Dzisiaj jest 21 czerwca 2021, 17:26

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 898 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 41, 42, 43, 44, 45  Następna
Autor Wiadomość
Post: 15 kwietnia 2021, 14:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Nawyki żywieniowe supermasywnych czarnych dziur w galaktykach aktywnych

Wszystkie supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk wydają się mieć okresy, w których połykają materię ze swojego bliskiego otoczenia. Ale to tyle, jeżeli chodzi o podobieństwa między nimi. Taki wniosek wyciągnęli brytyjscy i holenderscy astronomowie na podstawie badań przeprowadzonych przy użyciu ultraczułych radioteleskopów w dobrze znanym regionie Wszechświata. Swoje odkrycia opublikowali w dwóch artykułach w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Astronomowie badają aktywne galaktyki od lat 50. XX wieku. Galaktyki aktywne mają w swoich jądrach supermasywne czarne dziury, które połykają materię. Podczas tych aktywnych faz obiekty te często emitują niezwykle silne promieniowanie radiowe, podczerwone, ultrafioletowe i rentgenowskie.

W dwóch nowych publikacjach, międzynarodowy zespół astronomów skupił się na wszystkich galaktykach aktywnych w dobrze znanym regionie GOODS-North (Great Observatories Origins Deep Survey) w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy. Do tej pory region ten był badany głównie przez teleskopy kosmiczne zbierające światło widzialne, podczerwone i UV. Nowe obserwacje uzupełniają dane z czułych radioteleskopów, w tym brytyjskiego ośrodka e-MERLIN oraz Europejskiej Sieci VLBI (EVN).

Dzięki tym systematycznym badaniom trzy rzeczy stały się jasne. Po pierwsze, okazuje się, że jądra wielu różnych typów galaktyk mogą być aktywne, na różne sposoby. Jedne pochłaniają tyle materii, ile tylko mogą, inne robią to trochę wolniej, a jeszcze inne nie pobierają jej prawie w ogóle.

Po drugie, czasami faza akrecji występuje jednocześnie z fazą formowania gwiazd, a czasami nie. Jeżeli proces formowania gwiazd trwa, aktywność w jądrze jest trudna do wykrycia.

Po trzecie, proces akrecji jądrowej może, ale nie musi, generować dżety radiowe – niezależnie od tempa, w jakim czarna dziura pochłania materię.

Według głównego badacza Jacka Radcliffe'a (University of Pretoria, RPA), obserwacje pokazują również, że radioteleskopy są optymalnie użyteczne w badaniu nawyków żywieniowych czarnych dziur w odległym Wszechświecie. To dobra wiadomość, ponieważ nadchodzą radioteleskopy SKA, które pozwolą nam zajrzeć głębiej we Wszechświat z jeszcze większą szczegółowością.

Współautor, Peter Barthel (University of Groningen, Holandia) dodaje: Otrzymujemy coraz więcej wskazówek, że wszystkie galaktyki w swoich centrach mają ogromnie masywne czarne dziury. Oczywiście, musiały one urosnąć do swojej obecnej masy. Wygląda na to, że dzięki naszym obserwacjom mamy teraz te procesy wzrostu pod obserwacją i powoli, ale skutecznie zaczynamy je rozumieć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astronomie.nl

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna galaktyki z aktywnym jadrem, supermasywną czarną dziurą w centrum. Źródło: ESA/C. Carreau


Załączniki:
Herschel_Starbursting_Quasar-credit-ESA-C-Carreau.jpg
Herschel_Starbursting_Quasar-credit-ESA-C-Carreau.jpg [ 431.42 KiB | Przeglądany 2353 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 19:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto nową superziemię krążącą wokół czerwonego karła

W ostatnich latach prowadzone są intensywne badania nad czerwonymi karłami w celu znalezienia krążących wokół nich egzoplanet. Gwiazdy te mają efektywne temperatury powierzchni pomiędzy 2400 a 3700 K (ponad 2000 stopni chłodniejsze niż Słońce) i masy pomiędzy 0,08 a 0,45 masy Słońca. W tym kontekście, zespół naukowców pod kierownictwem Borja Toledo Padrón, doktoranta Severo Ochoa-La Caixa z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), specjalizującego się w poszukiwaniu planet wokół tego typu gwiazd, odkrył superziemię krążącą wokół gwiazdy GJ 740, czerwonego karła znajdującego się około 36 lat świetlnych od Ziemi.

Planeta krąży wokół swojej gwiazdy z okresem 2,4 dnia a jej masa jest około 3 razy większa od masy Ziemi. Ponieważ gwiazda jest tak blisko Słońca, a planeta blisko swojej gwiazdy, nowa superziemia może być obiektem przyszłych badań przy użyciu teleskopów o bardzo dużej średnicy, pod koniec przyszłej dekady. Wyniki badań zostały niedawno opublikowane w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Jest to planeta o drugim najkrótszym okresie orbitalnym krążąca wokół tego typu gwiazdy. Masa i okres sugerują, że jest to planeta skalista, o promieniu około 1,4 promienia Ziemi, co może zostać potwierdzone w przyszłych obserwacjach za pomocą satelity TESS – wyjaśnia Borja Toledo Padrón, pierwszy autor artykułu. Dane wskazują również na obecność drugiej planety o okresie orbitalnym wynoszącym 9 lat i masie porównywalnej z Saturnem (blisko 100 mas Ziemi), chociaż sygnał jej prędkości radialnej może być wywołany cyklem magnetycznym gwiazdy (podobnym do słonecznego), dlatego potrzeba więcej danych, aby potwierdzić, że rzeczywiście pochodzi on od planety.

Misja Kepler, uznana za jedną z najskuteczniejszych w wykrywaniu egzoplanet metodą tranzytów (polegającą na poszukiwaniu niewielkich zmian jasności gwiazdy spowodowanych tranzytem między nią a krążącymi wokół niej planetami), odkryła łącznie 156 nowych planet wokół chłodnych gwiazd. Na podstawie danych oszacowano, że ten typ gwiazd kryje średnio 2,5 planety o okresach orbitalnych krótszych niż 200 dni.

Chłodne gwiazdy są również idealnym celem w poszukiwaniu planet metodą pomiaru prędkości radialnych. Metoda ta opiera się na wykrywaniu niewielkich zmian prędkości gwiazdy spowodowanych przyciąganiem grawitacyjnym planety krążącej wokół niej, za pomocą obserwacji spektroskopowych. Od czasu odkrycia w 1998 roku pierwszego sygnału prędkości radialnej egzoplanety krążącej wokół chłodnej gwiazdy, do chwili obecnej odkryto łącznie 116 egzoplanet wokół tej klasy gwiazd przy użyciu tejże metody. Główna trudność tej metody związana jest z aktywnością magnetyczną tego typu gwiazd, która może wytwarzać sygnały spektroskopowe bardzo przypominające te, które są wywołane obecnością egzoplanety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna superziemi na orbicie wokół czerwonego karła GJ 740. Źródło: Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC).


Załączniki:
supertierra_gj740b_01.jpg
supertierra_gj740b_01.jpg [ 88.41 KiB | Przeglądany 2349 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 17:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Wykryto FRB o częstotliwościach radiowych niższych niż można było dotychczas obserwować

Od czasu, gdy ponad dziesięć lat temu odkryto szybkie błyski radiowe (FRB), naukowcy zastanawiali się, co może generować te intensywne błyski fal radiowych spoza naszej galaktyki. W procesie stopniowej eliminacji, pole możliwych wyjaśnień zawężało się w miarę gromadzenia nowych informacji o FRB – jak długo trwają, jakie częstotliwości fal radiowych są wykrywane, itd.

Teraz zespół naukowców z Uniwersytetu McGill i członków kanadyjskiego projektu CHIME zajmującego się szybkimi błyskami radiowymi ustalił, że FRB zawierają fale radiowe o niższych częstotliwościach niż kiedykolwiek wcześniej wykryto, co jest odkryciem, które zmienia granice dla astrofizyków teoretycznych próbujących znaleźć źródło FRB.

Wykryliśmy szybkie błyski radiowe o częstotliwości do 110 MHz, przy czym wcześniej znane były tylko do 300 MHz. To mówi nam, że region wokół źródła błysków musi być przezroczysty dla emisji o niskiej częstotliwości, podczas gdy niektóre teorie sugerowały, że cała emisja o niskiej częstotliwości zostanie od razu pochłonięta i nigdy nie będzie można jej wykryć – mówi Ziggy Pleunis z Wydziału Fizyki McGill University i główny autor badań opublikowanych niedawno w The Astrophysical Journal Letters.

Badanie skupiło się na źródle FRB wykrytym w 2018 roku przez radioteleskop CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) w Kolumbii Brytyjskiej. Znane jako FRB 20180916B, źródło przyciągnęło szczególną uwagę dzięki jego względnie bliskiej odległości od Ziemi i fakt, że emituje rozbłyski w bardzo regularnych odstępach czasu.

Zespół badawczy połączył możliwość CHIME z możliwościami innego radioteleskopu, LOFAR, znajdującego się w Holandii (w Polsce także działa stacja będąca częścią sieci). Wspólny wysiłek nie tylko umożliwił wykrycie wyjątkowo niskich częstotliwości FRB, ale także pokazał stałe opóźnienie około trzech dni pomiędzy wyższymi częstotliwościami odbieranymi przez CHIME a niższymi docierającymi do LOFAR.

To systematyczne opóźnienie wyklucza wyjaśnienia okresowych działań, które nie uwzględniają zależności od częstotliwości, a tym samym przybliża nas o kilka kroków do zrozumienia pochodzenia tych tajemniczych rozbłysków – dodaje współautor Daniele Michilli, również z Wydziału Fizyki McGill.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
McGill

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna FRB o niższej częstotliwości niż dotychczas wykrywano. Źródło: McGill


Załączniki:
frb.jpg
frb.jpg [ 60.51 KiB | Przeglądany 2323 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 15:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Po raz pierwszy zarejestrowano rozbłysk pobliskiej gwiazdy na wielu długościach fal

Astronomowie korzystający z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) zauważyli rozbłysk pochodzący od najbliższej Ziemi (poza Słońcem) gwiazdy Proxima Centauri, który jest 100 razy silniejszy niż jakikolwiek podobny rozbłysk obserwowany dla Słońca. Największy kiedykolwiek zaobserwowany rozbłysk pochodzący od tej gwiazdy, ukazał astronomom wewnętrzne funkcjonowanie tego typu zjawisk i może pomóc w poszukiwaniu życia poza Układem Słonecznym.

Do rozbłysków gwiazdowych dochodzi, gdy uwolniona energia magnetyczna w plamach gwiazdowych eksploduje w postaci intensywnego wybuchu promieniowania elektromagnetycznego, które można zaobserwować w całym spektrum elektromagnetycznym, od fal radiowych po promieniowanie gamma. Jest to pierwszy przypadek, kiedy pojedynczy rozbłysk gwiazdowy, inny niż te, które występują na Słońcu, został zaobserwowany z tak pełnym pokryciem długości fal. Badania zostały zapoczątkowane przez przypadkowe odkrycie rozbłysku Proxima Centauri wśród archiwalnych danych z ALMA z 2018 roku.

Nigdy przed 2018 rokiem nie widzieliśmy rozbłysku karła typu M na falach milimetrowych, więc nie było wiadomo, czy istnieje odpowiednia emisja na innych długościach fal – powiedziała Meredith MacGregor, adiunkt w Centrum Astrofizyki i Astronomii Kosmicznej (CASA) oraz na Wydziale Nauk Astrofizycznych i Planetarnych (APS) w CU Boulder, a także główna autorka badania.

Aby lepiej zrozumieć rozbłyski na Proxima Centauri – czerwonym karle znajdującym się około 4 lata świetlne od Ziemi – zespół astronomów obserwował gwiazdę przez 40 godzin w ciągu kilku miesięcy 2019 roku przy użyciu dziewięciu teleskopów na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej.

W maju 2019 roku, Proxima Centauri wyrzuciła gwałtowny rozbłysk, który trwał zaledwie 7 sekund, ale wygenerował gwałtowny wzrost zarówno w ultrafiolecie, jak i na milimetrowych długościach fal. Rozbłysk charakteryzował się silnym, impulsowym uderzeniem, nigdy wcześniej nie widzianym na tych długościach fal. Zdarzenie to zostało zarejestrowane przez pięć z dziewięciu teleskopów biorących udział w badaniach, w tym Kosmiczny Teleskop Hubble’a w ultrafiolecie oraz ALMA na falach milimetrowych.

Jak się okazało, gwiazda zmieniła swoją jasność w ultrafiolecie, na 14 000 razy jaśniejszą, w ciągu kilku sekund. Podobne zjawisko zostało uchwycone w tym samym czasie na falach milimetrowych.

W przeszłości nie wiedzieliśmy, że gwiazdy mogą rozbłyskać w zakresie milimetrowym, więc po raz pierwszy wyruszyliśmy na poszukiwanie rozbłysków milimetrowych – powiedziała MacGregor, dodając, że nowe obserwacje mogą pomóc naukowcom zebrać więcej informacji na temat tego, jak gwiazdy generują rozbłyski, które mogą mieć wpływ na życie w pobliżu.

Potężne rozbłyski naszego Słońca są rzadkością, zdarzają się tylko kilka razy w cyklu słonecznym. Według MacGregor, w przypadku Proxima Centauri tak nie jest. Planety krążące wokół Proxima Centauri otrzymują uderzenia czegoś takiego nie raz na stulecie, ale co najmniej raz dziennie, jeżeli nie kilka razy na dzień.

Gwiazda ta zajmuje ważne miejsce w dyskusjach na temat życia wokół czerwonych karłów ze względu na jej bliską odległość od Ziemi, a także dlatego, że w jej ekosferze krąży planeta Proxima Centauri b.

Jak mówią naukowcy, przyszłe obserwacje skupią się na ujawnieniu wielu tajemnic kryjących się za rozbłyskami Proxima Centauri w nadziei na odkrycie wewnętrznych mechanizmów, które powodują tak potężne wybuchy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna rozbłysku gwiazdowego z Proxima Centauri odkrytego przez naukowców w 2019 roku. Źródło: S. Dagnello, NRAO/AUI/NSF


Załączniki:
nrao21ao02_ProximaFlare_ArtistImp_V1-1024x576.jpg
nrao21ao02_ProximaFlare_ArtistImp_V1-1024x576.jpg [ 615.37 KiB | Przeglądany 2319 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 17:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Najmniejsza w historii czarna dziura, która jest także najbliżej od Ziemi

Naukowcy odkryli jedną z najmniejszych w historii czarnych dziur – i najbliższą Ziemi, jaką do tej pory znaleziono.

Naukowcy nazwali ją „Jednorożcem”, po części dlatego, że jak dotąd jest jedyną w swoim rodzaju, a po części dlatego, że została znaleziona w konstelacji Jednorożca. Wyniki badań zostały opublikowane 21 kwietnia 2021 roku w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

„Jednorożec” ma masę około trzy razy większą od Słońca – to bardzo mało jak na czarną dziurę. Zostało znalezionych bardzo niewiele czarnych dziur o podobnej masie. Znajduje się ona w odległości 1500 lat świetlnych od Ziemi, wciąż wewnątrz Drogi Mlecznej. Dopóki Tharindu Jayasinghe, główny autor pracy i doktorant astronomii na Uniwersytecie Stanowym Ohio, nie zaczął jej analizować, pozostawała w ukryciu.

Czarna dziura wydaje się być towarzyszem czerwonego olbrzyma, co oznacza, że są one połączone grawitacyjnie. Naukowcy nie są w stanie zobaczyć czarnej dziury – z definicji jest ona ciemna, nie tylko wizualnie, ale również dla narzędzi, których astronomowie używają do pomiarów światła i innych długości widma elektromagnetycznego.

Jednak w tym przypadku mogą zobaczyć gwiazdę towarzyszącą czarnej dziurze. Została ona dobrze udokumentowana przez system teleskopów, w tym Kilodegree Extremely Little Telescope (KELT), ASAS (prekursor ASAS-SN) oraz TESS, który poszukuje planet poza naszym Układem Słonecznym. Dane na temat tej gwiazdy były już powszechnie dostępne, ale nie były analizowane w ten sposób.

Kiedy Jayasinghe i inni badacze przeanalizowali te dane i zauważyli, że coś, czego nie mogli dostrzec, wydaje się krążyć wokół czerwonego olbrzyma, powodując, że światło gwiazdy zmienia natężenie i wygląd w różnych punktach orbity.

Zdali sobie sprawę, że coś zmienia kształt czerwonego olbrzyma. Efekt ten, zwany zniekształceniem pływowym, daje astronomom sygnał, że coś wpływa na gwiazdę. Jedną z możliwości była czarna dziura, ale musiałaby ona być niewielka – mniej więcej pięć razy masywniejsza od Słońca, mieszcząca się w oknie rozmiarów, które astronomowie nazywają „luką masową”. Dopiero niedawno uznali, że czarne dziury o takiej masie mogą istnieć.

To zniekształcenie pływowe jest wytwarzane przez siłę pływową niewidzialnego towarzysza – czarnej dziury.

Tak jak grawitacja Księżyca zniekształca ziemskie oceany, powodując wybrzuszanie się mórz w kierunku i od Księżyca, wytwarzając wysokie pływy, tak samo czarna dziura zniekształca gwiazdę do kształtu przypominającego piłkę do rugby, z jedną osią dłuższą od drugiej. Najprostsze wyjaśnienie jest takie, że to czarna dziura – w tym przypadku najprostsze wyjaśnienie jest najbardziej prawdopodobne – powiedział Todd Thompson, współautor badania, przewodniczący wydziału astronomii Ohio State.

Prędkość czerwonego olbrzyma, okres orbitalny oraz sposób, w jaki siła pływowa go zniekształciła, pozwoliły na określenie masy czarnej dziury, co doprowadziło do wniosku, że sięgała ona około 3 mas Słońca.

Przez ostatnie niemal dziesięć lat astronomowie i astrofizycy zastanawiali się nad tym, czy nie znajdują tych czarnych dziur, ponieważ systemy i metody, których używają nie są wystarczająco wyrafinowane, aby je znaleźć, czy po prostu one nie istnieją?

Następnie, około 18 miesięcy temu, wielu członków tego zespołu badawczego Ohio State, kierowanego przez Thompsona, opublikowało artykuł naukowy w czasopiśmie Science, w którym przedstawiono mocne dowody na istnienie tego typu czarnych dziur. Odkrycie to zmotywowało Jayasinghe i innych, zarówno w Ohio State jak i na całym świecie, do poważnych poszukiwań mniejszych czarnych dziur. To doprowadziło ich do Jednorożca.

Znajdowanie i badanie czarnych dziur i gwiazd neutronowych w naszej galaktyce ma kluczowe znaczenie dla naukowców badających kosmos, ponieważ mówi im o sposobie powstawania i umierania gwiazd.

Jednak znalezienie i zbadanie czarnych dziur jest niemal z definicji trudne: pojedyncze czarne dziury nie emitują tego samego rodzaju promieniowania, co inne obiekty w przestrzeni kosmicznej. Dla instrumentów naukowych są one elektromagnetycznie ciche i ciemne. Większość znanych czarnych dziur została odkryta, ponieważ weszły w interakcję z towarzyszącą im gwiazdą, która wytworzyła dużo promieniowania rentgenowskiego – i to właśnie to promieniowanie jest widoczne dla astronomów.

W ostatnich latach rozpoczęto więcej eksperymentów na dużą skalę, aby spróbować zlokalizować mniejsze czarne dziury, a Thompson powiedział, że spodziewa się, że w przyszłości odkryje więcej czarnych dziur „luki masowej”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Ohio State University

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawiająca układ podwójny czarnej dziury z czerwonym olbrzymem, który ma wydłużony kształt wywołany oddziaływaniem grawitacyjnym czarnej dziury. Źródło: Ohio State illustration by Lauren Fanfer.


Załączniki:
500_blackhole-redgiant-tidaldistortion-final.jpg
500_blackhole-redgiant-tidaldistortion-final.jpg [ 19.56 KiB | Przeglądany 2311 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 21:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Dzięki soczewkowaniu grawitacyjnemu ALMA odkrywa rotującą młodą galaktykę

Korzystając z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astronomowie znaleźli rotującą młodą galaktykę mającą 1/100 wielkości Drogi Mlecznej w czasie, gdy Wszechświat miał zaledwie 7% swojego obecnego wieku. Dzięki wsparciu efektu soczewki grawitacyjnej, zespół naukowców był w stanie po raz pierwszy zbadać naturę małych i ciemnych „normalnych galaktyk” we wczesnym Wszechświecie, reprezentatywnych dla głównej populacji pierwszych galaktyk, co znacznie poszerza nasze rozumienie początkowej fazy ewolucji galaktyk.

Wiele z galaktyk, które istniały we wczesnym Wszechświecie było tak małych, że ich jasność jest znacznie poniżej możliwości obecnych największych teleskopów na Ziemi i w kosmosie, co utrudnia badanie ich właściwości i struktury wewnętrznej. Jednakże, światło pochodzące z galaktyki o nazwie RXCJ0600-z6, zostało silnie wzmocnione przez soczewkowanie grawitacyjne, co czyni ją idealnym celem do badania właściwości i struktury typowych młodych galaktyk – mówi Nicolas Laporte, Kavli Senior Fellow na Uniwersytecie w Cambridge.

Soczewkowanie grawitacyjne jest naturalnym zjawiskiem, w którym światło emitowane z odległego obiektu jest zakrzywiane pod wpływem grawitacji masywnego obiektu, takiego jak galaktyka czy gromada galaktyk, znajdujący się na pierwszym planie. Nazwa „soczewkowanie grawitacyjne” wywodzi się stąd, że grawitacja masywnego obiektu działa jak soczewka. Kiedy patrzymy przez soczewkę grawitacyjną, światło odległych obiektów ulega wzmocnieniu, a ich kształty są rozciągnięte. Innymi słowy, jest to „naturalny teleskop” unoszący się w przestrzeni kosmicznej.

Zespół ALMA Lensing Cluster Survey (ALCS) wykorzystał ALMA do poszukiwania dużej liczby galaktyk we wczesnym Wszechświecie, które są wzmocnione przez soczewkowanie grawitacyjne. Łącząc moc ALMA z pomocą naturalnych teleskopów, naukowcy są w stanie odkryć i zbadać słabsze galaktyki.

Dlaczego tak ważne jest badanie słabych galaktyk we wczesnym Wszechświecie? Teoria i symulacje przewidują, że większość galaktyk powstałych kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu jest mała, a przez to słaba. Chociaż kilka galaktyk we wczesnym Wszechświecie zostało wcześniej zaobserwowanych, badania te, ze względu na możliwości teleskopów, były ograniczone do najbardziej masywnych obiektów, a więc mniej reprezentatywnych galaktyk, we wczesnym Wszechświecie. Jedynym sposobem na zrozumienie standardowego procesu powstawania pierwszych galaktyk i uzyskanie pełnego obrazu formowania się galaktyk jest skupienie się na słabszych i liczniejszych galaktykach.

Zespół ALCS przeprowadził zakrojony na szeroką skalę program obserwacyjny, który trwał 95 godzin, co jest bardzo długim czasem dla obserwacji ALMA, aby zaobserwować centralne regiony 33 galaktyk, które mogą powodować efekt soczewkowania grawitacyjnego. Jedna z tych gromad, nazwana RXCJ0600-2007, znajduje się w kierunku gwiazdozbioru Wilka i jest biliard razy masywniejsza od Słońca. Zespół odkrył pojedynczą odległą galaktykę, którą wzmacnia soczewka grawitacyjna. ALMA wykrył światło pochodzące od jonów węgla i pyłu gwiezdnego w galaktyce i wraz z danymi uzyskanymi z teleskopu Gemini ustalono, że galaktyka jest widziana taką, jaką była około 900 mln lat po Wielkim Wybuchu (12,4 mld lat temu). Dalsza analiza tych danych zasugerowała, że część tego źródła jest 160 razy jaśniejsza niż jest w rzeczywistości.

Dzięki precyzyjnym pomiarom rozkładu masy gromady galaktyk, możliwe jest „cofnięcie” efektu soczewkowania grawitacyjnego i przywrócenie pierwotnego wyglądu wzmocnionego obiektu. Łącząc dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) z modelem teoretycznym, zespołowi udało się zrekonstruować rzeczywisty kształt odległej galaktyki RXCJ0600-z6. Całkowita jej masa jest około 2-3 mld razy większa od masy Słońca, co stanowi 1/100 masy naszej galaktyki Drogi Mlecznej.

To, co zaskoczyło zespół to fakt, że RXCJ0600-z6 się obraca. Tradycyjnie sądzono, że gaz w młodych galaktykach porusza się w sposób przypadkowy, chaotyczny. Dopiero niedawno ALMA odkrył kilka obracających się młodych galaktyk, które podważyły tradycyjne ramy teoretyczne, ale były one o kilka rzędów wielkości jaśniejsze (większe) niż RXCJ0600-z6.

Nasze badania pokazują, po raz pierwszy, że możemy bezpośrednio zmierzyć ruch wewnętrzny tak słabych (mniej masywnych) galaktyk we wczesnym Wszechświecie i porównać go z przewidywaniami teoretycznymi – mówi Kotaro Kohno, profesor na Uniwersytecie Tokijskim i lider zespołu ALCS.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAO

Vega

Na ilustracji: Obraz gromady galaktyk RXCJ0600-2007 wykonany przez HST, połączony z obrazami soczewkowania grawitacyjnego odległej galaktyki RXCJ0600-z6, oddalonej o 12,4 mld lat świetlnych stąd, obserwowanej przez ALMA (czerowny kolor). Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Fujimoto i inni, NASA/ESA Hubble Space Telescope.


Załączniki:
20210422-alma-fig.jpg
20210422-alma-fig.jpg [ 40.75 KiB | Przeglądany 2302 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 17:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsze ślady gwiazdy rozrywanej przez potężną grawitację czarnej dziury

Przez dziesiątki lat astronomowie dostrzegali wybuchy promieniowania elektromagnetycznego pochodzące od czarnych dziur. Zakładali, że są one wynikiem rozdzierania gwiazd, ale nigdy nie widzieli sylwetek faktycznych więzadeł materii. Teraz grupa astronomów, w tym główny autor Giacomo Cannizzaro i Peter Jonker z SRON/Radboud University, po raz pierwszy zaobserwowała widmowe linie absorpcyjne spowodowane przez pasma gwiazdy rozrywanej jak spaghetti.

Większość gwiazd we Wszechświecie umiera z przyczyn naturalnych. Albo zdmuchują swoje zewnętrzne powłoki, albo po prostu stygną z braku paliwa, albo też mogą zgasnąć z hukiem w olbrzymiej eksplozji supernowej. Jednak gwiazdy żyjące w wewnętrznych regionach swoich galaktyk mogą nie mieć tyle szczęścia. Są one narażone na możliwość rozerwania przez supermasywne czarne dziury, które czają się w centrach większości galaktyk. Ekstremalna grawitacja czarnej dziury przyciąga gwiazdę z jednej strony o wiele mocniej niż z drugiej, co powoduje jej rozerwanie. Astronomowie lubią nazywać ten proces spaghettizacja, ale w publikacjach naukowych nazywany jest on zjawiskiem rozerwania pływowego.

Po tym, jak gwiazda przekształci się w nitkę spaghetti, wpada ona dalej do czarnej dziury, emitując krótki błysk promieniowania. Astronomowie zauważali te błyski już od dziesięcioleci i na podstawie teorii zakładali, że są to przypadki zakłóceń pływowych. Nigdy jednak nie widzieli rzeczywistych więzadeł materii, czyli fizycznego obiektu, który nie tylko emituje, ale również blokuje światło. Teraz międzynarodowy zespół astronomów po raz pierwszy zaobserwował widmowe linie absorpcyjne patrząc na jeden z biegunów czarnej dziury. Już wcześniej było oczywiste, że czarne dziury mogą posiadać dysk z materią wokół swojego równika, ale linie absorpcyjne powyżej bieguna czarnej dziury sugerują, że istnieje długie pasmo wielokrotnie owinięte wokół czarnej dziury: jest to prawdziwe wiązadło materii świeżo rozerwanej gwiazdy.

Naukowcy wiedzą, że czarna dziura jest skierowana w ich stronę biegunem, ponieważ wykryli promieniowanie rentgenowskie. Dysk akrecyjny jest jedyną częścią układu czarnej dziury, która emituje ten rodzaj promieniowania. Gdyby patrzyli od strony krawędzi, nie zobaczyliby promieniowania X dysku akrecyjnego. Ponadto linie absorpcyjne są wąskie. Nie są one poszerzone przez efekt Dopplera, jak można by się spodziewać, patrząc na rotujący dysk – mówi Giacomo Cannizzaro.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SRON

Vega

Na ilustracji: Czarna dziura rozrywa gwiazdę, pozostawiając długie pasmo materii gwiazdowej, które następnie owija się wokół czarnej dziury. Źródło: NASA/CXC/M. Weiss


Załączniki:
Tidal-Disruption-Event.jpg
Tidal-Disruption-Event.jpg [ 105.16 KiB | Przeglądany 2295 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 15:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie życia podwójnych gwiazd neutronowych w astronomii radiowej i fal grawitacyjnych

Naukowcy z OzGrav opisali sposób na określenie populacji urodzeniowej podwójnych gwiazd neutronowych – jednych z najgęstszych obiektów we Wszechświecie, powstałych w wyniku kolapsu masywnych gwiazd. W niedawno opublikowanych badaniach zaobserwowano różne etapy życia tych podwójnych gwiazd neutronowych.

Badacze mogą obserwować łączenie się układów podwójnych gwiazd neutronowych za pomocą fal grawitacyjnych – zmarszczek w czasoprzestrzeni. Badając populacje gwiazd neutronowych, naukowcy mogą dowiedzieć się więcej na temat ich formowania się i ewolucji. Jak dotąd, tylko dwa układy podwójne gwiazd neutronowych zostały wykryte przez detektory fal grawitacyjnych, jednak wiele z nich zostało zaobserwowanych przez radioastronomów.

Jeden z takich układów podwójnych, zaobserwowany na falach grawitacyjnych, nazwany GW190425, jest znacznie masywniejszy niż gwiazdy w typowych populacjach Galaktyki obserwowanych w zakresie fal radiowych, o łącznej masie 3,4 razy większej od masy Słońca. To rodzi pytanie: dlaczego w radioastronomii brakuje tych masywnych podwójnych gwiazd neutronowych? Aby znaleźć odpowiedź na to pytanie, doktorantka OzGrav Shanika Galaudage z Monash University, zbadała, jak połączyć obserwacje radiowe z obserwacjami fal grawitacyjnych.

Astronomia radiowa i astronomia fal grawitacyjnych łącznie umożliwiają naukowcom badanie podwójnych gwiazd neutronowych na różnych etapach ich ewolucji. Obserwacje radiowe sondują życie tych gwiazd podwójnych, podczas gdy fale grawitacyjne badają ostatnie chwile ich życia. Aby lepiej zrozumieć te układy, od momentu ich powstania aż do łączenia się, naukowcy muszą zbadać związek pomiędzy populacjami fal radiowych i grawitacyjnych: ich populacje urodzeniowe.

Shanika i jej zespół wyznaczyli rozkład masy urodzeniowej układów podwójnych gwiazd neutronowych wykorzystując obserwacje prowadzone w zakresie fal radiowych i grawitacyjnych. Obie populacje ewoluują z populacji urodzeniowych tych układów, więc jeżeli spojrzymy wstecz w czasie, rozważając populacje radiowo i grawitacyjnie, które widzimy dzisiaj, powinniśmy być w stanie wyodrębnić dystrybucję narodzinową – mówi Shanika Galaudage.

Kluczem jest zrozumienie rozkładu czasu opóźnienia podwójnych gwiazd neutronowych: czasu, jaki upływa pomiędzy formowaniem się i łączeniem tych układów. Naukowcy wysunęli hipotezę, że cięższe układy podwójnych gwiazd neutronowych mogą być układami szybko łączącymi się, co oznacza, że robią to zbyt szybko, aby można je było dostrzec w obserwacjach radiowych i mogą być widoczne jedynie na falach grawitacyjnych.

Badanie wykazało umiarkowane poparcie dla hipotezy szybkiego łączenia się, wskazując jednak na to, że ciężkie układy podwójne gwiazd neutronowych mogą nie potrzebować scenariusza szybkiego łączenia, aby wyjaśnić braki w populacjach radiowych. Stwierdzamy, że GW190425 nie jest wyjątkiem w porównaniu do szerszej populacji podwójnych gwiazd neutronowych. Tak więc układy te mogą być rzadkie, ale niekoniecznie wskazują na odrębną szybko łączącą się populację – mówi współautor badania Christian Adamcewicz z Monash University.

W przyszłych detekcjach fal grawitacyjnych naukowcy mogą spodziewać się wykrycia większej ilości połączeń podwójnych gwiazd neutronowych. Jeżeli przyszłe detekcje ujawnią silniejszą rozbieżność pomiędzy populacjami radiowymi a populacjami fal grawitacyjnych, nasz model dostarczy naturalnego wyjaśnienia, dlaczego tak masywne podwójne gwiazdy neutronowe nie są powszechne w populacjach radiowych – dodaje współautor, dr Simon Stevenson, badacz z OzGrav na Swinburne University of Technology.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca łączenie się układu podwójnego gwiazd neutronowych. Źródło: LIGO, Sonoma State University, A. Simonnet.


Załączniki:
high-res-artist-nsillustration-credit-nsf-ligo-sonoma-state-university-a-simonnet_orig.jpg
high-res-artist-nsillustration-credit-nsf-ligo-sonoma-state-university-a-simonnet_orig.jpg [ 195.43 KiB | Przeglądany 2290 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 14:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Rozwiązywanie zagadki zmienności czerwonych olbrzymów

Naukowcy od dawna zastanawiali się nad powolnymi i regularnymi zmianami jasności wielu wyewoluowanych gwiezdnych olbrzymów. Teraz, wskazówki z nowo przeanalizowanych obserwacji w podczerwieni mogą ostatecznie rozwiązać tę zagadkę.

Gdy gwiazdy takie jak nasze Słońce starzeją się, nadmuchują się nawet do rozmiarów setki razy większych niż ich rozmiary na ciągu głównym, sięgając orbit swoich planet wewnętrznych i stając się czerwonymi olbrzymami. W końcowym etapie swojego życia stają się gwiazdami zmiennymi, wykazującymi zmiany jasności, które mogą być wywołane wewnętrznymi pulsacjami, ruchami komórek konwekcyjnych w otoczkach gwiazdowych, a nawet obecnością pyłu okołogwiazdowego.

Większość tych zmienności czerwonych olbrzymów jest dość dobrze poznana, ale jest jeden typ, który pozostaje tajemnicą: tak zwane długie okresy wtórne.

Oprócz zwykłej zmienności spowodowanej pulsacjami, czerwone olbrzymy o długim okresie wtórnym wykazują regularne minima w optycznych krzywych blasku, które występują w okresach o rząd wielkości dłuższych niż pulsacje – zwykle od kilku miesięcy do kilku lat.

Zaawansowane ewolucyjnie gwiazdy z długimi okresami wtórnymi są zaskakująco powszechne: co najmniej ⅓ jasnych gwiazd asymptotycznej gałęzi olbrzymów i nadolbrzymów wykazuje takie długookresowe zmiany. Jednak pomimo ich powszechności, długie okresy wtórne przez dziesięciolecia pozostawały niewyjaśnione. Czy wahania te są nieodłączną cechą starzejącej się gwiazdy? Czy też są one wywołane przez jakieś czynniki zewnętrzne?

Nowe badania, przeprowadzone przez zespół naukowców pod kierownictwem prof. dr. hab. Igora Soszyńskiego z Uniwersytetu Warszawskiego, wykorzystały obserwacje w podczerwieni do zidentyfikowania prawdopodobnego winowajcy: spowitych pyłem gwiezdnym towarzyszy.

Prof. Soszyński i jego współpracownicy zebrali obserwacje optyczne próbki 16 000 znanych gwiazd zmiennych długookresowych w Drodze Mlecznej i pobliskich Obłokach Magellana. Dla około 700 z tych gwiazd autorzy uzyskali odpowiadające im krzywe blasku w dwóch pasmach podczerwonych z misji NEOWISE-R.

Przy porównaniu optycznych i podczerwonych obserwacji tych zmiennych natychmiast była widoczna uderzająca cecha: tam, gdzie krzywe blasku w świetle widzialnym miały pojedyncze szerokie minima, podczerwone krzywe blasku około połowy gwiazd miały również wtórne minima, które wydawały się być dokładnie poza fazą z pierwotnym minimum.

Co to oznacza? Prof. Soszyński i współpracownicy twierdzą, że te wtórne minima potwierdzają, że długookresowa zmienność jest spowodowana zaćmieniami przez towarzysza.

W wyjaśnieniu autorów, planeta znajdująca się w pobliżu gromadzi masę z rozszerzającej się otoczki swojego czerwonego olbrzyma, ostatecznie rosnąc do rozmiarów brązowego karła. Gdy ten podgwiezdny towarzysz – spowity w przypominający kometę, rozciągnięty obłok pyłu – przechodzi pomiędzy nami a czerwonym olbrzymem, obserwujemy długotrwałe zaćmienia w świetle widzialnym i podczerwonym gwiazdy. Kiedy obłok i towarzysz przechodzą za gwiazdą, ich emisja przede wszystkim w podczerwieni, na krótko znika, powodując wtórne zaćmienie obserwowane tylko w podczerwieni.

Rozwiązanie trwającej od dziesięcioleci zagadki zmienności długiego okresu wtórnego u czerwonych olbrzymów otwiera drzwi do nowych odkryć. Dzięki badaniu kształtu zaćmień w krzywych blasku gwiazd zmiennych możemy dowiedzieć się znacznie więcej o tym, jak gwiazdy takie jak Słońce ewoluują wraz ze swoimi planetami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czerwonego olbrzyma zaćmiewanego przez chmurę pyłu otaczającą małomasywnego towarzysza gwiazdy. (autorka: Matylda Soszyńska).


Załączniki:
czerwony-olbrzym-pyl.jpg
czerwony-olbrzym-pyl.jpg [ 468.76 KiB | Przeglądany 2282 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 01 maja 2021, 19:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Ewolucja gwiazd w dyskach AGN

Aktywne jądra galaktyk są dokładnie tym, czym się wydają – centralnymi regionami galaktyk, które emitują ogromne ilości energii. Zazwyczaj składają się one z supermasywnej czarnej dziury otoczonej gorącym dyskiem materii akreowanej na czarną dziurę. Nie jest to raczej najbardziej gościnne środowisko, ale gwiazdy wciąż mogą żyć w takim otoczeniu!

Aktywnie wrogie środowiska
Trudno przewidzieć to, jak energetyczne są aktywne jądra galaktyk (AGN). Niektóre z nich mogą przyćmić resztę galaktyki macierzystej na prawie wszystkich długościach fal! Widma materii w pobliżu centralnej czarnej dziury wykazały, że środowiska AGN zawierają większe ilości ciężkich pierwiastków niż środowisko naszego Słońca. Jest więc możliwe, że te cięższe pierwiastki zostały wytworzone w dysku akrecyjnym, a następnie przyciągnięte bliżej czarnej dziury.

Ale co wytwarza ciężkie pierwiastki? Gwiazdy! Gwiazdy można znaleźć w pobliżu centralnych supermasywnych czarnych dziur w galaktykach, takich jak Sagittarius A* w Drodze Mlecznej, ale AGN mają o wiele bardziej ekstremalne środowiska niż nasza spokojna centralna czarna dziura. Jakiego rodzaju gwiazdy żyją w środowiskach AGN? Najnowsze badania prowadzone przez Matteo Cantiello (Flatiron Institute/ Princeton University) pozwalają odpowiedzieć na to pytanie.

Co produkują masywne gwiazdy
Cantiello i jego współpracownicy byli szczególnie zainteresowani tym, jak ewolucja gwiazd w środowiskach AGN różni się od ewolucji gwiazd w spokojniejszych środowiskach. Aby znaleźć się w tym miejscu, gwiazdy AGN muszą albo uformować się w dyskach akrecyjnych, albo zostać przechwycone i wciągnięte do dysków. Obydwa modele są wykonalne i potwierdzone przez obserwacje populacji gwiazd wokół centralnych czarnych dziur, które były wcześniej aktywne, jak Sagittarius A*.

Będąc już na dysku, gwiazdy mogą szybko akreować materię i stać się setki razy masywniejsze od Słońca. Masywne gwiazdy doświadczają więcej wewnętrznego mieszania niż gwiazdy mniej masywne, więc zawartość masywnej gwiazdy jest równomiernie rozłożona w jej wnętrzu. Różni się to znacznie od gwiazd takich jak nasze Słońce, gdzie zewnętrzne warstwy gwiazdy zawierają lżejsze pierwiastki, takie jak wodór i hel, podczas gdy wewnętrzne warstwy są zdominowane przez ciężkie pierwiastki.

Jednak masywne gwiazdy są niestabilne i mogą szybko tracić masę, balansując między ekspansją a zapadaniem się. Ich ogromna masa oznacza również, że zakończą swoje życie poprzez zapadnięcie się jądra – tworząc coraz cięższe pierwiastki w procesie fuzji, aż do momentu, gdy zabraknie im materiału do fuzji i zapadną się same w siebie. Wniosek jest taki, że gwiazdy AGN są dobre w produkcji ciężkich pierwiastków i wysyłaniu ich do dysku akrecyjnego.

Znaki gwiezdnego życia i śmierci
Cantiello i jego współpracownicy zidentyfikowali dwie sygnatury gwiazd AGN: o dużej obfitości ciężkich pierwiastków i zwarte pozostałości gwiazdowe pozostawione po zapadnięciu się jądra. Istnieją badania wskazujące na pierwszą sygnaturę, a co ciekawe, obfitość ciężkich pierwiastków nie wydaje się zależeć od przesunięcia ku czerwieni.

Druga sygnatura jest znacznie trudniejsza do odkrycia. Przed powstaniem obserwatoriów fal grawitacyjnych, najlepiej byłoby szukać eksplozji związanych z zapadaniem się jądra w dysku akrecyjnym AGN. Teraz możemy szukać również sygnału fal grawitacyjnych powstałych w wyniku złączenia się gęstych obiektów, przewidując, jak często takie połączenia mogą mieć miejsce.

Sagittarius A* jest dobrym poligonem doświadczalnym dla wyników tych badań, ponieważ jądro naszej galaktyki może być zbliżone do pozostałości po AGN. Mając w ręku prognozy, teraz przyszedł czas na obserwacje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Centaur A, galaktyka z aktywnym jądrem wyrzucającym szybko poruszające się dżety w swoje otoczenie. Źródło: ESO/WFI (Optyczne); MPIfR/ESO/APEX/A. Weiss i inni (Submilimetrowe); NASA/CXC/CfA/R. Kraft i inni (Promieniowanie rentgenowskie)


Załączniki:
ESO_Centaurus_A_LABOCA.jpg
ESO_Centaurus_A_LABOCA.jpg [ 510.29 KiB | Przeglądany 2246 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 18:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Hubble obserwuje, jak rośnie olbrzymia planeta

Dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Hubble’a (HST) astronomowie mają rzadką okazję obserwować wciąż formującą się planetę wielkości Jowisza, która żywi się materią otaczającą młodą gwiazdę.

Nie wiemy zbyt wiele na temat tego, w jaki sposób olbrzymie planety rosną. Ten układ planetarny daje astronomom pierwszą możliwość bycia świadkami opadania materii na planetę.

Chociaż do tej pory skatalogowano ponad 4000 egzoplanet, tylko około 15 zostało dotychczas bezpośrednio zaobserwowanych przez teleskopy. A planety te są tak odległe i małe, że na najlepszych zdjęciach są jedynie kropkami. Nowa technika zespołu, polegająca na wykorzystaniu Hubble’a do bezpośredniego zobrazowania tej planety, otwiera nową drogę do dalszych badań egzoplanet, zwłaszcza w początkowej fazie ich istnienia.

Ta olbrzymia egzoplaneta, oznaczona jako PSD 70b, krąży wokół pomarańczowego karła PSD 70, o którym już wiadomo, że posiada dwie aktywnie formujące się planety wewnątrz ogromnego dysku pyłu i gazu otaczającego gwiazdę. Układ ten znajduje się 370 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Centaura.

Ten układ jest tak ekscytujący, ponieważ możemy być świadkami formowania się planety. Jest to najmłodsza planeta, jaką Hubble kiedykolwiek zobrazował – powiedział Yifan Zhou z University of Texas, Austin. Mając zaledwie 5 mln lat, planeta wciąż gromadzi materię i buduje masę.

Czułość Hubble’a na światło UV oferuje unikatowe spojrzenie na promieniowanie niezwykle gorącego gazu opadającego na planetę. Obserwacje pozwoliły naukowcom oszacować, jak szybko planeta przybiera na masie.

Obserwacje UV pozwoliły zespołowi po raz pierwszy bezpośrednio zmierzyć tempo wzrostu masy planety. Ten odległy świat w ciągu około 5 mln lat urósł już do masy pięciokrotnie większej od masy Jowisza. Obecnie zmierzone tempo akrecji zmniejszyło się do tego stopnia, że gdyby pozostało niezmienne przez kolejny milion lat, planeta powiększyłaby się jedynie o około 1/100 masy Jowisza.

Członkowie zespołu podkreślają, że potrzeba więcej danych, aby określić, czy tempo, w jakim planeta nabiera masę, rośnie, czy maleje.

Młody układ PSD 70 jest wypełniony pierwotnym dyskiem gazowo-pyłowym, który dostarcza paliwa do wzrostu planet w całym układzie. Planeta PSD 70b jest otoczona przez swój własny dysk gazowo-pyłowy, który wysysa materię z ogromnego, większego dysku około gwiazdowego. Naukowcy przypuszczają, że linie pola magnetycznego rozciągają się od dysku okołoplanetarnego aż do atmosfery egzoplanety i kierują materię na jej powierzchnię.

Jeżeli materia ta podąża kolumnami z dysku na planetę, wywołałaby lokalne gorące miejsca, które mogą być co najmniej 10 razy gorętsze niż temperatura planety – wyjaśnił Zhou. Stwierdzono, że te gorące miejsca silnie świecą w świetle UV.

Obserwacje te dają możliwość spojrzenia na to, jak gazowe olbrzymy uformowały się wokół naszego Słońca 4,6 mld lat temu. Jowisz mógł uformować się z otaczającego go dysku opadającej materii. Jego główne księżyce również mogły uformować się z resztek tego dysku.

Wyzwaniem dla zespołu było zmniejszenie blasku gwiazdy macierzystej. PSD 70b krąży w przybliżeniu w tej samej odległości od niej co Uran od Słońca, ale jej gwiazda jest 3000 razy jaśniejsza od planety w długości fali UV. Podczas obróbki zdjęć Zhou bardzo starannie usunął blask gwiazdy, pozostawiając jedynie światło emitowane przez planetę. W ten sposób pięciokrotnie została poprawiona dokładność granicy odległości planety od gwiazdy w obserwacjach Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega

Na ilustracji: Pierwszy wyraźny obraz formującej się planety, PSD 70b, wokół karła w 2018 roku uchwycony przez Bardzo Duży Teleskop. Źródło: ESO, VLT, André B. Müller (ESO)


Załączniki:
STScI-01F3XKT7YHNMJ1PJK7B6D31VE3.png
STScI-01F3XKT7YHNMJ1PJK7B6D31VE3.png [ 484.2 KiB | Przeglądany 2229 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 maja 2021, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
eROSITA świadkiem przebudzenia masywnych czarnych dziur

Wykorzystując dane z przeglądu kosmicznego SRG/eROSITA, naukowcy z Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics znaleźli dwie wcześniej spokojne galaktyki, które teraz wykazują kwazi-okresowe erupcje. Jądra tych galaktyk rozświetlają się w promieniowaniu rentgenowskim co kilka godzin, osiągając szczytowe jasności porównywalne z jasnością całej galaktyki. Pochodzenie tego pulsującego zachowania jest niejasne. Możliwą przyczyną jest obiekt gwiazdowy orbitujący wokół centralnej czarnej dziury. Ponieważ galaktyki te są stosunkowo bliskie i małe, odkrycie to pomoże naukowcom lepiej zrozumieć, w jaki sposób czarne dziury są aktywowane w małomasywnych galaktykach.

Kwazary lub aktywne jądra galaktyk (AGN) często nazywane są latarniami morskimi odległego Wszechświata. Jasność ich obszaru centralnego, gdzie bardzo masywna czarna dziura akumuluje duże ilości materii, może być tysiące razy większa niż jasność galaktyki takiej jak nasza Droga Mleczna. Jednakże, w przeciwieństwie do latarni morskiej, AGN-y świecą w sposób ciągły.

W ogólnoeuropejskim przeglądzie eROSITA znaleźliśmy dwie wcześniej spokojne galaktyki z ogromnymi, prawie okresowymi, ostrymi impulsami w emisji promieniowania rentgenowskiego – mówi Riccardo Arcodia, doktorant w Instytucie Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka (MPE), który jest pierwszym autorem pracy opublikowanej w Nature. Tego typu obiekty są dość nowe: wcześniej znane były tylko dwa takie źródła, znalezione albo przypadkowo, albo w danych archiwalnych w ciągu ostatnich kilku lat. Ponieważ ten nowy typ wybuchających źródeł wydaje się być charakterystyczny dla promieni X, postanowiliśmy użyć eROSITA jako ślepego badania i od razu znaleźliśmy dwa kolejne – dodaje.

Teleskop eROSITA skanuje obecnie całe niebo w promieniowaniu rentgenowskim, a ciągły strumień danych jest dobrze dostosowany do wyszukiwania zdarzeń przejściowych, takich jak te erupcje. Oba nowe źródła odkryte przez eROSITA wykazały dużą zmienność promieniowania X w ciągu zaledwie kilku godzin, co zostało potwierdzone przez kolejne obserwacje za pomocą teleskopów rentgenowskich XMM-Newton i NICER. W przeciwieństwie do dwóch znanych podobnych obiektów, nowe źródła odkryte przez eROSITA nie były wcześniej aktywnymi jądrami galaktyk.

To były normalne, przeciętne galaktyki o niskiej masie z nieaktywnymi czarnymi dziurami. Bez tych nagłych powtarzających się erupcji promieniowania rentgenowskiego zignorowalibyśmy je – wyjaśnia Andrea Merloni z MPE, główny badacz eROSITA. Naukowcy mają teraz szansę zbadać sąsiedztwo najmniejszych supermasywnych czarnych dziur. Mają one od 100 000 do 10 mln razy większą masę od naszego Słońca.

Kwazi-okresowa emisja, taka jak ta odkryta przez eROSITA, jest zwykle związana z układami podwójnymi. Jeżeli erupcje te są rzeczywiście wywoływane przez obecność orbitującego obiektu, to jego masa musi być znacznie mniejsza od masy czarnej dziury – rzędu gwiazdy lub nawet białego karła, który może być częściowo zaburzony przy każdym przejściu w pobliżu czarnej dziury przez ogromne siły pływowe.

Wciąż nie wiemy, co powoduje te erupcje promieniowania rentgenowskiego – przyznaje Arcodia. Ale wiemy, że sąsiedztwo czarnej dziury było do niedawna spokojne, więc do wywołania tych zjawisk nie jest wymagany istniejący wcześniej dysk akrecyjny, taki jak ten obecny w aktywnych galaktykach. Przyszłe obserwacje rentgenowskie pomogą ograniczyć lub wykluczyć scenariusz orbitującego obiektu oraz monitorować ewentualne zmiany w okresie orbitalnym. Tego rodzaju obiekty mogłyby być również obserwowalne za pomocą sygnałów fal grawitacyjnych, otwierając nowe możliwości w astrofizyce wielosensorowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPE

Vega

Na ilustracji: Obraz optyczny pierwszej galaktyki z kwazi-okresowymi wybuchami w danych eROSITA all-sky, rentgenowskie krzywe blasku z NICER są nałożone na zielono. Galaktyka zidentyfikowana jako 2MASS 02314715-1020112 przy przesunięciu ku czerwieni z~0,05. Źródło: MPE; obraz optyczny: DESI Legacy Imaging Surveys/D. Lang (Perimeter Institute).


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 150.85 KiB | Przeglądany 1688 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 2021, 20:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Tajemnicza supernowa niezawierająca wodoru rzuca światło na gwałtowną śmierć gwiazd

Osobliwy żółty nadolbrzym sprzed zdarzenia supernowej sprawił, że astrofizycy ponownie ocenili, co jest możliwe w momencie śmierci najbardziej masywnych gwiazd naszego Wszechświata. Zespół badaczy opisał tę specyficzną gwiazdę i supernową będącą jej wynikiem w nowej pracy opublikowanej w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Pod koniec swojego życia chłodne, żółte nadolbrzymy są zwykle spowite wodorem, który ukrywa ich gorące, niebieskie wnętrze. Jednak wspominany żółty nadolbrzym, znajdujący się 35 mln lat świetlnych od Ziemi w gromadzie galaktyk Virgo, w tajemniczy sposób był pozbawiony tej kluczowej warstwy wodoru w momencie eksplozji.

Nie widzieliśmy wcześniej takiego scenariusza. Jeżeli gwiazda eksploduje bez wodoru, powinna być niezwykle niebieska – naprawdę, bardzo gorąca. Jest prawie niemożliwe, aby gwiazda była tak chłodna nie mając wodoru w swojej zewnętrznej warstwie. Przyjrzeliśmy się każdemu modelowi gwiazdy, który mógłby wyjaśnić taką gwiazdę i każdy model wymaga, aby miała ona wodór. Jednak na podstawie supernowej wiemy, że ta gwiazda go nie miała. I jest to fizycznie niemożliwe – powiedział Charles Kilpatrick, pracownik naukowy w Centrum Interdyscyplinarnych Badań i Poszukiwań w Astrofizyce Uniwersytetu Northwestern (CIERA), który kierował badaniami.

Kilpatrick jest również członkiem zespołu Young Supernova Experiment, który używa teleskopu Pan-STARRS na Haleakalā na Hawajach, aby uchwycić supernowe tuż po ich wybuchu. Po tym, jak Young Supernova Experiment dostrzegł supernową 2019yvr w stosunkowo nieodległej galaktyce spiralnej NGC 4666, zespół wykorzystał obrazy głębokiego kosmosu uzyskane z pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, który na szczęście obserwował już ten fragment nieba dwa i pół roku przed wybuchem gwiazdy.

To, co dzieje się z masywną gwiazdą tuż przed wybuchem jest wielką, nierozwiązaną zagadką. Rzadko można zobaczyć tego typu gwiazdę tuż przed jej eksplozją jako supernowa – powiedział Kilpatrick.

Zdjęcia z Hubble’a pokazują źródło supernowej – masywną gwiazdę, którą sfotografowano zaledwie kilka lat przed wybuchem. Kilka miesięcy po wybuchu Kilpatrick i jego zespół odkryli, że materia wyrzucona podczas końcowej eksplozji gwiazdy zdawała się zderzać z dużą masą wodoru. To skłoniło zespół do wysunięcia hipotezy, że gwiazda prekursor mogła wyrzucić wodór na kilka lat przed swoją śmiercią.

Astronomowie podejrzewali, że gwiazdy przechodzą gwałtowne erupcje lub umierają w latach poprzedzających wybuch supernowej. Odkrycie tej gwiazdy dostarcza jednych z najbardziej bezpośrednich dowodów na to, że gwiazdy doświadczają katastrofalnych erupcji, które powodują utratę masy przed wybuchem. Jeżeli gwiazda doświadczała takich erupcji, to prawdopodobnie wyrzuciła swój wodór kilka dekad przed wybuchem – powiedział Kilpatrick.

W nowym opracowaniu zespół Kilpatricka przedstawia również inną możliwość: mniej masywna gwiazda towarzysząca mogła pozbawić wodoru macierzystą gwiazdę supernowej. Jednak zespół będzie w stanie poszukiwać gwiazdy towarzyszącej dopiero po zaniku blasku supernowej, co może potrwać nawet dekadę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna żółtego nadolbrzyma w ciasnym układzie podwójnym z niebieską gwiazdą ciągu głównego. Źródło: Kavli IPMU / Aya Tsuboi.


Załączniki:
supergiant-main sequence binary.jpg
supergiant-main sequence binary.jpg [ 64.15 KiB | Przeglądany 1644 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 maja 2021, 18:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Zderzenia obłoków molekularnych powodują formowanie się gromad gwiazd

Naukowcy odkryli, że zderzenia obłoków molekularnych w przestrzeni kosmicznej powodują narodziny gromad gwiazd.

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego kurczenia się obłoków molekularnych w przestrzeni kosmicznej i mogą mieć różną masę. Masywne gwiazdy, wraz z wieloma innymi gwiazdami, mogą tworzyć ogromne gromady gwiazd (grupa ponad 10 000 gwiazd). Powstanie takiej gromady gwiazd wymaga szybkiego upakowania ogromnych ilości gazu i innych materiałów w niewielkiej przestrzeni, ale mechanizm, dzięki któremu to się dzieje, nie został jeszcze wyjaśniony.

Zespół badawczy kierowany przez doc. Kengo Tachiharę i emerytowanego profesora Yasuo Fukui z Uniwersytetu Nagoya skupił się na hipotezie, w której wiele obłoków molekularnych zderza się, co pozwala im efektywnie skupiać się i w ten sposób tworzyć gromady gwiazd. Aby zweryfikować tę hipotezę, zespół, we współpracy z naukowcami z Uniwersytetu Prefektury Osaka i Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii, przeprowadził badania obserwacyjne ogromnej ilości danych uzyskanych w wyniku ponad dekady badań, jak również badania teoretyczne symulacji numerycznych z tymi danymi. W rezultacie odkryli, że zderzenia obłoków molekularnych unoszących się w przestrzeni kosmicznej rzeczywiście powodują narodziny gromad gwiazd.

Zaobserwowali oni wiele zderzeń obłoków molekularnych w naszej galaktyce Drogi Mlecznej, a także w innych galaktykach, co sugeruje, że zderzenia te są zjawiskiem uniwersalnym. Z tej perspektywy istnieje coraz większe prawdopodobieństwo, że Droga Mleczna zderzyła się z innymi galaktykami wkrótce po swoich narodzinach, co spowodowało częste zderzenia obłoków molekularnych w galaktykach, w wyniku czego powstało wiele gromad kulistych (grup ponad miliona gwiazd). Ich odkrycia przyczyniły się do głębszego zrozumienia procesu powstawania masywnych gwiazd i narodzin gromad kulistych.

Badania zostały opublikowane w czasopiśmie Publications of the Astronomical Society of Japan w styczniu 2021 roku w specjalnym numerze zatytułowanym Star Formation Triggered by Cloud-Cloud Collision II, który zawiera zbiór 20 oryginalnych prac opartych na skomplikowanych weryfikacjach poszczególnych ciał astronomicznych, a także pracę przeglądową podsumowującą najnowsze rozumienie powstawania gwiazd w wyniku zderzeń obłoków molekularnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Nagoya University

Vega

Na ilustracji: Demonstracja typowych zderzających się obłoków molekularnych tworzących gromady gwiazd, odkrytych na podstawie obserwacji radiowych. Wstawione obrazy optyczne przedstawiają Mgławicę Orzeł oraz [DBS2003]179, gdzie widoczne są świecące mgławice oraz nowo narodzone gromady gwiazd. Źródło: Nagoya University, National Astronomical Observatory of Japan, NASA, JPL-Caltech, R. Hurt (SSC/Caltech), Robert Gendler, Subaru Telescope, ESA, The Hubble Heritage Team (STScI/AURA), Hubble Collaboration, and 2MASS.


Załączniki:
最終版2_銀河面イラスト_vector_cut_v26.jpg
最終版2_銀河面イラスト_vector_cut_v26.jpg [ 704.34 KiB | Przeglądany 1621 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 maja 2021, 16:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Formowanie się planet może rozpoczynać się wcześniej niż dotychczas sądzono

Pierścienie w układach protoplanetarnych mogą powstawać znacznie wcześniej niż wynika to z konwencjonalnych scenariuszy formowania się planet.

Symulacje przeprowadzone przez astrofizyków z RIKEN sugerują, że w swojej długiej podróży do formowania planet ziarna pyłu mogą łączyć się ze sobą znacznie wcześniej niż dotychczas sądzono. Może to oznaczać rewizję konwencjonalnych teorii powstawania planet.

Masywne planety rozpoczęły swoje życie jako drobiny pyłu, które są zbyt małe, aby mogły być zaobserwowane przez ludzkie oko. Planety takie jak Ziemia, o średnicy tysięcy kilometrów, wyewoluowały z submikronowych cząsteczek pyłu międzygwiezdnego – to spory skok na skali – zauważa Satoshi Ohashi z Laboratorium Formowania Gwiazd i Planet RIKEN. Jesteśmy zainteresowani odkryciem, w jaki sposób ziarna pyłu łączą się ze sobą tworząc obiekty o rozmiarach tysięcy kilometrów.

Planety powstają z dysków protoplanetarnych – wirujących dysków gazu i pyłu wokół nowych gwiazd. W dyskach tych zaobserwowano struktury przypominające pierścienie, które z czasem łączą się w coraz większe struktury, prowadząc ostatecznie do powstania planet. Jednak wiele na temat tego procesu pozostaje nieznane.

Teraz, Ohashi i jego współpracownicy zbadali możliwy scenariusz powstawania tych pierścieni, przeprowadzając symulacje komputerowe. Wyniki, które uzyskali wskazują, że pył może zbierać się w większe cząstki w czasie etapu protogwiazdy, podczas gdy sama gwiazda wciąż się formuje, i znacznie wcześniej niż przewidują to obecne teorie powstawania planet. Odkryliśmy, że struktury pierścieniowe pojawiły się nawet na wczesnych etapach formowania się dysku. To sugeruje, że ziarna pyłu mogą stawać się większe wcześniej niż dotychczas sądziliśmy – mówi Ohashi.

Jest to nieoczekiwane odkrycie, ponieważ dysk pyłowy wciąż jest w stanie znacznego przepływu podczas etapu protogwiazdy, co nie jest obiecującym miejscem gromadzenia się pyłu. To naprawdę zaskakujące, ponieważ podczas formowania się planety ziarna pyłu powinny pozostać w dysku, ale materia wciąż wpada do gwiazdy centralnej na etapie protogwiazdy. Sądzimy więc, że formowanie się protoplanet może być bardzo dynamicznym procesem – dodaje Ohashi.

Zespół znalazł dobrą zgodność pomiędzy wynikami symulacji a obserwacjami 23 struktur pierścieniowych w dyskach dzięki ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) w Chile i innym teleskopom. Ich wyniki mogłyby również wyjaśnić niedawne obserwacje pierścieni w dyskach protogwiazdowych. Ostatnie obserwacje ALMA pozwoliły znaleźć co najmniej cztery struktury pierścieniowe w dyskach protogwiazdowych, które są zgodne z symulacjami zespołu.

W przyszłości zespół ma nadzieję uzyskać obrazy struktur pierścieniowych wokół dysków protoplanetarnych w wielu długościach fal, co umożliwiłoby lepsze porównanie symulacji z obserwacjami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie dysku protoplanetarnego wokół pobliskiej gwiazdy TW Hydrae wykonane przy użyciu ALMA. Źródło: S. ANDREWS (HARVARD-SMITHSONIAN CFA); B. SAXTON (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO /SCIENCE PHOTO LIBRARYY.


Załączniki:
RRFY202102.jpg
RRFY202102.jpg [ 19.09 KiB | Przeglądany 1569 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 maja 2021, 13:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Przeskakiwanie luki masowej w celu zbadania dużych czarnych dziur

Teoria przewiduje, że detektory fal grawitacyjnych powinny być w stanie zaobserwować populację ogromnych czarnych dziur. Nowe badania sprawdzają, czego dowiemy się o tych tajemniczych obiektach i kiedy możemy mieć nadzieję na ich odnalezienie.

Preferowany rozmiar
Detektory fal grawitacyjnych, takie jak LIGO/Virgo, badają czarne dziury o masach porównywalnych z masami gwiazd. Takie czarne dziury mogą posiadać bardzo różne masy w zakresie od kilku do nawet kilkuset mas Słońca.

Detektory fal grawitacyjnych LIGO/Virgo odkryły sygnały pochodzące od dziesiątek podwójnych czarnych dziur kończących swoją ostatnią spiralę śmierci i łączących się. Jak dotąd te obserwowane pierwotne czarne dziury znajdują się głównie w zakresie mas poniżej ~45 mas Słońca, co wskazuje na gwałtowny spadek populacji układów podwójnych czarnych dziur powyżej tej masy.

Unikanie niestabilnego zakończenia
Dlaczego jest taki niedobór cięższych czarnych dziur? Teoretycy mają wytłumaczenie: przerwa rozkładu mas spowodowana supernowymi typu niestabilności parowej. Pod tą nader skomplikowaną nazwą kryje się całkiem elegancka hipoteza. Według modeli ewolucji gwiazd, czarne dziury w pewnym zakresie mas – około 50-100 mas Słońca – nie powinny być w stanie się uformować. Jest to rzeczona „przerwa rozkładu mas”. Ta luka ma miejsce dlatego, że gwiazdy, które mogłyby wytworzyć odpowiednio masywne czarne dziury, przechodzą przez gwałtowny etap zwany „kreacją par”. Sprowadza się on do tego, że światło będące nośnikiem energii i ciśnienia wewnątrz takiej gwiazdy zaczyna nagle zamieniać się na pary cząstka-antycząstka, a gwiazda traci ciśnienie wewnętrzne. W bardzo krótkim czasie gwiazda zapada się grawitacyjnie, w jej wnętrzu skokowo wzrasta ciśnienie, restartują się reakcje termojądrowe i gwiazda zostaje niemalże rozerwana przez niekontrolowany wzrost reakcji syntezy. Ten brak równowagi początkujący nagłą eksplozję nazywa się „niestabilnością spowodowaną kreacją par”.

Formowanie się czarnych dziur o masie powyżej ~120 mas Słońca powinno być jednak nadal możliwe, dlatego też naukowcy spodziewają się, że w naszej galaktyce i poza nią będzie się czaić populacja ogromnych czarnych dziur o masie leżącej po drugiej stronie luki masowej. W nowych badaniach naukowcy z Uniwersytetu w Chicago Jose María Ezquiaga i Daniel Holz dokładniej analizują te przekonania.

Polowanie na dalekim brzegu
Ezquiaga i Holz wykorzystują statystyki przeszłych detekcji podwójnych czarnych dziur oraz przewidywań dotyczących możliwości obecnych i przyszłych detektorów fal grawitacyjnych, aby oszacować, co nas czeka w kategoriach czarnych dziur po drugiej stronie luki masowej.

Po pierwsze, autorzy pokazują, że te najcięższe źródła byłyby najbardziej masywnymi źródłami wykrywalnymi przez LIGO/Virgo, i – jeżeli istnieją – naukowcy powinni być w stanie dostrzec do kilkudziesięciu z nich podczas dwóch następnych okresów obserwacyjnych LIGO/Virgo (O4 i O5).

Co więcej, układy podwójne po drugiej stronie luki masowej powinny również znaleźć się w paśmie obserwacyjnym LISA, zbliżającej się misji kosmicznej, która zajmie się falami grawitacyjnymi. Mogą one zdominować populacje układów podwójnych, które mogą być obserwowane zarówno przez LIGO/Virgo, jak i LISA, dostarczając cennych informacji o tym, jak tempo łączenia się układów podwójnych czarnych dziur zmienia się w czasie.

Wreszcie, Ezquiaga i Holz pokazują, że obserwacje układów podwójnych spoza luki masowej za pomocą LISA, LIGO/Virgo i Teleskopu Einsteina (detektor nowej generacji) dostarczą niezależnych miar ekspansji Wszechświata przy różnych wartościach przesunięcia ku czerwieni: odpowiednio z~0,4, 0,8 i 1,5. Wykorzystując górną krawędź luki masowej, czarne dziury leżące daleko poza nią mogą działać jak standardowe syreny, umożliwiając precyzyjną kosmologię.

Wkrótce zostanie odnaleziony?
Jaki jest więc wniosek? Perspektywy dla czarnych dziur spoza luki masowej są dobre!

Jeżeli te ciężkie obiekty istnieją, naukowcy powinni je dostrzec w ciągu kilku lat i będą one w stanie dostarczyć nam cennych informacji na różne naukowe pytania. Jeżeli nie zaobserwują żadnej w tym czasie, będzie to również mocne stwierdzenie na temat powstawania czarnych dziur, wymagające nowych teorii wyjaśniających ten niedobór.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna łączących się czarnych dziur. Źródło: SXS Lensing


Załączniki:
fig1156.jpg
fig1156.jpg [ 555.46 KiB | Przeglądany 1427 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 maja 2021, 16:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Obserwacje akrecji w akcji

W jaki sposób materia przemieszcza się przez dysk akrecyjny do młodej gwiazdy w swoim centrum? Zaskakujące detekcje z dysku akrecyjnego ustawionego pod korzystnym kątem, dostarczyły nowych obserwacji.

Kierowanie napływem
Kiedy gwiazdy rodzą się z kolapsu gęstego obłoku molekularnego, spędzają wczesne stadium swojego rozwoju w otoczeniu dysków okołogwiazdowych: dysków gazu i pyłu, które, jak rozumiemy, akreują na młodych gwiazdach w swoich centrach.

Skąd wiemy, że materia dysku spływa na gwiazdy? Dowody na akrecję pochodzą z wysokoenergetycznego światła emitowanego, gdy napływająca materia uderza w powierzchnię młodych gwiazd, powodując wstrząsy akrecyjne. Jednak, choć te obserwacje dostarczają dowodów na to, że akrecja ma miejsce, nie mówią nam zbyt wiele o mechanizmach, które napędzają te przepływy w dysku.

Aby materia mogła się przemieszczać do wewnątrz dysku, musi najpierw stracić moment pędu – ale gdzie ten pęd trafia? Jakie procesy go usuwają lub redystrybuują? W nowym badaniu przeprowadzonym przez Joan Najita (NSF's NOIRLab), zespół naukowców przedstawia obserwacje w wysokiej rozdzielczości niezwykłego dysku – tak się składa, że jest on nachylony w taki sposób, że może nam pomóc odpowiedzieć na te pytania.

Szczęśliwe ułożenie
Najita i jej współpracownicy użyli spektrografu TEXES znajdującego się na 8-metrowym teleskopie Gemini North do przeprowadzenia obserwacji w średniej podczerwieni GV Tau N, młodej gwiazdy otoczonej przez zwrócony do nas niemal krawędzią dysk okołogwiazdowy. Obserwacje autorów ujawniły rzadkie molekularne linie absorpcyjne, będące wynikiem nachylenie dysku prawie krawędzią w kierunku obserwatora.

Unikalny kąt, pod jakim obserwujemy GV Tau N oznacza, że nasza linia widzenia przechodzi przez atmosferę dysku w wewnętrznych kilku jednostkach astronomicznych (j.a.) dysku - regionie, w którym przypuszczalnie dochodzi do formowania się planet. Cząsteczki tego gazu pochłaniają część światła ciągłego emitowanego przez wnętrze dysku, pozostawiając w widmie struktury, które zapewniają cenne spojrzenie w skład i ruchy gazu na powierzchni wewnętrznego dysku.

Przyłapane na gorącym uczynku
Najita i współpracownicy znaleźli dowody na istnienie różnych gatunków cząsteczek w dysku: acetylenu (C2H2), cyjanowodoru (HCN), wody (H20), a nawet amoniaku (NH3), którego nigdy wcześniej nie wykryto w wewnętrznym dysku akrecyjnym. Jednak szczególnie interesującym wynikiem jest to, że linie absorpcyjne tych cząsteczek są przesunięte ku czerwieni, leżąc na dłuższych falach niż można by się spodziewać, gdyby gaz poruszał się po stabilnej orbicie kołowej.

To przesunięcie ku czerwieni wskazuje, że obserwowany gaz szybko (około 1 j.a. na rok) przepływa do wewnątrz wzdłuż powierzchni dysku – jest to bezpośredni dowód na akrecję w akcji. Autorzy pokazują, że ich obserwacje odpowiadają oczekiwanym tempom akrecji masy dla aktywnych gwiazd typu T Tauri: około kilku do kilkudziesięciu mas Ziemi rocznie. Obserwacje idealnie pasujące do modelu akrecji dysku, w którym moment pędu jest redystrybuowany wewnątrz dysku, powodując napływ i akrecję gazu na powierzchni, podczas gdy środkowa płaszczyzna dysku rozprzestrzenia się na zewnątrz.

GV Tau N to szczęśliwy traf – jej orientacja pozwoliła naukowcom na wykonanie tych unikalnych pomiarów. Ale z pewnością nie jest ona jedyna! Dzięki większej ilości obserwacji układów takich jak GV Tau N, będziemy w stanie jeszcze bardziej pogłębić naszą wiedzę na temat akrecji dysku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna młodej gwiazdy otoczonej okołogwiazdowym dyskiem akrecyjnym. Źródło: NASA/JPL-Caltech


Załączniki:
PIA20689_fig1.jpg
PIA20689_fig1.jpg [ 472.72 KiB | Przeglądany 1280 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 maja 2021, 19:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

Tworzenie się gwiazd w galaktykach wydaje się być mocno regulowane przez przepływ gazu do i z galaktyk. Naukowcom nadal nie udało się ustalić szczegółów tych przepływów, ale można się o nich wiele dowiedzieć badając galaktyki podczas „kosmicznego południa”, kiedy tempo powstawania gwiazd w całym Wszechświecie było najwyższe.

Tajniki kosmicznego południa
„Kosmiczne południe” odpowiada przesunięciu ku czerwieni z = 2-3, kiedy Wszechświat miał mniej więcej od 2 do 3 miliardów lat (przypadkowo). W tym stosunkowo krótkim okresie, galaktyki utworzyły około połowy swojej masy gwiazdowej. To sprawia, że kosmiczne południe jest idealnym czasem do badania mechanizmów powstawania gwiazd.

Gwiazdy powstają z gazu, a gaz nieustannie wpływa i wypływa z galaktyk. W szczególności, gaz przepływa pomiędzy ośrodkami międzygalaktycznym i międzygwiazdowym, przechodząc przez ośrodek okołogalaktyczny (ang. circumgalactic medium – CGM). Tak więc, CGM jest rejestratorem tego, jaki rodzaj gazu wpłynął i wypłynął z danej galaktyki.

Ponieważ galaktyki przekształcają lżejsze pierwiastki w cięższe, można by się spodziewać, że gaz wpływający do galaktyki jest zdominowany przez pierwiastki lekkie, podczas gdy gaz wypływający zawiera więcej pierwiastków ciężkich. Jednakże, naukowcy nie zaobserwowali tego efektu przy niskich przesunięciach ku czerwieni, prawdopodobnie z powodów kilku czynników zakłócających, takich jak mieszanie się gazu i pyłu. Ale czy może on być bardziej widoczny przy wyższych przesunięciach ku czerwieni, jak w kosmiczne południe?

Najnowsze badania przeprowadzone przez Nikole Nielsen (Swinburne University of Technology/ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions, Australia) przedstawiają pierwsze wyniki programu „CGM at Cosmic Noon with Keck Cosmic Web Imager”, którego celem jest badanie przepływów gazu z galaktyk podczas kosmicznego południa. Używając danych uzyskanych z Keck Cosmic Web Imager (KCWI), Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Bardzo Dużego Teleskopu (VLT), Nielsen i jej współpracownicy bardzo szczegółowo zbadali własności jednej z galaktyk z przesunięciem ku czerwieni z ~ 2.

Pochłanianie jak największej liczby informacji
Program CGM at Cosmic Noon with KCWI ma na celu uzyskanie „par galaktyk-absorberów” odpowiednich do badania przepływów gazu. „Absorbery” to ciała materii, które są podświetlane przez kwazary, niezwykle jasne, aktywne galaktyki. Gdy światło z kwazara przechodzi przez absorber, jest zmieniane przez absorber w sposób unikalny dla zawartości absorbera. Nielsen i współpracownicy byli szczególnie zainteresowani absorberami, które wykazywały sygnatury magnezu i węgla, ponieważ pierwiastki te są łatwo wykrywalne podczas kosmicznego południa i mogą być wykorzystane do śledzenia wzbogaconego w metale, zjonizowanego gazu. Odpowiednie absorbery w tym badaniu zostały zaobserwowane przez VLT.

Naukowcy nie przyjmują za pewnik, że absorber jest związany z galaktyką, dlatego z pomocą przychodzą dane z KCWI i Hubble’a. Dane z KCWI mogą być użyte do znalezienia charakterystycznej emisji wodoru z galaktyki, podczas gdy obrazy z Hubble’a pozwalają na określenie kształtu galaktyki. Galaktyka, na której skupiono się w tym badaniu, wydaje się być zwrócona do nas krawędzią, a kwazar świeci wzdłuż jej węższej osi.

Prawdopodobnie wypływy
Na podstawie cech naszej własnej galaktyki oraz prawdopodobnej orientacji galaktyki ogniskującej, Nielsen i jej współpracownicy założyli, że przepływy gazu związane z magnezem są wypływami. Jeżeli tak jest, autorzy szacują, że gaz wypływa z galaktyki w tempie około 50 mas Słońca na rok. CGM galaktyki ogniskującej wydaje się być bardziej wzbogacony w ciężkie pierwiastki niż przeciętnie, ale nie na tyle, by został całkowicie zdominowany przez wypływy.

Nielsen i jej współpracownicy zauważyli, że istnieje wiele realnych interpretacji tych danych, więc nie można wyciągać absolutnych wniosków na podstawie tej jednej galaktyki. Bardziej szczegółowe modele uwzględniające wpływ różnych pierwiastków i orientacji galaktyk będą przydatne w przyszłości. Jednak to badanie jest doskonałą demonstracją tego, co można zrobić łącząc dane z różnych instrumentów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Galaktyka spiralna NGC 1559 jest przykładem lokalnej galaktyki gwiazdotwórczej. Źródło: NASA/ESA/Hubble


Załączniki:
NGC-1559.jpg
NGC-1559.jpg [ 153.87 KiB | Przeglądany 1156 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 maja 2021, 14:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Datowanie gwiazd: najdokładniejszy jak dotąd obraz

Naukowcom udało się datować niektóre z najstarszych gwiazd w naszej galaktyce z bezprecedensową precyzją, łącząc dane dotyczące oscylacji gwiazd z informacjami o ich składzie chemicznym.

Zespół kierowany przez naukowców z Uniwersytetu w Birmingham, zbadał około stu czerwonych olbrzymów i był w stanie ustalić, że niektóre z nich były pierwotnie częścią galaktyki satelitarnej zwanej Gaia-Enceladus, która zderzyła się z Drogą Mleczną na początku swojej historii.

Wyniki, opublikowane w Nature Astronomy, ujawniły, że grupa badanych gwiazd ma podobny wiek, lub jest nieco młodsza niż większość gwiazd, o których wiadomo, że rozpoczęły swoje życie w Drodze Mlecznej. Potwierdza to istniejące teorie sugerujące, że Droga Mleczna zaczęła już formować znaczną część swoich gwiazd, gdy doszło do połączenia z Gaia-Enceladus.

W momencie zderzenia Droga Mleczna już skutecznie tworzyła gwiazdy, z których większość znajduje się obecnie w jej zgrubieniu, jednej z dwóch dyskowych struktur tworzących Galaktykę.

Josefina Montalbán, ze Szkoły Fizyki i Astronomii na Uniwersytecie w Birmingham, jest głównym autorem pracy. Powiedziała: Skład chemiczny, położenie i ruch gwiazd, które możemy dzisiaj obserwować w Drodze Mlecznej, zawierają cenne informacje o ich pochodzeniu. Gdy powiększymy naszą wiedzę o tym, jak i kiedy te gwiazdy powstały, będziemy mogli zacząć lepiej rozumieć, jak połączenie Gaia-Enceladus z Drogą Mleczną wpłynęło na ewolucję naszej Galaktyki.

W swoich obliczeniach zespół wykorzystał dane asterosejsmologiczne pochodzące z teleskopu Keplera w połączeniu z danymi z instrumentów Gaia i APOGEE. Wszystkie trzy instrumenty zostały stworzone, aby zbierać dane, które pomogą naukowcom mapować i charakteryzować gwiazdy w Drodze Mlecznej.

Asterosejsmologia jest stosunkowo nową techniką, która mierzy względne częstotliwości i amplitudy naturalnych modów oscylacji gwiazd. Dzięki temu naukowcy mogą zebrać informacje na temat wielkości i struktury wewnętrznej gwiazdy, co pozwala na dokładne oszacowanie jej wieku.

W badaniach tych zespół wykorzystał informacje o poszczególnych trybach oscylacji każdej gwiazdy, a nie uśrednione właściwości ich pulsacji. Byli również w stanie wykorzystać asterosejsmologię w połączeniu ze spektroskopią – co pozwala na zmierzenie składu chemicznego gwiazd.

Współautorka pracy, profesor Andrea Miglio, na Uniwersytecie Bolońskim, powiedziała: Pokazaliśmy ogromny potencjał asterosejsmologii w połączeniu ze spektroskopią, aby wyznaczyć precyzyjny, dokładny względny wiek poszczególnych, bardzo starych, gwiazd. Razem wzięte, pomiary te przyczyniają się do wyostrzenia naszego spojrzenia na wczesne lata naszej Galaktyki i obiecują świetlaną przyszłość dla galaktycznej archeoastronomii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Birmingham

Vega

Na ilustracji: Droga Mleczna. Źródło: NASA


Załączniki:
milky-way-720.jpg
milky-way-720.jpg [ 83.6 KiB | Przeglądany 1090 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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 maja 2021, 14:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1425
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury akreują gaz w taki sam sposób, jak ich małe odpowiedniki

Nowe badania dowodzą, że niezależnie od rozmiaru, wszystkie czarne dziury doświadczają podobnych cykli akrecji.

9 września 2018 roku astronomowie zauważyli błysk pochodzący z galaktyki oddalonej o 860 mln lat świetlnych. Jego źródłem była supermasywna czarna dziura o masie około 50 mln razy większej od Słońca. Normalnie spokojny, grawitacyjny olbrzym nagle się obudził, aby pożreć przechodzącą w pobliżu gwiazdę w rzadkim przykładzie znanym jako rozerwanie pływowe. Szczątki gwiazdy spadały w kierunku czarnej dziury, uwalniając ogromną ilość energii w postaci światła.

Naukowcy z MIT, Europejskiego Obserwatorium Południowego i innych instytucji użyli wielu teleskopów, aby obserwować to zdarzenie, nazwane AT2018fyk. Ku ich zaskoczeniu, zaobserwowali, że supermasywna czarna dziura pochłaniając gwiazdę, wykazywała właściwości podobne do tych, które posiadają znacznie mniejsze czarne dziury o masie gwiazdowej.

Wyniki, opublikowane 17 maja 2021 roku w czasopiśmie Astrophysical Journal, sugerują, że akrecja, czyli sposób, w jaki czarne dziury ewoluują, jest niezależna od ich rozmiaru.

Gwiezdne przebudzenie
Kiedy małe czarne dziury o masie około 10 Słońc emitują rozbłyski światła, często jest to reakcja na napływ materii od gwiazdy towarzyszącej. Ten wybuch promieniowania zapoczątkował specyficzną ewolucję regionu wokół czarnej dziury. Ze stanu spoczynku czarna dziura przechodzi w fazę „miękką”, zdominowaną przez dysk akrecyjny, w której materia gwiazdy jest wciągana do czarnej dziury. Gdy ilość napływającej materii spada, następuje ponowne przejście do fazy „twardej”, w której rolę dysku przejmuje rozgrzana do białości korona. W końcu czarna dziura powraca do stabilnego stanu spoczynku, a cały cykl akrecji może trwać od kilku tygodni do kilku miesięcy.

Fizycy obserwowali ten charakterystyczny cykl akrecji w wielu czarnych dziurach o masie gwiazdowej przez kilka dekad. Jednak w przypadku supermasywnych czarnych dziur sądzono, że proces ten będzie trwał zbyt długo, aby go całkowicie uchwycić, ponieważ bardzo powoli akreują one gaz w centralnych regionach galaktyk.

Jednak cały ten proces przyspiesza, gdy czarna dziura doświadcza nagłego, ogromnego napływu materii, np. podczas zaburzeń pływowych, kiedy gwiazda zbliża się na tyle, że czarna dziura może ją rozerwać na strzępy.

Cykl supermasywny
We wrześniu 2018 roku, All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN), odebrał sygnały o nagłym rozbłysku. Następnie naukowcy ustalili, że rozbłysk był wynikiem zdarzenia rozerwania pływowego z udziałem supermasywnej czarnej dziury, którą oznaczyli jako TDE AT2018fyk. Zespół naukowców był w stanie skierować w stronę układu wiele teleskopów, z których każdy został wytrenowany do mapowania różnych zakresów widma ultrafioletowego i rentgenowskiego.

Zespół zbierał dane przez dwa lata, korzystając z kosmicznych teleskopów rentgenowskich XMM-Newton i Chandra X-Ray Observatory, a także NICER, instrumentu monitorującego promieniowanie X na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, oraz obserwatorium Swift, wraz z radioteleskopami w Australii.

Naukowcy szacują, że czarna dziura zaburzyła funkcjonowanie gwiazdy o rozmiarach naszego Słońca. W procesie tym wygenerowała ogromny dysk akrecyjny, szeroki na około 12 mld km i wyemitowała gaz, którego temperaturę szacuje się na około 40 000 K. W miarę, jak dysk stawał się coraz słabszy i mniej jasny, korona zwartego, wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego przejęła rolę dominującej fazy wokół czarnej dziury, zanim ostatecznie zanikła.

Oprócz pokazania, że czarne dziury doświadczają akrecji w ten sam sposób, niezależnie od ich rozmiaru, wyniki te stanowią jedynie drugi przypadek uchwycenia przez naukowców procesu formowania się korony od początku do końca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czarnej dziury pochłaniającej gwiazdę. Źródło: NASA/JPL-Caltech


Załączniki:
MIT-Extreme-Black-Holes-01.jpg
MIT-Extreme-Black-Holes-01.jpg [ 280.86 KiB | Przeglądany 1065 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
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: 898 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 41, 42, 43, 44, 45  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 6 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:  
Technologię dostarcza phpBB® Forum Software © phpBB Group