. Od tygodni teleskopy radiowe były jedynym sposobem na dalsze gromadzenie danych dotyczących tego wydarzenia.

Mooley i jego koledzy opublikowali pracę ze swoimi pomiarami radiowymi, ich ulubionym scenariuszem tego wydarzenia oraz tę prognozę, 30 listopada. Chandra miała obserwować obiekt 2 i 6 grudnia. „7 grudnia pojawiły się wyniki z Chandra a emisja promieniowania X rozjaśniła się tak, jak przewidzieliśmy” – powiedział Gregg Hallinan z Caltech.

„Zgodność pomiędzy danymi radiowymi i rentgenowskimi sugeruje, że promieniowanie X pochodzi z tego samego wypływu, który wytwarza fale radiowe” – powiedział Mooley.

„Było to bardzo ekscytujące, gdy nasza prognoza została potwierdzona. Ważną implikacją modelu kokonu jest to, że powinniśmy być w stanie dostrzec znacznie więcej tych kolizji poprzez wykrywanie ich fal elektromagnetycznych a nie tylko grawitacyjnych” – powiedział Hallinan.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Urania
Vega


Załączniki:
NS-NS-Merger_Comparison_7k_V3-1170x600.jpg
NS-NS-Merger_Comparison_7k_V3-1170x600.jpg [ 107.23 KiB | Przeglądany 622 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 grudnia 2017, 18:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto masywne pierwotne galaktyki pływające w rozległym oceanie ciemnej materii

Astronomowie oczekują, że pierwsze galaktyki, które powstały zaledwie kilkaset milionów lat po wielkim wybuchu, będą miały wiele podobieństw z niektórymi galaktykami karłowatymi, jakie dzisiaj widzimy w pobliskim Wszechświecie. Owe wczesne aglomeracje kilku miliardów gwiazd staną się następnie blokami większych galaktyk, które zdominowały Wszechświat po pierwszych kilku miliardach lat.

Prowadzone obecnie obserwacje przy użyciu ALMA odkryły jednak zaskakujące przykłady masywnych, wypełnionych gwiazdami galaktyk, widziane w okresie, gdy Wszechświat miał mniej niż miliard lat. Sugeruje to, że mniejsze galaktyczne bloki można było dość szybko złożyć w duże galaktyki.

Najnowsze obserwacje ALMA przesuwają jeszcze dalej epokę formowania się masywnych galaktyk, identyfikując dwie olbrzymie galaktyki widoczne, gdy Wszechświat miał zaledwie 780 milionów lat, czyli zaledwie 5% obecnego wieku. ALMA ujawniła również, że te niezmiernie duże galaktyki znajdują się w jeszcze bardziej masywnej strukturze kosmicznej, halo ciemnej materii o masie równej kilku bilionom Słońc.

Dwie galaktyki znajdują się w tak bliskiej odległości od siebie – bliżej, niż odległość od Ziemi do centrum Galaktyki – że wkrótce połączą się, tworząc największą galaktykę, jaką kiedykolwiek obserwowano w tym okresie historii kosmosu. Odkrycie to dostarcza nowych informacji na temat powstawania dużych galaktyk oraz roli, jaką ciemna materia odgrywa w tworzeniu najbardziej masywnych struktur we Wszechświecie.

„Dzięki tym znakomitym obserwacjom ALMA astronomowie widzą najbardziej masywną galaktykę, jaką znamy z pierwszych miliardów istnienia Wszechświata w procesie składania się” – powiedział Dan Marrone, profesor astronomii na Uniwersytecie Arizona w Tucson, oraz główny autor publikacji.

Astronomowie widzą te galaktyki w epoce kosmicznej historii znanej jako epoka rejonizacji, kiedy większość przestrzeni międzygalaktycznej była przesłonięta mgłą zimnego gazu wodorowego. W miarę formowania się większej liczby gwiazd i galaktyk ich energia ostatecznie zjonizowała wodór między galaktykami, odsłaniając Wszechświat, jaki widzimy obecnie.

„Zwykle postrzegamy to jako czas, kiedy małe galaktyki ciężko pracują, aby mieć się z daleka od neutralnego ośrodka międzygalaktycznego. Adaptacja dowodów obserwacyjnych z użyciem ALMA pomogła jednak zmienić tę historię i nadal cofa czas, w którym prawdziwie masywne galaktyki pojawiły się we Wszechświecie” – powiedział Marrone.

Galaktyki, które Marrone i jego zespół badali, znane pod wspólną nazwą SPT0311-58, zostały pierwotnie zidentyfikowane jako pojedyncze źródło, przez National Science Foundation’s South Pole Telescope. Te obserwacje wskazywały, że obiekt ten był bardzo odległy i świecił jasno w świetle podczerwonym, co oznacza, że był bardzo zapylony i prawdopodobnie przechodził przez wybuch formujących się gwiazd. Kolejne obserwacje ALMA ukazały odległość i podwójną naturę obiektu, wyraźnie rozdzielając parę wzajemnie oddziałujących galaktyk.

Aby wykonać tę obserwację, ALMA otrzymała pomoc od soczewki grawitacyjnej, która zapewniła obserwacyjny impuls dla teleskopu. Soczewki grawitacyjne powstają, gdy wkraczający masywny obiekt, taki jak galaktyka lub gromada galaktyk, zakrzywia światło z odległych galaktyk. Zniekształcają one jednak wygląd badanego obiektu, co wymaga skomplikowanych modeli komputerowych do rekonstrukcji obrazu, aby wyglądał tak, jak w postaci niezmienionej.

Proces ten dostarczył intrygujących szczegółów na temat galaktyk, pokazując, że większa z nich tworzy gwiazdy z szybkością 2 900 mas Słońca rocznie. Mieści w sobie również około 270 miliardów mas Słońca w gazie i prawie 3 miliardy razy więcej, niż masa Słońca, w postaci pyłu. „To ogromna ilość pyłu, biorąc pod uwagę młody wiek układu”, zauważył Justin Spilker, niedawny absolwent Uniwersytetu w Arizonie a obecnie doktor habilitowany na Uniwersytecie Teksańskim w Austin.

Astronomowie ustalili, że szybkie formowanie się gwiazd w galaktyce najprawdopodobniej nastąpiło w wyniku bliskiego spotkania z jej nieco mniejszym towarzyszem, który ma już około 35 miliardów mas Słońca i zwiększa tempo wybuchania gwiazd z szybkością 540 mas Słońca rocznie.

Naukowcy uważają, że galaktyki z tej epoki są bardziej chaotyczne niż te, które widzimy w pobliskim Wszechświecie. Ich bardziej pogmatwane kształty będą wywołane ogromnym zapasem gazu opadającego na nie, a także ich ciągłym oddziaływaniem i łączeniem się z sąsiadami.

Nowe obserwacje pozwoliły także badaczom na stwierdzenie obecności naprawdę masywnego halo ciemnej materii otaczającej obie galaktyki. Ciemna materia zapewnia przyciąganie grawitacyjne, które powoduje, że Wszechświat zapada się w struktury (galaktyki, grupy, gromady galaktyk itp).

Porównując swoje obliczenia z aktualnymi prognozami kosmologicznymi, naukowcy odkryli, że halo to jest jednym z najbardziej masywnych, co powinno istnieć w tym czasie.

„Jest więcej galaktyk odkrytych przez South Pole Telescope, które obserwujemy i jest o wiele więcej danych z przeglądów, które dopiero zaczynamy analizować. Mamy nadzieję, że uda nam się znaleźć więcej takich obiektów, być może jeszcze bardziej odległych, aby lepiej zrozumieć tę populację ekstremalnie zapylonych galaktyk, a zwłaszcza ich związek z wielką populacją galaktyk w tej epoce” – powiedział Joaquin Vieira z Uniwersytetu Illinois w Urbana-Campaign.

„W każdym razie, nasza kolejna runda obserwacji ALMA powinna pomóc nam zrozumieć, jak szybko te galaktyki zebrały się razem i poprawić nasze zrozumienie dotyczące formowania się masywnych galaktyk podczas rejonizacji” – dodaje Marrone.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Urania
Vega


Załączniki:
2galaxies_1dusty_1starry_DanaBerry_Draft1_Nov29_2017_B.jpg
2galaxies_1dusty_1starry_DanaBerry_Draft1_Nov29_2017_B.jpg [ 130.25 KiB | Przeglądany 620 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 grudnia 2017, 20:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Kosmiczna latarnia mogłaby nam pomóc lepiej zrozumieć los Wszechświata

Nowe badania dostarczyły lepszy wgląd w linie emisyjne galaktyk wykorzystywane w kilku bieżących i nadchodzących badaniach, by pomóc nam lepiej zrozumieć tworzenie się i przeznaczenie Wszechświata.

Dążenie do określenia natury zarówno ciemnej materii jak i ciemnej energii skłoniło naukowców do przyjęcia nowych znaczników wielkoskalowej struktury Wszechświata, takich jak linie emisyjne galaktyk. Galaktyki te przedstawiają silne linie emisyjne z gazu podgrzewanego przez nowo utworzone gwiazdy.

Główna autorka badania, Violeta Gonzalez-Perez z Institute of Cosmology and Gravitation (ICG) Uniwersytetu Portsmouth, powiedziała: „Galaktyki to kosmiczne latarnie, które pokazują małe fragmenty kosmicznej historii, informujące nas o zmianach w czasoprzestrzennej strukturze Wszechświata. Silne tworzenie się nowych gwiazd w galaktykach pozostawia w ich widmach charakterystyczny ślad, który pozwala na precyzyjne określenie odległości do nich. Co więcej, ponieważ młode gwiazdy są bardzo jasne, galaktyki o silnej formacji gwiazd mogą być widoczne na przestrzeni kosmicznego czasu. To dwie cechy, które sprawiają, że linie emisyjne galaktyk są doskonałymi znacznikami kosmologicznymi przez długi okres czasu.”

Jednak obecne próbki linii emisyjnych galaktyk są niewielkie, a ich charakterystyka nie jest dobrze poznana. Modelowanie obliczeniowe jest jedynym sposobem, aby spróbować zrozumieć wszystkie procesy związane z tworzeniem się i ewolucją tych galaktyk.

Astronomowie z Institute of Cosmology and Gravitation zbadali charakterystykę linii emisyjnych galaktyk poprzez eksperymenty na superkomputerze Distributed Research utilising Advanced Computing (DiRAC) Uniwersytetu Durham.

Eksperymenty obliczeniowe koncentrowały się wokół czasu, w jakim Wszechświat przeszedł od dominacji materii do dominacji ciemnej energii, tak jak ma to miejsce obecnie. Odkryli, że większość linii emisyjnych galaktyk znajduje się w centrach grawitacyjnych studni potencjału, z masami równymi jedenastu miliardom mas Słońca. Obecne modele numeryczne powstawania i ewolucji galaktyk pokazują również, że linie emisyjne galaktyk śledzą podstawowe potencjały grawitacyjne w inny sposób, niż galaktyki wyselekcjonowane na podstawie ich masy gwiazdowej.

Następnie porównali swoje wyniki z oczekiwaniami z badań przeglądów SDSS-IV/eBOSS oraz Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Obydwa badania mają na celu pomiar wpływu ciemnej energii na ekspansję Wszechświata.

Dr Gonzalez-Perez powiedziała: „To porównanie poprawi nasze zrozumienie tworzenia się i ewolucji galaktyk i umożliwi naukowcom stworzenie bardziej realistycznego modelu mechanizmów produkujących linie emisyjne galaktyk.”

Astronomowie spodziewają się, że następnego lata przegląd SDSS-IV/eBOSS uzyska pierwsze kosmologiczne wyniki z tych znaczników. W nadchodzących latach DESI rozszerzy wykorzystanie linii emisyjnych galaktyk jako znaczników kosmologicznych. DESI ujrzy pierwsze światło 2019 roku i będzie mierzyć widma 35 milionów galaktyk, co będzie stanowić osiem razy więcej, niż wykazuje obecnie SDSS. W 2021 roku Euklides zacznie zbierać widma dla 50 milionów źródeł, koncentrując się wyłącznie na liniach emisyjnych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Pourtsmouth

Urania
Vega


Załączniki:
Emission-line-galaxy-.jpg
Emission-line-galaxy-.jpg [ 733.3 KiB | Przeglądany 616 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 grudnia 2017, 19:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Dane z satelity Herschel łączą tajemnicze wiatry kwazarów z gwałtownymi wybuchami gwiazd

Astronomowie wykorzystali kosmiczne obserwatorium Herschela, aby rozwiązać nurtującą ich od dziesięcioleci zagadkę pochodzenia potężnych, chłodnych wiatrów gazowych w gorącym otoczeniu kwazarów. Dowody łączące te potężne wiatry z formowaniem się gwiazd w galaktykach, w których znajdują się kwazary, mogą również pomóc w rozwiązaniu zagadki, dlaczego rozmiar galaktyk we Wszechświecie wydaje się być ograniczony.

Od czasu odkrycia w latach ‘60, kwazary stały się skarbnicą pytań, na które mieli odpowiedzieć astronomowie. Owe źródła energetyczne – do 10 000 razy jaśniejsze, niż Droga Mleczna – są jądrami odległych galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami w swoich wnętrzach. Gdy gaz jest pociągany do dysku akrecyjnego w kierunku czarnej dziury, rozgrzewa się do bardzo wysokich temperatur i emituje energię w całym spektrum elektromagnetycznym, od promieniowania radiowego po X – w ten sposób rodzi się charakterystyczna jasność kwazaru.

Przez pięć dekad astronomowie badali spektrum kwazarów, aby odkryć pochodzenie emitowanego promieniowania elektromagnetycznego i prześledzić drogę, jaką przebyło światło aby do nas dotrzeć.

Cennym narzędziem do zrozumienia tej podróży są linie absorpcji widm promieniowania kwazarów. Linie te wskazują zakres długości fal, które zostały zaabsorbowane, gdy promieniowanie podróżowało od źródła do obserwatora, dając wskazówki dotyczące materii, przez jaką przechodziło. Z biegiem czasu badania tych linii pozwoliły prześledzić skład galaktyk i chmur gazowych, które leżą między nami a tymi odległymi świetlnymi obiektami, ale jeden zestaw linii absorpcyjnych pozostaje niewyjaśniony.

Astronomowie zaobserwowali linie absorpcyjne w wielu kwazarach, które wskazują na pochłanianie w drodze przez chłodny gaz z ciężkimi pierwiastkami, takimi jak węgiel, magnez i krzem. Linie te sygnalizują, że światło przechodziło przez wiatry zimnego gazu podróżując z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę w galaktykach zawierających kwazary. Chociaż wiedza, że wiatry istnieją, nie jest niczym nowym, ich pochodzenie oraz fakt, dlaczego są w stanie osiągnąć tak imponujące prędkości, pozostają nieznane.

Teraz astronom Peter Barthel i jego doktorant Pece Podigachoski, obydwaj z Groningen University Kapteyn Institute, wraz ze współpracownikami – Belinda Wilkes z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (USA) i Martin Haas z Ruhr-Universität Bochum (Niemcy) – rzucają światło na pochodzenie zimnych wiatrów. Korzystając z danych uzyskanych z obserwatorium Herschela, po raz pierwszy wykazali, że wytrzymałość linii absorpcyjnych metalu jest powiązana z szybkością formowania się gwiazd w galaktyce zawierającej kwazar. Poszukując tej tendencji, astronomowie są w stanie powiedzieć z pewnym przekonaniem, że formowanie się gwiazd w galaktyce zawierającej kwazar może być mechanizmem napędzającym te tajemnicze i potężne wiatry.

„Identyfikacja tej tendencji do dużego formowania się gwiazd, która ściśle jest powiązana z potężnymi wiatrami kwazarowymi, jest dla nas ekscytującym odkryciem. Naturalnym wytłumaczeniem tego jest fakt, że wiatry są napędzane wybuchami gwiazd i wytwarzane przez supernowe, które znane są z wielkiej częstotliwości w okresach ekstremalnego powstawania gwiazd” – wyjaśnia Pece Podigachoski.

Ten związek nie tylko rozwiązuje jedną zagadkę dotyczącą kwazarów, ale może również przyczynić się do odkrycia jeszcze większej tajemnicy: dlaczego rozmiary galaktyk obserwowanych we Wszechświecie wydają się być ograniczone, chociaż teoria tego nie przewiduje.

„Oprócz pytania o to, które procesy są odpowiedzialne za wiatry gazowe, ich efekt netto jest bardzo ważnym tematem w dzisiejszej astrofizyce. Chociaż teorie przewidują, że one mogą rosnąć do bardzo dużych rozmiarów, nie zaobserwowano olbrzymich galaktyk. Wydaje się, że istnieje proces, który działa jak hamulec na tworzenie takich galaktyk: na przykład mogą być za to odpowiedzialne wiatry gazowe” – wyjaśnia Peter Barthel.

Teoria przewiduje, że galaktyki powinny być w stanie urosnąć do masy stukrotnie większej, niż kiedykolwiek obserwowano. Fakt, że we Wszechświecie występuje deficyt „potworów”, oznacza, że istnieje proces wyczerpujący rezerwy galaktycznego gazu, zanim te będą w stanie osiągnąć swój pełny potencjał. Istnieją dwa mechanizmy, które mogą prowadzić do tego wyczerpania się gazu: pierwszy to wiatry supernowej powiązane z wybuchami gwiazd, a drugi to wiatry związane z supermasywną czarną dziurą, która znajduje się w sercu każdego kwazaru. Chociaż obydwa mechanizmy odgrywają rolę, dowody zależności między wiatrem zimnego gazu a tempem powstawania gwiazd znalezione przez zespół sugerują, że w przypadku kwazarów, tworzenie gwiazd, które wymaga stałej odstawy zimnego gazu, może być kluczowym winowajcą w ocaleniu galaktyki gazu i tłumieniu jej zdolności do wzrostu następnej generacji gwiazd.

„Jest to ważny wynik dla nauki o kwazarach opierający się na wyjątkowych możliwościach Herschela obserwującego światło w dalekiej podczerwieni oraz na falach submilimetrowych, umożliwiając szczegółową wiedzę na temat szybkości powstawania gwiazd w obserwowanych galaktykach, które były potrzebne do tego odkrycia” – wyjaśnia Göran Pilbratt, Herschel Project Scientist w ESA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Urania
Vega


Załączniki:
Herschel_Starbursting_Quasar_625w.jpg
Herschel_Starbursting_Quasar_625w.jpg [ 278.28 KiB | Przeglądany 613 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 02 stycznia 2018, 00:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury kontrolują formowanie się gwiazd w dużych galaktykach

Astronomowie znaleźli ścisłą korelację pomiędzy masą centralnej czarnej dziury w galaktyce a historią powstawania w niej gwiazd.

Młode galaktyki płoną blaskiem nowych gwiazd formujących się w szybkim tempie, jednak proces ten ostatecznie zamyka się wraz ewolucją galaktyki. Nowe badanie, które zostało opublikowane 1 stycznia b.r. w Nature pokazuje, że masa czarnej dziury w centrum galaktyki decyduje o tym, jak szybko nastąpi „ugaszenie” procesu formowania się gwiazd.

Każda galaktyka w swoim centrum ma supermasywną czarną dziurę, ponad milion razy masywniejszą, niż Słońce, ujawniającą obecność poprzez jej grawitacyjne oddziaływanie na gwiazdy tej galaktyki i czasami zasilające energetyczne promieniowanie z aktywnego jądra galaktycznego (active galactic nucleus – AGN). Uważa się, że energia uwalniana do galaktyki z aktywnego jądra galaktycznego wyłącza formowanie się gwiazd poprzez ogrzewanie i rozpraszanie gazu, który w przeciwnym razie skraplał by się na gwiazdy podczas chłodzenia.

Pomysł ten istniał od dziesięcioleci, a astrofizycy odkryli, że symulacje ewolucji galaktyk muszą zawierać informacje zwrotne z czarnej dziury, aby odtworzyć obserwowane właściwości galaktyk. Jednakże do tej pory brakowało obserwacyjnych dowodów na związek supermasywnych czarnych dziur z formowaniem się gwiazd.

Astronomowie z Uniwersytetu Santa Cruz mówią, że jest to pierwszy bezpośredni dowód obserwacyjny, w którym mogą zobaczyć wpływ czarnej dziury na historię powstawania gwiazd w galaktyce. Nowe wyniki ujawniają ciągłą interakcję między aktywnością czarnej dziury a formowaniem się gwiazd w czasie życia galaktyki, wpływając na wszystkie generacje gwiazd formujących się gdy galaktyka ewoluuje.

Badanie prowadzone przez pierwszego autora pracy, dr hab. Ignacio Martín-Navarro z University California-Santa Cruz, dotyczyło masywnych galaktyk, dla których masa centralnej czarnej dziury została zmierzona we wcześniejszych badaniach poprzez analizę ruchu gwiazd w pobliżu centrum galaktyki. Aby określić historię powstawania gwiazd w galaktykach, Martín-Navarro przeanalizował szczegółowe spektrum ich światła otrzymane z przeglądu Hobby-Eberly Telescope Massive Galaxy Survey.

Spektroskopia umożliwia astronomom oddzielenie i mierzenie różnych długości fal światła z obiektu. Martín-Navarro wykorzystał techniki obliczeniowe do analizy widma każdej galaktyki i przywrócenia historii powstawania gwiazd dzięki znalezieniu najlepszej kombinacji gwiezdnych populacji, aby pasowały do danych spektroskopowych.

Kiedy porównał historię powstawania gwiazd w galaktykach z czarnymi dziurami o różnych masach, zauważył uderzające różnice. Korelowały one jedynie z masą czarnej dziury, a nie z galaktyczną morfologią, rozmiarem lub innymi właściwościami.

„W przypadku galaktyk o tej samej masie gwiazdowej ale o różnej masie czarnej dziury w centrum, galaktyki z większymi czarnymi dziurami gasły wcześniej i szybciej niż te z mniejszymi czarnymi dziurami. Zatem tworzenie gwiazd trwało dłużej w tych galaktykach z mniejszymi centralnymi czarnymi dziurami” – powiedział Martín-Navarro.

Inni badacze poszukiwali współzależności pomiędzy formowaniem się gwiazd a jasnością aktywnych jąder galaktycznych, bez powodzenia. Martín-Navarro powiedział, że może tak być, ponieważ skale czasowe są tak różne, z formowaniem się gwiazd przez setki milionów lat, podczas gdy wybuchy z aktywnych jąder galaktycznych występują w krótszym czasie.

Supermasywna czarna dziura świeci tylko wtedy, gdy aktywnie pochłania materię z wewnętrznych obszarów swojej galaktyki. Aktywne jądra galaktyk są bardzo zmienne a ich właściwości zależą od wielkości czarnej dziury, szybkości akrecji nowej materii opadającej na czarną dziurę oraz innych czynników.

“Użyliśmy masy czarnych dziur jako pośrednika dla energii wprowadzonej do galaktyki przez AGN, ponieważ akrecja na bardziej masywne czarne dziury prowadzi do bardziej energetycznej odpowiedzi z aktywnych jąder galaktycznych, co przyspieszyłoby proces formowania się gwiazd” - wyjaśnia Martín-Navarro.

Dokładny charakter informacji zwrotnej z czarnej dziury, która gasi powstawanie gwiazd, pozostaje niepewny, według współautora, Aarona Romanowsky, astronoma z Uniwersytetu Stanowego San Jose i Obserwatoriów UC.

„Istnieje wiele sposobów, na jakie czarna dziura może wprowadzać energię do galaktyki, a teoretycy mają wiele pomysłów na temat tego, jak działa gaszenie, ale mają jeszcze dużo pracy, aby dopasować te nowe obserwacje do modeli” – powiedział Romanowsky.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of California-Santa Cruz

Urania
Vega


Załączniki:
blackhole.jpg
blackhole.jpg [ 109.45 KiB | Przeglądany 602 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 stycznia 2018, 17:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Głębokie spojrzenie do serca gwiazd

Naukowcy badają wewnętrzną strukturę odległych słońc oraz ich pulsacje.

Na pierwszy rzut oka wydaje się niemożliwe, aby zajrzeć do wnętrza gwiazdy. Międzynarodowy zespół astronomów pod przewodnictwem Earla Bellingera i Saski Hekker z Instytutu Badań Układu Słonecznego Maxa Plancka w Getyndze, po raz pierwszy określił głęboką strukturę wewnętrzną dwóch gwiazd w oparciu o ich oscylacje.

Nasze Słońce i większość gwiazd doświadcza pulsacji, które rozprzestrzeniają się we wnętrzu gwiazdy jako fale dźwiękowe. Częstotliwości tych fal są odzwierciedlone w świetle gwiazdy, co mogą obserwować astronomowie. Podobnie jak sejsmologowie rozszyfrowali wewnętrzną strukturę naszej planety poprzez analizę trzęsień ziemi, astronomowie określają właściwości gwiazd na podstawie ich pulsacji – dziedzina nauki zwana asterosejsmologią. Teraz, po raz pierwszy, szczegółowa analiza tych pulsacji umożliwiła Earlowi Bellingerowi, Saski Hekker i ich współpracownikom pomiar wewnętrznej struktury dwóch odległych gwiazd.

Obydwie analizowane gwiazdy są częścią układu 16 Cygni (znane jako 16 Cyg A i 16 Cyg B) i są bardzo podobne do Słońca. „Ze względu na niewielką odległość, zaledwie 70 lat świetlnych, gwiazdy te są stosunkowo jasne i dlatego idealnie nadają się do naszej analizy. Wcześniej można było tylko tworzyć modele wnętrza gwiazd. Teraz możemy je mierzyć” – mówi główny autor pracy Earl Bellinger.

Aby stworzyć model wnętrza gwiazdy astronomowie zmieniają modele ewolucji gwiazd, aż jeden z nich będzie pasował do obserwowanego widma częstotliwości. Jednakże pulsacje w modelach teoretycznych różnią się od tych gwiazdowych, najprawdopodobniej z powodu wciąż nieznanej fizyki gwiazd.

W związku z tym Bellinger i Hekker postanowili zastosować odwrotną metodę. Uzyskali lokalne właściwości wnętrza gwiazdy na podstawie obserwowanych częstotliwości. Metoda ta w mniejszym stopniu zależy od założeń teoretycznych, ale wymaga doskonałej jakości danych pomiarowych i jest matematycznie trudna.

Używając metody odwrotnej, badacze zajrzeli ponad 500 000 km w głąb gwiazd i odkryli, że prędkość dźwięku w centralnych regionach jest większa, niż przewidywały modele. „W przypadku 16 Cyg B różnice te można wytłumaczyć, korygując to, co uważaliśmy za masę i rozmiar gwiazdy” – mówi Bellinger. W przypadku 16 Cyg A jednak nie można było określić przyczyny rozbieżności.

Jest możliwe, że dotychczas nieznane zjawiska fizyczne nie są w wystarczającym stopniu uwzględniane przez obecne modele ewolucyjne. „Pierwiastki, które powstały we wczesnych fazach ewolucji gwiazdy, mogły zostać przeniesione z jej jądra do zewnętrznych warstw. Spowodowałoby to zmianę wewnętrznej stratyfikacji gwiazdy, która wpływa na sposób oscylacji” – wyjaśnia Bellinger.

Po pierwszej analizie strukturalnej będzie ich więcej. „W danych z kosmicznego teleskopu Keplera można znaleźć dziesięć do dwudziestu dodatkowych gwiazd odpowiednich do takiej analizy” – mówi Saskia Hekker, która kieruje grupą badawczą Stellar Ages and Galactic Evolution (SAGE) w Instytucie Maxa Plancka w Getyndze. W przyszłości misja NASA TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) i kosmiczny teleskop PLATO (Planetary Transits and Oscillation of Stars) planowany przez ESA, zgromadzą jeszcze więcej danych dla tego obszaru badań.

Metoda odwrotna dostarczy nowych wglądów, które pomogą nam lepiej zrozumieć fizykę działającą w gwiazdach. Doprowadzi to do stworzenia lepszych modeli gwiazd, które następnie poprawią naszą zdolność przewidywania przyszłej ewolucji Słońca i innych gwiazd w Galaktyce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instytut Maxa Plancka

Urania
Vega


Załączniki:
Gwiazda.jpg
Gwiazda.jpg [ 82.08 KiB | Przeglądany 599 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 stycznia 2018, 15:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Geometria dysków akrecyjnych czarnych dziur

Supermasywne czarne dziury o masie milionów a nawet miliardów Słońc znajdują się w jądrach większości galaktyk, w tym także naszej Drogi Mlecznej. Torus gazu i pyłu krąży wokół czarnej dziury (przynajmniej według większości teorii) i promieniuje w świetle ultrafioletowym, gdy materia opadająca w kierunku czarnej dziury ogrzewa dysk do milionów stopni. Proces akrecji może również zasilać wyrzucanie dżetów strumieni szybko poruszających się naładowanych cząstek. Takie aktywnie akreujące materię supermasywne czarne dziury w galaktykach nazywa się aktywnymi jądrami galaktycznymi (AGN).

Astronomowie, którzy modelują procesy fizyczne w jednym z tych dużych dynam, zaczynają od ruchów gazu i geometrii tego regionu. Ruchy gazu mogą być mierzone bezpośrednio z linii emisyjnych w gazie, zwykle linii optycznych wodoru, które są wzbudzane przez promieniowanie UV. Jeżeli chodzi o geometrię, proste obliczenia szacują, że promień emisji linii gazu powinien wynosić kilka tysięcy jednostek astronomicznych. Ponieważ większość AGN jest zbyt daleko, aby móc zmierzyć tak mały rozmiar, astronomowie zaczęli polegać na technice „mapowania pogłosu”. Promieniowanie z dysku akrecyjnego jest bardzo zmienne. Ponieważ przejście promieniowania ultrafioletowego z dysku akrecyjnego znajdującego się blisko czarnej dziury do gazu emitującego linie emisyjne wymaga czasu, można dostrzec opóźnienie między zdarzeniem w kontinuum, a sygnałem w liniach emisyjnych wodoru.

Anna Pancoast, astronom z CfA, oraz zespół jej kolegów przeanalizowali dane mapowania pogłosu dla czterech aktywnych jąder galaktycznych w celu zbadania ich geometrii, a zwłaszcza objętość gorącego gazu znanego z szybkich ruchów – tak zwanego obszaru szerokich linii – ponieważ linie widmowe mają szerokości odpowiadające trzem tysiącom kilometrów na sekundę. Naukowcy odkryli, że geometrię tego gazu, przynajmniej w badanych czterech AGN, dobrze opisują grube dyski widziane prawie z góry, o średnim promieniu od około 1600 do 4000 au, skrywające czarne dziury o masie około siedemdziesięciu milionów mas Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Urania
Vega


Załączniki:
su201750.jpg
su201750.jpg [ 71.42 KiB | Przeglądany 594 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 stycznia 2018, 18:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Czy rozwiązano zagadkę „najbardziej tajemniczej gwiazdy we Wszechświecie”?

Zespół ponad 200 naukowców prowadzony przez Tabethy Boyajian z Uniwersytetu Stanowego w Luizjanie, jest o krok bliżej od rozwiązania zagadki „najbardziej tajemniczej gwiazdy we Wszechświecie”. KIC 8462852, czy „Gwiazda Tabby" – nazwana od imienia Boyajian – jest zwyczajną gwiazdą, około 50% większą i zlokalizowaną około 1000 lat świetlnych od Słońca. Jednak w niewytłumaczalny sposób jej jasność sporadycznie maleje i wzrasta. Istnieje wiele teorii wyjaśniających niezwykłe zachowanie gwiazdy, w tym taka, że okrąża ją obca megastruktura kosmiczna.

Tajemnica Gwiazdy Tabby jest tak fascynująca, że ponad 1700 osób przekazało ponad 100 000 dolarów na Kickstarterze, jako wsparcie obserwacji prowadzonych za pomocą wyspecjalizowanych naziemnych teleskopów, dzięki którym było możliwe zgromadzenie większej ilości danych o gwiazdach. W rezultacie dane zebrane przez Boyajian i jej współpracowników, we współpracy z Obserwatorium Las Cumbres zostały opublikowane w The Astrophysical Journal Letters.

„Mieliśmy nadzieję, że gdy w końcu uda nam się zarejestrować spadek jasności w czasie rzeczywistym, będziemy mogli sprawdzić, czy spadki miały taką samą głębokość na wszystkich długościach fal. Gdyby tak było, sugerowałoby to, że za spadkiem jasności stoi coś nieprzezroczystego, jak na przykład dysk, planeta, gwiazda a nawet duże struktury w przestrzeni. Zamiast tego zespół odkrył, że gwiazda jest ciemniejsza na niektórych długościach fal niż na innych” – powiedział Wright, będący współautorem artykułu zatytułowanego „The First Post-Kepler Brightness Dips of KIC 8462852".

„Najprawdopodobniej pył jest powodem, dla którego światło gwiazdy przyćmiewa i rozjaśnia światło gwiazdy. Nowe dane pokazują, że różne kolory światła są blokowane przy różnych natężeniach, dlatego to, co przechodzi między nami a gwiazdą nie jest nieprzezroczyste, jak miałoby to miejsce w przypadku planety czy kosmicznej megastruktury” – powiedziała Boyajian.

Naukowcy uważnie obserwowali gwiazdę za pomocą teleskopu w Obserwatorium Las Cumbres od marca 2016 do grudnia 2017 roku. Od maja 2017 roku zaobserwowano cztery wyraźne spadki jasności gwiazdy. Osoby wspierające kampanię crowdfundingową głosowali, aby nadać im nazwy. Pierwsze dwa spadki nazwano Elsie i Celeste. Dwa ostatnie otrzymały nazwy po starożytnych zaginionych miastach: szkockim Scara Brae i kambodżańskim Angkor. Autorzy piszą, że to, co dzieje się z gwiazdą, pod wieloma względami przypomina te zaginione miasta.

„Są starożytne. Obserwujemy to, co wydarzyło się 1000 lat temu. Są prawie na pewno wywołane czymś zwyczajnym, przynajmniej w kosmicznej skali, ale to czyni je bardziej interesującymi, przede wszystkim nie mniej tajemniczymi” – pisze autor.

Metoda, za pomocą której ta gwiazda jest badana – zbieranie i analizowanie przepływających danych z pojedynczego celu – sygnalizuje nową erę w astronomii. Amatorzy przeszukujący ogromną ilość danych z misji Kepler byli tymi, którzy w pierwszej kolejności wykryli niezwykłe zachowanie gwiazdy. Głównym celem misji Kepler było znalezienie planet poprzez detekcję okresowego spadku jasności gwiazdy wywołanego obecnością planety przechodzącej na tle jej tarczy. Powstała grupa internetowa Planet Hunters, dzięki której amatorzy mogli pomóc w klasyfikacji krzywych jasności na podstawie danych z Keplera, oraz w poszukiwaniu takich planet.

„Gdyby nie ludzie bezinteresownie prowadzący takie obserwacje, ta niezwykła gwiazda zostałaby przeoczona. Bez publicznego wsparcia nie mielibyśmy tak dużej ilości danych” – powiedziała Boyajian.

Teraz można znaleźć więcej odpowiedzi. „Najnowsze badania wykluczają istnienie kosmicznej megastruktury, ale zwiększają wiarygodność innych zjawisk mających wpływ na spadek jasności gwiazdy. Istnieją modele obejmujące materię okołogwiazdową – np.. egzokomety, które były pierwotną hipotezą zespołu Boyajian – wydające się być zgodnymi z posiadanymi danymi” – powiedział Wright. Zwraca również uwagę, że niektórzy astronomowie popierają ideę, że nic nie blokuje światła gwiazdy a po prostu staje się ona coraz słabsza, co również zgadza się z nowymi danymi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PennState

Urania
Vega


Załączniki:
PIA22081_hires.jpg
PIA22081_hires.jpg [ 288.98 KiB | Przeglądany 592 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 stycznia 2018, 19:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Ważenie masywnych gwiazd w sąsiedniej galaktyce ujawnia nadmiar wagi ciężkiej

Międzynarodowy zespół naukowców ujawnił „zdumiewający” nadmiar masywnych gwiazd w sąsiedniej galaktyce.

Odkrycie, dokonane w gigantycznym obszarze formowania się gwiazd 30 Doradus w Wielkim Obłoku Magellana, ma „daleko sięgające” konsekwencje dla naszego zrozumienia, w jaki sposób gwiazdy przekształciły pierwotny Wszechświat w ten, w którym żyjemy dzisiaj. Wyniki zostały opublikowane w dzienniku Science.

Główny autor, Fabian Schneider, pracownik naukowy na Wydziale Fizyki Uniwersytetu Oxfordzkiego, powiedział: „Byliśmy zaskoczeni, kiedy zdaliśmy sobie sprawę, że 30 Doradus utworzyło o wiele więcej masywnych gwiazd, niż się spodziewano”.

W ramach przeglądu Tarantula VLT-FLAMES (VFTS), zespół wykorzystał Bardzo Duży Teleskop (VLT) do obserwacji prawie 1000 masywnych gwiazd w 30 Doradus, gigantycznym gwiezdnym żłobku, zwanym także Mgławicą Tarantula. Zespół wykorzystał szczegółowe analizy około 250 gwiazd o masach od 15 do 200 Słońc, aby określić rozmieszczenie masywnych gwiazd powstałych w 30 Doradus – tak zwana początkowa funkcja masy (Initial Mass Function - IMF).

Masywne gwiazdy są szczególnie ważne dla astronomów ze względu na ich ogromny wpływ na otoczenie. Pod koniec swojego życia mogą eksplodować w spektakularnych supernowych, tworząc niektóre z bardziej egzotycznych obiektów we Wszechświecie – gwiazdy neutronowe i czarne dziury.

Współautor badania, Hugues Sana z Uniwersytetu Leuven w Belgii, powiedział: „Nie tylko zaskoczyła nas ogromna liczba masywnych gwiazd, ale także fakt, że ich IMF wynosi ponad 200 mas Słońca.” Do niedawna istnienie gwiazd do 200 mas Słońca było wysoce kwestionowane, a badanie pokazuje, że maksymalna masa urodzeniowa gwiazd 200-300 mas Słońca wydaje się prawdopodobna.

W większości części Wszechświata, które badali dotychczas astronomowie, im bardziej gwiazdy są masywne, tym są rzadsze. IMF przewiduje, że większość masy gwiazdowej występuje w gwiazdach o małej masie oraz że mniej niż 1% wszystkich gwiazd rodzi się z masami przekraczającymi 10 Słońc. Pomiar proporcji masywnych gwiazd jest niezwykle trudny – przede wszystkim z powodu ich niedoboru – a w lokalnym Wszechświecie jest tylko kilka miejsc, w których można to zrobić.

Zespół zainteresował się 30 Doradus, największym lokalnym regionem gwiazdotwórczym, w którym znajdują się jedne z najbardziej masywnych gwiazd, jakie kiedykolwiek znaleziono, i wyznaczył ich masy za pomocą unikalnych narzędzi obserwacyjnych, teoretycznych oraz statystycznych. Ta duża próbka pozwoliła naukowcom wyprowadzić najdokładniejszy segment wysoko masywny IMF i pokazać, że masywne gwiazdy są o wiele bardziej częstsze, niż wcześniej sądzono. Chris Evans z brytyjskiego Centrum Technologii Astronomicznych, główny badacz VFTS i współautor powiedział: „W rzeczywistości nasze wyniki sugerują, że większość masy gwiazdowej nie jest już w gwiazdach o małej masie, ale znaczna część występuje w gwiazdach o dużej masie.”

Gwiazdy są kosmicznymi silnikami i wytworzyły większość pierwiastków chemicznych, cięższych od helu oraz od tlenu, którym na co dzień oddychamy, do żelaza w naszej krwi. Podczas ich życia gwiazdy wytwarzają obfite ilości promieniowania jonizującego i energii kinetycznej poprzez silne wiatry gwiazdowe. Promieniowanie jonizujące masywnych gwiazd było kluczowe do ponownego rozjaśnienia Wszechświata po tzw. wiekach ciemnych a ich mechaniczne sprzężenie zwrotne napędza ewolucję galaktyk. Philipp Podsiadlowski, współautor badania z Uniwersytetu Oxfordzkiego, powiedział: „Aby zrozumieć wszystkie te mechanizmy sprzężenia zwrotnego, a tym samym rolę masywnych gwiazd we Wszechświecie, musimy wiedzieć, jak wiele z tych potworów się rodzi.”

Fabian Schneider dodaje: „Nasze wyniki mają daleko idące konsekwencje zrozumienia kosmosu: może tam być około 70% więcej supernowych, trzykrotnie więcej zawartości chemicznej oraz cztery razy więcej promieniowania jonizującego z populacji masywnych gwiazd. Ponadto tempo tworzenia się czarnych dziur może zostać zwiększone o 180%, co bezpośrednio przekłada się na wzrost układów łączących się czarnych dziur, które zostały ostatnio wykryte dzięki ich falom grawitacyjnym.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Oxford

Urania
Vega


Załączniki:
Tarantula nebula.jpg
Tarantula nebula.jpg [ 171.5 KiB | Przeglądany 588 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 stycznia 2018, 17:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Niemowlęce gwiazdy odkryte zaskakująco blisko supermasywnej czarnej dziury

W centrum naszej galaktyki, w bezpośrednim sąsiedztwie jej supermasywnej czarnej dziury, znajduje się region, na który działają potężne siły pływowe oraz jest skąpany w intensywnym promieniowaniu ultrafioletowym i rentgenowskim. Jak przypuszczają astronomowie, te surowe warunki nie sprzyjają powstawaniu gwiazd, zwłaszcza tych o niskiej masie, takich jak nasze Słońce. Co zaskakujące, nowe obserwacje z ALMA sugerują coś zupełnie innego.

Dane z ALMA ukazały charakterystyczne oznaki jedenastu gwiazd o niskiej masie, niebezpiecznie blisko – zaledwie 3 lata świetlne – supermasywnej czarnej dziury Drogi Mlecznej, znanej astronomom jako Sagittarius A* (Sgr A*). Na takiej odległości siły pływowe napędzane przez supermasywną czarną dziurę powinny być wystarczająco energetyczne, aby rozerwać obłoki pyłu i gazu, zanim te będą mogły wytworzyć gwiazdy.

Obecność tych nowo odkrytych protogwiazd (etap kształtowania pomiędzy gęstą chmurą gazu a młodą, świecącą gwiazdą) sugeruje, że warunki niezbędne do narodzin gwiazd o niskiej masie mogą istnieć nawet w jednym z najbardziej burzliwych regionów naszej galaktyki i być może w podobnych lokalizacjach w całym Wszechświecie.

„Pomimo wszelkich przeciwności, widzimy najlepsze dowody na to, że gwiazdy o niskiej masie powstają zaskakująco blisko supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. To naprawdę zaskakujący wynik, który pokazuje, jak silne może być formowanie się gwiazd, nawet w najbardziej nieprawdopodobnych miejscach” – mówi Farhad Yusef-Zadehm, astronom z Northwestern University w Evanston, Illinois, oraz główny autor artykułu opublikowanego w Astrophysical Journal Letters.

Dane ALMA sugerują również, że te protogwiazdy mają około 6000 lat. „To ważne, gdyż jest to najwcześniejsza faza powstawania gwiazd, które znaleźliśmy w tym wysoce wrogim środowisku” – powiedział Yusef-Zadehm.

Zespół naukowców zidentyfikował te protogwiazdy, widząc klasyczne „podwójne płaty” materii, które otaczają każdą z nich, tworząc kształt kosmicznej klepsydry sygnalizujący wczesne etapy formowania się gwiazd. Cząsteczki, takie jak tlenek węgla (CO), świecą w nich jasno w świetle o długości fal milimetrowych, co ALMA może obserwować z niezwykłą precyzją oraz czułością.

Protogwiazdy tworzą się z międzygwiezdnych obłoków gazu i pyłu. Gęste skupiska materii w tych obłokach zapadają się pod wpływem własnej grawitacji i rosną w procesie gromadzenia się coraz większej ilości gazu gwiazdotwórczego. Część tej opadającej materii nigdy jednak nie trafia na powierzchnię gwiazdy. Zamiast tego jest wyrzucana jako para strumieni o dużej prędkości z północnych i południowych biegunów protogwiazdy. Ekstremalnie burzliwe środowiska mogą jednak zakłócać normalny korowód materii na protogwieździe, podczas gdy intensywne promieniowanie – od pobliskich masywnych gwiazd i supermasywnych czarnych dziur – może wysadzić macierzysty obłok, uniemożliwiając formowanie się czegokolwiek, poza najbardziej masywnymi gwiazdami.

Centrum galaktyczne Drogi Mlecznej posiada supermasywną czarną dziurę o masie 4 milionów Słońc, która znajduje się 25 000 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Strzelca. Ogromne zapasy pyłu międzygwiezdnego zasłaniają ten region, ukrywając go przed teleskopami optycznymi. Fale radiowe, w tym milimetrowe i submilimetrowe, które widzi ALMA, są w stanie przeniknąć ten pył, dając radioastronomom wyraźny obraz dynamiki i zawartości tego wrogiego środowiska.

Wcześniejsze obserwacje ALMA dotyczące regionu otaczającego Sgr A*, wykonane przez Yusef-Zadehm i jego zespół ujawniły wiele masywnych gwiazd niemowlęcych, które mają około 6 milionów lat. Obiekty te są cechami wspólnymi bardziej spokojnych regionów gwiazdotwórczych, takich jak Mgławica Oriona. Chociaż centrum galaktyczne jest trudnym regionem dla formowania się gwiazd, możliwe jest, aby szczególnie gęste jądra wodorowego gazu przekroczyły niezbędny próg i wytworzyły nowe gwiazdy.

Nowe obserwacje ALMA ukazały coś jeszcze bardziej niezwykłego, a mianowicie oznaki, że jedenaście protogwiazd o niskiej masie utworzyło się w zasięgu zaledwie 1 parseka od centralnej galaktycznej czarnej dziury. Yusef-Zadehm i jego zespół użyli ALMA, aby potwierdzić, że masy i moment pędu są zgodne z młodymi protogwiazdami znalezionymi w dysku Galaktyki.

„Odkrycie to dostarcza dowodów, że formowanie się gwiazd ma miejsce w obłokach zaskakująco blisko Sagittarius A*. Chociaż warunki są dalekie od ideału, możemy wyobrazić sobie kilka ścieżek, w jaki sposób te gwiazdy mogą się pojawiać” – mówi Al Wootten z NRAO w Charlottesville w Wirginii i współautor artykułu.

Aby do tego doszło, siły zewnętrzne będą musiały skompresować obłoki gazu w pobliżu centrum naszej galaktyki, by przezwyciężyć gwałtowną naturę tego regionu i pozwolić grawitacji na uformowanie gwiazd. Astronomowie spekulują, że obłoki gazu o dużej prędkości poruszające się w tym obszarze mogą pomóc w tworzeniu się gwiazd poprzez kompresowanie obłoków gazu, gdy przepływają one przez ośrodek międzygwiazdowy. Możliwe jest również, że dżety z czarnej dziury mogą być zaorane w otaczające obłoki gazu, kompresując materię i powodując wybuch powstawania gwiazd.

„Obecność takiej ilości gęstych skupisk sugeruje, że formowanie się gwiazd mogło zachodzić w bezpośrednim sąsiedztwie supermasywnych czarnych dziur w centrach innych galaktyk. Przyszłe obserwacje rzucą więcej światła na ten proces i pozwolą nam lepiej zrozumieć, jak to się dzieje i gdzie jeszcze możemy szukać nowych, młodych gwiazd” – powiedział Yusef-Zadehm.

„Następnym krokiem jest bliższe spojrzenie w celu potwierdzenia, że te nowo utworzone gwiazdy orbitują wokół dysków pyłowych. Jeżeli tak, to prawdopodobne jest, że planety ostatecznie uformują się z tej materii, tak samo jak ma to miejsce w przypadku młodych gwiazd w dysku galaktycznym” – podsumował Mark Wardle, astronom z Macquarie University w Sydney, w Australii i współbadacz w zespole.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA Observatory

Urania
Vega


Załączniki:
StellarOutflows-880x423.jpg
StellarOutflows-880x423.jpg [ 54.88 KiB | Przeglądany 585 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 stycznia 2018, 17:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Fale grawitacyjne mierzą Wszechświat

Bezpośrednie wykrycie fal grawitacyjnych z przynajmniej pięciu źródeł w ciągu ostatnich dwóch lat daje spektakularne potwierdzenie modelu grawitacji i czasoprzestrzeni Alberta Einsteina. Modelowanie tych zdarzeń dostarczyło również informacji na temat masywnego powstawania gwiazd, rozbłysków gamma, charakterystyki gwiazd neutronowych i (po raz pierwszy) teoretycznych założeń dotyczących wytwarzania bardzo ciężkich pierwiastków, takich jak np. złoto.

Teraz badacze wykorzystali pojedyncze zdarzenie fali grawitacyjnej o oznaczeniu GW170817, do pomiaru wieku Wszechświata. Astronomowie z Harvard-Smithsonian CfA, Peter Blanchard, Tarreneh Eftekhari, Victoria Villar oraz Peter Williams byli członkami zespołu 1314 naukowców z całego świata, którzy przyczynili się do wykrycia fal grawitacyjnych z łączących się gwiazd neutronowych w układach podwójnych, prowadzących do wykrywania promieniowania gamma, a następnie źródła pochodzenia kataklizmu w galaktyce NGC 4993, dostrzeżonego na obrazach wykonanych z różnymi opóźnieniami czasowymi w zakresie długości fal, od promieniowania rentgenowskiego po radiowe.

Analiza fal grawitacyjnych z tego zdarzenia przedstawia ich wewnętrzną intensywność. Obserwowana intensywność jest mniejsza, co sugeruje (ponieważ intensywność zmienia się wraz z odległością), że źródło znajduje się 140 milionów lat świetlnych stąd. Ich galaktyka macierzysta, NGC 4993, ma znaczną prędkość, ze względu na ekspansję Wszechświata, którą można zmierzyć na podstawie jej linii widmowych. Wiedząc, jak daleko jest i jak szybko galaktyka oddala się od nas, naukowcy mogą obliczyć czas od rozpoczęcia ekspansji – wiek Wszechświata: od około 11,9 do 15,7 miliarda lat, biorąc pod uwagę eksperymentalne niedokładności.

Wiek pochodny z tego pojedynczego zdarzenia zgadza się z szacunkami z dziesięcioleci obserwacji opartych na metodach statystycznych, wykorzystujących dwa inne źródła: kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła i ruch galaktyk. Pierwsze polega na mapowaniu bardzo słabego światła, datowanego na około cztery tysiące lat po Wielkim Wybuchu. Drugie obejmuje analizę odległości i ruchów dziesiątek tysięcy galaktyk w stosunkowo niedawnym czasie. Fakt, że to pojedyncze zdarzenie fali grawitacyjnej pozwoliło na określenie wieku Wszechświata, jest niezwykły ale nie jest to możliwe przy każdym wykryciu fali grawitacyjnej. W tym przypadku była także optyczna identyfikacja źródła (dzięki czemu można było zmierzyć prędkość), które nie było ani zbyt odległe ani zbyt słabe. Przy większej statystycznej próbce fal grawitacyjnych wszystkich typów, obecny zakres wartości dla wieku Wszechświata będzie się zawężał.

Nowy wynik jest także intrygujący z innego powodu. Chociaż zarówno kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła, jak i pomiary galaktyk są dość dokładne, zdają się nie zgadzać ze sobą na poziomie mniej więcej 10%. Ta niezgodność może być jedynie błędem obserwacyjnym, ale niektórzy astronomowie podejrzewają, że może to być prawdziwa różnica odzwierciedlająca coś, czego obecnie brakuje w naszym obrazie kosmicznego procesu ekspansji, może w związku z faktem, że kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła pojawia się z zupełnie innej epoki kosmicznego czasu, niż dane z galaktyk. Trzecia metoda, zdarzenia fal grawitacyjnych, może pomóc rozwiązać tę zagadkę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Harvard-Smithsonian CfA

Urania
Vega


Załączniki:
su201801.jpg
su201801.jpg [ 785.49 KiB | Przeglądany 578 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 stycznia 2018, 17:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Badanie złożonej morfologii dysku protoplanetarnego wokół MWC 758

Korzystając z anten ALMA w Chile, międzynarodowy zespół naukowców zbadał dysk otaczający gwiazdę MWC 758. Nowe obserwacje pokazują dalszy wgląd w złożoną morfologię dysku.

MWC 758 (zwana również HD 36112) to oddalona o około 500 lat świetlnych od Ziemi młoda gwiazda typu Herbig Ae, o której wiemy, że ma otaczający ją dysk. Jej wiek szacuje się na około 3,5 miliona lat i ma współczynnik akrecji około 0,0001 masy Słońca rocznie.

To, co wyróżnia dysk MWC 758, to jego morfologia. Ma dużą wnękę o promieniu kilkudziesięciu jednostek astronomicznych, asymetrie w emisji pyłu oraz dwa ramiona spiralne widziane w bliskiej podczerwieni w rozproszonym świetle, które mogą być falami spirali gęstości wyrzucanymi z planet o masach kilku mas Jowisza.

Obecnie zespół astronomów pod kierownictwem Yanna Boehlera z Rice University w Houston w Teksasie przedstawia wyniki obserwacji ALMA przeprowadzone w celu uzyskania bardziej szczegółowych informacji o morfologii dysku MWC 758. Obserwacje te były przeprowadzone we wrześniu 2015 r, w rozdzielczości kątowej od 0,1” do 0,2”, co dostarczyło nowych informacji na ten temat.

„Nasze nowe obserwacje obrazują układ MWC 758 zarówno w emisji pyłowej, o długości fali około 0,88 milimetra, jaki i w liniach emisyjnych 13CO and C18O J = 3-2. Obserwacje były wykonane z rozdzielczością 0,1”-0,2”, lub 15-30 jednostek astronomicznych, w zależności od odległości układu, co odpowiada poprawie o współczynnik 4 w stosunku do poprzednich obserwacji na falach milimetrowych i pokazują niespotykane szczegóły morfologii dysku” – napisali naukowcy w artykule, który ukazał się 23 grudnia 2017 r. na arXiv.org.

Zgodnie z badaniem, wnęka dysku, która może zawierać lekko odkształcony wewnętrzny dysk, ma promień około 40 au. Naukowcy wykryli emisję pyłu na milimetrowej długości fali, co sugeruje obecność wewnętrznego dysku. Zauważyli także skręcenie w krzywych prędkości we wnęce oraz także oznakę cienia rzucanego w kierunku zachodniego zewnętrznego obszaru, co wskazuje, że wewnętrzny dysk mógł zostać lekko odkształcony.

Poza tą wnęką, wewnętrzny dysk posiada dwie duże grupy pyłu na 47 i 82 au, które tworzą strukturę podwójnego pierścienia. Grupy pyłu są związane z wydłużonymi strukturami, które jakby kopiują strukturę podwójnego pierścienia.

Co więcej, obserwacje ALMA ukazały dwie spirale, wykryte wcześniej w bliskiej podczerwieni oraz dwie łukowate struktury, które również znaleziono w poprzednich badaniach w bliskiej podczerwieni.

Naukowcy doszli do wniosku, że złożoną morfologię dysku MWC 758 można wytłumaczyć istnieniem dwóch masywnych planet okrążających gwiazdę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
phys.org

Urania
Vega


Załączniki:
4-researcherss.jpg
4-researcherss.jpg [ 24.15 KiB | Przeglądany 576 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 stycznia 2018, 20:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Dlaczego galaktyki przestają tworzyć nowe gwiazdy?

Astronomowie z Sloan Digital Sky Survey (SDSS) przedstawiają zaskakującą nową odpowiedź na to ważne pytanie: informacje zwrotne od supermasywnych czarnych dziur wyjaśniają blokowanie tworzenia gwiazd, nawet w najmniejszych galaktykach.

Wyniki przedstawione na czwartkowym spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego (AAS) w National Harbor w stanie Maryland, a wkrótce opublikowane w miesięczniku Royal Astronomical Society, stanowią duży krok naprzód w zrozumieniu tego, w jaki sposób galaktyki karłowate – jedne z najmniejszych we Wszechświecie – zapobiegają tworzeniu się gwiazd.

„Galaktyki karłowate przewyższają swoją liczebnością galaktyki, takie jak na przykład Droga Mleczna, w stosunku pięćdziesiąt do jednego. Jeżeli chcemy więc opowiedzieć całą historię galaktyk, musimy zrozumieć, jak działają galaktyki karłowate” – mówi Samantha Penny z Instytut Kosmologii i Grawitacji Uniwersytetu Portsmouth oraz główny autor badania.

W każdej galaktyce gwiazdy powstają, gdy obłoki gazu zapadają się pod wpływem siły grawitacji. Jednak nie dzieje się to wiecznie – w pewnym momencie formacja gwiazd w galaktyce zostaje zakończona. Powody tego mogą być różne w różnych galaktykach. Czasami galaktyka po prostu wyczerpuje się z gazu, zużywając swoje paliwo do wytwarzania gwiazd. Czasami gaz nagrzewa się tak bardzo, że wzbudzony zapada się w nowe gwiazdy. Czasami gaz jest wyciągany z galaktyki poprzez oddziaływanie grawitacyjne z pobliską galaktyką.

Czasami sprawcą jest czarna dziura. Większość galaktyk posiada supermasywną czarną dziurę w swoim centrum, a zrozumienie połączeń między nią a resztą galaktyki było od lat ważnym obszarem badań astronomów. Osiemnaście miesięcy temu astronomowie SDSS odkryli nowy sposób, w jaki galaktyczne czarne dziury mogą wyłączać tworzenie się gwiazd, który nazwali "czerwonym gejzerem”.

To odkrycie stało się możliwe dzięki przeglądowi SDSS Mapping Nearby Galaxies (MaNGA) w Apache Point Observatory. Podczas, gdy większość poprzednich przeglądów postrzegało każdą galaktykę jako pojedynczy byt, MaNGA tworzy szczegółowe mapy siedemnastu galaktyk jednocześnie, oglądając szczegółowo każdą galaktykę od jej centrum aż po brzegi. Taka strategia obserwacji umożliwia odkrycia, które łączą centralną czarną dziurę z resztą galaktyki.

Czerwony gejzer powstaje w wyniku opadania gazu do galaktycznej centralnej czarnej dziury. Gdy gaz opada, nagrzewa się do milionów stopni i jasno świeci. Gaz napędza również potężne wiatry, rozdmuchiwane wewnątrz reszty galaktyki z prędkością 1600 km/s. Kevin Bundy, główny badacz MaNGA z University of California Santa Cruz, wyjaśnia pochodzenie tego terminu: „nazwaliśmy te właściwości ‘czerwonymi gejzerami’, ponieważ sporadyczne wybuchy wiatru przypominają nam gejzer i dlatego, że koniec formowania się gwiazd pozostawił galaktykę tylko z czerwonymi gwiazdami”.

„Kiedy po raz pierwszy odkryliśmy czerwone gejzery, myśleliśmy, że można je znaleźć jedynie w większych galaktykach. Już wcześniej widzieliśmy aktywne czarne dziury w galaktykach karłowatych, ale nigdy nie byliśmy w stanie zobaczyć ich w akcji. Dzięki MaNGA możemy teraz zobaczyć ich efekty w całej galaktyce. I możemy to zrobić dla bardzo wielu galaktyk jednocześnie” – mówi Penny.

W ciągu prawie trzech lat działalności MaNGA widział galaktyki wszelkiego rodzaju, od karłowatych po olbrzymie, w tym ponad 300 galaktyk karłowatych. Ku wielkiemu zaskoczeniu, Penny i jej zespół znaleźli czerwone gejzery w około dziesięciu procentach galaktyk karłowatych.

Jak wyjaśnia Karen Masters, członek zespołu University of Portsmouth i Haverford College – odkrycie to pokazuje, że nawet pojedyncze galaktyki karłowate mogą przestać tworzyć gwiazdy, jeżeli zawierają aktywną supermasywną czarną dziurę.

Odkrycie to nie byłoby możliwe bez danych z przeglądu MaNGA, zarówno dzięki jego niewiarygodnym szczegółom jak i zdolności widzenia tak wielu galaktyk w tak krótkim czasie. Projekt MaNGA zaobserwował już więcej galaktyk karłowatych, niż jakikolwiek inny wcześniejszy przegląd z takim samym poziomem szczegółowości, i będzie kontynuowany przez następne dwa lata. Przegląd może ujawnić wiele więcej niespodzianek dotyczących naszego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SDSS

Urania
Vega


Załączniki:
blackholeres.jpg
blackholeres.jpg [ 19.72 KiB | Przeglądany 574 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 stycznia 2018, 16:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazdy bogate w żelazo mają planety z krótkim okresem orbitalnym

Astronomowie z SDSS dowiedzieli się, że skład chemiczny gwiazdy może wywierać nieoczekiwany wpływ na jej układ planetarny. Odkrycie to było możliwe dzięki nieustannemu przeglądowi SDSS gwiazd widzianych przez sondę Kepler, a który zapewni poszerzenie naszej wiedzy o tym, w jaki sposób tworzą się i ewoluują planety pozasłoneczne.

Zespół astronomów zaprezentował swoje wyniki na ostatnim spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego (AAS) w National Harbor w stanie Maryland. Korzystając z danych SDSS, odkryli, że gwiazdy o wyższym stężeniu żelaza mają tendencję do posiadania planet, które krążą dość blisko gwiazdy macierzystej – często z okresem orbitalnym krótszym, niż około osiem dni – podczas, gdy gwiazdy z mniejszą zawartością żelaza mają tendencję do posiadania planet o dłuższych okresach orbitalnych i krążą znacznie dalej od swoich gwiazd. Dalsze badanie tego efektu może pomóc astronomom w zrozumieniu całej różnorodności pozasłonecznych układów planetarnych w naszej galaktyce i rzucić światło na to, dlaczego planety znajdują się tam, gdzie się znajdują.

Historia planet krążących wokół gwiazd podobnych do Słońca rozpoczęła się w 1995 roku. Wtedy to zespół astronomów odkrył pojedynczą planetę krążącą wokół gwiazdy podobnej do Słońca, w odległości 50 lat świetlnych od Ziemi. Tempo odkryć wzrosło w 2009 roku, gdy NASA wystrzeliła sondę Kepler, kosmiczny teleskop zaprojektowany do poszukiwania planet pozasłonecznych. Podczas swojej głównej misji, trwającej cztery lata, Kepler monitorował tysiące gwiazd naraz, obserwując słabe pociemnienia ich światła, które może wskazywać planetę przechodzącą przed gwiazdą macierzystą. Ponieważ Kepler obserwował te same gwiazdy przez wiele lat, widział wciąż te planety i był w stanie zmierzyć czas, w jakim okrąża ona swoją gwiazdę. Na podstawie tych informacji wyznaczono odległość planety od gwiazdy oraz to, że planeta krążąca bliżej gwiazdy ma większą prędkość obiegu niż krążąca dalej. Dzięki nieustannemu monitoringowi Keplera liczba egzoplanet ze znanymi okresami orbitalnymi wzrosła znacząco od około 400 w 2009 roku do ponad 3000 dzisiaj.

Chociaż Kepler był doskonale zaprojektowany do wykrywania planet pozasłonecznych, nie został zaprojektowany, aby badać skład chemiczny gwiazd, wokół których krążą te planety. Wiedza ta pochodzi z Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE) SDSS, który zbadał setki tysięcy gwiazd w całej Drodze Mlecznej. APOGEE działa zbierając widma każdej gwiazdy – pomiar ilości światła emitowanego przez gwiazdę przy różnych długościach fali (kolorach) światła. Ponieważ atomy każdego pierwiastka oddziałują ze światłem w charakterystyczny sposób, spektrum pozwala astronomom określić nie tylko to, które pierwiastki zawiera gwiazda, ale także ile – dla wszystkich pierwiastków, łącznie z kluczowym żelazem.

„Wszystkie gwiazdy podobne do Słońca są w większości wodorowe, ale niektóre zawierają więcej żelaza, niż inne. Ilość żelaza, jaką zawiera gwiazda, jest ważną wskazówką, jak powstała i jak będzie ewoluować przez całe swoje życie” – mówi Johanna Teske z Carnegie Institution for Science, członek zespołu badawczego.

Łącząc dane z obydwu źródeł – orbit planet z Keplera oraz składu chemicznego gwiazd z APOGEE – astronomowie dowiedzieli się o związkach między gwiazdami bogatymi w żelazo a układami planetarnymi, które posiadają.

„Wiedzieliśmy, że wzbogacenie pierwiastkami gwiazdy ma znaczenie dla jej własnej ewolucji, ale byliśmy zaskoczeni, gdy dowiedzieliśmy się, że ma to również znaczenie dla ewolucji jej układu planetarnego” – mówi Taske.

Prezentowana praca opiera się na wcześniejszych, prowadzonych przez Gijsa Muldersa z University of Arizona, przy użyciu większej, ale mniej dokładnej próbki widm z projektu LAMOST-Kepler. Mulders i współpracownicy odkryli podobny trend – bliższe planety krążą wokół bogatych w żelazo gwiazd – ale nie określili krytycznego okresu ośmiu dni.

Co jest szczególnie zaskakujące w nowym wyniku to to, że gwiazdy wzbogacone w żelazo mają tylko o 25% więcej żelaza niż inne próbki. To pokazuje, że nawet niewielkie różnice w składzie chemicznym gwiazdy mogą mieć głęboki wpływ na systemy planetarne.

Ale nawet po tym nowym odkryciu astronomom pozostaje wiele pytań bez odpowiedzi, na przykład w jaki sposób tworzą się i ewoluują planety pozasłoneczne, zwłaszcza te o rozmiarach Ziemi lub nieco większe (tzw. superziemie). Czy gwiazdy bogate w żelazo samoistnie formują planety o krótszych orbitach? Czy też planety krążące wokół gwiazd bogatych w żelazo mogą z większym prawdopodobieństwem tworzyć się dalej, a następnie migrować na bliższe orbity, skracając tym samym swój okres orbitalny? Wilson i współpracownicy mają nadzieję na współpracę z innymi astronomami aby stworzyć nowe modele dysków protoplanetarnych w celu przetestowania obu tych wyjaśnień.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SDSS

Urania
Vega


Załączniki:
exoplanets_sdss_notext.jpg
exoplanets_sdss_notext.jpg [ 403.37 KiB | Przeglądany 570 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 stycznia 2018, 18:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 761
Oddział PTMA: Kraków
Dwukrotna czkawka czarnej dziury

Badana galaktyka, zwana SDSS J1354+1327 (w skrócie J1354), znajduje się w odległości około 800 milionów lat świetlnych od Ziemi. Do tego celu zespół astronomów wykorzystał obserwacje z kosmicznych obserwatoriów Chandra i Hubble a także z naziemnych obserwatoriów – Keck na Hawajach i Apache Point Observatory (APO) w pobliżu Sunspot w stanie Nowy Meksyk.

Chandra wykryła jasne, punktowe źródło emisji promieniowania rentgenowskiego z J1354, znak ostrzegawczy obecności supermasywnej czarnej dziury, miliony lub miliardy razy masywniejszej niż Słońce. Promienie rentgenowskie są wytwarzane przez gaz podgrzewany do milionów stopni ogromnymi siłami grawitacyjnymi i magnetycznymi w pobliżu czarnej dziury. Część tego gazu wpadnie potem do czarnej dziury, podczas gdy część zostanie wydalona w potężnym wycieku wysokoenergetycznych cząstek.

Porównując obrazy z Chandra i HST, zespół ustalił, że czarna dziura znajduje się w centrum galaktyki, czego można było się spodziewać. Dane rentgenowskie pokazują również, że supermasywna czarna dziura jest osadzona w ciężkiej zasłonie gazu.

Dane optyczne wskazują, że w przeszłości supermasywna czarna dziura strawiła duże ilości gazu podczas wycieku wysokoenergetycznych cząstek. Wyciek ostatecznie wyłączył się, a następnie powrócił około 100 000 lat później. Jest to mocny dowód, że akrecja czarnych dziur może zmieniać ich moc wyjściową wielokrotnie w skali czasowej, która jest dość krótka w porównaniu do 13,8 miliarda lat Wszechświata.

„Obserwujemy ucztujący obiekt, czkawkę i drzemkę a następnie znowu ucztę i czkawkę kolejny raz, co przewidziała teoria. Na szczęście zdarzyło nam się obserwować tę galaktykę w czasie, gdy mogliśmy dostrzec dowody na obydwa wydarzenia” – powiedziała Julie Comerford z Uniwersytetu Kolorado, z Wydziału Nauk Astrofizycznych i Kosmicznych Bouldera, która kierowała badaniem.

Dlaczego zatem czarna dziura miała dwa oddzielne posiłki? Odpowiedź leży w galaktyce towarzyszącej, która jest powiązana z J1354 strumieniami gwiazd i gazu wytwarzanym przez zderzenia pomiędzy dwiema galaktykami. Zespół doszedł do wniosku, że kępki materii z galaktyki towarzyszącej wirowały w kierunku środka J1354 a następnie zostały pochłonięte przez supermasywną czarną dziurę.

Zespół wykorzystał dane optyczne z HST, APO i Keck, aby pokazać, że atomy zostały pozbawione elektronów w stożku gazu rozciągającym się około 30 000 lat świetlnych na południe od centrum galaktyki. To odizolowanie spowodowane było prawdopodobnie wybuchem promieniowania z okolic czarnej dziury, wskazując, że uczta miała właśnie miejsce. Na północy znaleźli dowody na falę uderzeniową znajdującą się 3000 lat świetlnych od czarnej dziury. Sugeruje to, że czkawka nastąpiła po tym, jak inna kępka gazu została skonsumowana około 100 000 lat później.

„Ta galaktyka naprawdę nas zaskoczyła. Udało nam się pokazać, że gaz z północnej części galaktyki był zgodny z obecną falą uderzeniową, a gaz z południa był zgodny ze starszym wyciekiem z czarnej dziury” – powiedziała doktorantka Rebecca Nevin, współautorka badania, która wykorzystała dane z APO aby przyjrzeć się prędkościom i natężeniu światła z gazu i gwiazd w J1354.

Supermasywna czarna dziura w Galaktyce prawdopodobnie miała co najmniej jedną czkawkę w ciągu ostatnich kilku milionów lat. W 2010 roku inny zespół badaczy odkrył, za pomocą obserwacji z obserwatorium gamma Fermi, dowody na zderzenie Drogi Mlecznej, które miało za zadanie przyjrzeć się krawędzi galaktyki. Astronomowie widzieli wypływy gazu zwane „bąblami Fermiego”, które świecą w promieniach gamma, promieniach rentgenowskich i na falach radiowych widma elektromagnetycznego. Czkawka miałaby inną przyczynę, niż ta z J1354, ponieważ Droga Mleczna nie współdziała z pobliską galaktyką.

„Są to rodzaje bąbli, które widzimy po skończonym posiłku czarnej dziury. Supermasywna czarna dziura w naszej galaktyce drzemie po dużym posiłku, podobnie jak w przeszłości czarna dziura w J1354, więc oczekujemy, że także nasza masywna czarna dziura ponownie będzie świętować” – powiedział Scott Barrows, pracownik naukowy Uniwersytetu Kolorado.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Urania
Vega


Załączniki:
j1354.jpg
j1354.jpg [ 584.58 KiB | Przeglądany 567 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 275 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11 ... 14  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 1 gość


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