Dzisiaj jest 19 sierpnia 2019, 16:05

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 486 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 21, 22, 23, 24, 25  Następna
Autor Wiadomość
Post: 02 lipca 2019, 18:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Hubble uchwycił kosmiczne fajerwerki w ultrafiolecie

Wyobraź sobie fajerwerki w zwolnionym tempie, które zaczęły eksplodować prawie dwa wieki temu i od tego czasu nie zostały zatrzymane. W ten sposób można opisać ten układ podwójny gwiazd znajdujący się w odległości 7500 lat świetlnych stąd w konstelacji Kila (Carinae). W 1838 r. Eta Carinae przeżyła kataklizm, nazywany Wielką Erupcją, szybko eskalując, by do kwietnia 1844 roku stać się drugą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Od tego czasu gwiazda zbladła, ale ten nowy widok z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a pokazuje, że spektakularny pokaz wciąż trwa, i ujawnia szczegóły, które nigdy wcześniej nie były widziane.

Gwałtowne wyrzuty masy nie są rzadkością w historii Eta Carinae; układ został zniszczony przez chaotyczne erupcje, często wyrzucające części siebie w kosmos. Ale Wielka Erupcja była szczególnie dramatyczna. Większa z dwóch gwiazd jest masywną, niestabilną gwiazdą zbliżającą się do końca swojego życia, a to, co astronomowie widzieli ponad półtora wieku temu, było gwiezdnym przeżyciem bliskim śmierci.

Wynikająca z tego zdarzenia zwiększona jasność została przyćmiona tylko przez Syriusza, który jest prawie 1000 razy bliżej Ziemi, i przez pewien czas uczyniła Eta Carinae ważną gwiazdą nawigacyjną dla marynarzy na morzach południowych. Zdarzenie to zatrzymało się tuż przed zniszczeniem Eta Carinae, a natężenie światła stopniowo opadło. Naukowcy badający dzisiejszą gwiazdę wciąż widzą sygnaturę Wielkiej Erupcji w jej otoczeniu; kształt ogromnych hantli złożony z pyłu, gazu i innych włókien, które zostały wyrzucone w przestrzeń podczas eksplozji. Te gorące, świecące chmury znane są jako Mgławica Homunculus i były celem Hubble’a od czasu jego uruchomienia w 1990 roku.

W rzeczywistości została ona sfotografowana przez prawie każdy instrument na Hubble’u przez ponad 25 lat. Astronomowie zaobserwowali, że kosmiczny dramat rozgrywa się w coraz wyższej rozdzielczości. Ów ostatni obraz został stworzony za pomocą Wide Field Camera 3 Hubble'a, aby mapować gorący magnezowy gaz świecący w promieniach UV (pokazanych na niebiesko).

Naukowcy od dawna wiedzą, że materia zewnętrzna wyrzucona w erupcji w latach 40. XIX wieku została podgrzana przez fale uderzeniowe generowane, gdy materia wcześniej wyrzucona z gwiazdy rozbiła się. Zespół, który uchwycił ten nowy obraz, spodziewał się znaleźć promieniowanie magnezu pochodzące ze skomplikowanego szeregu włókien widocznych w promieniach świecącego azotu (czerwony kolor). Zamiast tego w przestrzeni między zapylonymi biopolarnymi bąblami i zewnętrznymi, ogrzanymi wstrząsami włóknami bogatymi w azot znaleziono zupełnie nową świecącą magnezową strukturę.

Te nowo ujawnione dane są ważne dla zrozumienia, jak erupcja się rozpoczęła, ponieważ reprezentuje ona szybkie i energetyczne wyrzucenie materii, która mogła zostać usunięta przez gwiazdę na krótko przed wydaleniem reszty mgławicy. Astronomowie potrzebują więcej obserwacji, aby dokładnie zmierzyć, jak szybko materia się porusza i kiedy została wyrzucona.

Inną uderzającą właściwością zdjęcia są smugi widoczne w niebieskim obszarze poza dolnym lewym bąblem. Smugi te pojawiają się tam, gdzie światło gwiazdy przebija się przez grudki pyłu rozrzucone wzdłuż powierzchni pęcherzyka. Wszędzie tam, gdzie promieniowanie UV uderza w gęsty pył, pozostawia długi cienki cień, który rozciąga się poza płatem do otaczającego gazu. „Wzór światła i cienia przypomina promienie słoneczne, które widzimy w naszej atmosferze, gdy światło słoneczne przepływa przez krawędź chmury, chociaż fizyczny mechanizm tworzący światło Eta Carinae jest inny” – zauważył członek zespołu Jon Morse z BoldlyGo Institute w Nowym Jorku.

Przyczyny Wielkiej Erupcji Eta Carinae pozostają przedmiotem spekulacji i debat. Nowa teoria sugeruje, że Eta Carinae, która kiedyś miała masę 150 słońc, rozpoczęła swoje istnienie jako układ potrójny gwiazd, a wyrzut masy z lat 40. XIX w. został wyzwolony, gdy gwiazda główna pochłonęła jednego z towarzyszy, wyrzucając w kosmos masę ponad dziesięciokrotnie większą, niż Słońce. Podczas gdy dokładne okoliczności tego zatrzymującego światło wybuchu pozostają na razie tajemnicą, astronomowie są bardziej pewni tego, jak zakończy się ten kosmiczny pokaz światła. Pokaz fajerwerków Eta Carinae osiągnie finał, gdy eksploduje ona jako supernowa, znacznie przewyższając nawet swój ostatni wybuch. To już mogło się wydarzyć, ale fala światła z niej potrzebuje 7500 lat, aby dotrzeć do Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Space Telescope

Vega


Załączniki:
heic1912a.jpg
heic1912a.jpg [ 206.16 KiB | Przeglądany 423 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 lipca 2019, 18:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Gaz opadający po spirali karmi młode galaktyki

Galaktyki rosną, gromadząc gaz ze swojego otoczenia i przekształcając go w gwiazdy, ale szczegóły tego procesu pozostają mroczne. Nowe obserwacje, wykonane przy użyciu Keck Cosmic Web Imager (KCWI) w Obserwatorium W. M. Keck na Hawajach, dostarczają najbardziej wyraźnych i najbardziej bezpośrednich dowodów, że włókna chłodnego gazu spiralnie opadają na młode galaktyki, dostarczając paliwa dla gwiazd.

Przez lata astronomowie dyskutowali, w jaki sposób dokładnie gaz przedostaje się do centrum galaktyk. Czy nagrzewa się gwałtownie, gdy zderza się z otaczającym gorącym gazem? Czy może płynie wzdłuż cienkich, gęstych włókien, pozostając stosunkowo zimnym? „Współczesna teoria sugeruje, że odpowiedzią jest prawdopodobnie mieszanka obu, ale udowodnienie istnienia tych zimnych strumieni gazu pozostawało głównym wyzwaniem do tej pory” – mówi współautor pracy Donal O'Sullivan, doktorant w grupie, która zbudowała część KCWI.

KCWI, zaprojektowana i zbudowana w Caltech, jest najnowocześniejszą kamerą do obrazowania spektralnego. Pozwala astronomom na robienie zdjęć w taki sposób, aby każdy piksel na obrazie zawierał rozproszone widmo światła. Zainstalowana na Keck na początku 2017 roku, KCWI jest następcą Cosmic Web Imager (CWI), instrumentu, który działa w Obserwatorium Palomar koło San Diego od 2010 roku. KCWI ma osiem razy większą rozdzielczość przestrzenną i dziesięć razy większą czułość, niż CWI.

Pytanie, w jaki sposób galaktyki i gwiazdy powstają z sieci cienkich włókien w przestrzeni – znanej jako kosmiczna sieć – fascynuje Christopher Martin, profesora fizyki w Caltech i głównego autora pracy, od czasów, gdy był jeszcze studentem. Aby znaleźć odpowiedzi, kierował zespołami, które zbudowały zarówno CWI, jak i KCWI. W 2017 r. Martin i jego zespół wykorzystali KCWI do pozyskania danych o dwóch aktywnych galaktykach - kwazarach – nazwanych UM 287 i CSO 38, jednak to nie kwazary jako takie chcieli badać. W pobliżu każdego z tych dwóch kwazarów znajduje się rosnąca galaktyka wewnątrz własnej olbrzymiej mgławicy, większej niż Droga Mleczna i widocznej dzięki silnemu oświetlaniu przez kwazary. Patrząc na światło emitowane przez wodór w mgławicach – w szczególności na linię wodoru Lyman-alfa – byli w stanie odwzorować prędkość gazu. Z wcześniejszych obserwacji w Palomar zespół już wiedział, że w mgławicy występują oznaki rotacji, ale dane z Kecka ujawniły znacznie więcej.

„Kiedy używaliśmy wcześniej CWI w Palomar, byliśmy w stanie zobaczyć coś, co wygląda jak rotujący dysk gazu, ale nie mogliśmy dostrzec żadnych włókien. Teraz, wraz ze wzrostem czułości i rozdzielczości z KWCI, mamy bardziej zaawansowane modele i widzimy, że obiekty te są zasilane przez gaz płynący z dołączonych włókien, co jest mocnym dowodem na to, że kosmiczna sieć jest połączona z tym dyskiem i go zasila” – mówi O'Sullivan.

Martin i współpracownicy opracowali model matematyczny wyjaśniający prędkości, które obserwowali w gazie, i przetestowali go na galaktykach w pobliżu UM 287 i CSO 38, a także na symulowanej galaktyce.

Odkrycia dostarczają najlepszych jak dotąd dowodów na model formowania się galaktyk z zimnego przepływu gazu, gdzie jest on przekształcany w gwiazdy. Zanim model ten stał się popularny, naukowcy zaproponowali, aby galaktyki wciągały gaz i podgrzewały go do skrajnie wysokich temperatur. Stąd sądzono, że gaz stopniowo ochładza się, zapewniając stały, ale powolny dopływ paliwa do gwiazd. W 1996 roku badania przeprowadzone Charlesa Steidela z Caltech, prof. astronomii Lee A. DuBridge i współautora nowego badania, podważyły ten model. On i jego koledzy wykazali, że odległe galaktyki wytwarzają gwiazdy z bardzo dużą szybkością - zbyt szybko, aby można to było wyjaśnić powolnym osiadaniem i chłodzeniem gorącego gazu, co było preferowanym modelem dla zaopatrywania w paliwo młodych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
Chris-Martin-KCWI-Cold-flow-NW.max-1400x800.jpg
Chris-Martin-KCWI-Cold-flow-NW.max-1400x800.jpg [ 180.23 KiB | Przeglądany 419 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 lipca 2019, 17:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy ważą balans materii w gromadach galaktyk

Metoda ważenia ilości materii w gromadach galaktyk – największych obiektach w naszym Wszechświecie – wykazała równowagę między ilościami gorącego gazu, gwiazd i innej materii.

Wyniki są pierwszymi, które wykorzystują dane obserwacyjne do pomiaru tej równowagi, co było teoretyzowane 20 lat temu, i dostarczą nowy wgląd w związek między zwykłą materią, która emituje światło i ciemną materią, a tym, jak nasz Wszechświat się rozszerza.

W nowym badaniu, opublikowanym w Nature Communications, międzynarodowy zespół, kierowany przez astrofizyków z Uniwersytetu Michigan w USA i Uniwersytetu w Birmingham w Wielkiej Brytanii wykorzystał dane z Local Cluster Substructure Survey (LoCuSS) do pomiaru połączeń między trzema głównymi składnikami masy, które zawierają gromady galaktyk – ciemną materią, gorącym gazem i gwiazdami.

Członkowie zespołu badawczego spędzili 12 lat na gromadzeniu danych, które obejmują współczynnik 10 mln długości fali, przy użyciu satelitów Chandra i XMM-Newton, przeglądu całego nieba ROSAT, teleskopu Subaru, United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT), teleskopu Mayall, Sunyaev Zeldovich Array i satelity Planck. Korzystając z zaawansowanych modeli statystycznych i algorytmów stworzonych przez dr Arya Farahi podczas jego studiów doktoranckich, zespół był w stanie stwierdzić, że suma gazu i gwiazd w gromadach, które badali, jest niemal stałą częścią masy ciemnej materii. Oznacza to, że w miarę powstawania gwiazd ilość dostępnego gorącego gazu zmniejszy się proporcjonalnie.

„Potwierdza to prognozy dominującej teorii zimnej ciemnej materii. Wszystko jest spójne z naszym obecnym rozumieniem Wszechświata” – powiedział dr Farashi.

Dr Graham Smith, główny badacz LoCuSS, mówi: „Pewna ilość materii we Wszechświecie zapada się, tworząc gromady galaktyk. Ale gdy się uformują, gromady te są ‘zamkniętymi pudełkami’. Gorący gaz ma albo uformowane gwiazdy, albo nadal pozostaje w postaci gazu, ale ogólna ilość pozostaje stała.”

Odkrycia będą kluczowe dla wysiłków astronomów starających się mierzyć właściwości Wszechświata jako całości. Dzięki lepszemu zrozumieniu wewnętrznej fizyki gromad galaktyk, naukowcy będą mogli lepiej zrozumieć zachowanie ciemnej energii i procesy związane z ekspansją Wszechświata.

„Gromady galaktyk z natury są fascynujące, ale pod wieloma względami nadal są to tajemnicze obiekty. Rozszyfrowanie złożonej astrofizyki rządzącej tymi obiektami otworzy wiele drzwi do szerszego zrozumienia Wszechświata. Zasadniczo, jeżeli chcemy móc twierdzić, że rozumiemy Wszechświat, musimy zrozumieć gromady galaktyk” – dodaje dr Smith.

Dane badane przez zespół wzrosną o kilka rzędów wielkości w nadchodzących dziesięcioleciach dzięki teleskopom nowej generacji, takim jak Large Synoptic Survey Telescope (LSST), który jest obecnie budowany w Chile, oraz e-ROSITA, nowy satelita rentgenowski. Obydwa powinny rozpocząć swoją pracę w latach 20.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Birmingham

Vega


Załączniki:
Galaxy-Cluster-900.jpg
Galaxy-Cluster-900.jpg [ 122.05 KiB | Przeglądany 416 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 lipca 2019, 16:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Wirujące czarne dziury w kosmicznym morzu

Jak wiry w oceanie, rotujące czarne dziury w przestrzeni kosmicznej tworzą wokół siebie wirujące strumienie. Jednak czarne dziury nie tworzą wirów wiatru ani wody. Raczej generują dyski gazu i pyłu podgrzane do temperatury setek milionów stopni, które świecą w promieniach X.

Wykorzystując dane z obserwatorium rentgenowskiego Chandra, astronomowie zastosowali nową technikę pomiaru spinu pięciu supermasywnych czarnych dziur. Materia w jednym z tych kosmicznych wirów rotuje wokół swojej czarnej dziury z prędkością większą, niż 70% prędkości światła.

Astronomowie wykorzystali naturalne zjawisko zwane soczewką grawitacyjną. Zgodnie z przewidywaniami Einsteina, przy odpowiednim ustawieniu, zakrzywienie czasoprzestrzeni przez masywny obiekt, taki jak duża galaktyka, może powiększać i tworzyć wiele obrazów odległego obiektu.

W ostatnim badaniu astronomowie wykorzystali Chandrę i soczewkowanie grawitacyjne do badania pięciu kwazarów, z których każdy zawierał supermasywną czarną dziurę szybko pochłaniającą materię z otaczającego ją dysku akrecyjnego. Soczewkowanie grawitacyjne przez galaktykę światła z każdego z tych kwazarów stworzyło wiele obrazów każdego kwazara. Ostra zdolność obrazowania Chandry jest niezbędna do oddzielenia zwielokrotnionych, soczewkowanych obrazów każdego kwazara.

Kluczowym postępem poczynionym przez naukowców w tym badaniu było to, że wykorzystali mikrosoczewkowanie, w którym to zjawisku pojedyncze gwiazdy w soczewkującej galaktyce, zapewniły dodatkowe wzmocnienie światła z kwazara. Większe powiększenie oznacza, że mniejszy region wytwarza emisję promieniowania rentgenowskiego.

Później naukowcy wykorzystali tę właściwość, że wirująca czarna dziura ciągnie przestrzeń wokół siebie i pozwala, aby materia orbitowała bliżej niej niż jest to możliwe w przypadku niewirującej czarnej dziury. Dlatego mniejszy obszar emitujący odpowiadający ciasnej orbicie ogólnie implikuje szybko wirującą czarną dziurę. Autorzy pracy wyciągnęli wniosek z analizy mikrosoczewkowania, że promienie X pochodzą z tak małego regionu, co oznacza, że czarne dziury muszą szybko wirować.

Wyniki pokazały, że jedna z czarnych dziur w soczewkowanym kwazarze, zwanym „krzyżem Einsteina” (oznaczony jako Q2237 na zdjęciu), wiruje z maksymalną, lub bliską maksymalnej możliwej, prędkością. Odpowiada to horyzontowi zdarzeń wirującemu z prędkością światła. Cztery inne badane czarne dziury wirowały z prędkością średnio około połowy tej maksymalnej.

Dla Krzyża Einsteina emisja promieniowania rentgenowskiego pochodzi z części dysku mniejszej, niż 2,5-krotność wielkości horyzontu zdarzeń, a dla pozostałych czterech kwazarów promienie X pochodzą z regionu od czterech do pięciu razy większych od horyzontu zdarzeń.

Jak te czarne dziury mogą wirować tak szybko? Naukowcy uważają, że te supermasywne czarne dziury prawdopodobnie rosły, gromadząc większość swojej materii w ciągu miliardów lat z dysku akrecyjnego rotującego z podobną orientacją i kierunkiem wirowania.

Wykryte przez Chandrę promieniowanie X powstaje, gdy dysk akrecyjny otaczający czarną dziurę tworzy obłok o temperaturze wielu milionów stopni, lub koronę nad dyskiem w pobliżu czarnej dziury. Promienie X z tej korony odbijają się od wewnętrznej krawędzi dysku akrecyjnego, a mocne siły grawitacyjne w pobliżu czarnej dziury zniekształcają odbite widmo rentgenowskie. Duże zniekształcenia obserwowane w widmach rentgenowskich badanych kwazarów sugerują, że wewnętrzna krawędź dysku musi znajdować się blisko czarnych dziur, dając dalsze dowody, że muszą one szybko wirować.

Kwazary, o których mowa, znajdują się w odległościach od 9,8 do 10,9 mld lat świetlnych stąd, a czarne dziury mają masy od 160 do 500 mln razy większą, niż Słońce. Obserwacje te były najdłuższymi w historii wykonanymi przez Chandra z soczewkowanie grawitacyjnym kwazarów, o całkowitym czasie ekspozycji wynoszącym od 1,7 do 5,4 dnia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
quasars.jpg
quasars.jpg [ 71.6 KiB | Przeglądany 414 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 lipca 2019, 16:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Szybki rozbłysk radiowy (FRB) zlokalizowany w odległej galaktyce

Szybkie rozbłyski radiowe (FRB) należą do najbardziej tajemniczych i potężnych zdarzeń w kosmosie. Około 80 z nich – intensywnie jasne milisekundowe fale radiowe pochodzące spoza naszej galaktyki – zostało dotychczas zaobserwowanych, ale nieznanym pozostaje to, co je powoduje.

W rzadkim wyczynie, naukowcy Owens Valley Radio Observatory (OVRO) z Caltech uchwycili nowy rozbłysk, nazwany FRB 190523, i wspólnie z obserwatorium WM Keck na Hawajach wskazali jego początki w galaktyce odległej o 7,9 mld lat świetlnych. Identyfikacja galaktyk, w których wybuchają te rozbłyski radiowe jest przełomowym krokiem w kierunku rozwikłania tajemnicy, co je uruchamia.

Przed tym nowym odkryciem tylko jeden rozbłysk, nazwany FRB 121102, został zlokalizowany w konkretnej galaktyce. FRB 121102 został zgłoszony w 2014 roku, a następnie w 2017 został zlokalizowany w galaktyce leżącej 3 mld lat świetlnych stąd. Drugi zlokalizowany FRB został zgłoszony 27 czerwca 2019 r. Nazwany FRB 180924, rozbłysk ten został odkryty przez zespół korzystający z Australian Square Kilometer Array Pathfinder i usytuowany w galaktyce oddalonej o około 4 mld lat świetlnych stąd.

FRB 121102 najłatwiej było znaleźć, ponieważ nadal rozbłyska co kilka tygodni. Jednak większość FRB – w tym znaleziska australijskie i OVRO – rozbłyska raz, sprawiając, że trudniej jest znaleźć ich galaktyki macierzyste.

„Znalezienie lokalizacji pojedynczych FRB jest wyzwaniem, ponieważ wymaga radioteleskopu, który może zarówno odkryć te niezwykle krótkie zdarzenia, jak i zlokalizować je z rozdzielczością anteny radiowej o szerokości 1,5 km” – mówi Vikram Ravi, który pracuje z radioteleskopem w OVRO, położonym na wschód od gór Sierra Nevada w Kalifornii.

„W OVRO zbudowaliśmy nowy zestaw dziesięciu 4,5-metrowych czasz, które wspólnie działają, jak antena o szerokości 1,5 km, aby pokryć obszar nieba o rozmiarach 150 tarcz Księżyca w pełni. Aby to zrobić, potężny system cyfrowy pobiera i przetwarza ilość danych taką, jak zawiera płyta DVD, w każdej sekundzie” – dodaje.

Nowy instrument OVRO nazywa się Deep Synoptic Array-10, a 10 odnosi się do liczby czasz. Sieć ta stanowi milowy krok w kierunku planowanego Deep Synoptic Array (DSA), który po ukończeniu w 2021 r. docelowo będzie składał się ze 110 anten radiowych.

Nowe obserwacje pokazują, że galaktyka, z której pochodzi FRB 190523 jest podobna do naszej Drogi Mlecznej. Jest to niespodzianka, ponieważ wcześniej zlokalizowany FRB 121102 pochodzi z galaktyki karłowatej, która tworzy gwiazdy ponad sto razy szybciej, niż Droga Mleczna.

„Odkrycie to mówi nam, że każda galaktyka, nawet tak popularna jak Droga Mleczna, może generować FRB” – mówi Ravi.

Odkrycie sugeruje również, że wiodąca teoria dotycząca tego, co wywołuje FRB – erupcja plazmy od młodych, wysoko magnetycznych gwiazd neutronowych lub magnetarów – może wymagać przemyślenia.

Ostatecznie, aby rozwiązać zagadkę FRB, astronomowie mają nadzieję odkryć więcej przykładów ich galaktyk macierzystych.

Naukowcy twierdzą również, że FRB można wykorzystać do badania ilości i rozkładu materii we Wszechświecie, co powie nam więcej o środowiskach, w których galaktyki się tworzą i ewoluują. Gdy fale radiowe z FRB kierują się w stronę Ziemi, materia interweniująca powoduje, że niektóre długości fal ulegają rozproszeniu w taki sam sposób, w jaki pryzmat rozprasza światło na tęczę. Ilość dyspersji mówi astronomom dokładnie, ile materii znajduje się między źródłami FRB a Ziemią.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
Owens-Valley-Schematic-NW.max-1400x800.jpg
Owens-Valley-Schematic-NW.max-1400x800.jpg [ 154.84 KiB | Przeglądany 412 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 lipca 2019, 15:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Zasilanie ekstremalnych dżetów aktywnych galaktyk

Aktywne jądro galaktyki (AGN) zawiera supermasywną czarną dziurę, na którą energicznie opada materia. Zwykle wyrzuca strumienie cząsteczek, które poruszają się z prędkością bliską prędkości światła, emitując promieniowanie na wielu długościach fal, w szczególności X, i należą do najbardziej energetycznych zjawisk we Wszechświecie. Dżety są często również silnie skolimowane i rozciągają się daleko poza swoją galaktykę macierzystą, a jeżeli zdarzy się, że zostaną skierowane wzdłuż naszego pola widzenia, stają się najbardziej spektakularną klasą tego zjawiska: blazarami.

Kilka lat temu astronomowie zauważyli, że niektóre rodzaje blazarów mają moc strumienia, która wydaje się przekraczać moc dostarczaną dzięki akrecji. Przedstawiono dwie idee w celu wyjaśnienia różnicy: dżety pobierają także moc ze spinu czarnej dziury lub strumienia magnetycznego wokół okrążającego obiekt. Sposób, w jaki przebiega jakikolwiek proces – jeżeli rzeczywiście tak się dzieje – podlega dyskusjom, ale jeden popularny kierunek argumentuje, że procesy są w jakiś sposób związane z masą supermasywnej czarnej dziury, gdzie te najbardziej masywne (ponad 100 mln Słońc) są najbardziej anormalne. Ostatnio teleskop Fermiego wykrył promienie gamma (bardziej energetyczne, niż promieniowanie X) pochodzące z dżetów z galaktyk klasy Seyferta, czyli galaktyk spiralnych ze stosunkowo małomasywnymi supermasywnymi czarnymi dziurami (ok. 10 mln Słońc). Astronomowie spekulowali, że te stosunkowo niskiej masy, ale potężne silniki emisyjne mogą dostarczyć kluczy do sortowania różnych źródeł mocy dżetów.

Astronom CfA Mislav Balokovic i jego koledzy ukończyli badania blazara PKSJ1222+0413 na wielu długościach fal jasności i uwzględnili dane od fal gamma po radiowe, zarówno te archiwalne jak i nowe obserwacje, w tym nowe wyniki obserwatorium NuSTAR. Następnie przeprowadzili pełne modelowanie tego źródła, najbardziej znanego z tego typu – jego światło podróżowało w naszym kierunku przez około 8 mld lat. Wykryli wyraźną sygnaturę dysku akrecyjnego i oszacowali masę supermasywnej czarnej dziury na podstawie szerokości i mocy linii emisji na około 200 mln Słońc, czyli około dziesięć razy więcej, niż wynosi masa większości tego typu galaktyk Seyferta. Jasność strumienia jest tylko o połowę mniejsza od jasności akrecyjnej, w przeciwieństwie do przypadków takich jak galaktyki, których moc dżetu przekracza akrecję. Niemniej jednak obiekt wyraźnie wpada w reżim przejściowy dla sił dżetu, umożliwiając dalsze badania w celu dokładniejszego zbadania pochodzenia mocy strumieni zarówno z galaktyk Seyferta jak i blazarów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201926.jpg
su201926.jpg [ 29.14 KiB | Przeglądany 393 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 lipca 2019, 15:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie zagadki masy czarnej dziury

Kiedy obserwatorium fal grawitacyjnych (LIGO) odkryło swoje pierwsze łączące się czarne dziury, astronomowie byli zaskoczeni: te czarne dziury były znacznie większe, niż się spodziewali! Nowe badanie analizuje, co te obserwacje mogą nam powiedzieć o czarnych dziurach w gromadach gwiazd.

Niespodziewane masy
Przed pierwszym wykryciem fal grawitacyjnych w 2015 roku, teoretyczne istnienie czarnych dziur zostało solidnie ustalone w ramach Ogólnej Teorii Względności. Dowody obserwacyjne dla czarnych dziur o masach gwiazdowych pochodziły z rentgenowskiego układu podwójnego: układ podwójny gwiazd składający się ze zwartego obiektu akreującego materię od gwiazdy towarzyszącej.

Chociaż nie możemy bezpośrednio obserwować czarnych dziur w układach podwójnych w promieniach X, możemy wywnioskować ich istnienie obserwując ruchy układu. Mierząc dynamikę tych układów, uzyskaliśmy szacunkowe masy dla wywnioskowanych czarnych dziur w jak dotąd dwóch tuzinach układów podwójnych; typowo wahają się one w przedziale 5-20 mas Słońca.

Było całkowitym zaskoczeniem, gdy pierwsza detekcja LIGO ujawniła połączenie dwóch czarnych dziur o ogromnej masie 31 i 36 słońc. Spośród dziesięciu połączeń wykrytych przez LIGO i Virgo od tego czasu znaleziono 16 z 20 czarnych dziur, których masy przed zderzeniem przekraczały zakres mierzony dla czarnych dziur w rentgenowskich układach podwójnych.

Dwa kanały formowania?
Co tworzy dychotomię między niższymi masami czarnych dziur mierzonymi w rentgenowskich układach podwójnych a wyższymi masami mierzonymi na podstawie połączeń? Niektórzy naukowcy spekulują, że wykryte przez promieniowanie X i przez fale grawitacyjne czarne dziury są zdominowane przez dwa różne kanały informacji:

1. Układ podwójny gwiazd ewoluuje w izolacji, przy czym co najmniej jedna gwiazda ostatecznie staje się czarną dziurą. Kanał ten jest proponowany do wykrywania czarnych dziur w promieniowaniu rentgenowskim.
2. Gwiazdy ewoluują indywidualnie w obrębie gormady, a niektóre z powstałych czarnych dziur łączą się później w układy podwójne poprzez dynamiczne interakcje w gromadzie. Kanał ten jest proponowany dla czarnych dziur wykrywanych przez grawitację.

Czy obserwacje LIGO/Virgo mogą nam powiedzieć więcej o drugim scenariuszu? Zespół naukowców pod kierownictwem Rosalby Perna (Stony Brook University) przeprowadził serię symulacji N-ciał początkowo izolowanych czarnych dziur w mini-gromadzie, aby się tego dowiedzieć.

Symulowanie interakcji
Perna i współpracownicy pokazują, że dynamiczne interakcje w gromadzie preferencyjnie powodują, że najbardziej masywne czarne dziury łączą się w ściślej powiązane układy podwójne. Ponieważ ściśle powiązane układy podwójne szybciej wirują, ta preferencja gromad zwiększa szanse LIGO/Virgo na priorytetowe wykrywanie połączeń cięższych czarnych dziur.

Zespół pokazuje również, że szczególny kształt rozkładu mas mierzonego podczas łączenia zależy od rozkładu początkowych masy czarnych dziur w gromadzie. Porównując obserwacje LIGO/Virgo z ich symulacjami z różnymi początkowymi rozkładami masy, Perna i współpracownicy pokazują, że obserwacje są zgodne z rozkładem oczekiwanym dla gromady gwiazd, która początkowo składała się z masywnych, nisko metalicznych gwiazd.

Chociaż porównania te zawsze są zawiłe dla zaledwie 20 punktów danych, badanie to łatwo można rozszerzyć w przyszłości, ponieważ LIGO i Virgo nadal gromadzą więcej obserwacji. Na razie jednak dynamiczny kanał formowania wygląda jak obiecujące wyjaśnienie czarnych dziury wykrytych za pomocą fal grawitacyjnych!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
fig1-1.png
fig1-1.png [ 351.25 KiB | Przeglądany 387 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 lipca 2019, 20:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Hubble odkrywa dysk wokół czarnej dziury, który nie powinien istnieć

Jakby czarne dziury nie były wystarczająco tajemnicze, astronomowie korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a znaleźli nieoczekiwany cienki dysk materii wirujący wokół supermasywnej czarnej dziury w sercu wspaniałej galaktyki spiralnej NGC 3147, znajdującej się 130 mln lat świetlnych stąd.

Problem polega na tym, że, według aktualnych teorii astronomicznych, dysku nie powinno tam być. Jednak nieoczekiwana obecność dysku tak blisko czarnej dziury daje wyjątkową okazję do przetestowania teorii względności Einsteina. Ogólna teoria względności opisuje grawitację jako krzywiznę przestrzeni a szczególna teoria opisuje związek między czasem a przestrzenią.

Czarne dziury w niektórych typach galaktyk, takich jak NGC 3147, są niedożywione, ponieważ nie mają wystarczającej ilości przechwyconej grawitacyjnie materii, aby je regularnie karmić. Tak więc, cienka mgiełka opadającej materii unosi się jak pączek a nie spłaszcza się w postaci dysku. Dlatego bardzo zastanawiające jest, dlaczego istnieje cienki dysk otaczający wygłodniałą czarną dziurę w NGC 3147, który naśladuje znacznie potężniejsze dyski znalezione w niezwykle aktywnych galaktykach z pożerającymi materię, potwornymi czarnymi dziurami.

Astronomowie początkowo wybrali tę galaktykę do legalizowania zaakceptowanych modeli o aktywnych galaktykach o niższej jasności – tych z czarnymi dziurami, które są ubogie w dietę z materii. Modele przewidują, że dysk akrecyjny powstaje, gdy duże ilości gazu są uwięzione przez silne przyciąganie grawitacyjne czarnej dziury. Ta opadająca materia emituje dużo światła, tworząc jasny sygnał, zwany kwazarem, w przypadku najlepiej odżywionych czarnych dziur. Po wciągnięciu mniejszej ilości materii na dysk zaczyna się on załamywać, staje się słabszy i zmienia strukturę.

Dysk jest tak głęboko osadzony w intensywnym polu grawitacyjnym czarnej dziury, że światło z dysku gazowego jest modyfikowane, zgodnie z teoriami względności Einsteina, dając astronomom unikalne spojrzenie na procesy dynamiczne w pobliżu czarnej dziury.

Hubble obliczył prędkość materii rotującej wokół czarnej dziury, która była większa, niż 10% prędkości światła. Przy tych ekstremalnych prędkościach gaz wydaje się rozjaśniać, gdy porusza się w stronę Ziemi i przyciemniać, gdy się od niej oddala. Obserwacje Hubble’a pokazują również, że gaz jest tak mocno zakorzeniony w studni grawitacyjnej, że światło usiłuje się wydostać, a zatem wydaje się rozciągnięte w kierunku czerwonej długości fali. Masa tej czarnej dziury wynosi ok. 250 milionów Słońc.

Naukowcy wykorzystali Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) Hubble’a do obserwacji materii wirującej głęboko w dysku. Spektrograf to narzędzie diagnostyczne, które dzieli światło z obiektu na wiele indywidualnych długości fali, aby określić jego prędkość, temperaturę i inne właściwości z bardzo dużą precyzją. Astronomowie potrzebowali ostrej rozdzielczości STIS, aby wyizolować słabe światło z obszaru czarnych dziur i zablokować zanieczyszczające światło gwiazd.

Zespół ma nadzieję wykorzystać Hubble’a do polowania na inne bardzo kompaktowe dyski wokół czarnych dziur o niskiej mocy w podobnych aktywnych galaktykach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
stsci-h-p1935a-f-3319x1391.jpg
stsci-h-p1935a-f-3319x1391.jpg [ 615.47 KiB | Przeglądany 381 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 18 lipca 2019, 18:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Dysk protoksiężycowy odkryty wokół odległej planety

Korzystając z najpotężniejszego na świecie teleskopu radiowego, astronomowie dokonali pierwszych obserwacji okołoplanetarnego dysku gazu i pyłu, takiego jak ten, który prawdopodobnie zrodził księżyce Jowisza.

Odkrycie to dodaje do intrygującej historii planety PDS 70 c, wciąż formującego się gazowego olbrzyma, znajdującego się ok. 370 lat świetlnych od Ziemi, który po raz pierwszy został wykryty w zeszłym miesiącu na zdjęciach w świetle widzialnym.

Korzystając z 66-metrowego radioteleskopu ALMA w Chile, astronom Rice University Andrea Isella i jego koledzy zgromadzili sygnały radiowe na falach milimetrowych, które ukazały obecność ziaren pyłu w całym układzie gwiezdnym, gdzie PDS 70 c i jej siostrzana planeta, PDS 70 b, wciąż się formują.

„Planety powstają z dysków gazu i pyłu wokół nowo tworzących się gwiazd, a jeżeli planeta jest wystarczająco duża, może utworzyć swój własny dysk, gromadząc materię na swojej orbicie wokół gwiazdy. Jowisz i jego księżyce są na przykład małym układem planetarnym w naszym Układzie Słonecznym i wierzy się, że księżyce Jowisza powstały z dysku okołoplanetarnego, kiedy Jowisz był bardzo młody” – powiedział Isella.

Jednak większość modeli formowania się planet pokazuje, że dyski okołoplanetarne znikają w ciągu ok. 10 mln lat, co oznacza, że dyski okołoplanetarne nie istnieją w naszym Układzie Słonecznym od ponad 4 mld lat. Aby szukać ich gdzie indziej i zebrać dowody obserwacyjne, aby przetestować teorie formowania się planet, Isella i jego koledzy poszukują bardzo młodych układów gwiezdnych, gdzie mogą bezpośrednio obserwować dyski i planety, które wciąż się tworzą wewnątrz nich. W nowym badaniu Isella i jego współpracownicy przeanalizowali obserwacje wykonane przez ALMA w 2017 r.

PDS 70 jest gwiazdą karłowatą o masie ok. ¾ masy Słońca. Obie planety są 5-10 razy większe od Jowisza, a wewnętrzna, PDS 70 b, krąży w odległości ok. 3 mld km od gwiazdy, mniej więcej w takiej odległości, jak Uran od Słońca. PDS 70 c znajduje się o 1,6 mld km dalej, na orbicie takiej, jak Neptun wokół Słońca.

PDS 70 b została po raz pierwszy wykryta w 2018 roku na obrazach w podczerwieni wykonanych instrumentem SPHERE VLT w obserwatorium ESO. W czerwcu astronomowie wykorzystali inny instrument VLT o nazwie MUSE do obserwacji widzialnej długości fali światła, znanej jako H-alfa, która jest emitowana, gdy wodór opada na gwiazdę lub planetę i ulega jonizacji.

Obserwacje milimetrowej długości fali z ALMA dostarczają jeszcze więcej dowodów.

Isella powiedział, że bezpośrednia obserwacja planet z dyskami okołoplanetarnymi może pozwolić astronomom na przetestowanie teorii tworzenia planet.

„Jest wiele rzeczy, których nie wiemy na temat formowania się planet, a teraz mamy wreszcie narzędzia do bezpośrednich obserwacji i rozpoczęcie odpowiadania na pytania dotyczące tego, jak uformował się nasz Układ Słoneczny i jak mogą się tworzyć inne planety.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Rice University

Vega


Załączniki:
0715_DUSTDISK-f1e2-lg.jpg
0715_DUSTDISK-f1e2-lg.jpg [ 217.41 KiB | Przeglądany 346 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 lipca 2019, 17:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Teleskopy kosmiczne ukazują atmosferę planety średnich rozmiarów

Dwa teleskopy kosmiczne połączyły swoje siły, aby po raz pierwszy zidentyfikować szczegółowy „odcisk palca” planety o rozmiarach między Ziemią a Neptunem. Takich planet nie znajdziemy w Układzie Słonecznym, ale są powszechne w innych układach planetarnych.

Planeta Gliese 3470 b (znana również jako GJ 3470 b) może być krzyżówką Ziemi i Neptuna, z dużym skalistym jądrem zakopanym pod głęboką, miażdżącą atmosferą wodorowo-helową. Ważąca 12,6 masy Ziemi planeta jest bardziej masywna niż nasza planeta ale lżejsza od Neptuna (17 mas Ziemi).

Wiele podobnych światów zostało odkrytych przez misję Kepler, która zakończyła swoją pracę w 2018 roku. W rzeczywistości 80% planet w naszej galaktyce może mieścić się w tym zakresie mas. Jednak astronomowie do tej pory nigdy nie byli w stanie zrozumieć chemicznej natury takiej planety.

Dzięki inwentaryzacji zawartości atmosfery GJ 3470 b astronomowie są w stanie odkryć wskazówki dotyczące natury i pochodzenia planety.

Astronomowie wykorzystali dane z teleskopów Hubble i Spitzer uzyskane na wielu długościach fal, aby wykonać pierwsze badanie atmosfery GJ 3470 b.

Osiągnięto to poprzez pomiar absorpcji światła gwiazd, gdy planeta przechodziła przed tarczą gwiazdy (tranzyt) i utraty odbijanego światła z planety, gdy przechodziła za gwiazdą (zaćmienie). W sumie teleskopy kosmiczne obserwowały 12 tranzytów i 20 zaćmień. Nauka analizowania chemicznych odcisków palców na podstawie światła nazywana jest spektroskopią.

Atmosfera GJ 3470 b okazała się być przeważnie czysta, z jedynie cienkimi mgiełkami, co umożliwiło naukowcom spojrzenie w głąb atmosfery.

„Spodziewaliśmy się atmosfery silnie bogatej w ciężkie pierwiastki, takie jak tlen i węgiel, które tworzą obfitą parę wodną i metan, podobnie jak to, co widzimy na Neptunie. Zamiast tego znaleźliśmy atmosferę tak ubogą w ciężkie pierwiastki, że jej skład przypomina bogatą w wodór/hel kompozycję Słońca” – powiedział Björn Benneke z University of Montreal w Kanadzie.

Uważa się, że inne egzoplanety, zwane „gorącymi Jowiszami”, formują się daleko od swoich gwiazd i z czasem migrują znacznie bliżej. Ale wydaje się, że ta planeta powstała dokładnie tam, gdzie jest dzisiaj.

Według Benneke najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem jest to, że GJ 3470 b urodziła się niebezpiecznie blisko czerwonego karła, którego masa stanowi ok. połowy masy Słońca. Podaje hipotezę, że powstała ona jako sucha skała i szybko akreowała wodór z pierwotnego dysku gazu, gdy jej gwiazda była bardzo młoda. Dysk taki nazywa się dyskiem protoplanetarnym.

„Widzimy obiekt, który był w stanie akumulować wodór z dysku protoplanetarnego, ale nie uciekł, by stać się gorącym Jowiszem. To intrygujące” – powiedział Benneke.

Jedno z wyjaśnień jest takie, że dysk rozproszył się, zanim planeta mogła się dalej powiększyć. „Planeta utknęła, stając się pod-Neptunem” – mówi Benneke.

Nadchodzący Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba będzie mógł badać jeszcze głębiej w atmosferze GJ 3470 b, dzięki swojej niespotykanej czułości w podczerwieni. Nowe wyniki wzbudziły już duże zainteresowanie amerykańskich i kanadyjskich zespołów opracowujących instrumenty dla Webba. Będą obserwować tranzyty i zaćmienia GJ 3470 b na długościach fal świetlnych, na których mgły atmosferyczne stają się coraz bardziej przezroczyste.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Spitzer

Vega


Załączniki:
ssc2019-12a_Sm.jpg
ssc2019-12a_Sm.jpg [ 111.42 KiB | Przeglądany 330 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 20 lipca 2019, 18:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsza tego typu obserwacja supernowej z wykorzystaniem satelity TESS

Gdy w kwietniu 2018 r. NASA wystrzeliła w kosmos satelitę TESS, miał on ściśle określony cel: przeszukiwać Wszechświat w poszukiwaniu nowych planet.

Jednak w niedawno opublikowanym badaniu zespół astronomów z Uniwersytetu Stanowego Ohio wykazał, że TESS może być również wykorzystywany do monitorowania określonego typu supernowej, dając naukowcom więcej wskazówek na temat tego, co powoduje wybuchy białych karłów – i na temat pierwiastków, które z tych wybuchów powstają.

Ich badania przedstawiają pierwsze opublikowane odkrycia dotyczące supernowej obserwowanej przy użyciu TESS, i dodają nowe spojrzenia na temat długo utrzymywanych teorii o pierwiastkach pozostawionych po eksplozji białego karła w supernową.

Astronomowie uważają, że biały karzeł eksploduje w specyficzny rodzaj supernowej, typu Ia, po zgromadzeniu masy z pobliskiej gwiazdy towarzyszącej i rośnie zbyt duży, by pozostać stabilnym. Ale jeżeli to prawda, to eksplozja powinna zostawić śladowe ilości wodoru, kluczowy składnik gwiazd i całego Wszechświata. (Białe karły już ze swojej natury wypaliły cały swój wodór, a zatem nie byłby źródłem wodoru w supernowej.)

Jednak do czasu obserwacji supernowej opartych na TESS astronomowie nigdy nie widzieli śladów wodoru w następstwie eksplozji: ta supernowa jest pierwszą tego typu, w której astronomowie dokonali pomiarów wodoru. Ten wodór może zmienić naturę tego, co astronomowie wiedzą supernowych powstałych z białych karłów.

Wodór może oznaczać, że biały karzeł pochłonął pobliską gwiazdę. W tym scenariuszu druga gwiazda byłaby normalną gwiazdą w środku swojego życia – a nie drugim białym karłem. Ale kiedy astronomowie zmierzyli krzywą zmian blasku tej supernowej, wykazała ona, że druga gwiazda była w rzeczywistości także białym karłem. Skąd więc pochodzi wodór?

Krzysztof Stanek, profesor astronomii z Ohio University, współautor artykułu, powiedział, że jest możliwe, że wodór pochodzi od gwiazdy towarzyszącej – standardowej gwiazdy – ale uważa, że bardziej prawdopodobne jest, że pochodzi od trzeciej gwiazdy, która akurat znajdowała się w pobliżu eksplodującego białego karła i została przypadkowo pochłonięta przez supernową.

Dla swoich badań, Stanek i zespół astronomów z całego świata połączyli dane z TESS, 10-metrowego teleskopu SALT oraz z przeglądu ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). ASAS-SN jest kierowany przez Ohio State i składa się z małych teleskopów rozmieszczonych na całym świecie, obserwujących niebo w poszukiwaniu supernowych w odległych galaktykach.

Dla porównania, TESS jest przeznaczony do poszukiwania planet w pobliskiej. Oznacza to, że zespół był w stanie wykorzystać dane z TESS, aby zobaczyć co dzieje się wokół supernowej w pierwszych chwilach po eksplozji – niespotykana okazja.

Zespół połączył dane z TESS i ASAS-SN z danymi pochodzącymi z SALT, aby ocenić pierwiastki pozostające w śladzie supernowej. Znaleziono tam zarówno wodór, jak i hel, dwa pierwiastki wskazujące, że eksplodująca gwiazda w jakiś sposób pochłonęła pobliskiego towarzysza.

Supernowa, którą zespół obserwował, była typu Ia, rodzajem supernowej, która może wystąpić, gdy dwie gwiazdy okrążają się nawzajem – co astronomowie nazywają układem podwójnym. W niektórych przypadkach supernowej typu I jedną z tych gwiazd jest biały karzeł.

Biały karzeł spalił całe paliwo jądrowe, pozostawiając jedynie bardzo gorące jądro. (Temperatura białego karła przekracza 100 000 K). Jeżeli gwiazda nie powiększyła się poprzez kradzież fragmentów energii i materii z pobliskiej gwiazdy, biały karzeł spędza następny miliard lat ochładzając się, zanim zmieni się w bryłę czarnego węgla.

Ale jeżeli biały karzeł i inna gwiazda są w układzie podwójnym, biały karzeł powoli przybiera masę od drugiej gwiazdy, aż w końcu eksploduje w postaci supernowej.

Supernowe typu Ia są ważne dla nauki o kosmosie – pomagają astronomom mierzyć odległości w kosmosie i pomagają im obliczyć, jak szybko Wszechświat się rozszerza (odkrycie tak ważne, że zdobyło Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w 2011 r.)

„Jest to najsłynniejszy rodzaj supernowej – doprowadził do odkrycia ciemnej materii w latach ‘90. Są one odpowiedzialne za istnienie tak wielu pierwiastków we Wszechświecie. Ale tak naprawdę nie rozumiemy fizyki stojącej z nimi. I właśnie to naprawdę lubię w połączeniu danych TESS i ASAS-SN, że możemy wykorzystać je, aby dowiedzieć się trochę więcej o tych supernowych” – mówi Stanek.

Odkrycie to dostarcza pewnych dowodów, że gwiazda towarzysząca w tego typu supernowych jest prawdopodobnie drugim białym karłem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Ohio State University

Vega


Załączniki:
starshining-975870.jpg
starshining-975870.jpg [ 65.56 KiB | Przeglądany 311 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 23 lipca 2019, 18:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Modelowanie atmosfer egzoplanet

Wszystkie atomy i cząsteczki emitują charakterystyczne linie widmowe w całym spektrum, których szczegóły zależą od wewnętrznych struktur gatunku (np. wibracje i właściwości rotacyjne cząstek) oraz od tego, jak są wzbudzane przez ich środowisko. Pomiary jasności, względnego natężenia i kształtów umożliwiają astronomom odtworzenie większości podstawowych właściwości tych środowisk, w tym liczebności gatunków, temperatur, gęstości oraz ruchów. Aby jednak odnieść sukces, naukowcy muszą znać dokładną wartość temperatury, gęstości itp. Wpływają na pobudzenie każdego atomu lub cząsteczki, a następnie, w jaki sposób każdy gatunek emituje światło w odpowiedzi. Na przykład zderzenie cząsteczek tlenu i azotu wpłynie na cząsteczkę tlenu inaczej, niż podczas zderzenia z wodorem.

Astronomowie CfA opracowują i utrzymują bazę danych HITRAN (High Resolution Transmission), kompilację diagnostycznych parametrów spektroskopowych, która jest światowym standardem obliczania atmosferycznego promieniowania molekularnego z mikrofal w obszarze ultrafioletowym widma. HITRAN zyskał szczególne znaczenie w ostatnich latach dzięki odkryciu tysięcy egzoplanet i stale ulepszanej technologii wykrywania ich atmosfer i pomiaru ich składu. Jest powszechnie używany do modelowania atmosfer egzoplanet. Uważa się na przykład, że molekularna absorpcja tlenu stymulowana przez zderzenia między cząsteczkami tlenu jest ważnym biomarkerem na potencjalnie nadające się do zamieszkania egzoplanety, ale wykrycie tej cechy absorpcji nie wystarczy: jest wymagana interpretacja.

Astrofizycy CfA Tijs Karman, Iouli Gordon, Bob Kurucz, Larry Rothman i Kang Sun poprowadzili zespół współpracowników w zakresie aktualizacji HITRAN z wieloma podstawowymi właściwościami absorpcyjnymi cząsteczek potrzebnych do modelowania atmosfery egzoplanet. Kluczowe gatunki molekuł zawierają azot, tlen, metan, dwutlenek węgla i wodór. Parametry liczbowe zebrano z szerokiej kolekcji najnowszych prac laboratoryjnych i teoretycznych i włączono do bazy danych HITRAN po ich potwierdzeniu. Zaktualizowana kompilacja znacznie przyczynia się do zaspokojenia bieżących potrzeb, ale autorzy zauważają, że potrzebne są dodatkowa prace laboratoryjne i teoretyczne, aby uwzględnić inne efekty, na przykład wodę, a także odmiany izotopowe aktualnie włączonych gatunków.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201928.jpg
su201928.jpg [ 49.12 KiB | Przeglądany 300 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 lipca 2019, 19:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie z Instytutu Astronomii Uniwersytetu Hawajskiego, wraz z międzynarodowym zespołem naukowców, opublikowali nowe badanie, które ukazuje więcej rozległej kosmicznej struktury otaczającej galaktykę Drogi Mlecznej.

Wszechświat jest gobelinem zbiorów galaktyk i ogromnych pustek. W nowym badaniu zespół astronoma Brenta Tully’ego stosuje te same narzędzia z wcześniejszych badań, aby zmapować rozmiar i kształt rozległego pustego regionu, który nazwał Lokalną Pustką, graniczący z galaktyką Drogi Mlecznej. Wykorzystując obserwacje ruchów galaktyk, wnioskują o rozkładzie masy odpowiedzialnym za ten ruch i konstruują trójwymiarowe mapy Wszechświata lokalnego.

Galaktyki nie tylko poruszają się wraz z całkowitą ekspansją Wszechświata, ale reagują także na grawitacyjne przyciąganie sąsiadów i regionów o dużej masie. W konsekwencji, w stosunku do ogólnej ekspansji, poruszają się w kierunku najgorętszych obszarów i z dala od regionów o małej masie – pustek.

W 1987 r. Tully i Richard Fisher zauważyli istnienie Lokalnej Pustki, która była powszechnie akceptowana, ale pozostaje słabo poznana, ponieważ znajduje się za centrum Galaktyki i jest mocno zasłonięta.

Teraz Tully i jego zespół zmierzyli ruchy 18 000 galaktyk zawartych w bazie odległości do galaktyk Cosmicflows-3, konstruując kosmograficzną mapę, która podkreśla granicę między zbiorem materii a jej brakiem określającym krawędź Lokalnej Pustki. Zastosowali tę samą technikę w 2014 r. aby określić pełen zasięg rodzimej supergromady ponad 100 000 galaktyk, nadając jej nazwę Laniakea, co w języku hawajskim oznacza „bezmierne niebo”.

Przez 30 lat astronomowie próbowali ustalić, dlaczego ruchy Drogi Mlecznej, najbliższej dużej galaktyki sąsiadującej z Andromedą i ich mniejszych sąsiadów odbiegają od ogólnej ekspansji Wszechświata o ponad 600 km/s. Nowe badanie pokazuje, że mniej więcej połowa tego generowana jest „lokalnie” z kombinacji przyciągania z masywnej Gromady w Pannie i udziału w ekspansji Lokalnej Pustki, która staje się coraz bardziej pusta.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Hawajski

Vega


Załączniki:
3-astronomersm.jpg
3-astronomersm.jpg [ 256.4 KiB | Przeglądany 282 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 lipca 2019, 19:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsze obliczenia aktywności magnetycznej egzoplanet typu gorące Jowisze

Według nowego badania przeprowadzonego przez zespół astrofizyków gazowe olbrzymy krążące blisko swoich gwiazd mają potężne pola magnetyczne, wielokrotnie silniejsze od tego, jakie ma Jowisz. Po raz pierwszy moc tych pól została obliczona na podstawie obserwacji.

„Nasze badanie jest pierwszym, w którym wykorzystano obserwacje sygnałów do uzyskania natężenia pola magnetycznego planety. Sygnały te wydają się pochodzić z oddziaływania pomiędzy polami magnetycznymi gwiazdy i ciasno okrążającej jej planety” – powiedział prof. Evgenya Shkolnik ze School of Earth and Exploration Uniwersytetu Arizona.

Wiele światów
Od 1988 roku odkryto ponad 3000 układów zawierających przeszło 4000 egzoplanet. Wiele z tych układów gwiazdowych zawiera to, co astronomowie nazywają „gorącymi Jowiszami”. Są to masywne planety gazowe przypuszczalnie podobne do naszego Jowisza, ale krążące w niewielkich odległościach od swoich gwiazd, zazwyczaj zaledwie pięciokrotnie większej, niż średnica gwiazdy, lub mniej więcej 20-krotnie większej, niż odległość Ziemia-Księżyc.

Takie planety dobrze przemieszczają się w polu magnetycznym swojej gwiazdy, gdzie oddziaływania między polem planet i gwiazd mogą być nieustanne i silne.

Siły pola magnetycznego mieszczą się w przedziale 20 – 120 gausów. Dla porównania, pole magnetyczne Jowisza wynosi 4,3 gausa, a natężenie ziemskiego pola to tylko połowa gausa.

Wyzwalanie aktywności
Astronomowie użyli teleskopów na Hawajach i we Francji do pozyskania wysokiej rozdzielczości obserwacji emisji zjonizowanego wapnia (Ca II) w gwiazdach macierzystych czterech gorących Jowiszów. Emisja pochodzi z gorącej, magnetycznie ogrzewanej chromosfery gwiazdy (cienkiej warstwy gazu nad chłodniejszą powierzchnią gwiazdy). Obserwacje pozwoliły zespołowi obliczyć, ile energii zostało uwolnione przez gwiazdy w emisji wapnia.

„Pola magnetyczne lubią być w stanie niskiej energii. Jeżeli skręcisz lub rozciągniesz pole jak gumkę, zwiększy to energię zmagazynowaną w polu magnetycznym” – mówi Wilson Cauley z Uniwersytetu Kolorado. Gorące Jowisze krążą bardzo blisko swoich gwiazd macierzystych, więc pole magnetyczne planety może skręcać i rozciągać pole magnetyczne gwiazdy.

„Kiedy to nastąpi, energia może zostać uwolniona, gdy obydwa pola ponownie się połączą, a to ogrzeje atmosferę gwiazdy, zwiększając emisję wapnia” – powiedział Cauley.

Sondując głęboko
Astrofizycy podejrzewali, że gorące Jowisze, podobnie jak nasz gazowy olbrzym, mają pola magnetyczne wytwarzane głęboko w swoich wnętrzach. Nowe obserwacje dostarczają pierwszego sondowania wewnętrznej dynamiki tych masywnych planet.

Jest to pierwsze oszacowanie natężenia pola magnetycznego dla tych planet na podstawie obserwacji, więc jest to ogromny krok w wiedzy. Daje to naukowcom lepsze zrozumienie tego, co dzieje się wewnątrz tych planet.

Powinno to również pomóc naukowcom, którzy modelują wewnętrzne dynama gorących Jowiszów. Do tej pory nic nie wiedzieli o ich polach magnetycznych – ani polach magnetycznych żadnych egzoplanet – a teraz mają oszacowania dla czterech realnych układów.

Zaskakująco potężny
Siły pola, jak twierdzi zespół, są większe, niż można by się spodziewać, biorąc pod uwagę jedynie rotację i wiek planety. Standardowa teoria dynamo planetarnych pól magnetycznych przewiduje siły pola dla badanych planet, które są znacznie mniejsze niż to, co odkrył zespół.

Zamiast tego obserwacje potwierdzają pogląd, że planetarne pola magnetyczne zależą od ilości ciepła przemieszczającego się wewnątrz planety. Ponieważ pochłaniają dużą ilość dodatkowej energii ze swoich macierzystych gwiazd, gorące Jowisze powinny mieć większe pola magnetyczne niż planety o podobnej masie i tempie rotacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Arizona State University

Vega


Załączniki:
hot-jupiter-and-star-1600.jpg
hot-jupiter-and-star-1600.jpg [ 254.37 KiB | Przeglądany 274 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 lipca 2019, 18:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Jak czarne dziury kształtują galaktyki

Dane z obserwatorium rentgenowskiego XMM-Newton ujawniły, w jaki sposób supermasywne czarne dziury kształtują swoje macierzyste galaktyki posiadające silne wiatry, które omiatają materię międzygwiazdową.

W nowym badaniu naukowcy przeanalizowali osiem lat obserwacji czarnej dziury w centrum aktywnej galaktyki znanej jako PG 1114+445, wykonanych przez obserwatorium XMM-Newton, pokazując przy tym, jak skrajnie szybkie wiatry – wypływ gazu emitowanego z dysku akrecyjnego bardzo bliskiego czarnej dziury – oddziałują z materią międzygwiazdową w centralnych częściach galaktyki. Wypływy te zostały wykryte wcześniej, ale nowe badanie po raz pierwszy wyraźnie określa trzy fazy ich interakcji z galaktyką gospodarzem.

„Wiatry te mogą wyjaśnić zaskakujące korelacje, o których naukowcy wiedzą od lat, ale nie potrafili ich wyjaśnić. Widzimy na przykład korelację między masami supermasywnych czarnych dziur a dyspersją prędkości gwiazd w wewnętrznych częściach ich galaktyk-gospodarzy. Ale nie ma sposobu, aby mogło to wynikać z efektu grawitacyjnego czarnej dziury. Nasze badanie po raz pierwszy pokazuje, jak te wiatry z czarnej dziury wpływają na galaktykę na większą skalę, prawdopodobnie dostarczając brakujące połączenie” – powiedział główny autor pracy Robert Serafinelli z National Institute of Astrophysics w Mediolanie, Włochy.

Astronomowie wcześniej wykryli dwa rodzaje odpływów w widmach rentgenowskich emitowanych przez aktywne jądra galaktyczne, zwarte centralne obszary galaktyk, o których wiadomo, że zawierają supermasywne czarne dziury. Tak zwane ultraszybkie odpływy (ultra-fast outflows - UFO), wytworzone z wysoko zjonizowanego gazu, poruszają się z prędkością do 40% prędkości światła i są obserwowane w pobliżu centralnej czarnej dziury.

Wolniejsze odpływy przemieszczają się z dużo mniejszymi prędkościami setek km/s i mają podobne właściwości fizyczne – takie jak gęstość cząsteczek i jonizacja – do otaczającej materii międzygwiazdowej. Te wolniejsze odpływy są częściej wykrywane w większych odległościach od centrów galaktyk.

W nowym badaniu naukowcy opisują trzeci typ odpływu, który łączy cechy dwóch poprzednich: ultraszybkie prędkości i właściwości fizyczne absorbera.

To prawdopodobnie odbywa się w odległości dziesiątek do setek lat świetlnych od czarnej dziury. UFO stopniowo wypychają materię międzygwiezdną z centralnych części galaktyki, oczyszczając ją z gazu i spowalniając narastanie materii wokół supermasywnej czarnej dziury.

Podczas, gdy modele przewidywały wcześniej tego typu interakcje, obecne badanie jest pierwszym, które przedstawia rzeczywiste obserwacje trzech faz.

„W danych z XMM-Newton możemy zobaczyć materię w większych odległościach od centrum galaktyki, która nie została jeszcze zakłócona przez wewnętrzne UFO. Możemy także zobaczyć obłoki bliżej czarnej dziury, w pobliżu jądra galaktyki, gdzie UFO zaczęły wchodzić w interakcje z materią międzygwiazdową” – Francesco Tombesi z Uniwersytetu Rzymskiego.

Ta pierwsza interakcja ma miejsce wiele lat po tym, jak UFO opuściły czarną dziurę. Jednak energia UFO umożliwia stosunkowo małej czarnej dziurze silny wypływ materii daleko poza zasięg jej siły grawitacji.

Zdaniem naukowców supermasywne czarne dziury przenoszą swoją energię do otaczającego środowiska poprzez te odpływy i stopniowo oczyszczają centralne obszary galaktyki z gazu, który mógłby następnie zatrzymać formowanie się gwiazd. W rzeczywistości dzisiejsze galaktyki wytwarzają gwiazdy znacznie rzadziej niż kiedyś we wczesnych stadiach ich ewolucji.

Więcej danych w przyszłości pomoże szczegółowo rozwikłać złożone interakcje między supermasywnymi czarnymi dziurami a ich galaktykami-gospodarzami i wyjaśnić spadek formowania się gwiazd w ciągu miliardów lat, który astronomowie obserwowali.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
XMM-Newton_black_hole_jets_20190724_1280.jpg
XMM-Newton_black_hole_jets_20190724_1280.jpg [ 693.77 KiB | Przeglądany 236 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 lipca 2019, 21:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Znaleziono najszybszy podwójny układ zaćmieniowy, cenny cel dla badań fal grawitacyjnych

Obserwacje wykonane za pomocą 2,1-metrowego teleskopu Kitt Peak National Observatory doprowadziły do odkrycia najszybszego znanego dotąd zaćmieniowego układu podwójnego białych karłów. Okrążające się w czasie 6,91 minuty, szybko rotujące białe gwiazdy będą prawdopodobnie jednym z najsilniejszych źródeł fal grawitacyjnych wykrywalnych za pomocą LISA, przyszłego kosmicznego detektora fal grawitacyjnych.

Po tym, jak rozszerzy się do czerwonego olbrzyma pod koniec swojego życia, gwiazda taka jak Słońce ostatecznie przekształci się w gęstego białego karła, obiekt o masie podobnej do Słońca ściśnięty do rozmiarów porównywalnych z Ziemią. Gdy ewoluują gwiazdy podwójne, mogą pochłaniać swojego towarzysza przechodząc w fazę czerwonego olbrzyma, ostatecznie pozostawiając po sobie układ podwójny białych karłów. Oczekuje się, że takie układy o bardzo ciasnych orbitach będą silnymi źródłami promieniowania fal grawitacyjnych. Chociaż przewidywano, że będą one stosunkowo powszechne, układy takie okazały się nieuchwytne, a do tej pory zidentyfikowano tylko kilka.

Nowe badanie, obecnie prowadzone w Obserwatorium Palomar i Kitt Peak National Observatory, zmieniają tę sytuację.

Każdej nocy Zwicky Transient Facility (ZTF), przegląd wykorzystujący 1,2-metrowy teleskop w Obserwatorium Palomar, skanuje niebo w poszukiwaniu obiektów, które poruszają się, migotają lub w inny sposób zmieniają swoją jasność. Obiecujący kandydaci są również obserwowani przez 2,1-metrowy teleskop Electron Multiplying Demonstrator (KPED) Kitt Peak, by identyfikować krótkookresowe zaćmieniowe układy podwójne. KPED jest zaprojektowany do pomiaru prędkości i czułości zmieniającej się jasności źródeł niebieskich.

Doprowadziło to do odkrycia ZTF J1539+5027 (w skrócie J1539), podwójnego układu zaćmieniowego białych karłów o najkrótszym znanym dotychczas okresie, wynoszącym zaledwie 6,91 minuty. Gwiazdy orbitują tak blisko siebie, że cały układ mógłby się zmieścić we wnętrzu Saturna.

Przewiduje się, że orbitujące białe karły po spirali zbliżają się coraz szybciej do siebie, ponieważ układ traci energię emitując fale grawitacyjne. Orbita J1539 jest tak ciasna, że przewiduje się, że okres orbitalny wymiernie się skróci po zaledwie kilku latach. Zespół prowadzony przez Kevina Burdge'a z Caltech był w stanie potwierdzić prognozę kurczącej się orbity wynikającą z ogólnej teorii względności, porównując swoje nowe wyniki z danymi archiwalnymi uzyskanymi w ciągu ostatnich dziesięciu lat.

J1539 to rzadki skarb. Jest to jedno z niewielu znanych źródeł fal grawitacyjnych, które zostaną wykryte przez przyszłą europejską misję LISA (Laser Interferometer Space Antenna), (start przewidziany na rok 2034). LISA będzie podobny do naziemnego LIGO, które wykryło fale grawitacyjne po raz pierwszy w historii w 2015 roku, pochodzące od pary zderzających się czarnych dziur. LISA będzie wykrywać fale grawitacyjne z kosmosu przy niższych częstotliwościach. J1539 jest dobrze dopasowany do LISA; częstotliwość fali grawitacyjnej 4,8 mHz z J1539 jest bliska jego szczytowej czułości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAOA

Vega


Załączniki:
Tom-Prince-Gravitational-Waves-Rendering-ZT.max-1400x800.jpg
Tom-Prince-Gravitational-Waves-Rendering-ZT.max-1400x800.jpg [ 114.26 KiB | Przeglądany 223 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 sierpnia 2019, 22:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
TESS odkrywa swoją „pierwszą pobliską super-Ziemię”

Międzynarodowy zespół astronomów pod kierownictwem Lisy Kaltenegger z Cornell University, scharakteryzował pierwszy potencjalnie zdatny do zamieszkania świat poza naszym Układem Słonecznym, odkryty przez satelitę TESS.

Znajdująca się około 31 lat świetlnych stąd super-Ziemia – nazwana GJ 357 d – została odkryta na początku 2019 roku dzięki misji TESS, która ma na celu przeczesywanie nieba w poszukiwaniu egzoplanet.

Odkryta egzoplaneta jest masywniejsza niż Ziemia, a Kaltenegger powiedziała, że odkrycie to zapewni spojrzenie na ziemskich kuzynów planetarnych o ciężkiej wadze. „Przy gęstej atmosferze planeta GJ 357 d mogłaby utrzymywać na swojej powierzchni wodę w stanie ciekłym, podobnie jak Ziemia, i moglibyśmy dostrzec oznaki życia za pomocą teleskopów, które wkrótce będą online” – dodaje.

Astronomowie z Instytutu Astrofizyki Wysp Kanaryjskich i Uniwersytetu La Laguna ogłosili 31 lipca w dzienniku Astronomy & Astrophysics odkrycie GJ 357 d. Pokazali, że odległy układ słoneczny – z niewielkim karłem typu M, rozmiarów mniej więcej ⅓ Słońca – kryje w sobie 3 planety, z których jedna znajduje się w ekosferze układu – GJ 357 d.

W lutym ubiegłego roku satelita TESS zaobserwował, że karzeł GJ 357 przygasał bardzo minimalnie co 3,9 dni, a to świadczy o tranzytującej planecie poruszającej się przed tarczą gwiazdy. Planeta ta to GJ 357 b, tak zwana „gorąca Ziemia”, około 22% większa niż Ziemia.

Kolejne obserwacje z Ziemi doprowadziły do odkrycia rodzeństwa: GJ 357 c i GJ 357 d. Międzynarodowy zespół naukowców zebrał ziemskie dane teleskopowe sprzed dwóch dekad, aby ujawnić maleńkie holowniki grawitacyjne nowo odkrytych egzoplanet.

Planeta GJ 357 c ma temperaturę 260 F i masę co najmniej 3,4 razy większą od Ziemi. Jednak najbardziej znana na świecie jej siostrzana planeta – GJ 357 d, super-Ziemia – może zapewnić warunki podobne do ziemskich, okrąża swoją gwiazdę raz na 55,7 dni w odległości ok.⅕ odległości Ziemia – Słońce. Na razie nie wiadomo, czy będziemy mogli zaobserwować tranzyt tej planety na tle tarczy jej gwiazdy.

Jack Madden wyjaśnił, że badanie nowych odkryć stanowi okazję do przetestowania teorii i modeli. „Zbudowaliśmy pierwsze modele tego, jak może wyglądać ten nowy świat. Świadomość, że na powierzchni tej planety może istnieć woda w stanie ciekłym, motywuje naukowców do znalezienia sposobów wykrywania oznak życia” – powiedział.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cornell University

Vega


Załączniki:
0731_kalt_replace.jpg
0731_kalt_replace.jpg [ 77.5 KiB | Przeglądany 148 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 sierpnia 2019, 19:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Duchy starożytnych eksplozji żyją dzisiaj w gwiazdach

Skład chemiczny niektórych gwiazd daje wskazówki dotyczące ich poprzedników, gwiazd, które już dawno wybuchły i wyblakły.

Kiedy wybuchają małe, gęste gwiazdy zwane białymi karłami, wytwarzają jasne, krótkotrwałe rozbłyski – supernowe typu Ia. Te supernowe są pouczającymi kosmologicznymi markerami dla astronomów – na przykład zostały wykorzystane do udowodnienia, że Wszechświat przyspiesza w swojej ekspansji.

Białe karły nie są takie same. Wahają się od połowy masy Słońca do rozmiarów 50% większych od naszej dziennej gwiazdy. Niektóre wybuchają w postaci supernowych typu Ia, inne po prostu umierają w ciszy. Teraz, badając „skamieliny” długo eksplodujących białych karłów, astronomowie z Caltech odkryli, że we wczesnym Wszechświecie białe karły często eksplodowały przy mniejszych masach niż obecnie. Odkrycie to wskazuje, że biały karzeł może eksplodować z różnych przyczyn i niekoniecznie musi osiągnąć masę krytyczną przed wybuchem.

Pod koniec swojego życia większość gwiazd takich jak nasze Słońce zmniejsza się do postaci ciemnych, gęstych białych karłów, a ich masa jest upakowana w przestrzeni rozmiarów Ziemi. Czasami białe karły wybuchają w postaci tzw. supernowej typu Ia.

Nie jest pewne, dlaczego niektóre białe karły wybuchają, a inne nie. Na początku XX wieku astrofizyk o nazwisku Subrahmanyan Chandrasekhar obliczył, że jeżeli biały karzeł miałby masę większą, niż 1,4 masy Słońca, wybuchłby jako supernowa typu Ia. Masę tę nazwano masą Chandrasekhara. Chociaż obliczenia Chandrasekhara dały jedno wyjaśnienie, dlaczego eksplodują niektóre bardziej masywne białe karły, nie wyjaśniły jednak, dlaczego eksplodują również inne białe karły, mniej masywne niż 1,4 masy Słońca.

Badanie supernowych typu Ia jest procesem wrażliwym czasowo; zaczynają istnieć i znikają w ciemności w ciągu kilku miesięcy. Aby zbadać dawno minione supernowe i białe karły, które je wytworzyły, Evan Kirby, adiunkt astronomii i prowadzący zespół badawczy, wraz ze swoim zespołem używają techniki zwanej potocznie archeologią galaktyczną.

Archeologia galaktyczna to proces poszukiwania chemicznych sygnatur dawnych wybuchów w innych gwiazdach. Kiedy biały karzeł eksploduje jako supernowa typu Ia, zanieczyszcza swoje galaktyczne środowisko pierwiastkami wykutymi w wybuchu – pierwiastkami ciężkimi, takimi jak nikiel i żelazo. Im bardziej masywna jest gwiazda podczas wybuchu, tym więcej ciężkich pierwiastków powstanie w supernowej. Następnie pierwiastki te zostają włączone do wszystkich nowo tworzących się gwiazd w tym regionie. Tak jak dzisiaj skamieliny dają wskazówki na temat zwierząt, które już dawno przestały istnieć, tak ilość niklu w gwiazdach pokazuje, jak masywne były ich poprzedniczki.

Korzystając z teleskopu Keck II, Kirby i jego zespół najpierw przyjrzeli się pewnym starożytnym galaktykom, którym zabrakło materii, by uformowały gwiazdy w pierwszych miliardach lat życia Wszechświata. Zespół odkrył, że większość gwiazd w tych galaktykach ma stosunkowo niską zawartość niklu. Oznaczało to, że eksplodujące białe karły, które dały im nikiel, musiały mieć stosunkowo małą masę – mniej więcej taką, jak Słońce, niższą, niż masa Chandrasekhara.

Jednak naukowcy odkryli, że zawartość niklu była wyższa w nowo powstałych galaktykach, co oznacza, że wraz z upływem czasu od Wielkiego Wybuchu białe karły zaczęły wybuchać przy wyższych masach.

Zrozumienie procesów, w wyniku których powstają supernowe typu Ia, jest ważne, ponieważ same eksplozje są przydatnymi narzędziami do dokonywania pomiarów Wszechświata. Niezależnie od tego, jak wybuchły, większość supernowych typu Ia zachowuje dobrze scharakteryzowany związek między swoją jasnością a czasem potrzebnym do zniknięcia.

Następnym krokiem będzie badanie pierwiastków innych niż nikiel, w szczególności mangan. Produkcja manganu jest bardzo czuła na masę supernowej, która ją wytwarza, i dlatego daje precyzyjny sposób na zweryfikowanie wniosków wyciągniętych z zawartości niklu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
ZTF_Ia.width-450.jpg
ZTF_Ia.width-450.jpg [ 16.11 KiB | Przeglądany 139 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 sierpnia 2019, 20:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
W pobliżu czarnej dziury znaleziono powtarzające się odpływy gorącego wiatru

Międzynarodowy zespół astronomów z Southampton, Oxfordu i Afryki Południowej wykrył bardzo gorący, gęsty wypływający wiatr w pobliżu czarnej dziury, co najmniej 25 000 lat świetlnych od Ziemi.

Główny badacz, prof. Phil Charles z University of Southampton wyjaśnił, że gaz (zjonizowany hel i wodór) emitowany był w seriach, które powtarzały się co 8 minut. Takie zachowanie zaobserwowano po raz pierwszy wokół czarnej dziury.

Obiektem, który badał zespół prof. Charlesa, był Swift J1357.2-0933, odkryty pierwotnie jako układ wykazujący gwałtowne wybuchy promieniowania X w 2011 r. Wszystkie te układy składają się z gwiazdy o małej masie, podobnej do Słońca i zwartego obiektu, którym może być biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura. W tym przypadku Swift J1357.2-0933 jest układem podwójnym z czarną dziurą.

Materia z normalnej gwiazdy jest wciągana przez zwarty obiekt do dysku pomiędzy nimi. Ogromne wybuchy następują, gdy materia na dysku staje się gorąca i niestabilna i uwalnia duże ilości energii.

Profesor Charles powiedział: „Szczególnie niezwykłe w tym układzie było to, że naziemne teleskopy ujawniły, że jego jasność optyczna wykazywała okresowe spadki na wyjściu oraz że okres tych spadków powoli zmieniający się co około 2 – 10 minut, i w momencie wybuchu ewoluowały. Tak dziwnego zachowania nie zaobserwowano w żadnym innym obiekcie. Przyczyna tych niezwykłych, szybkich spadków była gorącym tematem debaty naukowej od czasu ich odkrycia. Tak więc z wielkim podekscytowaniem astronomowie powitali drugi wybuch tego obiektu w połowie 2017 roku, co dało okazję do dokładniejszego zbadania tego dziwnego zachowania.”

Profesor Charles i jego zespół uznali, że kluczem do otrzymania odpowiedzi będzie uzyskanie widm optycznych kilka razy podczas każdego cyklu spadkowego i zbadanie, w jaki sposób ich kolor zmieniał się z czasem. Ale przy obiekcie 10 000 razy słabszym, niż najsłabsza gwiazda widoczna nieuzbrojonym okiem i okresie spadku wynoszącym zaledwie około 8 minut, wymagało to dużego teleskopu.

Wykorzystali więc SALT (Southern African Large Telescope), największy teleskop optyczny na półkuli południowej, dzięki któremu uzyskali ponad godzinę widm, z których jedno było pobierane przez 100 sekund.

Profesor Charles dodaje: „Wyniki tych widm były oszałamiające. Wykazały absorpcję zjonizowanego helu, czego nigdy wcześniej nie widziano w takich układach. Oznacza to, że musi on być zarówno gęsty, jak i gorący – ok. 40 000 stopni. Co dziwniejsze, widmo zostało przesunięte w kierunku błękitu (efekt Dopplera), co wskazuje, że leciało w naszym kierunku z prędkością ok. 600 km/s. Ale to, co nas naprawdę zaskoczyło, to odkrycie, że widmo było widoczne tylko podczas spadków optycznych na krzywej zmian blasku.”

Co ciekawe, nie ma zaćmień gwiazdy towarzyszącej obserwowanej w świetle widzialnym lub rentgenowskim, jak można by się spodziewać. To wyjaśnia, że jest ona bardzo mała i znajduje się w cieniu dysku. Wniosek ten wynika ze szczególnego teoretycznego modelowania wiatrów zdmuchiwanych z dysków akrecyjnych, które zostało przeprowadzone przez jednego z członków zespołu Jamesa Matthewsa z University of Oxford, z wykorzystaniem superkomputerów.

Obiekt ten ma niezwykłe właściwości wśród i tak już interesującej grupy obiektów, które mogą nas wiele nauczyć o punktach końcowych ewolucji gwiazd i powstawaniu obiektów zwartych. Wiemy już o kilkudziesięciu układach czarnych dziur w naszej galaktyce, z których wszystkie mają masy w zakresie 5-15 mas Słońca, gdzie pojedyncza czarna dziura w naszym centrum galaktycznym ma ok. 4 mln mas Słońca. Wszystkie one rosną dzięki akrecji materii. Wiemy również, że znaczna część materii akrecyjnej jest wydmuchiwana. Gdy ma to miejsce z supermasywnych czarnych dziur w centrach galaktyk, te potężne wiatry i dżety mogą mieć ogromny wpływ na resztę galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Southampton

Vega


Załączniki:
J1357 Schematic Outflow Overlay.png_SIA_JPG_fit_to_width_INLINE.jpg
J1357 Schematic Outflow Overlay.png_SIA_JPG_fit_to_width_INLINE.jpg [ 236.02 KiB | Przeglądany 121 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 sierpnia 2019, 13:12 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1000
Oddział PTMA: Kraków
Zamaskowana czarna dziura została odkryta we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie odkryli dowody na istnienie jak dotąd najodleglejszej „zakamuflowanej” czarnej dziury. Jest to pierwsze określenie czarnej dziury ukrytej przez gaz w tak wczesnej historii kosmosu – 6% obecnego wieku Wszechświata.

Supermasywne czarne dziury, które są miliony do miliardów razy masywniejsze niż nasze Słońce, zwykle rosną, przyciągając materię z otaczającego dysku. Szybki wzrost generuje duże ilości promieniowania w bardzo małym obszarze wokół czarnej dziury. Naukowcy nazywają to niezwykle jasne, zwarte źródło „kwazarem”.

Zgodnie z aktualnymi teoriami gęsta chmura gazu żywi się materią z dysku otaczającego supermasywną czarną dziurę w okresie wczesnego wzrostu, która „maskuje” lub ukrywa większość jasnego światła kwazara przed naszym wzrokiem. Gdy czarna dziura pochłania materię i staje się bardziej masywna, gaz w chmurze wyczerpuje się, aż czarna dziura i jej jasny dysk nie zostaną odsłonięte.

„Znalezienie kwazarów w tej niewidzialnej fazie jest niezwykle trudne, ponieważ tak duża część ich promieniowania jest absorbowana i nie może być wykryta przez obecne instrumenty. Dzięki obserwatorium Chandra i zdolności prześwietlania promieniami X przez zaciemniający obłok myślimy, że w końcu nam się to udało” – powiedział Fabio Vito z Pontificia Universidad Católica de Chile, w Santiago, Chile, który przewodził badaniu.

Nowe odkrycie pochodzi z obserwacji kwazara PSO167-13, który został odkryty przez przegląd Pan-STARRS. Obserwacje optyczne z tych i innych przeglądów wykryły około 180 kwazarów, które już świeciły jasno, gdy Wszechświat miał mniej, niż miliard lat, czyli około 8% obecnego wieku. Badania te uznano jedynie za skuteczne w znajdowaniu nie zasłoniętych czarnych dziur, ponieważ wykrywane przez nich promieniowanie jest tłumione nawet przez cienkie obłoki gazu i pyłu. Ponieważ PSO167-13 było częścią tych obserwacji, spodziewano się, że kwazar również nie będzie widoczny.

Zespół Vito był w stanie przetestować ten pomysł, wykorzystując Chandrę do obserwacji PSO167-13 i dziesięciu innych kwazarów odkrytych za pomocą badań optycznych. Po 16 godzinach obserwacji wykryto tylko trzy cząsteczki promieniowania X z PSO167-13, wszystkie o stosunkowo wysokich energiach. Ponieważ promieniowanie rentgenowskie o niskiej energii jest łatwiej absorbowane niż promieniowanie o wyższej energii, prawdopodobnie wytłumaczenie jest takie, że kwazar jest silnie zasłonięty przez gaz, umożliwiając wykrycie tylko promieni X o wysokiej energii.

Ciekawym zwrotem w PSO167-13 jest to, że galaktyka, w której znajduje się kwazar, ma bliską galaktykę towarzyszącą, widoczną w danych uzyskanych wcześniej za pomocą ALMA w Chile i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Ze względu na ich bliską separację i słabe źródło promieniowania X zespół nie był w stanie ustalić, czy nowo odkryta emisja promieniowania rentgenowskiego jest związana z kwazarem PSO167-13, czy z galaktyką towarzyszącą.

Jeżeli promienie X pochodzą ze znanego kwazara, astronomowie muszą wyjaśnić, dlaczego był on mocno zasłonięty promieniami X, ale nie światłem optycznym. Jedna z możliwości jest taka, że nastąpił duży i szybki wzrost maskowania kwazara w ciągu trzech lat pomiędzy obserwacjami optycznymi i rentgenowskimi.

Z drugiej strony, jeżeli zamiast tego promieniowanie X powstaje z galaktyki towarzyszącej, oznacza to wykrycie nowego kwazara w bliskiej odległości od PSO167-13. Ta para kwazarów byłaby najdalszą jak dotąd odkrytą.

W obydwu przypadkach kwazar wykryty przez Chandrę byłby najbardziej odległym zamaskowanym, jaki dotąd widziano, w okresie 850 mln lat po Wielkim Wybuchu. Poprzedni rekordzista zaobserwowany był w czasie 1,3 mld lat po Wielkim Wybuchu.

„Podejrzewamy, że większość czarnych dziur we Wszechświecie jest ukrytych: wówczas niezwykle ważne jest ich wykrycie i zbadanie w celu zrozumienia, w jaki sposób mogą one szybko urosnąć do mas miliarda Słońc” – powiedział współautor pracy Roberto Gilli z INAF w Bolonia, Włochy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
cloaked.jpg
cloaked.jpg [ 242.26 KiB | Przeglądany 84 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 486 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 21, 22, 23, 24, 25  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 2 gości


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

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