Dzisiaj jest 10 grudnia 2018, 21:43

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 331 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 12, 13, 14, 15, 16, 17  Następna
Autor Wiadomość
Post: 30 września 2018, 16:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Nowy zwrot w rotacji gwiazd

Naukowcy wykorzystali oscylacje do określenia, w jaki sposób odległe słońca rotują wokół własnej osi.

Gwiazdy nie rotują jak skaliste kule. Rejony na różnych szerokościach astrograficznych rotują z różnymi prędkościami. Grupa badaczy z New York University i Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) w Niemczech mierzyła wzorce rotacyjne próbki gwiazd podobnych do Słońca. Zidentyfikowali 13 gwiazd, które rotują w podobny sposób, jak nasze Słońce: ich równik obraca się szybciej, niż średnie szerokości astrograficzne. Ten wzorzec rotacyjny jest jednak znacznie bardziej wyraźny, niż w przypadku Słońca. Gwiazdy te na równiku rotują dwa razy szybciej, niż na średnich szerokościach astrograficznych a różnica prędkości rotacji jest większa, niż sugerowały teorie.

Co możemy powiedzieć na temat odległych gwiazd, poza określeniem ich barwy i jasności? Czy nasze Słońce jest typową gwiazdą? A może wykazuje pewne właściwości, które czynią go wyjątkowym, a może nawet niepowtarzalnym? Jedną z właściwości, która nie jest zrozumiała, jest jego rotacja. W swoich zewnętrznych warstwach Słońce ma wzorzec rotacji, który naukowcy określają jako „równoleżnikową rotację różnicową”. Oznacza to, że na różnych szerokościach heliograficznych rotuje ono z różnymi prędkościami. Podczas, gdy na równiku jeden pełny obrót Słońca trwa około 25 dni, na wyższych szerokościach rotuje wolniej. W pobliżu biegunów jeden pełny obrót Słońca trwa około 31 dni.

W swojej nowej pracy naukowcy badali 40 gwiazd, które pod względem masy przypominają Słońce. Pośród nich jest 13 gwiazd, których różnica rotacji może być zmierzona bardzo dokładnie. Wszystkie 13 wykazuje rotację różnicową podobną do Słońca: równik rotuje szybciej, niż wyższe szerokości astrograficzne. Jednak w niektórych przypadkach różnica w prędkości rotacji między równikiem a średnimi szerokościami astrograficznymi jest znacznie większa, niż w przypadku Słońca.

Klasycznie, rotacja gwiazdy jest określana przez śledzenie plam gwiazdowych (odpowiednik plam słonecznych na Słońcu) na różnych szerokościach astrograficznych w fotometrycznej krzywej blasku. Metoda ta jest jednak ograniczona, ponieważ nie znamy szerokości astrograficznej plamy. „Wykorzystując obserwacje z misji Kepler możemy teraz zbadać wnętrze gwiazd z użyciem astrosejsmologii i określić ich profile rotacyjne na różnych szerokościach i głębokościach astrograficznych” – mówi Laurent Gizon, dyrektor MPS.

Gwiazdy są zbyt odległe, aby można je było rozróżnić na obrazach astronomicznych. Są jak punkty. Naukowcy mogą jednak uzyskiwać bezpośrednio informacje przestrzenne o wnętrzach gwiazd za pomocą oscylacji gwiazdowych. Gwiazdy podlegają globalnym oscylacjom akustycznym, które są pobudzane przez ruchy konwekcyjne w ich zewnętrznych warstwach. Różne tryby oscylacji badają różne regiony w gwieździe. Tak więc częstotliwości oscylacji dają nam informacje o różnych rejonach. W badaniu tym naukowcy wykorzystali oscylacje gwiazd do pomiaru rotacji na różnych szerokościach astrograficznych w zewnętrznej strefie konwekcji.

Najlepsze pomiary zespołu pokazują gwiazdy rotujące podobnie, jak Słońce. Najbardziej zaskakującym aspektem tego badania jest to, że równikowa rotacja różnicowa może być znacznie silniejsza w niektórych gwiazdach, niż ma to miejsce w przypadku Słońca. Naukowcy nie przewidywali tak dużych wartości, których nie przewidują modele numeryczne.

Praca ta jest ważna, gdyż pokazuje, że astrosejsmologia ma fantastyczny potencjał, aby pomóc nam zrozumieć działanie gwiazd. Informacje o rotacji różnicowej gwiazd są kluczem do zrozumienia procesów, które napędzają aktywność magnetyczną. Połączenie informacji na temat rotacji wewnętrznej i aktywności wraz z modelowaniem, najprawdopodobniej ujawni podstawowe przyczyny aktywności magnetycznej w gwiazdach. Jednak wiele innych gwiazd podobnych do Słońca musi zostać zbadanych, aby tak się stało. Na 2026 rok ESA przewiduje start misji PLATO (badanie egzoplanet, podobnie jak misja Kepler), aby za pomocą precyzyjnej astrosejsmologii scharakteryzować dziesiątki tysięcy jasnych gwiazd podobnych do Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega


Załączniki:
6c4846cbb7cab00d0e297346bad5baeb71edd862_12747510___1400__85.jpg
6c4846cbb7cab00d0e297346bad5baeb71edd862_12747510___1400__85.jpg [ 222.21 KiB | Przeglądany 618 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: 01 października 2018, 11:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Hubble odkrywa niewidziane wcześniej zjawiska wokół gwiazdy neutronowej

Niezwykła emisja promieniowania podczerwonego z pobliskiej gwiazdy neutronowej, wykryta przez HST, może wskazywać na nowe zjawiska, których nigdy wcześniej nie obserwowano. Jednym z możliwych wyjaśnień jest dysk pyłowy otaczający gwiazdę neutronową; inny jest taki, że z obiektu wydobywa się wiatr energetyczny oddziałujący z gazem w przestrzeni międzygwiezdnej, przez którą przebija się gwiazda neutronowa.

Chociaż gwiazdy neutronowe są powszechnie badane na falach radiowych i promieniach X, to badanie pokazuje, że można uzyskać nowe i interesujące informacje o tych obiektach badając je także w świetle podczerwonym.

Obserwacja przeprowadzona przez amerykańskich i tureckich naukowców mogła pomóc astronomom lepiej zrozumieć ewolucję gwiazd neutronowych – niesamowicie gęstych pozostałości po tym, jak masywna gwiazda wybuchnie jako supernowa. Gwiazdy neutronowe nazywane są także pulsarami, ponieważ ich bardzo szybka rotacja (zwykle ułamek sekundy, a w tym przypadku 11 sekund) powoduje emisję zmienną w czasie.

Ta konkretna gwiazda należy do grupy siedmiu pobliskich pulsarów rentgenowskich nazywanych „Wspaniałą Siódemką”, które są gorętsze, niż powinny, biorąc pod uwagę ich wiek i dostępny zapas energii dostarczanej przez utratę energii rotacji. Astronomowie obserwowali rozległy obszar emisji podczerwieni wokół owej gwiazdy neutronowej (RX J0806.4-4123). Całkowity rozmiar tej emisji rozciąga się na odległość ponad 200 jednostek astronomicznych od pulsara.

Jest to pierwsza gwiazda neutronowa, u której zaobserwowano wydłużony sygnał jedynie w emisji podczerwonej. Naukowcy sugerują dwie możliwości, które mogłyby wyjaśnić wydłużony sygnał podczerwieni widziany przez HST. Pierwszą jest dysk materii znajdujący się wokół pulsara – prawdopodobnie w większości pyłowy.

Jedna z teorii głosi, że może istnieć tzw. „opadający dysk” materii, która połączyła się wokół gwiazdy neutronowej po eksplozji supernowej. Dysk taki składałby się z materii pochodzącej od masywnej gwiazdy progenitora. Późniejsza interakcja z gwiazdą neutronową mogła rozgrzać pulsara i spowolnić jego rotację. Jeżeli opadający dysk po supernowej zostanie to potwierdzony, wynik może zmienić nasze ogólne rozumienie ewolucji gwiazd neutronowych.

Drugim możliwym wyjaśnieniem wydłużonej emisji promieniowania podczerwonego jest „mgławica pulsarowa”.

Do powstania mgławicy pulsarowej wymagane jest, aby gwiazda neutronowa wykazywała wiatr pulsarowy. Wiatr pulsarowy może być wytwarzany dzięki szybkiej rotacji gwiazdy neutronowej o silnym polu magnetycznym. Gdy gwiazda neutronowa przemieszcza się przez ośrodek międzygwiezdny szybciej, niż prędkość dźwięku, może powodować szok uderzeniowy, w którym ośrodek międzygwiezdny oddziałuje z wiatrem pulsarowym. Cząsteczki z szoku emitowałyby wówczas promieniowanie synchrotronowe, powodując wydłużony sygnał podczerwieni, który widzimy. Zazwyczaj mgławice pulsarowe widziane są w promieniach rentgenowskich.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STSCI-H-p1843a-m-2000x1250.png
STSCI-H-p1843a-m-2000x1250.png [ 4.17 MiB | Przeglądany 617 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 października 2018, 15:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Gaia zauważa gwiazdy unoszące się między galaktykami

Zespół astronomów wykorzystał zestaw danych z misji Gaia do szukania gwiazd wyrzucanych z dużymi prędkościami z Drogi Mlecznej. Jakie było ich zdziwienie, gdy zamiast tego, znaleźli gwiazdy szybko zmierzające w kierunku do wewnątrz – być może z innej galaktyki?

W kwietniu b.r. ESA wydała bezprecedensowy katalog ponad miliarda gwiazd uzyskanych z Gaia. Astronomowie na całym świecie pracowali nieprzerwanie przez kilka ostatnich miesięcy, badając ten niezwykły zestaw danych, analizując właściwości i ruchy gwiazd w Galaktyce i poza nią z precyzją, jakiej dotąd nie osiągnięto, co doprowadziło do wielu nowych i intrygujących badań.

Droga Mleczna zawiera ponad 100 mld gwiazd. Większość zlokalizowana jest w dysku z gęstym zgrubieniem centralnym, w środku którego znajduje się supermasywna czarna dziura. Reszta z nich jest rozmieszczona w znacznie większym sferycznym halo.

Gwiazdy krążą wokół Drogi Mlecznej z prędkościami setek kilometrów na sekundę, a ich ruchy niosą wiele informacji o przeszłości Galaktyki. Najszybsza klasa gwiazd w naszej galaktyce nazywana jest superszybkimi gwiazdami, które rozpoczynają swoje życie w pobliżu centrum Galaktyki, aby następnie zostać wyrzucone w kierunku brzegu Drogi Mlecznej poprzez oddziaływania z czarną dziurą.

Tylko niewielka ilość superszybkich gwiazd zostanie kiedykolwiek odkryta, a opublikowane niedawno drugie wydanie danych Gaia stanowi wyjątkową okazję do znalezienia ich w większej ilości.

Dla 1,3 mld gwiazd Gaia mierzy pozycje, paralaksy i ruchy na płaszczyźnie nieba w dwóch wymiarach (2D). Dla siedmiu milionów najjaśniejszych z nich mierzono także, jak szybko zbliżają się one do nas, lub oddalają.

Spośród siedmiu milionów gwiazd z Gaia, z pomiarami prędkości całkowicie w 3D, astronomowie znaleźli 20, które mogą podróżować wystarczająco szybko, aby w końcu uciec z Drogi Mlecznej.

Elena Maria Rossi, jedna z autorek badania, wraz z kolegami, którzy w ubiegłym roku odkryli garstkę superszybkich gwiazd w badaniu opartym na danych z pierwszego wydania Gai, byli mile zaskoczeni, ponieważ mieli nadzieję znaleźć co najwyżej jedną gwiazdę, która uciekła z Galaktyki, spośród tych 7 mln. I jest coś więcej.

„Zamiast oddalać się od centrum Galaktyki, większość superszybkich gwiazd, które zauważyliśmy, wydaje się zmierzać w kierunku centrum” – dodaje współautor Tommaso Marchetti. Mogą to być gwiazdy z innej galaktyki, zbliżające się do Drogi Mlecznej.

Możliwe jest, że ci międzygalaktyczni intruzi pochodzą z Wielkiego Obłoku Magellana, względnie małej galaktyki krążącej wokół Drogi Mlecznej, lub mogą pochodzić z jeszcze odleglejszej galaktyki.

Jeżeli tak jest, noszą ze sobą ślad miejsca swojego pochodzenia, a badanie ich na znacznie bliższych odległościach, niż ich macierzysta galaktyka, może dostarczyć bezprecedensowych informacji na temat natury gwiazd w innej galaktyce.

Gwiazdy mogą być przyspieszane do tak dużych prędkości, gdy oddziałują z supermasywną czarną dziurą. Obecność tych gwiazd może być oznaką obecności takich czarnych dziur w galaktykach. Ale gwiazdy mogły być też kiedyś częścią układu podwójnego, rzucone w kierunku Drogi Mlecznej, gdy gwiazda towarzysz eksplodowała jako supernowa. Tak czy inaczej, badanie ich może powiedzieć nam więcej o tego rodzaju procesach w pobliskich galaktykach.

Alternatywne wyjaśnienie jest takie, że te nowo zidentyfikowane superszybkie gwiazdy mogą pochodzić z halo Galaktyki, przyspieszone i popchnięte do wewnątrz poprzez oddziaływanie z jedną z galaktyk karłowatych ściąganych w kierunku Drogi Mlecznej w trakcie historii jej tworzenia się. Dodatkowe informacje o wieku i składzie gwiazd mogą pomóc astronomom wyjaśnić ich pochodzenie.

Gwiazda z halo Drogi Mlecznej jest prawdopodobnie dość stara i składa się głównie z wodoru, podczas gdy gwiazdy z innych galaktyk mogą zawierać dużo cięższych pierwiastków.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
Sprinting_stars_in_the_Milky_Way.jpg
Sprinting_stars_in_the_Milky_Way.jpg [ 2.61 MiB | Przeglądany 615 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 października 2018, 15:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Nowa symulacja rzuca światło na zbliżające się do kolizji supermasywne czarne dziury

Nowy model przybliża naukowców do zrozumienia rodzajów sygnałów promieniowania wytwarzanych, gdy dwie supermasywne czarne dziury o masach od milionów do miliardów mas Słońca, zmierzają do kolizji. Po raz kolejny nowa symulacja komputerowa, która w pełni uwzględnia fizyczne efekty ogólnej teorii względności Einsteina, pokazuje, że gaz w takich układach będzie promieniował głównie w paśmie ultrafioletowym i rentgenowskim.

Mniej więcej każda galaktyka rozmiarów Drogi Mlecznej lub większa posiada w swoim centrum monstrualną czarną dziurę. Obserwacje pokazują, że zderzenia galaktyk występują często we Wszechświecie, ale jak dotąd nikt nie widział procesu łączenia się ogromnych czarnych dziur.

„Wiemy, że galaktyki posiadające centralne czarne dziury łączą się we Wszechświecie cały czas, ale widzimy tylko niewielki ułamek galaktyk z dwiema czarnymi dziurami w pobliżu centrum. Pary, które widzimy, nie emitują silnych fal grawitacyjnych, ponieważ znajdują się zbyt daleko od siebie. Naszym celem jest zidentyfikowanie – przy wykorzystaniu samego promieniowania – jeszcze bliższych par, z których sygnały fal grawitacyjnych zostaną wysłane w przyszłości” – mówi Scott Noble, astrofizyk z Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda w Greenbelt.

Naukowcy za pomocą LIGO wykryli połączenie się czarnych dziur o masach gwiazdowych (od trzech do kilkudziesięciu mas Słońca). Fale grawitacyjne to fale czasoprzestrzenne poruszające się z prędkością światła. Powstają, gdy masywne orbitujące obiekty, takie jak czarne dziury i gwiazdy neutronowe, krążą wokół siebie i łączą się.

Łączenie się supermasywnych czarnych dziur będzie znacznie trudniej wykryć, niż te o masach gwiazdowych. Jednym z powodów, dla których naziemne obserwatoria nie są w stanie wykrywać fale grawitacyjne z takich zdarzeń, jest fakt, że sama Ziemia jest zbyt głośna, doświadczana wstrząsami sejsmicznymi i zmianami grawitacyjnymi spowodowanymi zakłóceniami atmosferycznymi. Detektory muszą znajdować się w przestrzeni kosmicznej (np. LISA, której start planowany jest na lata ‘30. bieżącego stulecia). Obserwatoria monitorujące zbiory szybko rotujących, bardzo gęstych gwiazd, zwanych pulsarami, mogą wykrywać fale grawitacyjne pochodzące od łączących się potworów. Podobnie, jak latarnie morskie, pulsary emitują regularnie taktowane wiązki promieniowania, które pojawiają się i znikają w trakcie rotacji. Fale grawitacyjne mogą powodować niewielkie zmiany w czasie tych błysków, ale jak dotąd badania nie doprowadziły do ich wykrycia.

Ale dwie supermasywne czarne dziury zbliżające się do kolizji mogą mieć coś, czego brakuje czarnym dziurom o masach gwiazdowych w układach podwójnych – środowisko bogate w gaz. Naukowcy podejrzewają, że eksplozja supernowej, która wytworzy czarną dziurę o masie gwiazdowej, również wydmuchuje większość otaczającego ją gazu. Czarna dziura pochłania to, co pozostało tak szybko, że gdy dojdzie do fuzji, nie ma co świecić.

Z drugiej strony układy podwójne supermasywnych czarnych dziur powstają w wyniku łączenia się galaktyk. Naukowcy sądzą, że kolizja galaktyk napędza wiele materii w kierunku centralnych czarnych dziur, które pochłaniają ją w skali czasowej podobnej do tej, jaka jest potrzebna do połączenia się dwóch czarnych dziur. Gdy czarne dziury zbliżają się do siebie, siły magnetyczne i grawitacyjne ogrzewają pozostały gaz, wytwarzając promieniowanie, które astronomowie powinni widzieć.

Modelowanie takich zdarzeń wymaga wyrafinowanych narzędzi obliczeniowych, które obejmują wszystkie efekty fizyczne wytwarzane przez dwie supermasywne czarne dziury okrążające się wzajemnie z ułamkiem prędkości światła. Wiedząc, jakich sygnałów promieniowania można oczekiwać z tych zdarzeń, astronomowie będą wiedzieli, co obserwować. Modelowanie i obserwacje będą współdziałać, pomagając naukowcom lepiej zrozumieć, co dzieje się w sercach większości galaktyk.

Nowa symulacja pokazuje orbity trzech par supermasywnych czarnych dziur na zaledwie 40 okrążeń przed ich połączeniem się. Modele ujawniają, że promieniowanie emitowane na tym etapie procesu może być zdominowane przez UV z wysokoenergetycznym promieniowaniem rentgenowskim, podobne do tego, co widać w każdej galaktyce z dobrze odżywioną supermasywną czarną dziurą.

Trzy regiony emitują gazową poświatę z łączących się czarnych dziur, połączone strumieniami gorącego gazu: duży pierścień otaczający cały układ, oraz dwa mniejsze otaczające każdą z czarnych dziur osobno (zwane mini dyskami). Wszystkie te obiekty emitują głównie promieniowanie UV. Gdy gaz wpada na taki mini dysk z dużą prędkością, promieniowanie UV dysku oddziałuje z każdą koroną czarnej dziury, regionem wysokoenergetycznych cząstek subatomowych powyżej i poniżej dysku. Interakcja ta wytwarza promieniowanie rentgenowskie. Kiedy współczynnik akrecji jest niższy, promieniowanie UV przygasa w stosunku do promieniowania X.

Sposób, w jaki obydwie czarne dziury uginają promieniowanie, wywołuje złożone efekty soczewkowania, gdy jedna czarna dziura przechodzi przed drugą. Niespodzianką okazały się niektóre egzotyczne cechy, takie jak cienie w kształcie brwi, jakie niekiedy tworzy jedna czarna dziura w pobliżu drugiej.

Symulacja została przeprowadzona na superkomputerze Blue Waters. Modelowanie trzech orbit układów trwało 46 dni i zostało wykonane na 9600 rdzeniach. Naukowcy otrzymali ostatnio dodatkowy czas na Blue Waters, aby mogli kontynuować rozwój swoich modeli.

Oryginalna symulacja oszacowała temperatury gazu. Zespół planuje udoskonalić swój kod, aby modelować, w jaki sposób zmieniają się parametry układu, takie jak temperatura, odległość, masa całkowita i współczynnik przyrostu, które będą miały wpływ na emitowane promieniowanie. Są zainteresowani tym, co dzieje się z gazem przemieszczającym się między dwiema czarnymi dziurami, a także modelowaniem w dłuższym przedziale czasu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

_________________
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 października 2018, 20:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Czarne dziury wykluczone jako ciemna materia we Wszechświecie

Przez jeden krótki, błyskotliwy moment po wykryciu fal grawitacyjnych w 2015 roku, pochodzących od zderzających się czarnych dziur, astronomowie mieli nadzieję, że tajemnicza ciemna materia może składać się z mnóstwa czarnych dziur rozsypanych po całym Wszechświecie.

W oparciu o analizę statystyczną 740 najjaśniejszych supernowych odkrytych do roku 2014 roku oraz o fakt, że żadna z nich nie wydaje się być wzmocniona przez soczewkowanie grawitacyjne ukrytych czarnych dziur, naukowcy doszli do wniosku, że pierwotne czarne dziury mogą stanowić nie więcej, niż około 40% ciemnej materii we Wszechświecie. Pierwotne czarne dziury mogły powstać tylko w ciągu pierwszych milisekund Wielkiego Wybuchu, jako regiony Wszechświata o skoncentrowanej masie dziesiątek lub setek Słońc, zapadając się w obiekty o rozmiarach stu kilometrów.

Wyniki sugerują, że żadna ciemna materia Wszechświata nie zawiera ciężkich czarnych dziur ani żadnego podobnego obiektu, w tym masywnych zwartych obiektów halo, tak zwanych MACHO.

Ciemna materia jest jedną z najbardziej kłopotliwych zagadek astronomii: mimo, że stanowi 84,5% materii we Wszechświecie, nie można jej znaleźć.

Wielu teoretyków zaproponowało scenariusze, w których występuje wiele rodzajów ciemnej materii. Jeśli jednak ciemna materia składa się z kilku niepowiązanych ze sobą składników, każdy z nich wymaga innego wyjaśnienia pochodzenia, co sprawia, że modele są bardzo złożone.

Niepublikowana jeszcze reanaliza tego zespołu, wykorzystująca zaktualizowaną listę 1048 supernowych, ogranicza limit o połowę, do maksymalnie 23%, dalej zatrzaskując drzwi na propozycję ciemna materia – czarne dziury.

„Wróciliśmy do standardowych dyskusji: czym jest ciemna materia? Rzeczywiście, kończą nam się opcje. To wyzwanie dla przyszłych pokoleń” – powiedział Uroš Seljak, profesor fizyki i astronomii Uniwersytetu Kalifornijskiego i współkierownik BCCP.

Ich wnioski bazują na fakcie, że niewidziana populacja czarnych dziur, albo jakichkolwiek zwartych, masywnych obiektów, grawitacyjnie zakrzywia i wzmacnia światło docierające do Ziemi od odległych obiektów. Dlatego soczewkowanie grawitacyjne powinno wpływać na światło odległych supernowych typu Ia. Są to eksplodujące gwiazdy, które naukowcy wykorzystywali jako świece standardowe do pomiaru odległości i udokumentowania ekspansji Wszechświata.

Miguel Zumalacárregui z Berkeley Center for Cosmological Physics przeprowadził złożoną analizę danych statystycznych dotyczących jasności i odległości do supernowych skatalogowanych w dwóch kompilacjach katalogów krzywych jasności 1320 obiektów, i stwierdził, że osiem z nich powinno być jaśniejszych o kilka dziesiątych procenta, niż przewidywano na podstawie obserwacji sposobu, w jaki supernowe jaśnieją i bledną w czasie. Nie wykryto takiego rozjaśnienia.

Inni badacze przeprowadzili podobne, ale prostsze analizy, które przyniosły niejednoznaczne wyniki. Ale Zumalacárregui uwzględnił dokładne prawdopodobieństwo zobaczenia wszystkich wzmocnień a także niepewności w jasności i odległości każdej supernowej. Nawet w przypadku małomasywnych czarnych dziur (1% masy Słońca), powinno się zaobserwować wzmocnione supernowe, jednak nie ma ich wcale.

Nie można zobaczyć tego efektu na jednej supernowej, ale gdy wykorzysta się wszystkie analizy Bayesowskie, zacznie się nakładać bardzo mocne ograniczenia na ciemną materię, ponieważ zliczają się wszystkie supernowe i jest ich bardzo dużo. Im więcej supernowych jest uwzględnianych w analizie, tym dalej są one bardziej restrykcyjne. Dane dotyczące 1048 supernowych z katalogu Pantheon ustaliły jeszcze niższy górny limit – 23% – niż nowo opublikowana analiza.

Seljak opublikował pracę proponującą tego rodzaju analizę pod koniec lat ‘90 ubiegłego stulecia, ale kiedy zainteresowanie przeniosło się z poszukiwania dużych obiektów, MACHO, do poszukiwania cząsteczek podstawowych, w szczególności słabo oddziałujących masywnych cząstek, czyli WIPMów, plany kontynuacji wypadły z obiegu. Do tego czasu wiele eksperymentów wykluczyło większość mas i typów MACHO, pozostawiając niewiele nadziei na wykrycie takich obiektów.

W tym samym czasie odkryto tylko niewielką liczbę odległych supernowych typu Ia i zmierzono odległości do nich.

Dopiero po tym, jak obserwacje LIGO ponownie przywołały tę kwestię, Seljak i Zumalacárregui rozpoczęli skomplikowaną analizę, aby określić granice ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UC Berkeley

Vega


Załączniki:
lensedSN750.jpg
lensedSN750.jpg [ 70.78 KiB | Przeglądany 609 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 października 2018, 17:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Nowe narzędzie do poszukiwanie obcych cywilizacji

Naukowiec z École Polytechnique Fédérale De Lausanne (EPFL) opracował nowatorskie podejście, które zwiększa szanse znalezienia pozaziemskiej inteligencji w naszej galaktyce. Jego metoda wykorzystuje teorię prawdopodobieństwa na obliczenie możliwości wykrycia sygnału pozaziemskiego (jeżeli taki występuje) w określonej odległości od Ziemi.

Czy może istnieć planeta ze społecznością o tym samym stopniu zaawansowania technologicznego, jak nasza? Aby się o tym przekonać, naukowiec z EPFL, Claudio Grimaldi, współpracujący z Uniwersytetem Kalifornijskim w Berkeley, opracował model statystyczny dający badaczom nowe narzędzie w poszukiwaniu sygnałów, które mogą emitować pozaziemskie cywilizacje. Jego metoda może również sprawić, że poszukiwanie będzie tańsze i bardziej wydajne.

Astrofizyka początkowo nie była domeną Grimaldiego; bardziej interesowała go fizyka materii skondensowanej. Pracując w Laboratory of Physics of Complex Matter EPFL, jego badania obejmowały obliczenia prawdopodobieństwa podziału węglowych nanorurek na elektrony. A potem zastanawiał się: gdyby nanorurki były gwiazdami, a elektrony sygnałami generowanymi przez pozaziemskie inteligencje, czy moglibyśmy obliczyć prawdopodobieństwo dokładniejszego wykrycia tych sygnałów?

To nie są badania typu „Pie in the sky” – naukowcy badają tę możliwość od blisko 60. lat. Kilka projektów badawczych dotyczących poszukiwania pozaziemskiej inteligencji (np. SETI) rozpoczęto w późnych latach pięćdziesiątych ubiegłego stulecia, głównie w Stanach Zjednoczonych. Chodzi o to, że zaawansowana cywilizacja na innej planecie mogłaby generować sygnały elektromagnetyczne, a naukowcy na Ziemi mogliby odbierać je za pomocą najnowszych radioteleskopów o najwyższej wydajności.

Mimo znacznych postępów w radioastronomii oraz wzrostu mocy obliczeniowej, od tamtej pory żaden z tych projektów nie doprowadził do niczego konkretnego. Niektóre sygnały zostały zarejestrowane, takie jak np. Wow! w 1977 roku, ale naukowcy nie byli w stanie określić ich pochodzenia. I żaden z nich nie powtórzył się ani nie wydał się wystarczająco wiarygodny, by można je było przypisać obcemu życiu.

Ale to nie oznacza, że naukowcy się poddali. Wręcz przeciwnie, SETI spotkało się z ponownym zainteresowaniem po odkryciu wielu planet pozasłonecznych krążących wokół milionów słońc w naszej galaktyce. Astronomowie zaprojektowali nowe zaawansowane instrumenty – takie jak Square Kilometre Array, gigantyczny radioteleskop budowany w Afryce Południowej i Australii o łącznej powierzchni jednego kilometra kwadratowego – które mogą utorować drogę obiecującym przełomom. Niedawno rosyjski przedsiębiorca Yuri Milner ogłosił ambitny program, nazwany Breakthrough Listen, który ma na celu pokrycie 10 razy więcej nieba, niż poprzednie przeglądy i skanowanie na znacznie szerszym paśmie częstotliwości. Milner zamierza sfinansować swoją inicjatywę kwotą 100 mln dolarów w ciągu 10 lat.

Zaletą modelu statystycznego Grimaldiego jest to, że pozwala naukowcom interpretować zarówno sukces, jak i niepowodzenie w wykrywaniu sygnałów w różnych odległościach od Ziemi. Jego model wykorzystuje twierdzenie Bayesa do obliczenia pozostałego prawdopodobieństwa wykrycia sygnału na danym promieniu wokół naszej planety. Na przykład nawet, jeżeli nie zostanie wykryty żaden sygnał w promieniu 1000 lat świetlnych, wciąż istnieje ponad 10% szans, że Ziemia znajduje się w zasięgu setek podobnych sygnałów z innych części Galaktyki, ale nasze radioteleskopy nie są obecnie wystarczająco mocne, aby je wykryć. Jednak prawdopodobieństwo wzrasta do 100%, jeżeli zostanie wykryty tylko jeden sygnał w promieniu 1000 lat świetlnych. W takim przypadku możemy być prawie pewni, że nasza galaktyka jest pełna obcego życia.

Grimaldi szacuje, że po uwzględnieniu innych parametrów, takich jak rozmiar galaktyki oraz to, jak gęsto są w niej upakowane gwiazdy, prawdopodobieństwo wykrycia sygnału staje się bardzo niewielkie w promieniu zaledwie 40 000 lat świetlnych. Innymi słowy, jeżeli nie wykryje się żadnych sygnałów w tej odległości od Ziemi, możemy rozsądnie wyciągnąć wniosek, że żadna inna cywilizacja na takim samym poziomie rozwoju technologicznego, jak nasza, nie jest wykrywalna w Galaktyce. Ale jak dotąd naukowcy byliby w stanie wyszukać sygnał w promieniu „zaledwie” 40 lat świetlnych.

Wciąż jest wiele do zrobienia. Zwłaszcza, że metody wyszukiwania nie są w stanie wykryć obcych cywilizacji, które mogą znajdować się na początkowym etapie rozwoju, lub które są wysoce zaawansowane, ale nie przeszły tej samej trajektorii technologicznej, co nasza.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
EPFL

Vega


Załączniki:
7333x4889.jpg
7333x4889.jpg [ 1.94 MiB | Przeglądany 607 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 października 2018, 14:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Przegląd nieba VLA ukazuje pierwszy „sierocy” rozbłysk promieniowania gamma

Astronomowie porównujący dane z wciąż trwającego dużego przeglądu nieba za pomocą VLA, do danych z wcześniejszych badań, prawdopodobnie po raz pierwszy odkryli poświatę silnego błysku gamma, który nie wytworzył promieni gamma wykrywalnych na Ziemi. Bezprecedensowe odkrycie tego „sierocego” rozbłysku gamma (GBR) dostarcza kluczowych wskazówek do rozumienia następstw tych wysoce energetycznych zdarzeń.

GRB emitują swoje promienie gamma w wąsko ściśniętych wiązkach. Astronomowie uważają, że w tym przypadku promienie zostały skierowane z dala od Ziemi, więc teleskopy promieni gamma nie widziały tego zdarzenia. To, co znaleźli jest emisją radiową pochodzącą z następstw eksplozji, działającą w czasie tak, jak się tego spodziewali po GRB.

Podczas wyszukiwania danych z pierwszej epoki obserwacji dla VLA Sky Survey (VLASS) pod koniec 2017 roku, astronomowie zauważyli, że obiekt, który pojawił się na obrazach z wcześniejszego przeglądu VLA w 1994 r., nie pojawił się na obrazach VLASS. Następnie szukali dodatkowych danych z VLA i innych radioteleskopów. Zauważyli, że obserwacje położenia obiektu na niebie od roku 1975 nie wykryły go, dopóki nie pojawił się na obrazach z VLA w 1993 r.

Obiekt pojawił się następnie na kilku obrazach wykonanych za pomocą VLA i teleskopu Westerbork w Holandii od 1993 do 2005 r. Obiekt, nazwany FIRST J1419+3940, znajduje się na obrzeżach galaktyki odległej od nas o ponad 280 mln lat świetlnych. Jest to mała galaktyka, w której aktywnie formują się gwiazdy, podobna do innych, w których obserwowano typ GRB powstający, gdy wybucha bardzo masywna gwiazda.

Naukowcy twierdzą, że siła emisji radiowej z J1419+3940 oraz fakt, że powoli ewoluowała ona z biegiem czasu, wspierają ideę, że jest ona poświatą takiego GRB. Zasugerowali, że eksplozję i rozbłysk promieniowania gamma powinni byli zauważyć w 1992 lub 1993 roku.

Jednak, po przeszukaniu baz danych z obserwatoriów promieniowania gamma, nie znaleźli przekonującego kandydata, który emitował by promieniowanie z tej galaktyki.

Chociaż istnieją inne możliwe wyjaśnienia zachowania obiektu, naukowcy stwierdzili, że najbardziej prawdopodobny jest GRB.

Jest to najstarszy, z dobrze określoną lokalizacją „sierocy” GRB, a długi okres, w którym był obserwowany, oznacza, że może dostarczyć astronomom nowych cennych informacji na temat poświaty GRB.

Astronomowie do tej pory nie obserwowali zachowania się poświaty GBR tak późno po zdarzeniu. Jeżeli za zasilanie GRB odpowiedzialna jest gwiazda neutronowa i nadal jest aktywna, może to dać niespotykaną dotąd okazję do zobaczenia tej aktywności, gdy rozszerzające się wyrzuty materii z eksplozji supernowej staną się w końcu przeźroczyste.

VLASS to największy projekt obserwacyjny w historii VLA. Został zapoczątkowany w 2017 r. Przegląd obejmie 5500 godzin czasu obserwacji w ciągu 7 lat. Badanie obejmie 80% całego nieba w trzech skanach. Dla astronomów już są dostępne początkowe obrazy z pierwszej serii obserwacji.

Od 2001 do 2012 roku VLA przeszło poważną modernizację, co znacznie zwiększyło jego zdolność obrazowania słabych obiektów. Umożliwiło to nowy, ulepszony przegląd. Naukowcy oczekują, że VLASS będzie cennym źródłem do badań w nadchodzących latach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao18df07a-802x1024.jpg
nrao18df07a-802x1024.jpg [ 147.42 KiB | Przeglądany 598 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 października 2018, 14:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Obserwacje rzucają wyzwanie teoriom kosmologicznym

Badanie przeprowadzone przez naukowców z Uniwersytetu w Bonn sprawdza, w jakim stopniu aktualne pomiary są zgodne z przewidywaniami standardowego modelu kosmologicznego.

Ostatnie obserwacje stwarzają zagadkę dla astrofizyków: od Wielkiego Wybuchu powstaje mniej galaktyk, niż się tego spodziewano. Fizycy z Uniwersytetu w Bonn potwierdzili to zjawisko. Przez następne trzy lata badacze będą analizować swoje dane jeszcze bardziej szczegółowo. Umożliwi im to sprawdzenie, czy teorie uznane dzisiaj za aktualne wymagają zmiany. Badanie jest częścią serii 20 publikacji, które ukazały się w czasopiśmie Astronomy and Astrophysics.

Prawie 13,8 mld lat temu Wielki Wybuch wyznaczył początek naszego Wszechświata. Stworzył przestrzeń i czas, ale także całą materię, z której składa się Wszechświat. Odtąd przestrzeń kosmiczna rozszerzała się w przerażającym tempie, podobnie jak rozproszona mgła, w której materia była prawie równomiernie rozłożona.

Ale nie do końca: w niektórych miejscach mgła była nieco gęstsza, niż w innych. W rezultacie regiony te wywierały nieco silniejsze przyciąganie grawitacyjne i powoli przyciągały materię z otoczenia. Z biegiem czasu materia koncentrowała się coraz bardziej w tych punktach kondensacji. W tym samym czasie przestrzeń stopniowo stawała się pusta. Ponad 13 mld lat doprowadziło do powstania gąbczastej struktury: dużych „dziur” pozbawionych materii, rozdzielonych małymi obszarami, w których gromadzą się tysiące galaktyk – gromady galaktyk.

Standardowy model kosmologiczny opisuje tę historię Wszechświata od pierwszych sekund po Wielkim Wybuchu do dzisiaj. Dzięki temu modelowi udaje się wytłumaczyć, mając tylko sześć parametrów, wszystko, co wiemy dzisiaj o narodzinach i ewolucji Wszechświata. Jednak nowe dowody obserwacyjne wskazują na fakt, że materia jest dzisiaj rozłożona w inny sposób, niż przewiduje teoria.

Wszystko zaczęło się od pomiarów satelity Planck, który wystartował po to, aby badać kosmiczne promieniowanie tła. Promieniowanie to jest poświatą Wielkiego Wybuchu. Przekazuje kluczowe informacje na temat dystrybucji materii we wczesnym Wszechświecie, już od czasu 380 000 lat po Wielkim Wybuchu.

Zgodnie z pomiarami Plancka, ten początkowy rozkład był taki, że na przestrzeni czasu powinno powstać więcej gromad galaktyk, niż obserwujemy to dzisiaj. „Mierzyliśmy za pomocą satelity rentgenowskiego liczbę gromad galaktyk na różnych odległościach od nas” – wyjaśnia dr Florian Pacaud z Argelander-Institut für Astronomie Uniwersytetu Bonn. Idea stojąca za tym jest taka: światło z odległych gromad galaktyk podróżowało przez miliardy lat, zanim dotarło do nas, a więc obserwujemy je dzisiaj takimi, jakie były wtedy, gdy Wszechświat był jeszcze młody. Najbliższe gromady są obserwowane jako te, które pojawiły się stosunkowo niedawno.

Pomiary potwierdzają, że gromady galaktyk powstały zbyt wolno. Astronomowie ocenili, w jakim stopniu wynik ten jest sprzeczny z podstawowymi przewidywaniami modelu standardowego. Chociaż istnieje duża rozbieżność pomiędzy pomiarami i przewidywaniami, statystyczna niepewność w niniejszym badaniu nie jest jeszcze wystarczająco mocna, by naprawdę zakwestionować teorię. Jednak naukowcy spodziewają się uzyskać znacznie bardziej ograniczające wyniki z tego samego projektu w ciągu najbliższych trzech lat. To ostatecznie ujawni, czy model standardowy wymaga korekty.

Badanie dostarcza także spojrzenia w naturę ciemnej energii. Ten tajemniczy składnik Wszechświata działa jak rodzaj międzygwiezdnego proszku do pieczenia, który powoduje przyspieszenie kosmicznej ekspansji. „Ilość” ciemnej energii – stała kosmologiczna – powinna pozostać taka sama od czasu Wielkiego Wybuchu; tak zakłada standardowy model kosmologiczny. Wiele obserwacji wydaje się wskazywać na ten kierunek. Ostatnie pomiary również potwierdzają tę tezę, ale dokładniejsze wyniki zostaną uzyskane w najbliższej przyszłości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Bonn

Vega


Załączniki:
image_large.jpg
image_large.jpg [ 94.68 KiB | Przeglądany 595 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: 07 października 2018, 16:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Niezwykłe rozbłyski z galaktycznego centrum

Sagittarius A* (Sgr A*), supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki, znajduje się sto razy bliżej nas, niż jakakolwiek inna supermasywna czarna dziura (SMBH), a zatem jest głównym kandydatem do badań nad tym, jak materia promieniuje, gdy opada na czarną dziurę. Sgr A* była obserwowana od dziesięcioleci i odnotowano szybie wahania promieni rentgenowskich od długości fal w bliskiej podczerwieni (ingerujący pył redukuje światło widzialne o współczynnik ponad bilion), oraz submilimetrowych i radiowych. Modelowanie mechanizmów zmienności światła jest bezpośrednim wyzwaniem dla naszego rozumienia akrecji na SMBH, ale uważa się, że korelacje między taktowaniem flary na różnych długościach fal mogą ujawnić informacje o strukturze przestrzennej. Jedną z głównych barier postępu jest niedostatek jednoczesnych obserwacji na wielu długościach fali.

Astronomowie CfA: Giovanni Fazio, Joe Hora, Steve Willner, Matt Ashby, Mark Gurwell i Howard Smith oraz zespół współpracowników przeprowadzili serię kampanii monitorowania na wielu długościach fali, do czego wykorzystali m.in. kamerę IRAC znajdującą się na pokładzie kosmicznego teleskopu Spitzera oraz obserwatorium rentgenowskie Chandra a także naziemny teleskop Kecka i Submillimeter Array (SMA). Spitzer był w stanie monitorować nieprzerwanie fluktuacje czarnej dziury przez 23,4 godziny podczas każdej sesji, czego nie jest w stanie dokonać żadne naziemne obserwatorium. Umożliwia to astronomom wykrywanie powolnych trendów (w odróżnieniu od krótkich serii obserwacyjnych).

Modelowanie obliczeniowe emisji z otoczenia czarnej dziury jest złożonym procesem, który wymaga m.in. symulowania, w jaki sposób materia akreuje, rozgrzewa się i promieniuje, oraz (ponieważ to wszystko dzieje się w pobliżu potencjalnie rotującej czarnej dziury), w jaki sposób ogólna teoria względności przewiduje, że promieniowanie ujawni się dla odległych obserwatorów. Teoretycy podejrzewają, że emisja o krótszej długości fali pojawia się bliżej a chłodniejsza emisja dalej, przy czym pierwsza jest wytwarzana wcześniej, a druga później. Opóźnienie czasowe może więc odzwierciedlać odległość między tymi strefami, a w rzeczywistości poprzednie zestawy obserwacji, niektóre z nich wykonane przez ten sam zespół, znalazły dowód na to, że gorące rozbłyski w bliskiej podczerwieni poprzedziły rozbłyski submilimetrowe widziane przez SMA. W swoim nowym artykule naukowcy opisują dwa rozbłyski, które najwyraźniej naruszają te i inne wcześniejsze wzorce: pierwsze zdarzenie miało miejsce jednocześnie na wszystkich długościach fal; w drugim zdarzeniu rozbłyski w promieniach rentgenowskich, bliskiej podczerwieni i submilimetrowych są emitowane w odstępie jednej godziny od siebie, nie całkiem równocześnie, ale wciąż nieoczekiwanie blisko. Nowe obserwacje zostaną rozszerzone o przyszłe równoczesne kampanie obserwacyjne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201840.jpg
su201840.jpg [ 255.2 KiB | Przeglądany 593 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 października 2018, 13:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Kiedy Nowa nie jest “Nowa”?

Wykorzystując ALMA, międzynarodowy zespół astronomów znalazł dowody na to, że biały karzeł (starsze pozostałości po gwieździe podobnej do Słońca) i brązowy karzeł (nieudana gwiazda bez masy potrzebnej do podtrzymania syntezy jądrowej) zderzyły się w krótkotrwałym blasku chwały. Zjawisko to obserwowano z Ziemi w 1670 r. jako Nova sub Capite Cygni (Nowa Gwiazda poniżej Głowy Łabędzia), która jest obecnie znana jako CK Vulpeculae.

W lipcu 1670 r. obserwatorzy na Ziemi byli świadkami „nowej gwiazdy” (nowej w Łabędziu). Tam, gdzie wcześniej było ciemne niebo, pojawił się jasny punkcik światła, osłabł, pojawił się ponownie, a potem zniknął zupełnie z pola widzenia. Współcześni astronomowie badający pozostałości tego kosmicznego wydarzenia początkowo sądzili, że zwiastuje on połączenie dwóch gwiazd ciągu głównego – gwiazd na tej samej ścieżce ewolucji, co Słońce.

Nowe obserwacje z użyciem ALMA wskazują na bardziej intrygujące wyjaśnienie. Badając szczątki z tej eksplozji, które przyjmują postać podwójnych pierścieni pyłu i gazu, przypominające klepsydrę ze zwartym centralnym obiektem, naukowcy doszli do wniosku, że brązowy karzeł połączył się z białym karłem.

„Wydaje się, że to, co zaobserwowano przed wiekami, nie było tym, co dzisiaj określilibyśmy klasyczną ‘nową’. Zamiast tego było to połączenie dwóch obiektów gwiazdowych, białego karła i brązowego karła. Kiedy te dwa obiekty zderzyły się ze sobą, wylał się na nie koktajl cząsteczek i niezwykłych izotopów, co dało nam nowy wgląd w naturę tego obiektu” – powiedział Sumner Starrfield, astronom z Arizona State University i współautor pracy opublikowanej w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Według naukowców biały karzeł byłby około dziesięć razy masywniejszy, niż brązowy karzeł, choć znacznie mniejszy. Gdy brązowy karzeł opadał po spirali, intensywne siły pływowe wywierane przez białego karła rozerwały by go na strzępy. Po raz pierwszy takie zdarzenie zostało jednoznacznie zidentyfikowane.

Ponieważ większość układów gwiazd w Drodze Mlecznej jest podwójnych, zderzenia gwiazd nie są rzadkością. Nowe obserwacje ALMA ujawniają szczegóły dotyczące wydarzenia z 1670 r. Poprzednie badanie światła pochodzącego z dwóch, bardziej odległych gwiazd, których blask przebija się przez pyłowe pozostałości z połączenia, naukowcy byli w stanie wykryć charakterystyczną sygnaturę litu, który łatwo ulega zniszczeniu we wnętrzu gwiazdy ciągu głównego, ale nie wewnątrz brązowego karła.

Obecność litu wraz z nietypowymi stosunkami izotopów pierwiastków węgla, azotu i tlenu, wskazują na materię przepływającą z brązowego karła na powierzchnię białego karła. Termojądrowe „spalanie” i wybuch tej materii doprowadziły do tego, że dzisiaj obserwujemy kształt klepsydry.

Co ciekawe, klepsydra jest również bogata w cząsteczki organiczne, takie jak formaldehyd (H2CO) i formamid (NH2CHO), które pochodzą od kwasu mrówkowego. Cząsteczki te nie przetrwałyby w środowisku ulegającemu fuzji jądrowej i musiały zostać wytworzone w szczątkach z wybuchu. To dalej podtrzymuje wniosek, że brązowy karzeł spotkał się ze swoją śmiercią podczas kolizji z białym karłem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
potw1841a-1024x554.jpg
potw1841a-1024x554.jpg [ 29.59 KiB | Przeglądany 589 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 października 2018, 14:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda Pristine – pierwotna gwiazda

Międzynarodowy zespół astronomów korzystający z kamery Megacam zamontowanej na Canada-France-Hawaii Telescope odkrył gwiazdę, która należy do najmniej zanieczyszczonych przez ciężkie pierwiastki. Takie gwiazdy są niezwykle rzadkimi obiektami, które przeżyły wczesne wieki Wszechświata, kiedy to gazowe gwiazdy powstawały jeszcze niezanieczyszczone pozostałościami kolejnych pokoleń martwych gwiazd. To nowe odkrycie otwiera okno na formowanie się gwiazd w początkowych etapach życia Wszechświata.

Aby badać wczesne etapy życia Wszechświata, astronomowie mają do dyspozycji różne metody. Jedną z nich jest zaglądanie głęboko do Wszechświata i cofanie się w czasie tak, aby zobaczyć rozwój pierwszych gwiazd i galaktyk. Inną opcją jest zbadanie najstarszych gwiazd, które przeżyły, w naszej rodzimej Galaktyce, po informacje z wczesnego Wszechświata. Przegląd „Pristine”, prowadzony przez Nicolasa Martina (CNRS/INSU, University of Strasbourg) oraz Else Starkenburg (Leibniz Institute for Astrophysics, Potsdam) poszukuje dokładnie takich pierwotnych gwiazd.

Wczesny Wszechświat składał się prawie wyłącznie z wodoru i helu. Podczas życia każdej gwiazdy, reakcje termojądrowe zachodzące w ich jądrach tworzą pierwiastki cięższe od helu (węgiel, tlen, wapń, żelazo itd.) z wodoru i helu stanowiącego ogromną większość ich gazu. Kiedy te gwiazdy eksplodują pod koniec swojego życia, wzbogacają otaczający gaz tymi „ciężkimi” pierwiastkami. Taki nowo wzbogacony gaz służy jako miejsce narodzin gwiazd następnej generacji. Każde kolejne pokolenie staje się coraz bardziej wzbogacone ciężkimi pierwiastkami stworzonymi przez ich przodków. Nasze Słońce, na przykład, składa się z około 2% ciężkich pierwiastków. Jednak bardzo stare gwiazdy zawierają bardzo małe ilości pierwiastków ciężkich. Są jednak niezwykle rzadkie i bardzo trudne do znalezienia w naszym kosmicznym sąsiedztwie.

Odkrycie gwiazdy ujawnionej przez zespół „Pristine” stało się możliwe dzięki nowemu mapowaniu nocnego nieba prowadzonemu przez Canada-France-Hawaii Telescope, zlokalizowanym na Hawajach. Zespół „Pristine” wykorzystał Megacam do obserwacji małego pasma światła ultrafioletowego, które jest bardzo wrażliwe na obfitość ciężkich pierwiastków i umożliwia odróżnienie rzadkich, pierwotnych gwiazd spośród wielu bardziej powszechnych gwiazd zanieczyszczonych ciężkimi pierwiastkami. Zespół szacuje, że mniej niż jedna gwiazda na milion odkrytych jest gwiazdą pierwotną. Obserwacje z użyciem spektrografów Isaac Newton Group, znajdującego się w Hiszpanii oraz ESO w Chile, potwierdziły, że gwiazda Pristine_221.8781+9.7844 jest prawie pozbawiona ciężkich pierwiastków, a koncentracja tych pierwiastków jest od 10 000 do 100 000 niższa, niż w atmosferze Słońca.

Gwiazd ta daje bardzo silne ograniczenia dotyczące modeli gwiazdotwórczych pierwszych gwiazd i otwiera okno na wciąż słabo poznaną epokę. Odkrycie Pristine_221.8781+9.7844 na początku projektu „Pristine” dobrze wróży odkryciu wielu takich gwiazd w nadchodzących latach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CFHT

Vega


Załączniki:
Figure 1.jpg
Figure 1.jpg [ 113.77 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: 10 października 2018, 19:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy rozwiązują tajemnicę centrum Drogi Mlecznej

Astronomowie z Uniwersytetu w Lund w Szwecji znaleźli wyjaśnienie niedawnej tajemnicy Centrum Drogi Mlecznej; odkryty wiosną zeszłego roku wysoki poziom skandu w pobliżu ogromnej czarnej dziury okazała się w rzeczywistości złudzeniem optycznym.

Wiosną ubiegłego roku naukowcy opublikowali badania dotyczące widoczności zadziwiających i dramatycznie wysokich poziomów trzech różnych pierwiastków w czerwonych olbrzymach, znajdujących się w odległości mniejszej, niż trzy lata świetlne od czarnej dziury w centrum naszej galaktyki. Przedstawiono różne możliwe wyjaśnienia, np. że wysoki poziom był wynikiem wcześniejszych zakłóceń gwiazd, gdy wpadły one do czarnej dziury lub w wyniku szczątków ze zderzeń gwiazd neutronowych.

Teraz inna grupa astronomów z Uniwersytetu w Lund, przy współpracy z UCLA w Kalifornii, znalazła wyjaśnienie wysokiego poziomu skandu, wanadu i itru. Twierdzą, że tak zwane linie widmowe zaprezentowane na wiosnę były w rzeczywistości złudzeniem optycznym. Linie widmowe służą do ustalenia, które pierwiastki zawiera gwiazda.

Te czerwone olbrzymy zużyły większość paliwa wodorowego, a ich temperatura stanowi zaledwie połowę temperatury Słońca.

Według nowych badań niższe temperatury olbrzymów pomogły stworzyć iluzję optyczną, która pojawiła się w pomiarach linii widmowych. Oznacza to, że elektrony w pierwiastkach zachowują się różnie w różnych temperaturach, co z kolei może wprowadzić w błąd podczas pomiaru linii widmowych pierwiastków w różnych gwiazdach. Wniosek jest wynikiem współpracy astronomów i fizyków atomowych.

Brian Thorsbro i jego współpracownicy, dzięki współpracy z Michaelem Richem z UCLA, mieli do dyspozycji największy na świecie teleskop Kecka na Hawajach. Korzystając z tego oraz innych teleskopów, zespół badaczy prowadzi obecnie obszerne mapowanie centralnych obszarów Drogi Mlecznej, badając linie widmowe z różnych gwiazd, aby dowiedzieć się, które pierwiastki one zawierają. Celem jest zrozumienie wydarzeń, które miały miejsce w historii Drogi Mlecznej, ale także zrozumienie, w jaki sposób w ogóle powstały galaktyki.

Linie widmowe dla różnych pierwiastków są zapisywane na spektrometrze wysokiej rozdzielczości – zaawansowanej kamerze, która generuje tęczę światła gwiazd. Zespół zbadał część widma składającą się ze światła w bliskiej podczerwieni, tj. promieniowania cieplnego emitowanego przez gwiazdy. Powodem tego jest fakt, że światło podczerwone może przenikać przez pył, który blokuje pole widzenia pomiędzy nami a centrum Drogi Mlecznej około 25 000 lat świetlnych stąd. Technologia rejestracji tego światła jest bardzo zaawansowana i dopiero niedawno została udostępniona astronomom.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Lund

Vega


Załączniki:
vintergatan_foto_eso_r.schoedel.jpg
vintergatan_foto_eso_r.schoedel.jpg [ 117.42 KiB | Przeglądany 565 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 października 2018, 18:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Australijski teleskop niemal podwaja znaną liczbę tajemniczych szybkich rozbłysków radiowych

Australijscy badacze używający radioteleskopu CSIRO znajdującego się w zachodniej Australii, niemal podwoili znaną liczbę szybkich rozbłysków radiowych – potężnych błysków fal radiowych z kosmosu.

Odkrycia zespołu obejmują najbliższe i najjaśniejsze szybkie rozbłyski radiowe, jakie kiedykolwiek wykryto. Szybkie rozbłyski radiowe przychodzą z całego nieba i trwają zaledwie milisekundy.

Naukowcy nie wiedzą, co je wywołuje, ale musi to angażować niesamowitą ilość energii równoważną ilości uwolnionej przez Słońce w ciągu 80 lat.

Astronomowie znaleźli 20 szybkich rozbłysków radiowych w ciągu roku. To prawie podwojona ilość wykrytych na całym świecie od momentu pierwszej detekcji w 2007 r.

Korzystając z nowej technologii Australia Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) astronomowie udowodnili także, że szybkie rozbłyski radiowe pochodzą z innej strony Wszechświata a nie z naszego galaktycznego sąsiedztwa.

Rozbłyski podróżują przez miliardy lat i czasami przechodzą przez obłoki gazu. Za każdym razem, gdy tak się dzieje, różne długości fal, które tworzą rozbłyski, są spowalniane o różne wartości. Ostatecznie rozbłysk dociera do Ziemi a każda długość fali osiąga teleskop w innym czasie. Czas nadejścia różnych długości fal mówi o tym, przez ile materii przeszedł rozbłysk w drodze do Ziemi.

Dr Keith Bannister z CSIRO, projektant systemów, które wykryły rozbłyski, powiedział, że fenomenalny wskaźnik odkrywania ASKAP to dwie rzeczy: teleskop ma ogromne pole widzenia wynoszące 30 stopni kwadratowych (100 razy większe, niż Księżyc w pełni) a dzięki radykalnemu zastosowaniu anten teleskopu, z których każda wskazywała inną część nieba, astronomowie obserwowali 240 stopni kwadratowych jednocześnie.

Dr Ryan Shannon z Swinburne University of Technology i OzGrav ARC Centre of Excellence powiedział, że teraz wiemy, że szybkie rozbłyski radiowe pochodzą z około połowy Wszechświata, ale nadal nie wiemy, co je wywołuje, ani z których galaktyk pochodzą. Kolejnym wyzwaniem dla zespołu jest wskazanie lokalizacji rozbłysków na niebie.

ASKAP znajduje się w Murchison Radio-astronomy Observatory (MRO) CSIRO w zachodniej Australii i jest prekursorem dla przyszłego teleskopu Square Kilometre Array (SKA). SKA będzie mógł obserwować dużą liczbę szybkich rozbłysków radiowych, dając astronomom możliwość szczegółowego badania wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ICRAR

Vega


Załączniki:
ASKAP_2resized.jpg
ASKAP_2resized.jpg [ 826.05 KiB | Przeglądany 561 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 października 2018, 16:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Umierająca gwiazda emituje szept

Zespół naukowców pod kierownictwem Caltech zaobserwował osobliwą śmierć potężnej gwiazdy, która eksplodowała w postaci słabej i szybko zanikającej supernowej. Obserwacje te sugerują, że gwiazda ma niewidzialnego towarzysza, który grawitacyjnie zabiera masę gwiazdy pozostawiając jedynie obnażoną gwiazdę, która eksplodowała w postaci szybkiej supernowej. Uważa się, że eksplozja doprowadziła do powstania martwej gwiazdy neutronowej krążącej wokół swego gęstego i zwartego towarzysza, co sugeruje, że naukowcy po raz pierwszy byli świadkami narodzin układu podwójnego zwartych gwiazd neutronowych.

Badanie zostało przeprowadzone przez studenta Kishalay De i opisane w artykule opublikowanym w czasopiśmie Science. Praca została wykonana głównie w laboratorium Mansi Kasliwala, adiunkta astronomii. Kasliwal jest głównym badaczem prowadzonego przez Caltech projektu Global Relay of Observatories Watching Transients Happen (GROWTH).

Kiedy masywna gwiazda – co najmniej ośmiokrotnie masywniejsza od Słońca – wyczerpie paliwo w swoim jądrze, wtedy zapada się do wewnątrz, a następnie wybucha w potężnej eksplozji zwanej supernową. Po wybuchu wszystkie zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają odrzucone, pozostawiając gęstą gwiazdę neutronową – mniej więcej wielkości małego miasta, ale o masie większej, niż Słońce.

Podczas eksplozji supernowej umierająca gwiazda wyrzuca całą materię z zewnętrznych warstw. Zwykle jest to kilka razy więcej, niż wynosi masa Słońca. Jednak zdarzenie, które zaobserwował Kasliwal wraz ze współpracownikami, a które nazwano iPTF 14gqr, wyrzuciło materię stanowiącą zaledwie ⅕ masy Słońca.

Astronomowie widzieli zapadnięcie się jądro tej masywnej gwiazdy, jednak zaobserwowali niezwykle małą ilość odrzuconej masy. Nazywają to supernową o skrajnie obnażonej powłoce i jest to coś, czego istnienie od dawna przewidywali. Po raz pierwszy naukowcy przekonująco zobaczyli, że zapadające się jądro masywnej gwiazdy jest tak pozbawione materii.

Fakt, że gwiazda w ogóle eksplodowała, sugeruje, że musiała być wcześniej otoczona dużą ilością materii, a jej jądro nigdy nie stałoby się wystarczająco ciężkie, by się zapaść. Jednak gdzie była brakująca masa?

Naukowcy wywnioskowali, że masa została skradziona – gwiazda musi mieć jakiegoś gęstego, zwartego towarzysza, albo białego karła, gwiazdę neutronową lub czarną dziurę – wystarczająco blisko, by grawitacja wypłukała jej masę, zanim gwiazda eksplodowała. Gwiazda neutronowa, która została z supernowej, musiała narodzić się na orbicie wraz z tym gęstym towarzyszem. Obserwowanie iPTF 14gqr było faktycznie obserwowaniem narodzin zwartej gwiazdy neutronowej. Ponieważ ta nowa gwiazda neutronowa i jej towarzysz znajdują się tak blisko siebie, w końcu połączą się w kolizji podobnej do tej z 2017 roku, która wytworzyła fale grawitacyjne i elektromagnetyczne.

Nie tylko iPTF 14gqr jest zdarzeniem godnym uwagi a fakt, że został w ogóle zaobserwowany, był przypadkowy, ponieważ zjawiska te są zarówno rzadkie jak i krótkotrwałe. Rzeczywiście, tylko dzięki obserwacjom wczesnych faz supernowej badacze mogli wywnioskować, że wybuch pochodzi od masywnej gwiazdy.

Wydarzenie to zostało po raz pierwszy zaobserwowane w Obserwatorium Palomar będącego częścią Palomar Transient Factory (iPTF), nocnego przeglądu nieba w poszukiwaniu przejściowych lub krótkotrwałych kosmicznych zdarzeń, takich jak supernowe. iPTF 14gqr zostało zaobserwowane w pierwszych godzinach po eksplozji. Gdy Ziemia się obróciła, a teleskop Palomar wysunął się poza zasięg, astronomowie na całym świecie podjęli współpracę, aby monitorować iPTF 14gqr, stale obserwując jej ewolucję za pomocą licznych teleskopów, które dzisiaj tworzą sieć obserwatoriów GROWTH.

Zwicky Transient Facility, następca iPTF w Obserwatorium Palomar, bada niebo jeszcze szerzej i często w nadziei na złapania większej liczby tych rzadkich zdarzeń, które stanowią zaledwie jeden procent wszystkich obserwowanych wybuchów. Takie badania, we współpracy ze skoordynowanymi sieciami monitorującymi, takimi jak GROWTH, pozwolą astronomom lepiej zrozumieć, w jaki sposób ewoluują zwarte układy podwójne masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
iptf14gqr.jpg
iptf14gqr.jpg [ 253.77 KiB | Przeglądany 557 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: 13 października 2018, 14:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Aktywne jądra galaktyczne a formowanie się gwiazd

Większość galaktyk w swoim jądrze zawiera supermasywną czarną dziurę (SMBH), obiekt o masie przekraczającej milion mas Słońca. Kluczowym nierozwiązanym problemem w formowaniu się i ewolucji galaktyk jest rola, jaką SMBH odgrywają w kształtowaniu swoich galaktyk. Większość astronomów jest zgodna co do tego, że musi istnieć silne powiązanie ze względu na zaobserwowane korelacje pomiędzy masą SMBH a jasnością jej galaktyki, masą gwiazdową i ruchem gwiazd w galaktyce. Korelacje te dotyczą zarówno galaktyk lokalnych, jak i tych we wczesnych epokach kosmicznych. Jednak mimo postępów w badaniach SMBH, ich wpływ nadal nie jest zrozumiały. W niektórych sugerowanych scenariuszach SMBH powstrzymuje powstawanie gwiazd w galaktyce poprzez usuwanie materii. W innych, takich jak scenariusz łączenia się galaktyk, efekt jest odwrotny: SMBH zwiększa ilość powstających gwiazd, pomagając pobudzić ośrodek międzygwiezdny. Przeprowadzono symulacje komputerowe, aby spróbować rozstrzygnąć te różnice. Symulacje mają tendencję do wykazywania, że zimny gaz napływający z ośrodka międzygalaktycznego może zasilać zarówno wzrost SMBH, jak i galaktyki.

Formowanie się gwiazd jest jednym z głównych wyznaczników wzrostu galaktyk. Obserwując galaktyki astronomowie próbują mierzyć powstawanie gwiazd poprzez korelację szybkości formowania się z wewnętrzną jasnością (proces tworzenia się gwiazd powoduje rozgrzewanie pyłu, którego promieniowanie podczerwone może dominować w jasności). Jednak emisje z regionu wokół supermasywnej czarnej dziury, która jest aktywnym jądrem galaktycznym (AGN), można łatwo pomylić z emisją pochodzącą od formujących się gwiazd. Promieniowanie rentgenowskie lub emisja silnie wzbudzonych jonów mogą być wykorzystane do określenia niezależnego wkładu AGN, ale pomiary te mogą być skomplikowane poprzez ingerencyjne wygaszanie pyłu lub inne efekty. Ponadto istnieją dowody potwierdzające, że w małych lub mniej świecących galaktykach czy we wcześniejszych kosmicznych epokach inne czynniki, takie jak obfitość pierwiastków, silnie wpłynęły na rozwój galaktyki.

Astronomowie z CfA – Belinda Wilkes i Joanna Kuraszewicz – wraz z pięcioma kolegami zbadali 323 galaktyki, o których wiadomo, że posiadają AGN emitujące silne promieniowanie rentgenowskie (mierzone teleskopem XMM-Newton), a także mają aktywnie formujące się gwiazdy, określone na podstawie ich promieniowania w dalekiej podczerwieni (mierzone za pomocą Kosmicznego Teleskopu Herschela). Galaktyki znajdują się na odległościach, z których światło podróżuje do nas od około dwóch do jedenastu miliardów lat. Analiza statystyczna próbki wskazuje, że AGN przyczynia się średnio do około 20% świecenia w podczerwieni, chociaż czasem może wynosić nawet >90%. Astronomowie dochodzą do ważnych wniosków, że nie ma dowodów (przynajmniej w tym zestawie obiektów) na silne powiązanie z tym, że AGN tłumi formowanie się gwiazd. W rzeczywistości wydaje się, że rosną one wspólnie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201841.jpg
su201841.jpg [ 50.54 KiB | Przeglądany 551 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: 16 października 2018, 15:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Gazowe olbrzymy wokół młodych gwiazd podnoszą pytanie o to, jak tworzą się planety

Naukowcy zidentyfikowali młodą gwiazdę, wokół której krążą cztery planety o rozmiarach Jowisza i Saturna. Po raz pierwszy w tak młodym układzie wykryto tak wiele masywnych planet. Układ ten ustanowił także nowy rekord, jeżeli chodzi o najbardziej ekstremalny zakres obserwowanych orbit: najbardziej zewnętrzna planeta krąży ponad tysiąc razy dalej od gwiazdy, niż ta najbliższa, co rodzi interesujące pytanie o to, w jaki sposób taki układ mógł powstać.

Gwiazda ma zaledwie dwa miliardy lat – w kategoriach astronomicznych jest „maluchem” – i jest otoczona ogromnym dyskiem protoplanetarnym, czyli miejscem, w którym tworzą się planety, księżyce, asteroidy oraz inne obiekty w układach gwiezdnych.

Gwiazda była już wcześniej znana jako wyjątkowa, ponieważ posiada pierwszego tak zwanego gorącego Jowisza – masywną planetę krążącą wokół macierzystej gwiazdy – który został odkryty wokół tak młodej gwiazdy. Chociaż gorące Jowisze to pierwszy rodzaj egzoplanet, jakich się spodziewano odkryć, ich istnienie od dawna zastanawiało astronomów, ponieważ często uważa się, że krążą zbyt blisko swoich gwiazd, aby mogły powstać w takiej właśnie odległości.

Obecnie zespół naukowców użył ALMA do wyszukania planetarnego „rodzeństwa” dla tego niemowlęcego gorącego Jowisza. Ich obraz ujawnił trzy wyraźne luki w dysku, które, zgodnie z modelowaniem teoretycznym zespołu, były najprawdopodobniej wywołane przez trzy dodatkowe gazowe olbrzymy krążące wokół młodej gwiazdy.

CI Tau, bo o tę gwiazdę chodzi, znajduje się w odległości około 500 lat świetlnych stąd w wysoce produktywnym regionie galaktyki. Jej cztery planety mają bardzo różne orbity. Najbliższy gorący Jowisz znajduje się w podobnej odległości od swojej gwiazdy, co Merkury od Słońca, podczas gdy najdalsze orbity znajdują się w odległości ponad trzykrotnie większej, niż orbita Neptuna. Dwie zewnętrzne planety mają masę Saturna, natomiast dwie wewnętrzne mają odpowiednio 1 i 10 mas Jowisza.

Odkrycie to rodzi wiele pytań wśród astronomów. Około 1% gwiazd posiada gorące Jowisze, ale większość znanych planet tego typu jest znacznie starszych od CI Tau. Obecnie nie jest możliwe stwierdzenie, czy ekstremalna architektura planetarna widziana w CI Tau jest powszechna w układach gorących Jowiszów, ponieważ sposób, w jaki wykryto te siostrzane planety – przez ich wpływ na dysk protoplanetarny – nie działałby w starszych układach, które już nie mają dysku protoplanetarnego.

Według naukowców nie jest również jasne, czy planetarne rodzeństwo odegrało rolę w doprowadzeniu najbardziej wewnętrznej planety na jej skrajnie bliską orbitę i czy jest to mechanizm, który działa w tworzeniu gorących Jowiszów w ogóle. Kolejną zagadką jest to, w jaki sposób dwie zewnętrzne planety w ogóle się uformowały.

Zadaniem dla astronomów będzie zbadanie tego układu na różnych długościach fali, aby uzyskać więcej wskazówek na temat dysku protoplanetarnego i jego planet. W międzyczasie ALMA – pierwszy teleskop ze zdolnością obrazowania planety w momencie jej formowania się – prawdopodobnie pokaże kolejne niespodzianki w innych układach, zmieniając nasz obraz tego, jak kształtują się układy planetarne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega


Załączniki:
5bc48bc8f0360.jpg
5bc48bc8f0360.jpg [ 236.86 KiB | Przeglądany 538 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: 17 października 2018, 14:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto źródło kosmicznego krewnego GW170817

Ponad rok temu astronomowie poinformowali o pierwszej detekcji fal elektromagnetycznych (światła) ze źródła fal grawitacyjnych. Teraz, rok później, badacze ogłaszają istnienie kosmicznego krewnego tego historycznego wydarzenia.

Odkrycia dokonano wykorzystując dane m.in. z obserwatoriów Chandra i Swift oraz teleskopów Fermiego, Hubble’a i Discovery Channel.

Obiekt nowych badań, nazwany GRB 150101B, po raz pierwszy został zgłoszony jako rozbłysk gamma wykryty przez teleskop Fermiego w styczniu 2015 r. Detekcje na innych długościach fali pokazują, że GRB 150101B wykazuje niezwykłe podobieństwo do połączenia się gwiazd neutronowych i źródła fal grawitacyjnych wykrytych przez LIGO i Virgo w 2017 roku, zdarzenia znanego jako GW170817. Ostatnie badanie stwierdza, że te dwa oddzielne obiekty mogą być ze sobą powiązane.

To odkrycie informuje naukowców o tym, że zdarzenia takie jak GW170817 i GRB 150101B mogą reprezentować zupełnie nową klasę obiektów wybuchowych, które włączają się i wyłączają w promieniach X i mogą być stosunkowo powszechne.

Eleonora Troja, główny autor badania z Goddard Space Flight Center NASA w Greenbelt, Maryland, oraz z University of Maryland w College Park (UMCP), i jej współpracownicy uważają, że zarówno GRB 150101B, jak i GW170817 zostały najprawdopodobniej utworzone przez to samo zdarzenie: połączenie dwóch gwiazd neutronowych, katastroficzne połączenie, które wytworzyło wąski strumień wysokoenergetycznych cząstek. Strumień spowodował krótki, intensywny wybuch promieniowania gamma (znany jako krótki GRB), błysk wysokoenergetyczny, który może trwać zaledwie kilka sekund. GW170817 pokazał, że zdarzenia te mogą także wywołać zmarszczki w czasoprzestrzeni zwane falami grawitacyjnymi.

Widoczna zgodność pomiędzy GRB 150101B i GW170817 jest uderzająca: obydwa zdarzenia wyprodukowały niezwykle słaby i krótkotrwały rozbłysk gamma, i oba były źródłem jasnego, niebieskiego promieniowania w świetle widzialnym trwającego kilka dni, a emisja promieniowania rentgenowskiego trwała znacznie dłużej. Galaktyki, w których znajdują się źródła są również bardzo podobne. Obie są jasnymi galaktykami eliptycznymi z populacją gwiazd w wieku kilku miliardów lat i wykazującymi brak dowodów na to, że powstają w nich nowe gwiazdy.

W przypadku zarówno GRB 150101B, jak i GW170817, powolny wzrost emisji promieniowania rentgenowskiego w porównaniu z większością GRB sugeruje, że eksplozja była prawdopodobnie widziana nie w osi, czyli strumień nie był skierowany bezpośrednio w stronę Ziemi. Odkrycie GRB 150101B jest dopiero drugim zdarzeniem, z którego astronomowie kiedykolwiek odkryli krótki GRB nie w osi.

Chociaż istnieje wiele podobieństw między GRB 150101B i GW170817, znaleziono także dwie istotne różnice. Jedną z nich jest lokalizacja. GW170817 znajduje się około 130 mln lat świetlnych stąd, natomiast GRB 150101B leży około 1,7 mld lat świetlnych od Ziemi. Nawet gdyby LIGO działało na początku 2015 roku, prawdopodobnie nie wykryłoby fal grawitacyjnych od GRB 150101B, ze względu na większą odległość.

Piękno GW170817 polega na tym, że dało astronomom zestaw charakterystycznych cech do identyfikacji nowych członków rodziny obiektów wybuchowych na jeszcze większych odległościach, niż LIGO może obecnie osiągnąć.

Emisja optyczna z GRB 150101B w dużej mierze jest przesunięta ku niebieskiej części widma, co stanowi ważną wskazówkę, że to zdarzenie objęło tzw. kilonową, jak widziana w GW170817. Kilonowa jest niezwykle silną eksplozją uwalniającą nie tylko dużą ilość energii, ale również wytwarzającą ważne pierwiastki, takie jak złoto, platyna i uran, których inne gwiezdne eksplozje nie tworzą.

Możliwe, że kilka fuzji, takich jak te z GRB 150101B i GW170817, zostało wcześniej zidentyfikowanych jako krótkie GRB, ale nie zostały one zidentyfikowane przy użyciu innych teleskopów. Bez detekcji na dłuższych falach, takich jak promieniowanie rentgenowskie czy światło widzialne, pozycje GRB nie są wystarczająco dokładne, aby określić, w jakiej galaktyce się znajdują.

W przypadku GRB 150101B astronomowie początkowo sądzili, że jego odpowiednikiem było źródło promieniowania rentgenowskiego wykryte przez Swift w centrum galaktyki, pochodzące prawdopodobnie z materii opadającej do supermasywnej czarnej dziury. Jednakże dalsze obserwacje z Chandra wykryły prawdziwy odpowiednik z dala od centrum galaktyki gospodarza.

Inną ważną różnicą między GRB 150101B a GW170817 jest to, że bez wykrycia fal grawitacyjnych zespół nie zna mas dwóch połączonych obiektów. Możliwe, że była to fuzja pomiędzy czarną dziurą i gwiazdą neutronową a nie między dwiema gwiazdami neutronowymi.

„Potrzebujemy więcej przypadków, takich jak GW170817, które łączą fale grawitacyjne i elektromagnetyczne, aby znaleźć przykład połączenia między gwiazdą neutronową i czarną dziurą. Takie wykrycie byłoby pierwszym tego rodzaju. Nasze wyniki są zachęcające do znalezienia kolejnych połączeń i dokonania takiej detekcji” – mówi współautor Hendrik Van Eerten z University of Bath w Zjednoczonym Królestwie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
kilonova.jpg
kilonova.jpg [ 248.68 KiB | Przeglądany 513 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: 18 października 2018, 19:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Pola magnetyczne mogą odpowiadać za aktywność czarnych dziur

Skolimowane strumienie (dżety) dostarczają astronomom najsilniejszych dowodów na to, że w sercach większości galaktyk czają się supermasywne czarne dziury. Niektóre z nich wydają się być aktywne, pochłaniają materię z otoczenia i wyrzucają strumienie ze skrajnie wysokimi prędkościami, podczas gdy inne pozostają w stanie spoczynku a nawet uśpienia. Dlaczego niektóre czarne dziury ucztują, a inne głodują? Ostatnie obserwacje z SOFIA rzucają nowe światło na to pytanie.

Dane z SOFIA wskazują, że pola magnetyczne są pułapkami i zamykają pył w pobliżu centrum aktywnej galaktyki Cygnus A, co powoduje, że supermasywna czarna dziura w jej centrum nie ma się czym żywić.

Zunifikowany model, który próbuje wyjaśnić różne właściwości aktywnych galaktyk, mówi, że jądro jest otoczone obłokiem pyłowym o kształcie torusa. To, w jaki sposób tworzy się i utrzymuje taka struktura, nigdy nie było jasne, ale nowe wyniki wskazują, że pola magnetyczne mogą być odpowiedzialne za utrzymywanie pyłu na tyle blisko, by mógł zostać pochłonięty przez głodną czarną dziurę. W rzeczywistości jedną z podstawowych różnic między aktywnymi galaktykami, takimi jak Cygnus A i ich mniej aktywnymi kuzynami, takimi jak Droga Mleczna, może być obecność lub brak silnego pola magnetycznego wokół czarnej dziury.

Chociaż pola magnetyczne na niebie są trudne do obserwacji, astronomowie wykorzystują spolaryzowane światło – optyczne, pochodzące z rozpraszania i radiowe z przyspieszających elektronów – do badania pól magnetycznych w galaktykach. Ale fale optyczne są zbyt krótkie, a radiowe zbyt długie, by móc bezpośrednio obserwować pyłowy torus. Promieniowanie podczerwone obserwowane przez SOFIA jest do tego najbardziej odpowiednie, dzięki czemu naukowcy po raz pierwszy mają szansę odizolować i dostrzec sam torus.

Nowe urządzenie zainstalowane na SOFIA, HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-plus), jest wyjątkowo czułe na emisję w podczerwieni pochodzącą od ustawionych ziaren pyłu. Okazało się, że jest to skuteczna technika do badania pól magnetycznych i testowania fundamentalnych przewidywań zunifikowanego modelu: roli pyłowego torusa w zjawiskach aktywnych galaktyk.

Ostatnie obserwacje serca Cygnus A wykonane za pomocą HAWC+ pokazują promieniowanie podczerwone zdominowane przez dobrze wyrównaną strukturę pyłową. Łącząc te wyniki z danymi archiwalnymi z Obserwatorium Herschela, Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Gran Telescopio Canarias, zespół badawczy odkrył, że ta potężna aktywna galaktyka, ze swoimi słynnymi dżetami, jest w stanie utrzymać przesłaniający ją torus, który zasila supermasywną czarną dziurę, za pomocą silnych pól magnetycznych.

Cygnus A jest doskonałym miejscem do badania tego, jaką rolę odgrywa pole magnetyczne w ograniczaniu pyłowych torusów i przekazywaniu materii na supermasywną czarną dziurę, ponieważ jest najbliższą nam i najpotężniejszą aktywną galaktyką. Konieczne są dalsze obserwacje różnych typów galaktyk, aby uzyskać pełen obraz tego, jak pola magnetyczne wpływają na ewolucję środowiska otaczającego supermasywne czarne dziury. Jeżeli, na przykład, HAWC+ ujawni silnie spolaryzowaną emisję w podczerwieni pochodzącą ze źródła aktywnych galaktyk, ale nie ze spokojnych galaktyk, będzie to wspierać pogląd, że pola magnetyczne regulują karmienie czarnych dziur i wzmocnią pewność astronomów do zunifikowanego modelu aktywnych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
coreofcygnusa_fnl_lynettecook_cf.jpg
coreofcygnusa_fnl_lynettecook_cf.jpg [ 1.6 MiB | Przeglądany 500 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 października 2018, 19:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Potężne flary z młodego czerwonego karła

Słowo „HAZMAT” opisuje substancje, które stanowią zagrożenie dla środowiska, a nawet dla samego życia. Wyobraź sobie, że termin ten odnosi się do całych planet, gdzie gwałtowne rozbłyski od gwiazd macierzystych mogą sprawić, że poprzez wpływ na ich atmosferę, świat nie będzie nadawał się do zamieszkania.

Kosmiczny Teleskop Hubble’a obserwuje takie gwiazdy za pomocą dużego programu o nazwie HAZMAT (Habitable Zones and M dwarf Activity across Time).

„M dwarf” (Karły typu M) to astronomiczny termin dla czerwonego karła – najmniejszej, najobfitszej i najdłużej żyjącej gwiazdy w naszej galaktyce. Program HAZMAT to przegląd w ultrafiolecie czerwonych karłów w trzech różnych wiekach: młodym, średnim i starszym.

Gwiezdne rozbłyski czerwonych karłów są szczególnie jasne w ultrafiolecie, w porównaniu do gwiazd podobnych do Słońca. Czułość na ultrafiolet HST sprawia, że teleskop jest bardzo cenny przy obserwacjach tych rozbłysków. Uważa się, że flary są zasilane przez intensywne pola magnetyczne, które plątają się przez ruchy gwiezdnych atmosfer. Kiedy splątanie to staje się zbyt intensywne, pola przerywają się i ponownie łączą, wyzwalając ogromne ilości energii.

Zespół odkrył, że flary pochodzące od najmłodszych czerwonych karłów, które badali – w wieku około 40 mln lat – są od 100 do 1000 razy bardziej energetyczne, niż ma to miejsce w przypadku starszych gwiazd. Gdy gwiazdy są w tak młodym wieku, planety typu ziemskiego formują się wokół nich.

Około ¾ gwiazd w naszej galaktyce to czerwone karły. Większość planet w tzw. ekosferze – strefa, w której planety okrążające gwiazdy w odległości takiej, by temperatura była na tyle umiarkowana, że na powierzchni planety może istnieć woda w stanie ciekłym – prawdopodobnie krąży wokół czerwonych karłów. Najbliższa Słońcu gwiazda, czerwony karzeł o nazwie Proxima Centauri, posiada w swojej ekosferze planetę wielkości Ziemi.

Jednak młode czerwone karły są gwiazdami aktywnymi, wytwarzającymi rozbłyski w promieniowaniu ultrafioletowym, które emitują tak dużo energii, że mogą wpływać na chemię atmosfery i przypuszczalnie usuwać atmosferę z tych raczkujących planet.

Wyniki pierwszej części tego programu są publikowane w The Astrophysical Journal. Badanie to sprawdza częstotliwość flar 12 młodych czerwonych karłów. Dane te są bardzo ważne, ponieważ różnica w aktywności flar jest dość duża w porównaniu ze starszymi gwiazdami.

Program obserwacyjny wykrył jeden z najbardziej intensywnych rozbłysków gwiazdowych, jakie kiedykolwiek zaobserwowano w świetle widzialnym. Nazwane „Hazflare", zdarzenie to było bardziej energetyczne, niż najpotężniejszy rozbłysk Słońca, jaki kiedykolwiek zarejestrowano.

Mamy sto lat dobrych obserwacji Słońca. W ciągu tego czasu obserwowane były może dwa rozbłyski, których energia zbliżała się do energii Hazflare’a. W nieco mniej niż jeden dzień obserwacji tych młodych gwiazd przez Hubble’a astronomowie uchwycili Hazflare, co oznacza, że patrzą na super flary występujące codziennie lub nawet kilka razy dziennie.

Czy super rozbłyski o takiej częstotliwości i intensywności „zanurzają” młode planety w tak dużym promieniowaniu ultrafioletowym, że te na zawsze stracą szansę na zdolność do zamieszkania? Według Parke Loyda z Arizona State University „Flary, które obserwowaliśmy, mają zdolność oderwania atmosfery od planety, ale to niekoniecznie oznacza zagładę i mrok dla życia na planecie. Może to być życie w innej postaci, niż sobie wyobrażamy. Albo mogą tam zachodzić inne procesy, które mogłyby uzupełnić atmosferę planety. Z pewnością jest to trudne środowisko, ale wahałbym się powiedzieć, że jest to sterylne otoczenie.”

Kolejną częścią programu HAZMAT będzie badanie czerwonych karłów o średnim wieku, które mają 650 mln lat. Następnie zostaną przeanalizowane najstarsze czerwone karły i porównane z młodymi i średnimi gwiazdami, w celu zrozumienia ewolucji środowiska planet o małych masach krążących wokół gwiazd o małej masie, narażonych na promieniowanie ultrafioletowe.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
stsci-h-p1846a_f3840x2160.jpg
stsci-h-p1846a_f3840x2160.jpg [ 855.16 KiB | Przeglądany 493 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: 20 października 2018, 15:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
'Oumuamua

W tym tygodniu przypada rocznica odkrycia przez astronomów niezwykłego obiektu poruszającego się w przestrzeni kosmicznej niezbyt daleko od ziemskiej orbity. W ciągu zaledwie kilku dni naukowcy zorientowali się, że nie może to być zwykła asteroida lub kometa – jego droga pokazała, że nie jest grawitacyjnie związany z Układem Słonecznym. Był to zatem pierwszy międzygwiezdny obiekt odkryty w Układzie Słonecznym, który pochodził z zewnątrz. Otrzymał hawajskie imię 'Oumuamua czyli Zwiadowca.

Od dawna astronomowie sądzą, że komety i asteroidy istnieją także w innych układach planetarnych – być może 'Oumuamua pochodzi z jednego z nich. Większość obecnych modeli Układu Słonecznego sugeruje, że te małe ciała niebieskie są resztkami z epoki formowania się planet, a inne układy planetarne również powinny tworzyć komety i asteroidy. Badanie ich da spojrzenie na podobieństwa i różnice w formowaniu się układów planetarnych. Dotąd jednak było to niemożliwe: domniemane duże populacje komet i planetoid znalezione w dyskach okrążających egzoplanety znajdują się zbyt daleko od nas.

'Oumuamua może zatem być naukowym ratunkiem i stał się przedmiotem intensywnej, choć krótkiej, kampanii obserwacyjnej (krótkiej, ponieważ poruszał się bardzo szybko a odległość ciągle rosła). Niemniej jednak obserwacje, które zostały zakończone, wykazały, że miał czerwonawy kolor bez widocznych cech widmowych i bez śladów gazu i pyłu. Wszystko to sugeruje, że może to być coś w rodzaju prymitywnej asteroidy (typu D), chociaż tak naprawdę w Układzie Słonecznym nie ma dobrego jego odpowiednika. Co najbardziej niezwykłe, jego kształt jest bardzo wydłużony – jest sześciokrotnie dłuższy, niż szerszy.

Kamera IRAC umieszczona na Kosmicznym Teleskopie Spitzera mogła patrzeć na 'Oumuamua pod bardzo różnymi kątami, inaczej niż teleskopy na Ziemi. Astronomowie CfA, Joe Hora, Howard Smith i Giovanni Fazio, wraz z ich zespołem naukowców z Near Earth Object oraz innymi kolegami, skierowali IRAC w miejsce na niebie, gdzie według przewidywań powinien się znajdować obiekt (ponieważ nie jest on związany z Układem Słonecznym i porusza się tak szybko, droga 'Oumuamua na niebie była trudna do obliczenia). Po trzydziestu godzinach obserwacji – stosunkowo długi czas – obiekt nie został wykryty, a kolejne analizy orbitalne potwierdziły, że kamera została skierowana dokładnie w jego stronę. Jednak limit emisji był tak niski, że umożliwił zespołowi ograniczenie niektórych jego właściwości fizycznych. Na przykład brak sygnału w podczerwieni sugeruje, że nie posiada on gazu ani pyłu, składników, których można by oczekiwać, gdyby był ciałem przypominającym kometę. Naukowcy obliczyli również, że w zależności od dokładnego składu oraz albedo, 'Oumuamua ma co najmniej 240 metrów (a może nawet 1 km) w najdłuższym miejscu (dla miłośników Star Trek – niektórzy fani określali długość statku Enterprise na 725 m). Obiekt porusza się obecnie zbyt daleko, aby którykolwiek z naszych teleskopów mógł go zobaczyć, a więc chociaż pozostanie on międzygwiezdną tajemnicą, przypomina nam jeszcze raz, że nasze kosmiczne sąsiedztwo jest pełne niespodzianek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201842.jpg
su201842.jpg [ 44.48 KiB | Przeglądany 483 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: 331 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 12, 13, 14, 15, 16, 17  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Google [Bot] 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