Dzisiaj jest 19 sierpnia 2022, 22:29

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1154 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 54, 55, 56, 57, 58  Następna
Autor Wiadomość
Post: 19 czerwca 2022, 16:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Badanie procesów formowania się skrajnie masywnych węglowo-tlenowych białych karłów

Białe karły są najliczniejszymi przedstawicielami gwiezdnego cmentarzyska. Powszechnie uważa się, że ponad 97% gwiazd we Wszechświecie przekształci się w białego karła. Obiekty te uważa się także za potężne narzędzie do zrozumienia procesów formowania się i ewolucji gwiazd, historii naszej Galaktyki oraz populacji gwiazd.

W pracy opublikowanej w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society grupa naukowców kierowana przez docenta WU Chengyuana z Yunnan Observatories Chińskiej Akademii Nauk badała powstawanie skrajnie masywnych węglowo-tlenowych białych karłów.

Zgodnie z modelem ewolucji gwiazd, białe karły o masach mniejszych niż około 0,45 masy Słońca to helowe białe karły, a te o masach pomiędzy 0,45 a 1,05 masy Słońca to węglowo-tlenowe białe karły. Natomiast te o masach większych niż 1,05 masy Słońca mogą posiadać jądra tlenowo-neonowe i są zwykle nazywane skrajnie masywnymi białymi karłami.

Skrajnie masywne białe karły odgrywają kluczową rolę w naszym zrozumieniu wybuchów supernowych typu Ia, występowania procesów fizycznych w fazie asymptotycznej gałęzi olbrzymów, istnienia białych karłów o wysokim polu magnetycznym oraz wystąpienia połączeń dwóch białych karłów – powiedział WU.

Ostatnio dane z Gaia ujawniły wzmocnienie skrajnie masywnych białych karłów na diagramie Hertzsprunga-Russella, co wskazuje, że w tych obiektach może istnieć dodatkowy mechanizm opóźnienia chłodzenia, taki jak krystalizacja i sedymentacja pierwiastków. Dalsze badania sugerują, że niektóre skrajnie masywne białe karły powinny doświadczyć dość długich opóźnień w chłodzeniu, co sugeruje, że są to węglowo-tlenowe białe karły. Jednak mechanizm powstawania skrajnie masywnych białych karłów jest nadal niejasny.

We wspomnianej pracy naukowcy sprawdzili, czy fuzje masywnych węglowo-tlenowych białych karłów z helowymi białymi karłami mogą ewoluować w skrajnie masywne białe karły. Wyniki dynamicznych symulacji 3D połączenia podwójnych białych karłów pokazują, że fuzja taka jest bardzo szybkim procesem, który może uformować gorącą koronę na pierwotnym białym karle. Aby skonstruować początkowe struktury pozostałości po fuzji, przyjęliśmy metodę szybkiej akrecji do symulacji procesu łączenia w modelach 1D i otrzymaliśmy struktury pozostałości podobne do tych w modelach 3D – powiedział WU.

Po skonstruowaniu struktur pozostałości po połączeniu naukowcy odkryli, że jej ewolucja jest podobna do gwiazdy R Coronae Borealis (R CrB). Spalanie helu z otoczki helowego białego karła prowadzi do wzrostu masy jądra węglowo-tlenowego białego karła. Końcowa masa węglowo-tlenowego białego zależy od tempa utraty masy wiatru podczas ewolucji po połączeniu i nie może przekroczyć 1,2 masy Słońca. Na pozostałościach o masie jądra większej niż 1,2 masy Słońca dochodzi do powierzchniowego zapłonu węgla, co może ostatecznie zakończyć ich życie jako tlenowo-neonowe białe karły.

Obecne wyniki sugerują, że przynajmniej niektóre skrajnie masywne białe karły, które doświadczają wyjątkowo długich opóźnień w chłodzeniu, mogą pochodzić z połączenia się białych karłów węglowo-tlenowych z helowymi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna białego karła. Źródło: Pixabay/CC0 Public Domain.


Załączniki:
white-dwarf-star.jpg
white-dwarf-star.jpg [ 610.66 KiB | Przeglądany 947 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 czerwca 2022, 18:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Dokładne pomiary egzoplanety Gliese 486 b

Międzynarodowy zespół naukowców zmierzył masę i promień egzoplanety podobnej do Ziemi z niespotykaną dotąd dokładnością. Szczegółowa analiza pozwala na dokonanie solidnych przewidywań dotyczących struktury i składu jej wnętrza i atmosfery.

Od czasu odkrycia pierwszej egzoplanety wokół gwiazdy podobnej do Słońca, 51 Pegasi b, w 1995 roku, społeczność astronomiczna wciąż znajduje nowe egzoplanety, które są coraz mniej masywne, coraz bliższe i coraz bardziej podobne do Ziemi.

Najnowsze badania, prowadzone przez Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA), pozwoliły na modelowanie wnętrza i oszacowanie względnych rozmiarów (metalicznego) jądra i (skalistego) płaszcza egzoplanety Gliese 486 b, gorącej superziemi odkrytej w 2021 roku, krążącej wokół pobliskiego czerwonego karła Gliese 486, znajdującego się zaledwie 26 lat świetlnych od Słońca

Dzięki starannym danym uzyskanym za pomocą zestawu instrumentów i teleskopów kosmicznych, takich jak CHARA, CHEOPS, Kosmiczny Teleskop Hubble’a, MAROON-X, TESS i CARMENES, zespół dokonał badania składu atmosfery planety i jej wykrywalności za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, który wkrótce skieruje swoje segmentowe zwierciadło na układ planetarny.

Gliese 486 b stała się kamieniem z Rosetty egzoplanetologicznej – wyjaśnia José A. Caballero, naukowiec z CAB, który kierował badaniami. W Układzie Słonecznym mamy planety typu ziemskiego: Merkury, Wenus, Ziemię i Marsa. Obecnie piątą najlepiej zbadaną planetą typu ziemskiego we Wszechświecie jest Gliese 486 b.

Dla zespołu naukowego najważniejsze są nie same wartości, ale możliwości, jakie dają one przyszłym badaniom. Należą do nich te związane z powstawaniem planetarnych pól magnetycznych w ciekłym metalicznym jądrze zewnętrznym, ponieważ Gliese 486 b wydaje się mieć takie pole jak nasza Ziemia. Te pola magnetyczne mogą działać jako osłona przed burzami pochodzącymi od gwiezdnego gospodarza i zapobiegać erozji atmosfery.

Chociaż Gliese 486 b wydaje się być zbyt gorąca, by nadawała się do zamieszkania, dzięki jej precyzyjnej i dokładnej charakterystyce może stać się pierwszą (i na razie jedyną) planetą, dla której możemy sformułować istotne pytania, np. czy ma prymitywną atmosferę zbudowaną z wodoru i helu, czy składa się z dwutlenku węgla i pary wodnej pochodzącej z erupcji wulkanicznych, a nawet czy ma tektonikę.

Znaczna część danych wykorzystanych w pracy została uzyskana za pomocą spektrografu CARMENES, zamontowanego na 3,5-metrowym teleskopie Calar Alto w Almerii (Hiszpania). W skład konsorcjum tego instrumentu wchodzi jedenaście instytucji badawczych z Hiszpanii i Niemiec. Jego celem jest obserwacja około 350 czerwonych karłów w poszukiwaniu oznak obecności planet o niskiej masie.

Naukowcy wykonali również obserwacje spektroskopowe za pomocą instrumentu MAROON-X na 8,1-metrowym teleskopie Gemini North oraz za pomocą instrumentu STIS na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Obserwacje fotometryczne pozwalające określić rozmiary planety pochodzą z sond CHEOPS i TESS.

Promień gwiazdy został zmierzony za pomocą instrumentu CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) na Mount Wilson w Kalifornii. Do wyznaczenia okresu rotacji gwiazdy wykorzystano baterię mniejszych teleskopów, w tym należące do astronomów amatorów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak


Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna hipotetycznej atmosfery i struktury wewnętrznej egzoplanety Gliese 486 b. Źródło: RenderArea.


Załączniki:
Exoearth.7.png
Exoearth.7.png [ 764.96 KiB | Przeglądany 906 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 czerwca 2022, 16:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na powstawanie układów gwiezdnych o różnej konfiguracji

Grupa astronomów doszła do wniosku, że tajemnicze ustawienie orbit w niektórych układach gwiazdowych nie jest spowodowane zakłóceniami z zewnątrz, lecz pochodzi z wnętrza samych układów gwiazdowych.

Powstaje tajemnica
Uważa się, że kiedy tworzy się układ gwiazdowy, wszystko jest ułożone w jednej linii: gwiazda formuje się, zapoczątkowuje syntezę jądrową, a cały pozostały gaz i pył krążą w jednej płaszczyźnie i w tym samym kierunku, w którym wiruje gwiazda. Ten teoretyczny obraz początkowo wydawał się pasować do układów planetarnych, które znaliśmy… dopóki ostatnie misje kosmiczne nie odkryły tysiące nowych planet i nie zaczęły wywracać tej teorii do góry nogami. Nagle astronomowie zaczęli odkrywać gwiazdy, których osie wirowania były przesunięte względem orbit ich planet. Ale jak doszło do takiej sytuacji? Czy moment pędu układu nie powinien rozciągać się na osie obrotu gwiazd i wszystko powinno być wyrównane? Z ostatnich odkryć egzoplanet wynika, że najwyraźniej nie!

Pytania te pozostają gorącym tematem w dziedzinie formowania się planet. Jednym z proponowanych wyjaśnień jest to, że zewnętrzna gwiazda towarzysząca może wywierać moment obrotowy na obszar formowania się gwiazd i spowodować niewłaściwe ułożenie. Zespół astronomów pod kierownictwem Marguerite Epstein-Martin (California Institute of Technology i Columbia University) uważa, że przyczyną kłopotów są siły wewnętrzne: siły działające w samym dysku.

Nieoczekiwany podejrzany
Dyski protoplanetarne są zwykle modelowane jako obiekty sztywne. Jednak ostatnie obserwacje pokazują, że ~85% dysków zawiera luki z przesunięciami pomiędzy wewnętrznym i zewnętrznym dyskiem, które wynikają z formowania się masywnych planet lub obecności gwiezdnego towarzysza. Zespół wysunął hipotezę, że w tych przypadkach niewspółosiowości dysku wewnętrznego i zewnętrznego, dysk zewnętrzny może odgrywać rolę towarzysza gwiazdowego i wpływać na dynamikę orientacji dysk wewnętrzny-gwiazda. Następnie zespół wykorzystał równania do modelowania tych układów i stwierdził, że istnieje hierarchia momentu pędu w układzie: dysk zewnętrzny ma największy moment pędu i będzie wywierał moment obrotowy na dysk wewnętrzny, który z kolei będzie wywierał moment obrotowy na gwiazdę. Jest to analogiczne do dynamiki pomiędzy gwiazdą, nieprzerwanym dyskiem i zewnętrznym towarzyszem, który powodował niewspółosiowość w poprzednich teoriach.

Identyfikacja sprawcy
Używając szeregu złożonych równań, które przedstawiają dynamikę w takich układach, zespół ustalił, że biorąc pod uwagę skalę czasową, kurczenie się gwiazdy i czas życia dysku, będzie wystarczająco dużo czasu na wystąpienie zaburzeń, które spowodują nieprawidłowe ustawienie gwiazdy względem orbit jej ewentualnych planet. Chociaż to pasuje do obserwacji, zespół zauważa, że zastosował kilka uproszczeń i założeń. Ogólnie rzecz biorąc, badania te otwierają nową drogę do poznania procesów formowania się dysków przesuniętych względem spinów gwiazdy macierzystej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy otoczonej dyskiem protoplanetarnym. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
Screen-Shot-2022-06-22-at-9.55.51-AM.png
Screen-Shot-2022-06-22-at-9.55.51-AM.png [ 1006.45 KiB | Przeglądany 863 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: 30 czerwca 2022, 15:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywna czarna dziura w naszej Galaktyce

Wiele galaktyk posiada w swoich jądrach supermasywne czarne dziury, które są tysiąc raz większe od naszej, np. jądro M87, którego obraz został wykonany przez Teleskop Horyzontu Zdarzeń (EHT) w 2020 roku. Ale Sgr A* jest stosunkowo blisko nas, zaledwie około 25 000 lat świetlnych, a jej bliskość oferuje astronomom unikalną możliwość zbadania supermasywnej czarnej dziury.

Supermasywna czarna dziura w jądrze naszej Galaktyki, Sagittarius A*, ma skromne rozmiary – zaledwie 4,15 miliona mas Słońca. Naukowcy pracujący przy programie EHT opublikowali niedawno submilimetrowy obraz, na którym widać ją oświetloną przez jej świecące otoczenie.

Gaz i pył powoli akreują na otaczające czarną dziurę gorące, podobne do dysku środowisko i promieniują w całym spektrum elektromagnetycznym. Epizodyczna akrecja i zmienne wybuchy promieniowania dostarczają wskazówek co do natury akrecji, rozmiarów i lokalizacji każdego zdarzenia w złożonym środowisku czarnej dziury (w torusie lub jego pobliżu? w jakiejś części wiatru?), a także jak te epizody mogą być powiązane ze sobą i z własnościami czarnej dziury, na przykład z jej spinem. Każda długość fali niesie ze sobą własne informacje, a jednym z kluczowych narzędzi diagnostycznych jest różnica czasu pomiędzy rozbłyskami na różnych długościach fali, która pozwala prześledzić, gdzie w wybuchu zachodzą różne mechanizmy produkcji. Sgr A* jest na tyle blisko, że jest monitorowana na falach radiowych od czasu jej odkrycia w latach 50-tych; średnio Sgr A* akreuje materię w bardzo niskim tempie, kilka setnych części masy Ziemi na rok, ale wystarczająco, aby wytworzyć zmienność, jak również bardziej dramatyczne rozbłyski.

Astronomowie CfA wraz ze współpracownikami zakończyli analizę czasową skoordynowanych, równoczesnych obserwacji Sgr A* w bliskiej podczerwieni, promieniach X i na falach submilimetrowych przy użyciu kamery IRAC znajdującej się na Kosmicznym Teleskopie Spitzera, teleskopu rentgenowskiego Chandra, misji NuSTAR, ALMA oraz instrumentu GRAVITY na interferometrze VLTI; kampania wymagała złożonego planowania misji i redukcji wielu rodzajów zbiorów danych. Rozbłyski miały miejsce w dniach 17-26 lipca 2019 roku. Zespół zauważa, że aktywność z 2019 roku wydaje się odzwierciedlać niezwykle wysoki wskaźnik akrecji. Podczas gdy niektóre zdarzenia obserwowano jako występujące jednocześnie, rozbłysk submilimetrowy (ALMA) pojawił się około 20 minut po rozbłyskach w podczerwieni i promieniowaniu rentgenowskim (Chandra).

Naukowcy rozważają trzy scenariusze: emisja podczerwieni i rentgenowska w tych rozbłyskach powstała z naładowanych cząstek poruszających się spiralnie w potężnych polach magnetycznych; podczerwień i fale submilimetrowe pochodziły z tego pierwszego procesu, ale emisja rentgenowska powstała, gdy fotony podczerwieni zderzyły się z naładowanymi cząsteczkami poruszającymi się z prędkością bliską prędkości światła; i wreszcie, że tylko promieniowanie submilimetrowe pochodziło z pierwszego procesu, a wszystkie inne pasma zostały wytworzone przez drugi. Niestety obserwacje naziemne nie mogą być ciągłe, w związku z czym nie udało się zaobserwować szczytu emisji rozbłysku submilimetrowego, co utrudniło ustalenie jakiegokolwiek opóźnienia czasowego między nim a promieniowaniem rentgenowskim, które mogłoby sygnalizować jego powstanie w innym miejscu lub z innego procesu. Zespół, łącząc swoje wyniki z wcześniejszymi badaniami zmienności, znalazł jeden spójny obraz, w którym podczerwień i promieniowanie X pochodzą z drugiego procesu, po którym następuje submilimetrowa emisja z pierwszego w rozszerzającej się, chłodzącej namagnesowanej plazmie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizualizacja symulowanej aktywności rozbłyskowej i obłoków materii wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum Galaktyki, Sgr A*. Źródło: ESO, Gfycat.


Załączniki:
visual-simulation-ESO-su.jpg
visual-simulation-ESO-su.jpg [ 19.86 KiB | Przeglądany 848 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 lipca 2022, 15:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na ewolucję podwójnej czarnej dziury

Wykrycie fal grawitacyjnych otworzyło nową drogę do badania podwójnych czarnych dziur w kosmicznym czasie. Czego możemy się dowiedzieć o ewolucji podwójnych czarnych dziur z układów, które wykryliśmy za pomocą fal grawitacyjnych?

Badanie zdarzeń fal grawitacyjnych
Wraz ze wzrostem wykrywanych przez nas łączących się układów podwójnych czarnych dziur, możemy zacząć odpowiadać na fundamentalne pytania dotyczące tego, jak te fascynujące układy powstają i ewoluują. A ponieważ czarne dziury są punktem końcowym ewolucji gwiazd, badanie, w jaki sposób populacja czarnych dziur mogła zmienić się w czasie, może również dostarczyć wglądu w ewolucję gwiazd.

W nowej publikacji zespół kierowany przez Sylvię Biscoveanu (Massachusetts Institute of Technology) wykorzystał bogactwo danych dotyczących czarnych dziur do poszukiwania trendów spinów czarnych dziur w układach podwójnych. Korzystając ze zbioru 69 zdarzeń podwójnych czarnych dziur z trzeciego katalogu Gravitational-Wave Transient Catalog LIGO, zespół dążył do ustalenia, czy spiny czarnych dziur są skorelowane z ich masami, czy z przesunięciem ku czerwieni, w którym znajduje się układ podwójny.

Obliczenia z wyselekcjonowanego katalogu
Biscoveanu i współpracownicy odkryli, że średni spin podwójnych czarnych dziur różnił się nieznacznie wraz z przesunięciem ku czerwieni (wskaźnik kosmicznego czasu) lub masą, ale rozkład spinów rozszerzał się przy wyższych przesunięciach ku czerwieni. Innymi słowy, czarne dziury w układach podwójnych miały ten sam średni spin 10 miliardów lat temu, co dzisiaj, ale w przeszłości było więcej czarnych dziur wirujących szybciej – zarówno z wyższym dodatnim, jak i ujemnym spinem – niż obecnie.

Zespół przeanalizował syntetyczne dane dotyczące czarnej dziury i zastosował nowe modele do istniejących danych, aby wykluczyć możliwość, że poszerzenie
1. jest spowodowane wzrostem niepewności w pomiarach spinu układów podwójnych o wysokim przesunięciu ku czerwieni,
2. odzwierciedleniem leżącej u podstaw korelacji między innymi czynnikami, takimi jak masa czarnej dziury i przesunięcie ku czerwieni, lub
3. konsekwencją zastosowania niewłaściwego modelu do danych.
Analizy te sugerowały, że trend jest prawdziwy. W rzeczywistości rozkład, który rozszerza się wraz ze wzrostem przesunięcia ku czerwieni, powinien być łatwiejszy do wykluczenia niż inne trendy, ponieważ szybko wirujące czarne dziury są ogólnie łatwiejsze do wykrycia niż te, które wirują powoli, więc niewykrycie ich przy wysokim przesunięciu ku czerwieni wykluczałoby rozszerzający się rozkład.

Szersze spojrzenie na wirowanie czarnej dziury
Poszerzenie rozkładu spinu z przesunięciem ku czerwieni może mieć wiele przyczyn fizycznych. Może to wskazywać, że istnieje kilka ścieżek formacji dla układów podwójnych czarnych dziur, a każda ścieżka ma inny rozkład spinu. Inną możliwością jest to, że układy podwójne czarnych dziur mogą powstawać tylko jedną ścieżką, ale następnie ewoluują w taki sposób, że spiny zmieniają się w czasie.

Jednak chociaż obie hipotezy mogą prowadzić do powstania czarnych dziur o wysokim dodatnim spinie przy dużym przesunięciu ku czerwieni, nie mogą jeszcze wyjaśnić wzrostu liczby czarnych dziur o wysokim ujemnym spinie, które są niezbędne do stworzenia obserwowanego przez nas szerokiego rozkładu spinu. Jedną z możliwości jest to, że te układy o ujemnym spinie – w którym spin pojedynczej czarnej dziury jest odbiegający od momentu pędu układu podwójnego – mogłyby powstać, gdyby czarne dziury we wczesnym Wszechświecie uzyskały większe niż dzisiaj „kopnięcie” grawitacyjne, gdy się rodzą. Wciąż jest wiele do zbadania, a wraz z powiększaniem się naszego katalogu układów podwójnych czarnych dziur, nasze odpowiedzi prawdopodobnie będą dalej ewoluować!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca dwie czarne dziury zbliżające się do połączenia. Źródło: LIGO/Caltech/MIT/Sonoma State (Aurore Simonnet).


Załączniki:
binary-black-hole-spin.jpg
binary-black-hole-spin.jpg [ 93.8 KiB | Przeglądany 841 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 lipca 2022, 16:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Na obrzeżach Andromedy odkryto relikt najwcześniejszych galaktyk

Astronom amator badający archiwalne dane odkrył na zewnętrznych obrzeżach Galaktyki Andromedy niezwykłą, bardzo słabą galaktykę karłowatą. Badania przeprowadzone przez profesjonalnych astronomów ujawniły, że ta galaktyka karłowata zawiera bardzo mało cięższych pierwiastków i prawdopodobnie jest skamieliną pierwszych galaktyk.

Niezwykła skrajnie słaba galaktyka karłowata została odkryta na skraju Galaktyki Andromedy przy pomocy kilku urządzeń należącego do NSF NOIRLab. Galaktyka, nazwana Pegaz V, została po raz pierwszy wykryta w ramach systematycznego poszukiwania galaktyk karłowatych w Andromedzie koordynowanego przez Davida Martineza-Delgado z Instituto de Astrofísica de Andalucía w Hiszpanii, gdy astronom amator Giuseppe Donatiello znalazł interesujące „smugi” w danych na obrazie z przeglądu DESI Legacy Imaging Surveys. Zdjęcie zostało wykonane za pomocą Dark Energy Camera na 4-metrowym teleskopie Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO).

Dalsze, głębsze obserwacje przeprowadzone przez astronomów używających większego, 8,1-metrowego teleskopu Gemini North z instrumentem GMOS, ujawniły słabe gwiazdy w Pegazie V, potwierdzając, że jest to skrajnie słaba galaktyka karłowata na obrzeżach Galaktyki Andromedy.

Obserwacje z Gemini pokazały, że galaktyka wydaje się być wyjątkowo uboga w ciężkie pierwiastki w porównaniu z podobnymi galaktykami karłowatymi, co oznacza, że jest skamieliną pierwszych galaktyk we Wszechświecie.

Znaleźliśmy niezwykle słabą galaktykę, której gwiazdy uformowały się bardzo wcześnie w historii Wszechświata – komentuje Michelle Collins, astronom z University of Surrey w Wielkiej Brytanii i główna autorka pracy ogłaszającej to odkrycie. To odkrycie oznacza pierwszy raz, kiedy tak słaba galaktyka została znaleziona w Galaktyce Andromedy przy użyciu przeglądu astronomicznego, który nie był zaprojektowany specjalnie do tego zadania.

Najsłabsze galaktyki są uważane za skamieliny pierwszych galaktyk, które się uformowały, a te galaktyczne relikty zawierają wskazówki dotyczące powstawania najwcześniejszych gwiazd. Chociaż astronomowie spodziewają się, że Wszechświat jest pełen słabych galaktyk takich jak Pegaz V, nie odkryli ich jeszcze tak wiele, jak przewidują ich teorie. Jeżeli rzeczywiście jest mniej słabych galaktyk niż przewidywano, oznaczałoby to poważny problem w rozumieniu przez astronomów kosmologii i ciemnej materii.

Odkrywanie przykładów słabych galaktyk jest zatem ważnym, ale i trudnym przedsięwzięciem. Częścią wyzwania jest to, że słabe galaktyki są niezwykle trudne do zauważenia, pojawiając się jako kilka nielicznych gwiazd ukrytych w ogromnych obrazach nieba.

Silna koncentracja starych gwiazd, którą zespół znalazł w Pegazie V, sugeruje, że obiekt ten jest prawdopodobnie skamieliną pierwszych galaktyk. W porównaniu z innymi słabymi galaktykami wokół Andromedy, Pegaz V wydaje się wyjątkowo stara i uboga w metale, co wskazuje, że jej proces formowania się gwiazd zakończył się bardzo wcześnie.

Mamy nadzieję, że dalsze badania właściwości chemicznych Pegaza V dostarczą wskazówek dotyczących najwcześniejszych okresów formowania się gwiazd we Wszechświecie – podsumowała Collins. Ta mała galaktyka z wczesnego Wszechświata może pomóc nam zrozumieć, jak tworzą się galaktyki i czy nasze rozumienie ciemnej materii jest poprawne.

Przyszłe urządzenia astronomiczne mają rzucić więcej światła na słabe galaktyki. Pegaz V była świadkiem okresu w historii Wszechświata znanego jako era rejonizacji, a inne obiekty z tego okresu będą wkrótce obserwowane przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Astronomowie mają również nadzieję odkryć w przyszłości inne tak słabe galaktyki za pomocą Obserwatorium Very C. Rubin, które przeprowadzi bezprecedensowy, dziesięcioletni optyczny przegląd nieba znany jako Legacy Survey of Space and Time (LSST).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Skrajnie słaba galaktyka karłowata Pegaz V. Źródło: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA.


Załączniki:
noirlab2214b.jpg
noirlab2214b.jpg [ 214.43 KiB | Przeglądany 819 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 lipca 2022, 15:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymia czarna dziura, która wiruje wolniej niż jej rówieśniczki

Astronomowie pobili rekord pomiaru spinu czarnej dziury – jednej z dwóch jej podstawowych właściwości. Obserwatorium rentgenowskie Chandra pokazało, że ta czarna dziura wiruje wolniej niż większość jej mniejszych kuzynek.

Jest to najbardziej masywna czarna dziura z dokładnym pomiarem spinu i daje wskazówki na temat tego, jak rosną niektóre z największych czarnych dziur we Wszechświecie.

Supermasywne czarne dziury mają miliony lub nawet miliardy razy więcej masy niż Słońce. Astronomowie uważają, że prawie każda duża galaktyka ma w swoim sercu centralną supermasywną czarną dziurę. Chociaż istnienie supermasywnych czarnych dziur nie jest kwestionowane, naukowcy wciąż pracują nad zrozumieniem ich rozwoju i ewolucji. Jedną z krytycznych informacji jest ta, jak szybko czarne dziury wirują.

Każda czarna dziura może być zdefiniowana przez zaledwie dwie liczby: jej spin i masę – powiedziała Julia Sisk-Reynes z Instytutu Astronomii (IoA) na Uniwersytecie Cambridge w Wielkiej Brytanii, która kierowała nowymi badaniami. Chociaż brzmi to dość prosto, rozgryzienie tych wartości dla większości czarnych dziur okazało się niewiarygodnie trudne.

Aby uzyskać ten wynik, badacze obserwowali promieniowanie rentgenowskie, które odbiło się od dysku materii wirującego wokół czarnej dziury w kwazarze znanym jako H1821+643. Kwazary posiadają szybko rosnące supermasywne czarne dziury, które generują duże ilości promieniowania w małym regionie wokół czarnej dziury. Znajdująca się w gromadzie galaktyk około 3,4 miliarda lat świetlnych od Ziemi czarna dziura w kwazarze H1821+643 ma masę około trzech do 30 miliardów mas Słońca, co czyni ją jedną z najmasywniejszych, jakie znamy. Dla porównania supermasywna czarna dziura w centrum naszej Galaktyki ma masę około czterech milionów Słońc.

Potężne siły grawitacyjne w pobliżu czarnej dziury zmieniają intensywność promieniowania X przy różnych energiach. Im większa zmiana, tym bliżej wewnętrznej krawędzi dysku musi być punkt bez powrotu czarnej dziury, znany jako horyzont zdarzeń. Ponieważ wirująca czarna dziura ciągnie za sobą przestrzeń i pozwala materii orbitować bliżej niej niż jest to możliwe w przypadku dziury nie wirującej, dane rentgenowskie mogą pokazać, jak szybko czarna dziura wiruje.

Odkryliśmy, że czarna dziura w H1821+643 wiruje mniej więcej o połowę szybciej niż większość czarnych dziur o masie od około miliona do dziesięciu milionów Słońc – powiedział współautor artykułu Christopher Reynolds, również z IoA. Pytanie za milion dolarów brzmi: dlaczego?

Odpowiedź może leżeć w tym, jak te supermasywne czarne dziury rosną i ewoluują. Ten stosunkowo powolny obrót wspiera ideę, że najbardziej masywne czarne dziury, takie jak H1821+643 przechodzą większość swojego wzrostu przez łączenie się z innymi czarnymi dziurami lub przez przyciąganie gazu do wewnątrz w losowych kierunkach, gdy ich duże dyski akrecyjne zostają rozerwane.

Rosnące w ten sposób supermasywne czarne dziury często ulegają dużym zmianom rotacji, w tym spowolnieniu lub wykręceniu w przeciwnym kierunku. Przewiduje się zatem, że najbardziej masywne czarne dziury powinny mieć szerszy zakres szybkości wirowania niż ich mniej masywne krewne.

Z drugiej strony, naukowcy spodziewają się, że mniej masywne czarne dziury gromadzą większość swojej masy z wirującego wokół nich gazu. Ponieważ oczekuje się, że takie dyski są stabilne, napływająca materia zawsze zbliża się z kierunku, który sprawi, że czarne dziury będą wirować szybciej, aż osiągną maksymalną możliwą prędkość, czyli prędkość światła.

Umiarkowany spin tego skrajnie masywnego obiektu może być świadectwem gwałtownej, chaotycznej historii największych czarnych dziur Wszechświata – powiedział współautor James Matthews, również z IoA. Może to również dać wgląd w to, co stanie się z supermasywną czarną dziurą w naszej Galaktyce za miliardy lat, kiedy Droga Mleczna zderzy się z Andromedą i innymi galaktykami.

Ta czarna dziura dostarcza informacji, które uzupełniają to, czego astronomowie dowiedzieli się o supermasywnych czarnych dziurach widocznych w naszej Galaktyce i w M87, które zostały zobrazowane za pomocą Teleskopu Horyzontu Zdarzeń. W tych przypadkach masa czarnej dziury jest dobrze znana, ale jej spin nie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Kwazar H1821+643 z centralną supermasywną czarną dziurą. Źródło: X-ray: NASA/CXC/Univ. of Cambridge/J. Sisk-Reynés i inni; Radio: NSF/NRAO/VLA; Optical: PanSTARRS.


Załączniki:
h1821.jpg
h1821.jpg [ 194.93 KiB | Przeglądany 807 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: 04 lipca 2022, 18:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano początek rotacji galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie odkryli rotację najbardziej odległej galaktyki, jaką kiedykolwiek zaobserwowano, co sugeruje początkowy etap rozwoju ruchu wirowego.

Po Wielkim Wybuchu powstały najwcześniejsze galaktyki. Ze względu na rozszerzanie się Wszechświata, galaktyki te oddalają się od nas. To powoduje, że ich emisje ulegają przesunięciu ku czerwieni (w kierunku dłuższych fal). Badając te przesunięcia ku czerwieni, można scharakteryzować „ruch” w galaktykach oraz ich odległość. W nowym badaniu astronomowie z Waseda University ujawnili prawdopodobny ruch obrotowy jednej z takich odległych galaktyk.

W miarę, jak teleskopy stawały się coraz bardziej zaawansowane i potężne, astronomowie byli w stanie wykryć coraz bardziej odległe galaktyki. Są to jedne z najwcześniej powstałych galaktyk, które zaczęły się od nas oddalać w miarę rozszerzania się Wszechświata. W rzeczywistości, im większa odległość, tym szybciej galaktyka wydaje się od nas oddalać. Co ciekawe, możemy oszacować, jak szybko galaktyka się porusza, a co za tym idzie, kiedy powstała, na podstawie tego, jak bardzo jest „przesunięta ku czerwieni” jej emisja. Jest to podobne do zjawiska zwanego efektem Dopplera, gdzie obiekty oddalające się od obserwatora emitują światło, które wydaje się dla obserwatora przesunięte ku czerwieni.

Teleskop Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) jest szczególnie dobrze przystosowany do obserwacji takich przesunięć ku czerwieni w emisjach galaktyk. Niedawno międzynarodowy zespół badaczy zaobserwował przesunięcie ku czerwieni emisji odległej galaktyki, MACS 1149-JD1 (dalej JD1), co doprowadziło ich do kilku interesujących wniosków. Poza odnajdywaniem galaktyk o wysokim przesunięciu ku czerwieni, czyli bardzo odległych, badanie ich wewnętrznego ruchu gazu i gwiazd dostarcza motywacji do zrozumienia procesu powstawania galaktyk w najwcześniejszym możliwym Wszechświecie – wyjaśnia profesor Richard S. Ellis z University College London.

Formowanie się galaktyk rozpoczyna się od nagromadzenia gazu, z którego następnie powstają gwiazdy. Z czasem formowanie się gwiazd postępuje od centrum na zewnątrz, powstaje dysk galaktyczny, a galaktyka nabiera określonego kształtu. W trakcie formowania się gwiazd, nowsze gwiazdy tworzą się w wirującym dysku, podczas gdy starsze pozostają w części centralnej. Badając wiek obiektów gwiazdowych oraz ruch gwiazd i gazu w galaktyce, można określić, na jakim etapie ewolucji znalazła się galaktyka.

Prowadząc serię obserwacji przez okres dwóch miesięcy, astronomowie z powodzeniem zmierzyli niewielkie różnice w przesunięciu ku czerwieni z pozycji na pozycję wewnątrz galaktyki i odkryli, że JD1 spełnia kryterium galaktyki zdominowanej przez rotację. Następnie wymodelowali galaktykę jako obracający się dysk i stwierdzili, że bardzo dobrze odtwarza ona obserwacje. Obliczona prędkość rotacji wynosiła około 50 km/s, co porównano z prędkością rotacji Drogi Mlecznej, która wynosi 220 km/s. Zespół zmierzył również średnicę JD1, stanowiącą 3 000 lat świetlnych, czyli znacznie mniejszą niż średnica Drogi Mlecznej wynosząca 100 000 lat świetlnych.

Znaczenie ich wyników jest takie, że JD1 jest zdecydowanie najodleglejszym, a zatem najwcześniejszym znalezionym źródłem, które posiada rotujący dysk gazu i gwiazd. Wraz z podobnymi pomiarami bliźniaczych układów w literaturze naukowej, umożliwiło to zespołowi nakreślenie stopniowego rozwoju wirujących galaktyk przez ponad 95% naszej kosmicznej historii.

Co więcej, masa oszacowana na podstawie prędkości rotacji galaktyki była zgodna z masą gwiazdową oszacowaną wcześniej na podstawie sygnatury widmowej galaktyki i pochodziła w przeważającej części od „dojrzałych” gwiazd, które uformowały się 300 milionów lat temu. To pokazuje, że populacja gwiazd w JD1 uformowała się w jeszcze wcześniejszej epoce kosmicznej – mówi dr Takuya Hashimoto z Uniwersytetu w Tsukubie.

Prędkość rotacji JD1 jest znacznie wolniejsza niż ta, którą można znaleźć w galaktykach w późniejszych epokach oraz w naszej Galaktyce i prawdopodobnie JD1 jest na początkowym etapie rozwoju ruchu wirowego – mówi prof. Akio Inoue z Waseda University. Dzięki niedawno uruchomionym Kosmicznemu Teleskopowi Jamesa Webba, astronomowie planują teraz identyfikować lokalizacje młodych i starych gwiazd w galaktyce, aby zweryfikować i zaktualizować swój scenariusz powstawania galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Waseda University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna formującej się i wirującej galaktyki MACS 1149-JD1 we wczesnym Wszechświecie. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).


Załączniki:
galaxy.jp_-2000x918.jpg
galaxy.jp_-2000x918.jpg [ 538.1 KiB | Przeglądany 799 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 lipca 2022, 17:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Czy aktywne galaktyki wyczerpują gaz gwiazdotwórczy?

Jak obecność akreującej materię supermasywnej czarnej dziury wpływa na zdolność galaktyki macierzystej do tworzenia gwiazd? Aby się o tym przekonać, w nowym badaniu przeanalizowano zasoby gazu gwiazdotwórczego w ponad 10 000 galaktyk.

Zahamowane procesy gwiazdotwórcze?
Gwiazdy powstają z zimnego, gęstego gazu wodorowego. Każdy proces, który podgrzewa ten gaz, rozprasza go lub powoduje turbulencje, może potencjalnie zakłócić proces formowania się gwiazd. Z tego powodu astronomowie od dawna podejrzewali, że promieniowanie i strumienie cząstek pochodzące z aktywnych jąder galaktycznych (AGN) – niezwykle jasnych centrów galaktyk zasilanych przez supermasywną czarną dziurę akreującą materię – mogą hamować procesy gwiazdotwórcze w zamieszkiwanych przez nie galaktykach.

Jeżeli tak jest, to galaktyki z AGN powinny mieć mniejsze zasoby zimnego, gwiazdotwórczego wodoru niż te bez nich, ponieważ gaz został podgrzany lub wydmuchany. Jednak dotychczasowe poszukiwania spadku ilości zimnego gazu nie przyniosły rezultatów. Czy nowa analiza może znaleźć trendy, które zostały niezauważone w poprzednich badaniach?

Grupowanie galaktyk
Zespół kierowany przez Honga Guo (Shanghai Astronomical Observatory, Chiny) przeanalizował olbrzymią próbkę galaktyk obserwowanych przez Sloan Digital Sky Survey i Obserwatorium Arecibo, aby określić, jaki wpływ – jeżeli w ogóle – ma obecność aktywnego jądra galaktycznego na dostawy zimnego, gwiazdotwórczego gazu do macierzystej galaktyki. Guo i współpracownicy pogrupowali > 10 000 galaktyk w swojej próbce według ich mas, tempa formowania gwiazd i jasności ich AGN.

Używając techniki układania w stosy do wyznaczenia średniej masy zimnego gazu wodorowego zawartego w każdej komórce, autorzy pracy porównali podaż gazu gwiazdotwórczego pomiędzy galaktykami z AGN i tymi bez nich. Stwierdzili, że zimny gaz jest uszczuplony w galaktykach posiadających aktywne jądro galaktyczne o masach do 10 miliardów mas Słońca. Dla galaktyk w tym zakresie mas, zubożenie zimnego gazu jest największe w galaktykach o wysokim tempie formowania się gwiazd i silnie świecących aktywnych jąder galaktycznych. Jednak trend ten jest słaby lub nie występuje w galaktykach o wyższych masach – tych od 10 do 100 miliardów mas Słońca.

Hipoteza wysokiej masy
Dlaczego Guo i współpracownicy odkryli, że obecność AGN koreluje z mniejszą ilością gazu gwiazdotwórczego w niektórych galaktykach, podczas gdy poprzednie prace nie wykazały takiego trendu w żadnej z nich? Autorzy spekulują, że podzielenie próbki galaktyk według masy i tempa formowania się gwiazd pozwoliło im odkryć trend; ponieważ masa gazu gwiazdotwórcze zależy również od tempa formowania się gwiazd w galaktyce, skupienie galaktyk o wszystkich tempach formowania się gwiazd razem może maskować jakąkolwiek korelację.

Guo i współautorzy sugerują, że galaktyki o dużej masie mogą być po prostu zbyt duże, aby cały ich rezerwuar zimnego gazu mógł zostać podgrzany lub zakłócony, gdy aktywne jądro galaktyczne jest „włączone”. W takim przypadku AGN może mieć duży wpływ na wewnętrzne regiony galaktyki, ale wpływ ten może nie sięgać wystarczająco daleko, aby można było go zaobserwować. Przyszłe badania w wysokiej rozdzielczości zimnego gazu powinny lepiej naświetlić tę kwestię, szczególnie w przypadku galaktyk o niskiej masie, gdzie aktywne jądra galaktyczne mają ogromny wpływ.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Centaurus A, jeden z najbardziej znanych przykładów galaktyk posiadających AGN. Źródło: ESO.


Załączniki:
eso0005b.jpg
eso0005b.jpg [ 232.37 KiB | Przeglądany 782 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 lipca 2022, 16:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto gwiazdę o najkrótszym okresie orbitalnym wokół czarnej dziury

Nowo odkryta gwiazda potrzebuje zaledwie 4 lat, aby okrążyć czarną dziurę w naszej Galaktyce.

Naukowcy z Uniwersytetu w Kolonii i Uniwersytetu Masaryka w Brnie odkryli najszybszą znaną gwiazdę, która podróżuje wokół czarnej dziury w rekordowym czasie. Gwiazda, S4716, okrąża Sagittarius A*, czarną dziurę w centrum naszej Galaktyki, w ciągu czterech lat i osiąga prędkość około 8000 km/s. S4716 zbliża się do czarnej dziury na odległość aż 100 j.a. (jednostka astronomiczna) – to niewielka odległość jak na standardy astronomiczne. Badanie zostało opublikowane w The Astrophysical Journal.

W pobliżu czarnej dziury w centrum naszej Galaktyki znajduje się gęsto upakowana gromada gwiazd. Gromada ta, zwana gromadą S, jest domem dla dobrze ponad 100 gwiazd różniących się jasnością i masą. Gwiazdy S poruszają się szczególnie szybko. Jeden wybitny członek, S2, zachowuje się jak wysoka osoba siedząca przed tobą w kinie: blokuje ci widok na to, co ważne – powiedział dr Florian Peißker, główny autor nowego badania. Widok na centrum naszej Galaktyki jest więc często przesłonięty przez S2. Jednak w krótkich chwilach możemy obserwować otoczenie centralnej czarnej dziury.

Poprzez ciągłe udoskonalanie metod analizy, wraz z obserwacjami obejmującymi prawie dwadzieścia lat, naukowiec zidentyfikował teraz bez wątpienia gwiazdę, która podróżuje wokół centralnej czarnej dziury w ciągu zaledwie czterech lat. Gwiazdę obserwowało w sumie pięć teleskopów, przy czym cztery z nich zostały połączone w jeden duży teleskop, aby umożliwić jeszcze dokładniejsze i bardziej szczegółowe obserwacje. Bycie gwiazdy na stabilnej orbicie tak bliskiej i szybkiej w pobliżu supermasywnej czarnej dziury było zupełnie niespodziewane i wyznacza granicę, którą można zaobserwować za pomocą tradycyjnych teleskopów, powiedział Peißker.

Co więcej, odkrycie rzuca nowe światło na pochodzenie i ewolucję orbit szybko poruszających się gwiazd w sercu Drogi Mlecznej. Krótkookresowa, zwarta orbita S4716 jest dość zastanawiająca – powiedział Michael Zajaček, astrofizyk z Uniwersytetu Masaryka w Brnie, który brał udział w badaniach. Gwiazdy nie mogą tak łatwo tworzyć się w pobliżu czarnej dziury. S4716 musiała przesunąć się do wewnątrz, na przykład zbliżając się do innych gwiazd i obiektów w gromadzie S, co spowodowało, że jej orbita znacznie się skurczyła – dodał.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cologne

Vega

Na ilustracji: Obraz pokazujący pozycję kilku gwiazd gromady S w pobliżu Sgr A*. Źródło: The Astrophysical Journal (2022). DOI: 10.3847/1538-4357/ac752f.


Załączniki:
csm_20220704_schnellster_stern_a85356d4a2.jpg
csm_20220704_schnellster_stern_a85356d4a2.jpg [ 79.46 KiB | Przeglądany 759 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 lipca 2022, 17:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
FRB badają ukrytą materię wokół galaktyk

Według nowych badań potężne impulsy radiowe pochodzące z głębi kosmosu mogą być wykorzystane do badania ukrytych zbiorników gazu otaczających pobliskie galaktyki.

Tak zwane szybkie błyski radiowe (FRB) to impulsy fal radiowych, które zazwyczaj powstają w odległości milionów do miliardów lat świetlnych. Pierwszy FRB został odkryty w 2007 roku, a od tego czasu znaleziono setki kolejnych. W 2020 roku instrumenty STARE2 (Survey for Transient Astronomical Radio Emission 2) i CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) wykryły potężny FRB, który wybuchł w naszej Galaktyce. Te wcześniejsze wyniki pomogły potwierdzić teorię, że energetyczne zdarzenia najprawdopodobniej pochodzą od martwych, namagnesowanych gwiazd zwanych magnetarami.

Ponieważ pojawia się coraz więcej FRB, naukowcy zastanawiają się, jak można je wykorzystać do badania gazu, który znajduje się pomiędzy nami a błyskami. W szczególności chcieliby oni wykorzystać FRB do badania halo rozproszonego gazu, który otacza galaktyki. Gdy impulsy radiowe zmierzają w kierunku Ziemi, gaz otaczający galaktyki powinien spowalniać fale i rozpraszać częstotliwości radiowe. W nowym badaniu naukowcy przyjrzeli się próbce 474 odległych FRB wykrytych przez CHIME, który odkrył najwięcej FRB do tej pory, i pokazali, że podzbiór dwóch tuzinów FRB, które przeszły przez galaktyczne halo, rzeczywiście został spowolniony bardziej niż nie przecinające FRB.

Użyliśmy szybkich błysków radiowych, aby prześwietlić halo galaktyk w pobliżu Drogi Mlecznej i zmierzyć ich ukrytą materię – mówi główny autor pracy Liam Connor.

Badanie donosi również o znalezieniu większej ilości materii wokół galaktyk niż się spodziewano, czyli około dwa razy więcej gazu niż przewidywały modele teoretyczne.

Wszystkie galaktyki są otoczone i zasilane przez masywne zbiorniki gazu, z których się narodziły. Jednak gaz ten jest bardzo rzadki i trudny do wykrycia. Te gazowe zbiorniki są ogromne. Gdyby ludzkie oko mogło zobaczyć sferyczne halo, które otacza pobliską galaktykę Andromedy, halo wydawałoby się tysiąc razy większe od Księżyca pod względem powierzchni – mówi Connor.

Naukowcy opracowali różne techniki badania ukrytych halo. Na przykład prof. Christopher Martin i jego zespół opracowali w Obserwatorium W. M. Kecka instrument o nazwie Keck Cosmic Webb Imager (KCWI), który może badać włókna gazu, które wpływają do galaktyk z halo.

Nowa metoda pomiaru FRB pozwala astronomom zmierzyć całkowitą ilość materii w halo, co pomoże stworzyć obraz tego, jak galaktyki rosną i ewoluują w czasie kosmicznym.

To dopiero początek – mówi prof. Vikram Ravi, główny autor pracy. W miarę odkrywania kolejnych FRB, nasze techniki mogą być stosowane do badania pojedynczych halo o różnych rozmiarach i w różnych środowiskach, zajmując się nierozwiązanym problemem, jak materia jest rozmieszczona we Wszechświecie.

Oczekuje się, że w przyszłości odkrycia FRB będą nadal napływać. Sieć 110 anten 110-dish Deep Synoptic Array (DSA-110) wykryła już kilka FRB i zidentyfikowała galaktyki będące ich gospodarzami. Projekt ten znajduje się w należącym do Caltech Obserwatorium Radiowym Owen Valley w pobliżu Bishop w Kalifornii. W najbliższych latach naukowcy z Caltech planują budowę jeszcze większego układu, DSA-2000, który będzie zawierał 2000 anten i będzie najpotężniejszym obserwatorium radiowym, jakie kiedykolwiek zbudowano. DSA-2000 będzie wykrywać i identyfikować źródła tysięcy FRB rocznie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca odległe, szybkie błyski radiowe przebijające gazowe halo wokół galaktyk w lokalnym Wszechświecie. Źródło: Courtesy of Charles Carter.


Załączniki:
FirstPass_Halo5_vfinal-web.max-1400x800.png
FirstPass_Halo5_vfinal-web.max-1400x800.png [ 987.66 KiB | Przeglądany 723 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 lipca 2022, 15:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Astronom amator prowadzi do odkrycia 34 układów podwójnych z brązowymi karłami

Astronom amator zagłębił się w archiwalne dane w Community Science and Data Center, aby odkryć 34 skrajnie chłodne karły towarzyszące małomasywnym gwiazdom lub białym karłom.

Astronom amator przeszukał katalog NOIRLab zawierający 4 miliardy obiektów niebieskich, znany jako NOIRLab Source Catalog DR2, w celu odkrycia brązowych karłów posiadających towarzyszy. Jego intensywne badania doprowadziły do odkrycia 34 układów podwójnych skrajnie chłodnych karłów, prawie podwajając wcześniej znane próbki.

Brązowe karły plasują się gdzieś pomiędzy najbardziej masywnymi planetami a najmniejszymi gwiazdami. Nie mając masy potrzebnej do podtrzymania reakcji jądrowych w swoim wnętrzu, brązowe karły przypominają stygnący żar na ogromną skalę. Ich bladość i stosunkowo niewielkie rozmiary sprawiają, że trudno je zidentyfikować. Dane z czułych teleskopów pozwoliły na odkrycie kilku tysięcy obiektów, ale tylko niewielka część z nich została zidentyfikowana jako układy podwójne. Trudności w obserwacji tych słabych obiektów sprawiają, że astronomowie wciąż nie są pewni, jak często brązowe karły mają towarzyszy.

Aby pomóc w znalezieniu brązowych karłów, astronomowie z projektu naukowego Backyard Worlds: Planet 9 zwrócili się wcześniej do ogólnoświatowej sieci ponad 100 000 astronomów amatorów, którzy analizowali obrazy z teleskopów, aby zidentyfikować subtelny ruch brązowych karłów na tle gwiazd. Pomimo możliwości uczenia maszynowego i superkomputerów, ludzkie oko jest nadal wyjątkowym źródłem informacji, jeżeli chodzi o przeglądanie obrazów z teleskopów w poszukiwaniu poruszających się obiektów.

Projekt Backyard Worlds przyczynił się do powstania zróżnicowanej społeczności utalentowanych wolontariuszy – skomentował Aaron Meisner, astronom w NSF's NOIRLab i współzałożyciel Backyard Worlds. 150 000 wolontariuszy na całym świecie wzięło udział w Backyard Worlds, wśród których kilkuset „super użytkowników” wykonuje ambitne, samodzielnie kierowane projekty badawcze.

Jeden z takich „super śledczych” – Frank Kiwy – rozpoczął projekt badawczy dotyczący NOIRLab Source Catalog DR2, katalogu prawie 4 miliardów unikalnych obiektów niebieskich, który zawiera wszystkie publiczne dane obrazowe w NOIRLab's Astro Data Archive. Przeszukując dane w poszukiwaniu obiektów o kolorze brązowego karła, Kiwy był w stanie znaleźć ponad 2500 potencjalnych skrajnie chłodnych karłów czających się w archiwach. Następnie przeanalizował je pod kątem obecności towarzyszących im obiektów kosmicznych, uzyskując w sumie 34 układy składające się z białego karła lub małomasywnej gwiazdy i towarzyszącego skrajnie chłodnego karła. Kiwy poprowadził zespół profesjonalnych astrofizyków, którzy opublikowali te odkrycia w pracy naukowej.

Ten niesamowity wynik jasno pokazuje, że archiwum danych NOIRLab ma zasięg daleko wykraczający poza profesjonalnych astronomów – zauważa Chris Davis, dyrektor programowy NSF dla NOIRLab. Zagorzali członkowie społeczeństwa również mogą uczestniczyć w przełomowych badaniach i bezpośrednio dzielić się radością z kosmicznych odkryć!

Odkrycia te, oprócz tego, że są inspirującą historią nauki obywatelskiej, mogą pomóc astronomom w ustaleniu, czy brązowe karły są bardziej podobne do przerośniętych planet, czy do niewymiarowych gwiazd, jak również dostarczyć wiedzy na temat ewolucji układów gwiazdowych w czasie. Pokazuje to również ciągły, wyjątkowy wkład w astronomię wnoszony przez naukowców korzystających z astronomicznych archiwów i platform naukowych, takich jak NOIRLab's Astro Data Archive i Astro Data Lab w Community Science and Data Center (CSDC).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna skrajnie chłodnego brązowego karła z towarzyszącym mu białym karłem. Źródło: NOIRLab.


Załączniki:
noirlab2215a.jpg
noirlab2215a.jpg [ 102.41 KiB | Przeglądany 676 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: 10 lipca 2022, 17:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Czy młode planety tworzą i niszczą rezonansowe łańcuchy orbitalne?

V1298 Tau to najmłodszy znany układ planetarny zawierający kilka egzoplanet. Co symulacje mogą nam powiedzieć o tym, jak ten system prawdopodobnie się uformował?

Pogoń za młodymi łańcuchami planetarnymi
Jedną z wielu tajemnic w badaniu układów planetarnych jest sposób ich powstawania. Niektóre teorie sugerują, że ruch młodych planet w dysku protoplanetarnym powoduje, że planety tworzą łańcuchy rezonansowe – układ, w którym okresy orbitalne planet są swoimi całkowitymi wielokrotnościami. Przykładem takiego układu są księżyce Jowisza: Ganimedes, Europa i Io. Okresy orbitalne Europy i Ganimedesa są odpowiednio dwa i cztery razy dłuższe od okresu orbitalnego Io.

Obserwacje pokazują jednak, że mniej niż 1% dojrzałych systemów planetarnych układa się w łańcuchy rezonansowe. Aby zrozumieć, czy planety tworzą, a następnie przerywają łańcuchy rezonansowe – lub czy te łańcuchy w ogóle się tworzą – musimy zbadać młode (<100 mln lat) układy z trzema lub więcej planetami, z których obecnie znamy zaledwie dwa.

Poszukiwanie stabilności
Mając zaledwie 23 miliony lat, V1298 Tau gości najmłodszy odkryty do tej pory układ wieloplanetarny. Biorąc pod uwagę okresy orbitalne czterech znanych planet w tym układzie – około 8, 12, 24 i 50 dni – niektórzy badacze sugerowali, że planety w tym układzie są ułożone w łańcuch rezonansowy. Aby sprawdzić tę teorię, zespół astronomów pod kierownictwem Roberto Tejady Arevalo (Uniwersytet Princeton) włączył nowe oszacowania mas planet do modelu dynamicznego, aby sprawdzić stabilność obecnego układu i zbadać prawdziwe właściwości orbitalne układu.

W swojej analizie Tejada Arevalo i współpracownicy wykorzystali obserwacje tranzytów planet wykonane przez misje Kepler i TESS, aby ograniczyć możliwe parametry orbitalne układu. Tranzyty uchwycone przez Keplera i TESS dają nam tylko migawki zachowania układu, a parametry orbitalne mogą oscylować w czasie, więc autorzy pracy wyznaczyli zestaw parametrów orbitalnych, które mogą prowadzić do obserwowanych tranzytów. Używając tego zestawu parametrów, zespół przetestował stabilność każdego ustawienia orbitalnego. Ostatecznie autorzy stwierdzili, że tylko 1% stabilnych konfiguracji orbitalnych, które mogłyby wygenerować obserwacje, jest zgodny z łańcuchem rezonansowym, co czyni mało prawdopodobnym, że planety V1298 Tau są ułożone w takiej konfiguracji.

Znalezienie rozwiązania, które rezonuje
Co te wyniki sugerują na temat możliwego tworzenia – a następnie zrywania – łańcuchów rezonansowych w młodych układach planetarnych? Brak układu łańcuchów rezonansowych w układzie V1298 Tau sugeruje, że albo planety nigdy nie były w takiej konfiguracji, albo przerwanie łańcucha nastąpiło we wczesnym okresie formowania się układu. Rozproszenie dysku protoplanetarnego, które zwykle następuje już po kilku milionach lat, może stanowić naturalny sposób na niestabilność łańcuchów rezonansowych. Analiza przeprowadzona przez zespół sugeruje, że niemal rezonansowa konfiguracja systemu jest zgodna z niestabilnością we wczesnym okresie jego istnienia.

Ostatecznie scharakteryzowanie tylko jednego układu planetarnego nie wystarczy, aby wyciągnąć wnioski na temat powstawania układów planetarnych jako całości. Aby to zrobić, będziemy potrzebować więcej wykryć młodych planet – i na szczęście kilka poszukiwań jest w toku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Ilustracja układów egzoplanetarnych. Źródło: ESA–C. Carreau.


Załączniki:
Searching_for_exoplanetary_systems.jpg
Searching_for_exoplanetary_systems.jpg [ 681.44 KiB | Przeglądany 643 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 lipca 2022, 18:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Ostateczny los gwiazdy rozdartej przez czarną dziurę

W 2019 roku astronomowie zaobserwowali najbliższy jak dotąd przykład gwiazdy, która została rozdrobniona po zbyt bliskim podejściu do masywnej czarnej dziury.

To pływowe rozerwanie gwiazdy podobnej do Słońca przez czarną dziurę milion razy masywniejszą od niej samej miało miejsce 215 milionów lat świetlnych od Ziemi. Na szczęście było to pierwsze takie zdarzenie na tyle jasne, że astronomowie z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley mogli zbadać światło optyczne pochodzące ze śmierci gwiazdy, a konkretnie polaryzację światła, aby dowiedzieć się więcej o tym, co stało się po jej rozerwaniu.

Ich obserwacje z 8 października 2019 roku sugerują, że duża część materii gwiazdy została zdmuchnięta z dużą prędkością – do 10 000 km/s – i utworzyła kulisty obłok gazu, który zablokował większość wysokoenergetycznych emisji wytwarzanych, gdy czarna dziura pożarła resztki gwiazdy.

Wcześniejsze obserwacje światła optycznego z wybuchu, nazwanego AT2019qiz, ujawniły, że duża część materii gwiazdy została wyrzucona na zewnątrz w potężnym wietrze. Jednak nowe dane na temat polaryzacji światła, która była w zasadzie zerowa na widzialnych długościach fal, gdy zdarzenie było najjaśniejsze, mówią astronomom, że obłok był prawdopodobnie sferycznie symetryczny.

To pierwszy raz, kiedy ktokolwiek wydedukował kształt obłoku gazu wokół rozrywanej gwiazdy – powiedział Alex Filippenko, profesor astronomii UC Berkeley i członek zespołu badawczego.

Wyniki badań potwierdzają jedną z odpowiedzi na pytanie, dlaczego astronomowie nie widzą wysokoenergetycznego promieniowania, takiego jak promieniowanie rentgenowskie, pochodzącego z wielu spośród dziesiątek zaobserwowanych do tej pory przypadku zaburzeń pływowych: promieniowanie X, które jest nadal wytwarzane przez materię wyrywaną z gwiazdy i wciągniętą do dysku akrecyjnego wokół czarnej dziury przed opadnięciem do środka, jest zasłonięte przez gaz wydmuchiwany na zewnątrz przez potężne wiatry z czarnej dziury.

Ta obserwacja wyklucza klasę rozwiązań, które zostały zaproponowane teoretycznie i daje nam silniejsze ograniczenie na to, co dzieje się z gazem wokół czarnej dziury – powiedział absolwent UC Berkeley, Kishore Patra, główny autor badania. Ludzie widzieli inne dowody na wiatr pochodzący z tych zdarzeń i myślę, że to badanie polaryzacji zdecydowanie wzmacnia te dowody, w tym sensie, że nie można uzyskać sferycznej geometrii bez posiadania wystarczającej ilości wiatru. Interesującym faktem jest tutaj to, że znaczna część materii w gwieździe, która opada spiralnie do wewnątrz, nie wpada ostatecznie do czarnej dziury – jest ona zdmuchiwana z czarnej dziury.

Polaryzacja ujawnia symetrię
Wielu teoretyków wysunęło hipotezę, że gwiezdne szczątki po rozerwaniu tworzą ekscentryczny, asymetryczny dysk, ale oczekuje się, że ekscentryczny dysk wykaże stosunkowo wysoki stopień polaryzacji, co oznaczałoby, że być może kilka procent całego światła jest spolaryzowane. Nie zaobserwowano tego w przypadku tego zdarzenia rozerwania pływowego.

Drugi zestaw obserwacji z 6 listopada, 29 dni po październikowej, ujawnił, że światło było bardzo lekko spolaryzowane, około 1%, co sugeruje, że obłok rozrzedził się na tyle, by ujawnić asymetryczną strukturę gazu wokół czarnej dziury. Obie obserwacje pochodzą z 3-metrowego teleskopu Shane w Lick Observatory niedaleko San Jose w Kalifornii, wyposażonego w spektrograf Kasta, instrument, który może określić polaryzację światła w całym widmie optycznym. Światło staje się spolaryzowane – jego pole elektryczne drga głównie w jednym kierunku – kiedy rozprasza się do elektronów w obłoku gazu.

Sam dysk akrecyjny jest wystarczająco gorący, aby emitować większość swojego światła w promieniowaniu X, ale to światło musi przejść przez ten obłok, a tam jest wiele rozproszeń, absorpcji i reemisji światła, zanim może ono uciec z tego obłoku – powiedział Patra. Z każdym z tych procesów światło traci część swojej energii fotonowej, schodząc aż do ultrafioletu i energii optycznej. Końcowe rozproszenie określa następnie stan polaryzacji fotonu. Tak więc, mierząc polaryzację, możemy wnioskować geometrię powierzchni, na której zachodzi końcowe rozproszenie.

Patra zauważa, że ten scenariusz śmierci może odnosić się tylko do normalnych zaburzeń pływowych – nie do „dziwadeł”, w których relatywistyczne strumienie materii są wyrzucane poza bieguny czarnej dziury. Dopiero kolejne pomiary polaryzacji światła z tych zdarzeń odpowiedzą na to pytanie.

Obłok 100 razy większy niż orbita Ziemi
Naukowcy z UC Berkeley obliczyli, że spolaryzowane światło zostało wyemitowane z powierzchni sferycznego obłoku o promieniu około 100 jednostek astronomicznych (j.a.), 100 razy dalej od gwiazdy niż jest Ziemia od Słońca. Optyczna poświata z gorącego gazu emanowała z regionu znajdującego się w odległości 30 j.a.

Obserwacje spektropolaryzacyjne z 2019 roku – technika mierząca polaryzację w wielu długościach fali światła – dotyczyły AT2019qiz, zdarzenia związanego z rozerwaniem pływowym znajdującego się w galaktyce spiralnej w konstelacji Erydanu. Zerowa polaryzacja całego widma w październiku wskazuje sferyczny obłok gazu – wszystkie spolaryzowane fotony równoważą się wzajemnie. Lekka polaryzacja w pomiarach listopadowych wskazuje na niewielką asymetrię. Ponieważ te zaburzenia pływowe występują tak daleko, w centrach odległych galaktyk, pojawiają się tylko jako punkt światła, a polaryzacja jest jedną z niewielu wskazówek dotyczących kształtów obiektów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CU Berkeley

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy rozrywanej przez siły pływowe masywnej czarnej dziury. Źródło: NASA/CXC/M. Weiss.


Załączniki:
asassn14-edited750px.jpg
asassn14-edited750px.jpg [ 63.68 KiB | Przeglądany 629 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 lipca 2022, 17:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Fale radiowe i mikrofale ujawniają prawdziwą naturę ciemnych galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Wykorzystując wiele radioteleskopów na całym świecie, zespół astronomów odkrył kilka galaktyk we wczesnym Wszechświecie, które ze względu na ogromne ilości pyłu były ukryte przed naszym wzrokiem. Obserwacje pozwoliły zespołowi zmierzyć temperaturę i grubość pyłu, wykazując, że tego typu galaktyki znacząco przyczyniły się do całkowitego powstawania gwiazd, gdy Wszechświat miał zaledwie 1/10 swojego obecnego wieku.

Pomiar tempa, w jakim gwiazdy rodzą się w galaktykach w czasie kosmicznym, jest jednym z podstawowych sposobów, w jaki astronomowie opisują właściwości i ewolucję galaktyk.

Do oszacowania tak zwanego współczynnika powstawania gwiazd stosuje się różne metody, zwykle zależne od światła emitowanego albo przez gwiazdy albo materię oświetlaną przez gwiazdy.

Pył kosmiczny
Jednak powstające gwiazdy mają tendencję do tworzenia pyłu – cząstek pierwiastków, takich jak węgiel, krzem, tlen i żelazo. Pył pojawia się jako gęste obłoki w przestrzeni między gwiazdami, prawdopodobnie całkowicie ukrywając gwiazdy przed naszym wzrokiem.

To sprawia, że trudno jest określić tempo powstawania gwiazd, szczególnie w młodych galaktykach gwiazdotwórczych, gdzie pył nie zdążył jeszcze rozproszyć się daleko od zwartych miejsc powstawania gwiazd.

W miarę jak pył jest podgrzewany, zaczyna świecić w długofalowym promieniowaniu podczerwonym, które, choć niewidoczne dla ludzkiego oka, może być wykryte przez teleskopy przeznaczone do obserwacji tych długości fal.

Jednak w przypadku najbardziej zwartych, pokrytych pyłem galaktyk gwiazdotwórczych, widzimy jedynie powierzchnię obłoków. Galaktyki te są niewidoczne nie tylko na optycznych długościach fal, ale także na początku widma podczerwonego, zupełnie ciemnego nawet dla Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Galaktyki na falach radiowych
Zespół astronomów postanowił przyjrzeć się wczesnemu Wszechświatowi na jeszcze większej długości fali, wykorzystując anteny radiowe/mikrofalowe w dwóch największych na świecie obserwatoriach radiowych, Atacama Large Millimeter Array (ALMA) w Chile i Northern Extended Millimeter Array (NOEMA) we Francji.

W połączeniu z obserwacjami tego samego pola na niebie pozyskanymi za pomocą innych radioteleskopów, obserwacje Shuowena Jina ujawniły populację zwartych galaktyk gwiazdotwórczych, zamaskowanych w niezwykle gęstych obłokach pyłowych.

Przebijając się przez obłoki
Obserwacje na falach radiowych i mikrofalach pozwoliły astronomom zmierzyć tempo formowania się gwiazd oraz temperaturę pyłu.

W tych epokach, 1-2 miliardy lat po Wielkim Wybuchu, galaktyki takie jak te miały znaczący wkład w całkowite tempo powstawania gwiazd we Wszechświecie, ale przechodzą niezauważone w obserwacjach w świetle optycznym i w bliskiej podczerwieni – mówi Shuowen Jin.

Badanie wyjaśnia, dlaczego te galaktyki są tak ciemne w świetle widzialnym i w podczerwieni: Ponieważ obłoki pyłu są tak grube i gęste, światło widzialne i bliska podczerwień nie może się przez nie przedostać. Nawet światło dalekiej podczerwieni jest częściowo absorbowane – wyjaśnia Shuowen Jin.

Obserwacje pokazują nie tylko pył, ale także cząsteczki tlenku węgla (CO), wymieszane wewnątrz obłoków. Światło emitowane przez CO może pomóc astronomom w badaniu innej ważnej wielkości w galaktykach, a mianowicie masy całego gazu w galaktyce. Jednak jednym z kluczowych wyników pracy Jina i jego współpracowników jest to, że standardowy sposób wnioskowania o masie gazu na podstawie emisji CO jest błędny.

Obserwowane światło jest emitowane z powierzchni obłoków pyłowych. Typowe modele nie biorą pod uwagę, że światło jest blokowane wewnątrz chmur, zmieniając swoją długość fali zanim ucieknie. Uwzględnienie tego efektu ma dość drastyczne implikacje.

Nasz model uwzględnia fakt, że nawet światło podczerwone nie ucieka bezpośrednio z centrum obłoków pyłowych. To pokazuje nam, że poprzednie szacunki masy gazu zostały przeszacowane o czynnik 2-3 w zwartych, zapylonych galaktykach gwiazdotwórczych – wyjaśnia Shuowen Jin.

Badanie zostało właśnie przyjęte do publikacji w Astronomy & Astrophysics. Preprint jest dostępny taj.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Niels Bohr Institute

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna spowitej pyłem galaktyki gwiazdotwórczej. Źródło: ESO/M. Kornmesser.


Załączniki:
galaxy_dust_cloaked_ESO_Kornmesser.jpg
galaxy_dust_cloaked_ESO_Kornmesser.jpg [ 655.78 KiB | Przeglądany 595 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 lipca 2022, 18:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Gęstsze i bardziej turbulentne środowiska mają tendencję do tworzenia układów wielokrotnych gwiazd

Astronomowie badający miejsca narodzin gwiazd w naszej Galaktyce odkryli, że prawie połowa gwiazd w Drodze Mlecznej powstaje w układach podwójnych lub wielokrotnych.

Pomimo powszechności powstawania układów podwójnych i wielokrotnych, wcześniejsze badania gwiezdnych żłobków koncentrowały się bardziej na tym, jak tworzą się pojedyncze gwiazdy. W rezultacie pochodzenie układów podwójnych i wielokrotnych długo pozostawało zagadką dla astronomów.

Teraz jednak międzynarodowy zespół kierowany przez naukowców z Szanghajskiego Obserwatorium Astronomicznego (SHAO) Chińskiej Akademii Nauk (CAS) ujawnił, że gęstsze i bardziej turbulentne środowiska mają tendencję do tworzenia układów wielokrotnych gwiazd.

Badanie zostało opublikowane w The Astrophysical Journal.

Narodziny każdej gwiazdy wymagają grawitacyjnego zapadnięcia się zimnych, gęstych kieszeni gazu i pyłu (zwanych rdzeniami) znajdujących się w tak zwanych obłokach molekularnych. Jednak wcześniejsze badania rzadko zajmowały się tym, jak właściwości tych gęstych rdzeni wpływają na powstawanie gwiazd wielokrotnych.

W tym badaniu naukowcy wykorzystali James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) na Hawajach i Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) w Chile, aby przyjrzeć się kompleksowi Obłoku Molekularnego w Orionie, który jest najbliższym Ziemi aktywnym regionem formowania się gwiazd. Znajdujący się w konstelacji Oriona, ten gwiezdny żłobek jest idealnym laboratorium do testowania różnych modeli formowania się gwiazd.

Używając teleskopu JCMT, naukowcy zidentyfikowali 49 zimnych, gęstych rdzeni w Obłokach Oriona, które są w trakcie formowania młodych gwiazd. Następnie użyli ALMA, aby odsłonić wewnętrzne struktury wewnątrz tych gęstych rdzeni.

Na podstawie obserwacji o wysokiej rozdzielczości ALMA badacze stwierdzili, że około 13 gęstych rdzeni rodzi gwiazdy podwójne lub wielokrotne, podczas gdy pozostałe rdzenie tworzą tylko pojedyncze gwiazdy. Następnie oszacowali cechy fizyczne (np. rozmiar, gęstość gazu i masę) tych gęstych rdzeni na podstawie obserwacji JCMT.

Co zaskakujące, stwierdzili, że rdzenie tworzące gwiazdy podwójne i wielokrotne mają tendencję do wykazywania większej gęstości i masy gazowego wodoru niż te tworzące gwiazdy pojedyncze, chociaż rozmiary różnych rdzeni wykazywały niewielkie różnice. Gęstsze rdzenie są znacznie łatwiejsze do fragmentacji ze względu na perturbacje spowodowane samograwitacją wewnątrz rdzeni molekularnych – powiedział LUO Qiuyi, doktorant z SHAO i pierwszy autor badania.

Zespół obserwował również 49 rdzeni w linii molekularnej N2H+ (J=1-0) za pomocą 45-metrowego radioteleskopu Nobeyama. Stwierdzili, że szerokości linii N2H+ dla rdzeni tworzących gwiazdy podwójne i wielokrotne są statystycznie większe niż dla rdzeni tworzących gwiazdy pojedyncze. Te obserwacje z Nobeyama dostarczają dobrych pomiarów poziomu turbulencji w gęstych rdzeniach. Nasze odkrycie wskazuje, że gwiazdy podwójne i wielokrotne mają tendencję do formowania się w bardziej turbulentnych rdzeniach – powiedział prof. Ken'ichi Tatematsu, kierujący obserwacjami Nobeyama.

Jeżeli chodzi o przyszłe prace, to w naszej analizie musimy jeszcze przyjrzeć się wpływowi pól magnetycznych. Pola magnetyczne mogą tłumić fragmentację w gęstych rdzeniach. Jesteśmy więc podekscytowani, że w następnym etapie naszych badań skupimy się na tym obszarze, wykorzystując JCMT i ALMA – powiedział LIU Tie, autor korespondencyjny badania i prowadzący dla danych ALMA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Grupa G205.46-14.56 znajdująca się w kompleksie Obłoku Molekularnego w Orionie. Żółte kontury reprezentują gęste rdzenie odkryte przez JCMT; powiększone obrazy pokazują emisję kontinuum 1,3 mm z obserwacji ALMA. Źródło: SHAO.


Załączniki:
W020220712611316401173.jpg
W020220712611316401173.jpg [ 164.1 KiB | Przeglądany 576 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 lipca 2022, 15:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Szybko rotujący brązowy karzeł widziany z Ziemi

Jak się okazuje, brązowe karły mogą mieć więcej wspólnego planetami gazowymi niż z gwiazdami. Mają one w swoich atmosferach kłębiące się, niejednolite chmury, a ich krzywe blasku mają różną amplitudę gdy się obracają i ukazują różne oblicza ze zmiennym pokryciem chmur.

Obserwując brązowe karły w czasie ich rotacji za pomocą spektrofotometrii, astronomowie mogą jednocześnie zmierzyć, jak bardzo zmienia się atmosfera w wielu pasmach fal. Dzięki tej technice można stworzyć trójwymiarową mapę atmosfery brązowego karła, ponieważ różne długości fal badają różne poziomy ciśnienia w atmosferze. Chociaż większość obserwacji spektrofotometrycznych brązowych karłów była prowadzona za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, autorzy pracy https://arxiv.org/abs/2206.07566 wykorzystali naziemny teleskop Keck I do zbadania 2M0050-3322, szybko rotującego brązowego karła typu T.

Obserwowanie jednej atmosfery przez drugą?
Ponieważ poziom zmienności atmosfery brązowego karła może być niewielki, ważne jest scharakteryzowanie wszelkich innych niż brązowe karły źródeł szumu w danych. W przypadku naziemnych obserwacji należy zwrócić szczególną uwagę na zmiany w ziemskiej atmosferze w trakcie trwania obserwacji. Używając Multi-Object Spectrometer For Infra-Red Exploration (MOSFIRE), autorzy obserwowali 2M0050-3322 przez dwa z jego okresów rotacji (w sumie około 2,5 godziny). Obserwowali również kilka innych pobliskich gwiazd, aby pomóc skalibrować wpływ takich rzeczy jak lokalna wilgotność i temperatura na pomiary. Krzywe blasku wszystkich obiektów uzyskano na wielu różnych długościach fal w podczerwieni: pasmo J, pasmo H oraz w zakresie fal nieco bardziej czerwonych niż pasmo H, które autorzy nazwali pasmem CH4-H2O. Dzieląc każdą z krzywych blasku 2M0050-3322 przez medianę krzywej blasku gwiazdy kalibracyjnej, krzywe blasku 2M0050-3322 mogły zostać skorygowane o wszelkie efekty zmienne atmosfery Ziemi, aby znaleźć prawdziwą zmienność brązowego karła.

W trakcie obserwacji autorzy stwierdzili, że 2M0050-3322 miał minimalną do maksymalnej fluktuację ~1% w pasmach J i H oraz większą 5% amplitudę w czerwonym paśmie CH4-H2O. Ten pozornie niski poziom zmienności został również potwierdzony przez dopasowanie modeli płaskich i sinusoidalnych do krzywych blasku, przy czym płaska linia okazała się najlepszym preferowanym dopasowaniem dla wszystkich obserwacji.

Modele na ratunek?
Mając w ręku obserwacje, autorzy starali się następnie porównać swoje wyniki z modelami 2M0050-3322, aby sprawdzić, czy podobny brak zmienności występuje. Modele ogólnej cyrkulacji strumienia cieplnego atmosfery przewidują lekko sinusoidalną krzywą blasku z prawie 1% zmiennością, co odpowiada amplitudzie widocznej w obserwacjach w pasmach J i H! Tymczasem modele struktury chmur w atmosferze pokazują, że 2M0050-3322 ma różne rodzaje chmur przy różnych ciśnieniach, co oznacza, że każde z pasm obserwacyjnych może sondować inne chmury.

Chociaż te wysiłki modelowania zaczynają wyjaśniać obserwacje brązowego karła, autorzy ostrzegają, że prawdopodobnie potrzebny jest dłuższy monitoring, aby w pełni wyjaśnić tajemnice 2M0050-3322.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Ilustracja brązowego karła. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
pia24380-fastest-brown-dwarf-still-image-1-16.jpg
pia24380-fastest-brown-dwarf-still-image-1-16.jpg [ 177.17 KiB | Przeglądany 517 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 lipca 2022, 16:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Obserwowanie migoczących pulsarów dla zrozumienia tajemniczej plazmy międzygwiazdowej

Pulsary od czasu do czasu wykazują ekstremalne zmiany jasności. Przewiduje się, że dochodzi do nich ponieważ gęste obszary plazmy międzygwiazdowej rozpraszają fale radiowe emitowane przez pulsar.

Pulsary – szybko wirujące pozostałości gwiazd, które migają jak latarnia morska – od czasu do czasu wykazują ekstremalne zmiany jasności. Naukowcy przewidują, że te krótkie wybuchy jasności mają miejsce, ponieważ gęste obszary plazmy międzygwiazdowej (gorący gaz pomiędzy gwiazdami) rozpraszają fale radiowe emitowane przez pulsar. Jednak nadal nie wiemy, skąd pochodzą źródła energii potrzebnej do uformowania i utrzymania tych gęstych regionów plazmy. Aby lepiej zrozumieć te formacje międzygwiazdowe, potrzebujemy bardziej szczegółowych obserwacji ich struktury w małej skali, a obiecującą drogą do tego jest scyntylacja, czyli „migotanie” pulsarów.

Kiedy fale radiowe z pulsara są rozpraszane przez plazmę międzygwiazdową, oddzielne fale interferują i tworzą wzór interferencyjny na Ziemi. Gdy Ziemia, pulsar i plazma poruszają się względem siebie, wzór ten jest obserwowany jako zmiany jasności w czasie i w częstotliwości: widmo dynamiczne. Jest to scyntylacja, czyli „migotanie”. Dzięki punktowej naturze sygnałów pulsarów, rozpraszanie i migotanie występuje w małych obszarach plazmy. Po specjalistycznym przetworzeniu sygnału widma dynamicznego możemy zaobserwować paraboliczne właściwości znane jako łuki scyntylacyjne, które są związane z obrazem rozproszonego promieniowania pulsara na niebie.

Jeden z pulsarów, nazwany J1603-7202, przeszedł ekstremalne rozpraszanie w 2016 roku, co czyni go ekscytującym celem do badania tych gęstych regionów plazmy. Jednak trajektoria pulsara wciąż nie została określona, ponieważ krąży on wokół innej zwartej gwiazdy, zwanej białym karłem, na orbicie „twarzą w twarz”, a naukowcy nie mają alternatywnych metod, aby mierzyć go w takiej sytuacji. Na szczęście łuki scyntylacyjne służą podwójnemu celowi: ich krzywe związane są z prędkością pulsara, jak również z odległością do pulsara i plazmy. To, jak zmienia się prędkość pulsara na orbicie zależy od orientacji orbity w przestrzeni. Dlatego w przypadku pulsara J1603-7202 naukowcy obliczyli krzywe łuków w czasie, aby określić orientację.

Pomiary, które uzyskali dla orbity J1603-7202 są znaczącą poprawą w stosunku do poprzednich analiz. Pokazuje to opłacalność wykorzystania scyntylacji w uzupełnianiu alternatywnych metod. Naukowcy zmierzyli odległość do plazmy i pokazali, że wynosiła ona około ¾ odległości z Ziemi do pulsara. Nie wydaje się to pokrywać z pozycjami jakichkolwiek znanych gwiazd lub obłoków gazu międzygwiazdowego. Pomiary scyntylacji pulsarów często badają struktury takie jak ta, które w innych przypadkach są niewidoczne. Pytanie pozostaje zatem otwarte: co jest źródłem plazmy rozpraszającej promieniowanie pulsara?

Wreszcie, używając pomiarów orbity wykonanych przez naukowców, są oni w stanie oszacować masę towarzysza J1603-7202, która wynosi około połowę masy Słońca. Gdy weźmiemy pod uwagę wysoce kołową orbitę J1603-7202, oznacza to, że towarzysz jest prawdopodobnie pozostałością gwiazdową złożoną z węgla i tlenu – rzadszym znaleziskiem wokół pulsara niż bardziej powszechne pozostałości oparte na helu.

Ponieważ naukowcy dysponują już prawie kompletnym modelem orbity, możliwe jest przekształcenie obserwacji scyntylacji J1603-7202 w obrazy rozproszenia na niebie i mapowanie plazmy międzygwiazdowej w skalach Układu Słonecznego. Stworzenie obrazów struktur fizycznych, które powodują ekstremalne rozpraszanie fal radiowych, może dać nam lepsze zrozumienie, jak tworzą się tak gęste regiony i jaką rolę odgrywa plazma międzygwiazdowa w ewolucji galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pulsara. Źródło: Carl Knox, OzGrav-Swinburne University.


Załączniki:
005-pulsar_orig.jpg
005-pulsar_orig.jpg [ 228.62 KiB | Przeglądany 481 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 2022, 14:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto uśpioną czarną dziurę poza naszą Galaktyką

Międzynarodowy zespół astronomów, w tym naukowcy z Polski, znalazł uśpioną czarna dziurę o masie gwiazdowej w Wielkim Obłoku Magellana.

Po raz pierwszy nasz zespół zebrał się, aby poinformować o odkryciu czarnej dziury, zamiast je odrzucić – mówi prowadzący badania dr Tomer Shenar z Uniwersytetu Amsterdamskiego w Holandii.

Znaleźliśmy igłę w stogu siana – mówi Shenar. Chociaż zaproponowano innych podobnych kandydatów na czarne dziury, zespół twierdzi, że jest to pierwsza „uśpiona” czarna dziura o masie gwiazdowej, która została jednoznacznie wykryta poza galaktyką Drogi Mlecznej. Praca została opublikowana w czasopiśmie Nature Astronomy.

Gwiazdowe czarne dziury powstają, gdy masywne gwiazdy osiągają kres swojego życia i zapadają się pod wpływem własnej grawitacji. W układzie podwójnym proces ten pozostawia po sobie czarną dziurę na orbicie ze świecącą gwiazdą towarzyszącą. O czarnej dziurze mówimy, że jest uśpiona, jeżeli nie emituje wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego, co jest typowym sposobem wykrywania takich czarnych dziur.

Odkrycia dokonano dzięki sześcioletnim obserwacjom uzyskanym przy pomocy Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) ESO oraz wieloletnim obserwacjom prowadzonym przez zespół OGLE z użyciem Teleskopu Warszawskiego w Obserwatorium Las Campanas w Chile.

To niewiarygodne, że prawie nie wiemy o żadnych uśpionych czarnych dziurach, biorąc pod uwagę, jak powszechne zdaniem astronomów one są – wyjaśnia współautor pracy Pablo Marchant z KU Leuven. Nowo znaleziona czarna dziura ma co najmniej dziewięć mas Słońca i okrąża gorącą, niebieską gwiazdę o masie 25 razy większej od masy Słońca.

Uśpione czarne dziury są szczególnie trudne do zauważenia, ponieważ nie oddziałują zbytnio z otoczeniem.

Od ponad dwóch lat szukamy takich układów podwójnych z czarną dziurą – mówi współautorka Julia Bodensteiner, pracownik naukowy w ESO w Niemczech. Byłam bardzo podekscytowana, gdy usłyszałam o VFTS 243, który moim zdaniem jest najbardziej przekonującym kandydatem zgłoszonym do tej pory.

Aby znaleźć VFTS 243, zespół przeszukał prawie 1000 masywnych gwiazd w Mgławicy Tarantula, ogromnym obszarze gwiazdotwórczym w Wielkim Obłoku Magellana, szukając tych, które mogą mieć czarne dziury jako towarzyszy. Identyfikacja tych towarzyszy jako czarne dziury jest niezwykle trudna, ponieważ istnieje tak wiele alternatywnych możliwości.

Odkrycie pozwala zespołowi na unikalne spojrzenie na procesy towarzyszące powstawaniu czarnych dziur. Astronomowie uważają, że czarna dziura o masie gwiazdowej powstaje w wyniku zapadania się jądra umierającej masywnej gwiazdy, ale nie wiadomo, czy towarzyszy temu potężna eksplozja supernowej.

Gwiazda, która uformowała czarną dziurę w VFTS 243 wydaje się zapadać całkowicie, bez śladu wcześniejszej eksplozji – wyjaśnia Shaner. Dowody na ten scenariusz „bezpośredniego kolapsu” pojawiły się niedawno, ale nasze badanie prawdopodobnie dostarcza jednej z najbardziej bezpośrednich wskazówek. Ma to olbrzymie implikacje dla pochodzenia fuzji czarnych dziur.

Czarna dziura w VFTS 243 została znaleziona dzięki sześcioletnim obserwacjom Mgławicy Tarantula przez instrument Fibre Large Array Multi Element Spectrograph (FLAMES) na VLT. FLAMES pozwala astronomom obserwować ponad sto obiektów jednocześnie, co stanowi znaczną oszczędność czasu teleskopu w porównaniu z badaniem każdego obiektu pojedynczo.

Zespół zachęca do badania i ma nadzieję, że praca umożliwi odkrycie czarnych dziur o masie gwiazdowej orbitujących wokół masywnych gwiazd, których tysiące jest spodziewanych w Drodze Mlecznej i Obłokach Magellana.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej informacji:
CfA

Vega

Uniwersytet Warszawski

Na ilustracji: Wizja artystyczna ukazująca, jak mógłby wyglądać układ VFTS 243, gdybyśmy obserwowali go z bliska. Źródło: ESO/L. Calçada.


Załączniki:
dormant-black-hole-lores-pr_1.jpg
dormant-black-hole-lores-pr_1.jpg [ 162.13 KiB | Przeglądany 451 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 lipca 2022, 17:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1686
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie wykrywają radiowe „bicie serca” miliardy lat świetlnych od Ziemi

Wyraźny i okresowy wzór szybkich błysków radiowych może pochodzić od odległej gwiazdy neutronowej.

Międzynarodowy zespół astronomów wykrył dziwny i trwały sygnał radiowy z odległej galaktyki, który wydaje się błyskać z zaskakującą regularnością.

Sygnał jest klasyfikowany jako szybki błysk radiowy (FRB) – intensywnie silny błysk fal radiowych o nieznanym astrofizycznym pochodzeniu, który zwykle trwa najwyżej kilka milisekund. Jednak ten nowy sygnał utrzymuje się do trzech sekund, około 1000 razy dłużej niż przeciętny FRB. W tym oknie zespół wykrył błyski fal radiowych, które powtarzają się co 0,2 sekundy w wyraźnym, okresowym wzorze, podobnym do bijącego serca.

Badacze oznaczyli sygnał jako FRB 20191221A i jest to obecnie najdłużej trwający FRB, o najwyraźniejszym okresowym wzorze, wykryty do tej pory.

Źródło sygnału znajduje się w odległej galaktyce, kilka miliardów lat świetlnych od Ziemi. Co dokładnie może być tym źródłem, pozostaje tajemnicą, choć astronomowie podejrzewają, że sygnał może pochodzić od radiowego pulsara lub magnetara, które są rodzajami gwiazd neutronowych – niezwykle gęstych, szybko wirujących, zapadających się rdzeni olbrzymich gwiazd.

We Wszechświecie nie ma wielu rzeczy, które emitują ściśle okresowy sygnał - mówi Daniele Michilli, stażysta w MIT's Kavli Institute for Astrophysics and Space Research. Przykłady znane z naszej własnej Galaktyki to pulsary radiowe i magnetary, które wirują i wytwarzają wiązki podobne do latarni morskiej. I sądzimy, że ten nowy sygnał może być magnetarem lub pulsarem na sterydach.

Zespół ma nadzieję wykryć więcej okresowych sygnałów z tego źródła, które mogłyby zostać wykorzystane jako zegar astrofizyczny. Na przykład częstotliwość wybuchów i to, jak zmieniają się one w miarę oddalania się źródła od Ziemi, mogłoby zostać wykorzystane do pomiaru tempa rozszerzania się Wszechświata.

Odkrycie zostało opublikowane w czasopiśmie Nature 13 lipca 2022 roku.

Od czasu odkrycia pierwszego FRB w 2007 roku, we Wszechświecie wykryto setki podobnych błysków radiowych, ostatnio przez Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME), interferometryczny radioteleskop składający się z czterech dużych parabolicznych reflektorów, który znajduje się w Dominion Radio Astrophysical Observatory w Kolumbii Brytyjskiej w Kanadzie.

CHIME stale obserwuje niebo gdy Ziemia się obraca i jest zaprojektowany tak, aby odbierać fale radiowe emitowane przez wodór w najwcześniejszych etapach Wszechświata. Tak się składa, że teleskop jest również czuły na szybkie błyski radiowe, a odkąd zaczął obserwować niebo w 2018 roku, wykrył setki FRB emitujące z różnych części nieba.

Zdecydowana większość zaobserwowanych do tej pory FRB to jednorazowe – skrajnie jasne błyski fal radiowych, które trwają kilka milisekund, zanim zgasną. Niedawno badacze odkryli pierwszy okresowy FRB, który wydawał się emitować regularny wzór fal radiowych. Sygnał ten składał się z czterdziestodniowego okna losowych wybuchów, które następnie powtarzały się co 16 dni. Ten 16-dniowy cykl wskazywał na okresowy wzór aktywności, choć sygnał rzeczywistych błysków radiowych był raczej przypadkowy niż okresowy.

21 grudnia 2019 roku CHIME odebrał sygnał potencjalnego FRB, co natychmiast zwróciło uwagę Michilli’ego, który skanował napływające dane.

To było niezwykłe – wspomina. Nie tylko był bardzo długi, trwający około trzech sekund, ale istniały okresowe piki, które były nadzwyczaj precyzyjne, emitowane co ułamek sekundy – bum, bum, bum – jak bicie serca. To pierwszy przypadek, kiedy sam sygnał jest okresowy.

Analizując wzór błysków radiowych FRB 20191221A, Michilli i jego koledzy znaleźli podobieństwa do emisji z pulsarów radiowych i magnetarów w naszej własnej Galaktyce. Pulsary radiowe to gwiazdy neutronowe, które emitują wiązki fal radiowych, wyglądające na pulsujące podczas obrotu gwiazdy, podczas gdy podobna emisja jest wytwarzana przez magnetary dzięki ich ekstremalnym polom magnetycznym.

Główna różnica między nowy sygnałem a emisją radiową pochodzącą z naszych własnych galaktycznych pulsarów i magnetarów polega na tym, że FRB 20191221A wydaje się być ponad milion razy jaśniejszy. Michilli mówi, że świecące błyski mogą pochodzić od odległego radiowego pulsara lub magnetara, który normalnie jest mniej jasny w miarę rotacji i z jakiegoś powodu wyrzucił ciąg genialnych błysków, w rzadkim, trzysekundowym oknie, które CHIME złapał.

Astronomowie mają nadzieję na wychwycenie wybuchów z okresowego FRB 20191221A, co może pomóc w lepszym zrozumieniu jego źródła i ogólnie gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna sygnału radiowego z odległej galaktyki, który wydaje się migać z zaskakującą regularnością. Źródło: Zdjęcie dzięki uprzejmości CHIME, z tłem edytowanym przez MIT News.


Załączniki:
MIT-ClearFRB-01-press_0.jpg
MIT-ClearFRB-01-press_0.jpg [ 612.86 KiB | Przeglądany 424 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: 1154 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 54, 55, 56, 57, 58  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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