Dzisiaj jest 24 lipca 2019, 10:31

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 472 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1, 2, 3, 4, 5, 6, 7 ... 24  Następna
Autor Wiadomość
Post: 01 listopada 2015, 16:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Ogromne planety w dyskach protoplanetarnych nowo narodzonych gwiazd
Zespół amerykańskich astronomów wysunął hipotezę, że spiralne dyski okrążające młode gwiazdy mogą być dowodem na to, że wewnątrz tych dysków krążą ogromne, niewidoczne jeszcze planety.

Chociaż astronomowie skatalogowali tysiące planet krążących wokół innych gwiazd, zaobserwowanie początkowego stadium tworzenia się egzoplanet jest bardzo trudne, gdyż powstają one w dysku gazu i pyłu otaczającego nowo narodzoną gwiazdę. Dysk ten nazywamy protoplanetarnym.


Wnioski, że planety mogą zdradzać swoją obecność modyfikując dysk protoplanetarny w dużej mierze opierają się na szczegółowym modelowaniu komputerowym pokazującym, w jaki sposób ewoluuje dysk gazowo-pyłowy wokół nowo narodzonej gwiazdy. Modelowanie to zostało przeprowadzone przez dwa zespoły NASA pod kierownictwem Ruobinga Donga z Lawrence Berkeley National Laboratory i Zhaohuana Zhu z Princeton University. Wyniki ich badań zostały opublikowane 5 sierpnia w The Astrophysical Journal Letters.

Trudno jest dostrzec podejrzewaną planetę w jasnym dysku protoplanetarnym otaczającym młodą gwiazdę. Jeżeli na podstawie badań astronomowie mogą określić cechy struktury dysku oraz przekonać się, że są one stworzone przez planetę, której nie widać, byłby to niezbitym dowodem na to, jak powstają planety. Taka metoda odkrywania planet pozasłonecznych różni się znacznie od tych stosowanych do tej pory. Może ona pomóc astronomom odkrywać planety w początkowych fazach cyklu tworzenia się oraz określić kiedy, jak i gdzie powstają.

Luki i pierścienie obserwowane w innych dyskach protoplanetarnych sugerują niewidoczne planety osadzone w dysku. Jednak luki, prawdopodobnie “oczyszczone” przez grawitację planety często nie pomagają określić jej położenia, również dlatego, że układ wielu planet może tworzyć wspólną lukę co sprawia, że trudno jest oszacować także ich ilość i masy.

Naziemne teleskopy sfotografowały dwa ogromne spiralne ramiona wokół dwóch młodych gwiazd SAO 206462 i MWC 758. Kilka innych pobliskich gwiazd także wykazuje jakby spirlane struktury. Jeżeli dysk protoplanetarny był bardzo masywny, miał wystarczająco dużo własnej grawitacji by stać się niestabilnym i stworzyć wzory przypominające fale. Jednak dyski wokół SAO 206462 i MWC 758 mają masę prawdopodobnie stanowiącą kilka procent masy swoich macierzystych gwiazd a zatem są stabilne grawitacyjnie.

Zespół stworzył symulację komputerową dynamiki dysku oraz tego, w jaki sposób promieniowanie gwiazdy się rozchodzi w dysku zawierającym planetę. Modelowanie to tworzy struktury spiralne bardzo podobne do tych obserwowanych. Wzajemne oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy dyskiem i planetą tworzy regiony, w których gęstość gazu i pyłu wzrasta. Rotacja różnicowa dysku wokół gwiazdy rozmywa te zbyt gęste regiony w spiralne fale. Teraz astronomowie wiedzą, w jaki sposób planety tworzą ramiona spiralne dysku. Symulacje te również wskazują, że ramiona spiralne dostarczają informacji nie tylko na temat niewidocznej planety ale również dotyczące jej położenia i masy. Wynika z nich także, że gdyby nie było tam planet, dysk byłby “gładki”. Aby ogromne ramiona spiralne widoczne w układach SAO 206462 i MWC 758 mogły powstać, dyski powinny zawierać ogromne planety, przynajmniej dziesięciokrotnie masywniejsze niż Jowisz, największa planeta Układu Słonecznego.

Pierwsza planeta krążąca wokół zwykłej gwiazdy (nie pulsara) została odkryta w 1995 r. Dzięki naziemnym teleskopom oraz misji Kepler astronomowie skatalogowali już kilka tysięcy egzoplanet. Ponieważ jednak planety te znajdują się w dość starych układach gwiazdowych, nie daje to bezpośrednich wskazówek, w jaki sposób one powstają. Jest wiele teorii dotyczących tworzenia się planet, jednak jest bardzo niewiele prac bazujących na bezpośrednich obserwacjach potwierdzających te hipotezy.

Źródło:
NASA

Urania-Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
MWC758.jpg
MWC758.jpg [ 190.04 KiB | Przeglądany 40334 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 listopada 2015, 19:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Hubble odkrywa, że gwiazdy zgrubienia centralnego galaktyki mogą być starsze od gwiazd dysku

Korzystając z danych uzyskanych z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a astronomowie odkryli plany wczesnego etapu budowy naszej Galaktyki.

Zaglądając w głąb zgrubienia centralnego ośrodka gwiazd Drogi Mlecznej naukowcy Hubble’a odkryli po raz pierwszy populację starożytnych białych karłów - tlących się pozostałości po niegdyś tętniących życiem gwiazdach, które kiedyś zajmowały jądro Galaktyki. Odnalezienie tych resztek może wreszcie dać astronomom cenne wskazówki dotyczące tego, w jaki sposób powstała nasza Galaktyka na długo przed tym, jak narodziły się Ziemia i Słońce.

Białe karły zawierają informacje dotyczące historii minionej epoki. Są cennym źródłem informacji na temat gwiazd, które istniały 12 miliardów lat temu, czyli niedługo po powstaniu Wszechświata. Później gwiazdy te uległy spaleniu przekształcając się w białe karły. Analiza danych uzyskanych z Hubble’a popiera tezę, że centralne zgrubienie Drogi Mlecznej powstało jako pierwsze, później kolejne gwiazdy rodziły się bardzo szybko - w mniej niż 2 miliardy lat. Reszta rozległego dysku galaktycznego gwiazd drugiej i trzeciej generacji rosła wolniej na obrzeżach otaczających zgrubienie centralne.

Ważnym jest, byśmy obserwowali zgrubienie centralne naszej Galaktyki, gdyż jest to jedyny taki obszar, który możemy badać bardzo szczegółowo. Owszem, możemy obserwować zgrubienia centralne innych galaktyk, ale nie jesteśmy w stanie analizować tak słabych gwiazd, jakimi są białe karły. Zgrubienie centralne Drogi Mlecznej zawiera gwiazdy mające masę stanowiącą niemal ¼ masy całej Galaktyki. Charakterystyka właściwości gwiazd zgrubienia może dostarczyć istotnych informacji dotyczących zrozumienia powstania całej Drogi Mlecznej oraz wielu innych, jej podobnych, bardziej odległych galaktyk.

Badanie Hubble’a ukazało również nieco więcej małomasywnych gwiazd w zgrubieniu, w porównaniu do tych z populacji w dysku galaktycznym. Sugeruje to, że środowisko zgrubienia może być różne od środowiska w dysku, czego efektem jest różny mechanizm tworzenia się gwiazd. Obserwacje były na tyle czułe, że astronomowie użyli danych by wykryć słaby blask białych karów. Zespół oparł swoje wyniki na analizie 70 najgorętszych karłów wykrywalnych przez HST w małym rejonie zgrubienia spośród dziesiątków tysięcy gwiazd.

Białe karły są małe i ekstremalnie gęste. Mają rozmiary Ziemi ale są 200.000 razy bardziej gęste. Łyżeczka materii białego karła ważyłaby około 15 ton. Ich małe rozmiary powodują, że są wyzwaniem obserwacyjnym. Astronomowie wykorzystują ostre zdjęcia z Hubble’a by oddzielić gwiazdy zgrubienia od niezliczonych gwiazd pierwszoplanowych naszej Galaktyki, śledząc ich ruch w czasie. Zespół wykonał tę pracę analizując zdjęcia z Hubble’a tego samego obszaru 240.000 gwiazd uzyskane na przestrzeni 10 lat. Długi horyzont czasowy pozwolił astronomom na dokonanie bardzo precyzyjnych pomiarów ruchu gwiazd i wybranie 70.000 gwiazd ze zgrubienia centralnego. Znajdujące się tam gwiazdy poruszają się w innym tempie niż gwiazdy w dysku, co pozwala na ich zidentyfikowanie.

Astronomowie zidentyfikowali białe karły analizując kolory gwiazd zgrubienia i porównując je z założeniami teoretycznymi. Niewielkie białe karły ukazują się jako bardziej niebieskie w stosunku do gwiazd podobnych do Słońca.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
hs-2015-38-a-web_print.jpg
hs-2015-38-a-web_print.jpg [ 727.99 KiB | Przeglądany 40314 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 grudnia 2015, 15:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Hubble widzi powiększony obraz najsłabszej galaktyki wczesnego Wszechświata

Korzystając z połączonej mocy obserwacyjnej kosmicznych teleskopów NASA - Hubble i Spitzer - astronomowie odkryli najsłabszy obiekt widziany we wczesnym Wszechświecie. Istniał około 400 milionów lat po Wielkim Wybuchu, 13,8 miliarda lat temu. Zespół nadał obiektowi kryptonim Tayna, co oznacza "pierworodny" w języku Aymara, którym posługują się ludy zamieszkujące Andy i region Altiplano w Ameryce Południowej.

Chociaż Hubble i Spitzer wykrywały już inne galaktyki, znajdujące się w rekordowych odległościach, obiekt ten stanowi mniejszą i słabszą klasę nowo tworzących się galaktyk, które do tej pory w dużej mierze "uchylały się" przed odkryciem. Te bardzo słabe obiekty bardziej mogą być reprezentantami wczesnego Wszechświata i dostarczają nowego spojrzenia na powstawanie i ewolucję pierwszych galaktyk.


Dzięki tym odkryciom astronomowie są w stanie po raz pierwszy poznać właściwości bardzo słabych obiektów powstałych wkrótce po Wielkim Wybuchu. Obiekt ten jest częścią 22 odkrytych młodych galaktyk z początków istnienia Wszechświata, położonych niemalże na obrzeżach obserwowanego kosmosu. Dzięki temu badaniu znacznie zwiększy się liczba znanych bardzo odległych galaktyk.

Nowy obiekt jest porównywalny rozmiarami z Wielkim Obłokiem Magellana (LMC), niewielką galaktyką satelitarną naszej Drogi Mlecznej. Gwiazdy w nim tworzą się bardzo szybko, dziesięć razy szybciej niż w Wielkim Obłoku Magellana. Obiekt ten może być rosnącym jądrem, prawdopodobnie przekształcającym się w pełnowymiarową galaktykę.

Małe i słabe galaktyki mogą być obserwowane jedynie dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego. W ramach swojego programu Frontier Fields, HST obserwuje ogromną gromadę galaktyk, MACS J0416.1-2403, znajdującą się w odległości około 4 miliardów lat świetlnych od nas i mającą masę milion miliardów słońc. Ta olbrzymia gromada działa jak silna naturalna soczewka, zakrzywiając i powiększając światło znacznie bardziej odległych obiektów znajdujących się poza nią. Grawitacja gromady wzmacnia światło odległej protogalaktyki, powodując że wygląda na 20 razy jaśniejszą, niż w rzeczywistości jest.

Odległość do tego obiektu obliczono dzięki połączonym obserwacjom z Hubble’a i Spitzera. Rozszerzanie się Wszechświata powoduje, że światło z odległych galaktyk jest poczerwienione wraz ze wzrostem odległości. Chociaż wiele nowych gwiazd w galaktykach jest niebiesko-białych, ich światło zostaje przesunięte ku czerwieni, co mierzą Hubble i Spitzer. Pochłaniane przez ingerujący, zimny, międzygalaktyczny wodór sprawia, że również galaktyki wydaja się bardziej czerwone.

Odkrycie to sugeruje, że bardzo wczesny wszechświat będzie ważnym celem obserwacji i odkrywania młodych galaktyk, przyszłego Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Astronomowie sądzą, że będą mogli zobaczyć początkowe etapy narodzin galaktyk wkrótce po Wielkim Wybuchu.

Źródło: Hubblesite

Urania - PA
Vega


Załączniki:
MACS J0416.1-2403.jpg
MACS J0416.1-2403.jpg [ 583.05 KiB | Przeglądany 40292 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 grudnia 2015, 17:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Gwiezdny olbrzym bogaty w lit

Grupa Argentyńskich astronomów z obserwatorium Córdoba ogłosiła odkrycie nowej, wyjątkowo młodej olbrzymiej gwiazdy bogatej w lit. Olbrzym otrzymał oznaczenie KIC 9821622.

Wykorzystując dane uzyskane ze spektrografu wysokiej rozdzielczości GRACES z teleskopu Gemini na Hawajach, naukowcy byli w stanie określić obfitość chemiczną 23 pierwiastków tej gwiazdy, jak również wyznaczyć jej masę, promień oraz wiek. Wyniki obserwacji zostały opublikowane w grudniowym wydaniu Astronomy & Astrophysics.

Z ustaleń astronomów wynika, że KIC 9821622 jest obfitym w lit, średnio masywnym olbrzymem (ok. 1,64 masy Słońca), zlokalizowanym około 5300 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazdy bogate w lit są bardzo rzadkie. Szacuje się, że zaledwie 1-2% obserwowalnych olbrzymów zawiera tyle litu ile ma KIC 9821622. Gwiazda była obserwowana jako jeden z pierwszych naukowych celów testowych dla spektrografu GRACES (Gemini Remote Access to CFHT ESPaDOnS Spectrograph). Obserwacje przeprowadzono w lipcu 2015 r.

Okazało się również, że oprócz obfitości w lit, KIC 9821622 jest bogata w węgiel, azot i tlen. Astronomowie wyznaczyli także spoktroskopowo podstawowe parametry gwiazdy, takie jak rzeczywista temperatura, powierzchniowa grawitacja czy metaliczność.

Gwiazdy tracą swój lit wkrótce po powstaniu, w procesie syntezy jądrowej. Pierwiastek ten nie jest normalnie przetwarzany. Tak więc zaskakujące dla astronomów jest to, w jaki sposób gwiezdne olbrzymy mogą być bogate w lit. Jednym z sugerowanych wyjaśnień może być fakt że zjawisko to jest powodowane przez akrecję planet lub brązowych karłów. Takie "pochłanianie" planet przez gwiazdę może skutkować ciągłym gwałtownym dopływem świeżego litu.

Jednakże na razie nie znaleziono żadnych śladów świadczących o tym, że gwiazdę okrążała planeta oraz nie ma wskazówek pozwalających sądzić, że należy ona do układu podwójnego, co mogłoby poprzeć tę hipotezę. Astronomowie doradzają obserwacje tej gwiazdy na większych długościach fali, takich jak średnia podczerwień i fale submilimetrowe. Są oni przekonani, że akrecja planety skutkowałaby utworzeniem się powłoki wyrzuconej materii, która może być wykryta jako nadwyżka w podczerwieni.

Zespół, który odkrył KIC 9821622 podkreśla, że potrzebne są dalsze jej obserwacje. Pokazuje również jak ważna jest chemiczna charakterystyka gwiazd bogatych w lit. Badanie zawartości litu w fotosferze gwiazd może być ważnym narzędziem dla zrozumienia ich ewolucji.

KIC 9821622 z całą pewnością jest ciekawym obiektem wartym dalszych obserwacji, aby odkryć prawdziwe mechanizmy odpowiedzialne za te anormalne obfitości. Analiza chemiczna wyższej rozdzielczości większości z tych młodych gwiezdnych olbrzymów może także pomóc zrozumieć ich pochodzenie.

Źródło:
Phys.org

Urania - PA
Vega


Załączniki:
younglithium.jpg
younglithium.jpg [ 397.39 KiB | Przeglądany 40290 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 stycznia 2016, 23:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Kosmiczna "czkawka" pobliskiej czarnej dziury.

Zespół astronomów korzystający z danych otrzymanych z teleskopu Chandra odnalazł dowody na wybuchy supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum małej galaktyki NGC 5195. Łączy się ona z dużą galaktyką spiralną NGC 5194, znaną również jako Galaktyka Wir. Obydwie galaktyki stanowią układ Messier 51 (M 51 - obiekt 51 w katalogu Messiera).

M 51 leży w odległości około 26 milionów lat świetlnych od Ziemi. Czarna dziura znajdująca się w NGC 5195 jest jedną z najbliższych nam, jednocześnie będąc w trakcie tak gwałtownych wybuchów. Na podstawie danych z teleskopu Chandra, Eric Schlegel z University of Texas w San Antonio wraz ze swoimi współpracownikami wykrył dwa łuki emisji rentgenowskiej blisko centrum NGC 5195. Astronomowie uważają, że owe łuki są pozostałością dwóch ogromnych wybuchów, podczas których czarna dziura wyrzuciła materię na zewnątrz, do galaktyki. Zdarzenie to mogło mieć duży wpływ na obecny wygląd galaktyki.

Nad zewnętrznym łukiem rentgenowskim astronomowie zaobserwowali cienki region emisji stosunkowo chłodnego gazu wodorowego, w obrazie optycznym 0,9-metrowego teleskopu Kitt Peak National Observatory. Obserwacja ta może sugerować, że gaz emitujący promieniowanie X wypchnął gaz wodorowy z centrum galaktyki. Takie zdarzenie, gdzie supermasywna czarna dziura wpływa na swoją macierzystą galaktykę astronomowie nazywają “feedback”.

Właściwości gazu wokół łuków w NGC 5195 sugerują, że ten zewnętrzny “zepchnął z drogi” wystarczającą ilość materii aby mógł się rozpocząć proces powstawania nowych gwiazd. Naukowcy sądzą, że ów “feedback” uniemożliwia galaktykom zbytnie rozrastanie się i jednocześnie może pozwalać na powstawanie niektórych gwiazd. Proces ten pokazuje, że czarne dziury nie tylko niszczą, ale też coś tworzą.

Astronomowie uważają, że wybuchy supermasywnej czarnej dziury w galaktyce NGC 5195 mogą być wywołane przez oddziaływanie mniejszej galaktyki z większą towarzyszącą galaktyką spiralną, w skutek czego do czarnej dziury dostarczana jest duża ilość gazu. Energia generowana przez materię opadającą na czarną dziurę doprowadza do powstania wybuchu. Zespół szacuje, że potrzeba od jednego do trzech milionów lat dla zewnętrznego oraz od trzech do sześciu milionów lat dla wewnętrznego łuku, aby mogły osiągnąć obecne położenie.

Łuki są ciekawe dla astronomów również ze względu na ich położenie w galaktyce. Znajdują się poza rejonami gwałtownych wpływów czy wiatrów z supermasywnych czarnych dziur. Obszary takie zostały wykryte w aktywnych supermasywnych czarnych dziurach, w innych galaktykach, jednak wciąż znajdują się w dużo większych lukach i włóknach obserwowanych w gorącym gazie wokół wielu masywnych galaktyk. Jako takie mogą stanowić rzadki obraz okresu pośredniego w procesie feedbacku zachodzącym pomiędzy gazem międzygwiazdowym a czarną dziurą.

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
ngc5195.jpg
ngc5195.jpg [ 660.68 KiB | Przeglądany 40251 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 stycznia 2016, 19:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Niewidzialna czarna dziura

Zespół astronomów z Uniwersytetu Keio w Japonii, dzięki danym z 45-metrowego radioteleskopu Nobeyama, wykrył ślady niewidzialnej, czarnej dziury o masie pośredniej, znajdującej się w okolicy centrum Drogi Mlecznej. Jej masa jest szacowana na około 100.000 mas Słońca. Astronomowie zakładają, że owa czarna dziura może być kluczem do zrozumienia narodzin supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach galaktyk.

Dzięki wynikom z radioteleskopu badacze odkryli enigmatyczną chmurę gazu nazwaną CO-0.40-0.22, która znajduje się w odległości zaledwie 200 lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej. Tym, co czyni CO-0.40-0.22 niezwykłą, jest zaskakująco szerokie rozproszenie prędkości gazu, który chmura zawiera. Aby szczegółowo zbadać strukturę, zespół ponownie obserwował CO-0.40-0.22 w celu uzyskania 21 linii emisyjnych 18 cząsteczek. Wyniki pokazują, że chmura ma kształt eliptyczny i składa się z dwóch elementów: mniejszego, o niskiej gęstości, w którym rozrzut prędkości gazu sięga 100 km/s, oraz gęstego elementu rozciągającego się na 10 lat świetlnych, z wąskim rozproszeniem prędkości.

Chmura nie posiada żadnych dziur. Ponadto obserwacje w promieniach X i świetle podczerwonym nie wykazały żadnych zwartych obiektów. Cechy te sugerują, że dyspersja prędkości nie jest spowodowana przez lokalne wydarzenia, jak na przykład wybuchy supernowych. Zatem astronomowie przeprowadzili proste symulacje ruchu gazu będącego pod wpływem silnego źródła grawitacyjnego. W symulacji tej chmury gazu są najpierw przyciągane przez źródło a ich prędkość zwiększa się wraz ze zbliżaniem się do niego, osiągają maksimum w pobliżu obiektu, a gdy go miną, ich prędkość się zmniejsza. Zespół odkrył, że model, w którym użyto źródła grawitacyjnego o masie 100.000 mas Słońca wewnątrz obszaru o średnicy 0,3 lat świetlnych, jest najbardziej dopasowany do wyników obserwacyjnych. Ponieważ obserwacje w podczerwieni i promieniach X nie wykazały żadnego obiektu, według naukowców najlepszym kandydatem na źródło tak silnego pola jest czarna dziura.

Jeżeli zespół ma rację, jest to pierwsza odkryta czarna dziura o masie pośredniej. Astronomowie znają dwa rodzaje czarnych dziur: o masach gwiazdowych, które powstają w wyniku gigantycznych wybuchów bardzo masywnych gwiazd, oraz supermasywne czarne dziury (SCD), często znajdujące się w centrach galaktyk. Masa SCD waha się w przedziale od kilku milionów do miliardów mas Słońca. Odkryto wiele SDC, ale nikt nie wie, w jaki sposób powstają. Jeden z pomysłów jest taki, że tworzą się poprzez połączenie się wielu czarnych dziur o masach pośrednich. Tylko tutaj pojawia się problem, gdyż do tej pory nie uzyskano silnych dowodów na istnienie czarnych dziur o masach pośrednich. Jeżeli okaże się, że chmura CO-0.40-0.22, znajdująca się w odległości 200 lat świetlnych od Sgr A* (SCD o masie 400 milionów mas Słońca, w centrum Drogi Mlecznej), zawiera czarną dziurę o masie pośredniej, będzie to mocne potwierdzenie teorii powstawania SCD.

Źródło:
Phys.org

Urania - PA
Vega


Załączniki:
signsofsecon.jpg
signsofsecon.jpg [ 119.61 KiB | Przeglądany 40231 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 stycznia 2016, 23:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Tajemnicza zmienna kataklizmiczna

μ Centauri to bardzo interesująca gwiazda zmienna kataklizmiczna. Ta karłowata nowa tworzy ciasny układ podwójny, w którym biały karzeł przejmuje materię ze swojego towarzysza. Chociaż niewiele wiadomo o μ Centauri, udaje się obserwować okresowe zmiany jej jasności o niewielkiej amplitudzie. Astronomowie odkryli także, że krzywa zmian blasku układu zawiera dziwne spójne modulacje o dwóch różnych okresach.

Albert Bruch z Laboratório Nacional de Astrofísica w Brazylii wykorzystał do badań teleskopy z Observatorio do Pico dos Dias w Brazylii: 0,6 metrowego Zeissa oraz 0,6 metrowy teleskop Boller’a i Chives’a. Obserwacje fotometryczne krzywej zmian blasku były prowadzone przez sześć nocy w lutym, maju i czerwcu 2015 roku i wykazały wyraźną modulację w skali czasowej około czterech godzin. Według Brucha obserwacje wskazują wprost elipsoidalną krzywą zmian jasności składnika wtórnego, mającą znaczący wkład w krzywą blasku tej długookresowej nowej karłowatej.

Zmiany blasku gwiazdy okazują się być niewielkie w porównaniu do większości zmiennych kataklizmicznych, co można wyjaśnić znaczącym udziałem jasności składnika wtórnego w całkowitym blasku układu. Nie jest zaskakującym fakt, że μ Centauri doświadcza zjawiska okresowych zmian jasności, gdyż jest to cechą charakterystyczną kataklizmicznych gwiazd zmiennych. Badając krzywe zmian blasku gwiazdy, astronom wykrył zgodne modulacje w dwóch różnych okresach. Badania wykazały, że okres orbitalny i związany z nim pierwszy okres zmian jasności wynosi w przybliżeniu 0,34 doby a drugi okres zmian blasku około 0,18 doby.

Poza dominującym okresem orbitalnym, który jest odpowiedzialny za elipsoidalną krzywą blasku składnika wtórnego, została wykryta zmienność w drugim okresie nieco dłuższa, niż połowa okresu orbitalnego. Wg Brucha natura takich zmian nie jest jasna. Jedno z możliwych wyjaśnień jest takie, że μ Centauri jest polarem pośrednim. Modulacja może być spowodowana zmienną postacią magnetycznie ograniczonego obszaru na powierzchni białego karła rotującego z drugim okresem. Jednakże dowody zebrane do tej pory, słabo potwierdzają tę hipotezę.

Zgodnie z badaniami Bruncha nachylenie orbitalne powinno się mieścić w przedziale 50 do 65 stopni. Temperaturę składnika wtórnego oszacowano na 5000 K, co jest zbliżone do temperatury gwiazd w układach zmiennych kataklizmicznych o podobnych okresach orbitalnych.

Mimo, że badania ukazują tajemniczą naturę gwiazdy μ Centauri i wykazują istotne informacje na temat orbity i temperatury, Bruch zauważył, że inne istotne parametry układu, takie jak stosunek masy, nie mogą być ograniczone ze względu na silną zależność parametrów.

Badania te są jest kolejnym krokiem w zrozumieniu kataklizmicznych gwiazd zmiennych, takich jak μ Centauri. Dzięki temu, że liczba znanych tego typu układów wzrosła w ostatnich latach, istnieje obszerny katalog tego typu obiektów, dostępny dla dalszych badań. Wiele z nich łatwo można zaobserwować przez stosunkowo niewielkie teleskopy, co sprawia, że przyszłe obserwacje będą bardziej dostępne.

Źródło:
Phys.org

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
themysteriou.jpg
themysteriou.jpg [ 126.89 KiB | Przeglądany 40189 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 lutego 2016, 21:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
LIGO potwierdził istnienie fal grawitacyjnych

Na konferencji prasowej, która miała miejsce 11 lutego b.r. naukowcy współpracujący w projekcie LIGO potwierdzili wykrycie fal grawitacyjnych. Ich źródłem są dwie zlewające się ze sobą czarne dziury. Odkrycia dokonano w 100 lat po przewidzeniu ich przez Einsteina w OTW.

W roku 1916 Albert Einstein ogłosił Ogólną Teorię Względności, w której stwierdzał między innymi, że siły grawitacyjne są wynikiem zakrzywienia czasoprzestrzeni wywołanego przez zniekształcającą je masę. Z obliczeń Einsteina wynika, że niektóre zjawiska mogą wywoływać zmarszczki na czasoprzestrzeni, które przemieszczają się z prędkością światła. To właśnie fale grawitacyjne.

Przez 100 lat od ogłoszenia OTW naukowcy nie byli w stanie bezpośrednio potwierdzić istnienia fal grawitacyjnych. W roku 1974 Joseph Tylor i Russel Hulse, dzięki obserwacjom dwóch okrążających się pulsarów PSR 1913-16, wykryli pośredni dowód na ich istnienie, za co w 1993 roku otrzymali Nagrodę Nobla. W roku 1992 naukowcy z MIT i Caltech wpadli na pomysł wybudowania detektora fal grawitacyjnych, i tak w 2000 roku powstał LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory).

Dzisiejsze wyniki są efektem pracy dwóch projektów - amerykańskiego LIGO i europejskiego Virgo (nazwa pochodzi od gromady około 1500 galaktyk w gwiazdozbiorze Panny - łac. Virgo). Obydwa posiadają detektory fal grawitacyjnych (interferometry laserowe). Są to urządzenia, ustawione względem siebie pod kątem prostym, które na odcinku - LIGO 4 km, Virgo 3 km - odbijają promienie lasera około 100 razy, aby wykluczyć błędy pomiaru. Dwa rozdzielone promienie lasera spotykają się w jednym punkcie, znoszą wzajemnie, a detektor nic nie wykrywa.

Jeżeli do detektora trafi pędząca fala grawitacyjna, zmienia na moment o 1/1000 średnicy protonu jedno z ramion detektora. Efektem tego jest przesunięcie się względem siebie promieni lasera, które w tym momencie nie znoszą się. Do wykrycia tak subtelnych zmian potrzebne są idealne warunki. Przelot samolotu, przejazd samochodu czy nawet wiatr mogą powodować zakłócenia. Dlatego detektory wykonane są z niesamowitą precyzją a wszystkie elementy są dokładnie izolowane. Aby wykluczyć ewentualne błędy pomiaru, LIGO ma swoją kopię. Obydwa urządzenia są oddalone od siebie o 3000 km.

14 września 2015 roku obydwa detektory LIGO, znajdujące się w Livingston i Hanford, wykryły fale grawitacyjne. Obserwacje potwierdził detektor Viergo. Naukowcy na podstawie danych uzyskanych z LIGO szacują, że owe czarne dziury mają masy 29 i 36 mas Słońca a do zderzenia doszło 1,3 miliarda lat temu. Czarna dziura, która powstała w efekcie zderzenia ma masę 62 masy Słońca. Oznacza to, że brakujące 3 zostały przekształcone w fale grawitacyjne w ułamku sekundy, z energią pięćdziesięciokrotnie przekraczającą energię całego Wszechświata. Zgodnie z Ogólną Teorią Względności dwie rotujące wokół siebie czarne dziury tracą energię emitując ją w postaci fal grawitacyjnych, co na przestrzeni miliardów lat powoduje ich zbliżanie się do siebie. Z czasem okrążają się tak szybko i tak blisko, że w końcu dochodzi do zderzenia, a ich prędkość sięga prawie połowę prędkości światła. W ten sposób tworzy się bardziej masywna czarna dziura, która, zgodnie z równaniem Einsteina E=mc2, przekształca część połączonej masy czarnych dziur, w energię. To właśnie te fale grawitacyjne wykrył LIGO.

W skład Virgo wchodzi zespół 15 Polaków, pod kierownictwem profesora Andrzeja Krókaka z Polskiej Akademii Nauk. Zespół odpowiada za analizę danych oraz modelowanie układów mogących generować silne fale grawitacyjne. Zespół polskich astrofizyków przewidział, że połączenie się czarnych dziur może być znacznie częstsze, niż dotąd sądzono i że to właśnie one mogą stać się źródłem fal grawitacyjnych na tyle silnych, że uda się je wykryć. Na pewno na przestrzeni kolejnych lat obserwacje te będą jeszcze potwierdzane. Na dzień dzisiejszy odkrycie fal grawitacyjnych potwierdza również istnienie czarnych dziur.

Źródło: Caltech

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
PMAL-gw_data_3-panel_1000w.jpg
PMAL-gw_data_3-panel_1000w.jpg [ 40.62 KiB | Przeglądany 40091 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 2016, 20:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Młode gwiazdy żywią się materią z obłoku, w którym powstały

Międzynarodowy zespół kierowany przez badaczy z Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA) korzystając z nowej techniki obrazowania w podczerwieni, ujawnił dramatyczne chwile w procesie formowania się gwiazd i planet.

Wydaje się, że następuje to w chwili, gdy materia opada w kierunku bardzo aktywnych młodych gwiazd, które następnie żywią się nią, nawet wtedy gdy pozostają ukryte wewnątrz obłoków, w których się rodzą. Zespół wykorzystał kamerę HiCIAO (High Contrast Instrument dla Subaru Next-Generation Adaptive Optics) z 8-metrowego teleskopu Subaru na Hawajach, do obserwacji grupy nowo powstałych gwiazd. Wyniki ich pracy rzucają nowe światło na zrozumienie tego, w jaki sposób powstają gwiazdy i planety.

Gwiazdy powstają, gdy ogromne obłoki pyłu i gazu zapadają się pod wpływem własnej grawitacji. Uważa się, że planety powstają mniej więcej w tym samym czasie co ich gwiazdy, z tego samego dysku materii. Jednakże wciąż jest wiele tajemnic dotyczących szczegółowych procesów fizycznych, jakie zachodzą podczas formowania się planet i gwiazd.

Ogromne skupisko gazu i pyłu, z którego powstają gwiazdy nazywamy obłokiem molekularnym, ponieważ w dużej mierze składają się z cząsteczek wodoru, oraz innych gazów. Z biegiem czasu grawitacja w gęstych obszarach tych obłoków gromadzi się w postaci otaczającego gazu i pyłu, w procesie zwanym akrecją. Często zakłada się, że proces ten jest płynny i ciągły. Jednakże to stałe opadanie materii tłumacz jedynie niewielką część końcowej masy każdej gwiazdy, która rodzi się w obłoku. Astronomowie wciąż pracują nad zrozumieniem, kiedy i którym momencie pozostała materia jest zbierana w trakcie procesu narodzin planet i gwiazd. Znanych jest kilka gwiazd, które są związane z nagłym i gwałtownym procesem “karmienia się” gwiezdnym środowiskiem, w którym powstały. Gdy “obżerają” się materią z otaczającego je środowiska, ich światło widzialne nagle wzrasta o współczynnik około 100. Te nagłe rozbłyski jasności nazywane są “rozbłyskami FU Orionis”, ponieważ po raz pierwszy wykryto je przy tej gwieździe.

Nie odkryto dotąd zbyt wielu gwiazd, które można by powiązać z takimi rozbłyskami - zaledwie kilkanaście tysięcy. Jednakże astronomowie przypuszczają, że u wszystkich młodych gwiazd może nastąpić taki rozbłysk jako część procesu ich wzrostu. Powodem, dla którego widzimy rozbłysk FU Ori tylko dla kilku nowo narodzonych gwiazd jest fakt, że są one stosunkowo spokojne przez większość czasu.

Jedno z kluczowych pytań dotyczących aspektu tajemnicy narodzin gwiazd jest takie: jakie są szczegółowe mechanizmy fizyczne tych rozbłysków? Odpowiedź leży w obszarze otaczającym gwiazdy. Astronomowie wiedzą, że optyczne rozbłyski związane są z dyskiem materii blisko gwiazdy, zwanym dyskiem akrecyjnym. Staje się ona znacznie jaśniejsza, gdy dysk zostanie podgrzany do temperatury od około 700 do 1200* C.

Międzynarodowy zespół kierowany przez doktorów z ASIAA - Hauyu Baobab Liu i Hiro Takami, wykorzystał nową technikę obrazowania dostępną na teleskopie Subaru, aby rozwiązać problem tego typu rozbłysków. Technika ta - polimetria obrazowania koronografem - daje ogromne korzyści w obrazowaniu środowisk dysków. W szczególności jego wysoka rozdzielczość kątowa oraz czułość pozwalają astronomom łatwiej “zobaczyć” światło z dysku.

Dysk wokół gwiazdy to mieszanka gazu i pyłu. Ilość gazu jest znacznie mniejsza, niż ilość pyłu w obłoku, więc ma niewielki wpływ na ruch materii. Jednakże cząstki pyłu rozpraszają światło gwiazdy centralnej, oświetlając całą otaczającą ją materię. Kamera HiCIAO umieszczona na teleskopie Subaru pozwoliła astronomom obserwować rozbłysk FU Ori czterech gwiazd.
<br><br>
Zespół wziął na cel cztery gwiazdy zlokalizowane w odległości 1500-3500 lat świetlnych od Ziemi. Obrazy tych rozbłyskujących nowo narodzonych gwiazd były zaskakujące i fascynujące, i nigdy wcześniej nie obserwowane wokół młodych gwiazd. Trzy z nich mają niezwykłe “ogony”. Na przykład jedna pokazuje “ramię” - strukturę powstałą przez ruch materii wokół gwiazdy. Inna ukazuje dziwne, kolczaste struktury, które mogą być rezultatem powiewu optycznego rozbłysku od okołogwiezdnego gazu i pyłu. Aby zrozumieć struktury obserwowane wokół nowo powstałych gwiazd, teoretycy z zespołu badali jeden z kilku mechanizmów, który proponuje się jako wyjaśnienie rozbłysku FU Ori.

Badając te struktury można również pokazać, w jaki sposób powstają niektóre układy planetarne. Astronomowie znają egzoplanety krążące bardzo daleko od swoich macierzystych gwiazd. Czasami krążą one w odległości ponad 1000 jednostek astronomicznych od gwiazdy. Odległości te są również znacznie większe, niż wynika ze standardowych modeli powstawania planet.

Symulacje skomplikowanych okołogwiezdnych struktur, takich jak te widziane przez HiCIAO, przewidują również, że niektóre gęste skupiska w materii mogą stać się olbrzymimi gazowymi planetami. To pozwoliło by w sposób naturalny wyjaśnić obecność egzoplanet na tak dalekich orbitach.

Pomimo tych nowych, ciekawych wyników, jest jeszcze wiele do zrobienia, aby w pełni zrozumieć mechanizmy rodzenia się gwiazd i planet. Potrzeba bardziej szczegółowych porównań pomiędzy teorią a obserwacjami. Dalsze obserwacje, zwłaszcza przy użyciu ALMA, pozwolą nam zajrzeć głębiej w dysk gazu i pyłu otaczający gwiazdę.

Źródło:
Subaru Telescope

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
fig1e.jpg
fig1e.jpg [ 151.99 KiB | Przeglądany 39911 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 marca 2016, 15:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
HST obserwuje najdalej położoną galaktykę we Wszechświecie

Międzynarodowy zespół astronomów, korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a złamał rekord odległości we Wszechświecie, mierząc dystans do najdalej położonej galaktyki. Tę zaskakująco jasną, niemowlęcą galaktykę o nazwie GN-z11, obserwujemy jaką była 13,4 miliarda lat temu, czyli zaledwie 400 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Galaktyka znajduje się w kierunku gwiazdozbioru Wielkiej Niedźwiedzicy.

Astronomowie zbliżają się do pierwszych galaktyk, jakie powstały we Wszechświecie. Do niedawna sądzono, że na takie odległości sięgnie dopiero ciągle budowany Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Pomiary te, dokonane dzięki HST pokazują, że niektóre z odkrytych jasnych galaktyk mogą być równie dalekie. Odległość do GN-z11 wyznaczono dzięki wykorzystaniu Wide Field Camera 3, dzieląc spektroskopowo światło na jego kolory składowe.

Pomiaru tak dużych odległości astronomowie dokonują określając przesunięcie ku czerwieni galaktyki. Zjawisko to jest wynikiem rozszerzania się Wszechświata. Każdy odległy obiekt w kosmosie oddala się od nas a jego światło rozciąga się w kierunku dłuższego końca widma, fali czerwonej. Im większe przesunięcie ku czerwieni, tym odleglejszy obiekt. Obserwacje spektroskopowe galaktyki pokazały, że znajduje się ona znacznie dalej, niż początkowo sądzono, na granicy obserwowalności HST.

Zanim astronomowie określili odległość do GN-z11, najdalsza zaobserwowana galaktyka miała przesunięcie ku czerwieni równe 8,68 (13,2 miliarda lat wstecz). Redshift GN-z11 wynosi 11,1; prawie 200 milionów lat bliżej chwili Wielkiego Wybuchu. Jest to niezwykłe osiągnięcie dla teleskopu Hubble’a. Zajrzał dalej, niż jakikolwiek naziemny teleskop do tej pory.

Połączone obrazy z Hubble’a i Spitzera pokazują, że GN-z11 jest 25 razy mniejsza od Drogi Mlecznej i ma masę zaledwie 1% tej, jaką ma nasza Galaktyka. Jednakże nowo narodzona GN-z11 formuje gwiazdy w tempie około 20 razy większym, niż nasza Galaktyka dzisiaj. To sprawia, że tak odległa galaktyka jest wystarczająco jasna, by astronomowie mogli ją znaleźć i przeprowadzić obserwacje przy pomocy Hubble’a i Spitzera.

Wyniki pokazują interesujące wskazówki na temat natury bardzo wczesnego Wszechświata. Zaskakującym jest fakt, że tak masywne galaktyki istniały 200-300 milionów lat po tym, jak pierwsze gwiazdy zaczęły się tworzyć. Odkrycie to pokazuje, że Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba będzie w stanie sięgnąć być może nawet do pierwszych galaktyk, które powstały w kosmosie.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
GN-z11.jpg
GN-z11.jpg [ 182.86 KiB | Przeglądany 39874 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 marca 2016, 15:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie z Uniwersytetu Southampton zaobserwowali trwające zaledwie ułamki sekundy, czerwone rozbłyski pochodzące z jednego z najjaśniejszych wybuchów z czarnej dziury w ciągu ostatnich lat.

W czerwcu 2015 roku czarna dziura o nazwie V404 Cygni wykazała dramatyczne pojaśnienie, trwającego około dwa tygodnie a będące efektem przejęcia materii od swojego gwiezdnego towarzysza. V404 Cygni znajduje się zaledwie 7.800 lat świetlnych od nas i jest pierwszą w pełni zidentyfikowaną czarną dziurą w naszej Galaktyce. Może być widziana jako bardzo jasny obiekt w momencie, gdy na jej "powierzchnię" opada materia towarzyszącej jej gwiazdy.

W nowych badaniach, których wyniki opublikowano w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, międzynarodowy zespół astronomów donosi, że owa czarna dziura emituje oślepiające czerwone błyski trwające ułamki sekundy, pochodzące od wyrzucanej materii, której nie może "pochłonąć".

Astronomowie powiązali czerwony kolor z szybko poruszającym się strumieniem materii, który został wyrzucony z bliskiego sąsiedztwa czarnej dziury. Obserwacje te dostarczają nowych informacji na temat tworzenia się takich dżetów oraz niezwykłego zjawiska, jakim jest czarna dziura.

Ponieważ natura tych jasnych "wybuchów" czarnej dziury jest nieprzewidywalna, astronomowie mają niewiele czasu, aby na nie zareagować. V404 Cygni wybuchła poprzednim razem w 1989 roku. Wybuch z czerwca 2015 roku był wyjątkowo jasny i stanowi doskonałą okazję do prac obserwacyjnych. W rzeczywistości był to najjaśniejszy z wybuchów, do jakich doszło w ostatnich latach.

Każdy z błysków był oślepiająco intensywny, o mocy około 1.000 słońc, a niektóre z nich były krótsze niż 1/40 sekundy - około dziesięć raz krócej, niż trwa mrugnięcie okiem. Podobne obserwacje wymagają nowych technologii, dlatego astronomowie wykorzystali szybko obrazującą kamerę ULTRACAM, zamontowaną na teleskopie Williama Herschela, który znajduje się w La Palma, na Wyspach Kanaryjskich.

Wydarzenie z roku 2015 w znacznym stopniu motywuje astronomów na całym świecie do wspólnych wysiłków mających na celu zaobserwowanie w przyszłości podobnych wybuchów. Krótkie okresy wybuchów i silne emisje w całym spektrum elektromagnetycznym, wymagają ścisłej komunikacji, wymiany danych i wspólnych działań prowadzonych przez astronomów.

Źródło:
University of Southampton

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
skymap2.gif_SIA_JPG_background_image.jpg
skymap2.gif_SIA_JPG_background_image.jpg [ 192.14 KiB | Przeglądany 39724 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 kwietnia 2016, 17:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Silne podmuchy dostrzeżone z rentgenowskiego układu podwójnego
Należący do ESA kosmiczny teleskop rentgenowski XMM-Newton odkrył strumienie gazu pędzące z ¼ prędkości światła. Wiatr jest bardzo jasny w promieniach rentgenowskich i pochodzi z pobliskiej podwójnej galaktyki.

W falach radiowych nocne niebo usiane jest dwoma rodzajami obiektów astronomicznych: supermasywnymi czarnymi dziurami znajdującymi się w centrach dużych galaktyk, pochłaniającymi materię wokół siebie, oraz układami podwójnymi, składającymi się z pozostałości gwiazdowych, takich jak białe karły, gwiazdy neutronowe czy czarne dziury, karmiące się gazem pochodzącym od swojego towarzysza. W obydwu przypadkach wirujący gaz tworzy dysk wokół zwartego i bardzo gęstego obiektu centralnego. Tarcie dysku powoduje podgrzewanie gazu, który emituje światło na wielu długościach fal, z maksimum w promieniach rentgenowskich. Nie cały gaz zostaje pochłonięty przez obiekt centralny, część zostaje wyrzucona przez silny wiatr.

W 1980 roku odkryto klasę pośrednią tych obiektów ale wciąż nie są one dobrze poznane. Dziesięć do stu razy jaśniejsze niż zwykłe binarne rentgenowskie, te źródła są jednak zbyt słabe, by połączyć akreujące supermasywne czarne dziury a to dlatego, że zwykle znajdują się z dala od centrum swojej macierzystej galaktyki.

Astronomowie z Instytutu Astronomii w Cambridge sądzą, że te niezwykle jasne źródła rentgenowskie są trochę wyjątkowymi układami podwójnymi, zasysającym gaz w znacznie szybszym tempie, niż zwykłe rentgenowskie układy podwójne. Zebrali archiwalne dane z XMM-Newton dotyczące trzech świecących w promieniach X źródeł znajdujących się w pobliskich galaktykach leżących w odległości mniejszej niż 22 miliony lat świetlnych od Drogi Mlecznej.

Źródło:
ESA

Urania - PA
Vega


Załączniki:
Powerful_winds_from_an_ultra-luminous_X-ray_binary.jpg
Powerful_winds_from_an_ultra-luminous_X-ray_binary.jpg [ 136.09 KiB | Przeglądany 38755 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 maja 2016, 14:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Świetlne echa dają wskazówki dotyczące dysków protoplanetarnych
Wyobraźmy sobie, że musimy zmierzyć wielkość pokoju, ale jest w nim zupełnie ciemno. Możemy krzyknąć, mierząc czas, jaki upłynął zanim fala dźwiękowa dotknęła ściany. Wykorzystując tę zasadę astronomowie mierzą dystans do obiektów tak odległych, że wydają się być jedynie punktami w przestrzeni. Zainteresowani są szczególnie obliczeniem, jak daleko od wewnętrznej krawędzi otaczającego je dysku protoplanetarnego znajdują się młode gwiazdy. Owe dyski gazu i pyłu są miejscami, gdzie na przestrzeni milionów lat tworzą się planety.

Zrozumienie dysków protoplanetarnych pomoże nam wyjaśnić niektóre z tajemnic egzoplanet, planet krążących poza naszym Układem Słonecznym. Astronomowie chcą wiedzieć, jak tworzą się planety i dlaczego odkrywają te duże, zwane “gorącymi Jowiszami” w bardzo bliskich odległościach od swoich macierzystych gwiazd.

Huan Meng jest doktorantem na Uniwersytecie Arizona w Tuscon. Jest także pierwszym autorem badań opublikowanych w Astrophysical Journal wykonanych przy użyciu danych z Kosmicznego Teleskopu Spitzer’a oraz czterech naziemnych teleskopów, do określenia odległości od gwiazdy do wewnętrznej krawędzi otaczającego ją dysku protoplanetarnego. Do tego pomiaru naukowcy użyli metody “świetlnego echa”. Gdy gwiazda centralna pojaśnieje, część światła trafia w otaczający ją dysk, wywołując opóźnione “echo”. Astronomowie zmierzyli czas, jaki zajęło światłu dotarcie bezpośrednio od gwiazdy do Ziemi, i oczekiwane nadejście jego echa.

Dzięki szczególnej teorii względności Einsteina wiemy, że światło porusza się ze stałą prędkością. W celu określenia danej odległości astronomowie mogą pomnożyć prędkość światła przez czas, jaki światło potrzebuje aby dostać się z jednego punktu do drugiego. Aby wykorzystać ten wzór, astronomowie potrzebowali gwiazd o zmiennej emisji. Młode gwiazdy są najlepszymi kandydatkami.

Gwiazda, której użyto w tym badaniu to YLW 16B leżąca w odległości 400 lat świetlnych od Ziemi. Jej masa jest zbliżona do Słońca ale jej wiek to zaledwie milion lat, czyli bardzo młoda w porównaniu z naszą dzienną gwiazdą mającą 4,6 miliarda lat. Podczas dwóch dni obserwacji owej gwiazdy astronomowie dostrzegli opóźnienie czasowe pomiędzy emisjami gwiazdy oraz ich echem w otaczającym ją dysku. Obserwatoria naziemne wykryły światło na krótkich długościach fali podczerwonej, emitowanej bezpośrednio z gwiazdy, a Spitzer zaobserwował światło na długich długościach fali podczerwonej, pochodzące z echa od dysku. Z powodu gęstych obłoków międzygwiazdowych, które blokują widok z Ziemi, astronomowie nie mogli użyć światła widzialnego do monitorowania gwiazdy.

Naukowcy wyliczyli, ile wynosi opóźnienie w czasie: 0,08 jednostki astronomicznej, czyli około 8% średniej odległości Ziemia-Słońce. Pomiary te są zgodne z przewidywaniami teoretycznymi. Chociaż metoda ta nie pozwala bezpośrednio zmierzyć wysokości dysku, astronomowie byli w stanie określić, że jego wewnętrzna krawędź jest stosunkowo gruba. Wcześniej astronomowie używali tej metody do pomiaru wielkości dysków akrecyjnych wokół supermasywnych czarnych dziur. Ponieważ żadne światło nie jest w stanie wydostać się z czarnej dziury, porównali światło pochodzące od wewnętrznej krawędzi dysku akrecyjnego do światła pochodzącego z zewnętrznej krawędzi w celu określenia rozmiaru dysku.

Świetlne echa od supermasywnych czarnych dziur wykazują opóźnienie rzędu dni czy tygodni, natomiast od badanego dysku protoplanetarnego zaledwie 74 sekundy. W badaniach Spitzera po raz pierwszy w historii użyto metody świetlnego echa do pomiaru wielkości dysku protoplanetarnego. To nowe podejście może być stosowane do innych młodych gwiazd posiadających planety w okresie formowania się w dysku wokół nich.

Źródło:
Spitzer

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
sig16-009_Inline.jpg
sig16-009_Inline.jpg [ 41.46 KiB | Przeglądany 38626 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 maja 2016, 13:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Gromady galaktyk jak "rosyjska lalka" ujawniają informacje na temat ciemnej energii
Astronomowie wykorzystali dane z obserwatorium Chandra, Planck oraz dużej liczby teleskopów optycznych do rozwinięcia potężnej, nowej metody badania ciemnej energii, tajemniczej energii, która obecnie napędza przyspieszenie ekspansji Wszechświata.

W metodzie tej wykorzystywane są obserwacje dostrzeganych gromad galaktyk, największych struktur we Wszechświecie, zespolonych razem grawitacyjnie, które ukazują podobieństwo w profilach rentgenowskich oraz rozmiarze. Bardziej masywne gromady galaktyk są po prostu “powiększoną wersją” tych mniejszych. Pozwala to astronomom porównać je i dokładnie określić ich odległości na przestrzeni miliardów lat świetlnych.

Używając gromad galaktyk jako znacznika odległości, astronomowie mogą mierzyć, jak szybko Wszechświat rozszerzał się w różnych etapach życia, począwszy od Wielkiego Wybuchu. Według ogólnej teorii względności Einsteina tempo ekspansji jest określone przez właściwości ciemnej energii oraz ilości materii we Wszechświecie, która w większości składa się z niewidocznej ciemnej materii.

Gdyby zakładane parametry kosmologiczne nie były poprawne, wówczas odległe gromady galaktyk miałyby rozmiary większe bądź mniejsze niż przewidywano. Parametry kosmologiczne są tak skorygowane, aby różne gromady, o różnej masie i odległości, wydawały się być podobne. Ostatnie wyniki potwierdziły wcześniejsze badania, według których właściwości ciemnej energii nie zmieniły się na przestrzeni miliardów lat. Wspierają również pomysł, że ciemna energia jest najlepszym wyjaśnieniem do stałej kosmologicznej i odpowiada energii pustej przestrzeni.

Naukowcy przebadali 320 gromad galaktyk leżących w odległościach między 760 milionów a 8,7 miliarda lat świetlnych od Ziemi. Odległości te obejmują erę, w której ciemna energia powodowała spowolnienie ekspansji Wszechświata, by zaraz ją przyspieszać. Aby ustalić dokładniejsze wyniki niż z samego satelity Chandra, astronomowie połączyli te dane z informacjami na temat tempa ekspansji Wszechświata z optycznych obserwacji supernowych oraz z Planka, badającego kosmiczne promieniowanie tła, pozostałość po Wielkim Wybuchu.

Natura ciemnej energii jest jedną z największych tajemnic współczesnej fizyki. Stworzenie narzędzi pozwalających badać jej właściwości jest bardzo istotne, gdyż różne metody mogą dawać różne założenia. Nowa technika może zapewnić znaczny postęp w zrozumieniu natury ciemnej energii.

Źródło:
Chandra

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
clusters.jpg
clusters.jpg [ 385.9 KiB | Przeglądany 38531 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 maja 2016, 11:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Radioteleskopy ALMA zmierzyły masę czarnej dziury z niesłychanie dużą dokładnością
Supermasywne czarne dziury o wadze milionów czy miliardów mas Słońca dominują w centrach galaktyk. Aby określić ich rzeczywistą masę astronomowie muszą zmierzyć ich siłę grawitacyjną oddziałującą na gwiazdy i obłoki gazu krążącego wokół niej.

Zespół astronomów przy użyciu Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) zajrzał w serce pobliskiej galaktyki eliptycznej aby zbadać ruch dysku zimnego międzygwiezdnego gazu otaczającego czarną dziurę znajdującą się w jej centrum. Obserwacje te stanowią jeden z najbardziej dokładnych do tej pory pomiarów masy czarnej dziury spoza naszej galaktyki, co pomaga skonfigurować skalę dla tych kosmicznych potworów.

Aby tego dokonać zespół astronomów wykorzystał dane z ALMA do pomiaru prędkości tlenku węgla na orbicie wokół czarnej dziury w centrum NGC 1332, masywnej galaktyki eliptycznej znajdującej się w odległości około 73 mln lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Erydan. Obserwacje ALMA ukazują szczegóły dotyczące struktury tego dysku o średnicy 16 lat świetlnych. Z pomiarów rotacji dysku wynika, że “strefa wpływu” tej czarnej dziury ma promień 80 lat świetlnych, czyli na taką odległość sięga jej grawitacja.

W pobliżu centrum tego dysku ALMA obserwuje gaz poruszający się z prędkością ponad 500 km/s. Porównując te dane z symulacjami, astronomowie obliczyli, że czarna dziura wewnątrz NGC 1332 ma masę 660 milionów razy większą, niż nasze Słońce, +/- 10%. Owa czarna dziura jest 150 razy masywniejsza od tej znajdującej się w centrum naszej Drogi Mlecznej.

Dokładne obserwacje ALMA były o tyle istotne, że astronomowie musieli pamiętać, by uniknąć mylnych pomiarów czarnej dziury z oddziaływaniem grawitacyjnym innej materii, takiej jak gwiazdy, obłoki gazu międzygwiezdnego czy ciemnej materii, co stanowi większość ogólnej masy galaktyki. Astronomowie używają różnych technik, aby zmierzyć masę czarnej dziury. Wszystkie z nich jednak polegają na śledzeniu ruchu obiektów tak blisko czarnej dziury, jak to możliwe. Przy pomocy potężnego naziemnego teleskopu z optyką adaptywną, w Drodze Mlecznej można wykonać zdjęcie pojedynczej gwiazdy w pobliżu centrum galaktyki i dokładnie śledzić jej trajektorię w miarę upływu czasu. Niestety, współczesna technika nie pozwala na podobne obserwacje poszczególnych gwiazd w odległych galaktykach.

Aby dokonać podobnych pomiarów w innych galaktykach, astronomowie albo badają łączny ruch gwiazd w centralnym obszarze galaktyki, albo śledzą ruch dysków gazowych i mega-maserów - naturalnych kosmicznych radioźródeł. Poprzednie badania z naziemnych i komicznych teleskopów galaktyki NGC 1332 dały bardzo rozbieżne szacunki co do masy tej czarnej dziury. Wahały się one między 500 mln a 1,5 mld mas Słońca.

Źródło:
ALMA

Urania - PA
Vega


Załączniki:
160505-ngc1332_1.jpg
160505-ngc1332_1.jpg [ 226.1 KiB | Przeglądany 38293 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 maja 2016, 18:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury mogą zatrzymywać powstawanie nowych gwiazd
Międzynarodowy zespół naukowców odkrył nową klasę galaktyk posiadających supermasywne czarne dziury, których wiatr jest wystarczająco energetyczny by tłumić powstawanie nowych gwiazd.

Pozbawione młodych gwiazd, czerwone i martwe galaktyki stanowią ogromną część galaktyk w naszym najbliższym otoczeniu. Tajemnicą, z którą borykali się od lat astronomowie było, jak układy te pozostają nieaktywne, chociaż posiadają wszystkie składniki potrzebne do tworzenia się gwiazd. Teraz zespół wykorzystał spektroskopię obrazowania optycznego Sloan Digital Sky Survey-IV Mapowanie Pobliskich Galaktyk z Obserwatorium Apache Point (SDSS-IV MaNGA) do uchwycenia supermasywnej czarnej dziury, która podgrzewa gaz wewnątrz swojej macierzystej galaktyki, przez co zapobiega powstawaniu nowych gwiazd.

Gwiazdy powstają w trakcie chłodzenia się i zapadania gazu. Jednakże w tych galaktykach, pomimo obecności gazu, nie ma nowych gwiazd. Zespół badał galaktykę Akira, prototypowy przykład nowej klasy galaktyk nazwanych “czerwone gejzery” - czerwony nawiązuje do koloru galaktyk, które nie posiadają młodych, niebieskich gwiazd, a gejzer odnosi się do epizodycznych porywów wiatru z supermasywnej czarnej dziury. Akira ukazała skomplikowany model ciepłego gazu, co sugeruje obecność gazu wypływającego z centrum supermasywnej czarnej dziury. Naukowcy twierdzą, że paliwo do tej supermasywnej czarnej dziury najprawdopodobniej pochodzi od interakcji z mniejszą galaktyką zwaną Tetsuo. Wypływający wiatr miał wystarczającą ilość energii do ogrzewania otaczającego gazu przez wstrząsy i turbulencje oraz mógł ostatecznie zapobiec jakiemukolwiek dalszemu powstawaniu gwiazd.

Istotną siłą MaNGA jest możliwość obserwowania tysięcy galaktyk w trzech wymiarach, poprzez mapowanie nie tylko w jaki sposób się pojawiają na niebie, ale także jak poruszają się gwiazdy i gaz w ich wnętrzu.

Są to jedne z pierwszych wyników badań MaNGA, które rozpoczęły się w 2014 roku. Technologia stosowana w najnowszych badaniach pozwala naukowcom na mapowanie galaktyk od dziesięciu do stu razy szybciej niż poprzednio, dzięki czemu zebranie wystarczająco dużej liczby próbek wymaganych do uchwycenia galaktyk poddawanych szybko zmieniającym się zjawiskom.

Źródło:
Kavli Foundation

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
37-scientistsdi.jpg
37-scientistsdi.jpg [ 89.81 KiB | Przeglądany 37596 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 czerwca 2016, 21:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Kepler-62f - czyżby posiadała życie?

Astronomowie badający egzoplanetę Kepler-62f sądzą, że może być zdolna do zamieszkania.
Kepler-62f - egzoplaneta krążąca wokół gwiazdy znajdującej się 1200 lat świetlnych od Ziemi, w kierunku gwiazdozbioru Lutni. Została odkryta w misji Kepler w roku 2013. Zespół astronomów sugeruje, że planeta ta może być zdolna do zamieszkania. Dane z Keplera sugerują, że 62f jest planetą skalistą i może posiadać oceany. Jest 40% większa od Ziemi i krąży wokół gwiazdy mniejszej i chłodniejszej niż nasze Słońce.

Układ, w którym krąży Kepler-62f posiada 5 planet a ona sama krąży najdalej od swojej macierzystej gwiazdy. Zespół astronomów z wydziału astronomii i fizyki UCLA zastosował różne metody modelowania w celu określenia, czy 62f może być zdolna do zamieszkania. Jeżeli planeta posiada atmosferę, kluczowe okaże się, czy zawiera ona dwutlenek węgla, który jako gaz cieplarniany może mieć znaczący wpływ na temperaturę powierzchni a zatem także wpływ na jej zdolność do zamieszkania.

Atmosfera Ziemi składa się w 0,04% z CO2. 62f prawdopodobnie potrzebowałaby więcej dwutlenku węgla, aby móc podtrzymać życie. Wymagałoby to też innych właściwości atmosfery. Badania modelują parametry dotyczące stężenia dwutlenku węgla, gęstości atmosfery i charakterystykę orbitalną. Astronomowie prowadzą symulacje komputerowe bazując na tym, czy Kepler-62f posiada: atmosferę, której grubość mieści się pomiędzy atmosferą Ziemi a 12 razy większą, stężenie dwutlenku węgla w niej oraz bada kilka różnych kombinacji ustawień orbity. Naukowcy odkryli, że istnieją różne scenariusze, które mogą spowodować, że 62f może być zdolna do zamieszkania.

Astronomowie twierdzą, że Kepler-62f będzie zdolna do zamieszkania przez cały rok, jeżeli jej atmosfera będzie 5 razy grubsza niż atmosfera Ziemi i w całości składająca się z CO2. Oznacza to, że stężenie dwutlenku węgla byłoby 2500 razy większe, niż w naszej atmosferze. Jedną z cech czyniących 62f zdolną do zamieszkania również jest jej orbita.

Naukowcy wykonali swoje obliczenia ewentualnego kształtu orbity planety przy użyciu istniejącego już modelu komputerowego o nazwie HNBody i wykorzystali istniejące globalne modele klimatyczne do symulacji jej klimatu. Był to pierwszy raz, gdy astronomowie połączyli wyniki z dwóch różnych modeli badań egzoplanet.

Istnieje ponad 2300 potwierdzonych egzoplanet a kilka tysięcy jest kandydatami, ale tylko o kilkunastu wiadomo, że znajdują się w ekostrefie, co oznacza, że krążą wokół swojej gwiazdy w odległości, która mogłaby zapewnić im ciepło wystarczające do zachowania wody w stanie ciekłym na powierzchni. Na razie nie możemy sprawdzić, czy na tych egzoplanetach może istnieć życie. Może się to zmienić, gdy instrumenty takie, jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba będą w stanie zajrzeć w atmosfery egzoplanet i powiedzieć nam coś o bio-markerach, które mogą być w nich obecne.

Źródło:
UCLA

Urania - PA
Vega


Załączniki:
742529main_Kepler62f_full.jpg
742529main_Kepler62f_full.jpg [ 114.42 KiB | Przeglądany 37394 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 czerwca 2016, 13:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Czy wszechświat rozszerza się szybciej, niż dotychczas sądzono?

Zespół astronomów korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a odkrył, że Wszechświat rozszerza się 5-9% szybciej, niż sądzono.

Według Adama Riessa, lidera grupy badawczej oraz laureata nagrody Nobla, odkrycie to może pomóc zrozumieć m.in. ciemną materię czy ciemną energię. Istnieje kilka wyjaśnień nadmiernej prędkości Wszechświata. Jedną z możliwości jest fakt, że ciemna energia, która, jak wiadomo, powoduje przyspieszanie ekspansji Wszechświata, może także powodować odpychanie się galaktyk od siebie z jeszcze większą, bądź rosnącą, intensywnością.

Inny pomysł naukowców jest taki, że kosmos we wczesnych etapach istnienia zawierał cząstkę, która poruszała się z prędkością światła. Tak szybkie cząstki zwane są “ciemnym promieniowaniem” i zalicza się do nich, znane już wcześniej, neutrina.

Wzrost tempa przyspieszenia ekspansji może również oznaczać, że ciemna materia posiada jakieś dziwne, nieznane cechy. Ciemna materia jest podstawą Wszechświata, na której galaktyki się budowały, aż do struktur wielkoskalowych, jakie obserwujemy dzisiaj. No i wreszcie fakt ten może być informacją, że teoria grawitacji Einsteina jest niekompletna. Zespół Riessa dokonał udoskonalenia metody obserwacyjnej poprzez rozwój innowacyjnych technik, które poprawiły dokładność pomiarów odległości do odległych galaktyk, której błąd to zaledwie 2,4%.

Pomiary te mają zasadnicze znaczenie w wykonywaniu bardziej precyzyjnych obliczeń tego, jak szybko rozszerzał się Wszechświat wraz z upływem czasu, czyli obliczenia stałej Hubble’a. Poprawiona wartość stałej Hubble’a wynosi 73,2 km na sekundę na megaparsek (1 megaparsek = 3,26 miliona lat świetlnych). Nowa wartość oznacza, że odległość pomiędzy obiektami kosmicznymi podwoi się w ciągu kolejnych 9,8 miliarda lat.

Ta subtelna kalibracja zawiera zagadkę, ponieważ niecałkowicie dopasowano przewidywane tempo ekspansji dla Wszechświata z jego trajektorią tuż po Wielkim Wybuchu. Pomiary promieniowania po Wielkim Wybuchu wykonane przez satelity NASA (WMAP) i ESA (Planck) dostarczyły prognozy dla stałej Hubble’a wynoszące odpowiednio 5% i 9%. Porównywanie tempa ekspansji Wszechświata oceniając dane z WMAP, Plancka i HST jest jak budowanie mostu. Na odległym brzegu znajdują się obserwacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła wczesnego Wszechświata. Na pobliskim brzegu są pomiary wykonywane przez astronomów za pomocą teleskopu Hubble’a. Oczekuje się, że pomiary i obserwacje się pokryją. Obecnie jednak tak nie jest i astronomowie chcą wiedzieć, dlaczego.

Obserwacje z Hubble’a zostały przeprowadzone przez zespół Supernovae H0 for the Equation of State (SH0ES), którego zadaniem jest ustalenie stałej Hubble’a z dokładnością, która pozwoli na lepsze zrozumienie zachowania się Wszechświata. Zespół Riessa dokonał ulepszeń poprawiając “drabinę” odległości kosmicznych, wykorzystywaną przez astronomów do wykonywania dokładnych pomiarów odległości do galaktyk bliskich i odległych od Ziemi. Zespół porównał te odległości z tempem rozszerzania się Wszechświata, poprzez pomiary światła od uciekających galaktyk. Użyli obu wartości do obliczenia stałej Hubble’a,

Jednymi z najbardziej niezawodnych kosmicznych mierników na krótkich dystansach są cefeidy, pulsujące gwiazdy zmienne. Astronomowie skalibrowali tę miarkę wykorzystując metodę paralaksy, tę samą, którą geodeci wykorzystują do pomiarów odległości na Ziemi. Wykorzystując Wide Field Camera 3 (WFC3) z Hubble’a astronomowie mogą dokonać znacznie dalszych pomiarów paralaksy niż było to możliwe dotychczas, aż na drugą stronę Drogi Mlecznej, do odległych cefeid.

Aby obliczyć dokładne odległości do pobliskich galaktyk, zespół szukał takich, które zawierają nie tylko cefeidy ale także inne wiarygodne mierniki, na przykład supernowe typu Ia. Do tej pory zespół Riessa zmierzył około 2.400 cefeid w 19 galaktykach, co stanowi największy wzorzec pomiarów spoza Drogi Mlecznej. Porównując jasność obserwowalną obu typów gwiazd w pobliskich galaktykach, astronomowie mogli dokładnie zmierzyć ich prawdziwą jasność, a co za tym idzie, dokładnie określić odległość do około 300 supernowych typu Ia znajdujących się w odległych galaktykach.

Zespół SH0ES nadal korzysta z teleskopu Hubble’a do pomiarów stałej Hubble’a, aby osiągnąć dokładność rzędu 1%. Aktualnie teleskopy, takie jak satelita Gaia, przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) czy obserwatorium podczerwone oraz Wide Field Infrared Space Telescope (WFIST), także mogę pomóc astronomom wykonać lepsze pomiary tempa ekspansji.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
hs-2016-17-a-web_print.jpg
hs-2016-17-a-web_print.jpg [ 438.55 KiB | Przeglądany 37300 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 czerwca 2016, 19:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
ALMA obserwuje tlen w galaktyce z początków Wszechświata
Astronomowie korzystający z radioteleskopów Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) wykryli wyraźną emisję tlenu w galaktyce SXDF-NB1006-2, która znajduje się w odległości 13,1 miliarda lat świetlnych od Ziemi. Jest to najbardziej odległy tlen, jaki do tej pory wykryto. Tlen w tej galaktyce wydaje się być jonizowany przez wiele młodych, olbrzymich gwiazd. Jego obserwacje są pomocne w zrozumieniu dość niejasnej epoki wczesnego Wszechświata, tzw. „ery rejonizacji”.

SXDF-NB1006-2 ma przesunięcie ku czerwieni równe 7,2 co oznacza, że widzimy ją zaledwie 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Astronomowie chcą dowiedzieć się więcej o ciężkich pierwiastkach występujących w galaktyce, które mogą im powiedzieć coś o poziomie aktywności formowania się gwiazd, czyli o wspomnianej kosmicznej rejonizacji. W astronomii ciężkimi pierwiastkami nazywa się te wszystkie, które są cięższe od wodoru, helu i litu.

Wokół nas we Wszechświecie znajdują się różne pierwiastki. Jednakże tuż po Wielkim Wybuchu, 13,8 mld lat temu, istniały tylko te najlżejsze, czyli wodór, hel i lit. Cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen powstały w gwiazdach i gromadziły się we Wszechświecie wraz z upływem czasu.

Zanim powstały pierwsze ciała niebieskie, kosmos wypełniony był elektrycznie obojętnym gazem. Obiekty te emitowały silne promieniowanie a zaczęły jonizować obojętny gaz dopiero kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu. To jest właśnie kosmiczna rejonizacja. Stan całego Wszechświata zmienił się dramatycznie w tym okresie. Jednak proces ten jest objęty głęboką ciemnością. To, jaki rodzaj obiektów spowodował erę rejonizacji było przedmiotem dyskusji.

Astronomowie spodziewają się, że emisja ze zjonizowanego tlenu jest na tyle silna, że mogą ją zaobserwować nawet z odległości 13 miliardów lat świetlnych, ponieważ japoński satelita podczerwony AKARI wykrył bardzo jasną emisję w Wielkim Obłoku Magellana, który ma środowisko podobne do wczesnego Wszechświata.

Wykrycie emisji ze zjonizowanego tlenu w bardzo odległych galaktykach było nowym wyzwaniem dla ALMA. Naukowcy przeprowadzili symulacje komputerowe aby sprawdzić, czy jest możliwe wykrycie przez sieć ALMA zjonizowanego tlenu. Ponieważ wyniki były pozytywne, zdecydowano się na użycie tych radioteleskopów. Jest to najodleglejszy wykryty tlen i zarazem mocny dowód na istnienie tlenu w bardzo wczesnym Wszechświecie, zaledwie 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Zespół szacuje, że obfitość tlenu w SXDF-NB1006-2 jest dziesięć razy mniejsza niż w Słońcu. Nie jest to zaskoczeniem dla astronomów, gdyż cięższe pierwiastki powstają w gwiazdach a obserwowalna galaktyka jest w na tyle wczesnym etapie życia, że niewielka liczba gwiazd miała możliwość rozprzestrzenić w niej tlen i inne pierwiastki.

Obserwacje wykazują, że ilość ciężkich pierwiastków stanowi około 10% tego, co możemy znaleźć w obecnym Wszechświecie, ale ilość pyłu powstała z cięższych pierwiastków wydaje się być znacznie mniejsza, niż powinna. Astronomowie nie wykryli jednak żadnej emisji węgla w tej galaktyce. Może to sugerować, że prawie cały gaz w jej wnętrzu jest zjonizowany.

Emisja od zjonizowanego tlenu wskazuje na dużą liczbę olbrzymich gwiazd, kilkadziesiąt razy cięższych od Słońca, które powstały w galaktyce i emitują silne promieniowanie ultrafioletowe. Braki pyłu i węgla w galaktyce są niezwykle ważne dla kosmicznej ery rejonizacji. Umożliwiają silne promieniowanie jonizujące pozwalające mu wydostać się poza galaktykę i jonizowanie gazu w jej otoczeniu. SXDF-NB1006-2 byłaby prototypowym źródłem emisji odpowiedzialnym za kosmiczną erę jonizacji. Nowe obserwacje ALMA już się rozpoczęły.

Źródło:
ALMA

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
160616_fig1_eng.jpg
160616_fig1_eng.jpg [ 1.04 MiB | Przeglądany 37290 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 czerwca 2016, 17:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 983
Oddział PTMA: Kraków
Nieaktywna czarna dziura pożera gwiazdy, stając się rentgenowską latarką

Około 3,9 miliarda lat temu, w sercu ogromnej galaktyki, intensywne pływy z monstrualnej czarnej dziury rozerwały gwiazdę, która zbytnio się do niej zbliżyła. Podczas tego zdarzenia wytworzyło się promieniowanie rentgenowskie, które dotarło do Ziemi 28 marca 2011 roku i było obserwowane m.in. przez satelitę NASA Swift. W ciągu kilku dni naukowcy stwierdzili, że wybuch, znany obecnie jako Swift J1644+57 to nic innego, jak poświata od rozerwanej gwiazdy oraz gwałtownego rozgrzania się wcześniej nieaktywnej czarnej dziury.

Teraz naukowcy wykorzystując archiwalne dane z teleskopów Swift, XMM-Newton oraz Suzaku zidentyfikowali echa rozbłysków rentgenowskich wybuchających podczas tego zdarzenia. Zespół astronomów wykorzystał owe pogłosy po raz pierwszy do mapowania przepływu gazu w pobliżu nowo aktywowanej czarnej dziury.

Astronomowie jeszcze nie wiedzą, co powoduje rozbłyski promieniowania rentgenowskiego w pobliżu czarnej dziury, ale mogą wykryć jego echo. Technika, za pomocą której to wykrywają nazywa się mapowaniem pogłosu (echa) rentgenowskiego. Metody tej w przeszłości użyto do badania stabilnych dysków wokół czarnych dziur, ale pierwszy raz wykorzystaną ją do nowo powstałego dysku wytworzonego przez zakłócenia pływowe.

Szczątki gwiazdy opadają w kierunku czarnej dziury tworząc dysk akrecyjny. Tam gaz jest kompresowany i podgrzewany do temperatury milionów stopni, zanim w końcu rozleje się wokół horyzontu zdarzeń czarnej dziury, punktu, spoza którego nic nie może uciec, a którego astronomowie nie mogą obserwować. Dysk akrecyjny Swift J1644+57 był grubszy, bardziej chaotyczny, niż stabilne dyski, które miały czas na osiedlenie się.

Niespodzianką w badaniach jest fakt, że wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie pojawia się z wewnętrznej części dysku akrecyjnego. Astronomowie sądzili, że większość tych emisji pochodzi z wąskiego strumienia cząstek przyspieszanych do prędkości bliskich prędkości światła. W balazarach, najbardziej świecącej klasie galaktyk zasilanych przez czarne dziury, to dżety wytwarzają większość wysokoenergetycznej emisji.

Astronomowie obserwują dżet ze Swift J1644+57, ale promienie rentgenowskie pochodzą ze zwartego regionu w pobliżu czarnej dziury, u podstaw stromego leja opadającego gazu. Gaz wytwarzający echa płynie na zewnątrz wzdłuż powierzchni leja z szybkością odpowiadającą połowie prędkości światła.

Promienie X pochodzące z pobliża czarnej dziury pobudzają jony żelaza w wirującym gazie, doprowadzając do jego fluktuacji z charakterystycznym blaskiem wysokich energii, zwanych żelazową emisją linii K. Gdy rozbłysk rentgenowski słabnie, gaz zawraca z krótkim opóźnieniem, w zależności od odległości od źródła. Bezpośrednie światło z flary ma inne właściwości niż echa, a astronomowie mogą wykryć pogłosy monitorując, w jaki sposób jasność zmienia się w różnych energiach rentgenowskich. Astronomowie szacują, że masa czarnej dziury Swift J1644+57 jest około milion razy większa od masy Słońca, ale nie zmierzyli jej spinu.

Źródło:
NASA

Urania - Postępy Astronomii
Vega


Załączniki:
tidal_disruption_art_as.jpg
tidal_disruption_art_as.jpg [ 223.27 KiB | Przeglądany 37257 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: 472 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1, 2, 3, 4, 5, 6, 7 ... 24  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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