Dzisiaj jest 02 czerwca 2020, 14:09

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 655 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 29, 30, 31, 32, 33  Następna
Autor Wiadomość
Post: 13 kwietnia 2020, 16:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Połączenie partnerów? Może

Detektory LIGO i Virgo w swoich obserwacjach pokazują coraz więcej połączeń podwójnych czarnych dziur. Czy czarne dziury zaangażowane w te połączenia mają ze sobą coś wspólnego, czy też stały się parami przez przypadek?

Pytanie, w jaki sposób tworzą się podwójne czarne dziury (binary black holes – BBH), nadal pozostaje otwarte, co dodatkowo komplikuje fakt, że masy zaangażowanych czarnych dziur są wyższe niż oczekiwano. Niektórzy astronomowie sugerowali, że BBH są wynikiem masywnych gwiazd, które były już w układach podwójnych, podczas gdy inni zaproponowali scenariusze, w których czarne dziury w gęstych populacjach gwiazd spotykają się i łączą w pary. Inna możliwość jest taka, że czarne dziury w BBH uformowały się tak, jak są we wczesnym Wszechświecie – pomijając egzystencję jako gwiazda – i skończyły w układach podwójnych.

Połączenie podwójnych czarnych dziur jest dobrym sposobem na naukę o samych BBH. Właściwości łączących się składników (takie, jak masa) są odciśnięte na powstałych falach grawitacyjnych. W swoich dwóch pierwszych sesjach obserwacyjnych LIGO i Virgo wykrył dziesięć połączeń BBH, a zaangażowane w te zdarzenia czarne dziury wydają się mieć masy od 18 do 84 mas Słońca.

W nowym badaniu Maya Fishbach i Daniel Holz z University of Chicago odkrywali, w jaki sposób BBH łączą się w pary pod względem masy. I zauważyli coś interesującego – okazuje się, że czarne dziury w pobliskich układach podwójnych mogą mieć ze sobą więcej wspólnego, niż nam się wydawało.

Fishbach i Holz próbowali zrozumieć łączenie się w pary BBH poprzez różne rozkłady masy czarnej dziury. Ogólnie rzecz biorąc rozważano trzy scenariusze:

1. Masy czarnych dziur pochodzą z podziału ograniczonego tylko przez masy minimalne i maksymalne.
2. Masy czarnych dziur pochodzą z podziału zależnego od mas minimalnych i maksymalnych oraz stosunku między masami czarnych dziur w układach podwójnych.
3. Masy czarnych dziur pochodzą z podziału zależnego od mas minimalnych i maksymalnych oraz stosunku między masami czarnych dziur w układach podwójnych i całkowitej masy BBH.

Podczas modelowania i stosowania tych scenariuszy do dziesięciu dostępnych obserwacji łączenia się BBH, Fishbach i Holz opracowali dwa główne ustalenia: losowe pary są mało prawdopodobne, a czarne dziury w BBH mają pięć razy większe szanse na podobną masę niż inne. Odkryli również, że całkowita masa układu może nie odgrywać dużej roli w łączeniu się w pary BBH.

Modele formowania się BBH kończące się czarnymi dziurami o podobnej masie, są zwykle takimi, które obejmują masywne gwiazdy podwójne. Nie wyklucza to innych mechanizmów formowania się, ale praca Fishbach i Holza sugeruje, że przyszłe modele mogą wymagać uwzględnienia stosunku masy w BBH.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
fig1_large.png
fig1_large.png [ 679.63 KiB | Przeglądany 1603 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 kwietnia 2020, 16:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Masywne galaktyki dyskowe w lokalnym Wszechświecie

Jedną z szeroko rozpowszechnionych teorii wzrostu i ewolucji galaktyk w czasie kosmicznym jest proces zwany wzrostem hierarchicznym. W scenariuszu tym mniejsze galaktyki łączą się ze sobą, tworząc większe galaktyki, co tłumaczy, dlaczego tej najbardziej masywne, jakie widzimy, żyją we Wszechświecie lokalnym. Istnieją dwa główne typy galaktyk: spiralne i eliptyczne, często zwane dyskowymi i sferoidalnymi.

Ponieważ łączenie się galaktyk zaburza pływowo pary galaktyk, gwiazdy na początkowo uporządkowanych orbitach wewnątrz galaktyk mają tendencje do zakłócania i umieszczania na przypadkowych orbitach. Oznacza to, że najbardziej masywne galaktyki, które powstały w wyniku wielokrotnych dużych połączeń, są zazwyczaj sferoidalne. Mimo to około 10% galaktyk masywniejszych niż ~4 masy Drogi Mlecznej ma znaczące dyski. Ponieważ liczba dużych połączeń galaktyk jest wysoce zależna od ich masy gwiazdowej, prawdopodobne jest, że wszystkie masywne galaktyki przeszły podobną ilość dużych połączeń w kosmicznym czasie. Jeżeli jest to prawda, dlaczego widzimy masywne galaktyki z dyskami w lokalnym Wszechświecie?

Aby odpowiedzieć na to pytanie, astronomowie przeprowadzili symulacje Wszechświata wykorzystując symulacje Horizon-AGN obejmujące zarówno sprzężenie gwiazdowe, jaki i AGN (aktywne jądra galaktyczne), które przekazują galaktyce energię, pęd i wzbogaconą materię. Dzięki swoim symulacjom astronomowie mogą bardzo szczegółowo śledzić ewolucję gwiazd, czarnych dziur i morfologię galaktyk w czasie. Historie łączenia się galaktyk są śledzone od przesunięcia ku czerwieni z=3 do z=0.06 (zakres prawie 11 mld lat) w odstępach czasu ok. 130 mln lat.

Morfologia galaktyk jest częściowo określona przez ruchy gwiazd w galaktyce. Autorzy pracy obliczyli stosunek średniej prędkości wirowej (v) do średniej dyspersji prędkości (\sigma) gwiazd w galaktyce. Wysokie wartości stosunku wskazują na galaktyki dyskowe a niskie na galaktyki sferoidalne. Analizując galaktyki we Wszechświecie lokalnym, poprzednia praca zdefiniowała separację między galaktykami dyskowymi i sferoidalnymi jako v/\sigma = 0.55. Autorzy zauważają, że galaktyki dyskowe badane w ich pracy mają v/\sigma większe niż 0.55, a zatem są one solidnymi galaktykami dyskowymi.

Badając właściwości galaktyk w swoich symulacjach, naukowcy odkryli dwa główne kanały tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych. Pierwszy z nich to „odmłodzony dysk” lub duże połączenie z bogatym w gaz towarzyszem, który zdarza się, że daje pierwotnej galaktyce kopniaka zwiększając tym samym jej rotację. Drugi kanał to scenariusz „starego dysku”, w którym galaktyki dyskowe nie doświadczają poważnych fuzji w ciągu swojego życia, a zatem nigdy nie tracą swojego składnika, jakim jest dysk.

Analizując ewolucję v/\sigma dla masywnych galaktyk dyskowych, autorzy stwierdzili, że kanał odmłodzonego dysku jest odpowiedzialny za około 70% wszystkich galaktyk dyskowych, podczas gdy kanał starego dysku stanowi 30% masywnych galaktyk dyskowych. W pozostałych galaktykach sferoidalnych fuzje z galaktykami ubogimi w gaz służą jedynie do losowych orbit gwiazd i wzmocnienia klasyfikacji galaktyk sferoidalnych. Autorzy nie znajdują jasnego wyjaśnienia dla scenariusza stałego dysku, oprócz losowych niskich szybkości łączenia się, wyjaśniając w ten sposób ich mały ułamek.

Ponieważ odmłodzone galaktyki dyskowe wydają się być preferowaną metodą tworzenia masywnych galaktyk dyskowych, autorzy spodziewają się korelacji między gazem we Wszechświecie a odsetkiem masywnych galaktyk dyskowych.

Naukowcy stwierdzają, że odmłodzone galaktyki dyskowe mają tendencję do przebywania w mniej masywnych halo ciemnej materii niż reszta populacji masywnych galaktyk. Ich wyjaśnienie jest takie, że te środowiska o niskiej gęstości są mniej podatne na usuwanie wtłaczanego ciśnienia i procesy pływowe, które mają tendencję do przekształcania galaktyk dyskowych w sferoidalne. Dodatkowo w środowiskach tych jest więcej bogatych w gaz galaktyk do odmłodzonych połączeń. Autorzy stwierdzili również, że mediana przesunięcia ku czerwieni ostatniego dużego połączenia dla odmłodzonych galaktyk dyskowych wynosi z~0.3, w porównaniu do z~0.49 dla galaktyk sferoidalnych. Odpowiada to mniej o około 1.5 mld lat aby odmłodzona galaktyka dyskowa stała się galaktyką sferoidalną poprzez drobne interakcje.

Niezależnie od metody tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych, autorzy znaleźli solidne wyjaśnienie obserwowanych frakcji masywnych galaktyk dyskowych oraz galaktyk sferoidalnych przy niskich przesunięciach ku czerwieni. Wynik ten służy wzmocnieniu teorii wzrostu hierarchicznego, ale pokazuje, że naiwne założenia dotyczące dużych fuzji wymagają bardziej szczegółowego wglądu w systemy galaktyk protoplastów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
montage-1.jpg
montage-1.jpg [ 70.17 KiB | Przeglądany 1599 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: 15 kwietnia 2020, 16:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na to, w jaki sposób gwiazdy nowe rozświetlają niebo

Gwiazda nowa to efekt eksplozji na powierzchni gwiazdy, która może wytworzyć energię wystarczającą do zwiększenia jej jasność miliony razy. Czasami nowa, która jest następstwem eksplozji białego karła, jest tak jasna, że widać ją nieuzbrojonym okiem.

Do eksplozji dochodzi, gdy biały karzeł odrywa materię od swojego gwiezdnego towarzysza, która gromadzi się na powierzchni białego karła, powodując w końcu wybuch termojądrowy. Podczas gdy przez wiele lat astronomowie sądzili, że nuklearne spalanie materii na powierzchni białego karła bezpośrednio zasila całe światło z eksplozji, ostatnio zaczęli debatować nad tym, że „szoki” z eksplozji mogą zasilać większość jasności nowej.

Teraz międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że szoki rzeczywiście powodują większość jasności nowej.

Czym więc są owe szoki i jak się tworzą? Tak jak w przypadku naddźwiękowego samolotu odrzutowego, gdy ten przekracza prędkość dźwięku, tworzy się szok, który prowadzi do głośnego dźwiękowego huku. W wybuchach nowych takie szoki tworzą światło a nie dźwięk.

Gdy z białego karła wydobywa się materia, jest ona wyrzucana w wielu fazach i z różnymi prędkościami. Wyrzuty te zderzają się ze sobą i powodują szoki, które ogrzewają wyrzuconą materię, tworząc większość światła.

Innym efektem ubocznym astronomicznych szoków są promienie gamma, rodzaj promieniowania elektromagnetycznego o najwyższej energii. Astronomowie wykryli jasne promieniowanie gamma pochodzące od gwiazdy, znanej jako V906 Carinae, której eksplozję w gwiazdozbiorze Kila (Carinae) zaobserwowano po raz pierwszy w marcu 2018 roku.

Korzystając z kosmicznego teleskopu Fermiego astronomowie wykazali, że V906 Car emituje najjaśniejsze promieniowanie gamma, jakie kiedykolwiek zaobserwowano dla nowej, udowadniając tym, że jest źródłem wstrząsów energetycznych.

Ale prawdziwa niespodzianka przyszła, gdy satelita optyczny – jeden z sześciu nanosatelitów konsorcjum BRITE – przypadkiem patrzył na tę właśnie część nieba, w której pojawiła się nowa. Porównując dane promieniowania gamma i optycznego, astronomowie zauważyli, że za każdym razem, gdy występowała fluktuacja promieniowania gamma, zmieniało się również światło z nowej.

Astronomowie zaobserwowali wahania jasności zarówno wizualnej jak i promieniowania gamma, co oznacza, że obie emisje pochodzą od szoków. To doprowadziło ich do wniosku, że szoki są odpowiedzialne za większość jasności zdarzenia.

Zespół ocenia, że V906 Car znajduje się w odległości około 13 000 lat świetlnych od Ziemi. Oznacza to, że kiedy po raz pierwszy zaobserwowano nową w 2018 roku, w rzeczywistości wybuchła 13 000 lat temu.

Te nowe informacje mogą nawet pomóc wyjaśnić, w jaki sposób są generowane duże ilości światła podczas innych gwiezdnych zdarzeń, takich jak supernowe czy zderzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MSU

Vega


Załączniki:
nova-carinae.jpg
nova-carinae.jpg [ 1.85 MiB | Przeglądany 1586 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 kwietnia 2020, 15:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto najbardziej energetyczny wiatr z odległego kwazara

Astronomowie korzystający z teleskopu Gemini North wykryli najbardziej energetyczny jak dotąd odkryty wiatr z kwazara. Ten wypływ, który porusza się z prędkością bliską 13% prędkości światła, przenosi energię mającą znaczny wpływ na tworzenie się gwiazd w całej galaktyce. Pozagalaktyczna burza pozostawała w ukryciu przez 15 lat, zanim została odkryta dzięki innowacyjnemu modelowaniu komputerowemu i nowym danym z Obserwatorium Gemini. Kwazar nazywa się SDSS J135246.37 + 423923.5 i znajduje się w odległości ok. 10 mld lat świetlnych od Ziemi.

Oprócz pomiaru wypływu z SDSS J135246.37 + 423923.5 zespół mógł również wnioskować masę supermasywnej czarnej dziury napędzającej tego kwazara. Ten monstrualny obiekt jest 8,6 mld razy masywniejszy niż nasze Słońce – około 2000 razy masywniejszy od czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej i 50% masywniejszy niż słynna czarna dziura w M87.

Pomimo, że wypływ ten był masywny i energetyczny, pozostawał ukryty w danych z przeglądu kwazarów przez 15 lat, zanim połączenie danych i innowacyjnej metody modelowania komputerowego pozwoliło zespołowi na szczegółowe jego zbadanie.

Kwazary są rodzajem wyjątkowo jasnych obiektów astrofizycznych znajdujących się w centrach masywnych galaktyk. Składające się z supermasywnej czarnej dziury otoczonej świecącym dyskiem gazu kwazary mogą przyćmić wszystkie gwiazdy w galaktyce macierzystej i mogą napędzać wiatry o sile wystarczającej, aby wpływać na całe galaktyki.

Odkrycie zespołu rodzi ważne pytania, a także sugeruje, że być może więcej takich kwazarów czeka na odkrycie. Astronomowie nie wiedzą, ile jeszcze obiektów kryje się w katalogach kwazarów, o których jeszcze nie wiedzą. Ponieważ zautomatyzowane oprogramowanie na ogół identyfikuje kwazary za pomocą silnych linii emisji, może być więcej takich kwazarów z potężnymi wypływami ukrytych w danych z przeglądów obserwacyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Gemini Observatory

Vega


Załączniki:
Windy Quasar.jpg
Windy Quasar.jpg [ 620.97 KiB | Przeglądany 1473 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 18 kwietnia 2020, 18:12 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Masy supermasywnych czarnych dziur

Uważa się, że większość galaktyk posiada w swoich jądrach supermasywną czarną dziurę (SMBH), obiekt o masie przekraczającej milion mas Słońca. Droga Mleczna, na przykład, ma w centrum czarną dziurę o masie czterech milionów Słońc. Szacuje się, że najbardziej ekstremalne ich przykłady mają masy sięgające nawet 10 mld Słońc. Zarówno aktywne jak i nieaktywne galaktyki posiadają SMBH ale te pierwsze aktywnie akreują materię oraz promieniują z gorącego środowiska. Masy tych potworów są zwykle mierzone bezpośrednio na podstawie kinematyki gazu lub gwiazd poruszających się pod silnym grawitacyjnym oddziaływaniem jądrem. Pośrednich pomiarów można dokonać również bazując na odkrytych zależnościach pomocniczych; np. masy SMBH wydają się być ściśle powiązane z masami gwiazd i rozkładem ruchów (dyspersja prędkości) obserwowanymi w galaktykach macierzystych. Ponieważ czarne dziury rosną na przestrzeni czasu, korelacje te sugerują, że istnieje pewna współewolucja z galaktyką, ale nie wiadomo dlaczego taka jest i jak się rozwija. Nieaktywne galaktyki czasem wykazują na przykład inną korelację niż aktywne. Niektórzy naukowcy argumentowali, że korelacja z masą gwiazdową jest jedynie produktem ubocznym bardziej fundamentalnych połączeń z dyspersją prędkości.

Zespół astronomów wykorzystał dane z obserwatorium rentgenowskiego Chandra oraz innych misji obserwujących w paśmie X, aby zbadać kluczową kwestię, czy obserwacyjne efekty selekcji powodują pojawienie się korelacji. Na przykład ograniczone możliwości współczesnych teleskopów sprzyjają obserwacjom jedynie tych galaktyk, których gaz i gwiazdy mają największe prędkości, a symulacje komputerowe wykazały, że ten sam efekt może tłumaczyć pojawienie się korelacji. Zamiast tego, astronomowie spojrzeli na promieniowanie rentgenowskie próbki galaktyk, miarę akrecji na ich SMBH, co z kolei jest miarą ich mas i wydajności tworzenia promieniowania. Technika ta wykorzystuje wyniki promieniowania rentgenowskiego poszczególnych galaktyk do uzyskania mas i jest bardziej niezawodna niż podobne, starsze próby, które wykorzystywały połączone średnie wartości rentgenowskie.

Astronomowie odkryli, że masy gwiazdowe galaktyk i ich centralne SMBH wydają się rosnąć razem, i że relacja ta jest prawie niezależna od epoki galaktyk już około 10 mld lat. Wynik ten dostarcza niezależnych dowodów na to, że wcześniejsze korelacje były tendencyjne z powodu efektów selekcji, przynajmniej tych wywodzących się z kinematyki. Zespół donosi o jednej niespodziance: wydajność promieniowania akrecyjnego wynosi około 15%, prawie dziesięć razy więcej niż oczekiwano bazując na teorii, i sugeruje, że czarne dziury wirują gwałtownie, ponieważ wirujące czarne dziury powinny być bardziej wydajnymi radiatorami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202015.jpg
su202015.jpg [ 362.37 KiB | Przeglądany 1057 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 kwietnia 2020, 18:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Czy Droga Mleczna wyrzuca gwiazdy do zewnętrznego halo?

Choć potężne, Droga Mleczna i galaktyki o podobnej masie nie są bez blizn opowiadających ich burzliwe historie. Zespół astronomów wykazał, że gromady supernowych mogą powodować narodziny gwiazd, które będą rozsiane i krążące po ekscentrycznych orbitach w wewnętrznym halo gwiazdowym – wbrew powszechnym wyobrażeniom na temat tego, jak powstały i ewoluowały gwiazdy przez miliardy lat.

Kosmologiczne symulacje komputerowe z projektu Feedback in Realistic Environments 2 (FIRE-2) umożliwiły naukowcom modelowanie zakłóceń w inaczej uporządkowanych rotacjach galaktycznych. Praca zespołu jest przedmiotem badania opublikowanego w Monthly Notices.

Te bardzo dokładne symulacje numeryczne pokazały, że Droga Mleczna prawdopodobnie wyrzuca gwiazdy w przestrzeń okołogalaktyczną w wypływach wywołanych eksplozjami supernowych. Gdy umiera wiele dużych gwiazd, wytworzona energia może usuwać gaz z galaktyki, która z kolei się ochładza, umożliwiając tworzenie się nowych gwiazd.

Symulacje FIRE-2 pozwalają naukowcom tworzyć filmy, które sprawiają wrażenie, jakby się oglądało prawdziwą galaktykę. Filmy takie pokazują, że gdy galaktyczne centrum rotuje, bąbel napędzany sprzężeniem zwrotnym supernowej się rozwija, a na jego krawędzi tworzą się gwiazdy. Wygląda na to, że gwiazdy są wyrzucane ze środka.

Astronomowie nie spodziewali się takiej konstrukcji, ponieważ gwiazdy są niewiarygodnie gęstymi kulami, które zazwyczaj nie podlegają przemieszczaniu w stosunku do tła przestrzeni. A jednak obserwuje się wypychanie gazu, który następnie ochładza się i powoduje, że gwiazdy opuszczają galaktykę.

Naukowcy powiedzieli, że chociaż ich wnioski zostały wyciągnięte z komputerowej symulacji formowania się, wzrostu i ewolucji galaktyk do dnia dzisiejszego, to w rzeczywistości istnieje spora ilość dowodów obserwacyjnych, że gwiazdy formują się w wypływach z centrów galaktycznych do swoich halo.

Dojrzałe, cięższe, bogate w metale gwiazdy, takie jak nasze Słońce, krążą wokół centrum galaktyki z przewidywaną prędkością i trajektorią. Ale gwiazdy o niskiej metaliczności mogą być obserwowane jako krążące w przeciwnym kierunku.

W ciągu życia galaktyki liczba gwiazd powstających w wypływach po eksplozjach supernowych jest niewielka, ok. 2%. Jednak w trakcie tej części galaktycznej historii, gdy zdarzenia gwiazdotwórcze są wyjątkowo aktywne, w ten sposób powstaje aż 20% gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCI

Vega


Załączniki:
outflows-1.jpg
outflows-1.jpg [ 25.06 KiB | Przeglądany 1032 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: 21 kwietnia 2020, 22:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto planetę, której nigdy nie było

Według grupy astronomów to, co uważano za egzoplanetę w pobliskim układzie gwiezdnym, prawdopodobnie nigdy nie istniało. Ich analiza wskazuje zamiast tego na rozległy, rozszerzający się obłok pyłu – prawdopodobnie pozostałość po kosmicznej kolizji.

To, co astronomowie uważali za planetę pozasłoneczną, teraz najwyraźniej zniknęło z pola widzenia, co sugeruje, że to, co zostało ogłoszone, jako jedna z pierwszych egzoplanet odkrytych za pomocą obrazowania bezpośredniego, prawdopodobnie nigdy nie istniało.

Dwóch astronomów z University of Arizona stwierdza, że kosmiczny teleskop Hubble’a patrzył na rozszerzający się obłok bardzo drobnych cząsteczek pyłu z dwóch lodowych ciał, które się ze sobą zderzyły. Teleskop zbyt późno został skierowany w tamtą stronę, aby być świadkiem tego zdarzenia, ale być może uchwycił jego następstwa. Zaginioną w akcji planetę ostatnio widziano, jak krąży wokół gwiazdy Fomalhaut, odległej o 25 lat świetlnych od Ziemi.

Układ gwiezdny Fomalhauta jest najlepszym laboratorium testowym dla wszystkich pomysłów astronomów dotyczących ewolucji egzoplanet i układów gwiezdnych. Mają oni dowody takich kolizji w innych układach, ale żadnej o takiej wielkości nie zaobserwowano w Układzie Słonecznym. Jest to schemat wzajemnego niszczenia się planet.

Planeta, o której mowa, nazywa się Fomalhaut b, a o jej obecności doniesiono w 2008 roku na podstawie danych z 2004 i 2006 r. Była wyraźnie widoczna przez kilka lat obserwacji Hubble’a, które wykazały, że była to poruszająca się kropka. Do tego czasu dowody na istnienie egzoplanet w większości pochodziły z pośrednich metod detekcji, takich jak subtelne wahania gwiazd oraz cienia planet krążących wokół nich.

Jednakże, w przeciwieństwie do innych egzoplanet wykrywanych metodą bezpośredniego obrazowania, powstały zagadki związane z Fomalhaut b. Obiekt był jasny w świetle widzialnym – bardzo niezwykłe jak na egzoplanetę, która jest po prostu zbyt mała, aby odbijać wystarczającą ilość światła od gwiazdy macierzystej, aby można ją było zobaczyć z Ziemi. Jednocześnie nie miał żadnej wykrywalnej sygnatury cieplnej w podczerwieni – znowu, bardzo niezwykłe, ponieważ planeta powinna być wystarczająco ciepła, aby świecić w podczerwieni, szczególnie tak młoda, jak Fomalhaut b. Astronomowie przypuszczali, że zwiększona jasność pochodzi od pierścienia pyłu otaczającego planetę, który mógł mieć związek z kolizją.

Badanie zespołu, w którym przeanalizowano wszystkie dostępne archiwalne dane z Hubble'a dotyczące Fomalhaut, ujawniło kilka cech, które razem tworzą obraz i wskazuje na to, że obiekt wielkości planety mógł w ogóle nie istnieć.

Zespół podkreśla, że ostatnie potwierdzenie przyszło, gdy analiza danych zdjęć Hubble’a wykonana w 2014 roku wykazała, że obiekt, ku ich niedowierzaniom, zniknął. Wcześniejsze zdjęcia pokazały, że obiekt z czasem zgasnął.

Interpretacja jest taka, że Fomalhaut b powoli się rozszerza od zderzenia, które wysadziło rozprzestrzeniający się obłok w przestrzeń kosmiczną. Biorąc pod uwagę wszystkie dostępne dane, András Gáspár i George Rieke uważają, że zderzenie nastąpiło niedługo przed pierwszymi obserwacjami przeprowadzonymi w 2004 roku. Do tej pory obłok gazu – składający się z cząsteczek pyłu o wielkości 1 mikrona – jest poniżej granicy wykrywalności Hubble’a. Szacuje się, że obłok pyłu rozszerzył się do rozmiarów większych niż orbita Ziemi wokół Słońca.

„Niedawno utworzony ogromny obłok pyłu, doświadczający znacznego promieniowania od gwiazdy centralnej Fomalhaut, zostałby umieszczony na orbicie ucieczki. Nasz model jest w stanie w naturalny sposób wyjaśnić wszystkie niezależne, obserwowalne parametry układu: tempo ekspansji, jego zanikanie oraz trajektorię” – powiedział Gáspár.

Ponieważ Fomalhaut b znajduje się obecnie w rozległym pierścieniu lodowych gruzów otaczających gwiazdę Fomalhaut, zderzające się ciała prawdopodobnie byłyby mieszaniną lodu i pyłu, podobnie jak komety, które istnieją w Pasie Kuipera na zewnętrznej granicy Układu Słonecznego. Gáspár i Rieke szacują, że każde z tych ciał podobnych do komety miało średnicę ok. 200 km, mniej więcej połowę wielkości planetoidy Westa.

Autorzy podkreślają, że ich model wyjaśnia wszystkie zaobserwowane cechy Fomalhaut b. Zaawansowane modelowanie ruchu pyłu w czasie, przeprowadzone na klastrze komputerów na Uniwersytecie Arizona, pokazuje, że taki model jest w stanie dopasować ilościowo wszystkie obserwacje. Według obliczeń autora, układ Fomalhaut, znajdujący się 25 lat świetlnych od Ziemi, może doświadczać jednego z tych zdarzeń tylko raz na 200 000 lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UArizona

Vega


Załączniki:
smashup_web.jpg
smashup_web.jpg [ 25.3 KiB | Przeglądany 1029 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 22 kwietnia 2020, 18:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Poznawanie przyjaznego sąsiedztwa niezwykle małomasywnego białego karła

Gwiazdy większość swojego życia spędzają na ciągu głównym, gdzie łączą wodór z helem w swoich jądrach. Po wypaleniu całego wodoru w swoim jądrze, gwiazda opuszcza ciąg główny i przechodzi kilka późniejszych etapów ewolucji. Podczas, gdy masywne gwiazdy o masie powyżej 8 słońc umierają i stają się gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami, większość gwiazd we Wszechświecie traci swoje zewnętrzne warstwy i staje się mgławicami planetarnymi. W centrach tych obiektów znajdują się jądra martwych obecnie gwiazd, zwane białymi karłami.

Białe karły są interesujące z kilku powodów. Pozwalają nam uzyskać informacje na temat późniejszych stadiów ewolucji gwiazd, poznać szczegóły dotyczące populacji gwiezdnych, a nawet uzyskać wgląd we właściwości egzotycznej materii. Istnieje określona klasa białych karłów, która jest szczególnie intrygująca, znana jako białe karły o ekstremalnie niskiej masie, których masy są mniejsze niż 0,3 masy Słońca. Bazując na naszym obecnym rozumieniu ewolucji gwiazd, pojedyncza gwiazda nie jest w stanie stworzyć tak słabego białego karła. Dlatego obiekty te muszą tracić znaczną część swojej masy w miarę starzenia się. Jeden ze sposobów jest taki, że współtowarzysze kradną od nich masę. Te obiekty są rzadkie (znanych jest mniej niż 100) i mają tendencję do życia w układach podwójnych.

Chociaż jego gwiazda macierzysta nie żyje, nie oznacza to, że biały karzeł nie ma już w sobie życia. Ponieważ są to jądra starych gwiazd, są one niezwykle gorące i emitują znaczne ilości wysokoenergetycznego promieniowania UV. Z czasem pojedynczy biały karzeł po prostu ostygnie i zniknie, ale jeżeli ma partnera, może emitować fale grawitacyjne, gdy obiekty krążą wokół siebie lub nawet eksplodować, gdy stanie się zbyt masywny.

W wyniku nieoczekiwanych obserwacji 2MASS J050051.85–093054.9 (w skrócie J0500−0930), potwierdzono, że jest on rzadkim małomasywnym białym karłem. Korzystając z satelity Gaia, który mierzy odległości do gwiazd metodą paralaksy, autorzy stwierdzili, że J0500−0930 jest najbliższym małomasywnym białym karłem znajdującym się w odległości zaledwie 71 parseków od Ziemi. Na szczęście J0500−0930 znalazł się w jednym z sektorów obserwacyjnych satelity TESS, który wykonuje fotometrię w 30-minutowych odstępach.

Biorąc widma J0500−0930 w różnych momentach, autorzy pracy zmierzyli prędkość białego karła wykorzystując efekt Dopplera. Wykreślając prędkość obiektu w czasie, stworzyli tzw. krzywą prędkości radialnej. Autorzy ponownie obliczyli moc widma i byli w stanie dopasować się do okresu orbitalnego, co jest zgodne z tym obliczonym na podstawie krzywej blasku TESS.

W końcu, autorzy chcą oszacować ważne parametry białego karła i jego atmosfery, takie jak temperatura oraz grawitacja powierzchni. Robią to na dwa sposoby, dopasowując zarówno widma jak i rozkład energii widmowej białego karła. Łącząc pomiary temperatury i lokalizację w przestrzeni J0500−0930 z amplitudą krzywej prędkości radialnej, autorzy byli w stanie oszacować jego masę na 0,17 masy Słońca, ze słabym towarzyszem o masie ~ 0,3 masy Słońca. Można zauważyć, że w porównaniu z innymi małomasywnymi białymi karłami, J0500−0930 należy do małomasywnych białych karłów o najniższej masie.

Układy podwójne białych karłów stanowią wyjątkową okazję do badania fizyki poza ewolucją gwiazd. Gdy dwa białe karły krążą wokół siebie, wywołują niewielkie zmarszczki w czasoprzestrzeni i powoli tracą energię w wyniku promieniowania grawitacyjnego. W przyszłości LISA znajdzie wiele takich układów w Galaktyce. Dostarczy nam to cennych informacji na temat populacji gwiazd, transferu masy i zwartych układów podwójnych.

Ponadto wiadomo, że supernowe typu Ia powstają w wyniku eksplozji białych karłów. Uważa się, że takie zdarzenie może się wytworzyć na dwa sposoby. Pierwszy to taki, w którym jest pojedynczy biały karzeł. Drugi, i prawdopodobnie bardziej powszechny scenariusz to połączenie się dwóch białych karłów. Supernowe typu Ia są kluczowe dla naszego zrozumienia ewolucji Wszechświata, ponieważ są one tzw. świecami standardowymi. Dlatego bardzo ważne jest, abyśmy nadal doskonalili naszą wiedzę na temat tego, jak one faktycznie powstają.

Niestety, J0500−0930 i towarzyszący mu biały karzeł będą emitować jedynie słabe fale grawitacyjne, poniżej granicy wykrywalności LISA. Nie połączą się także w ciągu najbliższych 30 mld lat (znacznie powyżej obecnego wieku Wszechświata), a nawet wtedy mogą nie być wystarczająco masywne, aby stworzyć supernową. Jednak w celu interpretacji wyników misji, takich, jak LISA oraz dalszego ograniczania mechanizmów napędzających supernowe typu Ia ważne jest, aby mieć podobne układy, na których można dokonywać szczegółowych i precyzyjnych pomiarów. Musimy zatem zaprzyjaźnić się z naszymi sąsiadami, takimi jak J0500−0930, z których można uzyskać tak cenne informacje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 432.1 KiB | Przeglądany 1027 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 kwietnia 2020, 17:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Najmniejsza planeta, jaka mogłaby powstać

Pod względem wielkości, nasze Słońce dalekie jest od bycia pospolitym, a większość gwiazd Drogi Mlecznej ma jedynie ułamek masy Słońca. Masy najmniejszych z nich, zwanych skrajnie chłodnymi karłami (UCD), wahają się pomiędzy 10 a 100 masami Jowisza (zaledwie 1-10% masy Słońca). Mimo niewielkich proporcji uważa się, że UCD stanowią około 15-30% całkowitej liczby gwiazd w naszej galaktyce.

W przypadku najmniejszych UCD (zwanych także brązowymi karłami) rozróżnienie pomiędzy gwiazdą a planetą może być dość płynne. Obiekty te są zbyt małe i zbyt zimne, aby spalać w swoich jądrach wodór w hel jak zwykłe gwiazdy. Zamiast tego uważa się, że są zdolne do syntezy deuteru lub litu. Ponieważ obiekty te są zasilane inaczej niż ich więksi kuzyni, powstające wokół nich dyski protoplanetarne prawdopodobnie także są różne. Formowanie się planet może zatem dać coś raczej egzotycznego.

Autorzy artykułu starają się lepiej zrozumieć, jakiego rodzaju planety mogą się tworzyć wokół tak maleńkich gwiazd. Do tego celu wykorzystali model syntezy populacji planet, aby przewidzieć, jak powinna wyglądać „przeciętna” planeta UCD. W samym sercu model syntezy populacji planet przewiduje takie właściwości, jak rozmiar, skład i orbity planet, na podstawie szeregu parametrów wejściowych związanych z gwiazdą macierzystą i dyskiem protoplanetarnym. Jest to bardzo dobry sposób na udzielenie odpowiedzi na pytania, takie jak: czy planety wokół UCD w ogóle mogą się tworzyć? Czy są skaliste czy gazowe? Jaki wpływ te odpowiedzi będą miały na nasze wątpliwości dotyczące procesów formowania się planet?

Na początku, autorzy modelują wzrost kilku protoplanet osadzonych w dysku gazu, pyłu i kryształów. Gdy protoplanety gromadzą się w materii stałej (poprzez akrecję kryształów), oddziaływania grawitacyjne z dyskiem gazowym przyciągają planety bliżej gwiazdy. Podczas, gdy wokół modelowanego karła typu M tworzą się planety wielkości Ziemi, wokół brązowego karła planety nie rosną większe niż Mars.

Później naukowcy zbadali znacznie szerszy zakres warunków początkowych. W szczególności różnią się trzy właściwości: masa gwiazdy macierzystej, rozkład początkowy protoplanet oraz czy protoplanety powstały wcześniej i były masywne (gdy dysk był niestabilny grawitacyjnie) czy powstały później i były mniejsze (po tym, jak ilość gazu w dysku nieco się zmniejszyła).

Kluczową rzeczą wynikającą z symulacji jest to, że wszystkie planety, jakie będą się formować wokół UCD, nie będą większe niż Ziemia. Chociaż zespół dopuszcza nagromadzenie się gazu na planetach, odpowiednie do tego warunki nigdy nie są spełnione – nie ma tu egzo-Jowisza! W przypadku, gdy planety powstają poprzez zapadanie grawitacyjne, rozmiar powstałej planety skaluje się liniowo z rozmiarem gwiazdy macierzystej. Jeżeli jednak protoplanety powstają później, to skalowanie staje się znacznie bardziej ostre, a wokół brązowych karłów powstają absolutnie maleńkie planety.

Chociaż warunki w dyskach protoplanetarnych UCD są znacząco inne niż w ich bardziej masywnych odpowiednikach, formowanie się planet w tych układach wciąż wydaje się nieuniknione. Idea układów miniaturowych światów krążących wokół słabej, letniej, nieudanej gwiazdy może na początku wydawać się dziwnie egzotyczna, ale może wcale nie jest taka obca. W końcu mamy nieudaną gwiazdę otoczoną maleńkimi światami tutaj, w Układzie Słonecznym :) (chodzi o Jowisza).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
miniplanet_002-1080x625.jpg
miniplanet_002-1080x625.jpg [ 27 KiB | Przeglądany 1024 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 kwietnia 2020, 19:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda przetrwała bliski kontakt z czarną dziurą

Astronomowie odkryli gwiazdę, która musnęła olbrzymią czarną dziurę i przeżyła. Dokonali tego dzięki promieniowaniu rentgenowskiemu gwiazdy.

Wśród danych z obserwatorium rentgenowskiego Chandra i XMM-Newton odkryto czerwonego olbrzyma wędrującego zbyt blisko supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w galaktyce odległej o 250 mln lat świetlnych od Ziemi. Czarna dziura, zlokalizowana w galaktyce GSN 069, ma masę ok. 400 000 razy większą niż Słońce, co stawia ją na niewielkim końcu skali dla supermasywnych czarnych dziur.

Gdy czerwony olbrzym został schwytany przez grawitację czarnej dziury, zewnętrzne warstwy gwiazdy, zawierające wodór, zostały zerwane i porwane w kierunku czarnej dziury, pozostawiając po sobie jądro gwiazdy – białego karła.

„Według mojej interpretacji danych rentgenowskich biały karzeł przeżył, ale nie uciekł. Teraz jest uwięziony na eliptycznej orbicie wokół czarnej dziury z okresem obiegu wynoszącym 9 godzin” – powiedział Andrew King z University of Leicester, który prowadził to badanie.

Gdy biały karzeł krążył tak szybko, czarna dziura ściągała materię podczas największych zbliżeń (nie więcej niż 15 promieni horyzontu zdarzeń). Gwiezdny detrytus wchodzi na dysk otaczający czarną dziurę i uwalnia impulsy rentgenowskie, które Chandra i XMM-Newton mogą wykryć. Ponadto King przewiduje, że ta para obiektów będzie emitować fale grawitacyjne.

Jaka byłaby przyszłość gwiazdy i jej orbity? Połączenie efektu fal grawitacyjnych i zmiana wielkości gwiazdy w miarę utraty masy powinna spowodować, że orbita stanie się bardziej kołowa i powiększy się. Tempo utraty masy stopniowo zwalnia, podobnie jak wzrost odległości białego karła od czarnej dziury.

Astronomowie znaleźli wiele gwiazd, które zostały całkowicie rozerwane przez spotkanie z czarnymi dziurami, ale jest bardzo niewiele zgłoszonych przypadków, w których gwiazda prawdopodobnie przetrwała spotkanie.

Takie zbliżenia powinny być częstsze niż bezpośrednie kolizje, biorąc pod uwagę statystyki kosmicznych wzorców ruchu, ale można je łatwo przeoczyć z kilku powodów. Po pierwsze może zająć dużo czasu masywnej, ocalałej gwieździe wykonanie pełnego obiegu wokół czarnej dziury, aby astronomowie zarejestrowali powtarzające się wybuchy. Inną kwestią jest to, że supermasywne czarne dziury, które są znacznie masywniejsze niż ta w GSN 069, mogą bezpośrednio połykać gwiazdę, zamiast spowodować, że będzie ona powoli opadać na orbitę, gdzie z czasem straci masę. W takim przypadku astronomowie niczego by nie zaobserwowali.

King przewiduje, że biały karzeł ma masę zaledwie 0,2 masy Słońca. Jeżeli byłby on jądrem czerwonego olbrzyma całkowicie pozbawionego wodoru, powinien być bogaty w hel. Hel zostałby wytworzony przez fuzję atomów wodoru podczas ewolucji czerwonego olbrzyma.

Astronom dokonał prognozy na podstawie swojego scenariusza. Ponieważ biały karzeł jest blisko czarnej dziury, efekty ogólnej teorii względności oznaczają precesję osi orbity. „Kołysanie” się osi orbity powinno się powtarzać co dwa dni i może być wykrywalne przy wystarczająco długich obserwacjach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
gsn069.jpg
gsn069.jpg [ 232.9 KiB | Przeglądany 1017 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 kwietnia 2020, 18:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Spektrometr EXPRES w atmosferę odległej, gorącej planety

Spektrograf EXPRES pozwala astronomom przyjrzeć się bliżej atmosferze odległej planety, gdzie jest tak gorąco, że powietrze zawiera odparowane metale.

Planeta MASCARA-2 b znajduje się w odległości 140 parseków od Ziemi i jest gazowym olbrzymem, jak nasz Jowisz jednak krąży po orbicie stukrotnie bliższej swojej gwieździe niż Jowisz wokół Słońca.

Temperatura atmosfery planety osiąga ponad 1700 stopni Celsjusza i jest to jedna z najgorętszych planet typu gorący Jowisz, jakie znamy. Astronomowie są bardzo zainteresowani tego typu planetami, gdyż o ich istnieniu jeszcze 25 lat temu nic nie wiedzieli. Zatem mogą one oferować nowe informacje na temat powstawania układów planetarnych.

Gorące Jowisze są najlepszym laboratorium do opracowywania technik analizy, które w przyszłości zostaną wykorzystane do poszukiwania biosygnatur na potencjalnie zamieszkałych światach.

Spektrometr EXPRES (Extreme PREcision Spectrometer), instrument, który umożliwił to odkrycie, został zbudowany w Yale i zainstalowany na 4,3-metrowym teleskopie Lowell Discovery w pobliżu Flagstaff w Arizonie.

Podstawową misją EXPRES jest znalezienie planet podobnych do Ziemi w oparciu o niewielki wpływ grawitacyjny na ich gwiazdy macierzyste. Precyzja ta przydaje się także przy oglądaniu szczegółów atmosfer odległych planet.

Gdy MASCARA-2 b znajdzie się dokładnie na linii wzroku między Ziemią i gwiazdą macierzystą, spektrograf jest w stanie obserwować linie spektralne atmosfery planety, które są jej chemicznymi odciskami palców.

Korzystając ze spektrografu EXPRES, astronomowie znaleźli żelazo, magnez i chrom w stanie gazowym w atmosferze MASCARA-2.

Główny autor badania zaznacza, że EXPRES znalazł również dowody na to, że w zależności od pory dnia, atmosfera ma różny skład chemiczny.

Te detekcje chemiczne mogą nam powiedzieć więcej nie tylko na temat składu atmosfery ale także o wydajności wzorców cyrkulacji atmosferycznej.

Naukowcy oczekują, że połączona praca zaawansowanych spektrometrów zgromadzi bogactwo badań, które mogą znacznie przyspieszyć poszukiwania egzoplanet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Yale

Vega


Załączniki:
hotjupiterillustration_1.jpg
hotjupiterillustration_1.jpg [ 68.38 KiB | Przeglądany 995 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 kwietnia 2020, 17:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto pulsar milisekundowy w układzie podwójnym zaćmieniowym

Korzystając z danych uzyskanych z radioteleskopu FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope), zespół naukowców odkrył w gromadzie kulistej M92 pulsar milisekundowy w układzie podwójnym zaćmieniowym.

Nazwany PSR J1717+4307A lub M92A, jest pierwszym znanym pulsarem w M92 z okresem rotacji wynoszącym 3,16 ms.

Dalsze obserwacje wykazały, że składniki tego układu podwójnego okrążają się po kołowej orbicie z okresem orbitalnym równym 0,2 dnia i promieniem 120 000 km. Towarzyszem pulsara jest gwiazda o masie 0,18 masy Słońca, ewoluująca do postaci podolbrzyma.

Ze względu na ciasną orbitę materia z towarzysza jest pochłaniana przez pulsara. W układach tego typu pulsary zwykle gromadzą materię od swojego towarzysza.

Od czasu odkrycia pierwszego pulsara w 1967 roku, w naszej galaktyce znaleziono tysiące pulsarów. Chociaż niektóre z nich znajdują się w płaszczyźnie galaktyki, zaobserwowano także populacje pulsarów w gromadach kulistych krążących wokół Drogi Mlecznej.

Takie pulsary są przydatnym narzędziem do badania zupełnie innego środowiska: gęstych jąder gwiazdowych należących do gwiazd mających 10 mld lat. Do tej pory w 30 gromadach kulistych odkryto 157 pulsarów.

M92A został odkryty 9 października 2017 roku podczas uruchamiania FAST. Naukowcy oczekują, że dzięki temu radioteleskopowi zwiększy się liczba odkryć, które poprawią ich zrozumienie populacji pulsarów w Drodze Mlecznej, oraz powiązaną astrofizykę ewolucji masywnych gwiazd i równanie stanu skondensowanej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chińska Akademia Nauk

Vega


Załączniki:
aneclipsingb.jpg
aneclipsingb.jpg [ 664.08 KiB | Przeglądany 979 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 kwietnia 2020, 17:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Dane dotyczące „gorących Jowiszów” wykorzystane do badania chemii egzoplanet

Zespół astronomów ulepszył model matematyczny w celu dokładniejszego mierzenia temperatur planet w układach pozasłonecznych oddalonych od nas o setki lat świetlnych.

Nikole Lewis z Carl Sagan Institute zauważa, że w ciągu ostatnich pięciu lat artykuły naukowe opisywały egzoplanety jako znacznie chłodniejsze niż przewidują modele teoretyczne.

Do tej pory astronomowie wykryli ponad 4100 egzoplanet. Należą do nich m.in. tzw. „gorące Jowisze”, popularny typ gazowego olbrzyma, który zawsze krąży blisko swojej gwiazdy macierzystej. Dzięki potężnej grawitacji gwiazdy, gorący Jowisz jest zawsze zwrócony do niej tą samą stroną.

Dlatego też, tak samo jak jedna strona planety jest zawsze bardzo gorąca, tak samo ta druga ma znacznie niższą temperaturę. W rzeczywistości strona zwrócona w kierunku gwiazdy pod działaniem jej pływów grawitacyjnych wybrzusza się, co nadaje planecie kształt jajka.

Z takiej odległości (sięgającej setek lat świetlnych) astronomowie postrzegali temperaturę egzoplanet jako jednorodną – uśrednioną – co sprawiało, że wydawała się ona znacznie niższa, niż mogłoby to wynikać z fizyki.

Według głównego autora pracy, Ryana MacDonalda, temperatura na egzoplanetach, szczególnie gorących Jowiszach, może zmieniać się o tysiące stopni. Uważa on także, że tak szeroki zakres temperatur może świadczyć o radykalnie różnym składzie chemicznym po każdej stronie planety.

Po zapoznaniu się z artykułami naukowymi dotyczącymi egzoplanet, zespół rozwiązał zagadkę pozornie niższych temperatur: matematyka astronomów była błędna. Dzięki nowej generacji teleskopów kosmicznych, których praca rozpocznie się w 2021 roku, astronomowie będą mogli wykonywać modele 3D egzoplanet, a nie, jak do tej pory, wykorzystywać modele jednowymiarowe.

Obecnie nowe modele sugerują, że dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a mogą już teraz dostarczyć cennych wskazówek.

Dzięki zaktualizowanym modelom zawierającym aktualne dane o egzoplanetach, naukowcy mogą lepiej przyjrzeć się temperaturom po obu stronach egzoplanet i lepiej określić ich skład chemiczny.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cornell University

Vega


Załączniki:
29-researchersu.jpg
29-researchersu.jpg [ 125.84 KiB | 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 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 kwietnia 2020, 16:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Poszukiwanie planet krążących wokół pulsarów

Czy wokół ekstremalnych pulsarów czai się więcej ukrytych egzoplanet? Ostatnie badanie eksploruje dobrze zaobserwowany zestaw pulsarów w polowaniu na ich planetarnych towarzyszy.

Obecność pierwszych planet poza naszym Układem Słonecznym została potwierdzona w 1992 roku. Znaleziono je krążące wokół pulsara PSR B1257+12 a odkrycia dokonali: polski astronom Aleksander Wolszczan i Dale Frail. Badając impulsy pochodzące od tej wirującej, namagnesowanej gwiazdy neutronowej, naukowcy potwierdzili obecność dwóch małych okrążających go planet. Dwa lata później w tym samym układzie znaleziono trzecią planetę – i wydawało się, że pulsary są bardzo obiecujące jako gospodarze dla egzoplanet.

Ale potem tempo odkryć egzoplanet krążących wokół pulsarów zmalało. Zdominowały je inne metody wykrywania planet, takie jak metoda pomiarów prędkości radialnych czy metoda tranzytów. Spośród ponad 4000 potwierdzonych egzoplanet, które w sumie zostały odkryte, jedynie sześć krąży wokół pulsarów.

Czy ten niedostatek istnieje, ponieważ planety krążące wokół pulsarów są niezwykle rzadkie? A może po prostu nie przeprowadziliśmy wystarczającej liczby systematycznych poszukiwań planet przy pulsarach? W nowych badaniach Erica Behrens odpowiada na to pytanie, wykorzystując zestaw danych do badania szybko wirujących pulsarów milisekundowych w poszukiwaniu oznak ukrytych planet.

Jak się wykrywa planety krążące wokół pulsarów? Pulsary emitują wiązki gorącego promieniowania, które migają podczas wirowania za każdym razem, gdy są zwrócone w stronę obserwatora (niczym latarnia morska). Regularność tych błysków jest niezwykle stabilna, a kiedy obserwujemy je przez dłuższy czas, możemy przewidzieć moment nadejścia impulsów z dokładnością do mikrosekund!

Ponieważ impulsy te są tak przewidywalne, wszelkie zaburzenia, które mogą je zmienić, mogą być mierzone i modelowane. W szczególności obecność ciała towarzyszącego wokół pulsara spowoduje, że oba obiekty okrążając wspólny środek masy układu, wprowadzą okresową sygnaturę czasu przybycia impulsu od pulsara. Ta fluktuacja taktowania impulsu pozwala mierzyć okres i masę potencjalnych towarzyszy.

Aby zbadać te sygnatury w danych z pulsarów, Behrens i współpracownicy zwracają się do obserwacji 45 pojedynczych pulsarów milisekundowych, które zostały wykonane w ramach projektu obserwacji fal grawitacyjnych NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves).

Głównym celem NANOGrav jest wykorzystanie dokładnego taktowania tych pulsarów do pomiaru zmarszczek w czasoprzestrzeni wywołanych przez fale grawitacyjne. Ale w trakcie prac tego projektu dokładnie monitorowano czasy nadejścia impulsów dla tych pulsarów przez 11 lat, tworząc niezwykle dokładny zestaw danych, w którym możemy szukać dowodów na istnienie planet krążących wokół któregokolwiek z 45 pulsarów.

Szukając w danych okresowych sygnałów, zespół wykluczył obecność planet o okresach od 7 do 2000 dni. Wprowadzając do danych symulowane sygnały, autorzy pracy pokazują, że ich analiza jest czuła na towarzyszy o masach mniejszych niż Ziemia – w rzeczywistości dla niektórych pulsarów wyeliminowali możliwość istnienia towarzyszy o masie większej niż ułamek masy naszego Księżyca!

Badanie to pokazuje niesamowitą moc i czułość w monitorowaniu pulsarów w polowaniu na małe egzoplanety. Chociaż prawdą może być, że planety wokół pulsarów są rzadkością, te, które tam jednak są, nie mogą pozostać długo w ukryciu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
1125px-Artists_concept_of_PSR_B1257-12_system.jpg
1125px-Artists_concept_of_PSR_B1257-12_system.jpg [ 127.77 KiB | Przeglądany 966 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: 30 kwietnia 2020, 16:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto jeszcze masywniejszą planetę w układzie Kepler-88

Zespół astronomów, korzystając z teleskopu Kecka na Maunakea, odkrył planetę trzykrotnie masywniejszą od Jowisza w odległym układzie planetarnym – Kepler-88.

Nasz Układ Słoneczny posiada planetarnego króla. Planeta Jowisz, której nazwa pochodzi od imienia najpotężniejszego rzymskiego boga, rządzi innymi planetami wpływem swojej grawitacji. Przy masie dwukrotnie większej niż Saturna i 300 razy większej niż Ziemi, najmniejszy ruch Jowisza jest odczuwalny przez wszystkie inne planety. Uważa się, że Jowisz jest odpowiedzialny za niewielki rozmiar Marsa, za pas planetoid i kaskadę komet, które dostarczyły wodę młodej Ziemi.

Odkrycie planety Kepler-88 d opiera się na danych zebranych przez sześć lat z Obserwatorium Kecka na Hawajach. Z pomocą spektrometru HIRES zamontowanego na 10-metrowym teleskopie Keck I, zespół potwierdził, że Kepler-88 d okrąża swoją gwiazdę w 4 lata a jej orbita jest eliptyczna. Przy trzykrotnej masie Jowisza, Kepler-88 d jest najmasywniejszą planetą tego układu.

Układ Kepler-88 był znany astronomom dzięki dwóm planetom, które krążą znacznie bliżej gwiazdy. Ich nazwy to Kepler-88 b i Kepler-88 c.

Planety te mają dziwaczną i efektowną dynamikę orbitalną – rezonans. Planeta o rozmiarach pod-Neptuna – Kepler-88 b, okrąża gwiazdę w ciągu zaledwie 11 dni, co stanowi połowę 22-dniowego okresu orbitalnego Kepler-88 c, planety o masie Jowisza. Zewnętrzna planeta – Kepler-88 c, jest dwadzieścia razy masywniejsza niż Kepler-88 b, więc jej siła grawitacji powoduje dramatyczne zmiany w orbitalnym taktowaniu planety wewnętrznej.

Astronomowie zaobserwowali te zmiany, zwane zmianami czasowymi tranzytów, za pomocą kosmicznego teleskopu Kepler, który wykrył dokładne czasy, w których Kepler-88 b tranzytował przed tarczą swojej gwiazdy. Chociaż te zmiany czasowe tranzytów wykryto w kilkudziesięciu układach planetarnych, Kepler-88 b ma jedne z największych zmian. Opóźnienie lub przyspieszenie tranzytu planety sięga nawet pół doby. Ogromny wpływ na to ma Kepler-88 d.

Być może ci pozasłoneczni liderzy mieli tak duży wpływ na swoje, jak Jowisz na nasz Układ Słoneczny. Takie planety mogły sprzyjać rozwojowi planet skalistych i kierować ku nim komety niosące wodę. Zespół szuka podobnych „królewskich” planet w innych układach pozasłonecznych, które mają już małe planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
W.M. Keck Observatory

Vega


Załączniki:
kepler-88.jpg
kepler-88.jpg [ 100.56 KiB | Przeglądany 924 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: 02 maja 2020, 16:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano nowo powstały dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury

Wszechświat ukazuje nam różne sposoby śmierci gwiazd. Obserwujemy implozje, eksplozje i łączenia się gwiazd, jednak zdarzenie rozerwania pływowego (TDE) jest jednym z najbardziej burzliwych spektakli zniszczenia gwiazd, jakie do tej pory odkryliśmy. To chwilowe zjawisko zaczyna się od tego, że gwiazda krąży wokół supermasywnej czarnej dziury (SMBH) w centrum galaktyki. Nieświadoma zbliżającego się losu, gwiazda przechodzi coraz bliżej sfery wpływu grawitacyjnego SMBH, a siły pływowe zaczynają niszczyć jej strukturę. Teraz gwiazda zostaje rozerwana na strzępy a jej gaz stworzy dysk akrecyjny. Gdy fragmenty gwiazdy wpadną do centralnej czarnej dziury, spowoduje to gwałtowny wybuch promieniowania.

Chociaż naukowcy wykryli dotąd prawie 100 zjawisk rozerwania pływowego, natura tego, w jaki sposób gwiazda jest rozrywana i tworzy dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury, nadal pozostaje pytaniem otwartym. Przewidywania teoretyczne z ostatnich dwóch dziesięcioleci sugerują, że ten opad gazu z rozrywanej gwiazdy może być jednoznacznie rozpoznawalny w obserwacjach spektroskopowych, na przykład poprzez wykrycie podwójnego piku linii emisji H-alfa, która powstaje z wodoru konsumowanego przez SMBH. Teraz coś takiego zostało zaobserwowane.

Autorzy w swojej pracy przedstawiają pierwsze pewne wykrycie nowo utworzonego dysku akrecyjnego wokół SMBH. Odkryta eksplozja to TDE o nazwie Astronomical Transient (AT) 2018hyz, które zespół obserwował przez 300 dni po wykryciu eksplozji.

Ten znakomity pokaz akrecji wokół SMBH pozwolił autorom pracy precyzyjnie modelować parametry fizyczne TDE, takie jak prędkość, orientacja, nachylenie i ekscentryczność akreującego gwiezdnego gazu. W badaniach autorzy dopasowali szczytową emisję H-alfa w widmach AT 2018hyz do wieloskładnikowego modelu. Ich modelowanie ujawniło szczególnie, że TDE 2018hyz zaobserwowano przy wystarczająco dużym kącie nachylenia, aby pozwolić na wykrycie profili linii z podwójnym pikiem – bezpośredniego podpisu widocznego dysku akrecyjnego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
IMBH.jpg
IMBH.jpg [ 167.98 KiB | Przeglądany 888 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 2020, 15:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Nowe prawdopodobne wyjaśnienie dziwnego połączenia się czarnych dziur

Naukowcy odkrywają alternatywne wyjaśnienie niedawno ogłoszonego zdarzenia połączenia się czarnych dziur.

12 kwietnia 2019 roku LIGO i Virgo wykryły fale grawitacyjne – zmarszczki w czasoprzestrzeni – pochodzące z niezwykłego kosmicznego zdarzenia, w którym dwie czarne dziury się połączyły. W przeciwieństwie do poprzednich dziesięciu ogłoszonych tego typu zdarzeń, w których obie czarne dziury mogły mieć zbliżone lub takie same masy, w GW190412 (taką nazwę otrzymało) uczestniczyły czarne dziury o zdecydowanie różnych masach, gdzie ta cięższa była prawdopodobnie 3-4 razy masywniejsza od lżejszej.

Ponadto, w artykule opublikowanym 19 kwietnia 2020 roku podano, że co najmniej jedna z tych czarnych dziur musiała wirować. Jednak fale grawitacyjne nie pozwalają na dokładny pomiar poszczególnych spinów. Można zmierzyć tylko określoną kombinację spinu. Dlatego, aby mówić o poszczególnych spinach, należy przyjąć założenia oparte na modelach naukowych. Naukowcy informują w swoim artykule, że cięższa, pierwotna czarna dziura może wirować i że ma umiarkowany spin.

W ciągu 24 godzin od ogłoszenia odkrycia, inni naukowcy napisali dokument uzupełniający, w którym zmotywowani najlepszymi obecnie modelami ewolucji masywnych gwiazd w układach podwójnych, argumentowali, że „cięższa” czarna dziura w tym układzie bardzo powoli wiruje, podczas gdy „lżejsza” wiruje bardzo szybko, w tym samym kierunku co ruch orbitalny.

Naukowcy z drugiego zespołu twierdzą, że jeżeli izolowane pary gwiazd krążące wokół siebie rodzą łączące się czarne dziury, naturalnie tworzą pierworodne, cięższe czarne dziury, które wirują bardzo wolno. Zanim gwiazda utworzy czarną dziurę, przekształci się w olbrzyma z gazową otoczką. Kiedy tak się stanie, gwiazda zwolni. Gdy otoczka zostanie zdmuchnięta przez ekstremalne siły pływowe wywierane przez drugą gwiazdę w układzie, rdzeń centralny będzie wirował powoli aby ostatecznie zapaść się w wolno wirującą czarną dziurę.

Ten sam proces powinien dotyczyć także gwiazdy lżejszej, powstałej jako druga, która ostatecznie zapada się w lżejszą czarną dziurę. Jednak gdy druga gwiazda traci gazową otoczkę, separacja układu może być wystarczająco mała, aby umożliwić nagiemu rdzeniu gwiazdy wirowanie przez „blokowanie pływowe”.

Blokowanie pływowe ma miejsce, gdy pływy od orbitującego towarzysza wymuszają okres orbitalny obiektu w celu dopasowania go do czasu potrzebnego na pełną orbitę układu podwójnego. Ma to miejsce na przykład w przypadku zablokowania pływowego Księżyca przez Ziemię. Okres obrotu Księżyca wokół własnej osi jest równy okresowi obiegu wokół Ziemi. Dlatego też Księżyc jest zwrócony zawsze tą samą stroną do Ziemi.

Czasami zatem druga (lżejsza) czarna dziura może zwiększyć spin i wirować szybciej. Naukowcy uważają, że jest tak również w przypadku zdarzenia GW190412. Układy takie powinny także łączyć się wkrótce po powstaniu, ponieważ blokowanie pływowe nastąpi tylko w bardzo ciasnych układach podwójnych.

Chociaż trudno jest potwierdzić tę interpretację, wykrywane w przyszłości zdarzenia łączenia się czarnych dziur pozwolą na dokładniejsze sprawdzenie tego modelu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
1024px-black-hole-merger_orig.jpg
1024px-black-hole-merger_orig.jpg [ 59.16 KiB | Przeglądany 871 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 maja 2020, 16:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Brązowy karzeł z pasami chmur jak na Jowiszu

Brązowe karły, często nazywane „nieudanymi gwiazdami”, ważą do 80 mas Jowisza, jednak ich grawitacja zagęszcza je do średnicy mniejszej niż nasz gazowy olbrzym. I podobnie jak Jowisz, brązowe karły mogą posiadać chmury i pogodę. Astronomowie znaleźli dowody na to, że najbliższy znany nam brązowy karzeł, Luhman 16A, ma pasma chmur podobne do tych, jakie ma Jowisz. Natomiast towarzyszący mu brązowy karzeł Luhman 16B wykazuje oznaki niejednolitych chmur.

Zespół astronomów odkrył, że najbliższy nam brązowy karzeł – Luhman 16A – wykazuje oznaki pasm chmur podobnych do tych, jakie widzimy na Jowiszu czy Saturnie. Po raz pierwszy naukowcy zastosowali technikę polarymetrii do określenia właściwości chmur atmosferycznych obiektu poza Układem Słonecznym.

Brązowe karły są obiektami cięższymi od planet, ale lżejszymi od gwiazd i zazwyczaj mają masy mieszczące się w przedziale pomiędzy 13 a 80 mas Jowisza. Luhman 16A jest częścią układu podwójnego złożonego z dwóch brązowych karłów. W odległości do 6,5 roku świetlnego jest to trzecie, po Alfa Centauri i Gwieździe Barnarda, najbliższy nam układ. Obydwa brązowe karły ważą około 30 razy więcej niż Jowisz.

Pomimo faktu, że Luhman 16A i 16B mają podobne masy i temperatury (ok. 1000 stopni C) i prawdopodobnie powstały w tym samym czasie, wykazują wyraźnie różną pogodę. Luhman 16B nie wykazuje żadnych oznak stacjonarnych pasm chmur a bardziej nieregularnych. Luhman 16B ma zatem zauważalne zmiany jasności w wyniku zachmurzenia, w przeciwieństwie do Luhman 16A.

Naukowcy wykorzystali instrumenty VLT do badania spolaryzowanego światła z układu Luhman 16. Kiedy światło odbija się od cząsteczek, może sprzyjać określonemu kątowi polaryzacji. Mierząc preferowaną polaryzację światła z odległego układu, astronomowie mogą wywnioskować obecność chmur bez bezpośredniego rozdzielania struktury chmur brązowego karła.

„Aby określić, co światło napotkało na swojej drodze, porównaliśmy obserwacje z modelami o różnych właściwościach: atmosfery brązowych karłów z masywnymi pokładami chmur, smugowatymi pasmami chmur, a nawet brązowe karły, które są spłaszczone ze względu na swój szybki ruch wirowy. Odkryliśmy, że tylko modele z pasmami chmur mogą pasować do naszych obserwacji Luhman 16A” – wyjaśnia Theodora Karalidi z University of Central Florida w Orlando na Florydzie, członek zespołu odkrywców.

Technika polarymetrii nie ogranicza się do brązowych karłów. Może być stosowana także do egzoplanet krążących wokół odległych gwiazd. Atmosfera gorących egzoplanet – gazowych olbrzymów – jest podobna do atmosfery brązowych karłów. Chociaż pomiar sygnału polaryzacji z egzoplanet będzie trudniejszy ze względu na ich relatywną słabość i bliską odległość od gwiazdy, informacje uzyskane z brązowych karłów mogą potencjalnie wpłynąć na przyszłe badania.

Przyszły teleskop Jamesa Webba będzie w stanie badać układy takie jak Luhman 16, aby znaleźć oznaki zmian jasności w świetle podczerwonym, które wskazuje na właściwości chmur. Teleskop WFIRST zostanie wyposażony w koronograf, który może prowadzić polarymetrię i może wykrywać olbrzymie egzoplanety w odbijanym świetle i ewentualne oznaki chmur w ich atmosferze.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STScI-J-p2023a-d-1280x720.png
STScI-J-p2023a-d-1280x720.png [ 966.91 KiB | Przeglądany 841 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 maja 2020, 14:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy znajdują nowe wskazówki dotyczące czarnych dziur o masach pośrednich

Zespół naukowców opublikował niedawno badanie ukazujące coś nieoczekiwanego w kwestii czarnych dziur: czarne dziury o masie pośredniej z orbitalnym ruchem precesyjnym powinny być łatwiejsze do wykrycia niż te na standardowych orbitach.

Czarne dziury to obszary czasoprzestrzeni, z których nic, nawet światło, nie może się wydostać. Są to zwłoki martwych gwiazd, które zapadły się pod własnym ciężarem po wyczerpaniu całego swojego paliwa. Tak jak archeologia pomaga nam zrozumieć, jak żyły dinozaury, tak badanie czarnych dziur pomaga nam zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy powstały, ewoluowały i umarły.

Kiedy dwie czarne dziury się zderzają, uwalniają niewiarygodne ilości energii w postaci fal grawitacyjnych, tworząc najpotężniejsze burze czasoprzestrzenne. Obserwując te fale, naukowcy mogą badać najbardziej podstawowe właściwości grawitacji.

Czarne dziury można klasyfikować według ich masy - zidentyfikowano dwa różne rodzaje: czarne dziury o masie kilkakrotnie większej niż Słońce oraz supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrach większości galaktyk, mające masę miliardy razy większą od Słońca.

Czarne dziury o masie pośredniej są nieuchwytnym brakującym ogniwem. Pomimo pośrednich dowodów na ich istnienie, naukowcy nie potwierdzili jeszcze jednoznacznie obserwacji tych obiektów. Znalezienie ich pomogłoby wyjaśnić tajemnicę, w jaki sposób czarne dziury o masie gwiazdowej mogą ewoluować do postaci supermasywnych czarnych dziur.

Współpracujące ze sobą zespoły LIGO i Virgo szukały kolizji czarnych dziur o masach pośrednich podczas pierwszego i drugiego cyklu obserwacyjnego, od 2015 do 2018 roku, ale niczego nie znalazły. Z drugiej strony brak detekcji pozwala naukowcom potwierdzić, ile takich kolizji wydarzy się we Wszechświecie.

Aby to osiągnąć, naukowcy w badaniach najpierw określili możliwą do zaobserwowania odległość tych zderzeń za pomocą symulacji superkomputera. Sygnały fali grawitacyjnej generowane w wyniku kolizji zostały zarejestrowane i uwzględnione w danych aby ocenić szybkość ich odzyskiwania w algorytmach wyszukiwania.

Wykonując podobne badania, naukowcy zawsze zakładali, że zderzające się czarne dziury zbliżają się do siebie ze stałą płaszczyzną orbity. Istnieje jednak inna możliwa sytuacja, gdzie czarne dziury poruszają się po orbicie precesyjnej.

Naukowcy odkryli, że tego rodzaju kolizje można zaobserwować z większej odległości, co pozwala im lepiej ograniczyć liczbę zderzeń czarnych dziur. Oznacza to również, że te czarne dziury mogą być łatwiejsze do wykrycia, jeżeli poruszają się po orbicie precesyjnej niż te na standardowej orbicie, co czyni je lepszymi kandydatami do pierwszego wykrycia czarnych dziur o masach pośrednich.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
cc-blackholeimage-16x9-1_orig.jpg
cc-blackholeimage-16x9-1_orig.jpg [ 147.03 KiB | Przeglądany 812 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 2020, 16:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1177
Oddział PTMA: Kraków
Sprawa brakującego tlenku węgla

Planety rozpoczynają swoje życie w dyskach okołogwiazdowych złożonych z gazu i materii, więc zrozumienie tych tzw. dysków protoplanetarnych jest kluczem do zrozumienie procesów formowania się planet. Jedną z interesujących cech dysków protoplanetarnych jest to, że zawierają mniej tlenku węgla niż typowy ośrodek międzygwiezdny. Kiedy i jak powstaje ten deficyt?

Tlenek węgla (CO) jest jednym z najczęściej występujących w kosmosie związków i może być wykorzystany do śledzenia innych związków chemicznych wraz ze strukturą i rozkładem masy obiektów. Wydaje się jednak, że dyskom protoplanetarnym brakuje CO w zaskakującym stopniu w stosunku do ośrodka międzygwiezdnego. Tlenek węgla może zostać zniszczony przez procesy chemiczne lub zamrożony ze stanu gazowego, ale te same mechanizmy nie są w stanie wyjaśnić deficytu CO widocznego w dyskach protoplanetarnych.

Dyski protoplanetarne są rozwiniętą formą dysków protogwiazdowych, które powstają, gdy obłok gazu zapada się, by urodzić gwiazdę. Czy tlenek węgla może rozproszyć się na tym wcześniejszym etapie dysku protogwiazdowego? A może do jego wyczerpania dochodzi tylko wtedy, gdy dysk jest starszy?

To pytanie uzasadniło ostatnie badanie przeprowadzone przez grupę naukowców pod kierownictwem Ke Zhang (University of Michigan). Zhang i jej współpracownicy wykorzystali obserwacje radiowe trzech młodych (mających mniej niż milion lat) dysków protogwiazdowych aby zmierzyć ich poziom CO i porównać je z typowym ośrodkiem międzygwiezdnym.

Naukowcy wybrali dyski na podstawie tego, czy ich strukturę można zobaczyć w obserwacjach radiowych. Szukali trzech różnych form tlenku węgla, które łącznie z modelami mogłyby badać zawartość CO w całym dysku. Do dopasowania dysków zastosowano różne modele, z dostosowaniem takich parametrów, jak stosunek gazu do pyłu i poziomy wodoru molekularnego.

Zespół stwierdził, że zawartość CO we wszystkich trzech dyskach protogwiazdowych jest podobna do zawartości w ośrodku międzygwiezdnym. To stawia je na wyższym poziomie w stosunku do dysków starszych niż milion lat.

Co to oznacza dla problemu braku CO? Wydaje się, że spadek tlenku węgla występuje po około milionie lat. Oznacza to, że proces zubożenia CO przebiega dość szybko – w skali astronomicznej – i nakłada ścisłe ograniczenia na odpowiedzialne za nie mechanizmy, a także ogranicza zubożenie w dysku a nie w otaczającej powłoce opadającego gazu.

Rozwiązanie zagadki może wymagać zbadania kombinacji procesów fizycznych i chemicznych, a także obserwacji większej próbki dysków protogwiazdowych. Tak czy inaczej, CO nadal jest użyteczną molekułą do znajdowania (lub nie znajdowania) w kosmosie!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
protoplanetary_disk_nasa.jpg
protoplanetary_disk_nasa.jpg [ 46.03 KiB | Przeglądany 799 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: 655 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 29, 30, 31, 32, 33  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 3 gości


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

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