Dzisiaj jest 07 kwietnia 2020, 11:05

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 616 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 27, 28, 29, 30, 31  Następna
Autor Wiadomość
Post: 19 lutego 2020, 18:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Szukając obcych, którzy mogą szukać nas

Dane pochodzące z masowych poszukiwań kosmicznej emisji radiowej opublikowane 14 lutego przez Breakthrough Listen Initiative – najobszerniejsze jak dotąd badanie emisji radiowych z Drogi Mlecznej – pozwoliły astronomom szukać technologicznych sygnatur cywilizacji pozaziemskich, które mogą szukać nas.

Nowe badania, prowadzone przez absolwentkę Penn State, Sofię Sheikh, inspirowane są techniką identyfikacji i badania planet pozasłonecznych – egzoplanet – zwaną fotometrią tranzytową. Technika ta bazuje na czułym sprzęcie, takim jak kosmiczny teleskop Keplera, do wykrywania nieskończenie małego spadku jasności w świetle gwiazdy, gdy krążące wokół niej planety przechodzą przed jej tarczą. W tym nowym badaniu astronomowie poszukiwali emisji radiowych z 20 pobliskich gwiazd, których orbity względem Ziemi są tak usytuowane, że obcy gatunek na planecie krążącej wokół którejś z nich mógłby zobaczyć Ziemię przechodzącą na tle Słońca.

Zespół wykorzystał Green Bank Telescope do wyszukiwania sygnałów radiowych pochodzących z potencjalnych egzoplanet w tak zwanym paśmie C – fale radiowe o częstotliwości od 4 do 8 GHz. Projekt został opracowany przez Sofię Sheikh, która także kierowała analizą danych i sprawdziła miliardy częstotliwości pod kątem silnych sygnałów radiowych.

„O tym regionie mówiono już wcześniej ale nigdy nie przeprowadzono ukierunkowanego przeszukiwania go. Gdyby inne cywilizacje miały takie teleskopy jak nasze, z obserwacji tranzytów wiedzieliby, że Układ Słoneczny ma planety a nawet wiedzieliby, że na Ziemi istnieje życie. W ten sposób odkryliśmy tysiące innych egzoplanet, więc sensowne jest ekstrapolowanie i stwierdzenie, że w taki sam sposób również inne inteligentne gatunki znajdują planety. A jeżeli wiedzą, że tu jesteśmy, mogą nam wysyłać sygnały” – powiedziała Sheikh.

Podczas gdy Sheikh i jej zespół nie znaleźli żadnych sygnatur technologii cywilizacyjnych, analizy i inne szczegółowe badania przeprowadzone przez grupę Breakthrough Listen stopniowo ograniczają lokalizację i możliwości zaawansowanych cywilizacji, które mogą istnieć w naszej galaktyce.

W tym i innych badaniach SETI Breakthrough Listen poszukuje promieniowania elektromagnetycznego zgodnego z sygnałem, który wytwarza technologia, lub jakiegoś innego spodziewanego sygnału, który technologia może wytwarzać, niezgodnego z szumem tła pochodzącym z naturalnych zdarzeń astrofizycznych. Wymaga to również eliminacji sygnałów z telefonów komórkowych, satelitów, GPS, Internetu, Wi-Fi i niezliczonych innych ludzkich źródeł.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PSU

Vega


Załączniki:
Exoplanet_Single.jpg
Exoplanet_Single.jpg [ 56.76 KiB | Przeglądany 1236 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: 22 lutego 2020, 19:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
XMM-Newton ujawnia olbrzymi rozbłysk niewielkiej gwiazdy

Astronomowie uchwycili gwiazdę o masie ok. 8% masy Słońca, emitującą olbrzymi „super rozbłysk” promieniowania rentgenowskiego – dramatyczny wysokoenergetyczny wybuch będący poważnym problemem dla astronomów, którzy nie sądzili, że jest to możliwe dla tak małych gwiazd.

Obiektem tym, znanym pod numerem katalogowym J0331-27, jest karzeł typu L. Jest to gwiazda o tak małej masie, że gdyby miała jeszcze mniejszą, nie posiadałaby niezbędnych warunków do wytworzenia swojej własnej energii. Po prostu nie stałaby się gwiazdą.

Astronomowie zaobserwowali potężny rozbłysk promieni rentgenowskich wśród danych zarejestrowanych 5 lipca 2008 roku przez European Photon Imaging Camera (EPIC) na pokładzie XMM-Newton. W ciągu kilku minut maleńka gwiazda uwolniła ponad dziesięciokrotnie więcej energii niż uwalniają nawet najbardziej energetyczne rozbłyski na Słońcu.

Energia może być dostarczona do pola magnetycznego gwiazdy tylko przez naładowane cząsteczki, które są znane także jako materia zjonizowana i wytwarzane w środowisku o wysokiej temperaturze. Jednak jako karzeł typu L, J0331-27 ma niską jak dla gwiazdy temperaturę powierzchniową – zaledwie 2100 K w porównaniu do około 6000 K w przypadku Słońca. Astronomowie nie sądzili, że tak niska temperatura byłaby w stanie wygenerować wystarczającą ilość naładowanych cząsteczek, aby wprowadzić tyle energii do pola magnetycznego. Pytanie jest takie: w jaki sposób jest możliwe powstanie takiego rozbłysku na tak małej gwieździe?

Rozbłysk ten został odkryty w archiwalnych danych XMM-Newton w ramach dużego projektu badawczego prowadzonego przez Andreę De Lucę z INAF – Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica w Mediolanie we Włoszech. W ramach projektu zbadano zmienność czasową około 400 000 źródeł wykrytych przez XMM-Newton w ciągu 13 lat.

Andrea i jej współpracownicy szczególnie szukali osobliwych zjawisk, i w przypadku J0331-27 z pewnością je dostali. Widziano wiele podobnych gwiazd emitujących potężne rozbłyski w optycznej części widma, ale jest to pierwsze jednoznaczne wykrycie takiego wybuchu w promieniach rentgenowskich.

Długość fali jest znacząca, ponieważ sygnalizuje, z której części atmosfery pochodzi rozbłysk: światło optyczne pochodzi z głębi atmosfery gwiazdy, z pobliża jej widzialnej powierzchni, podczas gdy promieniowanie X pochodzi wyższej warstwy atmosfery.

Zrozumienie podobieństw i różnic między tym nowym – i jak dotąd unikalnym – potężnym rozbłyskiem z karła typu L oraz wcześniej obserwowanymi rozbłyskami, wykrytymi dla wszystkich długości fali z gwiazd o większej masie, jest teraz priorytetem dla zespołu. Jednak aby tego dokonać, potrzeba jest więcej przykładów.

W archiwum danych z XMM-Newton wciąż wiele pozostaje do odkrycia. Jedna z ich wskazówek jest taka, że w danych występuje tylko jeden rozbłysk J0331-27, pomimo, że XMM-Newton obserwował gwiazdę w sumie przez około 40 dni. Jest to szczególne, ponieważ inne rozbłyskujące gwiazdy doświadczają również wielu mniejszych rozbłysków.

Być może karły typu L potrzebują więcej czasu na zgromadzenie wystarczającej ilości energii, a potem następuje jedno, nagłe potężne uderzenie.

Gwiazdy, które rozbłyskują częściej, uwalniają mniej energii za każdym razem, podczas gdy ten karzeł wydaje się wyzwalać energię bardzo rzadko, ale w naprawdę dużej ilości. Nadal jednak nie wiadomo, dlaczego tak się dzieje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
Giant_flare_from_a_tiny_star.jpg
Giant_flare_from_a_tiny_star.jpg [ 130.81 KiB | Przeglądany 1229 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 lutego 2020, 19:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy pionierami nowej metody badania egzoplanet

Zespół naukowców, korzystając z radioteleskopu LOFAR zaobserwował fale radiowe, które niosą wyraźne ślady zorzy polarnych, wywołanych interakcją pomiędzy polem magnetycznym gwiazdy a planetą na jej orbicie.

Emisja radiowa z wzajemnego oddziaływania gwiazda-planeta była przewidywana od dłuższego czasu, jednak astronomowie po raz pierwszy byli w stanie wykryć i odszyfrować te sygnały. Odkrycie to toruje drogę nowatorskiemu i wyjątkowemu sposobowi badania środowiska wokół egzoplanet i określania ich zdatności do zamieszkania.

Badania były skoncentrowane na czerwonych karłach, które są najliczniejsze w naszej Drodze Mlecznej – ale znacznie mniejsze i chłodniejsze niż nasze Słońce. Oznacza to, że planeta nadająca się do zamieszkania musi znajdować się znacznie bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia od Słońca.

Czerwone karły mają również znacznie silniejsze pole magnetyczne niż Słońce, co oznacza, że planety zdatne do zamieszkania, krążące wokół nich są narażone na intensywną aktywność magnetyczną. Może to prowadzić do ogrzewania planet a nawet zniszczenia ich atmosfer. Emisje radiowe związane z tym procesem są jednym z niewielu dostępnych narzędzi do badania interakcji między takimi planetami i ich gwiazdami macierzystymi.

Poruszanie się planet przez silne pole magnetyczne czerwonego karła generuje potężny prąd, który zasila zorzę polarną i emisję radiową na gwieździe.

Dzięki słabemu polu magnetycznemu Słońca i większej odległości od planet w Układzie Słonecznym podobne prądy nie są generowane. Jednak wspólne oddziaływania księżyca Jowisza Io z atmosferą samego Jowisza generuje podobną jasną emisję radiową, która na wystarczająco niskich częstotliwościach przyćmiewa nawet Słońce.

Astronomowie dostosowali wiedzę z dziesięcioleci radiowych obserwacji Jowisza do przypadku tej gwiazdy. Od dawna przewiduje się, że skalowana wersja Jowisz-Io będzie istnieć w układach gwiezdnych, a obserwowana emisja bardzo dobrze pasuje do teorii.

Dla pewności astronomowie musieli wykluczyć alternatywne rozwiązanie – że oddziałujące ciała są dwiema gwiazdami w bliskim układzie podwójnym zamiast gwiazdy i jej egzoplanety. Zespół szukał sygnatury gwiazdy towarzyszącej za pomocą instrumentu HARPS-N (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) zainstalowanego na teleskopie Italian Telescopio Nazionale Galileo na La Palmie.

„Interakcje między gwiazdami podwójnymi również mogą emitować fale radiowe. Korzystając z obserwacji optycznych, szukaliśmy dowodów na obecność gwiezdnego towarzysza udającego egzoplanetę w danych radiowych. Wykluczyliśmy jednak ten scenariusz, dlatego uważamy, że najbardziej prawdopodobną możliwością jest planeta wielkości Ziemi, zbyt mała, aby można ją było wykryć za pomocą naszych instrumentów optycznych” – mówi Benjamin Pope, NASA Sagan Fellow na New York University i główny autor artykułu.

Teraz grupa koncentruje się na znalezieniu podobnej emisji pochodzącej od innych gwiazd. Oczekują, że ta nowa metoda wykrywania egzoplanet otworzy nowy sposób zrozumienia planet zdatnych do zamieszkania.

„Długofalowym celem jest ustalenie, jaki wpływ aktywność magnetyczna gwiazdy ma na planety zdatne do zamieszkania, a emisje radiowe są dużym elementem tej układanki” – mówi Harish Vedantham z Netherlands Institute for Radio Astronomy (ASTRON) i współautor pracy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NYU

Vega


Załączniki:
1582027878290.jpg
1582027878290.jpg [ 527.6 KiB | Przeglądany 1225 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 lutego 2020, 19:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Jak nowonarodzone gwiazdy przygotowują się na narodziny planet

Międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał dwa najpotężniejsze na świecie radioteleskopy do stworzenia obrazów ponad trzystu dysków protoplanetarnych wokół bardzo młodych gwiazd w Obłokach Molekularnych Oriona. Obrazy te ukazują miejsca narodzin nowych planet oraz najwcześniejsze etapy formowania się gwiazd.

Większości gwiazd we Wszechświecie towarzyszą planety, które powstają w pierścieniach pyłu i gazu, zwanych dyskami protoplanetarnymi. Takie dyski otaczają nawet bardzo młode gwiazdy. Astronomowie chcą wiedzieć, kiedy dokładnie te dyski zaczynają się kształtować i jak wyglądają. Ale młode gwiazdy są bardzo słabe a w gwiezdnych żłobkach otaczają je gęste obłoki gazu i pyłu. Tylko bardzo czułe radioteleskopy mogą wykryć małe dyski wokół niemowlęcych gwiazd pośród gęsto upakowanej materii w obłokach.

W ramach nowych badań astronomowie skierowali anteny VLA i ALMA na Obłok Molekularny Oriona, region, w którym rodzi się wiele gwiazd. Przegląd, nazwany VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM), jest jak dotąd największym przeglądem młodych gwiazd i ich dysków protoplanetarnych.

Bardzo młode gwiazdy, zwane także protogwiazdami, tworzą się w obłokach gazu i pyłu w przestrzeni kosmicznej. Pierwszym krokiem do formowania się gwiazd jest zapadnięcie się tych gęstych dysków pod wpływem grawitacji. Gdy obłok się zapada, zaczyna wirować, tworząc spłaszczony dysk wokół protogwiazdy. Materia z dysku nadal zasila gwiazdę powodując jej wzrost. Oczekuje się, że ostatecznie materia pozostała w dysku utworzy planety.

Wiele aspektów dotyczących tych pierwszych etapów formowania się gwiazd i sposobu tworzenia się dysku wciąż pozostaje niejasnych. Ale ten nowy przegląd dostarcza brakujących wskazówek, gdyż VLA i ALMA zaglądały przez gęste obłoki i obserwowały setki protogwiazd i ich dyski na różnych etapach powstawania.

Badanie wykazało przeciętną masę i rozmiar dysków protoplanetarnych. Można je porównać ze starszymi dyskami protoplanetarnymi, które także były badane przy użyciu ALMA.

Zespół naukowców stwierdził, że bardzo młode dyski mogą być podobnej wielkości, ale średnio są bardziej masywne, niż dyski starsze. Gdy gwiazda rośnie, pochłania coraz więcej materii z dysku. Oznacza to, że młodsze dyski mają o wiele więcej czystej materii, z której mogłyby powstać planety. Prawdopodobnie większe planety zaczynają się formować już wokół bardzo młodych gwiazd.

Spośród setek zdjęć zebranych w przeglądzie, cztery zobrazowane protogwiazdy wyglądały inaczej niż pozostałe i przykuły uwagę naukowców. Wyglądały one bardzo nieregularnie. Astronomowie uważają, że znajdują się na jednym z najwcześniejszych etapów formowania się gwiazd, a niektóre z nich jeszcze nawet nie uformowały się do postaci protogwiazdy.

To wyjątkowe, że naukowcy znaleźli te cztery obiekty. Rzadko spotyka się więcej niż jeden taki nieregularny obiekt podczas jednej obserwacji. Astronomowie nie są do końca pewni, ile mają one lat, ale prawdopodobnie mniej niż 10 000.

Aby gwiazda została zidentyfikowana jako typowa (klasy 0) protogwiazda, musi ją otaczać nie tylko spłaszczony wirujący dysk protoplanetarny, ale także wypływ – wyrzucający materię w przeciwnym kierunku – który usuwa gęsty obłok otaczający gwiazdę i czyni ją optycznie widoczną. Astronomowie nadal nie wiedzą, kiedy te wypływy się pojawiają.

Jedna z gwiazd niemowlęcych w tym przeglądzie, nazwana HOPS 404, ma wypływ o prędkości zaledwie 2 km/s (typowy wypływ z protogwiazdy ma prędkość 10-100 km/s). „Jest to duże, puszyste słońce, które wciąż gromadzi dużo masy, aby wytracić moment pędu, by móc dalej rosnąć. Jest to jeden z najmniejszych wypływów, jaki widzieliśmy i potwierdza naszą teorię dotyczącą tego, jak wygląda pierwszy krok w tworzeniu się protogwiazdy” – mówi Nicole Karnath z University of Toledo, Ohio.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao20in02_VANDAM_composite_noboarder-1024x680.jpg
nrao20in02_VANDAM_composite_noboarder-1024x680.jpg [ 66.24 KiB | Przeglądany 1221 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: 26 lutego 2020, 22:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Teleskop Gemini South uchwycił efektowną mgławicę planetarną

Najnowsze zdjęcie wykonane przez Obserwatorium Gemini ukazują efektowną mgławicę planetarną CVMP 1. Obraz ten jest efektem śmierci olbrzymiej gwiazdy, i jest wspaniałym, lecz stosunkowo krótkotrwałym spektaklem astronomicznym. W czasie, gdy gwiazda progenitor tej mgławicy powoli się ochładza, tej niebiańskiej klepsydrze kończy się czas i powoli zniknie z pola widzenia na wiele lat.

Położone ok. 6500 lat świetlnych od nas, w południowej konstelacji Kompas, to astronomiczne piękno powstało podczas śmierci masywnej gwiazdy. CVMP 1 jest mgławicą planetarną, która pojawiła się, gdy stary czerwony olbrzym zdmuchnął swoje zewnętrzne warstwy w postaci burzliwego wiatru gwiazdowego. Gdy ta odrzucona gwiezdna atmosfera rozpędziła się w przestrzeń międzygwiezdną, gorące, odsłonięte jądro gwiazdy zaczęło energetyzować wyrzucane gazy i powodować ich świecenie. W ten sposób powstał kształt klepsydry uchwycony przez teleskop.

Mgławice planetarne, takie jak CVMP 1, tworzone są tylko z niektórych gwiazd – tych o masie od 0,8 do 8 mas Słońca. Mniej masywne gwiazdy delikatnie gasną, przechodząc pod koniec swojego długiego życia w białe karły, podczas gdy masywniejsze gwiazdy żyją szybko i umierają młodo, kończąc swoje życie olbrzymimi eksplozjami znanymi jako supernowe. Jednak w przypadku gwiazd leżących pomiędzy tymi granicami, ich końcowy okres życia skutkuje efektownym astronomicznym pokazem. Niestety spektakl ten jest tak krótki, jak wspaniały; obiekty te zwykle utrzymują się tylko przez 10 000 lat – niewielki odcinek czasu w porównaniu z żywotnością większości gwiazd, która trwa miliardy lat.

Takie krótko żyjące mgławice występują w niezliczonych kształtach i rozmiarach, i znanych jest kilka ich efektownych kształtów, takich jak np. Mgławica Helix. Taka ogromna różnorodność kształtów wynika z różnorodnych układów gwiazd progenitorów, których właściwości mogą znacznie wpływać na powstającą mgławicę planetarną. Obecność gwiazd towarzyszących, krążących wokół nich planet, a nawet oryginalnej orbity czerwonego olbrzyma, może pomóc w określeniu kształtu takiej mgławicy, jednak jeszcze nie do końca w szczegółach rozumiemy procesy rzeźbienia tych pięknych astronomicznych fajerwerków.

Ale CVMP 1 jest intrygująca nie tylko ze względu na swoje walory estetyczne. Astronomowie odkryli, że gazy tworzące klepsydrę są bardzo wzbogacone w hel i azot, a CVMP 1 jest jedną z największym znanych mgławic planetarnych. Wszystkie te wskazówki sugerują, że CVMP 1 jest wysoce rozwinięta, co czyni ją idealnym obiektem pomagającym astronomom zrozumieć późniejsze życie mgławic planetarnych.

Pomiary astronomiczne ujawniły cechy gwiazdy centralnej CVMP 1. Mierząc promieniowanie emitowane z gazu w mgławicy astronomowie wywnioskowali, że temperatura gwiazdy centralnej wynosi 130 000 st. C. Pomimo tej palącej temperatury, gwiazda jest skazana na ciągłe chłodzenie się przez tysiące lat. W końcu emitowane przez nią światło będzie miało zbyt mało energii, aby zjonizować gaz w mgławicy, powodując, że efektowna klepsydra zniknie z pola widzenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Gemini

Vega


Załączniki:
oir2006a.jpg
oir2006a.jpg [ 1.15 MiB | Przeglądany 1216 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 lutego 2020, 20:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Duża egzoplaneta może mieć odpowiednie warunki dla życia

Astronomowie odkryli, że egzoplaneta ponad dwukrotnie większa od Ziemi może nadawać się do zamieszkania, co otwiera nowe możliwości poszukiwania życia na planetach znacznie większych niż Ziemia, ale mniejszych od Neptuna.

Zespół z University of Cambridge wykorzystał dane dotyczące masy, promienia i atmosfery egzoplanety K2-18b i stwierdził, że planeta może posiadać wodę w stanie ciekłym w warunkach nadających się do zamieszkania pod bogatą w wodór atmosferą.

Egzoplaneta K2-18b, oddalona od nas o 124 lata świetlne ma masę 8,6 mas Ziemi i promień 2,6 ziemskiego. Okrąża swoją gwiazdę macierzystą w tak zwanej ekosferze, gdzie temperatura może pozwolić na istnienie płynnej wody. Planeta była przedmiotem zainteresowania mediów jesienią 2019 roku, gdy dwa różne zespoły ogłosiły wykrycie pary wodnej w atmosferze bogatej w wodór. Jednak zasięg atmosfery i warunki wewnętrzne pozostawały nieznane.

Para wodna została wykryta w atmosferach wielu egzoplanet, ale nawet jeżeli planeta znajduje się w strefie zdatnej do zamieszkania, to niekoniecznie oznacza, że na jej powierzchni panują warunki nadające się do podtrzymania życia. Aby ustalić szanse na zdatność do zamieszkania, ważne jest, aby zrozumieć warunki wewnętrzne i atmosferyczne na planecie, w szczególności, czy w atmosferze może istnieć woda w stanie ciekłym.

Biorąc pod uwagę duży rozmiar K2-18b, sugerowano, że byłaby ona bardziej podobna do mniejszej wersji Neptuna niż większej wersji Ziemi. Okazuje się, że „mini-Neptun” będzie miał znaczną „powłokę” wodorową otaczającą warstwę wody pod wysokim ciśnieniem, z wewnętrznym jądrem skalnym i żelaznym. Jeżeli powłoka wodorowa jest zbyt gruba, temperatura i ciśnienie na powierzchni warstwy wody pod nią byłyby zbyt duże, żeby podtrzymać życie.

Teraz naukowcy wykazali, że pomimo dużych rozmiarów K2-18b, ma niekoniecznie grubą otoczkę wodorową, a warstwa wody może mieć odpowiednie warunki dla życia. Wykorzystali istniejące obserwacje atmosfery, a także pomiary masy i promienia, aby określić skład i strukturę zarówno atmosfery, jak i wnętrza, stosując szczegółowe modele numeryczne i metody statystyczne do wyjaśnienia tych danych.

Naukowcy potwierdzili, że atmosfera egzoplanety jest bogata w wodór ze znaczną ilością pary wodnej. Odkryli również, że poziomy innych związków chemicznych, takich jak metan i amoniak, były niższe niż oczekiwano dla takiej atmosfery. Nie wiadomo, czy poziomy te można przypisać procesom biologicznym.

Następnie zespół wykorzystał właściwości atmosferyczne jako warunki brzegowe dla modelowania wnętrza planety. Zbadali szeroką gamę modeli, które mogłyby wyjaśnić właściwości atmosferyczne, a także masę i promień planety. Umożliwiło im to uzyskanie zakresu możliwych warunków wewnętrznych, w tym zakresu powłoki wodorowej oraz temperatur i ciśnień w warstwie wodnej.

Naukowcy odkryli, że maksymalny zasięg otoczki wodorowej dozwolony przez dane wynosi ok. 6% masy planety, chociaż większość rozwiązań wymaga znacznie mniej. Minimalna ilość wodoru wynosi ok. 0,000001 masy. Wiele scenariuszy pozwala na stworzenie oceanicznego świata z wodą w stanie ciekłym poniżej atmosfery przy ciśnieniach i temperaturach podobnych do występujących w oceanach na Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega


Załączniki:
largeexoplan.jpg
largeexoplan.jpg [ 368.42 KiB | Przeglądany 1200 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 lutego 2020, 16:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Wykryto największą eksplozję w historii Wszechświata

Naukowcy badający odległą gromadę galaktyk odkryli największą eksplozję obserwowaną we Wszechświecie od czasów Wielkiego Wybuchu.

Wybuch pochodził z supermasywnej czarnej dziury w centrum odległej o setki milionów lat świetlnych stąd galaktyki. W trakcie eksplozji zostało uwolnione pięć razy więcej energii, niż przy poprzednim ówczesnym najpotężniejszym wybuchu.

Astronomowie dokonali tego odkrycia przy użyciu danych z obserwatorium rentgenowskiego Chandra i XMM-Newton, a także danych radiowych z Murchison Widefield Array (MWA) w Australii i Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) w Indiach.

Ten potężny wybuch został wykryty w gromadzie galaktyk Ophiuchus, która znajduje się około 390 mln lat świetlnych stąd. Gromady galaktyk to największe struktury we Wszechświecie utrzymywane razem przez grawitację, zawierające tysiące pojedynczych galaktyk, ciemną materię i gorący gaz.

W centrum gromady Ophiuchus znajduje się duża galaktyka zawierająca supermasywną czarną dziurę. Naukowcy uważają, że źródłem olbrzymiego wybuchu jest ta czarna dziura.

Chociaż czarne dziury słyną z przyciągania materii w swoim kierunku, często wydalają ogromne ilości materii i energii. Dzieje się tak, gdy materia opadająca w kierunku czarnej dziury jest przekierowywana do dżetów, które wystrzeliwują na zewnątrz w przestrzeń kosmiczną i uderzają w otaczającą materię.

Obserwacje Chandra zgłoszone w 2016 r. po raz pierwszy ukazały ślady olbrzymiej eksplozji w gromadzie Ophiuchus. Norbert Werner i jego koledzy zgłosili odkrycie niezwykłego zakrzywionego brzegu w obrazie gromady z Chandry. Zastanawiali się, czy reprezentuje to część ściany wnęki w gorącym gazie wytworzonej przez dżet z supermasywnej czarnej dziury. Jednak zlekceważyli tę możliwość, częściowo dlatego, że czarna dziura potrzebowałaby ogromnej ilość energii, aby stworzyć tak dużą wnękę.

Najnowsze badania zespołu pokazują, że w rzeczywistości miała miejsce potężna eksplozja. Po pierwsze, wykazali, że zakrzywiona krawędź jest również wykrywana przez XMM-Newton, potwierdzając tym samym obserwacje Chandra. Ich kluczowym postępem było wykorzystanie nowych danych radiowych z MWA i danych z archiwum GMRT do wykazania, że zakrzywiona krawędź jest rzeczywiście częścią ściany wnęki, ponieważ graniczy z regionem wypełnionym emisją radiową. Emisja ta pochodzi z elektronów przyspieszanych do prędkości zbliżonych do prędkości światła. Przyspieszenie pochodzi prawdopodobnie od supermasywnej czarnej dziury.

Ilość energii potrzebnej do stworzenia wnęki w Ophiuchus jest około pięć razy większa niż miała poprzednia rekordzistka, MS 0735+74, oraz setki i tysiące razy większa niż typowych gromad.

Wybuch czarnej dziury musiał się zakończyć, ponieważ naukowcy nie widzą wśród danych radiowych żadnych dowodów na obecność dżetów. Wyłączenie to można wyjaśnić danymi z Chandra, które pokazują, że najgęstszy i najchłodniejszy gaz widoczny w promieniach X znajduje się obecnie w innej pozycji od galaktyki centralnej. Gdyby ten gaz odsunął się od galaktyki, pozbawiłby czarną dziurę paliwa niezbędnego dla jej wzrostu, wyłączając dżety.

To przemieszczenie się gazu jest prawdopodobnie spowodowane „rozchlapywaniem” gazu wokół środka gromady. Zwykle połączenie dwóch gromad galaktyk wywołuje takie rozchlapanie, ale tutaj mogło być wywołane eksplozją.

Jedną zagadką jest to, że widoczny jest tylko jeden olbrzymi obszar emisji radiowej, ponieważ układy te zwykle zawierają dwa takie regiony, umieszczone po przeciwnych stronach czarnej dziury. Możliwe, że gaz po drugiej stronie gromady z wnęki jest mniej gęsty, więc emisja radiowa zanikła tam szybciej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
ophiuchus.jpg
ophiuchus.jpg [ 309.06 KiB | Przeglądany 1187 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 lutego 2020, 19:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Tchnienia umierającej masywnej gwiazdy

Fizycy modelują supernowe powstające z pulsujących super olbrzymów, takich jak Betelgeza.

Betelgeza jest ostatnio w centrum uwagi mediów. Czerwony nadolbrzym zbliża się do końca swojego życia, a gdy gwiazda ponad 10-krotnie masywniejsza od Słońca umiera, gaśnie w spektakularny sposób.

Naukowcy twierdzą, że podczas gdy słynna gwiazda z ramienia Oriona najprawdopodobniej umrze w ciągu najbliższego miliona lat – w kosmicznej skali to jak kilka dni – jej pociemnianie jest spowodowane pulsowaniem gwiazdy. Zjawisko to jest stosunkowo powszechne wśród czerwonych nadolbrzymów, a Betelgeza od dziesięcioleci jest znana w tej grupie.

Jared Goldberg, absolwent fizyki w National Science Foundation, opublikował badanie szczegółowo opisujące, jak pulsacja gwiazdy wpływa na następującą później eksplozję, gdy osiągną swój koniec.

„Chcieliśmy wiedzieć, jak to wygląda, gdy pulsująca gwiazda eksploduje w różnych fazach pulsacji. Wcześniejsze modele są prostsze, ponieważ nie uwzględniają zależnych od czasu efektów pulsacji” – powiedział Goldberg.

Kiedy gwiazda wielkości Betelgezy w końcu wyczerpie materię w swoim centrum, straci zewnętrzne ciśnienie, które uniemożliwiało jej zapadnięcie się pod własnym ciężarem. Wynikowe zapadanie się jądra nastąpi w ciągu pół sekundy.

Gdy żelazne jądro się zapada, atomy rozpadają się na protony i elektrony. Łączą się one tworząc neutrony, uwalniając w ten sposób cząsteczki wysokoenergetyczne, zwane neutrinami. Normalnie, neutrina prawie nie wchodzą w interakcje z inną materią. Supernowe są jednymi z najpotężniejszych zjawisk we Wszechświecie. Liczby i energie neutrin wytwarzanych podczas zapadania się jądra są tak ogromne, że chociaż tylko niewielka część zderza się z materią gwiezdną, ogólnie wystarcza to do uruchomienia fali uderzeniowej zdolnej do spowodowania eksplozji gwiazdy.

Eksplozja ta uderza w zewnętrzne warstwy gwiazdy z oszałamiającą energią, tworząc wybuch, który może na chwilę przyćmić blaskiem całą galaktykę. Eksplozja pozostaje jasna przez około 100 dni, ponieważ promieniowanie może uciec tylko wtedy, gdy zjonizowany wodór połączy się z utraconymi elektronami, aby ponownie stać się neutralnym. Odbywa się to z zewnątrz, co oznacza, że astronomowie widzą głębiej supernową, w miarę upływu czasu, aż w końcu światło z centrum może uciec. W tym momencie pozostaje już tylko słabe promieniowanie opadu radioaktywnego, który może świecić przez lata.

Właściwości supernowej różnią się w zależności od masy gwiazdy, całkowitej energii wybuchu i, co ważne, jej promienia. Oznacza to, że pulsacja Betelgezy sprawia, że przewidzenie, jak wybuchnie, będzie bardziej skomplikowane.

Naukowcy odkryli, że jeżeli cała gwiazda pulsuje zgodnie, supernowa zachowa się tak, jakby Betelgeza była gwiazdą statyczną o danym promieniu. Jednak różne warstwy gwiazdy mogą oscylować naprzeciw siebie: zewnętrzne warstwy rozszerzają się, podczas gdy wewnętrzne kurczą się, i odwrotnie.

Światło ze ściśniętej gwiazdy jest słabsze, tak jak można by oczekiwać od bardziej zwartej, nie pulsującej gwiazdy. Tymczasem światło z części gwiazdy, która w tym czasie się rozszerzała, wydawałoby się jaśniejsze, jakby pochodziło z większej, nie pulsującej gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCSB

Vega


Załączniki:
eso1421a.jpg
eso1421a.jpg [ 43.84 KiB | Przeglądany 1184 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: 01 marca 2020, 17:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Planeta z wyjątkowo krótkookresową orbitą na skraju zagłady

Astronomowie z University of Warwick zaobserwowali egzoplanetę krążącą wokół swojej gwiazdy w czasie niespełna 18 godzin – najkrótszy okres orbitalny jaki kiedykolwiek zaobserwowano dla tego typu planety.

Oznacza to, że jeden rok na tym gorącym Jowiszu – gazowym olbrzymie podobnym pod względem wielkości i składu chemicznego do Jowisza w naszym Układzie Słonecznym – mija w niecałą ziemską dobę.

Planeta NGTS-10b znajduje się w odległości 1000 lat świetlnych stąd i została odkryta w ramach przeglądu egzoplanet Next-Generation Transit Survey (NGTS), którego celem jest odkrywanie planet o rozmiarach poniżej Neptuna za pomocą metody tranzytu polegającej na obserwowaniu gwiazdy pod kątem charakterystycznego spadku jasności, który wskazuje, że przed jej tarczą przeszła planeta.

W każdym momencie przegląd obserwuje obszar nieba o powierzchni 100 stopni kwadratowych, które obejmują 100 000 gwiazd. Spośród tych 100 000 gwiazd ta jedna przyciągnęła uwagę astronomów dzięki bardzo częstym spadkom jasności wywołanym szybkim czasem orbitowania planety.

Główny autor pracy, dr James McCormac z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Warwick, powiedział: „Z przyjemnością ogłaszamy odkrycie NGTS-10b, niezwykle krótkookresowej planety wielkości Jowisza, krążącą wokół gwiazdy niezbyt różniącej się od Słońca”.

Chociaż teoretycznie gorące Jowisze z krótkimi okresami orbitalnymi (mniej niż 24 godziny) są najłatwiejsze do wykrycia dzięki ich dużym rozmiarom i częstym tranzytom, okazały się niezwykle rzadkie. Z setek znanych obecnie gorących Jowiszów jest tylko siedem, których okres orbitalny jest krótszy niż jeden ziemski dzień.

NGTS-10b krąży tak szybko, ponieważ znajduje się bardzo blisko swojego słońca – zaledwie dwie średnice gwiazdy, co w kontekście naszego Układu Słonecznego umieściło by ją 27 razy bliżej niż odległość Merkurego od Słońca. Naukowcy zauważyli, że jest niebezpiecznie blisko punktu, w którym siły pływowe z gwiazdy ostatecznie rozerwały by planetę na części.

Planeta prawdopodobnie jest pływowo zablokowana, więc jedna strona planety jest stale zwrócona w kierunku gwiazdy i stale gorąca – astronomowie szacują średnią temperaturę na ponad 1000o C. Sama gwiazda ma ok. 70% promienia Słońca i jest od niego o 1000o chłodniejsza (ma ok. 4000o).

Dzięki fotometrii tranzytowej naukowcy wiedzą, że planeta jest ok. 20% większa od Jowisza i nieco ponad dwukrotnie od niego masywniejsza. Oszacowali to dzięki pomiarom prędkości radialnej, uchwyconym w dogodnym punkcie jej cyklu życia, aby pomóc odpowiedzieć na pytania dotyczące ewolucji takich planet.

Masywne planety zwykle formują się z dala od swoich gwiazd, a następnie migrują albo pod wpływem interakcji z dyskiem, podczas gdy planeta wciąż się formuje, albo przez interakcje z innymi planetami w późniejszym okresie życia. Astronomowie chcą uzyskać precyzyjne pomiary NGTS-10b i kontynuować obserwacje w ciągu następnej dekady, aby ustalić, czy planeta pozostanie na tej orbicie przez jakiś czas, czy też opadnie po spirali na gwiazdę, aby tam zginąć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega


Załączniki:
exoplanet_ngts-4b_-_v4.jpg
exoplanet_ngts-4b_-_v4.jpg [ 54.39 KiB | Przeglądany 1178 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 marca 2020, 17:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Dwie gwiazdy połączyły się, tworząc masywnego białego karła

Astronomowie odkryli niezwykłego skrajnie masywnego białego karła znajdującego się ok. 150 lat świetlnych stąd, mającego atmosferę z takim składem chemicznym, jakiego dotąd nie obserwowano. Po raz pierwszy także zidentyfikowali go jako wynik połączenia się dwóch białych karłów. Za wskazówkę wykorzystano skład chemiczny jego atmosfery.

Odkrycie to może rodzić nowe pytania dotyczące ewolucji masywnych białych karłów i ilości supernowych w naszej galaktyce.

Gwiazda, nazwana WDJ0551+4135, została zidentyfikowana w przeglądzie danych z teleskopu Gaia. Astronomowie śledzili spektroskopię wykonaną za pomocą teleskopu Herschela, skupiając się na białych karłach zidentyfikowanych jako wyjątkowo masywne. Dzięki rozbiciu światła emitowanego przez gwiazdę astronomowie byli w stanie zidentyfikować skład chemiczny jej atmosfery i odkryli, że ma niezwykle wysoki poziom węgla.

Aby rozwiązać tę zagadkę astronomowie musieli poznać prawdziwe pochodzenie gwiazdy.

Białe karły to pozostałości po gwiazdach takich, jak nasze Słońce, które wypaliły całe swoje paliwo i zrzuciły zewnętrzne warstwy. Większość z nich jest stosunkowo lekka, ok. 0,6 masy Słońca, ale ta konkretna waży 1,14 masy Słońca, prawie dwa razy więcej, niż wynosi średnia masa białych karłów. Mimo, że jest cięższy od Słońca, jest zwarty do zaledwie ⅔ średnicy Ziemi.

Jego wiek także jest wskazówką dla astronomów. Starsze gwiazdy krążą po Drodze Mlecznej szybciej niż młode, a ten obiekt porusza się szybciej niż 99% innych pobliskich białych karłów o tym samym wieku chłodzenia, co sugeruje, że jest starszy niż na to wygląda.

Dr Mark Hollands z Wydziału Fizyki Uniwersytetu Warwick mówi: „Mamy skład chemiczny, którego nie jesteśmy w stanie wyjaśnić poprzez normalną ewolucję gwiazdy, masę dwukrotnie większą od średniej dla białego karła i kinematyczny wiek starszy od wieku oszacowanego na podstawie procesu chłodzenia się. Jesteśmy prawie pewni, jak jedna gwiazda tworzy jednego białego karła i nie powinno to tak wyglądać. Jedynym wyjaśnieniem tego jest połączenie się dwóch białych karłów.”

Chociaż przewiduje się występowania połączeń między białymi karłami, to konkretne byłoby wyjątkowo niezwykłe. Większość połączeń w naszej galaktyce ma miejsce pomiędzy gwiazdami o różnej masie, podczas gdy to wydaje się być między dwiema gwiazdami o podobnej wielkości. Istnieje również granica dotycząca tego, jak duży może być wynikowy biały karzeł: uważa się, że przy masie większej niż 1,4 Słońca wybuchłby jako supernowa, chociaż możliwe jest, że eksplozje te mogą mieć miejsce przy nieco niższych masach.

W przyszłości astronomowie mogą wykorzystać asterosejsmologię, aby poznać skład chemiczny jądra białego karła na podstawie jego pulsacji, co byłoby niezależną metodą potwierdzającą powstanie gwiazdy w wyniku połączenia się.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega


Załączniki:
colliding_white_dwarfs_2.jpg
colliding_white_dwarfs_2.jpg [ 260.94 KiB | Przeglądany 1170 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 marca 2020, 19:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy obserwują ewolucję odległego układu gwiezdnego

Układ podwójny DS Tuc, którego wiek stanowi zaledwie 1% wieku Słońca, pokazuje nam, jak planeta może się kształtować, zanim jej orbita zostanie zakłócona przez siły zewnętrzne.

Młoda planeta, oddalona o 150 lat świetlnych od nas, dała astronomom rzadką szansę zbadania tworzącego się układu planetarnego.

Odkrycie to sugeruje, że DS Tuc Ab – która krąży wokół gwiazdy w układzie podwójnym – uformowała się bez mocnego wpływu siły grawitacji drugiej gwiazdy.

Astronomowie spodziewali się, że przyciąganie drugiej gwiazdy spowoduje nachylenie się rotującego dysku protoplanetarnego otaczającego kiedyś gwiazdę główną, co zaburzy orbitę planety.

Naukowcy odkryli, że planeta powstała w wyniku stosunkowo spokojnych procesów, co oznacza, że planety podobne do Ziemi mogą przetrwać w takich układach podwójnych.

Zespół odkrył, że planeta DS Tuc Ab krąży wokół swojej gwiazdy we względnej płaskiej płaszczyźnie, pod kątem ok. 12o od osi obrotu gwiazdy. To małe nachylenie sugeruje, że przyciąganie pochodzące od gwiazdy towarzyszącej nie pochyliło znacząco orbity dysku protoplanetarnego, w którym utworzyła się DS Tuc Ab.

Tak małe nachylenie osi orbity DS Tuc Ab jest niezwykłe. Większość podobnych planet krąży wokół swoich gwiazd pod przypadkowymi kątami, nawet dochodzącymi do 90o.

Układ DS Tuc jest pierwszym dowodem na to, że kąt nachylenia orbity nie jest definiowany na wczesnym etapie życia gwiazdy. Są to efekty, które wydarzają się dopiero później.

Liczący 40 mln lat gazowy olbrzym DS Tuc Ab jest uważany za „nastolatka” w latach planetarnych. Znamy mniej niż 10 planet, które są aż tak młode. Jej wiek jest wyjątkową okazją dla astronomów na zbadanie rozwijającego się układu, zanim wmieszają się do niego czynniki zewnętrzne.

DS Tuc Ab jest gazową planetą rozmiarów Neptuna, która krąży wokół swojej gwiazdy blisko i szybko – rok na niej trwa 8,1 dnia. Tego typu planety znane są jako „gorące Neptuny”, ze względu na ich duże prędkości i bliskość gwiazdy.

Gorące Neptuny nie przypominają niczego, co mamy w Układzie Słonecznym. Nawet najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta, Merkury, okrąża je w czasie 100 dni. Nasza najbliższa gazowa planeta, Jowisz, okrąża Słońce w czasie 4300 dni.

Gazowe olbrzymy raczej nie powstają blisko swoich gwiazd. Z tego co obecnie wiemy, formują się one dalej i z czasem siła powoduje, że zbliżają się do swoich gwiazd. Naukowcy chcą wiedzieć, czym ta siła jest.

Istnieją dwie teorie mówiące o tym, jak to się dzieje, że gorące Neptuny znajdują się tak blisko swoich gwiazd macierzystych. Jedna z nich jest taka, że siła zewnętrzna – potencjalnie kolizja wielu pobliskich ciał – „wykopuje” je bliżej, gdzie kołyszą się i ostatecznie osiadają na nowych orbitach. Druga jest taka, że płynne procesy w dysku protoplanetarnym wytwarzają siłę, która stopniowo przyciąga planetę coraz bliżej gwiazdy.

Testowanie nachylenia orbity może pomóc naukowcom odkryć, która siła tutaj zadziałała. Przyjmuje się, że planety o niskim nachyleniu orbity powstają w wyniku gładkich procesów dyskowych, podczas gdy bardziej dramatyczne procesy doprowadzą do przypadkowych lub dużych nachyleń.

Jednak astrofizyków zaintrygowała ostatnio sugestia, że luźne układy podwójne mogą nachylać orbity młodych planet.

Przez miliardy lat interakcje planeta-planeta i gwiazda-planeta mogą doprowadzić do rozpraszania, przyspieszania, migrowania i zakłócania orbit, czyniąc to, co widzimy dzisiaj zupełnie innym niż było w momencie utworzenia się.

Tworzenie się planet trwa od 10 do 100 mln lat, ale większość planet widocznych z Ziemi jest znacznie starsza. Układ DS Tuc ma 45 mln lat – tylko 1% wieku Słońca.

DS Tuc Ab jest w interesującym wieku. Dysk protoplanetarny się rozproszył i możemy zobaczyć planetę, ale jest ona wciąż zbyt młoda, aby orbity innych odległych gwiazd mogły manipulować jej ścieżką.

Daje to astronomom szansę zrozumienia dynamiki formowania się planet w sposób, jakiego nie da gwiazda licząca 5 mld lat.

DS Tuc Ab jest widoczna tylko z półkuli południowej. Została odkryta w ubiegłym roku w ramach misji TESS.

Zespół stara się znaleźć i scharakteryzować więcej planet wokół młodych gwiazd. Mają nadzieję zbadać, w jaki sposób aktywność gwiazdowa, taka jak rozbłyski gwiazdowe i plamy, mogą wpływać na wykrywanie planet oraz jej zdatność do zamieszkania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UNSW Sydney

Vega


Załączniki:
200220_protoplanetary_disk_-_nasa_and_jpl-caltech_ed_2.jpg
200220_protoplanetary_disk_-_nasa_and_jpl-caltech_ed_2.jpg [ 99.1 KiB | Przeglądany 1130 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 marca 2020, 19:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Gromada kulista w wietrze magnetycznym

Obserwacje pulsarów w 47 Tucanae dostarczają nowego spojrzenia w halo galaktyczne Drogi Mlecznej.

Galaktyczne pole magnetyczne odgrywa ważną rolę w ewolucji naszej galaktyki, ale jego zachowanie na małą skalę jest nadal słabo znane. Nie wiadomo także, czy przenika halo Galaktyki, czy nie. Zespół astronomów obecnie znalazł niespodziewanie silne pole magnetyczne w kierunku gromady kulistej 47 Tucanae w halo Drogi Mlecznej. Orientacja pola magnetycznego wynika z interakcji z wiatrem galaktycznym.

47 Tucanae (w skrócie 47 Tuc) jest spektakularną gromadą kulistą widoczną nieuzbrojonym okiem w konstelacji Tukana na niebie południowym w pobliżu Małego Obłoku Magellana. Pierwszy pulsar w tej gromadzie został odkryty w 1990 roku za pomocą 64-metrowego radioteleskopu Parkes w Australii. Obecnie znanych jest 25 pulsarów w 47 Tuc.

Pulsary są cyklicznymi źródłami pozwalającymi astronomom mierzyć tak zwaną miarę dyspersji, która jest opóźnieniem czasu nadejścia pojedynczych impulsów o różnych częstotliwościach. Opóźnienie to jest proporcjonalne do gęstości wolnych elektronów na drodze od pulsara do Ziemi. W 2001 roku astronomowie zauważyli, że pulsary znajdujące się po drugiej stronie gromady mają większą dyspersję, co sugeruje obecność gazu w gromadzie.

Tym, co czyni 47 Tuc jeszcze bardziej interesującą, jest to, że gromada znajduje się w odległości ok. 15 000 lat świetlnych, w stosunkowo niezakłóconym obszarze halo galaktycznego. Halo otacza dysk galaktyczny i zawiera bardzo mało gwiazd oraz bardzo małe ilości gazu. Pulsary w tej gromadzie mogą dać astronomom wyjątkowy wgląd w geometrię pola magnetycznego w halo galaktycznym na dużą skalę.

Zrozumienie geometrii i siły galaktycznego pola magnetycznego jest niezbędne, aby nakreślić pełen obraz naszej galaktyki. Pola magnetyczne mogą wpływać na powstawanie gwiazd, regulować proporcje wysokoenergetycznych cząstek i pomagać w ustaleniu obecności wypływu gazu z dysku na skalę galaktyczną do otaczającego halo. Pomimo ich znaczenia, wielkoskalowa geometria pól magnetycznych w halo galaktycznym nie jest w pełni znana.

Pola magnetyczne nie są bezpośrednio obserwowalne, ale naukowcy wykorzystują ich wpływ na plazmę o niskiej gęstości, która przenika dysk galaktyczny. W plazmie tej elektrony są oddzielone od jąder atomowych i zachowują się jak małe magnesy. Elektrony są przyciągane przez pole magnetyczne i zmuszone do orbitowania po liniach pola magnetycznego, emitując promieniowanie zwane promieniowaniem synchrotronowym. Oprócz emitowania własnego promieniowania, wolne elektrony pozostawiają również swoistą sygnaturę na spolaryzowanym promieniowaniu, które przemieszcza się przez plazmę. Pole elektromagnetyczne promieniowania spolaryzowanego oscyluje zawsze w tym samym kierunku, a elektrony w namagnesowanym ośrodku będą zmieniać ten kierunek o różne wartości przy różnych częstotliwościach. Efekt ten nazywa się rotacją Faradaya i można go zmierzyć tylko na częstotliwościach radiowych.

Obserwacje spolaryzowanej emisji radiowej działają dobrze, aby ograniczyć pole magnetyczne w dysku galaktycznym, gdzie plazma jest wystarczająco gęsta. Jednak w galaktycznym halo gęstość plazmy jest zbyt niska, aby bezpośrednio obserwować efekty. Z tego powodu geometria i siła pola magnetycznego w halo jest nieznana, a modele przewidują, że mogą one być równoległe lub prostopadłe do dysku. Obecność namagnesowanego wypływu z dysku do halo zasugerowano po obserwacjach w innych galaktykach. Może to również wyjaśniać rozproszoną emisję promieniowania X w Galaktyce.

Dzięki ostatnim obserwacjom pulsarów w 47 Tuc można było zmierzyć ich spolaryzowaną emisję radiową oraz rotację Faradaya. Ukazują one obecność pola magnetycznego w gromadzie kulistej, które jest zaskakująco silne – tak silne, że nie może być utrzymywane przez samą gromadę kulistą, ale wymaga zewnętrznego źródła zlokalizowanego w halo galaktycznym. Kierunek pola magnetycznego jest zgodny z kierunkiem wiatru galaktycznego, prostopadłego do dysku galaktycznego. Oddziaływanie wiatru galaktycznego z gromadą tworzy szok, który wzmacnia pole magnetyczne do obserwowanych wartości.

Ta praca pokazuje nową technikę badania pola magnetycznego w halo galaktycznym. Gromada 47 Tuc jest idealnym celem do obserwacji przy pomocy innowacyjnego radioteleskopu MeerKAT znajdującego się w Południowej Afryce. W niedalekiej przyszłości teleskop MeerKAT znacznie poprawi pomiary polaryzacji i być może nie tylko potwierdzi obecność wiatru galaktycznego ale także pozwoli określić jego właściwości. Co więcej, ten potężny teleskop będzie mógł obserwować inne gromady kuliste w halo galaktycznym i potwierdzać wyniki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 435 KiB | Przeglądany 1126 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 marca 2020, 16:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Ciemna materia i masywne galaktyki

Około 85% materii we Wszechświecie ma postać ciemnej materii, której natura nadal pozostaje tajemnicą. Pozostałą część można odnaleźć w atomach. Ciemna materia wykazuje grawitację, ale poza tym w żaden sposób nie wchodzi w interakcje z normalną materią ani nie emituje światła. Astronomowie badający ewolucję galaktyk stwierdzają, że ponieważ ciemna materia jest tak obfita, jednak dominuje w formowaniu się struktur wielkoskalowych we Wszechświecie, takich jak gromady galaktyk.

Mimo, że jest trudna do bezpośredniego wykrycia, ciemna materia może być namierzana poprzez modelowanie czułych obserwacji rozkładów galaktyk w różnym zakresie skali. Galaktyki zwykle znajdują się w centrach ogromnych skupisk ciemnej materii, zwanych halo. Soczewkowanie grawitacyjne bardziej odległych galaktyk przez halo ciemnej materii oferuje wyjątkowo unikalną i potężną próbkę szczegółowego rozkładu ciemnej materii. „Słabe soczewkowanie” powoduje skromne, ale systematyczne deformowanie kształtu galaktyk tła i może dostarczyć solidnych ograniczeń w rozmieszczeniu ciemnej materii w gromadach. „Mocne soczewkowanie” natomiast tworzy wysoce zniekształcone, powiększone i czasami zwielokrotnione obrazy jednego źródła.

W minionej dekadzie obserwacje i symulacje hydrodynamiczne znacznie pogłębiły nasze zrozumienie rozwoju masywnych galaktyk, przy czym obecnie preferowany jest scenariusz dwufazowy. W pierwszym kroku masywne jądra dzisiejszych galaktyk powstają w kosmologicznych czasach od grawitacyjnego zapadania się materii do galaktyk wraz z otaczającym je halo ciemnej materii. Powstawanie gwiazd następnie zwiększa masę gwiazdową galaktyk. Jednak najmasywniejsze galaktyki przechodzą drugą fazę, w której przechwytują gwiazdy z zewnętrznych obszarów innych galaktyk, a gdy proces formowania się gwiazd w nich samych ustanie, faza ta dominuje w ich skupisku. Modele komputerowe i niektóre wyniki obserwacji wydają się potwierdzać ten scenariusz.

Joshua Speagle, astronom z CfA, był członkiem zespołu, który wykorzystał obrazowanie na optycznej długości fali i bliskiej podczerwieni teleskopu Subaru do badania skupisk masywnych galaktyk. Ich technika wykorzystała efekty słabego soczewkowania ponieważ masywne galaktyki mają również bardzo masywne halo ciemnej materii, które zakrzywia światło. Astronomowie zbadali około 3200 galaktyk, których masy gwiazdowe są większe niż masa Drogi Mlecznej. Korzystając z analiz słabego soczewkowania, odkryli, że informacje o historii halo ciemnej materii skupisk masywnych galaktyk są zakodowane w rozkładzie masywnych galaktyk centralnych. Między innymi implikacjami naukowcy pokazują, że w przypadku galaktyk o tej samej masie, te o bardziej wydłużonych kształtach mają zwykle masywniejsze halo ciemnej materii. Wyniki te otwierają nowe drzwi do badania, w jaki sposób masywne galaktyki tworzą się i ewoluują w kosmicznym czasie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202010.jpg
su202010.jpg [ 157.91 KiB | Przeglądany 1122 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 marca 2020, 16:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto nowy rodzaj pulsującej gwiazdy

Po 40-letnich poszukiwaniach astronomowie odkrywają gwiazdę, która pulsuje tylko z jednej strony.

HD74423, bo o niej mowa, jest gwiazdą 1,7 razy masywniejszą od Słońca, została odkryta w Drodze Mlecznej w odległości około 1500 lat świetlnych od Ziemi. Jest to pierwszy tego rodzaju odkryty obiekt, a naukowcy spodziewali się znaleźć wiele podobnych, gdyż poprawia się technologia wsłuchiwania się w bijące serca gwiazd.

Pierwszym, co zwróciło uwagę astronomów na tę gwiazdę był fakt, że jest ona chemicznie osobliwa. Takie gwiazd zwykle są dość bogate w metale, ale ta jest dość uboga w ciężkie pierwiastki, co czyni z niej rzadki rodzaj gorącej gwiazdy.

Istnienie takiej gwiazdy przewidziano teoretycznie już w latach 80. ubiegłego stulecia. Po czterdziestu latach poszukiwań, w końcu ją odnaleziono.

Gwiazdy pulsujące znane są w astronomii od dawna. Nasze własne Słońce także pulsuje. Te pulsacje powierzchni gwiazdy występują zarówno u młodych jak i u starych gwiazdy i mogą mieć długie lub krótkie okresy pulsacji, szeroki zakres sił i różne przyczyny.

Jest jednak jedna wspólna cecha tych gwiazd: oscylacje były zawsze widoczne ze wszystkich stron gwiazdy. Teraz zespół odkrył gwiazdę, która w dużej mierze oscyluje na jednej półkuli.

Naukowcy zidentyfikowali przyczynę niezwykłej jednostronnej pulsacji: gwiazda znajduje się w układzie podwójnym z czerwonym karłem. Okres orbitalny układu wynosi mniej niż dwa dni, więc jest tak krótki, że masywniejsza gwiazda ulega odkształceniu i przybiera formę kropli pod wpływem przyciągania grawitacyjnego towarzysza. Dane dotyczące tej gwiazdy pochodzą z upublicznionych danych z satelity TESS, który poluje na planety wokół odległych gwiazd.

Prof. Gerald Handler z CAMK i główny autor pracy powiedział: „Doskonałe dane z satelity TESS pozwoliły nam zaobserwować zmiany jasności wywołane grawitacyjnym zniekształceniem gwiazdy oraz pulsacjami”.

Ku swojemu zaskoczeniu zespół zauważył, że intensywność pulsacji zależy od kąta, pod którym obserwowano gwiazdę oraz jej orientacji w układzie podwójnym.

Gdy obie gwiazdy krążą wokół siebie widzimy różne części pulsujące gwiazdy. Czasem widzimy stronę zwróconą w kierunku czerwonego karła, a czasem widzimy stronę zewnętrzną.

W ten sposób astronomowie mogli się upewnić, że pulsacje występują tylko po jednej stronie gwiazdy, ponieważ niewielkie wahania jasności pojawiały się jedynie wtedy, gdy ta sama strona była zwrócona w kierunku Ziemi.

Odkrycia niezwykłego zachowania gwiazdy dokonali amatorzy astronomii, którzy starannie sprawdzili ogromne ilości danych regularnie dostarczanych przez TESS.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Sydney

Vega


Załączniki:
newtypeofpul.jpg
newtypeofpul.jpg [ 412.7 KiB | Przeglądany 1078 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 marca 2020, 17:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano rzadki układ podwójny zaćmieniowy brązowych karłów

Astronomowie opracowujący danymi z „pierwszego światła” nowo oddanego do użytku teleskopu w Chile dokonali przypadkowego odkrycia, które doprowadziło do zidentyfikowania rzadkiego zaćmieniowego układu podwójnego brązowych karłów.

Brązowe karły, czasem nazywane „nieudanymi gwiazdami”, zajmują szarą strefę między gwiazdami i planetami olbrzymami. Nie są one w stanie utrzymać syntezy wodoru w hel, procesu, który pozwala świecić normalnych gwiazdom, takim jak Słońce. Wydają się jednak powstawać w taki sam sposób, jak gwiazdy, tylko z mniejszą masą. Są istotnym ogniwem w rozumieniu procesów powstawania gwiazd i planet.

Odkrycie było kierowane przez międzynarodowy zespół naukowców pracujących nad projektem SPECULOOS (Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars), którego celem jest znalezienie planet krążących wokół najmniejszych gwiazd, w tym brązowych karłów. SPECULOOS znajduje planety, wykrywając okresowe spadki jasności gwiazdy, gdy planeta przechodzi przed jej tarczą – zjawisko zwane tranzytem. Astronomowie przewidują, że najmniejsze gwiazdy i brązowe karły mogą posiadać duże populacje bliskich, potencjalnie nadających się do zamieszkania planet skalistych, takie jak słynny układ siedmiu planet TRAPPIST-1, który został odkryty w 2017 roku przez członków tego samego zespołu.

„To świetny przykład naukowej przypadkowości. Podczas poszukiwania planet znaleźliśmy zaćmieniowy układ podwójny brązowych karłów, który jest wyjątkowo odpowiedni do badania fundamentalnej fizyki tych słabych obiektów niebieskich” – powiedział Adam Burgasser, profesor fizyki na Uniwersytecie Kalifornijskim w San Diego i współautor badań.

Niedługo po wybudowaniu pierwszych teleskopów SPECULOOS w Chile i podczas wcześniejszych obserwacji testowych zespół celował w brązowego karła „2MASSW J1510478-281817”, znanego również jako 2M1510, w konstelacji Wagi. W tym przypadku obserwacje SPECULOOS wykryły wyraźny sygnał, który skłonił naukowców do spekulacji, że 2M1510 może być układem podwójnym brązowych karłów krążących wokół siebie, a nie pojedynczym obiektem.

Naukowcom udało się potwierdzić swoją hipotezę korzystając z dwóch potężnych teleskopów, 10-metrowego teleskopu Keck II na Hawajach oraz 8-metrowego VLT w Chile. Obserwatorium Keck i VLT są wyposażone w czułe spektrometry, które mogą mierzyć prędkości obiektów niebieskich. W przypadku 2M1510 astronomowie wykryli prędkości obu brązowych karłów krążących wokół siebie.

Detekcja zaćmieniowego układów podwójnych brązowych karłów jest niezwykle rzadka, ponieważ układ taki musi być ustawiony dokładnie w linii wzroku obserwatora, tak aby jeden przechodził przed drugim. Do tej pory zidentyfikowano tylko jeden taki układ. Umożliwiają one astronomom pomiary zarówno promieni, jak i mas brązowych karłów. 2M1510 jest również wyjątkowy, ponieważ jest jednym z niewielu brązowych karłów, których wiek jest znany ze względu na przynależność do pobliskiej gromady młodych gwiazd. Ten układ podwójny zaćmieniowy jest również częścią układu potrójnego brązowych karłów – kolejna rzadkość, z kolejnym składnikiem krążącym w znacznie większej odległości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCSD

Vega


Załączniki:
03092020-burgasser.jpg
03092020-burgasser.jpg [ 273.08 KiB | Przeglądany 1072 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 marca 2020, 16:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Czy rozwiązano tajemnicę ekspansji Wszechświata?

Badacz z Uniwersytetu Genewskiego rozwiązał naukową kontrowersję dotyczącą tempa ekspansji Wszechświata, sugerując, że na dużą skalę nie jest ono całkowicie jednorodne.

Ziemia, Układ Słoneczny, cała Droga Mleczna i kilka tysięcy najbliższych nam galaktyk porusza się w ogromnym „bąblu” o średnicy 250 mln lat świetlnych, gdzie średnia gęstość materii jest o połowę mniejsza niż w pozostałej części Wszechświata. Taka jest hipoteza wysunięta przez fizyka teoretyka z Uniwersytetu Genewskiego (UNIGE) jako rozwiązanie zagadki, która od dziesięcioleci dzieli społeczność naukową: z jaką prędkością rozszerza się Wszechświat? Do tej pory co najmniej dwie niezależne metody obliczeniowe osiągnęły dwie wartości różniące się o około 10% z odchyleniem, które jest statystycznie nie do pogodzenia. Nowe podejście usuwa tę rozbieżność bez korzystania z „nowej fizyki”.

Wszechświat rozszerza się od czasu Wielkiego Wybuchu, który miał miejsce 13,8 mld lat temu – propozycja po raz pierwszy przedstawiona przez belgijskiego kanonika i fizyka Georgesa Lemaître’a (1894 – 1966), i po raz pierwszy zademonstrowana przez Edwina Hubble’a (1889 – 1953). Ten amerykański astronom w 1929 roku odkrył, że każda galaktyka oddala się od nas i że najodleglejsze z nich poruszają się najszybciej. Sugeruje to, że w przeszłości był czas, kiedy wszystkie galaktyki znajdowały się w tym samym miejscu, czas, który może odpowiadać tylko Wielkiemu Wybuchowi. W wyniku tych badań powstało prawo Hubble’a-Lemaître’a, włącznie ze stałą Hubble’a (H0), która oznacza tempo ekspansji Wszechświata. Najlepsze szacunki H0 wynoszą obecnie ok. 70 km/s/Mpc (co oznacza, że Wszechświat rozszerza się o 70 km/s szybciej co 3,26 mln lat świetlnych). Problem polega na tym, że istnieją dwie sprzeczne metody obliczeń.

Pierwsza oparta jest o kosmiczne mikrofalowe tło, które dociera do nas zewsząd a wyemitowane zostało w momencie, gdy Wszechświat stał się wystarczająco zimny, aby światło mogło wreszcie swobodnie krążyć (ok. 370 000 lat po Wielkim Wybuchu). Korzystając z dokładnych danych dostarczonych przez misję kosmiczną Planck oraz biorąc pod uwagę fakt, że Wszechświat jest jednorodny i izotropowy, dla H0 wartość 67,4 uzyskiwana jest przy użyciu ogólnej teorii względności. Druga metoda obliczeń oparta jest na supernowych, które sporadycznie pojawiają się w odległych galaktykach. Te bardzo jasne zdarzenia zapewniają bardzo precyzyjne pomiary odległości, co umożliwiło określenie wartości H0 na 74.

Lucas Lombriser, profesor na Wydziale Fizyki Teoretycznej na Wydziale Nauk UNIGE, wyjaśnia: „Te dwie wartości stawały się coraz bardziej precyzyjne z biegiem lat, pozostając jednak odmiennymi. Nie wymagało zbyt wiele czasu, aby wywołać naukowe kontrowersje, a nawet wzbudzić ekscytującą nadzieję, że być może mamy do czynienia z ‘nową fizyką’.” Aby ograniczyć tę lukę, prof. Lombriser rozważył ideę, że Wszechświat nie jest tak jednorodny, jak twierdzono, hipoteza, która może się wydawać oczywista na stosunkowo małych skalach. Nie ma wątpliwości, że materia w galaktyce rozkłada się inaczej, niż poza nią. Trudniej jest jednak wyobrazić sobie wahania średniej gęstości materii obliczonej na objętościach tysiące razy większych niż galaktyka.

„Gdybyśmy znajdowali się w czymś w rodzaju olbrzymiej ‘bańki’, gdzie gęstość materii byłaby znacznie niższa niż znana gęstość dla całego Wszechświata, miałoby to wpływ na odległości supernowych i ostateczne określenie wartości H0” – dodaje prof. Lombriser.

Wystarczyłoby, aby ta „bańka Hubble’a” była wystarczająco duża, aby obejmować galaktykę, która służy jako punkt odniesienia do pomiaru odległości we Wszechświecie. Ustalając średnicę na 250 mln lat świetlnych dla takiej bańki, fizyk obliczył, że jeżeli gęstość materii w jej wnętrzu byłaby o 50% mniejsza niż dla reszty Wszechświata, to uzyskano by nową wartość dla stałej Hubble’a, która wówczas byłaby zgodna z tą uzyskaną za pomocą pomiarów kosmicznego mikrofalowego tła.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UNIGE

Vega


Załączniki:
Page_de_garde.jpg
Page_de_garde.jpg [ 272.38 KiB | Przeglądany 1067 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 marca 2020, 16:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
ALMA uchwyciła metamorfozę starej gwiazdy

Międzynarodowy zespół astronomów korzystający z ALMA uchwycił moment, w którym stara gwiazda po raz pierwszy zaczyna zmieniać swoje otoczenie. Gwiazda wyrzuciła dwubiegunowe strumienie gazu, które teraz zderzają się z otaczającą materią. Wiek obserwowanego dżetu szacuje się na 60 lat. Właściwości te pomagają naukowcom zrozumieć, w jaki sposób powstają złożone kształty mgławic planetarnych.

Gwiazdy podobne do naszego Słońca w ostatnim etapie swojego życia ewoluują do postaci czerwonych olbrzymów. Następnie gwiazda wypala gaz, tworząc pozostałość zwaną mgławicą planetarną. Można rozróżnić wiele kształtów mgławic planetarnych; niektóre są sferyczne, ale inne są dwubiegunowe bądź też wykazują skomplikowane struktury. Astronomowie są zainteresowani pochodzeniem tej odmiany, ale gęsty gaz i pył wyrzucone przez starą gwiazdę zaciemniają układ i utrudniają zbadanie wewnętrznych mechanizmów tego procesu.

Aby rozwiązać ten problem, zespół astronomów skierował anteny ALMA na W43A, stary układ gwiezdny znajdujący się 7000 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Orła.

Dzięki wysokiej rozdzielczości ALMA, zespół uzyskał bardzo szczegółowy obraz przestrzenny wokół W43A. Najbardziej znanymi strukturami są dwubiegunowe dżety. Naukowcy odkryli, że ich prędkość wynosi aż 175 km/s, czyli znacznie więcej, niż według poprzednich szacunków. Na podstawie tej prędkości oraz wielkości dżetów zespół obliczył, że wiek strumienia gazu jest krótszy niż długość ludzkiego życia.

Obraz ALMA wyraźnie odwzorowuje rozkład chmur pyłowych porywanych przez dżety, co jest znamiennym dowodem na to, że wpływa on na otoczenie.

Zespół sugeruje, w jaki sposób to porywanie obłoków może być kluczowe dla utworzenia dwubiegunowej mgławicy planetarnej. W ich scenariuszu starsza gwiazda początkowo wyrzuca gaz sferycznie, a jądro gwiazdy traci otoczkę. Jeżeli gwiazda ma towarzysza, gaz z niego wylewa się na jądro umierającej gwiazdy, ale część tego nowego gazu tworzy dżety. Dlatego to, czy stara gwiazda ma towarzysza, jest ważnym czynnikiem określającym strukturę powstałej mgławicy planetarnej.

W43A jest jedną z tzw. „fontann”. Są to stare gwiazdy, które wykazują charakterystyczną emisję radiową z cząsteczek wody. Obserwacje z ALMA prowadzą do wniosku, że woda podgrzana w celu wygenerowania emisji radiowej znajduje się w obszarze styku między dżetami a otaczającą materią. Być może wszystkie te źródła „wodnych fontann” składają się z centralnego układu podwójnego, który właśnie uruchomił dżet, podobnie jak W43A.

Zespół już pracuje nad nowymi obserwacjami ALMA innych podobnych gwiazd. Mają nadzieję, że uzyskają nowe spojrzenie na to, jak tworzą się mgławice planetarne i jak wygląda przyszłość dla gwiazd takich jak Słońce.

Do tej pory zidentyfikowano zaledwie 15 obiektów „wodnej fontanny”, pomimo faktu, że w Drodze Mlecznej znajduje się ponad 100 mld gwiazd. Prawdopodobnie taka ilość obserwacji wynika z faktu, że czas życia dżetów jest dość krótki, dlatego też astronomowie mają szczęście, że zaobserwowali tak rzadkie obiekty.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
20200305_W43A_art.jpg
20200305_W43A_art.jpg [ 264.63 KiB | Przeglądany 912 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: 16 marca 2020, 20:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto pierwsze pulsujące pozostałości po gwieździe w układzie podwójnym zaćmieniowym

Naukowcy odkryli starą gwiazdę w układzie podwójnym zaćmieniowym, która pozwoli im uzyskać dostęp do ważnych informacji na temat historii ewolucji gwiazd podobnych do Słońca i ich ostatecznej śmierci.

Odkrycie pierwszego w historii pulsującego białego karła w układzie podwójnym oznacza, że zespół może po raz pierwszy zobaczyć, jak ewolucja takiego układu wpłynęła w szczególności na wewnętrzną strukturę białego karła.

Układ podwójny zaćmieniowy składa się z dwóch gwiazd krążących wokół siebie i okresowo przechodzące przed sobą, gdy widzimy je z Ziemi.

Białe karły to wypalone jądra pozostałe po śmierci gwiazdy takiej, jak Słońce. Ten konkretny biały karzeł po raz pierwszy mógł dostarczyć kluczowej wiedzy na temat budowy, ewolucji i śmierci tych gwiazd.

Uważa się, że większość białych karłów składa się głównie z węgla i tlenu, ale ten konkretny zbudowany jest głównie z helu. Zespół uważa, że wpływ ma na to jego towarzysz, który wcześnie przerwał ewolucję, zanim miał szansę spalić hel w węgiel i tlen.

Pulsacje tych gwiazd zostały odkryte za pomocą rewolucyjnej kamery HiPERCAM.

HiPERCAM może wykonywać zdjęcie co jedną milisekundę jednocześnie w pięciu różnych kolorach. Zamontowana jest na 10,4-metrowym Gran Telescopio Canarias (GTC), największym na świecie teleskopie optycznym na La Palmie. Umożliwiło to naukowcom wykrycie szybkich i subtelnych pulsacji tego konkretnego białego karła.

Pulsacje białego karła i całego układu podwójnego zaćmieniowego umożliwiły zespołowi zbadanie jego struktury za pomocą dwóch technik – asterosejsmologii i badania zaćmień. Asterosejsmologia obejmuje pomiar prędkości fal dźwiękowych przemieszczających się przez białego karła.

Dr Steven Parsons z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Sheffield, który prowadził badanie, powiedział: „Określenie, z czego zbudowany jest biały karzeł nie jest proste, ponieważ obiekty te mają masę około połowy masy Słońca upchaną w obiekt o rozmiarach Ziemi. Oznacza to, że ich grawitacja jest niezwykle silna i powoduje, że wszystkie ciężkie pierwiastki opadają do centrum, pozostawiając na powierzchni tylko lekkie pierwiastki, dzięki czemu prawdziwy skład pozostaje ukryty pod spodem.”

Ten pulsujący biały karzeł, którego odkryli, jest niezwykle ważny, ponieważ naukowcy mogą użyć ruchu układu podwójnego oraz zaćmień do niezależnego pomiaru masy i promienia tego białego karła, co pomoże im ustalić, z czego jest zbudowany. Co ciekawsze, dwie gwiazdy w tym układzie podwójnym oddziaływały ze sobą w przeszłości, przenosząc materię nawzajem między sobą. Astronomowie widzą, jak ta ewolucja układu podwójnego wpłynęła na wewnętrzną strukturę białego karła. Wcześniej nie byli w stanie tego zaobserwować dla tego rodzaju układów podwójnych.

Kolejnym krokiem w badaniach jest kontynuacja obserwacji białego karła w celu rejestracji jak największej liczby pulsacji, z wykorzystaniem HiPERCAM i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sheffield

Vega


Załączniki:
1-stars.jpg
1-stars.jpg [ 497.55 KiB | Przeglądany 331 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: 17 marca 2020, 17:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
Galaktyka z aktywnym procesem gwiazdotwórczym narodzona z kolizji dwóch galaktyk karłowatych

Nowe obserwacje dokumentują miejsce niedawnego połączenia się dwóch galaktyk karłowatych.

Kiedy dwie galaktyki się łączą, kolizja może mieć dramatyczne konsekwencje – szczególnie, jeżeli galaktyki są bogate w gaz. Oddziaływanie grawitacyjne galaktyk oscylujących podczas zderzenia napędza fale uderzeniowe w ich gazie. Może to wyzwalać gwałtowne powstawanie gwiazd, wystrzeliwać dżety z aktywnych jąder galaktycznych i doprowadzić do ostatecznego powstania nowej galaktyki o drastycznie innej morfologii niż pierwotna para łączących się galaktyk.

Astronomowie widzieli, jak taki dramat rozgrywa się na dużą skalę między olbrzymimi galaktykami, ale wiedzą znacznie mniej o tym, co się dzieje, gdy zderzają się galaktyki karłowate. Są one najliczniejszym rodzajem galaktyk we Wszechświecie, ale są również bardzo małe i słabe. Stanowi to poważne wyzwanie w poszukiwaniu i badaniu galaktyk karłowatych – co oznacza, że niewiele wiemy o tym, jak połączenia takich galaktyk wpływają na ogólny proces formowania się gwiazd i kształt nowej galaktyki, która powstanie ze zderzenia.

Teraz właśnie możemy mieć okazję dowiedzieć się więcej na ten temat. W ostatniej publikacji zespół naukowców donosi o odkryciu małej, zwartej galaktyki powstałej w wyniku zderzenia dwóch galaktyk karłowatych.

VCC 848 to tak zwana niebieska zwarta galaktyka karłowata – mała galaktyka, która aktywnie przechodzi proces wybuchu formujących się gwiazd. Znajdujący się na obrzeżach Gromady Panny w odległości ok. 65 mln lat świetlnych stąd, ten mały karzeł wykazuje znamienne oznaki niedawnego połączenia się: uważna analiza ujawnia złożony zestaw trzech rozszerzonych struktur gwiazd w kształcie powłoki wokół jasnego gwiezdnego ciała głównego.

Struktury powłokowe – wcześniej wykrywane tylko w większych galaktykach – znane są z sygnatur niedawnych niewielkich lub dużych połączeń galaktyk; powstają, gdy fuzja wysyła przez galaktykę zmarszczki, zaburzając ich strukturę. Wykrywanie tych powłok w tak małej galaktyce stanowi dowód, że patrzymy na niedawno połączone galaktyki karłowate.

Hong-Xin Zhang z University of Science and Technology of China i jego współpracownicy wykorzystują swoje obserwacje VCC 848, wykonane przy pomocy instrumentu MegaCam znajdującego się na teleskopie Canada–France–Hawaii, do analizy gwiazd w galaktyce i dowiedzenia się więcej o jej historii.

Naukowcy zakładają, że dwie zderzające się galaktyki karłowate miały prawdopodobnie podobną masę, a ich połączenie się spowodowało wybuch procesu formowania się gwiazd w ciągu ostatnich miliardów lat, który był około 7-10 razy większy niż normalnie. To zwiększenie formowania się gwiazd osiągnęło swój szczyt w pobliżu centrum galaktyki kilkaset mln lat temu i od tamtej pory zanikło. Obecna aktywność gwiazdotwórcza odbywa się przede wszystkim w regionach zewnętrznych VCC 848.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
VCC848.jpg
VCC848.jpg [ 811.98 KiB | Przeglądany 322 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 marca 2020, 19:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1138
Oddział PTMA: Kraków
O pochodzeniu masywnych gwiazd

Jasny różowy obłok i otaczające go młode gwiazdy widoczne na zdjęciu wykonanym przy pomocy Kosmicznego Teleskopu Hubble’a noszą mało inspirującą nazwę LHA 120-N 150. Ten kosmiczny region znajduje się na obrzeżach Mgławicy Tarantula, która jest największym znanym żłobkiem w lokalnym Wszechświecie. Mgławica znajduje się ponad 160 000 lat świetlnych stąd w Wielkim Obłoku Magellana, sąsiedniej galaktyce karłowatej krążącej wokół Drogi Mlecznej.

Wielki Obłok Magellana doświadczył w przeszłości jednego lub kilku bliskich spotkań, prawdopodobnie z Małym Obłokiem Magellana. Oddziaływanie to wywołało epizod formowania się energetycznych gwiazd u naszego małego sąsiada – którego część jest widoczna jako Mgławica Tarantula.

Znana również jako 30 Doradus lub NGC 2070, Mgławica Tarantula zawdzięcza swoją nazwę układowi jasnych płatów, które nieco przypominają nogi tarantuli. Ma blisko 1000 lat świetlnych średnicy. Bliskość, korzystne nachylenie Wielkiego Obłoku Magellana i brak pośredniego pyłu sprawiają, że Mgławica Tarantula jest jednym z najlepszych laboratoriów do badania powstawania gwiazd, w szczególności masywnych gwiazd. Mgławica ta ma wyjątkowo wysokie stężenie masywnych gwiazd, często nazywanych super gromadami gwiazd.

Astronomowie badali LHA 120-N 150, aby dowiedzieć się więcej o środowisku, w którym tworzą się masywne gwiazdy. Teoretyczne modele formowania się masywnych gwiazd sugerują, że powinny one tworzyć się w gromadach gwiazd, ale obserwacje wskazują, że nawet 10% z nich powstało w odosobnieniu. Olbrzymia Mgławica Tarantula z licznymi podstrukturami jest idealnym laboratorium do rozwiązania tej zagadki, ponieważ można w niej znaleźć masywne gwiazdy zarówno w gromadach, jak i w odosobnieniu.

Z pomocą Hubble’a astronomowie próbują dowiedzieć się, czy izolowane gwiazdy widoczne w mgławicy faktycznie powstały samotnie, czy po prostu odsunęły się od swojego gwiezdnego rodzeństwa. Jednak takie badanie nie jest łatwym zadaniem. Młode gwiazdy, zanim w pełni się uformują – szczególnie te masywne – wyglądają bardzo podobnie do gęstych kępek pyłu.

LHA 120-N 150 posiada kilkadziesiąt takich obiektów. Są mieszanką niesklasyfikowanych źródeł – niektóre prawdopodobnie są młodymi obiektami gwiazdowymi, a inne prawdopodobnie kępkami pyłu. Tylko szczegółowa analiza i obserwacje ujawnią ich prawdziwą naturę, co pomoże w ostatecznym rozwiązaniu pytań bez odpowiedzi dotyczących pochodzenia masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
heic2004a_1280.jpg
heic2004a_1280.jpg [ 488.18 KiB | Przeglądany 312 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: 616 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 27, 28, 29, 30, 31  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Majestic-12 [Bot] i 3 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