Dzisiaj jest 21 września 2021, 00:53

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 953 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 44, 45, 46, 47, 48  Następna
Autor Wiadomość
Post: 20 lipca 2021, 13:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Potencjalny nowy wskaźnik formowania się egzoplanet

Międzynarodowy zespół astronomów jako pierwszy na świecie wykrył izotopy węgla w atmosferze egzoplanety. Dotyczy to różnych form węgla w gazowym olbrzymie TYC 8998-760-1 b, znajdującym się w odległości 300 lat świetlnych w kierunku konstelacji Muchy. Pomiary słabego sygnału dokonano przy pomocy Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) ESO w Chile, z których wydaje się wynikać, że planeta jest stosunkowo bogata w węgiel-13. Astronomowie przypuszczają, że jest to wywołane tym, że planeta uformowała się w dużej odległości od swojej gwiazdy macierzystej.

Izotopy to różne formy tego samego atomu, ale różnią się liczbą neutronów w jądrze. Np. węgiel z sześcioma protonami ma zazwyczaj sześć neutronów (węgiel-12), ale czasem siedem (węgiel-13) lub osiem (węgiel-14). Ta właściwość nie zmienia zbytnio właściwości chemicznych węgla. Mimo to izotopy tworzą się w różny sposób i często reagują nieco inaczej na panujące warunki. Izotopy znajdują zatem zastosowanie w wielu dziedzinach badań: od wykrywania chorób układu krążenia lub nowotworów po badanie zmian klimatycznych i określania wieku skamieniałości i skał.

Zespół astronomów odkrył niezwykły stosunek tych izotopów w atmosferze młodego olbrzyma TYC 8998-760-1 b. Węgiel występuje głównie w postaci tlenku węgla (CO). Sama planeta ma masę około 14 mas Jowisza i jest prawie dwa razy od niego większa. Dlatego jest klasyfikowana jako super-Jowisz.

Naukowcy z powodzeniem odróżnili węgiel-13 od węgla-12, ponieważ absorbuje on promieniowanie o nieco innych barwach. Astronomowie spodziewali się, że około 1 na 70 atomów węgla będzie węglem-13, ale w przypadku tej planety wydaje się, że jest to dwa razy więcej. Pomysł jest taki, że większa ilość węgla-13 jest w jakiś sposób związana z formowaniem się egzoplanet.

Paul Mollière z Instytutu Astronomii Maxa Plancka wyjaśnia: Planeta znajduje się ponad 150 razy dalej od swojej gwiazdy macierzystej niż Ziemia od Słońca. W tak dużej odległości prawdopodobnie utworzyły się lody z większą ilością węgla-13, powodując wyższą frakcję tego izotopu w dzisiejszej atmosferze planety. Przypuśćmy, że wzbogacenie w węgiel-13 jest związane z zamrożeniem CO w tworzących planety dyskach protoplanetarnych. W takim przypadku mogłoby to oznaczać, że planety Układu Słonecznego nie zgromadziły dużo lodu bogatego w węgiel-13. Powodem może być fakt, że w Układzie Słonecznym odległość, poza którą CO zaczyna zamarzać z fazy gazowej, znana jako linia śniegu CO, leży poza orbitą Neptuna. Dlatego też lody CO rzadko wchodziły w skład planet Układu Słonecznego, co prowadzi do wyższego stosunku izotopów. Mollière napisał oprogramowanie do analizy danych i przyczynił się do interpretacji wyników.

Sama egzoplaneta, TYC 8998-760-1 b, została odkryta zaledwie dwa lata temu (2019) przez dr. Alexandra Bohna, współautora artykułu.

Ignas Snellen, profesor w Lejdzie, który od lat jest siłą napędową tego tematu, jest przede wszystkim dumny: Oczekuje się, że w przyszłości izotopy jeszcze bardziej pomogą zrozumieć dokładnie jak, gdzie i kiedy tworzą się planety. Ten wynik to dopiero początek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPIA

Vega

Na ilustracji: Kreskówka o odkryciu węgla-13 w atmosferze egzoplanety. Źródło: Daniëlle Futselaar (Artsource)


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 185.61 KiB | Przeglądany 825 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: 21 lipca 2021, 19:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
W galaktyce Sombrero zaobserwowano duży strumień pływowy

Zgodnie z najnowszymi modelami kosmologicznymi, duże galaktyki spiralne, takie jak Droga Mleczna, rozrastały się poprzez pochłanianie mniejszych galaktyk, https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka coś w rodzaju galaktycznego kanibalizmu. Dowodem tego są obserwowane wokół nich bardzo duże struktury, pływowe strumienie gwiazd, które są pozostałościami po tych galaktykach satelitarnych. Jednak większość z tych przypadków jest trudna do zbadania, ponieważ te strumienie gwiazd są bardzo słabe, a wykryto jedynie pozostałości po ostatnich fuzjach.

Badania prowadzone przez zespół naukowców pozwoliły na szczegółowe obserwacje dużego przepływu pływowego wokół galaktyki Sombrero, której dziwna morfologia wciąż nie została ostatecznie wyjaśniona. Wyniki zostały opublikowane 21 lipca 2021 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Galaktyka Sombrero (Messier 104) to galaktyka odległa o około 30 mln lat świetlnych, będąca częścią Supergromady Lokalnej (grupy galaktyk obejmującej Gromadę w Pannie oraz Grupę Lokalną zawierającą Drogę Mleczną). Ma ona mniej więcej ⅓ średnicy Drogi Mlecznej i wykazuje cechy obu dominujących typów galaktyk we Wszechświecie – spiralnych i eliptycznych. Posiada ramiona spiralne oraz bardzo duże jasne zgrubienie centralne, co sprawia, że wygląda jak hybryda tych dwóch typów.

Naszym motywem do uzyskania tych bardzo głębokich obrazów galaktyki Sombrero było poszukiwanie pozostałości po jej połączeniu z bardzo masywną galaktyką. To przypuszczalne zderzenie zostało niedawno zasugerowane na podstawie badań populacji gwiazd w jej bardzo dziwnym halo, uzyskanych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a – mówi David Martínez-Delgado, badacz z IAA-CSIC i pierwszy autor pracy.

Obserwacje z Hubble’a w 2020 roku pokazały, że halo, rozległy i słaby region otaczający galaktykę Sombrero, pokazuje wiele gwiazd bogatych w metale, pierwiastki cięższe od wodoru i helu. Jest to cecha typowa dla nowych generacji gwiazd, które zwykle znajdują się w dyskach galaktyk, i jest dość niezwykła w galaktycznym halo, które są zaludnione przez stare gwiazdy. Aby wyjaśnić ich obecność astronomowie zasugerowali coś, co znane jest jako „mokra fuzja”, czyli scenariusz, w którym duża galaktyka eliptyczna jest odmładzana przez duże ilości gazu i pyłu z innej masywnej galaktyki, które dostały się do formującego się dysku, jaki obserwujemy teraz.

Zespół badawczy odrzuca pomysł, że duży pływowy strumień gwiazd, znany od ponad trzech dekad, mógłby być związany ze zdarzeniem, które wytworzyło dziwną morfologię galaktyki Sombrero, która, gdyby była wywołana mokrą fuzją, wymagałaby interakcji dwóch galaktyk o dużych masach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Galaktyka Sombrero (M104). Źródło: Manuel Jiménez/Giuseppe Donatiello.


Załączniki:
Galaxia del Sombrero (M104) web.jpg
Galaxia del Sombrero (M104) web.jpg [ 240.88 KiB | Przeglądany 810 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 lipca 2021, 16:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury hamują procesy gwiazdotwórcze

Czarne dziury o masach odpowiadających milionom Słońc hamują powstawanie nowych gwiazd – twierdzą astronomowie. Wykorzystując uczenie maszynowe i trzy najnowocześniejsze symulacje, aby wesprzeć wyniki wielkiego przeglądu nieba, naukowcy rozwiązują trwającą od 20 lat debatę na temat powstawania gwiazd. Joanna Piotrowska, doktorantka na Uniwersytecie w Cambridge, 20 lipca 2021 roku zaprezentowała nową pracę na wirtualnym spotkaniu National Astronomy Meeting (NAM 2021).

Powstawanie gwiazd w galaktykach od dawna stanowi główny punkt badań astronomicznych. Dekady udanych obserwacji i modelowania teoretycznego zaowocowały dobrym zrozumieniem tego, w jaki sposób gaz zapada się tworząc gwiazdy zarówno w naszej Drodze Mlecznej, jak i poza nią. Jednak, dzięki programom obserwacyjnym, takim jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS), astronomowie zdali sobie sprawę, że nie wszystkie galaktyki w lokalnym Wszechświecie są aktywne gwiazdotwórczo – istnieje liczna populacja obiektów „spokojnych”, które tworzą gwiazdy ze znacznie mniejszą prędkością.

Pytanie, co powstrzymuje powstawanie gwiazd w galaktykach, pozostaje największą niewiadomą w naszym rozumieniu ewolucji galaktyk, nad którą debatowano przez ostatnie 20 lat. Piotrowska i jej zespół przeprowadzili eksperyment, aby dowiedzieć się, jakie procesy mogą być za to odpowiedzialne.

Wykorzystując trzy najnowocześniejsze symulacje kosmologiczne – EAGLE, Illustris i IllustrisTNG – astronomowie zbadali, czego moglibyśmy się spodziewać w prawdziwym Wszechświecie obserwowanym przez SDSS, gdyby różne procesy fizyczne powstrzymywały powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach.

Astronomowie zastosowali algorytmy uczenia maszynowego do klasyfikacji galaktyk na gwiazdotwórcze i spokojne, pytając, który z trzech parametrów: masa supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach galaktyk (te monstrualne obiekty mają zwykle miliony, a nawet miliardy razy większą masę niż nasze Słońce), całkowita masa gwiazd w galaktyce czy masa halo ciemnej materii wokół galaktyk, najlepiej przewiduje, jak potoczą się losy galaktyk.

Parametry te pozwoliły zespołowi na ustalenie, który proces fizyczny: zastrzyk energii od supermasywnych czarnych dziur czy wstrząsowe podgrzewanie gazu w masywnych halo jest odpowiedzialny za zmuszanie galaktyk do połowicznego spoczynku.

Nowe symulacje przewidują, że masa supermasywnej czarnej dziury jest najważniejszym czynnikiem hamującym powstawanie gwiazd. Co istotne, wyniki symulacji pasują do obserwacji lokalnego Wszechświata, co dodaje wagi odkryciom naukowców.

Piotrowska mówi: To naprawdę ekscytujące móc zobaczyć, jak symulacje przewidują dokładnie to, co widzimy w prawdziwym Wszechświecie. Supermasywne czarne dziury – obiekty o masach odpowiadających milionom, a nawet miliardom Słońc – naprawdę wywierają ogromny wpływ na swoje otoczenie. Te monstrualne obiekty zmuszają galaktyki będące ich gospodarzami do swoistej pół-emerytury od tworzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Obraz galaktyki Wir (M101) wykonany za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Jasne, niebieskie grudki w ramionach spiralnych to miejsca niedawnego formowania się gwiazd. Źródło: NASA, ESA, K. Kuntz (JHU), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (NOAO), Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana), oraz STScI


Załączniki:
M101 Pinwheel Galaxy HST.jpeg
M101 Pinwheel Galaxy HST.jpeg [ 69.15 KiB | Przeglądany 801 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 lipca 2021, 16:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Nowe obserwacje dotyczące gwiazdowych czarnych dziur

Czy czarne dziury mają preferowany rozmiar? Nowe przeglądy badały populacje czarnych dziur uczestniczących w katastrofalnych zderzeniach emitujących fale grawitacyjne – i wyłonił się z nich interesujący wzór.

Kwestia masy
Populacja tak zwanych czarnych dziur o masie gwiazdowej we Wszechświecie stanowi interesującą zagadkę: jakiej wielkości są one zazwyczaj, i dlaczego?

Przed rokiem 2015 naukowcy zmierzyli masę niewielkiej liczby czarnych dziur o masie gwiazdowej za pomocą obserwacji elektromagnetycznych. Te czarne dziury ważyły pomiędzy ~5 do ~20 mas Słońca, dając naukowcom – lub tak im się wydawało – dość spójny obraz tych tajemniczych ciał.

Obraz ten został jednak zaburzony przez pierwszą detekcję fal grawitacyjnych pochodzących od łączącej się pary czarnych dziur, odebraną przez detektory LIGO/Virgo. Sygnał pochodzi od czarnych dziur o masach ~30 i ~35 mas Słońca – obie były znacznie cięższe od wcześniej obserwowanych czarnych dziur o masach gwiazdowych. Od tego czasu, kolejne łączące się czarne dziury obserwowane przez LIGO/Virgo nadal mają masę powyżej 20 mas Słońca. Niektóre z nich ważą nawet ponad 80 lub 90 razy więcej niż Słońce!

Teraz, gdy naukowcy zebrali już wiele obserwacji, mogą zacząć zastanawiać się, jak wygląda rozkład masy w bazowej populacji łączących się czarnych dziur o masie gwiazdowej. Nowe badania przeprowadzone przez zespół naukowców Vaibhava Tiwari i Stephena Fairhursta (Uniwersytet w Cardiff, Wielka Brytania) zagłębiają się w katalog detekcji LIGO/Virgo w poszukiwaniu odpowiedzi.

Budowanie dystrybucji
Tiwari i Fairhurst używają GWTC-2, drugiego katalogu detekcji LIGO/Virgo, do analizy populacji 39 silnych sygnałów połączeń podwójnych czarnych dziur. Autorzy wykorzystują model statystyczny, aby zrekonstruować bazową populację łączących się czarnych dziur na podstawie tych danych, oraz badać rozkłady spinów i mas tej populacji.

Najprościej byłoby, gdyby masy czarnych dziur podążały za malejącym prawem potęgowym: ponieważ czarne dziury powstają z masywnych gwiazd, a mniejsze gwiazdy są liczniejsze niż większe, spodziewalibyśmy się płynnie malejącego rozkładu mas czarnych dziur.

Zamiast tego, Tiwari i Fairhurst wykrywają strukturę w rozkładzie na szczycie malejącego prawa mocy: zestaw czterech szczytów, które wypadają przy masach składników 9, 16, 30 i 57 mas Słońca.

Ślady wskazują na więcej zderzeń
Co się dzieje? Autorzy pokazują, że może to być wskazówka, jak uformowały się te czarne dziury.

W scenariuszu hierarchicznej fuzji, gdzie czarne dziury powstają poprzez kolejne zderzenia mniejszych czarnych dziur, spodziewalibyśmy się spiętrzenia masy w miejscu pierwszego szczytu w rozkładzie masy, a następnie kolejnych szczytów oddalonych od siebie o współczynnik około 2.

Być może więc wykrycie przez autorów uporządkowanego rozkładu wskazuje na to, że wiele łączących się gwiazdowych czarnych dziur w naszym Wszechświecie nie ewoluowało w izolacji, ale zamiast tego uformowało się w wyniku kolejnych zderzeń w gęstych środowiskach gwiazdowych.

Tiwari i Fairhurst ostrzegają, że wyniki są obecnie oparte na bardzo małej liczbie punktów danych i będziemy musieli poczekać, aż zgromadzimy więcej detekcji, aby móc wysunąć jakiekolwiek solidne twierdzenia. Jeżeli jednak przyszłe obserwacje potwierdzą te trendy, może to dostarczyć cennego wglądu w czarne dziury o masie gwiazdowej we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zderzających się czarnych dziur. Źródło: Aurore Simonnet/Sonoma State/Caltech/MIT/LIGO


Załączniki:
02BLACKHOLE-superJumbo.jpg
02BLACKHOLE-superJumbo.jpg [ 482.2 KiB | Przeglądany 797 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 lipca 2021, 17:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Promieniowanie kosmiczne pomaga wybuchom supernowych nadać większy pęd

Końcowa faza kataklizmicznych eksplozji umierających masywnych gwiazd, zwanych supernowymi, może z pomocą promieniowania kosmicznego nawet sześciokrotnie silniej oddziaływać na otaczający gaz międzygwiazdowy – wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców z Uniwersytetu w Oksfordzie. Praca ta zostanie zaprezentowana przez doktoranta Francisco Rodrígueza Montero 19 lipca 2021 roku na wirtualnym Narodowym Spotkaniu Astronomicznym (NAM 2021).

Kiedy supernowe wybuchają, emitują światło i miliardy cząstek w przestrzeń kosmiczną. Podczas gdy światło może swobodnie dotrzeć do nas, cząsteczki zostają uwięzione w spiralnych pętlach przez fale magnetyczne uderzeniowe generowane podczas eksplozji. Przechodząc tam i z powrotem przez fronty uderzeniowe, cząstki te są przyspieszane niemal do prędkości światła, a po ucieczce z supernowych są uważane za źródło tajemniczej formy promieniowania znanego jako promieniowanie kosmiczne.

Ze względu na swoją ogromną prędkość, promienie kosmiczne doświadczają silnych efektów relatywistycznych, efektywnie tracąc mniej energii niż zwykła materia i umożliwiając im podróżowanie na ogromne odległości przez galaktykę. Po drodze wpływają one na energię i strukturę gazu międzygwiazdowego na swojej drodze i mogą odgrywać kluczową rolę w zatrzymaniu procesu tworzenia nowych gwiazd w gęstych skupiskach gazu. Jednak do tej pory wpływ promieniowania kosmicznego na ewolucję galaktyk nie został dobrze poznany.

W pierwszym tego typu badaniu numerycznym o wysokiej rozdzielczości, zespół przeprowadził symulacje ewolucji fal uderzeniowych pochodzących z wybuchów supernowych na przestrzeni kilku milionów lat. Odkryli, że promieniowanie kosmiczne może odgrywać krytyczną rolę w końcowych etapach ewolucji supernowej i jej zdolności do wstrzykiwania energii do otaczającego ją galaktycznego gazu.

Rodríguez Montero wyjaśnia: Początkowo wydaje się, że dodanie promieniowania kosmicznego nie zmienia tego, jak rozwija się eksplozja. Niemniej jednak, kiedy supernowa osiągnie etap, w którym nie może uzyskać większego pędu z konwersji energii termicznej supernowej na energię kinetyczną, odkryliśmy, że promieniowanie kosmiczne może nadawać dodatkowy impuls gazowi, pozwalając, aby ostateczny nadany pęd był nawet 4-6 razy większy niż wcześniej przewidywano.

Wyniki sugerują, że wypływy gazu z ośrodka międzygwiazdowego do otaczającego ośrodka okołogalaktycznego, będą znacznie bardziej masywne niż wcześniej szacowano.

Wbrew najnowszym teoretycznym argumentom, symulacje sugerują również, że dodatkowy impuls dostarczany przez promieniowanie kosmiczne jest bardziej znaczący, gdy masywne gwiazdy eksplodują w środowiskach o niskiej gęstości. Mogłoby to ułatwić tworzenie się super-bąbli napędzanych przez kolejne generacje supernowych, wymiatając gaz z ośrodka międzygwiazdowego i wypuszczając go z dysków galaktycznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Obraz pozostałości po supernowej Keplera. Źródło: NASA / CXC / NCSU / JPL-Caltech / M. Burkey i inni.


Załączniki:
kepler_lg.jpg
kepler_lg.jpg [ 44.3 KiB | Przeglądany 793 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: 26 lipca 2021, 18:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE, naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgławice planetarne w odległych galaktykach. Zastosowana metoda, algorytm filtrujący w przetwarzaniu danych obrazowych, otwiera nowe możliwości pomiaru odległości kosmicznych – a tym samym wyznaczania stałej Hubble’a.

Mgławice planetarne w sąsiedztwie Słońca znane są jako kolorowe obiekty, które pojawiają się pod koniec życia gwiazdy, gdy przechodzi ona ze stadium czerwonego olbrzyma do białego karła: gdy gwiazda zużyje paliwo potrzebne do syntezy jądrowej, wydmuchuje swoją gazową otoczkę do przestrzeni międzygwiazdowej, kurczy się, staje się niezwykle gorąca i pobudza rozszerzającą się otoczkę gazową do świecenia. W przeciwieństwie do ciągłego widma gwiazdy, jony niektórych pierwiastków w tej gazowej otoczce, takich jak wodór, tlen, hel i neon, emitują światło tylko w określonych długościach fal. Specjalne filtry optyczne dostrojone do tych długości fali mogą sprawić, że słabe mgławice staną się widoczne. Najbliższym tego typu obiektem w naszej Drodze Mlecznej jest Mgławica Ślimak, odległa o 650 lat świetlnych.

Wraz ze wzrostem odległości od mgławicy planetarnej, jej pozorna średnica na obrazie maleje, a zintegrowana jasność pozorna maleje z kwadratem odległości. W naszej sąsiedniej galaktyce, Galaktyce Andromedy, znajdującej się w odległości prawie 4000 razy większej, Mgławica Ślimak byłaby widoczna jedynie jako kropka, a jej jasność pozorna byłaby prawie 15 mln razy mniejsza. Dzięki nowoczesnym, dużym teleskopom i długim czasom naświetlania, takie obiekty mogą być mimo wszystko obrazowane i mierzone przy użyciu filtrów optycznych lub spektroskopii obrazowej. Martin Roth, pierwszy autor nowych badań, mówi: Używając spektrofotometru PMAS (Potsdam MultiAperture Spectrophotometer) udało nam się to po raz pierwszy zrobić za pomocą spektroskopii integralnego pola dla kilku mgławic planetarnych w Galaktyce Andromedy w latach 2001-2002 na 3,5-metrowym teleskopie Obserwatorium Calar Alto. Jednak stosunkowo małe pole widzenia PMAS nie pozwoliło jeszcze na zbadanie większej próbki obiektów.

Potrzeba było dobrych 20 lat, aby te pierwsze eksperymenty rozwinąć dalej, stosując potężniejszy instrument o ponad 50-krotnie większym polu widzenia na znacznie większym teleskopie. MUSE na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Chile został opracowany przede wszystkim z myślą o odkrywaniu niezwykle słabych obiektów na obserwowalnych obecnie krawędziach Wszechświata. Właśnie ta właściwość odgrywa rolę również przy wykrywaniu bardzo słabych mgławic planetarnych w odległych galaktykach.

Galaktyka NGC 474 jest szczególnie dobrym przykładem galaktyki, która w wyniku zderzenia z innymi, mniejszymi galaktykami, utworzyła widoczną strukturę pierścieniową z gwiazd rozproszonych w wyniku oddziaływań grawitacyjnych. Znajduje się ona w odległości 110 mln lat świetlnych, czyli około 170 000 razy dalej niż Mgławica Ślimak. Pozorna jasność mgławicy planetarnej w tej galaktyce jest zatem prawie 30 mld razy mniejsza niż w przypadku Mgławicy Ślimak i znajduje się w zakresie galaktyk interesujących pod względem kosmologicznym, dla których zespół zaprojektował instrument MUSE.

Zespół naukowców z AIP, wraz z kolegami z USA, opracował metodę wykorzystania MUSE do wyodrębnienia i precyzyjnego pomiaru niezwykle słabych sygnałów mgławic planetarnych w odległych galaktykach z wysoką czułością. Ważną rolę odgrywa tu szczególnie efektywny algorytm filtrowania w przetwarzaniu danych obrazowych. Dla galaktyki soczewkowatej NGC 474 dostępne były dane archiwalne ESO, oparte na dwóch bardzo głębokich ekspozycjach MUSE, z których każda miała 5 godzin czasu obserwacji. Rezultat obróbki danych: po zastosowaniu algorytmu filtrów uwidoczniło się w sumie 15 niezwykle słabych mgławic planetarnych.

Ta wysoce czuła procedura otwiera nową metodę pomiaru odległości, która może przyczynić się do rozwiązania dyskutowanej obecnie rozbieżności w wyznaczaniu stałej Hubble’a. Mgławice planetarne mają tę właściwość, że fizycznie nie może być przekroczona pewna maksymalna jasność. Funkcja rozkładu jasności próbki w galaktyce, czyli funkcja jasności mgławicy planetarnej, urywa się na jasnym końcu. Jest to własność świecy standardowej, która może być wykorzystana do obliczenia odległości metodami statystycznymi. Metoda funkcji jasności mgławicy planetarnej została opracowana już w 1989 roku przez członków zespołu George'a Jacoby'ego (NSF's NOIRLab) i Robina Ciardullo (Penn State University). W ciągu ostatnich 30 lat została z powodzeniem zastosowana do ponad 50 galaktyk, ale była ograniczona przez stosowane do tej pory filtry. Galaktyki o odległościach większych niż te w Gromadach w Pannie czy Piecu były poza zasięgiem. Badanie, opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal, pokazuje, że MUSE może osiągnąć ponad dwukrotnie większy zasięg, umożliwiając niezależny pomiar stałej Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AIP

Vega

Na ilustracji: Galaktyka NGC 474 w odległości około 110 mln lat świetlnych. Struktura pierścienia powstała w wyniku procesów łączenia się zderzających się galaktyk. Źródło: DES/DOE/Fermilab/NCSA & CTIO/NOIRLab/NSF/AURA


Załączniki:
NGC474_MUSE_pointings.original.jpg
NGC474_MUSE_pointings.original.jpg [ 1.05 MiB | Przeglądany 787 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 lipca 2021, 17:12 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Wypełnianie braków za pomocą uczenia maszynowego

Satelita Gaia wykonuje najdokładniejsze jak dotąd pomiary ruchu gwiazd. Konkretnie, mierzy pozycje, prędkości i paralaksy gwiazd na całym niebie. Są to niezwykle przydatne informacje, ale nie dają one pełnego obrazu ruchu gwiazd. Na przykład, jak gwiazdy poruszają się wzdłuż naszej linii widzenia?

Nie na wszystkich wymiarach
Obecnie, Gaia zwraca „astrometrię 5D” dla większości obserwowanych gwiazd, która składa się z dwóch współrzędnych położenia, dwóch prędkości i paralaksy. Na podstawie tych danych przeprowadzono już wiele badań naukowych, takich jak badanie pochodzenia strumieni gwiazd otaczających Drogę Mleczną.

Jednak większość astrometrii dostarczanej przez Gaia jest ograniczona do płaszczyzny nieba, co oznacza, że nie widzimy, jak gwiazdy poruszają się wzdłuż naszej linii widzenia – to znaczy, czy poruszają się w naszym kierunku, czy też oddalają od nas. To sprawia, że niektóre fascynujące nauki, takie jak mapowanie subtelnych struktur gwiazdowych i struktur ciemnej materii w Drodze Mlecznej są poza zasięgiem. Badania spektroskopowe mogą dać nam prędkości w linii widzenia, ale są one czasochłonne i ograniczone objętością przestrzeni, którą mogą pokryć. Dodatkowo, niewiele badań spektroskopowych pokrywa się z obszarem obserwowanym przez Gaia.

Nie wszystko jest jednak stracone! Najnowsze badania przeprowadzone przez Adrianę Dropulic (Uniwersytet Princeton) pokazują, w jaki sposób uczenie maszynowe może być wykorzystane do przewidywania prędkości w linii prostej dla gwiazd w astrometrii 5D z Gaia.

Trening sieci neuronowej
Aby rozwinąć swoją technikę uczenia maszynowego, Dropulic i jej współpracownicy zaczęli od publicznie dostępnego katalogu próbnych danych Gaia, które zawierały prędkości w linii widzenia. Dodali również gwiazdy podobne do tych w Gaia-Enceladus, które pojawiają się, gdy wykreśla się prędkości. Katalog próbny obejmował przestrzeń w promieniu około pięciu kiloparseków (16 000 lat świetlnych) od Słońca i zawierał około 75 mln gwiazd. Katalog został następnie podzielony na zbiory treningowe, walidacyjne i testowe, z których pierwszy przyjmował prawdziwą próbkę Gaia, zawierającą informacje o prędkościach w linii widzenia, czyli informacje „6D”.

Następnie Dropulic i współpracownicy wytrenowali sieć neuronową, aby przewidzieć prędkość danej gwiazdy w linii widzenia i związaną z nią przypadkowość. Ważnym zastrzeżeniem tej metody jest to, że nie ma ona na celu niemal idealnego odgadnięcia prędkości w linii widzenia dla pojedynczej gwiazdy. Celem jest raczej uzyskanie rozsądnego oszacowania rozkładu prędkości dla całej grupy gwiazd.

Przejście od próbnych danych
Zaletą posiadania danych wyjściowych sieci było to, że Dropulic i jej współpracownicy byli w stanie skonstruować rozkłady prędkości “próbkowane błędem”, które są tworzone przez uśrednienie wielu przewidywań prędkości i niepewności dla pojedynczej gwiazdy i powtórzenie dla całego rozkładu. Te rozkłady prędkości z próbkowaniem błędów okazały się bliższe rozkładom rzeczywistym niż rozkładom przewidywanym.

Następnym krokiem w tej pracy jest trenowanie sieci neuronowej na rzeczywistym katalogu danych Gaia, a także zbadanie bardziej odległych regionów Drogi Mlecznej. Nadchodzące trzecie wydanie danych z Gaia będzie zawierało około 30 mln gwiazd z pełną astrometrią 6D, więc nie minie dużo czasu, zanim ta metoda uczenia maszynowego będzie mogła zostać wprowadzona w życie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna sondy kosmicznej Gaia. Źródło: ESA


Załączniki:
Gaia_Spacecraft_625.jpg
Gaia_Spacecraft_625.jpg [ 289.96 KiB | Przeglądany 777 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: 29 lipca 2021, 18:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Stwierdzono rotację wewnętrzną satelitarnych karłowatych galaktyk sferoidalnych

Międzynarodowy zespół astrofizyków odkrył obecność rotacji poprzecznej w trzech karłowatych galaktykach sferoidalnych, bardzo słabym i trudnym do zaobserwowania typie galaktyk, które krążą wokół Drogi Mlecznej; pomaga to prześledzić ich historię ewolucji. Odkrycia dokonano na podstawie najnowszych danych z satelity Gaia. Wyniki badań zostały właśnie opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Galaktyki karłowate mają szczególnie znaczenie dla kosmologii. Standardowy model kosmologiczny sugeruje, że ten typ galaktyk uformował się jako pierwszy. Większość z nich została zniszczona i pochłonięta przez duże galaktyki, takie jak Droga Mleczna. Jednak te, które pozostały, mogą być badane i zawierają cenne informacje o wczesnym Wszechświecie.

Jedną z podklas galaktyk karłowatych są karłowate galaktyki sferoidalne. Są one bardzo rozproszone, mają niską jasność powierzchniową, zawierają duże ilości ciemnej materii i niewiele lub wcale gazu. Od czasu ich odkrycia są one przedmiotem intensywnych badań. Jednak ich wewnętrzna kinematyka jest wciąż słabo poznana, ze względu na trudności techniczne niezbędne do ich szczegółowego zbadania.

Różne wcześniejsze badania wykazały, że karłowate galaktyki sferoidalne nie mają wzorców rotacji wewnętrznej, lecz ich gwiazdy poruszają się po przypadkowych orbitach, głównie w kierunku centrum galaktyki i z dala od niego. Natomiast galaktyki należące do innej głównej podklasy galaktyk karłowatych, galaktyki nieregularne, mają duże ilości gazu i w niektórych przypadkach wykazują rotację wewnętrzną. Różnice te sugerują inne pochodzenie tych dwóch typów galaktyk karłowatych lub zupełnie inną historię ewolucji, w której oddziaływania z dużymi galaktykami, w tym przypadku z Drogą Mleczną, odegrały kluczową rolę w wyeliminowaniu rotacji wewnętrznej karłowatych galaktyk sferoidalnych.

Aby przeprowadzić obecne badania, zespół astrofizyków wykorzystał najnowsze dane z Gaia do zbadania wewnętrznej kinematyki sześciu karłowatych galaktyk sferoidalnych, satelitów Drogi Mlecznej, i odkrył obecność rotacji poprzecznej w trzech z nich: Carina, Piec i Rzeźbiarz. Są to pierwsze detekcje tego typu rotacji w karłowatych galaktykach sferoidalnych, z wyjątkiem galaktyki sferoidalnej w Strzelcu, która jest silnie zniekształcona przez potencjał grawitacyjny Drogi Mlecznej, a zatem nie jest reprezentatywna dla swojego typu.

Wynik ten jest bardzo istotny, ponieważ, ogólnie rzecz biorąc, wewnętrzna kinematyka galaktyk, w tym przypadku ich rotacja, jest ważnym wskaźnikiem ich ewolucji oraz warunków, w jakich układ został uformowany – wyjaśnia Alberto Manuel Martínez-García, doktorant w IAC i ULL oraz pierwszy autor artykułu.

Chociaż standardowy model kosmologiczny zakłada, że galaktyki karłowate uformowały się jako pierwsze, nie jest jasne, czy są one prostymi układami, czy też te, które obserwujemy, powstały w wyniku aglomeracji innych, jeszcze prostszych układów, mniejszych i starszych. Obecność rotacji sugeruje drugą opcję. Sugeruje również wspólne pochodzenie dla wszystkich galaktyk karłowatych, tych, które są obecnie bogate w gaz (nieregularne) i tych, które nie są (sferoidalne) – wyjaśnia Andrés del Pino, badacz z STScI i współautor artykułu.

Mimo to, jak twierdzą naukowcy, badania oparte na danych z Gaia wiążą się z wieloma trudnościami technicznymi. Przede wszystkim trzeba ustalić, które z gwiazd w bazie danych rzeczywiście należą do galaktyk satelitarnych, a które do samej Drogi Mlecznej, gdyż te ostatnie mają tendencję do zanieczyszczania próbki. Problem polega na tym, że choć analizowane dane są ograniczone do regionu i rozmiarów kątowych badanej karłowatej galaktyki sferoidalnej, co odpowiada ¼ średnicy kątowej Księżyca, to zdecydowana większość gwiazd wykrytych w tym obszarze należy do Drogi Mlecznej i rzeczywiście zanieczyszcza próbkę.

Ponadto, odległość badanych karłowatych galaktyk sferoidalnych, sięgająca około pół miliona lat świetlnych, oraz niska jasność ich wewnętrznych gwiazd sugerują, że pomiary są obarczone znacznym poziomem szumu. Z tych wszystkich powodów analiza danych wymaga dokładnej filtracji i głębokiej analizy różnych parametrów obserwacyjnych, aby móc wyciągnąć wiarygodne wnioski.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Karzeł Pieca. Źródło: ESO/Digitized Sky Survey 2.


Załączniki:
Galaxia esferoidal enana Fornax web.jpg
Galaxia esferoidal enana Fornax web.jpg [ 349.75 KiB | Przeglądany 709 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 sierpnia 2021, 13:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie pokazują, jak planety powstają w układach podwójnych nie ulegając zniszczeniu

Astronomowie opracowali najbardziej realistyczny jak dotąd model formowania się planet w układach podwójnych gwiazd.

Zespół naukowców pokazał, w jaki sposób egzoplanety w układach podwójnych gwiazd – takie jak planety „Tatooine” dostrzeżone przez Kosmiczny Teleskop Keplera – powstały bez zniszczenia w chaotycznym środowisku narodzin.

Badali oni typ układu podwójnego, w którym mniejsza gwiazda towarzysząca okrąża większą gwiazdę macierzystą mniej więcej raz na 100 lat – nasz najbliższy sąsiad, Alfa Centauri, jest przykładem takiego układu.

Dr Roman Rafikov z Wydziału Matematyki Stosowanej i Fizyki Teoretycznej w Cambridge i współautor pracy dr Kedron Silsbee z Instytutu Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka odkryli, że aby w tych układach podwójnych mogły powstać planety, planetozymale – planetarne bloki konstrukcyjne orbitujące wokół młodej gwiazdy – muszą mieć na początku średnicę co najmniej 10 km, a dysk pyłu, lodu i gazu otaczającego gwiazdę, w którym tworzą się planety, musi być stosunkowo okrągły.

Badania, które zostały opublikowane w Astronomy and Astrophysics, wprowadzają studia nad formowaniem się planet w układach podwójnych na nowy poziom realizmu i wyjaśniają, w jaki sposób takie planety, których pewna liczba została wykryta, mogły się uformować.

Uważa się, że formowanie się planet rozpoczyna się w dysku protoplanetarnym – zbudowanym głównie z wodoru, helu oraz drobnych cząsteczek lodu i pyłu – krążącym wokół młodej gwiazdy. Zgodnie z wiodącą obecnie teorią powstawania planet, zwaną akrecją jądra, cząsteczki pyłu przylegają do siebie, tworząc w końcu coraz większe ciała stałe. Jeżeli proces ten zatrzyma się wcześnie, rezultatem może być skalista planeta podobna do Ziemi. Jeżeli planeta stanie się większa od Ziemi, jej grawitacja będzie wystarczająca, aby uwięzić dużą ilość gazu z dysku, co doprowadzi do powstania gazowego olbrzyma, takiego jak Jowisz.

Teoria ta ma sens w przypadku układów planetarnych formujących się wokół pojedynczej gwiazdy, ale formowanie się planet w układach podwójnych jest bardziej skomplikowane, ponieważ gwiazda towarzysząca działa jak olbrzymia trzepaczka do jajek, dynamicznie pobudzając dysk protoplanetarny – powiedział Rafikov.

W układzie z pojedynczą gwiazdą cząsteczki z dysku poruszają się z małymi prędkościami, więc łatwo sklejają się ze sobą podczas zderzenia, co pozwala im rosnąć – powiedział Silsbee. Ale z powodu grawitacyjnego efektu „ubijacza jaj” przez towarzyszącą gwiazdę w układzie podwójnym, stałe cząsteczki zderzają się tam ze sobą z dużo większą prędkością. Tak więc kiedy się zdarzają, niszczą się wzajemnie.

Wiele egzoplanet zostało zauważonych w układach podwójnych, więc pojawia się pytanie, jak się tam znalazły. Niektórzy astronomowie sugerują nawet, że być może planety te unosiły się w przestrzeni międzygwiazdowej i zostały wessane przez grawitację układu podwójnego.

Rafikov i Silsbee przeprowadzili serię symulacji, aby pomóc w rozwiązaniu tej zagadki. Stworzyli szczegółowy model matematyczny wzrostu planet w układzie podwójnym wykorzystującym realistyczne dane fizyczne i uwzględniającym procesy, które często są pomijane, takie jak grawitacyjny wpływ dysku gazowego na ruch planet w nich zawartych.

Ich model wykazał, że planety mogą powstawać w układach podwójnych, takich jak Alfa Centauri, pod warunkiem, że rozmiary planetozymali zaczynają się od co najmniej 10 km średnicy, a sam dysk protoplanetarny jest zbliżony do kołowego, bez większych nieregularności. Gdy te warunki są spełnione, planetozymale w pewnych częściach dysku poruszają się na tyle wolno względem siebie, że zamiast niszczyć, sklejają się ze sobą.

Odkrycia te pokazują, że szczególny mechanizm powstawania planet, zwany niestabilnością strumieniową, jest integralną częścią procesu formowania się planet. Niestabilność ta jest efektem kolektywnym, obejmującym wiele cząstek stałych w obecności gazu będącego w stanie skupić ziarna pyłu o rozmiarach od kamyka do głazu, tworząc kilka różnych planetozymali, które przetrwają większość zderzeń.

Wyniki tej pracy dostarczają ważnych spostrzeżeń dla teorii powstawania planet zarówno wokół gwiazd podwójnych, jak i pojedynczych, a także dla symulacji hydrodynamicznych dysków protoplanetarnych w układach podwójnych. W przyszłości model ten może być również użyty do wyjaśnienia pochodzenia planet typu „Tatooine” – egzoplanet krążących wokół obu składników układu podwójnego – których około tuzin został zidentyfikowany przez Kosmiczny Teleskop Keplera.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna planty wokół Alfa Centauri B. Źródło: ESO/L. Calçada/N. Risinger


Załączniki:
alphacentauri.jpg
alphacentauri.jpg [ 33.76 KiB | Przeglądany 656 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: 05 sierpnia 2021, 13:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Co dzieje się w pobliżu młodej protogwiazdy

Jakie siły działają w ukrytych centrach obłoków, które tworzą masywne gwiazdy? Nowe obrazy pokazują rolę, jaką odgrywa grawitacja i wirujące pole magnetyczne.

Aby stworzyć masywną gwiazdę
Gwiazdy o wysokich masach do 120 mas Słońca są kluczowym czynnikiem ewolucji galaktyk: pompują energię w swoje otoczenie i wzbogacają galaktyki w ciężkie pierwiastki, które nie mogą być wytworzone gdzie indziej. Jednak masywne gwiazdy są owiane tajemnicą – w rzeczywistości wciąż w pełni nie rozumiemy, jak te potwory się rodzą.

Co wiemy? Miejscem narodzin masywnych gwiazd są obłoki molekularne, które zapadając się pod wpływem własnej grawitacji, rozpadają się na kępy. Gorące rdzenie tworzą się w centrach tych kęp w miarę dalszego zapadania się. Wokół tych jąder molekularnych tworzą się dyski akrecyjne dostarczające materię z zapadającego się obłoku do przyszłej gwiazdy i pomagające jej urosnąć do punktu, w którym może dojść do zapłonu fuzji jądrowej.

Obserwacje sugerują, że w skalach ~2000 do ~20 000 jednostek astronomicznych (j.a.) pola magnetyczne odgrywają ważną rolę w kierowaniu materii do wewnątrz, aby pomóc wzrastać nowej gwieździe. Obserwacje stają się jednak trudniejsze do przeprowadzenia w mniejszych skalach – dlatego wciąż nie wiemy, co dzieje się w najbardziej wewnętrznych obszarach ~1000 j.a., na styku jądra molekularnego i dysku akrecyjnego. Czy pola magnetyczne zapewniają użyteczne wsparcie w tak małych skalach? Czy też dominuje grawitacja, ostatecznie zgniatając wszystko do środka?

Zaglądając w pył
W nowych badaniach przeprowadzonych przez Patricio Sanhueza (National Astronomical Observatory of Japan; SOKENDAI, Japonia), zespół naukowców zajął się tymi pytaniami. Wykorzystując niesamowitą zdolność rozdzielczą Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), Sanhuez i jego współpracownicy zbadali gaz i pył w skali ~1000 j.a. wokół gorącego jądra molekularnego osadzonego w wysokomasywnym regionie gwiazdotwórczym IRAS 18089–1732.

Obserwacje ALMA o wysokiej rozdzielczości ukazują spiralne cechy zarówno w rozkładzie pyłu, jak i gazu w tym najbardziej wewnętrznym regionie – tworząc pozorny wir materii opadającej do wewnątrz na młodą gwiazdę. Wykorzystując pomiary polaryzacji pyłu, autorzy modelują pole magnetyczne, aby potwierdzić, że linie pola zostały przeciągnięte wraz z gazem, tworząc konfigurację zawierającą składnik toroidalny owijający się równikowo wokół protogwiazdy.

Grawitacja jest królem
Co to wszystko mówi nam o procesach fizycznych zachodzących w obszarze 1000 j.a. wokół nowo formującej się młodej gwiazdy? Analizując bilans energetyczny układu, zespół Sanhueza pokazuje, że grawitacja przeważa nad innymi procesami zachodzącymi w tym regionie - w tym turbulencją, rotacją i polem magnetycznym, które odgrywają mniej więcej równe role, próbując uchronić IRAS 18089–1732 przed zapadnięciem się.

Chociaż pola magnetyczne wywierają istotny wpływ w większych skalach, w tym najbardziej wewnętrznym regionie, gdzie króluje grawitacja, schodzą na dalszy plan. Tak więc w gorących, spowitych centrach zapadających się obłoków molekularnych, nawet wiry magnetyczne w końcu poddają się zgniataniu grawitacyjnemu i pomagają w formowaniu się młodych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dysku gazowego i powłoki otaczającej masywną protogwiazdę. Źródło: National Astronomical Observatory of Japan


Załączniki:
Massive-Stars-Grow-Same-Way-as-Light-Stars.jpeg
Massive-Stars-Grow-Same-Way-as-Light-Stars.jpeg [ 323.83 KiB | Przeglądany 622 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: 09 sierpnia 2021, 17:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Następstwa połączeń gwiazd neutronowych

Połączenie się układu podwójnego gwiazd neutronowych, które stworzyło GW170817 było również źródłem niespodziewanie słabego wybuchu promieniowania gamma. Okazało się jednak, że wybuch ten nie był mniej energetyczny niż przeciętnie; raczej dżet, który go wytworzył miał niezwykłą strukturę. Co więc spowodowało, że dżet związany z GW170817 wyglądał tak, jak wyglądał?

Środowisko podwójnej gwiazdy neutronowej jest burzliwym, energetycznym miejscem. Łączące się obiekty mogą wytwarzać potężne wiatry i wyrzucać duże ilości masy, a sama fuzja skutkuje silną emisją w całym spektrum elektromagnetycznym. Sygnał elektromagnetyczny ze zderzenia GW170817 zawierał stosunkowo krótki rozbłysk promieniowania gamma (GRB) 170817A, który okazał się być słabszy – a zatem mniej energetyczny – niż oczekiwano.

Niektórzy astronomowie sugerowali, że GRB 170817A należał do klasy GRB, które były po prostu z natury mniej energetyczne, ale inni uważali, że GRB 170817A był typowym krótkim GRB – z biegunowymi dżetami wystrzelonymi po zderzeniu – skierowanym poza naszą linię widzenia. Dalsze badania potwierdziły to ostatnie przypuszczenie, ale pokazały również, że dżety związane z GRB 170817A mają nieco nietypową strukturę, szczególnie przy swoich zewnętrznych krawędziach. Co może być przyczyną tego odchylenia od normy?

Aby odpowiedzieć na to pytanie, grupa naukowców pod kierownictwem Ariadny Murguia-Berthier przeprowadziła symulacje wiatrów i dżetów centralnych w fuzjach gwiazd neutronowych, aby sprawdzić, w jaki sposób struktura dżetów zależy od ich otoczenia.

Jest kilka parametrów, które należy rozważyć modelując jak dżety poruszałyby się w środowisku fuzji. W szczególności, potrzeba skończonego czasu, aby pozostałość po fuzji zapadła się w (najprawdopodobniej) czarną dziurę z dyskiem akrecyjnym. Zapadanie się wyzwala strumień, który wytworzył krótki rozbłysk GRB. Murguia-Berthier i jej współpracownicy skupili się na tym, jak wiatry i odpływy z dysku wpływają na dżet.

Dżet potrzebuje czasu, aby zebrać wystarczającą siłę do przebicia się przez otaczające wiatry, więc silnik centralny napędzający dżet musi pozostać aktywny do czasu, aż dżet będzie wystarczająco silny. Ta równowaga pomiędzy siłą dżetów a wiatru odgrywa dużą rolę w tym, czy dżetowi uda się przebić przez środowisko fuzji i uformować krótki GRB. Dodatkowo, gdy dżet nabiera siły i kieruje się w stronę wiatrów, dodatkowa energia jest odkładana w „kokonie” wokół dżetów. Ten energetyczny kokon ewoluuje w zależności od otoczenia i może również wpływać na strukturę dżetu.

Murguia-Berthier i jej współpracownicy badali fuzje o wielu różnych parametrach, ale parametry związane z GW170817 były szczególnie interesujące. Kilonowa, która towarzyszyła połączeniu oraz opóźnienie pomiędzy sygnałem fal grawitacyjnych a GRB pomogły zawęzić możliwe scenariusze powstania tej zaobserwowanej eksplozji. Dzięki symulacjom, zespół Murguia-Berthier odkrył, że czas potrzebny do zapadnięcia się w czarną dziurę pozostałości po połączeniu wynosił od 1 do 1,7 sekundy. Co ciekawe, zakres ten zgadza się z wieloma wartościami z poprzednich badań, które używały zupełnie innych metod do oszacowania czasu kolapsu!

Murguia-Berthier i jej współpracownicy ostrzegli czytelników artykułu, że symulacje nie mogą objąć każdego fizycznego scenariusza. Niemniej jednak, praca ta jest demonstracją tego, jak symulacje mogą być użyte wraz z ograniczeniami obserwacyjnymi do lepszego wyjaśnienia rezultatów łączenia się gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Ilustracja łączenia się dwóch gwiazd neutronowych wraz z powstającymi falami grawitacyjnymi. Źródło: NASA/Goddard Space Flight Center.


Załączniki:
NeutronStarMerger.jpg
NeutronStarMerger.jpg [ 138.93 KiB | Przeglądany 598 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: 11 sierpnia 2021, 17:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Pył i gaz w dyskach protoplanetarnych

Planety powstają, gdy ziarna pyłu w dysku protoplanetarnym rosną w kamyczki, a następnie w planety. Ponieważ małe ziarenka pyłu oddziałują z gazem, gaz w dyskach protoplanetarnych wpływa na rozmieszczenie małych ziarenek i tym samym na rozwój planet. Astronomowie starający się wyjaśnić, w jaki sposób oddziaływania pyłowo-gazowe wpływają na rozwój planet, są szczególnie zainteresowani badaniem grubości dysku w zależności od odległości od gwiazdy; w większości przypadków dysk rozciąga się na zewnątrz, gdy gwiazda centralna dominuje masą w układzie. Poprzez niezależne pomiary pionowej wysokości gazu i małych ziaren pyłu, astronomowie mogą badać podstawowe charakterystyki dysku, takie jak stosunek masy gazu do masy pyłu oraz turbulencje w dysku.

Zespół astronomów zakończył pierwsze bezpośrednie porównanie pionowej wysokości gazu i pyłu. Modelowali oni archiwalne obserwacje wielopłaszczyznowe z ALMA, Hubble’a, i Gemini w trzech dyskach planetarnych, które szczególnie nadają się do takich pomiarów: układy są umiarkowanie nachylone do linii widzenia, aby zapewnić pewną trójwymiarową perspektywę, mają wystarczająco dużo gazowego i pyłowego tlenku węgla, aby można było zmierzyć te składniki, a dyski mają kilka pierścieni. Pierścienie rozpraszają światło i są potrzebne do oszacowania pionowej wysokości małych ziaren (pochodzenie pierścieni jest niepewne, być może zostały one wyrzeźbione przez planety lub przez zmianę temperatury, która wytwarza lód).

Astronomowie stwierdzili, że w dwóch układach gaz i pył w odległości do około stu jednostek astronomicznych od gwiazdy są skupione z tą samą strukturą, ale dalej ziarna pyłu mają mniejszą pionową wysokość niż gaz CO. W trzecim układzie oba składniki mają ten sam kształt we wszystkich odległościach. Naukowcy twierdzą, że stosunek masy gazu do pyłu większy niż 100 (typowa wartość dla ośrodka międzygwiazdowego) mógłby wyjaśnić zachowanie dwóch pierwszych układów. Zespół doszedł również do wniosku, że pionowe wysokości gazu i pyłu nie są po prostu funkcjami masy, wieku czy typu widmowego gwiazdy, ale w przyszłych pracach mają nadzieję wyjaśnić tę zależność.

Naukowcy ostrzegają, że uogólnienie wniosków na podstawie tylko trzech przykładów, jest przedwczesne. Zauważają również, że mechanizmy powstawania pierścieni są niepewne i mógł wystąpić niezidentyfikowany efekt selekcji w tych układach. Na przykład, dyski te są stosunkowo duże, a mniejsze, bardziej typowe, mogłyby zachowywać się inaczej. Nie mniej ważne są efekty turbulencji i osiadania pyłu, które pozostają niepewne. Te pierwsze wyniki pokazują jednak, że techniki te są możliwe do zastosowania. Dodatkowe obserwacje i modelowanie powinny pozwolić scharakteryzować dyski innych układów i prześledzić więcej szczegółów procesów formowania się planet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Submilimetrowy obraz dysku protoplanetarnego wokół gwiazdy IM Lup ukazujący podwójne pierścienie gazu i pyłu. Źródło: K. Oberg, CfA, et al.; ALMA (NRAO/ESO/NAOJ); B. Saxton (NRAO/AUI/NSF)


Załączniki:
IM_Lup_ALMA_NRAO.jpg
IM_Lup_ALMA_NRAO.jpg [ 8.17 KiB | Przeglądany 583 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: 13 sierpnia 2021, 16:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Polowanie na wędrujące czarne dziury

Wędrujące supermasywne czarne dziury – te, które nie leżą w centrach swoich galaktyk – mogą być trudne do znalezienia, lecz nie wszystkie z tych, które wędrują, są zgubione! Nowe badania pokazują, w jaki sposób możemy mieć nadzieję na odkrycie w przyszłości tych zaginionych nomadów.

Kiedy galaktyki się zdarzają
Wiemy, że w centrum każdej masywnej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura o masie od milionów do miliardów mas Słońca. Ale centra galaktyk nie są jedynym miejscem, gdzie mogą czaić się supermasywne czarne dziury! W rzeczywistości, spodziewamy się, że większość galaktyk jest siedliskiem o wiele większej ilości tych potworów. Dlaczego? Ponieważ galaktyki łączą się.

Struktura naszego Wszechświata jest w dużej mierze zbudowana hierarchicznie: z biegiem czasu galaktyki często zderzały się ze sobą, powiększając się stopniowo z każdym połączeniem. Jednak z każdym z tych połączeń, co najmniej dwie supermasywne czarne dziury – po jednej z każdej z łączących się galaktyk – zostają wprowadzone w powstałe zamieszanie.

Podczas gdy gaz i gwiazdy układają się w nową galaktykę, ostatecznie zacierając wszelkie ślady zderzenia, czarne dziury nie zachowują się tak dobrze. Symulacje pokazują, że te supermasywne czarne dziury mogą potrzebować miliardów lat, aby dotrzeć do centrum nowo powstałej galaktyki i połączyć się – jeżeli w ogóle się tam znajdą.

Wraz z kolejnymi zderzeniami galaktyk, powstaje coraz więcej „wędrujących” poza centrum supermasywnych czarnych dziur – w dzisiejszych czasach galaktyki mogą potencjalnie posiadać dziesiątki czarnych dziur o masach przekraczających milion mas Słońca. Jak więc znaleźć tę rozległą populację wędrowców? Nowe badania przeprowadzone przez Angelo Ricarte (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian; Black Hole Initiative) eksplorują tę możliwość.

Ujawniania ukrytej populacji
Ricarte i jego współpracownicy używają zestawu symulacji kosmologicznych o nazwie ROMULUS, aby stworzyć realistyczne przewidywania dotyczące czarnych dziur czających się we Wszechświecie. Symulacje te uważnie śledzą pozycje i dynamikę supermasywnych czarnych dziur w miarę jak galaktyki łączą się i ewoluują w czasie, co pozwala nam badać populację wędrujących supermasywnych czarnych dziur, które według przewidywań mogą powstać w galaktykach w różnych okresach we Wszechświecie.

Na podstawie tej symulowanej populacji, autorzy przewidują sposoby, w jakie wędrowcy mogą zdradzić swoje położenie:

1. Bardzo jasne źródła promieniowania X
Niektóre pobliskie, akrecyjne, wędrujące czarne dziury powinny być wykrywalne jako niezwykle jasne źródła promieniowania rentgenowskiego;
2. Podwójne aktywne jądra galaktyk
Symulacje przewidują, że galaktyki będą często gościć więcej niż jedną dramatycznie akreującą supermasywną czarną dziurę – szczególnie w wyższych przesunięciach ku czerwieni;
3. Rentgenowskie halo
Jeżeli czarne dziury są zbyt odległe lub niewyraźne, by można było je dostrzec pojedynczo, możemy zidentyfikować wędrowców poprzez zestawienie obrazów galaktyk o podobnej masie. „Halo” nadmiaru promieniowania rentgenowskiego może być wykorzystane do opisania populacji wędrujących czarnych dziur;
4. Zaburzenia pływowe
Wędrujące supermasywne czarne dziury mogą rozrywać gwiazdy, które za bardzo zbliżają się do nich! Takie zaburzenia powinny generować przejściowe sygnały oddalone od centrów galaktyk.

Symulacje ROMULUS pokazują, że dla czarnych dziur mniejszych niż 10 mld mas Słońca, wędrowcy znacznie przewyższają liczebnie centralne supermasywne czarne dziury we Wszechświecie. Praca Ricarte i jego współpracowników pokazuje, że będziemy musieli uważnie rozważyć tę koczowniczą populację podczas analizowania naszych obserwacji Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Symulowany obraz czarnej dziury wędrującej w Drodze Mlecznej. Źródło: SXS Lensing


Załączniki:
ParaSchwarzschild.png
ParaSchwarzschild.png [ 1.04 MiB | Przeglądany 565 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 sierpnia 2021, 17:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Ujawniono rozmiar czarnej dziury na podstawie jej wzoru akrecji

Według naukowców, wzorce żywieniowe czarnych dziur dają spojrzenie na ich rozmiar. Nowe badania wykazały, że fluktuacje jasności obserwowane w aktywnie akreujących supermasywnych czarnych dziurach są związane z ich masą.

Supermasywne czarne dziury (SMBH) są miliony do miliardów razy masywniejsze od Słońca i zazwyczaj znajdują się w centrach masywnych galaktyk. Gdy są uśpione i nie żywią się otaczającym je gazem i gwiazdami, SMBH emitują bardzo mało światła; jedynym sposobem, w jaki astronomowie mogą je wykryć, jest ich grawitacyjne oddziaływanie na gwiazdy i gaz w ich pobliżu. Naukowcy twierdzą, że we wczesnym Wszechświecie, kiedy SMBH szybko rosły, aktywnie żywiły się – lub akreowały – materią w intensywnym tempie i emitowały ogromne ilości promieniowania – czasami przyćmiewając całą galaktykę, w której rezydują.

Nowe badania, przeprowadzone przez studenta astronomii University of Illinois Urbana-Champaign Colina Burke'a i profesora Yue Shen'a, ujawniły ostateczny związek pomiędzy masą aktywnie akreujących SMBH a charakterystyczną skalą czasu we wzorze fluktuacji światła. Wyniki badań zostały opublikowane w czasopiśmie Science.

Obserwowane światło z akrecji SMBH nie jest stałe. Ze względu na procesy fizyczne, które nie są jeszcze zrozumiałe, wykazuje ono wszechobecne fluktuacje w przedziałach czasowych od godzin do dziesięcioleci. Było wiele badań, które studiowały możliwe związki obserwowanych fluktuacji z masą SMBH, ale wyniki nie były jednoznaczne, a czasami kontrowersyjne, powiedział Burke.

Zespół skompilował duży zbiór danych aktywnie akreujących SMBH, aby zbadać zmienność wzoru fluktuacji. Zidentyfikowali charakterystyczną skalę czasową, w której wzór ten się zmienia, która ściśle koreluje z masą SMBH. Następnie badacze porównali wyniki z akreującymi białymi karłami, pozostałościami po gwiazdach takich jak Słońce, i stwierdzili, że ta sama zależność czas-masa obowiązuje, mimo że białe karły są miliony do miliardów razy mniej masywne niż SMBH.

Naukowcy twierdzą, że migotanie blasku jest fluktuacją w procesie karmienia czarnej dziury. Astronomowie mogą oszacować ten wzór migotania blasku mierząc siłę zmienności w funkcji czasu. W przypadku akrecji SMBH, wzorzec zmienności następuje w charakterystycznej skali czasowej, która jest dłuższa dla masywniejszych czarnych dziur.

Wyniki te sugerują, że procesy napędzające fluktuacje jasności podczas akrecji są uniwersalne, niezależnie od tego, czy centralnym obiektem jest supermasywna czarna dziura czy znacznie lżejszy biały karzeł – powiedział Shen.

Stanowcze ustalenie związku pomiędzy obserwowanymi fluktuacjami jasności a fundamentalnymi właściwościami akrecji z pewnością pomoże nam lepiej zrozumieć procesy akrecji – powiedział Yan-Fei Jiang, naukowcy z Flatiron Institute i współautor badania.

Astrofizyczne czarne dziury występują w szerokim spektrum masy i rozmiarów. Pomiędzy populacją czarnych dziur o masie gwiazdowej, które ważą mniej niż kilkadziesiąt mas Słońca, a SMBH, znajduje się populacja czarnych dziur zwanych czarnymi dziurami o masie pośredniej (IMBH), które ważą od około 100 do 100 000 razy więcej niż Słońce.

Okazuje się, że IMBH powstają w dużych ilościach w historii Wszechświata i mogą one dostarczać nasion niezbędnych do późniejszego przekształcenia się w SMBH. Jednakże, obserwacyjnie ta populacja IMBH jest zaskakująco nieuchwytna. Istnieje tylko jedna bezspornie potwierdzona IMBH, której masa jest ok. 150 razy większa od masy Słońca. Jednak czarna dziura o masie pośredniej została przypadkowo odkryta dzięki promieniowaniu fal grawitacyjnych pochodzących z połączenia się dwóch mniejszych czarnych dziur.

Astronomowie na całym świecie czekają na oficjalne rozpoczęcie ery masowych przeglądów monitorujących dynamiczne i zmienne niebo. Obserwatorium Very C. Rubin w Chile w ramach projektu Legacy Survey of Space and Time będzie badać całe niebo przez dekadę i zbierać dane o fluktuacjach jasności dla miliardów obiektów, począwszy od końca 2023 roku.

Wydobywanie danych z LSST w celu poszukiwania fluktuujących wzorów, które są zgodne z akrecyjnymi IMBH ma potencjał, aby odkryć i w pełni zrozumieć tę długo poszukiwaną tajemniczą populację czarnych dziur, powiedział współautor artykułu Xin Liu, profesor astronomii na University of Illinois.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Illinois

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dysku akrecyjnego obracającego się wokół niewidocznej supermasywnej czarnej dziury. Źródło: Grafika dzięki uprzejmości Mark A. Garlick/Simons Foundation


Załączniki:
191322.jpg
191322.jpg [ 679.59 KiB | Przeglądany 554 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: 15 sierpnia 2021, 17:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Czerwone, martwe (i płaskie?) galaktyki w odległych gromadach

Galaktyki w naszym Wszechświecie można podzielić na dwie kategorie. Pierwsza z nich to piękne, skomplikowane galaktyki spiralne – galaktyki, które astronomowie chcą zobaczyć. Te galaktyki mają płaskie, dyskowe kształty, delikatne ramiona spiralne oraz bogate zasoby gazu, co oznacza, że są w trakcie procesu formowania się nowych gwiazd (co nadaje im niebieski kolor). Z drugiej strony, mamy galaktyki eliptyczne. Ci mniej uroczy kuzyni gwiazdotwórczych galaktyk spiralnych mają sferoidalny, pozbawiony cech charakterystycznych kształt i zazwyczaj są „uśpione”, co oznacza, że zawierają bardzo mało gazu i w związku z tym wykazują bardzo mało procesów gwiazdotwórczych (co sprawia, że wydają się czerwone). Niemniej jednak, ich badanie wciąż prowadzi do ekscytujących odkryć…

Jednym z najważniejszych odkryć w dziedzinie ewolucji galaktyk jest to, że udział galaktyk w każdej z tych kategorii zależy od tego, w które miejsce Wszechświata patrzymy. W polach kosmicznych większość galaktyk to galaktyki gwiazdotwórcze. Jednakże, gdy zaglądamy do gęstych gromad galaktyk, znajdujemy mnóstwo spokojnych galaktyk. Zależność ta mówi nam, że z jakiegoś powodu galaktyki gwiazdotwórcze w gromadach ewoluują w galaktyki spokojne – to znaczy, że przestają tworzyć gwiazdy („wygaszają się”) i stają się bardziej okrągłe. Brzmi prosto, prawda?

Niestety, nie jest to takie proste. Aby w pełni zrozumieć związek między właściwościami galaktyki a środowiskiem, w którym żyje, musimy zrozumieć mechanizmy mogące usuwać gaz z galaktyk oraz te mogące zmieniać jej kształt (morfologię). Co więcej, musimy zrozumieć, które mechanizmy są najważniejsze w kierowaniu ewolucją galaktyk.

Autorzy niedawnej pracy wykorzystali dane z GOGREEN (Gemini Observations of Galaxies in Rich Early ENvironments), dużego przeglądu gromad galaktyk o przesunięciu ku czerwieni od z = 1,0 do 1,5, prowadzonego za pomocą dwóch teleskopów Obserwatorium Gemini na Hawajach i w Chile. W niniejszej pracy wykorzystano 832 galaktyki z 11 z tych gromad i porównano je z 6471 galaktykami swobodnymi z przeglądów CANDELS i 3D-HST. Badania te dostarczają szczegółowych informacji na temat kolorów tych galaktyk (wskazując czy są one gwiazdotwórcze czy spokojne) oraz ich kształtów.

Po pierwsze, galaktyki w każdej próbce zostały pogrupowane według barwy, aby odróżnić czerwone galaktyki w stanie spoczynku od niebieskich galaktyk gwiazdotwórczych. Spośród galaktyk w gromadach 58% jest w stanie spoczynku, w porównaniu do zaledwie 16% swobodnych – co jest zgodne z naszymi oczekiwaniami, ponieważ wiemy, że gromady mogą wygaszać procesy gwiazdotwórcze.

Jednak wyniki stają się naprawdę interesujące, gdy spojrzymy na kształty tych galaktyk. Są one opisywane przez stosunek osi (q), stosunek osi mniejszej do większej. Na przykład stosunek osi q = 1 oznacza okrąg, stosunek q = 0,5 elipsę, a q = 0,1 cienki, wydłużony kształt, jak ołówek (patrz rysunek poniżej).

Zarówno w gromadach, jak i poza nimi, galaktyki w stanie spoczynku mają większy stosunek osi niż galaktyki gwiazdotwórcze, co oznacza, że wydają się bardziej okrągłe. Dzieje się tak dlatego, że galaktyki spokojne mają zazwyczaj kształt sferoidalny, podczas gdy dyski galaktyk gwiazdotwórczych widziane z boku mogą wydawać się długie i cienkie. Co ciekawe, galaktyki gwiazdotwórcze w gromadach mają takie same kształty jak te swobodne.

Jednak naprawdę zaskakującym wynikiem jest to, że galaktyki w gromadach nie mają takiego samego kształtu jak galaktyki swobodne. Galaktyki o masie pośredniej w gromadach mają niższy stosunek osi, co wskazuje, że te galaktyki są bardziej płaskie w gromadach niż te poza nimi. I odwrotnie, wysokomasywne galaktyki w gromadach są w rzeczywistości bardziej okrągłe niż ich odpowiedniki poza gromadami.

Zastanawiające jest to, że galaktyki gwiazdotwórcze wyglądają tak samo w tych dwóch środowiskach, a jednocześnie galaktyki w stanie spoczynku mają inne kształty w gromadach i poza nimi. Chociaż galaktyki w obu tych środowiskach zaprzestają formowania gwiazd, zmiana ich morfologii jest znacząco różna.

W rzeczywistości, wyniki tej pracy są zgodne ze scenariuszem, w którym kształt galaktyk o masie pośredniej nie zmienia się w ogóle, gdy są one wygaszane przez gromadę! Jednym z przykładowych scenariuszy, który podają autorzy, jest głodzenie galaktyk: zasadniczo, co się dzieje, gdy zewnętrzny dopływ gazu do galaktyki zostaje usunięty, uniemożliwiając jej tworzenie nowych gwiazd? Proces ten może wygasić formowanie się gwiazd w galaktykach bez zmiany jej morfologii. Pozostają jednak pytania: dlaczego dzieje się tak tylko w przypadku galaktyk o masie pośredniej? I co powoduje wygaszanie galaktyk swobodnych?

Praca ta potwierdza fakt, który od dawna jest znany astronomom: istnieje wiele czynników, które należy wziąć pod uwagę, jeżeli chodzi o ewolucję galaktyk. Jednak praca ta dostarcza kolejnych ekscytujących dowodów na to, że w grę wchodzi wiele procesów, a związek pomiędzy formowaniem się gwiazd a morfologią może być jeszcze bardziej złożony niż się wcześniej wydawało.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Trójkolorowy obraz jednej z gromad galaktyk Abell 1656 w próbce GOGREEN. Galaktyki ze spektroskopowymi przesunięciami ku czerwieni są oznaczone czerwonymi kółkami, a członkowie gromady zielonymi. Źródło: GOGREEN


Załączniki:
axis_ratio.png
axis_ratio.png [ 16.17 KiB | Przeglądany 536 razy ]
SPTCL-0546_VIMOSBVIMOSIFOURSTARKs_mark_label.jpg
SPTCL-0546_VIMOSBVIMOSIFOURSTARKs_mark_label.jpg [ 340.64 KiB | Przeglądany 536 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: 16 sierpnia 2021, 15:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
V404 Cygni: Olbrzymie pierścienie wokół czarnej dziury

Obraz przedstawia spektakularny zestaw pierścieni wokół czarnej dziury, uchwycony za pomocą obserwatorium rentgenowskiego Chandra oraz Obserwatorium Swift Neila Gehrelsa. Rentgenowskie obrazy olbrzymich pierścieni ujawniają informacje o pyle znajdującym się w naszej galaktyce.

Czarna dziura jest częścią układu podwójnego o nazwie V404 Cygni, znajdującego się około 7800 lat świetlnych od Ziemi. Czarna dziura aktywnie wciąga materię z towarzyszącej jej gwiazdy – o masie około połowy masy Słońca – tworząc dysk wokół niewidzialnego obiektu. Materia ta świeci w promieniach X, dlatego astronomowie nazywają te układy „rentgenowskimi układami podwójnymi”.

5 czerwca 2015 roku Swift odkrył wybuch promieniowania rentgenowskiego z V404 Cygni. Wybuch stworzył wysokoenergetyczne pierścienie ze zjawiska znanego jako echo świetlne. W przeciwieństwie do fal dźwiękowych odbijających się od ściany kanionu, echo świetlne wokół V404 Cygni powstało, gdy wybuch promieniowania rentgenowskiego z układu czarnej dziury odbił się od obłoków pyłu pomiędzy V404 Cygni a Ziemią. Kosmiczny pył nie jest podobny do domowego kurzu, ale bardziej do dymu, i składa się z maleńkich, stałych cząsteczek.

Na tym obrazie, promieniowanie X z Chandra (jasnoniebieskie) zostało połączone z danymi optycznymi z teleskopów Pan-STARRS na Hawajach, które pokazują gwiazdy w polu widzenia. Obraz zawiera osiem oddzielnych koncentrycznych pierścieni. Każdy pierścień jest tworzony przez promieniowanie X z flar V404 Cygni obserwowanych w 2015 roku, które odbijały się od różnych obłoków pyłu.

Zespół naukowców kierowany przez Sebastiana Heinza z University of Wisconsin w Madison przeanalizował 50 obserwacji układu wykonanych w 2015 roku przez Swift w okresie od 30 czerwca do 25 sierpnia oraz obserwacje z Chandra wykonane 11 i 25 lipca 2015 roku. Było to tak jasne zdarzenie, że operatorzy Chandra celowo umieścili V404 Cygni pomiędzy detektorami, aby kolejny jasny wybuch nie uszkodził instrumentu.

Pierścienie mówią astronomom nie tylko o zachowaniu czarnej dziury, ale także o krajobrazie pomiędzy V404 Cygni a Ziemią. Na przykład, średnica pierścieni w promieniowaniu rentgenowskim ukazuje odległość od obłoków pyłu, od których odbija się światło. Jeżeli obłok jest bliżej Ziemi, pierścień wydaje się być większy, i na odwrót. Echa świetlne pojawiają się raczej jako wąskie niż szerokie pierścienie, ponieważ wybuch promieniowania rentgenowskiego trwał tylko przez stosunkowo krótki okres czasu.

Naukowcy wykorzystali również pierścienie do zbadania właściwości samych obłoków pyłu. Porównali oni widma rentgenowskie – czyli jasność promieniowania X w zakresie długości fal – z komputerowymi modelami pyłu o różnym składzie. Różnice w składzie pyłu spowodują, że różne ilości promieniowania X o niższej energii będą absorbowane i niemożliwe do wykrycia przez Chandra. Jest to zasada podobna do tego, jak różne części naszego ciała pochłaniają różne ilości promieniowania rentgenowskiego, dając informacje o jego strukturze i składzie.

Zespół ustalił, że pył najprawdopodobniej zawiera mieszaninę grafitu i ziaren krzemianowych. Ponadto, analizując wewnętrzne pierścienie przy pomocy Chandra, zespół odkrył, że gęstości obłoków pyłu nie są jednorodne we wszystkich kierunkach. Wcześniejsze badania zakładały, że tak nie jest.

Wynik ten jest związany z podobnym odkryciem dotyczącym rentgenowskiego układu podwójnego Circinus X-1, który zawiera raczej gwiazdę neutronową niż czarną dziurę, opublikowanym w numerze The Astrophysical Journal z 20 czerwca 2015 roku. Badaniami tymi również kierował Sebastian Heinz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Pierścienie V404 Cygni. Źródło: Obraz rentgenowski: NASA/CXC/U.Wisc-Madison/S. Heinz i inni; Optyczny/podczerwony: Pan-STARRS)


Załączniki:
v404cyg.jpg
v404cyg.jpg [ 607.66 KiB | Przeglądany 504 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 sierpnia 2021, 16:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Ponowne ważenie ciężkiej gwiazdy neutronowej

Jak wygląda wnętrze gwiazdy neutronowej – niewiarygodnie gęstej pozostałości po wyewoluowanej gwieździe? Nowe obserwacje jednej z najbardziej masywnych gwiazd neutronowych dostarczają pewnych wskazówek.

Tajemnicze wnętrze
Mając masę wielu Słońc spakowaną do rozmiaru miasta, gwiazdy neutronowe stanowią jedne z najbardziej gęstych, egzotycznych środowisk we Wszechświecie. Nie możemy stworzyć takiego samego środowiska na Ziemi, więc polegamy na modelach teoretycznych – ograniczonych przez obserwacje – aby zrozumieć, jak materia zachowuje się w tych ekstremalnych warunkach.

Różne modele teoretyczne przewidują różne struktury wnętrza gwiazd neutronowych, z których każdy opisany jest przez równanie stanu. Z kolei, każde równanie stanu przewiduje inną masę maksymalną, jaką może osiągnąć gwiazda neutronowa, zanim przytłaczające działanie grawitacji spowoduje jej zapadnięcie się do czarnej dziury.

Najcięższe gwiazdy neutronowe, które zauważymy we Wszechświecie, mogą nam pomóc wyznaczyć górne granice i wykluczyć niektóre równania stanu, zawężając zakres modeli wnętrz gwiazd neutronowych, które są najbardziej prawdopodobne.

Problem? Zmierzenie dokładnej masy obiektów oddalonych o tysiące lat świetlnych jest trudne! Na szczęście Wszechświat od czasu do czasu oferuje sprytne sztuczki, które pozwalają to zrobić.

Opóźnienie od grawitacji
Niektóre silnie namagnesowane gwiazdy neutronowe, gdy wirują, emitują wiązki światła, które regularnie pulsują w poprzek naszej linii widzenia. Jeżeli te niewiarygodnie precyzyjne kosmiczne zegary – pulsary – mają towarzysza, i jeżeli widzimy ten układ podwójny krawędzią do góry, wtedy mamy wyjątkową okazję do pomiarów mas.

W takim układzie, zniekształcenie czasoprzestrzeni spowodowane grawitacją obiektu towarzyszącego może wpłynąć na sygnał pulsara, tak że impulsy docierają do Ziemi z nieco przesuniętymi czasami. Efekt ten, znany jako opóźnienie czasowe Shapiro, pozwala nam precyzyjnie zmierzyć masę towarzysza – co może być następnie wykorzystane wraz z orbitą układu podwójnego do ustalenia masy pulsara.

W najnowszym badaniu zespół naukowców pod kierownictwem Emmanuela Fonseca (Uniwersytet McGill, Kanada; Uniwersytet Zachodniej Wirginii) wykorzystał to podejście do nowych obserwacji PSR J0740+6620, aby wyznaczyć najściślejsze jak dotąd ograniczenie na jego masę – i jest to niezły orzech do zgryzienia.

Przechylanie szali
Fonseca i jego współpracownicy wykorzystali obserwacje ze 100-metrowego teleskopu Green Bank Telescope oraz kanadyjskiego teleskopu CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment), aby dokładnie wymodelować opóźnienie Shapiro i zmierzyć własności PSR J0740+6620 oraz jego towarzysza, znacznie poprawiając wcześniejsze pomiary. Autorzy pokazują, że PSR J0740+6620 waży 2,01-2,15 masy Słońca – potwierdzając jego status najcięższej precyzyjnie zmierzonej gwiazdy neutronowej, jaka jest obecnie znana. Potwierdzają również, że ta gwiazda podwójna znajduje się w odległości ~3700 lat świetlnych, a jej towarzysz jest niezwykle zimnym białym karłem o masie zaledwie 0,25 masy Słońca.

Jeszcze bardziej precyzyjne ograniczenia – zarówno dla PSR J0740+6620, jak i innych gwiazd neutronowych o dużej masie – będą możliwe dzięki obserwacjom prowadzonym przy użyciu teleskopów nowej generacji. Każde ulepszenie przybliża nas nieco do zrozumienia zachowania materii w tych ekstremalnych obiektach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna tego, jak impulsy emitowane przez pulsar PSR J0740+6620 wpływają na grawitację jego towarzysza – białego karła. Źródło: B. Saxton/NRAO/AUI/NSF.


Załączniki:
image_7600e-MSP-J0740-6620.jpg
image_7600e-MSP-J0740-6620.jpg [ 287.97 KiB | Przeglądany 488 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 sierpnia 2021, 18:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Pobliski region gwiazdotwórczy dostarcza wskazówek na temat formowania się Układu Słonecznego

Kompleks gwiazdotwórczy Wężownika jest analogiczny do formowania się Układu Słonecznego, w tym do źródeł pierwiastków występujących w pierwotnych meteorytach.

Region aktywnego formowania się gwiazd w gwiazdozbiorze Wężownika daje astronomom nowe spojrzenie na warunki, w jakich narodził się nasz własny Układ Słoneczny. Nowe badania kompleksu gwiazdotwórczego w Wężowniku pokazują w szczególności, w jaki sposób Układ Słoneczny mógł zostać wzbogacony w krótko żyjące pierwiastki radioaktywne.

Dowody na ten proces wzbogacania są znane od lat 70-tych ubiegłego stulecia, kiedy to naukowcy badając pewne inkluzje mineralne w meteorytach doszli do wniosku, że są one nieskazitelnymi pozostałościami po młodym Układzie Słonecznym i zawierają produkty rozpadu krótko żyjących radionuklidów. Te radioaktywne pierwiastki mogły zostać nawiane na rodzący się Układ Słoneczny przez pobliską eksplodującą gwiazdę (supernową) lub przez silne wiatry gwiazdowe, pochodzące od typu masywnej gwiazdy znanej jako gwiazda Wolfa-Rayeta.

Autorzy nowego badania, opublikowanego 16 sierpnia 2021 roku w Nature Astronomy, wykorzystali obserwacje regionu gwiazdotwórczego Wężownika na wielu długościach fali, w tym nowe spektakularne dane w podczerwieni, aby pokazać interakcje pomiędzy obłokami gazu gwiazdotwórczego a izotopami promieniotwórczymi produkowanymi w pobliskiej gromadzie młodych gwiazd. Ich odkrycia wskazują, że supernowe w gromadzie gwiazd są najbardziej prawdopodobnym źródłem krótko żyjących radionuklidów.

Nasz Układ Słoneczny najprawdopodobniej powstał w olbrzymim obłoku molekularnym[/url] wraz z młodą gromadą gwiazd, a jedno lub więcej zdarzeń supernowych z niektórych masywnych gwiazd w tej gromadzie zanieczyściło gaz, który przekształcił się w Słońce i jego układ planetarny. Chociaż ten scenariusz był sugerowany w przeszłości, siłą tej pracy jest wykorzystanie obserwacji na wielu długościach fal i wyrafinowanej analizy statystycznej, aby wydedukować ilościowy pomiar prawdopodobieństwa tego modelu – powiedział współautor pracy Douglas N. C. Lin, emerytowany profesor astronomii i astrofizyki na UC Santa Cruz.

Pierwszy autor pracy, John Forbes na Flatiron Institute's Center for Computational Astrophysics, powiedział, że dane z kosmicznych teleskopów promieniowania gamma umożliwiają wykrycie tego promieniowania emitowanego przez krótko żyjący radioaktywny izotop glin-26. To są wymagające obserwacje. Możemy je wykryć tylko w dwóch regionach gwiazdotwórczych, a najlepsze dane pochodzą z kompleksu Wężownika – powiedział Forbes.

Kompleks obłoków Wężownika zawiera wiele gęstych jąder protogwiazd w różnych fazach formowania się gwiazd i rozwoju dysków protoplanetarnych, reprezentujących najwcześniejsze etapy formowania się układu planetarnego. Łącząc dane obrazowania w zakresie długości fal od milimetrowych do promieniowanie gamma, naukowcy byli w stanie zobrazować przepływ glinu-26 z pobliskiej gromady gwiazd w kierunku regionu gwiazdotwórczego Wężownika.

Proces wzbogacania, który obserwujemy w Wężowniku jest zgodny z tym, co działo się podczas formowania się Układu Słonecznego 5 mld lat temu – powiedział Forbes. Gdy tylko zobaczyliśmy ten ładny przykład tego, jak ten proces może zachodzić, zabraliśmy się za próbę modelowania pobliskiej gromady gwiazd, która wyprodukowała izotopy promieniotwórcze widziane dzisiaj w promieniach gamma.

Forbes opracował model, który uwzględnia każdą masywną gwiazdę, jaka mogła istnieć w tym regionie, w tym jej masę, wiek i prawdopodobieństwo wybuchu jako supernowa, a także uwzględnia potencjalne ilości glinu-26 pochodzące z wiatrów gwiazdowych i supernowych. Model ten pozwolił mu określić prawdopodobieństwo różnych scenariuszy produkcji obserwowanego dzisiaj glinu-26.

Mamy teraz wystarczająco dużo informacji, aby powiedzieć, że istnieje 59% szans, że jest to wywołane przez supernowe i 68% szans, że pochodzi z wielu źródeł, a nie tylko jednej supernowej – mówi Forbes.

Lin zauważył, że ten rodzaj analizy statystycznej przypisuje prawdopodobieństwo do scenariuszy, nad którymi astronomowie debatowali przez ostatnie 50 lat.

Nowe odkrycia pokazują również, że ilość krótko żyjących izotopów radioaktywnych wbudowanych w nowo tworzące się układy gwiazdowe może się znacznie różnić.

Dane w podczerwieni, które pozwoliły zespołowi zajrzeć przez obłoki pyłu do serca kompleksu gwiazdotwórczego, zostały uzyskane przez współautora pracy João Alvesa z Uniwersytetu Wiedeńskiego w ramach prowadzonego przez ESO badania VISION pobliskich gwiezdnych żłobków przy użyciu teleskopu VISTA w Chile.

Nie ma nic szczególnego w Wężowniku jako regionie gwiazdotwórczym – powiedział Alves. Jest to po prostu typowa konfiguracja gazu i młodych masywnych gwiazd, więc nasze wyniki powinny być reprezentatywne dla wzbogacenia krótko żyjących pierwiastków promieniotwórczych w formowaniu się gwiazd i planet w całej Drodze Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UC Santa Cruz

Vega

Na ilustracji: Głęboki obraz w podczerwieni kompleksu gwiazdotwórczego L1688 w Wężowniku z przeglądu VISIONS ESO. Źródło: João Alves/ESO VISIONS


Załączniki:
ophiuchus-nir-410.jpg
ophiuchus-nir-410.jpg [ 231.56 KiB | Przeglądany 446 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 sierpnia 2021, 15:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Wypełnianie luki w naszej wiedzy o czarnych dziurach

Jednym ze sposobów powstawania czarnych dziursupernowe, czyli śmierć masywnych gwiazd. Jednak nasza obecna wiedza na temat ewolucji gwiazd i supernowych sugeruje, że czarne dziury o masach pomiędzy 55 a 120 mas Słońca nie mogą być tworzone w następstwie supernowych. Sygnały fal grawitacyjnych pochodzące z łączących się czarnych dziur dostarczają nam obserwacyjny test tej „luki” w masach czarnych dziur.

Graniczne czarne dziury
Aby powstała czarna dziura, potrzebna jest masywna gwiazda, która przejdzie w supernową. Niestety, bardzo masywne gwiazdy eksplodują tak gwałtownie, że nie pozostawiają po sobie nic! Taki scenariusz może wystąpić w przypadku supernowej powstającej z powodu niestabilności kreacji par (tzw. pair-instability supernova), które zdarzają się w gwiazdach o masach jądra pomiędzy 40 a 135 masami Słońca. „Para” w „pair-instability” odnosi się do par elektron-pozyton, które powstają w wyniku oddziaływania promieni gamma z jądrami w sercu gwiazdy. W tym procesie energia jest tracona, co oznacza mniejszy opór przed kolapsem grawitacyjnym.

Gdy gwiazda zapada się dalej, mogą wydarzyć się dwie rzeczy. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, jej jądro zapala się w eksplozji, która rozrywa gwiazdę na strzępy, nie zostawiając żadnej pozostałości. Jeżeli gwiazda jest mniej masywna, zapłon jądra powoduje, że gwiazda pulsuje i traci masę, aż opuszcza etap produkcji par i jej jądro zapada się normalnie w czarną dziurę. Najbardziej masywna czarna dziura, która może powstać w tym scenariuszu, ma masę około 55 mas Słońca, tworząc dolną granicę luki masowej czarnych dziur.

Teoretycznie możliwe jest, że po drugiej stronie tej luki masowej niektóre gwiazdy zapadają się normalnie, bez wchodzenia w stan produkcji par, przekształcając się w czarne dziury o masach większych niż 120 mas Słońca. Wyjątkowość tych masywnych gwiazd polega na tym, że mają one niską metaliczność, nie zawierają praktycznie żadnych pierwiastków cięższych od helu.

Wniosek jest więc taki, że raczej nie zaobserwujemy żadnych czarnych dziur o masach pomiędzy 55 a 120 masy Słońca. Ale jak możemy sprawdzić to przewidywanie? Sygnały fal grawitacyjnych są jedną z opcji! Właściwości łączących się czarnych dziur są zakodowane w falach grawitacyjnych wytwarzanych podczas fuzji, w tym masy czarnych dziur. Tak więc, ostatnie badania prowadzone przez Bruce'a Edelmana (Uniwersytet w Oregonie) przyjrzały się naszemu obecnemu katalogowi sygnałów fuzji czarnych dziur, aby sprawdzić, czy luka masowa wyłoni się z danych.

Uwaga na lukę, jeżeli istnieje luka
Edelman i jego współpracownicy użyli dwóch ustalonych modelowych rozkładów mas czarnych dziur, aby podejść do tego problemu. Zmienili oni również modele tak, aby luka była wyraźnie dozwolona, i aby wyższe masy czarnych dziur mogły być badane bez sztucznego zawyżania tempa fuzji powyżej luki. Następnie Edelman i jego zespół dopasowali swoje modele do danych z 46 połączeń podwójnych czarnych dziur zaobserwowanych przez interferometry LIGO i Virgo.

Co ciekawe, istnienie tej luki jest dosyć niejednoznaczne! Jednym z czynników jest uwzględnienie zlania się czarnych dziur związanego z sygnałem GW190521, będącym prawdopodobnie fuzją o dużej masie, której składowe czarne dziury znajdowały się na granicy luki masowej. Jeżeli luka nie istnieje, możliwe jest, że nieoczekiwane czarne dziury powstały w wyniku połączenia się mniejszych czarnych dziur. Ogólnie rzecz biorąc, wyniki te wskazują na wiele możliwości badań, jeżeli chodzi o supernowe typu pair-instability i powstawanie czarnych dziur!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Symulowany obraz łączących się czarnych dziur. Źródło: SXS Lensing


Załączniki:
fig1156.jpg
fig1156.jpg [ 555.46 KiB | Przeglądany 399 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 sierpnia 2021, 14:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1481
Oddział PTMA: Kraków
Wędrujące czarne dziury

Uważa się, że każda masywna galaktyka posiada w swoim centrum supermasywną czarną dziurę (SMBH). Jej masa jest skorelowana z masą wewnętrznych obszarów jej gospodarza (a także z pewnymi innymi właściwościami), prawdopodobnie dlatego, że SMBH rośnie i ewoluuje wraz ze wzrostem samej galaktyki, poprzez łączenia się z innymi galaktykami i napływ materii z ośrodka międzygalaktycznego. Kiedy materia dociera do centrum galaktyki i akreuje na SMBH, wytwarza aktywne jądro galaktyki (AGN); wypływy bądź inne sprzężenia zwrotne z AGN zakłócają proces formowania się gwiazd w galaktyce. Obecnie, nowoczesne symulacje kosmologiczne w sposób spójny śledzą powstawanie gwiazd i wzrost SMBH w galaktykach od wczesnego Wszechświata do dzisiaj, potwierdzając te idee.

Proces łączenia w naturalny sposób prowadzi do powstawania niektórych SMBH, które są nieco odsunięte od centrum powiększonej galaktyki. Droga do pojedynczej, połączonej supermasywnej czarnej dziury jest skomplikowana. Czasami najpierw powstaje podwójna SMBH, która następnie łączy się w jedną. W tym procesie może być wytwarzana wykrywalna emisja fal grawitacyjnych. Jednakże fuzja może czasami zostać zatrzymana lub przerwana – zrozumienie tego jest jedną z kluczowych zagadek w ewolucji SMBH. Nowe symulacje kosmologiczne z wykorzystaniem kodu ROMULUS przewidują, że nawet po miliardach lat ewolucji niektóre SMBH nie dołączają do jądra, lecz kończą wędrówkę przez galaktykę.

Astronom z CfA, Angelo Ricarte, kierował zespołem, który scharakteryzował takie wędrujące czarne dziury. Używając symulacji ROMULUS zespół odkrył, że w dzisiejszym Wszechświecie (to jest około 13,7 mld lat po Wielkim Wybuchu) około 10% masy czarnych dziur może znajdować się w wędrujących SMBH. We wczesnych okresach we Wszechświecie, dwa mld lat po Wielkim Wybuchu lub mniej, wędrowcy wydają się być jeszcze bardziej znaczący i zawierają większość masy czarnych dziur. Naukowcy odkryli, że w tych wczesnych epokach wędrowcy produkują również większość emisji pochodzącej z populacji SMBH. W powiązanej pracy astronomowie badają sygnatury populacji wędrujących SMBH.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Obraz z symulacji komputerowej ROMULUS przedstawiający galaktykę o średniej masie, jej jasny region centralny z supermasywną czarną dziurą oraz położenie (i prędkość) "wędrujących" SMBH. Źródło: Ricarte i inni, 2021.


Załączniki:
wanderingSMBH.jpg
wanderingSMBH.jpg [ 17 KiB | Przeglądany 384 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: 953 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 44, 45, 46, 47, 48  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 4 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