Dzisiaj jest 10 grudnia 2018, 19:10

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 331 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16, 17  Następna
Autor Wiadomość
Post: 08 lipca 2018, 15:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Wielka kolizja, która zmieniła Drogę Mleczną

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył stare i dramatyczne zderzenie się Drogi Mlecznej z mniejszym obiektem, który nazwano galaktyką „Kiełbasa”. Ta kosmiczna katastrofa była definiującym wydarzeniem we wczesnej historii Drogi Mlecznej i przekształciła strukturę naszej galaktyki, kształtując zarówno jej zgrubienie centralne, jak i otoczkę zewnętrzną.

Astronomowie wnioskują, że około 8-10 mld lat temu nieznana galaktyka karłowata uderzyła w Drogę Mleczną. Nie przetrwała ona zderzenia, rozpadła się bardzo szybko a szczątki są teraz wszędzie wokół nas.

Nowe artykuły opisują najważniejsze cechy tego niezwykłego zdarzenia. GyuChul Myeong z Cambridge wraz z kolegami wykorzystali dane z satelity Gaia, która mapuje gwiezdną zawartość Drogi Mlecznej, rejestrując tory gwiazd podczas ich podróży przez naszą galaktykę. Dzięki Gaia astronomowie znają teraz pozycje i trajektorie naszych niebiańskich sąsiadów z niespotykaną dokładnością.

Ścieżki gwiazd z galaktycznej kolizji zasłużyły na pseudonim „Kiełbaski Gai”. Gdy astronomowie nakreślili prędkości gwiazd, ukazał im się właśnie kształt kiełbasy. Gdy mniejsza galaktyka rozpadła się, jej gwiazdy zostały rzucone na bardzo radialne orbity. Są one tym, co pozostało z tego wielkiego połączenia z Drogą Mleczną.

Droga Mleczna kontynuuje zderzenia z innymi galaktykami, takimi jak słaba galaktyka karłowata Strzelca. Jednak galaktyka Kiełbasa była znacznie masywniejsza. Całkowita masa jej gazu, gwiazd i ciemnej materii była ponad 10 mld razy większa, niż masa Słońca. Kiedy Kiełbasa uderzyła w młodą Drogę Mleczną, jej trajektoria spowodowała wiele chaosu. Resztki Kiełbasy rozproszyły się po wewnętrznych częściach naszej galaktyki, tworząc zgrubienie w jej centrum oraz otoczkę gwiezdnego halo.

Symulacje numeryczne mogą odtworzyć te cechy. W symulacjach prowadzonych przez Denisa Erkla i jego współpracowników, gwiazdy z Kiełbasy wchodzą na rozciągnięte orbity, które są dodatkowo wydłużone przez rosnący dysk Drogi Mlecznej, który puchnie i staje się grubszy po kolizji.

Dowody tej galaktycznej przebudowy widoczne są w torach gwiazd odziedziczonych z galaktyki karłowatej. Gwiazdy Kiełbasy skręcają w przybliżeniu w tej samej odległości od centrum Galaktyki. Skręcanie to powoduje, że gęstość w halo Drogi Mlecznej zmniejsza się dramatycznie tam, gdzie gwiazdy zmieniają kierunki. Nowa praca wyjaśnia, w jaki sposób gwiazdy wpadły na tak ciasne orbity.

W nowych badaniach zidentyfikowano również co najmniej osiem dużych, sferycznych skupisk gwiazd zwanych gromadami kulistymi, które zostały dostarczone do Drogi Mlecznej przez Kiełbasę. Małe galaktyki na ogół nie mają własnych gromad kulistych, więc galaktyka Kiełbasa musiała być wystarczająco duża, by pomieścić zbiór gromad.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Simons Foundation

Vega


Załączniki:
thegaiasausa.jpg
thegaiasausa.jpg [ 296.92 KiB | Przeglądany 1183 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 lipca 2018, 16:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Co rozświetla najjaśniejsze galaktyki?

Od dawna wiadomo, że interakcje pomiędzy galaktykami ma wpływ na ich ewolucję. Są to zjawiska powszechne we Wszechświecie, a większość galaktyk wykazuje oznaki wzajemnego oddziaływania. Najbardziej dramatyczne zderzenia między galaktykami powodują ich świecenie, szczególnie w podczerwieni, a zarazem są one jednymi z najjaśniejszych obiektów na niebie. Ich jasność pozwala badać je na odległościach kosmologicznych, co pozwala astronomom odtworzyć aktywność we wczesnym Wszechświecie.

Za takie zwiększone promieniowanie są odpowiedzialne dwa procesy: intensywne procesy gwiazdotwórcze lub zasilanie supermasywnych czarnych dziur w jądrze galaktyki (AGN – Active Galactic Nuclei czyli aktywne jądra galaktyczne). Chociaż procesy te są bardzo różne i powinny być łatwe do rozróżnienia (AGN emituje znacznie cieplejsze promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie), jednak w praktyce cechy odróżniające obydwa zdarzenia mogą być słabe i/lub zasłonięte przez pył w galaktykach. Dlatego astronomowie często wykorzystują kształt profilu całkowitej emisji galaktyki (jej widmowy rozkład energii – SED), aby ocenić procesy w niej zachodzące. Pył, który pochłania większość promieniowania, także emituje je ponownie na dłuższych falach w podczerwieni a programy komputerowe wykorzystywane przez naukowców mogą na tej podstawie modelować i odkrywać przed nimi liczne struktury fizyczne galaktyk.

Gdyby procesy gwiazdotwórcze były odpowiedzialne za rozświetlanie jasnych galaktyk we wczesnym Wszechświecie, to wiele dzisiejszych gwiazd też mogło powstać w takim środowisku. Jednak jeżeli byłyby zasilane głównie przez AGN, wtedy powinno być obserwowanych więcej dżetów i mniej nowych gwiazd. Astronomowie z CfA przeanalizowali dwadzieścia cztery stosunkowo bliskie, jasne, łączące się galaktyki, aby stwierdzić, jak często i w jakim stopniu aktywność AGN jest odpowiedzialna za ich jasność. Naukowcy uzyskali najdokładniejsze wyniki SED w trzydziestu trzech pasmach widma, zdobyte w siedmiu różnych misjach obserwacyjnych NASA dla tych galaktyk. Następnie wykorzystali nowy kod obliczeniowy, aby dopasować kształt SED i wyliczyć najbardziej prawdopodobną wartość wkładu AGN oraz do zmierzenia szybkości powstawania gwiazd, właściwości pyłu i wielu innych parametrów fizycznych. Naukowcy przetestowali wiarygodność kodu, wykorzystując go w symulacjach łączenia się galaktyk i znaleźli doskonałą zgodność.

Astronomowie stwierdzili, że udział AGN w ich próbce galaktyk sięga nawet 90% całkowitej jasności a w pozostałych przypadkach spada poniżej 20% i jest prawdopodobnie pomijany. Zespół stara się odnieść skalę wkładu AGN do etapu procesu łączenia się układu galaktyk, jednak ich niewielka próbka ograniczyła możliwość uogólnienia wniosków. Naukowcy rozszerzają swoją analizę do kilkuset układów łączących się galaktyk, aby wzmocnić wyciągnięte wnioski.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201827.jpg
su201827.jpg [ 70.91 KiB | Przeglądany 1177 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 lipca 2018, 19:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Nasza skalista sąsiadka nie jest bliźniaczką Ziemi

Zeszłej jesieni świat podekscytowało odkrycie egzoplanety Ross 128b, która znajduje się zaledwie 11 lat świetlnych od Ziemi. Nowe badania przeprowadzone przez zespół astronomów pod kierownictwem Diogo Souto z brazylijskiego Observatório Nacional, po raz pierwszy określiły szczegółowo skład chemiczny gwiazdy macierzystej tej planety – Ross 128.

Zrozumienie, które pierwiastki i w jakich ilościach obecne są w gwieździe może pomóc naukowcom oszacować budowę egzoplanet, które ją okrążają, a to umożliwi sprawdzenie, na ile są one do podobne Ziemi.

Gwiazda macierzysta egzoplanety, Ross 128, podobnie jak około 70% gwiazd Drogi Mlecznej, jest czerwonym karłem. Jest zatem znacznie chłodniejsza i mniejsza, niż Słońce. W oparciu o wyniki z dużych projektów poszukiwania egzoplanet, astronomowie szacują, że wiele z tych czerwonych karłów posiada co najmniej jedną egzoplanetę. W ciągu ostatnich lat kilka układów planetarnych wokół takich gwiazd było sensacjami prasowymi, w tym Proxima b, planeta okrążająca gwiazdę najbliższą Słońcu, Proximę Centauri oraz siedem planet okrążających TRAPPIST-1, gwiazdę niewiele większą od Jowisza.

Wykorzystując spektroskop APOGEE, zespół przeanalizował widmo gwiazdy w bliskiej podczerwieni, w celu określenia zawartości w niej węgla, tlenu, magnezu, glinu, potasu, wapnia, tytanu i żelaza.

Kiedy gwiazdy są młode, otoczone są rotującymi dyskami gazu i pyłu, z którego powstają planety skaliste. Skład chemiczny gwiazdy może mieć wpływ na zawartość dysku, a co za tym idzie na mineralogię i strukturę wnętrza planet, które z niego powstają. Na przykład ilość magnezu, żelaza i krzemu w planecie będzie kontrolowała stosunek mas jądra i płaszcza planety.

Zespół ustalił, że Ross 128 ma poziom żelaza zbliżony do naszego Słońca. Chociaż nie byli w stanie zmierzyć obfitości krzemu w niej, stosunek żelaza do magnezu w gwieździe wskazuje, że jądro planety Ross 128b, powinno być większe, niż ziemskie.

Ponieważ zespół znał minimalną masę Ross 128b oraz obfitość pierwiastków w gwieździe, był w stanie oszacować zakres promienia planety, którego nie można zmierzyć bezpośrednio ze względu na orientację orbity planety wokół gwiazdy względem Ziemi.

Poznanie masy i promienia planety jest ważne przy zrozumieniu, z czego jest ona zbudowana, gdyż obydwa pomiary mogą być wykorzystane do obliczenia gęstości planety. Co więcej, kwantyfikując planety w ten sposób, astronomowie zdali sobie sprawę, że planety o promieniu większym, niż 1,7 promienia Ziemi prawdopodobnie otoczone są gazową otoczką, podobnie jak Neptun, a te o mniejszych promieniach są prawdopodobnie bardziej skaliste, tak jak nasza własna planeta.

Szacowany promień Ross 128b wskazuje, że powinna ona być skalista.

W końcu, mierząc temperaturę Ross 128 i szacując promień planety, zespół był w stanie określić, ile światła gwiazdy odbija się od powierzchni planety, odkrywając, że nasza druga pod względem odległości skalista sąsiadka prawdopodobnie ma umiarkowany klimat, a na jej powierzchni może występować woda w stanie ciekłym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Carnegie Institution for Science

Vega


Załączniki:
eso1736a-800x800.jpg
eso1736a-800x800.jpg [ 36.37 KiB | Przeglądany 1172 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 16 lipca 2018, 13:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Hubble i Gaia wykonują najdokładniejsze w historii pomiary ekspansji Wszechświata

Wykorzystując moc i współdziałanie dwóch teleskopów kosmicznych, astronomowie dokonali najbardziej dokładnego pomiaru dotychczasowego tempa ekspansji Wszechświata.

Wyniki dodatkowo uwydatniają różnice między pomiarami tempa ekspansji pobliskiego i odległego, pierwotnego Wszechświata – zanim jeszcze powstały gwiazdy i galaktyki.

Łącząc obserwacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Obserwatorium Kosmicznego Gaia, astronomowie udoskonalili poprzednią wartość stałej Hubble’a – tempo, w jakim Wszechświat się rozszerza od momentu Wielkiego Wybuchu 13,8 mld lat temu.

Ponieważ jednak pomiary stały się bardziej precyzyjne, ustalenie przez zespół stałej Hubble’a coraz bardziej różni się od pomiarów z innego obserwatorium kosmicznego, misji Planck, która przewiduje inną jej wartość.

Planck odwzorował pierwotny Wszechświat z okresu zaledwie 360 000 lat po Wielkim Wybuchu. Całe niebo jest naznaczone podpisem Wielkiego Wybuchu, zakodowanym w mikrofalach. Planck zmierzył rozmiar zmarszczek w kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła. Drobne szczegóły tych zmarszczek zawierają informacje na temat tego, ile jest ciemnej materii i normalnej materii, trajektorii Wszechświata w tamtym czasie oraz innych parametrów kosmologicznych.

Te pomiary, nadal jeszcze oceniane, pozwalają naukowcom przewidzieć, w jaki sposób wczesny Wszechświat najprawdopodobniej przekształcił by się do stopnia ekspansji, który możemy zmierzyć dzisiaj. Jednak przewidywania te wydają się nie pasować do nowych pomiarów naszego pobliskiego współczesnego Wszechświata.

Po dodaniu nowych danych z Gai i Hubble’a, pojawiają się poważne sprzeczności z danymi z Cosmic Microwave Background (CMB). Sprzeczności dotyczą poglądu naukowców na temat wczesnego i późniejszego Wszechświata.

W 2005 roku Adam Riess ze Space Telescope Science Institute, oraz członkowie zespołu SHOES (Supernova H0 for the Equation of State) postanowili zmierzyć tempo rozszerzania się Wszechświata z niespotykaną dotąd dokładnością. Dzięki połączeniu danych z Gai i Hubble’a, zespół zmniejszył niepewność pomiaru do zaledwie 2,2%.

Ponieważ stała Hubble’a jest potrzebna do oszacowania wieku Wszechświata, wartość ta jest jedną z najbardziej poszukiwanych liczb w kosmosie. Jej nazwa pochodzi od nazwiska amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, który blisko sto lat temu odkrył, że Wszechświat rozszerza się równomiernie we wszystkich kierunkach. Odkrycie to zrodziło współczesną kosmologię.

Wydaje się, że galaktyki oddalają się od nas proporcjonalnie do ich odległości, co oznacza, że im dalej się znajdują, tym szybciej wydają się oddalać. Jest to konsekwencją rozszerzania się przestrzeni, a nie wartość rzeczywistej prędkości kosmicznej. Mierząc wartość stałej Hubble’a w czasie, astronomowie mogą skonstruować obraz naszej kosmicznej ewolucji, wnioskować o stworzeniu Wszechświata i odkryć wskazówki dotyczące jego ostatecznego losu.

Dwie główne metody pomiaru tej liczby dają sprzeczne wyniki. Jedna metoda jest bezpośrednia – zbudowana kosmiczna „drabina odległości” do pomiaru gwiazd w naszym lokalnym wszechświecie. Druga metoda wykorzystuje CMB do pomiaru trajektorii Wszechświata krótko po Wielkim Wybuchu, a następnie wykorzystuje fizykę do opisania Wszechświata i ekstrapolacji do obecnego stopnia ekspansji. Razem, pomiary te powinny dostarczyć kompleksowego testu naszej podstawowej wiedzy na temat tak zwanego „modelu standardowego” Wszechświata. Jednak, kawałki do siebie nie pasują.

Korzystając z Hubble’a oraz nowych danych z Gaia, zespół Reissa zmierzył obecne tempo ekspansji i otrzymał wynik 73,5 km na sekundę na megaparsek. Jednak wyniki Plancka przewidują, że Wszechświat powinien się dzisiaj rozszerzać z prędkością zaledwie 67 km na sekundę na megaparsek. Ponieważ pomiary zespołów stały się bardziej precyzyjne, przepaść między nimi stale się poszerza.

Na przestrzeni lat zespół Reissa udoskonalił wartość stałej Hubble’a, upraszczając i wzmacniając „kosmiczną drabinę odległości”, używaną do dokładnych pomiarów odległości do pobliskich i odległych galaktyk. Porównali oni te odległości z ekspansją Wszechświata mierzoną przez przesunięciem światła z pobliskich galaktyk. Wykorzystując pozorną prędkość ucieczki na każdej odległości, obliczyli stałą Hubble’a.

Aby ocenić odległości między pobliskimi galaktykami, zespół użył specjalnego typu gwiazd, jako kosmicznego miernika. Te pulsujące gwiazdy zmienne, zwane cefeidami, zmieniają swój blask z prędkościami odpowiadającymi ich wewnętrznej jasności. Porównując wewnętrzną jasność z pozorną jasnością obserwowaną z Ziemi, naukowcy mogą obliczyć odległości do nich.

Gaia dodatkowo udoskonaliła to kryterium poprzez geometryczne pomiary do 50 zmiennych cefeid w Drodze Mlecznej. Pomiary te zostały połączone z precyzyjnymi pomiarami ich jasności uzyskanymi z Hubble’a. Pozwoliło to astronomom dokładniej skalibrować cefeidy, a następnie wykorzystać te widziane poza Drogą Mleczną jako kosmiczne mierniki.

Aby móc poprawnie używać cefeid jako kosmicznych mierników, trzeba znać zarówno ich jasność jak i odległość. Hubble dostarczył informacji o ich jasności a Gaia informacji na temat paralaks, potrzebnych do dokładnego określenia odległości.

„Hubble jest naprawdę niesamowity jako obserwatorium ogólnego przeznaczenia, ale Gaia to nowy złoty standard kalibracji odległości. Jest przeznaczona do pomiaru paralaksy. Dostarcza nowej umiejętności ponownej kalibracji wszystkich pomiarów odległości z przeszłości, i wydaje się potwierdzać naszą poprzednią pracę. Otrzymujemy tę samą odpowiedź na stałą Hubble’a, jeżeli zastąpimy wszystkie poprzednie kalibracje drabiny odległości paralaksami tylko z Gai. Jest to porównanie dwóch bardzo silnych i precyzyjnych obserwatoriów” – mówi Stefano Casertano ze Space Telescope Science Institute i członek zespołu SHOES.

Celem zespołu Reissa jest praca z Gaią, aby przekroczyć próg udoskonalenia stałej Hubble’a do wartości zaledwie 1% na początku lat 20. tego wieku. Tymczasem astrofizycy prawdopodobnie nadal będą borykać się z ponownym przeglądem swoich pomysłów na temat fizyki wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
stsci-h-p1834a-f-1725x1800.jpg
stsci-h-p1834a-f-1725x1800.jpg [ 2.15 MiB | Przeglądany 1167 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 lipca 2018, 17:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Energetyczne młode galaktyki karłowate, które nas otaczają

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że niektóre z małych galaktyk orbitujących wokół Drogi Mlecznej mogą modyfikować wewnętrzną strukturę ich halo ciemnej materii już w pierwszych fazach swojego życia dzięki energii wytwarzanej przez eksplozje supernowych.

Uważa się, że większość materii we Wszechświecie ma postać materii niebarionowej, prawdopodobnie zbudowanej z cząstek, które nie zostały jeszcze odkryte. Gdyby wzajemne oddziaływania grawitacyjne były ważne w procesie formowania się i ewolucji galaktyk, to jak przewidują obecne teorie, galaktyki powinny być otoczone przez wydłużone sferoidy, złożone z cząstek ciemnej materii o określonym rozkładzie, z gęstością wzrastającą wraz ze zbliżaniem się do centrum.

Jednak jest coraz większa zgoda co do tego, że procesy związane z barionowym składnikiem galaktyk mogą zmieniać rozkład ciemnej materii, czyniąc ją mniej gęstą w centrum.

Obliczenia analityczne oraz symulacje pokazują, że w zasadzie energia z wybuchów supernowych typu II występujących w cyklach związanych z tworzeniem się gwiazd, może wielokrotnie wypychać gaz na zewnątrz. Spowodowałoby to zmianę potencjału grawitacyjnego w centralnych regionach galaktyk, modyfikując rozkład ciemnej materii, która stałaby się mniej gęsta w tych obszarach.

Kluczowe znaczenie ma uchwycenie tego, jak wiele procesów związanych ze śmiercią gwiazd może wpłynąć na właściwości rozkładu ciemnej materii, ponieważ pomaga to astronomom badać teorię ciemnej materii.

W swojej pracy autorzy wykorzystali dokładną determinację ilości gwiazd powstałych we wczesnych fazach życia 16 galaktyk karłowatych będących członkami tzw. Lokalnej Grupy Galaktyk, do których należy także Droga Mleczna. Grupa Lokalna daje wyjątkową możliwość określenia, ile gwiazd uformowało się i umarło w historii swoich galaktyk od najwcześniejszych czasów, ponieważ dzięki temu można badać te układy z wyjątkową dokładnością ze względu na ich bliskie odległości.

Obliczając ilość energii związanej z masywnymi gwiazdami, które, jak się oczekuje, eksplodowały jako supernowe typu II w pierwszych miliardach lat życia tych galaktyk, kiedy Wszechświat miał dopiero ¼ swojego obecnego wieku, autorzy doszli do wniosku, że jeżeli więcej niż 90% tej energii jest wypromieniowane, obserwacje potwierdzają pogląd, że procesy te mogą wywoływać znaczące zmiany w gęstości halo ciemnej materii analizowanych galaktyk.

Astronomowie nawet ośmielają się przewidzieć, który z tych układów będzie najbardziej obiecujący, a który będzie dodatkowo badany. Przewidują, że wśród galaktyk okrążających Drogę Mleczną największe odchylenia od początkowej struktury halo ciemnej materii powinny występować w stosunkowo jasnych galaktykach karłowatych Rzeźbiarz i Fornax. Natomiast dimmer Draco i Ursa Minor powinny być tymi bardziej zdolnymi do zachowania centralnej gęstości swojej ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instituto de Astrofísica de Canarias

Vega


Załączniki:
img_prensa_prensa1414_3266_hi.jpg
img_prensa_prensa1414_3266_hi.jpg [ 504.69 KiB | Przeglądany 1160 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 lipca 2018, 18:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Dane z Chandra mogą być pierwszymi dowodami na gwiazdę pożerającą planetę

Przez blisko sto lat astronomowie zastanawiali się nad ciekawą zmiennością młodych gwiazd zamieszkujących konstelację Taurus-Auriga, oddalonych o jakieś 450 lat świetlnych od Ziemi. Jedna gwiazda szczególnie zwróciła uwagę astronomów. Co kilka dziesięcioleci jej światło bledło na krótko przed ponownym rozjaśnieniem.

W ciągu ostatnich lat astronomowie obserwowali coraz częstsze ciemnienie tej gwiazdy i zaczęli zadawać sobie pytanie, co ją tak często przesłania? Odpowiedzią mogą być niektóre z chaotycznych procesów zachodzących we wczesnym etapie rozwoju gwiazdy.

Teraz fizycy zaobserwowali gwiazdę, nazwaną RW Aur A, korzystając z obserwatorium rentgenowskiego Chandra. Znaleźli dowody na to, co mogło spowodować jej ostatnie pociemnienie: zderzenie dwóch małych ciał planetarnych, w następstwie którego wytworzyły się gęste chmury gazu i pyłu. Gdy planetarne szczątki opadły na gwiazdę, wytworzyły grubą zasłonę, tymczasowo osłabiającą światło gwiazdy.

Symulacje komputerowe od dawna przewidywały, że planety mogą opadać na młodą gwiazdę, jednak astronomowie nigdy wcześniej tego nie obserwowali. Jeżeli ich interpretacja danych jest poprawna, po raz pierwszy obserwują młodą gwiazdę pożerającą planetę bądź planety.

Poprzednie przypadki pociemnienia gwiazdy mogły być spowodowane podobnymi rozbiciami albo dwóch planet, bądź dwóch dużych pozostałości po wcześniejszych zderzeniach, które się spotkały i ponownie rozpadły.

Naukowcy badający wczesny rozwój gwiazd często spoglądają w Ciemne Obłoki Taurus-Auriga, skupisko obłoków molekularnych w gwiazdozbiorach Byka i Woźnicy, w których znajdują się gwiezdne żłobki zawierające tysiące gwiazd niemowlęcych. Młode gwiazdy tworzą się z grawitacyjnego rozpadu gazu i pyłu w tych obłokach. Bardzo młode gwiazdy, w przeciwieństwie np. do dojrzałego już Słońca, nadal są otoczone wirującym dyskiem gruzu, a także gazu, pyłu oraz bryłami materii o różnej wielkości, od drobnych ziaren pyłu po kamyki i ewentualnie szczątkowe planety.

Jeżeli spojrzymy na nasz Układ Słoneczny, zobaczymy planety a nie masywny dysk protoplanetarny okrążający Słońce. Czas życia takich dysków wynosi około 5-10 mln lat. W gwiazdozbiorze Byka jest wiele gwiazd, które już utraciły swój dysk, jednak kilka nadal go posiada. Jeżeli chcemy wiedzieć, co dzieje się w końcowych etapach rozpraszania się dysku, konstelacja Byka jest jednym z miejsc, w których możemy to zobaczyć.

Moritz Guenther z MIT oraz jego koledzy koncentrują się na gwiazdach, które są na tyle młode, że nadal posiadają dyski. Szczególnie interesowała ich RW Aur A, która ma kilka milionów lat. RW Aur A jest częścią układu podwójnego, co oznacza, że okrąża inną młodą gwiazdę, RW Aur B. Obydwie gwiazdy mają masę zbliżoną do Słońca.

Od 1937 roku co kilka dziesięcioleci astronomowie odnotowują wyraźne spadki w jasności RW Aur A. Każde takie zdarzenie wydawało się trwać około miesiąca. W 2011 roku gwiazda ponownie przygasła, tym razem na około pół roku. Ostatecznie się rozjaśniła, aby ponownie zniknąć w 2014 r. W 2016 r. gwiazda powróciła do swojej pełnej jasności.

Astronomowie zaproponowali, że pociemnienie jest spowodowane przez strumień gazu przepływający na zewnętrznej krawędzi dysku. Jeszcze inni mają teorię, że wynika ono z procesów zachodzących bliżej centrum gwiazdy.

W styczniu 2017 r. RW Aur A ponownie przygasła i zespół wykorzystał obserwatorium rentgenowskie Chandra do zarejestrowania emisji promieniowania X z gwiazdy.

Promienie rentgenowskie pochodzą od gwiazdy, a ich widmo zmienia się, gdy przechodzą przez gaz w dysku. Astronomowie szukają określonych sygnatur w promieniach X, które gaz pozostawia w widmie rentgenowskim.

W sumie Chandra zgromadziła prawie 14 godzin danych rentgenowskich pochodzących od gwiazdy. Po ich przeanalizowaniu astronomowie otrzymali kilkanaście zaskakujących odkryć: dysk gwiazdy zawiera dużą ilość materii; gwiazda jest znacznie gorętsza, niż się spodziewano; dysk zawiera znacznie więcej żelaza, niż się spodziewano.

Ostatni punkt był najbardziej interesujący dla zespołu. Zwłaszcza widmo rentgenowskie gwiazdy może pokazywać różne pierwiastki, takie jak tlen, żelazo, krzem i magnez, a ilość każdego z nich zależy od temperatury wewnątrz dysku gwiazdy. W tym przypadku jest obserwowane dziesięciokrotnie więcej żelaza, niż powinno być w aktywnych i gorących gwiazdach.

Naukowcy spekulują, że mogą być dwa źródła pochodzenia nadmiaru żelaza. Pierwszym z nich jest zjawisko znane jako pułapka ciśnieniowa pyłu, w której małe ziarna lub cząsteczki, takie jak żelazo, mogą zostać uwięzione w „martwych strefach” dysku. Jeżeli struktura dysku nagle się zmieni, np. gdy gwiazda towarzysz przejdzie obok, powstałe w ten sposób siły pływowe mogą uwolnić uwięzione cząsteczki, tworząc nadmiar żelaza, które może opaść na gwiazdę.

Druga teoria jest bardziej przekonująca dla Guenthera. W tym scenariuszu nadmiar żelaza powstaje, gdy zderzają się dwa planetozymale (małe ciała planetarne), uwalniając grubą chmurę cząsteczek. Jeżeli jedna lub obie planety wykonane są z żelaza, ich zderzenie może uwolnić dużą ilość tego pierwiastka do dysku gwiazdy i tymczasowo zasłonić światło, gdy materia na nią opadnie.

Guenther ma nadzieję na dalsze obserwacje gwiazdy w przyszłości, by móc sprawdzić, czy ilość żelaza otaczającego gwiazdę zmieniła się – pomiar, który może pomóc naukowcom określić wielkość źródła żelaza. Na przykład, jeżeli taka sama ilość żelaza pojawi się powiedzmy w ciągu roku, może to sygnalizować, że żelazo pochodzi ze względnie masywnego źródła, takiego jak kolizja dużych planet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-Star-Dust_0.jpg
MIT-Star-Dust_0.jpg [ 250.56 KiB | Przeglądany 1123 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 lipca 2018, 14:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto sobowtóra znanej egzoplanety

Pozory mogą mylić, jeżeli chodzi o planety pozasłoneczne. Astronomowie sfotografowali nową planetę, która wydaje się prawie identyczna z jednym z najlepiej zbadanych gazowych olbrzymów. Jednak sobowtór różni się pod jednym względem: swojego pochodzenia.

Astronomowie odkryli gazowego olbrzyma, który wydaje się bliźniakiem znanej wcześniej planety, jednak prawdopodobnie obydwie planety powstały w zupełnie inny sposób.

Powstające w gwiezdnych żłobkach gazu i pyłu, gwiazdy rodzą się w małych skupiskach, by potem oddalić się od miejsca swoich narodzin. Skupiska te zawierają bardzo różne gwiazdy, od tych niezdolnych do wytwarzania własnej energii (zwanych brązowymi karłami) po masywne gwiazdy, które kończą swoje życie eksplodując jako supernowe. W tym burzliwym gąszczu wokół nowych gwiazd tworzą się planety. A gdy gwiezdny żłobek wyczerpie swój gaz, gwiazdy wraz z planetami opuszczają to miejsce by swobodnie wędrować przez galaktykę. Z tego właśnie powodu astronomowie przypuszczają, że powinny istnieć planety narodzone w tym samym czasie z tego samego gwiezdnego żłobka, ale orbitujące wokół innych gwiazd, które oddalają się od siebie w ciągu eonów, jak dawno zagubione rodzeństwo.

Jak dotąd planety pozasłoneczne odkryte metodą bezpośredniego obrazowania były pojedyncze, a każda z nich różniła się od innych pod względem wyglądu i wieku. Znalezienie dwóch egzoplanet wyglądających niemal identycznie a jednak powstałych w zupełnie inny sposób, otwiera nowe możliwości zrozumienia tych obiektów.

Zespół astronomów po raz pierwszy zidentyfikował przypadek takiego planetarnego sobowtóra. Pierwszy obiekt znany jest od dawna. To planeta beta Pictoris b, o masie 13 mas Jowisza, jedna z pierwszych odkrytych metodą bezpośredniego obrazowania już w 2009 roku. Nowy obiekt nosi nazwę 2MASS 0249 c, ma tę samą masę, jasność i widmo, co beta Pictoris b.

Po odkryciu tego obiektu, z wykorzystaniem Teleskopu Kanadyjsko-Francusko-Hawajskiego (CFHT), naukowcy ustalili, że 2MASS 0249 c oraz beta Pictoris b powstały w tym samym gwiezdnym żłobku. Na pierwszy rzut oka wydaje się, że obiekty te nie tylko są podobne pod względem wyglądu ale są prawdziwymi gwiezdnymi bliźniętami.

Jednak planety mają bardzo różne warunki życia, a mianowicie okrążają gwiazdy różnych typów widmowych. Na przykład ta, którą okrąża beta Pictoris b jest gwiazdą 10 razy jaśniejszą od Słońca, podczas, gdy 2MASS 0249 c krąży wokół pary brązowych karłów, które są 2 000 razy słabsze, niż Słońce. Ponadto orbita beta Pictoris b znajduje się stosunkowo blisko swojej gwiazdy macierzystej, około 9 jednostek astronomicznych od niej (1 jednostka astronomiczna to średnia odległość Ziemia-Słońce), podczas, gdy 2MASS 0249 c krąży w odległości 2 0000 j.a. od swoich gwiazd.

Te drastycznie różne sytuacje wskazują, że czas dojrzewania planet przebiegał zupełnie inaczej. Tradycyjny obraz powstawania gazowych olbrzymów, w którym planety rozpoczynają swoje życie jako skaliste jądra krążące wokół gwiazdy macierzystej i rosnące poprzez gromadzenie gazu z dysku otaczającego młodą gwiazdę, jest prawdopodobny do stworzenia beta Pictoris b. W przypadku gwiazdy macierzystej 2MASS 0249 c, która nie posiada wystarczająco dużego dysku, by stworzyć gazowego olbrzyma, planeta powstała prawdopodobnie z bezpośredniego gromadzenia się gazu z pierwotnego żłobka.

2MASS 0249 c i beta Pictoris b pokazują nam, że natura ma różne sposoby na tworzenie bardzo podobnie wyglądających egzoplanet. Beta Pictoris b prawdopodobnie uformowała się jak większość gazowych olbrzymów, natomiast 2MASS 0249 c wygląda jak mały brązowy karzeł, który powstał w procesie zapadnięcia się obłoku gazu. Obydwa obiekty uważane są za egzoplanety, ale 2MASS 0249 c dowodzi, że taka prosta klasyfikacja może nam przesłaniać skomplikowaną rzeczywistość.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CFHT

Vega


Załączniki:
2MASS-0557c-picture.JPG
2MASS-0557c-picture.JPG [ 791.61 KiB | Przeglądany 1103 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 lipca 2018, 14:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Halo młodych galaktyk kluczem do poznania ich ewolucji

Zespół astronomów odkrył nowy sposób na ujawnienie tajemnic powstawania i ewolucji pierwszych galaktyk.

W badaniu opublikowanym niedawno w The Astrophysical Journal Letters główna autorka – Dawn Erb z University of Wisconsin-Milwaukee oraz jej zespół, po raz pierwszy wykorzystali nowe możliwości Obserwatorium Kecka na Mauna Kea do zbadania Q2343-BX418, małej, młodej galaktyki znajdującej się około 10 mld lat świetlnych od Ziemi.

Ta odległa galaktyka jest analogiczna do młodszych galaktyk, które są zbyt słabe, aby mogły być szczegółowo badane, co czyni ją idealnym kandydatem, aby dowiedzieć się więcej o tym, jak galaktyki wyglądały niedługo po narodzinach Wszechświata.

BX418 przyciąga również uwagę astronomów z powodu swojego gazowego halo, które emituje specjalny rodzaj światła.

W ciągu ostatnich dziesięcioleci astronomowie dowiedzieli się, że gazowe halo otaczające galaktyki świecą szczególnym rodzajem promieniowania ultrafioletowego zwanego emisją Lyman-alfa.

Zespół Erb użył jednego z najnowszych instrumentów obserwacyjnych – Keck Cosmic Web Imager (KCWI) – aby przeprowadzić szczegółową analizę spektralną gazowego halo BX418. Jego właściwości mogą dostarczyć wskazówek na temat gwiazd tworzących się w galaktykach.

Gaz z halo galaktyki może wpływać do jej wnętrza, co zapewnia paliwo do tworzenia nowych gwiazd. Natomiast wypływ gazu z galaktyki do halo ogranicza jej zdolności do tworzenia gwiazd. Zatem zrozumienie złożonych interakcji zachodzących w gazowym halo jest kluczowe, aby dowiedzieć się, w jaki sposób galaktyki tworzą gwiazdy a także jak ewoluują.

Najnowsze badanie wykorzystujące KCWI dodaje szczegółów i przejrzystości do obrazu galaktyki i jej gazowego halo, do których astronomowie wcześniej nie mieli dostępu. Instrument ten jest specjalnie zaprojektowany do badania delikatnych prądów słabego gazu, które łączą galaktyki, znanych jako kosmiczne sieci.

Zespół Erb wykorzystał ten instrument do zarejestrowania widma emisji Lyman-alfa w halo BX418. Pozwoliło im to na prześledzenie gazu, wyznaczenie jego prędkości i rozmiaru przestrzennego, a następnie na stworzenie trójwymiarowej mapy pokazującej strukturę gazu oraz jego zachowanie.

Dane zespołu sugerują, że galaktyka jest otoczona z grubsza sferycznym wypływem gazu i że istnieją znaczne różnice w zakresie gęstości i prędkości tego gazu.

Na razie badania przeprowadzono dla jednej galaktyki, więc aby przekonać się, czy wyniki te są typowe, należy zbadać więcej galaktyk.

Teraz, gdy zespół odkrył nowy sposób na poznanie właściwości gazowego halo, astronomowie mają nadzieję, że dalsza analiza zebranych danych i symulacje komputerowe modelujące procesy dostarczą dodatkowy wgląd w charakterystykę pierwszych galaktyk we Wszechświecie.

Kiedy astronomowie będą pracować nad bardziej szczegółowym modelowaniem, będą mogli przetestować, w jaki sposób właściwości emisji Lyman-alfa w gazie halo są powiązane z właściwościami samych galaktyk, co następnie powie im coś o tym, jak powstawanie gwiazd w galaktykach wpływa na gaz w halo.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Vega


Załączniki:
galaxy4-768x768.jpg
galaxy4-768x768.jpg [ 82.1 KiB | Przeglądany 1082 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 26 lipca 2018, 16:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Studenci odkrywają fundamenty powstawania najmasywniejszych gwiazd w galaktyce

W unikalnym badaniu studenci Uniwersytetu Arizona przeszukali 101 obłoków gazu, aby znaleźć wśród nich te, które mogą zawierać masywne gwiazdy w pierwszej fazie ich formowania się.

Przez trzy lata Jenny Calahan kierowała badaniami studentów z Uniwersytetu Arizona, aby pomóc w odkryciu tajemnicy, w jaki sposób narodziły się najmasywniejsze gwiazdy w galaktyce.

W astronomii nadal otwartym pozostaje pytanie o formowanie się najmasywniejszych gwiazd. W jaki sposób gwiazdy ważące 8 mas Słońca tworzą się z obłoku gazu i pyłu?

Astronomowie rozumieją ten proces dla gwiazd wielkości naszego Słońca. Cząsteczki w obłokach są przyciągane do siebie i skupiają się razem. Grawitacja je wiąże i gazy przepływają do środka obłoku, gdy ten się zapada. Przez miliony lat gaz jest poddawany tak dużemu ciśnieniu, że zaczyna się palić, a gwiazda rodzi się, gdy w rdzeniu skompresowanego gazu rozpoczyna się fuzja jądrowa.

Teorie na temat tego, ile gazu oraz czasu potrzeba na stworzenie gwiazdy takiej, jak Słońce, można udowodnić dzięki obserwacjom, ponieważ każdy etap życia gwiazdy podobnej do niego – od kolapsu obłoków gazu do wnętrza gwiezdnego jądra, do ekspansji gwiazdy w postaci czerwonego olbrzyma i zapadnięcie się do białego karła – można obserwować w całej galaktyce.

Jednak astronomowie muszą jeszcze zrozumieć, w jaki sposób powstają gwiazdy o masie ponad 8 razy większej, niż Słońce. Gwiazdy tej wielkości pod koniec swojego życia eksplodują w postaci supernowych, pozostawiając po sobie czarne dziury bądź gwiazdy neutronowe.

Istnieje kilka teorii na temat powstawania tych masywnych gwiazd. Jedna z nich dotyczy formowania się masywnych rdzeni. Są to gęste zbiory gazu, kilkakrotnie większe niż gwiazda, którą tworzą. W przypadku masywnych gwiazd jądra muszą być co najmniej 30 razy masywniejsze od Słońca. Jednak są trudności ze znalezieniem takich obiektów.

Inna teoria jest taka, że mało masywne jądra tworzą się wewnątrz gazowego skupiska. Rdzenie o małej masie rosną, konkurując o materię zawartą w skupisku. Ostatecznie jeden z rdzeni rośnie wystarczająco duży, aby utworzyć masywną gwiazdę.

I teraz powstaje pytanie: która z teorii jest poprawna? A może prawdziwe jest połączenie ich obu? Pierwszym krokiem do odpowiedzi na to pytanie jest identyfikacja najwcześniejszej fazy formowania się gwiazd, więc zespół postanowił znaleźć skupiska wykazujące oznaki ruchu zapadającego się gazu, zwanego „napływem”.

Calahan wybrała 101 obiektów z listy ponad 2000 ogromnych, zimnych i pozornie pozbawionych gwiazd obłoków gazu, nazwanych bezgwiezdnymi kandydatami na skupiska (ang. starless clump candidates – SSC).

Chociaż astronomowie badali w przeszłości SSC, wielu z nich skupiało się na najjaśniejszych i najbardziej masywnych obiektach. Badanie Calahan było wyjątkowe, ponieważ było to tzw. ślepe badanie.

Począwszy od kilkuset do kilku tysięcy mas Słońca, wybrane przez Calahan SSC są reprezentatywną próbką wszystkich obłoków gazowych, które mogą tworzyć masywne gwiazdy.

Korzystając z 12-metrowego radioteleskopu Steward Observatory na Kitt Peak w Arizonie, Calahan wykryła i śledziła fale radiowe emitowane przez gaz molekularny oxomethylium (HCO+), który emituje określoną długość fali radiowej.

SSC badane przez studentów następnie są obserwowane przez radioteleskopy ALMA, które mogą zajrzeć głębiej do gazów i znaleźć gwiazdy lub inne obiekty, których nie można zobaczyć przy użyciu 12-metrowego teleskopu.

Oxomethylium, jedna z najbardziej obfitych molekuł w kosmosie, jest wysoce reaktywnym jonem, który nie przetrwałby w ziemskiej atmosferze. Gdy oxomethlium porusza się w kierunku obserwatora, długości fal się skracają, a gdy się oddala – wydłużają się.

Analizując długości fal, Calahan zidentyfikowała sześć SSC, które wykazały charakterystyczne cechy kolapsu, co sugeruje, że gaz zapada się szybko, a to tłumaczy zaledwie 6% procesu powstawania masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej:
University of Arizona

Vega


Załączniki:
Yellowballs.jpg
Yellowballs.jpg [ 242.37 KiB | Przeglądany 1051 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 lipca 2018, 15:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
ALMA obserwuje długotrwałe echo radiowe zasilane przez dżety z GRB

Astronomowie korzystający z ALMA badali kataklizmiczną eksplozję gwiazdy, znaną jako rozbłysk gamma, czyli GRB, i odkryli jej trwałą „poświatę”. Wsteczny szok wywołany przez potężne strumienie GRB uderzające w otaczające szczątki, trwał tysiące razy dłużej, niż oczekiwano. Obserwacje te dostarczają świeżego spojrzenia w fizykę GRB, jednej z najbardziej energetycznych eksplozji we Wszechświecie.

Ta nowonarodzona czarna dziura wypluła jeszcze ulotny, ale niesamowicie intensywny rozbłysk promieni gamma w kierunku Ziemi, gdzie został wykryty przez Neil Gehrels Swift Observatory 19 grudnia 2016 r.

Chociaż promienie gamma po wybuchu zniknęły z pola widzenia zaledwie 7 sekund później, dłuższe fale światła z eksplozji – w tym promieniowanie X, radiowe oraz światło widzialne – nadal świeciły przez tygodnie. Umożliwiło to astronomom zbadanie następującego po tym energetycznego zdarzenia, nazwanego GRB 161219B, przy pomocy wielu naziemnych obserwatoriów.

Wyjątkowe możliwości instrumentów ALMA umożliwiły jednak zespołowi astronomów przeprowadzenie długotrwałego badania tej eksplozji na falach milimetrowych, dzięki czemu uzyskano nowy wgląd w ten szczególny GRB, a także rozmiar i skład jego potężnych dżetów.

ALMA widzi na falach milimetrowych, które przenoszą informacje o tym, jak dżety oddziałują z otaczającym pyłem i gazem, zatem jest to potężny próbnik tych gwałtownych kosmicznych eksplozji.

Obserwacje te umożliwiły astronomom stworzenie pierwszego time-lapse o kosmicznej eksplozji, który pokazał zaskakująco długotrwałą falę uderzeniową pochodzącą z wybuchu odbijającą się echem w dżetach. Na obecnym etapie rozumienia GRB astronomowie spodziewali by się, że wsteczny szok potrwa najwyżej od kilku sekund do minuty. Ten trwał przez większą część dnia.

Wsteczny szok występuje, gdy materia zostanie wydmuchnięta z GRB przez dżety wpadające do otaczającego gazu. Spowalnia to uciekającą materię, wysyłając falę uderzeniową z powrotem w dół dżetu.

Ponieważ dżety powinny trwać nie dłużej, niż kilka minut, wsteczny szok również powinien być krótkotrwały. Teraz jednak wydaje się, że tak nie jest.

Przez dziesięciolecia astronomowie sądzili, że wsteczny szok wytworzy jasny błysk światła widzialnego, który do tej pory był bardzo trudny do znalezienie pomimo starannych poszukiwań. Obserwacje ALMA pokazują, że astronomowie mogli szukać w niewłaściwym miejscu, a obserwacje na falach milimetrowych dają najlepszą szansę na jego uchwycenie.

Zamiast tego, światło z szoku wstecznego świeci najjaśniej na milimetrowych długościach fali, w skali czasowej około jednego dnia, co jest najprawdopodobniej powodem, dla którego było to wcześniej trudne do wykrycia. Podczas, gdy światło milimetrowe powstało w wyniku szoku wstecznego, promieniowanie X i światło widzialne pochodzi z fali uderzeniowej przemieszczającej się przed dżetem.

To, co było wyjątkowe w tym zdarzeniu to fakt, że gdy wsteczny szok wszedł w dżet, powoli, lecz nieustannie przenosił jego energię do poruszającej się przed strumieniem fali uderzeniowej. Dzięki ALMA astronomowie wiedzą, że ta energia – 85% całkowitej w przypadku GRB 161219B – jest ukryta w wolno poruszającej się materii w samym strumieniu.

Jasna emisja wstecznego szoku zgasła w ciągu tygodnia, a szok przedni świecił, dając ALMA szansę zbadania geometrii dżetu.

Światło widzialne fali uderzeniowej w tym krytycznym momencie, kiedy odpływ wystarczająco zwolnił, by cały strumień stał się widoczny z Ziemi, zostało przyćmione przez pojawiającą się supernową z eksplodującej gwiazdy. Jednak światło supernowej nie przeszkadzało obserwacjom ALMA, umożliwiając astronomom ograniczenie rozwarcia kąta wypływu z dżetu do około 13 stopni.

Zrozumienie kształtu i czasu trwania wypływu z gwiazdy jest niezbędne do określenia prawdziwej energii wybuchu. W tym przypadku astronomowie stwierdzają, że dżety zawierają tyle energii, ile nasze Słońce wypromieniowuje w ciągu miliarda lat.

Jak zauważają naukowcy, to zaledwie czwarty rozbłysk gamma z przekonującą detekcją wstrząsu zwrotnego na wielu częstotliwościach. Materia wokół zapadającej się gwiazdy była około 3000 razy mniej gęsta, niż gaz otaczający gwiazdy w naszej galaktyce, a nowe obserwacje ALMA sugerują, że takie środowiska o niskiej gęstości są niezbędne do wytwarzania emisji szoku wstecznego, co może tłumaczyć, dlaczego takie sygnatury są rzadkie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Obserwatorium ALMA

Vega


Załączniki:
180725a.jpg
180725a.jpg [ 291.78 KiB | Przeglądany 1044 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 lipca 2018, 16:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Jak badano strukturę Drogi Mlecznej

Przez tysiąclecia ludzie zastanawiali się nad mlecznym szlakiem przecinającym nocne niebo. W epoce nowożytnej Galileusz odkrył, że owa Droga Mleczna składa się z niezliczonej ilości gwiazd. Jednak dopiero w XX wieku astronomom udało się odgadnąć jej formę oraz prawdziwą naturę.

„Moja trzecia obserwacja dotyczy natury Drogi Mlecznej [...] Bez względu na to, w którą jej część skieruję teleskop, znajduję nieskończoną ilość gwiazd, z których kilka jest bardzo dużych i bardzo zastanawiających, jednak liczba małych gwiazd jest niezgłębiona.” Te słowa zostały napisane w 1610 roku przez człowieka, który za pomocą skonstruowanego przez siebie teleskopu badał krainy nie z tego świata – Galileo Galilei.

Kraina, którą opisał jest dosłownie nie z tego świata, a dokument nosi tytuł Sidereus Nuncius (Gwiezdny posłaniec). W nim włoski matematyk i astronom przedstawia swoje obserwacje satelitów Jowisza, ziemskiego Księżyca a także Drogi Mlecznej. Do tego czasu ich natura pozostawała tajemnicą, głównie była przedmiotem mitologii. Grecki filozof przyrody, Demokryt, twierdził już w V w p.n.e., że rozproszony, jarzący się pas na niebie składa się z niezliczonych słabych gwiazd.

Jednak minie prawie 150 lat od odkrycia Galileusza, zanim niebiańska struktura ponownie stanie się przedmiotem badań naukowych. Thomas Wright uważał, że gwiazdy ułożone są na płaskim obszarze podobnym do kamienia szlifierskiego, który rozciąga się na całym niebie. Dla niego Droga Mleczna była jedynie projekcją tego kamienia. Niemiecki filozof Immanuel Kant wykorzystał tę teorię – i bardzo zbliżył się do odkrycia prawdy.

W swojej Powszechnej historii naturalnej i teorii nieba, opublikowanej w 1755 r. objaśnił Drogę Mleczną jako rozległą i bardzo rozcieńczoną warstwę gwiazd. Słońce, Ziemia i wszystkie inne planety były częścią tej warstwy – jednak nie w jej centrum. W zależności od linii widzenia zobaczylibyśmy różną liczbę gwiazd.

W jaki sposób astronomowie dowiedzieli się, czy pozorny widok Drogi Mlecznej na niebie odzwierciedla rzeczywistą strukturę przestrzenną? Statystyki gwiazdowe opracowane pod koniec XVIII wieku przez Friedricha Wilhelma Herschela zapewniały rozwiązanie: Herschel zarejestrował współrzędne i jasności wszystkich gwiazd, które widział przez swój teleskop.

Jednak przedsięwzięcie się nie powiodło: pomijając nierealność tych pomiarów – np. mimo, że możliwe było określenie pozornej jasności gwiazd, niemożliwym było określenie ich jasności absolutnej, a tym samym odległości – istniał również zasadniczy problem: Droga Mleczna wypełniona jest materią międzygwiazdową, chmurami gazu i pyłu, który pochłaniają światło gwiazd. Przysłania to widok regionu centralnego i uniemożliwia dostrzeżenie struktury nadrzędnej. Z tego powodu statystyki gwiazdowe nigdy nie mogą objąć układu jako całości a zaledwie region wokół Słońca o promieniu około 10 000 lat świetlnych. Przełom nastąpił dopiero w połowie XX wieku, gdy astronomowie nauczyli się patrzeć na niebo za pomocą radioteleskopów.

Wodór jest najbardziej powszechnym pierwiastkiem we Wszechświecie. Jako część materii międzygwiazdowej neutralny wodór (HI) wypełnia przestrzeń między gwiazdami, a tym samym Drogę Mleczną. Oznacza to, że rozkład chmur wodoru wyznacza kształt całego układu, podobnie, jak kości kształtują ludzkie ciało.

W jaki sposób te kosmiczne „kości” mogą być widoczne? Odpowiedzi dostarcza nanowszechświat: w ziemskim stanie wodoru spin jądra atomowego i elektronu wokół niego są przeciwrównoległe. Jeżeli zderzają się dwa atomy wodoru, spin jądra i elektronu może zostać odwrócony, by po pewnym czasie wrócić do swojego podstawowego stanu przeciwrównoległego.

Proces ten uwalnia energię, która jest emitowana jako fala elektromagnetyczna. Linia tej fali leży w zasięgu fal radiowych. Pomimo niezwykle niskiej gęstości materii międzygwiezdnej, atomy nieustannie zderzają się ze sobą, co powoduje, że obszary HI świecą w linii wodoru.

Promieniowanie to przenika przez zasłony pyłu prawie bez przeszkód i może być rejestrowane za pomocą radioteleskopów. Dzięki temu nowemu spojrzeniu na Wszechświat astronomowie byli w stanie odkryć spiralną strukturę Drogi Mlecznej. Jednak w latach ‘70. naukowcy odkryli, że sam wodór nie wystarczy jako wskaźnik morfologii Galaktyki, gdyż np. jest mniej skoncentrowany w ramionach spiralnych, niż oczekiwano. Poszukiwania zatem rozpoczęły się na nowo.

Najważniejszym wskaźnikiem okazały się obłoki molekuł międzygwiazdowych: emitują promieniowanie w linii tlenku węgla (CO2). Teraz stopniowo udoskonalano portret Drogi Mlecznej. W związku z tym Galaktyka (gr. gala czyli mleko) jest spłaszczonym kołem o średnicy 100 000 lat świetlnych i grubości zaledwie 5 000 lat świetlnych. Centrum koła z czarną dziurą jest otoczone sferycznym zgrubieniem gwiazd osadzonym w strukturze o kształcie cygara – poprzeczki.

Około 15 000 l.ś. od centrum rozciąga się pierścień również złożony z pyłowych i gazowych obłoków oraz gwiazd. Galaktyka cechuje się kilkoma ramionami. Większość z nich ma imiona gwiazdozbiorów, w których je obserwujemy: Strzelca, Perseusza, Krzyża, Trzech Kiloprseków, Oriona i Łabędzia.

Układ Słoneczny znajduje się w Ramieniu Oriona, w odległości 26 000 l.ś. od centrum i prawie w płaszczyźnie głównej. Układ, który zawiera blisko 200 mld słońc, otoczony jest sferycznym halo zawierającym tysiące gromad kulistych oraz region sferyczny składający się z bardzo cienkiej plazmy wodoru. Cała Galaktyka rotuje, obiekty bliżej środka obracają się szybciej a te z dala od niego – wolniej. Krzywa tej zróżnicowanej rotacji wykazuje nieprawidłowości, których nie można wyjaśnić jedynie za pomocą widzialnej masy.

Prawdopodobnym jest, że niewidzialna ciemna materia odgrywa tutaj ważną rolę. Astronomowie napotykają jeszcze jeden problem: pomimo rotacji, ramiona spiralne nie rozwijają się, ale utrzymują swój kształt przez miliardy lat. Jednym z wyjaśnień tego zjawiska są fale uderzeniowe, które rozprzestrzeniają się w całym układzie i zagęszczają materię w ramionach spiralnych. Astronomowie wciąż zastanawiają się, co powoduje tę gęstość fal.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instytut Maxa Plancka

Vega


Załączniki:
Milky Way.jpg
Milky Way.jpg [ 239.48 KiB | Przeglądany 1012 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 02 sierpnia 2018, 16:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Po supernowej Keplera nic nie zostało

Z badań naukowców wynika, że eksplozja, którą zaobserwował Johannes Kepler w 1604 r. była następstwem połączenia się dwóch pozostałości po gwiazdach.

Supernowa Keplera, z której przetrwała tylko pozostałość po supernowej, wybuchła w gwiazdozbiorze Wężownika, w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, 16 300 lat świetlnych od Słońca. Międzynarodowy zespół badaczy próbował znaleźć gwiazdę, która mogła należeć do układu podwójnego, w którym doszło do eksplozji.

W takich układach, gdzie przynajmniej jedna gwiazda (o większej masie) osiągnie koniec swojego życia i staje się białym karłem, druga może rozpocząć transfer swojej materii do momentu osiągnięcia pewnej granicy, zwanej granicą Chandrasekhara (1,44 masy Słońca). Proces ten prowadzi do zapłonu węgla w białym karle, czego efektem jest eksplozja, która może wzmocnić jego jasność nawet 100 000 razy. Takie krótkie i gwałtowne zjawisko znane jest jako supernowa. Czasem można ją obserwować nieuzbrojonym okiem z Ziemi, jak miało to miejsce w przypadku supernowej Keplera (SN 1604), zaobserwowanej przez niemieckiego astronoma w 1604 r.

SN 1604 powstała z eksplozji białego karła, który był składnikiem układu podwójnego. To właśnie dlatego astronomowie poszukiwali jego towarzysza, od którego karzeł pobierał materię, co z kolei doprowadziło do jego eksplozji, która powinna zwiększyć jasność i prędkość takiego towarzysza a nawet zmodyfikować jego skład chemiczny. W związku z tym zespół poszukiwał gwiazd z pewnymi anomaliami, które pozwoliłyby zidentyfikować jednego z nich jako towarzysza białego karła.

Aby przeprowadzić swoje badania, naukowcy wykorzystali zdjęcia wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. „Celem było ustalenie ruchu własnego 32 gwiazd znajdujących się w pobliżu centrum pozostałości po supernowej, która istnieje do dzisiaj” – mówi Luigi Bedin, badacz z Osservatorio Astronomico di Padova. Wykorzystano również dane uzyskane za pomocą przyrządu FLAMES zainstalowanego 8,2-metrowym VLT ESO do scharakteryzowania gwiazd oraz określenia ich odległości i prędkości radialnej względem Słońca. Gwiazdy znajdujące się w polu supernowej Keplera są słabe i możliwe do obserwacji jedynie z półkuli południowej za pomocą dużych teleskopów, takich jak m.in. VLT.

SN 1604 jest jedną z pięciu tzw. historycznych supernowych typu termojądrowego. Pozostałe cztery to supernowa Tycho Brahe, opisana przez duńskiego astronoma w 1572 roku, SN 1006 (badana przez ten zespół w 2012 r.), SN 185 (która może być źródłem pozostałości RCW86), oraz niedawno odkryta SNIa G1.9 + 03, która eksplodowała w naszej galaktyce około roku 1900 i była widoczna jedynie z półkuli południowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega


Załączniki:
img_prensa_prensa1424_3289_hi.jpg
img_prensa_prensa1424_3289_hi.jpg [ 2.13 MiB | Przeglądany 973 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 sierpnia 2018, 18:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda, która nie umrze

Co się stanie, gdy gwiazda zachowa się, jakby eksplodowała, ale wciąż tam pozostanie?

Około 170 lat temu astronomowie byli świadkami wielkiej eksplozji Eta Carinae, jednej z najjaśniejszych znanych gwiazd w galaktyce Drogi Mlecznej. Podmuch uwolnił tyle energii, co standardowy wybuch supernowej.

Jednak Eta Carinae przeżyła.

Wyjaśnienie wybuchu umyka astrofizykom. Nie mogą użyć wehikułu czasu, aby przenieść się do XIX wieku, aby móc zaobserwować wybuch przy użyciu nowoczesnych technologii.

Jednak astronomowie mogą skorzystać z naturalnej „maszyny czasu” dzięki temu, że światło podróżuje w przestrzeni ze skończoną prędkością. Zamiast podążać prosto w kierunku Ziemi, część światła z wybuchu odbiła się od pyłu międzygwiezdnego i właśnie dotarła do Ziemi. Efekt ten nazywa się odbiciem świetlnym. Światło zachowuje się jak zagubiona pocztówka, która odnajduje się 170 lat później.

Przy użyciu naziemnych teleskopów naukowcy wykonali współczesną analizę astronomiczną opóźnionego światła i znaleźli niespodziankę. Nowe pomiary wybuchu z lat 40. XIX w. ujawniają ekspansję materii z rekordową prędkością, ponad 20-krotnie większą, niż oczekiwali astronomowie. Obserwowane prędkości są podobne do najszybszej materii wyrzucanej przez falę uderzeniową w czasie eksplozji supernowej a nie do stosunkowo powolnych i delikatnych wiatrów, które powinny towarzyszyć śmierci masywnej gwiazdy.

Na podstawie tych danych naukowcy sugerują, że wybuch mógł być wywołany przedłużającą się walką pomiędzy trzema gwiezdnymi siostrami, gdzie zginęła jedna z nich, a dwie pozostały w układzie podwójnym. Walka ta mogła zakończyć się gwałtowną eksplozją, kiedy Eta Carinae pożarła jednego ze swoich dwóch towarzyszy, wystrzeliwując w kosmos ponad 10 mas Słońca. Wyrzucona masa wytworzyła gigantyczne dwubiegunowe płatki, kształtem przypominające hantle, jakie widzimy na współczesnych zdjęciach.

Odbicia świetlne zostały wykryte w świetle widzialnym na zdjęciach uzyskiwanych od 2003 r. za pomocą teleskopu o średnim rozmiarze na Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile. Używając większych teleskopów – Magellana w Carnegie Institution for Science's Las Campanas Observatory oraz Gemini South Observatory (obydwa w Chile), zespół wykorzystał również spektroskopię do analizy światła, co pozwoliło im zmierzyć tempo ekspansji obiektu. Z pomiarów wynika, że materia porusza się z prędkością 32 mln km/h (z taką prędkością podróż z Ziemi do Plutona zajęłaby kilka dni).

Obserwacje sugerują nowe wskazówki dotyczące tajemnicy otaczającej gigantyczne wstrząsy, które w tamtym czasie uczyniły Eta Carinae drugą pod względem jasności gwiazdę widzianą na ziemskim niebie w latach 1837-1858. Dane wskazują, w jaki sposób mogła ona stać się najjaśniejszą i najmasywniejszą gwiazdą Drogi Mlecznej.

Masywne gwiazdy zwykle osiągają koniec swojego życia w zdarzeniu szoku, gdy ich jądra zapadają się, tworząc gwiazdę neutronową bądź czarną dziurę. Astronomowie obserwują to zjawisko jako wybuch supernowej. Zatem w jaki sposób gwiazda wybucha w zdarzeniu szoku, jednak nie zostaje całkowicie rozerwana? Jakieś gwałtowne zdarzenie musiało rzucić na gwiazdę odpowiednią ilość energii, powodując odrzucenie jej zewnętrznych warstw. Jednak ta energia nie wystarczyła, by całkowicie unicestwić gwiazdę.

Jedną z możliwości takiego stanu jest połączenie się dwóch gwiazd, ale trudno byłoby znaleźć scenariusz, który mógłby dopasować wszystkie dane Eta Carinae.

Naukowcy sugerują, że najprostszym sposobem wyjaśnienia szerokiego zakresu obserwowanych faktów otaczających erupcję jest interakcja trzech gwiazd, które wymieniają między sobą masę.

Jeżeli tak jest, obecny pozostały układ podwójny musiał w fazie początkowej być układem trzech gwiazd. „Powodem, dla którego sugerujemy, że członkowie zwariowanego układu potrójnego współdziałają ze sobą jest to, że to najlepsze wytłumaczenie tego, jak współcześni towarzysze tak szybko utracili warstwy zewnętrzne przed bardziej masywnym rodzeństwem” – powiedział Nathan Smith z Uniwersytetu Arizona.

W proponowanym przez zespół scenariuszu dwie gwiazdy orbitują blisko siebie a trzeci towarzysz krąży dalej. Kiedy masywniejsza gwiazda układu podwójnego zbliża się do końca swojego życia, zaczyna się rozszerzać i zrzucać większość materii na nieco mniejsze rodzeństwo.

Rodzeństwo ma teraz masę około 100 razy większą, niż Słońce i jest niezwykle jasne. Trzecia gwiazda, obecnie o masie zaledwie 30 Słońc, została pozbawiona warstwy wodoru, odsłaniając gorące jądro helowe.

Jak wiadomo, gorące jądra helowe gwiazd stanowią zaawansowany etap ewolucji w życiu masywnych gwiazd. Wiemy, że bardziej masywne gwiazdy żyją szybciej i intensywniej a mniej masywne dłużej i spokojniej. W związku z tym masywny towarzysz wydaje się być bardziej zaawansowany ewolucyjnie, pomimo tego, że jest teraz znacznie mniej masywnym od tej, którą okrąża. Jedynym wyjaśnieniem jest transfer masy.

Transfer masy zmienia równowagę grawitacyjną układu, a gwiazda z jądrem helowym odsuwa się dalej od swojej potwornej siostry. Gwiazda wędruje tak daleko, że grawitacyjnie współdziała z trzecią. Po kilku krótkich przejściach gwiazda łączy się z cięższym partnerem, produkując wypływ materii.

W początkowych etapach fuzji, gdy dwie gwiazdy zbliżają się coraz bardziej, wyrzut jest gęsty i rozwija się stosunkowo wolno. Później, wybuchowe zdarzenia pojawiają się, gdy dwie wewnętrzne gwiazdy w końcu łączą się ze sobą, wystrzeliwując materię poruszającą się 100 razy szybciej. Materia chwyta powolny wyrzut i uderza w niego, ogrzewając materię i powodując jej świecenie. Ta świecąca materia jest źródłem światła głównego historycznego wybuchu obserwowanego przez astronomów półtora wieku temu.

Tymczasem mniejsza gwiazda z jądrem helowym osadza się na eliptycznej orbicie, przechodząc przez zewnętrzne warstwy gigantycznej gwiazdy co 5,5 roku. Owa interakcja generuje fale uderzeniowe emitujące promieniowanie X.

Lepsze zrozumienie fizyki wybuchu Eta Carinae może pomóc rzucić światło na skomplikowane interakcje gwiazd podwójnych i układów wielokrotnych, które są kluczem do zrozumienia ewolucji i śmierci masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STScI-H-p1833a-z-2000x1400.jpg
STScI-H-p1833a-z-2000x1400.jpg [ 440.12 KiB | Przeglądany 968 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 sierpnia 2018, 16:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano obiekt, który jest na granicy olbrzymiej planety i brązowego karła

Astronomowie korzystający z VLA dokonali pierwszej radiowej detekcji obiektu o masie planetarnej, który znajduje się poza Układem Słonecznym. Obiekt, kilkanaście razy masywniejszy od Jowisza, jest zaskakująco silną elektrownią magnetyczną podróżującą przez kosmos bez towarzystwa jakiejkolwiek gwiazdy macierzystej. Jest dokładnie na granicy planety olbrzyma i brązowego karła.

Brązowe karły są zbyt masywnymi obiektami, by można je uznać za planety, jednak nie na tyle masywnymi, aby podtrzymać syntezę jądrową wodoru w swoich jądrach – proces, który zasila gwiazdy. W latach ‘60 ubiegłego stulecia teoretycy sugerowali, że takie obiekty będą istnieć, jednak nie odkryto żadnego z nich przed rokiem 1995. Pierwotnie uważano, że nie emitują one fal radiowych, ale w 2001 r. VLA odkryło rozbłysk radiowy, w którym ujawniono silną aktywność magnetyczną.

Kolejne obserwacje wykazały, że niektóre brązowe karły mają bardzo potężne zorze, podobne do tych obserwowanych na planetach olbrzymach w Układzie Słonecznym. Zorze obserwowane na Ziemi są wywoływane wiatrem słonecznym oddziałującym z polem magnetycznym naszej planety. Jednak samotne brązowe karły nie mają wiatru słonecznego od pobliskiej gwiazdy, z którym mogłyby wchodzić w interakcje. Nie jest jasne, w jaki sposób powstają zorze na brązowych karłach, ale naukowcy sądzą, że jedną z możliwości jest planeta bądź księżyc, który okrążając brązowego karła, oddziałuje z jego polem magnetycznym, tak jak ma to miejsce w przypadku Jowisza i jego satelity Io.

Dziwny obiekt z najnowszego badania, nazwany SIMP J01365663+0933473, posiada pole magnetyczne ponad 200-krotnie silniejsze, niż Jowisz. Pierwotnie został wykryty w 2016 r. jako jeden z pięciu brązowych karłów, które naukowcy badali za pomocą VLA, aby zdobyć nową wiedzę na temat pól magnetycznych i mechanizmów, dzięki którym niektóre z najciekawszych obiektów mogą wytwarzać silną emisję radiową. Masy brązowych karłów są trudne do mierzenia, a obiekt wtedy był uważany za starego i znacznie bardziej masywnego brązowego karła.

W zeszłym roku niezależny zespół naukowców odkrył, że SIMP J01365663+0933473 był częścią bardzo młodej grupy gwiazd. Jego młody wiek oznaczał, że w rzeczywistości był on tak mało masywny, że mógł być swobodnie płynącą planetą – tylko 12,7 razy masywniejszą i 1,22 razy większą, niż Jowisz. Mający 200 mln lat i znajdujący się 20 lat świetlnych od Ziemi, obiekt ma temperaturę 825oC. Dla porównania temperatura powierzchni Słońca to 5500oC.

Różnica pomiędzy gazowym olbrzymem a brązowym karłem pozostaje tematem gorących dyskusji wśród astronomów, ale jedną z zasad, które stosują, jest masa, poniżej której kończy się fuzja deuteru, znana jako „granica spalania deuteru”, około 13 mas Jowisza.

Jednocześnie zespół z Caltech, który pierwotnie wykrył emisję radiową w 2016 r., zaobserwował ją ponownie w nowym badaniu na jeszcze wyższych częstotliwościach radiowych i potwierdził, że jego pole magnetyczne było nawet silniejsze, niż pierwotnie zmierzono.

Obserwacje VLA dostarczyły zarówno pierwszej detekcji radiowej, jak i pierwszego pomiaru pola magnetycznego możliwego obiektu o masie planetarnej poza Układem Słonecznym.

Takie silne pole magnetyczne stanowi duże wyzwanie dla zrozumienia mechanizmu dynamo, które wytwarza pole magnetyczne w brązowych karłach i planetach pozasłonecznych i pomaga zasilać zorze polarne, które astronomowie obserwują.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
NewBrownDawf5.jpg
NewBrownDawf5.jpg [ 601.09 KiB | Przeglądany 962 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 sierpnia 2018, 13:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Znikający duch dawno zmarłej gwiazdy

Termin „pozostałość po supernowej” odnosi się do wszystkich resztek po gwieździe, która eksplodowała jako supernowa. Czerwone włókna widoczne na zdjęciu należą do pozostałości po supernowej znanej jako HBH 3, którą po raz pierwszy zaobserwowano w 1966 r. przy użyciu radioteleskopów. Fragmenty pozostałości także emitują promieniowanie w zakresie optycznym. Gałęzie świecącej materii są najprawdopodobniej gazem molekularnym, który został wzbudzony falą uderzeniową generowaną przez supernową. Energia z wybuchu pobudziła cząsteczki i spowodowała, że zaczęły one emitować promieniowanie w podczerwieni.

Biała formacja przypominająca chmurę jest częścią kompleksu regionów gwiazdotwórczych, nazwanych po prostu W3, W4 i W5. Jednakże regiony te sięgają znacznie poza krawędź tego zdjęcia. Zarówno białe obszary gwiazdotwórcze, jak i czerwone włókna oddalone są o około 6400 lat świetlnych i znajdują się w Drodze Mlecznej.

HBH 3 ma średnicę około 150 lat świetlnych, co sprawia, że jest jedną z największych znanych pozostałości po supernowej. Jest to prawdopodobnie również jedna z najstarszych pozostałości: astronomowie szacują, że pierwotna eksplozja miała miejsce od 80 000 do aż 1 miliona lat temu.

W 2016 r. teleskop Fermi, obserwujący w zakresie promieniowania gamma, wykrył promieniowanie gamma pochodzące z regionu w pobliżu HBH 3. Emisja ta może pochodzić z gazu w jednym z sąsiednich regionów gwiazdotwórczych, wzbudzonych przez silne cząsteczki wyemitowane przez wybuch supernowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
JPL

Vega


Załączniki:
PIA22564-16.jpg
PIA22564-16.jpg [ 303.15 KiB | Przeglądany 938 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 sierpnia 2018, 15:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Najszybciej rosnąca supermasywna czarna dziura w znanym Wszechświecie

Z początkiem bieżącego roku zespół astronomów odkrył najszybciej rosnącą supermasywną czarną dziurę w znanym Wszechświecie.

Ta supermasywna czarna dziura, czyli kwazar, jest 20 mld razy masywniejsza od Słońca i znajduje się 12,5 mld lat świetlnych stąd. Rozszerza się w tempie 1% na milion lat i pochłania masę równoważną naszemu Słońcu co dwa dni. Jej oficjalna nazwa to SMSS J215728.21-360215.1, ale przez zespół naukowców potocznie zwana jest głodnym potworem.

Dwoje studentów z Uniwersytetu w Melbourn, którzy są członkami tego zespołu, jako pierwszych zaobserwowało tego potwora korzystając ze zdalnie sterowanego 2,3-metrowego teleskopu w Obserwatorium Siding Springs w Nowej Południowej Walii w Australii.

Głównym celem projektu SkyMapper jest odnalezienie na niebie południowym kwazarów z wczesnego Wszechświata oraz zbadanie ich cech. Dane, których astronomowie używają do odnajdywania kandydatów na kwazary pochodzą ze SkyMapper Southern Sky Survey (SMSS), który zawiera kompleksowy cyfrowy przegląd całego południowego nieba.

Najnowsze dane z SMSS obejmują około 300 mln obiektów. Aby uzyskać listę kandydatów, którymi naukowcy są zainteresowani, zespół przeszukuje ten ogromny zbiór danych za pomocą algorytmów znajdujących obiekty odpowiadające ich kryteriom, takie jak jasność i barwa. Po otrzymaniu takiej listy astronomowie muszą określić, czy są to kwazary czy nie. Do tego celu używają spektrografu na teleskopie ANU.

Tego wieczora, gdy dokonano odkrycia, astronomowie otrzymali listę 12 kandydatów, które miały wysokie prawdopodobieństwo, że są kwazarami o dużym przesunięciu ku czerwieni. Było jednak coś, co nie pomagało w obserwacjach: Księżyc w pełni. Przez pół nocy nie udało się dokonać żadnych obserwacji.

Gdy Księżyc oddalił się od regionu na niebie, który mieli obserwować, astronomowie zaczęli przeglądać kandydatów z listy. Wtedy właśnie znaleźli głodnego potwora. Używając samego teleskopu, nie byli w stanie stwierdzić, co to jest. Dopiero gdy do analizy użyli spektrografu, zdali sobie sprawę, że znaleźli coś wyjątkowego. Po kilkudniowych analizach obiektu okazało się, że głodny potwór jest zupełnie nowym odkryciem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Melbourn

Vega


Załączniki:
Czarna_dziura.jpg
Czarna_dziura.jpg [ 94.43 KiB | Przeglądany 913 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 sierpnia 2018, 17:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Zbyt gorące na planety, zbyt chłodne na gwiazdy

Astronomowie odkryli obiekty, które są zbyt gorące, by być planetami jednak zbyt chłodne, aby być gwiazdami. Na szczęście ich atmosfery mają tzw. „strefę złotowłosej”, czyli są odpowiednie do posiadania wody.

Bardzo gorące Jowisze są nową klasą egzoplanet, które astronomowie coraz częściej odnajdują rozsiane po kosmosie. Te niesamowicie gorące gazowe olbrzymy znajdują się znacznie bliżej swoich macierzystych gwiazd, niż Merkury od Słońca, co oznacza, że planeta zwraca się do gwiazdy zawsze tą samą stroną. To z kolei powoduje, że temperatury w ciągu dnia przekraczają 1900 oC, podczas, gdy w nocy spadają do 1000 oC. Co więcej, bardzo gorące Jowisze mają unikalne cechy atmosferyczne, które nie występują na innych planetach tego typu, takie jak wyraźny brak większości cząsteczek.

Pomimo intrygującej natury tych dziwnych, piekielnych światów, naukowcy wciąż niewiele o nich wiedzą. W swoich badaniach międzynarodowy zespół naukowców modelował atmosfery czterech znanych bardzo gorących Jowiszy, które wcześniej badano za pomocą teleskopów kosmicznych Hubble i Spitzer.

Zespół odkrył w szczególności, że dzienna strona egzoplanet jest tak skrajna, że ciepło może rozdzielić większość typów cząsteczek na ich podstawowe składowe. A ponieważ cząsteczki te się rozpadają, pozostają ukryte przed wzrokiem nawet najbardziej zaawansowanych obserwatoriów. Doprowadziło to naukowców do zaskakującej konkluzji: atmosfera po dziennej stronie bardzo gorącego Jowisza bardziej przypomina gwiazdę niż planetę.

Choć wynik ten sam w sobie jest interesujący, pomaga też wyjaśnić, dlaczego astronomowie wykrywają jedynie cząsteczki wody na granicy dzień-noc bardzo gorących Jowiszów. Zespół odkrył, że gdy atomy wodoru i tlenu dotrą do chłodniejszej, nocnej części planety, ulegną rekombinacji, tworząc wodę. Ponieważ strona nocna jest zbyt ciemna, by ją obserwować, astronomowie mogą wykryć cząsteczki wody tylko na granicy dzień-noc.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astronomy

Vega


Załączniki:
ultrahotjupiters.jpg
ultrahotjupiters.jpg [ 129.1 KiB | Przeglądany 910 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 sierpnia 2018, 15:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Omega Centauri niezdatna do podtrzymywania życia

Poszukiwanie życia w rozległym Wszechświecie jest przytłaczającym zadaniem, ale jedno miejsce astronomowie mogą wykreślić ze swojej listy.

Według badań przeprowadzonych przez naukowców jest mało prawdopodobne, aby Omega Centauri – gęsto upakowana gromada gwiazd na naszym galaktycznym podwórku – była domem dla planet nadających się do zamieszkania.

W poszukiwaniu egzoplanet zdatnych do zamieszkania, Omega Centauri, największa gromada kulista w Drodze Mlecznej, wydawała się dobrym do tego miejscem. Składająca się z blisko 10 mln gwiazd gromada leży prawie 16 000 lat świetlnych od Ziemi, co czyni ją widoczną nieuzbrojonym okiem i stosunkowo bliskim celem do obserwacji dla Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Mając do dyspozycji 470 000 gwiazd we wszystkich kolorach tęczy w sercu Omega Centauri, astronomowie skupili się na 350 000, których barwa – wskaźnik ich temperatury oraz wieku – oznacza, że mogą potencjalnie posiadać planety zdatne do zamieszkania.

Dla każdej z gwiazd obliczyli strefę zdatną do zamieszkania (ekostrefę) – obszar orbitalny wokół każdej gwiazdy, w którym planeta skalista może posiadać wodę w stanie ciekłym będącą kluczowym składnikiem życia w takiej formie, jaką znamy. Ponieważ większość gwiazd w sercu Omega Centauri to czerwone karły, ich ekostrefy znajdują się znacznie bliżej gwiazdy, niż ma to miejsce w przypadku Słońca.

Jądro Omega Centauri może potencjalnie być wypełnione mnóstwem ciasnych układów planetarnych, które posiadają planety zdatne do zamieszkania w pobliżu gwiazd macierzystych. Przykładem takiego układu jest TRAPPIST-1, miniaturowa wersja Układu Słonecznego, który znajduje się 40 lat świetlnych stąd i jest obecnie postrzegany jako jedno z najbardziej obiecujących miejsc do poszukiwania obcego życia.

W końcu jednak przyjemna natura gwiazd w Omega Centauri zmusiła badaczy do stwierdzenia, że takie układy planetarne, choćby zwarte, nie mogą istnieć w jądrze gromady. Podczas, gdy nasze Słońce znajduje się w odległości 4,27 lat świetlnych od najbliższego sąsiada, średnia odległość między gwiazdami w jądrze Omega Centauri wynosi 0,16 roku świetlnego, co oznacza, że będą się spotykać ze sobą mniej więcej raz na milion lat, co jest niesprzyjające istnieniu planet zdatnych do zamieszkania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of California

Vega


Załączniki:
heic0910g.jpg
heic0910g.jpg [ 408.78 KiB | Przeglądany 901 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 sierpnia 2018, 19:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Znajdując czarne dziury o masach pośrednich

Naukowcy podjęli ważne kroki w celu znalezienia czarnych dziur, które nie są ani bardzo małe ani ekstremalnie duże. Znalezienie tych niezwykłych czarnych dziur o masie pośredniej może pomóc astronomom lepiej zrozumieć, czym są „nasionka” największych czarnych dziur we wczesnym Wszechświecie.

Czarne dziury, które mają masy od stu do kilkuset tysięcy Słońc nazywane są „czarnymi dziurami o masach pośrednich” (IMBH – intermediate mass). Ich masa mieści się pomiędzy dobrze udokumentowanymi i często badanymi czarnymi dziurami o masach gwiazdowych oraz supermasywnymi czarnymi dziurami, które znajdują się w centralnych regionach masywnych galaktyk.

Chociaż w ostatnich latach odnotowano kilka możliwych IMBH, astronomowie wciąż próbują ustalić, jak powszechne są i czego uczą nas ich właściwości na temat powstawania pierwszych supermasywnych czarnych dziur.

Jeden zespół naukowców wykorzystał duży przegląd Chandra COSMOS-Legacy (Cosmic Evolution Survey), aby zbadać galaktyki karłowate, które mają mniej niż 1% masy gwiazd Drogi Mlecznej. Scharakteryzowanie tych galaktyk było możliwe dzięki bogatemu zbiorowi danych dostępnych dla pola COSMOS na różnych długościach fal.

Dane z Chandra były kluczowe dla tego wyszukiwania, ponieważ jasne, punktowe źródło emisji promieniowania rentgenowskiego w pobliżu centrum galaktyki jest wyraźnym znakiem obecności czarnej dziury. Promienie X są wytwarzane przez gaz podgrzany do milionów stopni dzięki ogromnym siłom grawitacyjnym i magnetycznym w pobliżu czarnej dziury.

Zespół zidentyfikował 40 rosnących czarnych dziur w galaktykach karłowatych. Dwanaście z nich znajduje się na dużych odległościach, ponad 5 mld lat świetlnych od Ziemi, a najodleglejsza – 10,9 mld lat świetlnych stąd. Jest to najodleglejsza rosnąca czarna dziura w galaktyce karłowatej, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Natomiast jedna z galaktyk karłowatych jest najmniej masywną znaną galaktyką, która ma w sobie rosnącą czarną dziurę.

Większość z tych źródeł to prawdopodobnie IMBH o masach od dziesięciu tysięcy do stu tysięcy razy większych, niż Słońce. Jednym z kluczowych rezultatów tych badań jest fakt, że ułamek galaktyk zawierających rosnące czarne dziury jest mniejsza dla mniej masywnych galaktyk niż dla ich masywniejszych odpowiedników.

Drugi zespół, kierowany przez Igor Chilingarian z CFA, znalazł oddzielną, ważną próbkę możliwych IMBH w galaktykach, które są nam bliższe. W ich próbce najdalszy kandydat na IMBH znajduje się w odległości 2,8 mld lat świetlnych od Ziemi, a około 90% kandydatów, które znaleźli, znajduje się w odległości nie większej, niż 1,3 mld lat świetlnych stąd.

Dzięki danym ze Sloan Digital Sky Survey (SDSS), znaleźli galaktyki z sygnaturą świetlną rosnących czarnych dziur, a następnie oszacowali ich masy. Wybrali 305 galaktyk z właściwościami, które sugerowały, że czarna dziura o masie mniejszej, niż 300 000 mas Słońca czaiła się w centralnych regionach każdej z tych galaktyk.

Tylko 18 członków z tej listy miało wysokiej jakości obserwacje rentgenowskie, które pozwoliłyby potwierdzić, że źródłem są czarne dziury. Detekcje z Chandra i XMM-Newton uzyskano dla dziesięciu źródeł, pokazując, że około połowa z 305 kandydatów na IMBH może wyraźnie nimi być. Masy dla dziesięciu źródeł wykrytych za pomocą obserwacji promieni X określono pomiędzy 40 000 a 300 000 mas Słońca.

IMBH mogą wyjaśnić, w jaki sposób supermasywne czarne dziury mogły powstać tak szybko po Wielkim Wybuchu. Jedno z wiodących wyjaśnień jest takie, że supermasywne czarne dziury rosną w miarę upływu czasu od najmniejszych, zawierających około 100 mas Słońca. Niektóre z nich powinny się połączyć, aby utworzyć IMBH. inne wyjaśnienie jest takie, że powstają bardzo szybko po rozpadzie olbrzymiego obłoku gazu o masie równej setkom tysięcy mas Słońca.

Inna możliwość jest taka, że obydwa mechanizmy faktycznie występują. Obydwa zespoły zgadzają się, że aby wyciągnąć ostateczne wnioski, potrzebna jest znacznie większa próbka czarnych dziur, która będzie możliwa do uzyskania dzięki przyszłym misjom kosmicznym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
imbhs.jpg
imbhs.jpg [ 859.63 KiB | Przeglądany 894 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 sierpnia 2018, 15:26 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 824
Oddział PTMA: Kraków
Gemini potwierdza zaobserwowanie najodleglejszej radiogalaktyki

Przy pomocy teleskopu Gemini zespół astronomów z Brazylii, Włoch, Holandii i Wielkiej Brytanii odkrył najodleglejszą znaną do tej pory galaktykę radiową znajdującą się w odległości 12,5 mld lat świetlnych stąd, kiedy wiek Wszechświata stanowił zaledwie 7% obecnego.

Zespół wykorzystał dane spektroskopowe z Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS-N) do pomiaru przesunięcia ku czerwieni galaktyki zidentyfikowanej jako J1530+1049, które wynosi z=5,72. Jest to największe przesunięcie ku czerwieni jakiejkolwiek znanej galaktyki radiowej. Przesunięcie ku czerwieni galaktyki mówi astronomom o jej odległości. Galaktyki o większych odległościach oddalają się od nas z większą prędkością, a ruch ten powoduje, że światło galaktyki przesuwa się dalej ku czerwieni. A ponieważ światło ma skończoną prędkość, potrzebuje czasu, aby dotrzeć do nas a bardziej odległe galaktyki są również widoczne we wcześniejszych czasach w historii Wszechświata.

W widmie TGSS J1530+1049 astronomowie znaleźli pojedynczą linię emisyjną wodoru, znaną jako Lyman-alfa. Obserwowane przesunięcie tej linii pozwoliło im oszacować odległość do galaktyki.

Stosunkowo mały rozmiar obszaru emisji radiowej w TGSS J1530+1049 wskazuje, że radiogalaktyka jest dość młoda jak na tak wczesną epokę. Tak więc galaktyka jest wciąż na etapie tworzenia się. Emisja radiowa w tego rodzaju galaktyce jest napędzana przez supermasywną czarną dziurę, która zasysa materię z otaczającego ją środowiska. Odkrycie najodleglejszej galaktyki radiowej potwierdza, że czarne dziury mogą szybko przybierać ogromne masy w bardzo wczesnym Wszechświecie.

Zmierzone przesunięcie ku czerwieni do TGSS J1530+1049 plasuje obiekt blisko końca Epoki Rejonizacji, kiedy większość neutralnego wodoru we Wszechświecie została zjonizowana przez wysokoenergetyczne fotony z młodych gwiazd i innych źródeł promieniowania. Odległe radiogalaktyki mogą być używane jako narzędzia w celu uzyskania więcej informacji na temat tego okresu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Gemini

Vega


Załączniki:
fig1.jpg
fig1.jpg [ 95.74 KiB | Przeglądany 722 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 331 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16, 17  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 0 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