Dzisiaj jest 11 sierpnia 2022, 05:19

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1149 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 53, 54, 55, 56, 57, 58  Następna
Autor Wiadomość
Post: 13 maja 2022, 16:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano eksplozję na białym karle

Kiedy gwiazdy takie jak nasze Słońce zużywają całe swoje paliwo, kurczą się, tworząc białe karły. Czasem takie martwe gwiazdy powracają do życia w wyniku bardzo gorącej eksplozji i wytwarzają ognistą kulę promieniowania rentgenowskiego. Zespół naukowców po raz pierwszy zaobserwował taką eksplozję promieniowania X.

To był do pewnego stopnia szczęśliwy zbieg okoliczności – wyjaśnia Ole König z Instytutu Astronomicznego FAU w Obserwatorium im. dr. Karla Remeisa w Bambergu, który opublikował artykuł o tej obserwacji w czasopiśmie Nature wraz z prof. dr. Jörnem Wilmsem i zespołem badawczym Instytutu Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka, Uniwersytetu w Tybindze, Universitat Politécnica de Catalunya w Barcelonie oraz Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam. Te rozbłyski rentgenowskie trwają zaledwie kilka godzin i są prawie niemożliwe do przewidzenia, ale instrument obserwacyjny musi być skierowany bezpośrednio na wybuch w dokładnie odpowiednim momencie – wyjaśnia astrofizyk.

Instrumentem w tym przypadku jest teleskop rentgenowski eROSITA, który obecnie znajduje się półtora miliona kilometrów od Ziemi i od 2019 roku bada niebo w poszukiwaniu miękkiego promieniowania rentgenowskiego. 7 lipca 2020 roku zmierzył on silne promieniowanie X w obszarze nieba, który cztery godziny wcześniej wyglądał zupełnie niepozornie. Gdy teleskop rentgenowski badał to samo miejsce na niebie cztery godziny później, promieniowanie zniknęło. Wynika z tego, że błysk promieniowanie rentgenowskiego, który wcześniej całkowicie prześwietlił środek detektora, musiał trwać krócej niż osiem godzin.

Tego typu eksplozje promieniowania rentgenowskiego zostały przewidziane przez badania teoretyczne ponad 30 lat temu, ale do tej pory nigdy nie zostały bezpośrednio zaobserwowane. Te ogniste kule promieniowania X pojawiają się na powierzchni gwiazd, które początkowo miały rozmiary porównywalne do Słońca, zanim zużyły większość swojego paliwa, składającego się z wodoru, a później helu, głęboko w swoich rdzeniach. Te gwiezdne trupy kurczą się, aż pozostają białe karły, które mają rozmiary zbliżone do Ziemi, ale ich masa może być podobna do masy naszego Słońca.

Te tak zwane nowe zdarzają się cały czas, ale wykrycie ich w pierwszych chwilach, gdy powstaje większość emisji promieniowania rentgenowskiego, jest naprawdę trudne – mówi dr Wiktor Doroszenko z Uniwersytetu w Tybindze. Wyzwaniem jest nie tylko krótki czas trwania błysku, ale również fakt, że spektrum emitowanego promieniowania rentgenowskiego jest bardzo miękkie. Miękkie promieniowanie X jest mało energetyczne i łatwo absorbowane przez ośrodek międzygwiazdowy, dlatego w tym paśmie nie widzimy zbyt daleko, co ogranicza liczbę możliwych do zaobserwowania obiektów, czy to nowej, czy zwykłej gwiazdy. Teleskopy zwykle są projektowane tak, aby były najbardziej efektywne w twardym promieniowaniu X, gdzie absorpcja jest mniej istotna, i to jest właśnie powód, dla którego mogłyby przegapić takie zdarzenie! – podsumowuje Wiktor Doroszenko.

Zwłoki gwiazd przypominają kamienie szlachetne
Łyżeczka materii z wnętrza białego karła ma masę porównywalną z dużą ciężarówką – kontynuuje Jörn Wilms. Ponieważ te wypalone gwiazdy składają się głównie z tlenu i węgla, można je porównać do gigantycznych diamentów wielkości Ziemi, które unoszą się w przestrzeni kosmicznej. Te obiekty w postaci cennych klejnotów są tak gorące, że świecą na biało. Promieniowanie jest jednak tak słabe, że trudno je wykryć z Ziemi.

Chyba, że białemu karłowi towarzyszy gwiazda, która nadal płonie, i gdy olbrzymie przyciąganie grawitacyjne białego karła powoduje wysysanie wodoru z powłoki towarzyszącej mu gwiazdy. Z czasem wodór ten może się zebrać i utworzyć na powierzchni białego karła warstwę o grubości zaledwie kilku metrów – wyjaśnia Jörn Wilms. W tej warstwie ogromne przyciąganie grawitacyjne wytwarza olbrzymie ciśnienie, które jest tak duże, że powoduje ponowny zapłon gwiazdy. W wyniku reakcji łańcuchowej wkrótce dochodzi do ogromnej eksplozji, podczas której warstwa wodoru zostaje zdmuchnięta. Promieniowanie rentgenowskie powstałe w wyniku tej eksplozji trafiło do detektorów eROSITA 7 lipca 2020 roku.

Fizyczne pochodzenie emisji rentgenowskiej z atmosfer białych karłów jest stosunkowo dobrze poznane i możemy modelować ich widma w oparciu o pierwsze zasady i z dużą dokładnością. Porównanie modeli z obserwacjami pozwala na poznanie podstawowych własności obiektów, takich jak masa, rozmiar czy skład chemiczny – wyjaśnia dr Valery Suleimanov z Uniwersytetu w Tybindze. Problem w tym konkretnym przypadku polegał jednak na tym, że po 30 latach bez fotonów nagle pojawiło się ich zbyt wiele, co zniekształciło odpowiedź spektralną eROSITA, która została zaprojektowana do wykrywania milionów bardzo słabych obiektów, a nie jednego, ale bardzo jasnego – dodaje Wiktor Doroszenko.

Korzystając z obliczeń modelowych, które pierwotnie opracowaliśmy, wspierając rozwój instrumentu rentgenowskiego, byliśmy w stanie bardziej szczegółowo przeanalizować obraz podczas złożonego procesu, aby uzyskać zakulisowy widok wybuchu białego karła, czy nowej – wyjaśnia Jörn Wilms.

Zgodnie z wynikami badań biały karzeł ma masę zbliżoną do naszego Słońca, a więc jest stosunkowo duży. W wyniku eksplozji powstała kula ognia o temperaturze około 327 000 K, co czyni ją około sześćdziesiąt razy gorętszą od Słońca. Parametry te uzyskano dzięki połączeniu modeli promieniowania rentgenowskiego z modelami promieniowania emitowanego przez bardzo gorące białe karły, stworzonymi w Tybindze przez Valery’ego Suleimanova i Wiktora Doroszenko, oraz dzięki bardzo wnikliwej analizie odpowiedzi instrumentów w reżimie znacznie wykraczającym poza specyfikacje, przeprowadzonej w FAU i MPE. Myślę, że to bardzo dobrze ilustruje znaczenie współpracy we współczesnej nauce oraz szeroki zakres wiedzy specjalistycznej w ramach niemieckiego konsorcjum eROSITA – dodaje prof. dr Klaus Werner.

Ponieważ w takich nowych dość szybko kończy się paliwo, szybko stygną, a promieniowanie rentgenowskie słabnie, aż w końcu staje się światłem widzialnym, które dotarło do Ziemi pół dnia po detekcji eROSITA i zostało zaobserwowane przez teleskopy optyczne. Pojawiła się wtedy pozornie jasna gwiazda, która w rzeczywistości była widzialnym światłem z wybuchu, tak jasnym, że można je było dostrzec na nocnym niebie nieuzbrojonym okiem – wyjaśnia Ole König. Pozornie „nowe gwiazdy”, takie jak ta, były obserwowane w przeszłości i nazywano je „nova stella”, czyli „nowa gwiazda”, ze względu na ich niespodziewane pojawienie się. Ponieważ takie nowe są widoczne dopiero po rozbłysku promieniowania X, bardzo trudno jest przewidzieć takie wybuchy i to głównie od przypadku zależy, kiedy trafią one w detektory promieniowania rentgenowskiego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Eberhard Karls Universität Tübingen

Vega


Załączniki:
22-05-11_Weißer_Stern.jpg
22-05-11_Weißer_Stern.jpg [ 99.37 KiB | Przeglądany 1547 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 maja 2022, 15:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Sekret T Pyx

W fizyce, a zwłaszcza w astrofizyce, już dawno nauczyliśmy się pewnego szczególnego faktu: w każdym dobrze znanym zjawisku (nawet tym, które uważamy za całkiem dobrze poznane) istnieją pewne wartości odstające, pewne układy, pewne zjawiska w przyrodzie, które wydają się zaprzeczać, lub przynajmniej kwestionować nasze rozumienie tego procesu czy zjawiska.

Artykuł opublikowany 14 maja 2022 roku opowiada o dziwnym układzie gwiazdowym, zwanym T Pyx. Tym, co czyni T Pyx tak wyjątkowym, są jego częste erupcje, które wydają się przeczyć większości tego, co wiemy o układach podwójnych.

Białe karły w układach wielokrotnych
T Pyx to układ składający się z co najmniej białego karła i tak zwanego „obiektu dawcy”. To czyni go co najmniej układem podwójnym, a wiemy, że jest to układ oddziałujący. W oddziałującym układzie podwójnym jedna lub obie gwiazdy składowe wypełniły lub przekroczyły swoją granicę Roche’a. Oznacza to, że materia z jednej gwiazdy (dawcy) przepływa na drugą i trafi do towarzysza.

Jednym z rodzajów układów podwójnych jest taki, w którym jedna z gwiazd opuściła już ciąg główny i przekształciła się w białego karła, podczas gdy drugi składnik nie zrzucił jeszcze swoich zewnętrznych warstw i nie stał się gwiezdnymi zwłokami. Jeżeli taki układ oddziałuje, biały karzeł akreuje masę od swojego towarzysza. Ta szybkość akrecji jest przeważnie zbyt mała, aby biały karzeł mógł osiągnąć stałe spalanie wodoru. Gdy ciśnienie w warstwie materii akrecyjnej, która nie jest zdegenerowana, osiągnie ciśnienie krytyczne, można się spodziewać, że biały karzeł będzie wykazywać powtarzające się wybuchowe spalanie wodoru (np. wybuchu nowej). W większości przypadków oczekuje się, że okres czasu pomiędzy dwiema erupcjami będzie dłuższy niż 10 000 lat, ponieważ wartość ta zależy od masy białego karła i tempa jego akrecji.

W przypadku bardzo masywnych białych karłów o szybkim tempie akrecji (np. dzięki masywnym gwiazdom towarzyszącym), okres między dwiema erupcjami może być krótszy niż 100 lat. Jednak w tym przypadku biały karzeł akreuje więcej masy pomiędzy dwoma wybuchowymi spalaniami wodoru niż jest wyrzucane podczas erupcji, a zatem jego masa rośnie. Dlatego te białe karły mogą osiągnąć granicę Chandrasekhara i stają się kandydatami do supernowych typu Ia.

Dla tak dużych szybkości akrecji sugerowane są długie okresy orbitalne, ponieważ pochodzą one z masywnej lub towarzyszącej gwiazdy, wyewoluowanej poza ciąg główny, co prowadzi do powstania szerokich układów podwójnych.

Dlatego, jak zauważają autorzy pracy, większość znanych układów z powtarzającymi się wybuchami gwiazd nowych ma okresy orbitalne dłuższe niż 12 godzin.

Ciekawy układ
W układzie T Pyx gwiazda macierzysta jest gwiazdą o niskiej masie – być może nawet obiektem podgwiazdowym – mniejszej niż 10% masy Słońca. Jednak biały karzeł w T Pyx wybucha mniej więcej co 30 lat, mimo że jego okres orbitalny wynosi zaledwie 1,8 godziny. Wiemy, że te erupcje to w rzeczywistości wybuchowe spalanie wodoru, a T Pyx ma niezwykle wysokie tempo akrecji. Jak to możliwe przy tak krótkim okresie orbitalnym? Obliczając spodziewany transfer masy dla tego układu, otrzymujemy wartość około 1000 razy za małą dla tak częstych wybuchów.

Jest jeszcze jeden
Autorzy pracy rozważają nowe możliwe wyjaśnienie: bardziej odległy trzeci towarzysz układu. Wiadomo, że wpływ grawitacyjny takiego trzeciego obiektu może mieć dramatyczne konsekwencje dla ewolucji bliskiego układu podwójnego. Dlatego pierwszym krokiem w tym kierunku jest sprawdzenie, czy T Pyx rzeczywiście może być układem potrójnym.

I oto, korzystając z danych z sondy kosmicznej Gaia, autorzy odkryli towarzysza o wspólnym ruchu właściwym. Wydaje się, że znajduje się on w odległości pół roku świetlnegood wewnętrznego układu podwójnego T Pyx, a jego ruch właściwy jest jedynym w tym sąsiedztwie zgodnym z ruchem T Pyx. Paralaksy obu obiektów są prawie identyczne, jak w katalogu Gaia. Zatem odległość od Ziemi do wewnętrznej gwiazdy podwójnej i tej kandydatki na trzeciego towarzysza T Pyx są prawie identyczne w granicach ich błędów i wynoszą około 2,9 kiloparseka.

Pomiary fotometryczne wykazują, że trzeci obiekt ma promień 2,25 promienia słonecznego, a jego umieszczenie na diagramie Hertzsprunga-Russella sugeruje, że jest to gwiazda typu podolbrzyma o masie 1,5 masy Słońca, który właśnie opuszcza ciąg główny i zmierza w kierunku gałęzi czerwonych olbrzymów. Ponieważ faza podolbrzyma trwa stosunkowo krótko, wiek tej gwiazdy, a tym samym całego układu, można oszacować na około 2,2 miliarda lat.

Po przedstawieniu przekonujących argumentów przemawiających za istnieniem odległego trzeciego towarzysza T Pyx i ustaleniu jego właściwości, autorzy pracy postanowili zastanowić się, czy taki trzeci obiekt byłby w stanie wyjaśnić osobliwe własności układu: przede wszystkim nienaturalnie wysokie tempo akrecji białego karła.

Układ potrójny z bliskim wewnętrznym układem podwójnym, w którym dwie gwiazdy krążą wokół siebie dość blisko, a trzecia gwiazda krąży wokół układu podwójnego w większej odległości, nazywane są hierarchicznymi układami potrójnymi.

Dynamika trzech ciał
Autorzy pokazują, że natura T Pyx jako układu potrójnego może powodować ekscentryczną orbitę wewnętrznego białego karła i jego gwiezdnego towarzysza. W przeciwieństwie do izolowanych gwiazd podwójnych, dla których ich orbity szybko się okrążają, w układach potrójnych, ze względu na odpowiednią dynamikę, mimośród orbity może ulegać ciągłym zmianom. Zatem transfer masy w przypadku tych bliskich układów podwójnych w układzie potrójnym jest w dużym stopniu zależny od fazy orbitalnej i może szybko ewoluować. To właśnie może tłumaczyć tak wysoki transfer masy, jaki obserwujemy w przypadku T Pyx. W zależności od stopnia ekscentryczności, gaz z gwiezdnego dawcy może zostać usunięty podczas największego zbliżenia i akreowany na białego karła; albo obydwa obiekty mogą się nawet zderzyć, prowadząc do znacznych zaburzeń gwiazdowych.

Wygląda na to, że zagadka często wybuchającego układu T Pyx została rozwiązana przynajmniej w rozsądnym stopniu. Co ciekawe, istnieje układ bliźniaczy, znany jako IM Nor, który wykazuje podobne anormalne cechy. Autorzy spekulują, że IM Nor może być w rzeczywistości również hierarchicznym układem potrójnym. Niestety, paralaksa dla tego układu w katalogu Gaia nie jest statystycznie istotna, gdyż ma bardzo duży margines błędu. Autorzy mają nadzieję, że może się to jeszcze zmienić wraz z kolejnymi publikacjami danych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna białego karła akreującego masę od swojego towarzysza, gwiazdy ciągu głównego. Źródło: NASA.


Załączniki:
wdac.jpg
wdac.jpg [ 143.5 KiB | Przeglądany 1521 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 maja 2022, 13:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Galaktyki karłowate: kluczowe laboratoria do badania ciemnej materii

W czasopiśmie Nature Astronomy opublikowano pracę opisującą najnowsze wyniki badań nad poszukiwaniem ciemnej materii w galaktykach karłowatych Grupy Lokalnej.

Ciemna materia w galaktykach karłowatych jest tematem artykułu przeglądowego opublikowanego 16 maja 2022 roku w czasopiśmie Nature Astronomy, w kolekcji artykułów, która od grudnia 2021 roku poświęcona będzie najmniejszym galaktykom, zarówno pod względem masy, jak i rozmiarów, w naszym Wszechświecie. Galaktyki karłowate są najliczniejsze i formują się jako pierwsze, dlatego uważa się je za kluczowe laboratoria do badania wielu otwartych kwestii w astrofizyce, w tym istnienia i właściwości ciemnej materii.

Od kilku dziesięcioleci badania dynamiki galaktyk skłaniają naukowców do wysunięcia hipotezy, że tylko mniejszość ich masy stanowi materia świecąca (materia zbudowana ze „zwykłych” cząsteczek), a większość składa się z „ciemnej materii, która nie emituje ani nie absorbuje promieniowania elektromagnetycznego, i której natura jest wciąż nieznana. W szczególności w galaktykach karłowatych masa ciemnej materii może być od kilkudziesięciu do kilku tysięcy razy większa od masy materii świecącej.

Opublikowany artykuł dotyczy w szczególności ruchów gwiazd w tych galaktykach karłowatych, które znajdują się w Grupie Lokalnej, czyli w naszym sąsiedztwie, oraz wykorzystania tych ruchów do wnioskowania o ilości ciemnej materii w tych galaktykach i sposobie jej rozmieszczenia. Biorąc pod uwagę, jak blisko nas znajdują się galaktyki karłowate Grupy Lokalnej, są one jednymi z najlepszych układów, w których można szukać pośrednich oznak obecności ciemnej materii pochodzącej z anihilacji lub rozpadu – mówi Giuseppina Battaglia, badaczka z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) i Uniwersytetu w La Laguna (ULL) oraz współautorka przeglądu. Jednak określenie właściwości halo ciemnej materii w galaktykach karłowatych jest ważne nie tylko dla zbadania ciemnej materii, ale także dla postępu w naszym rozumieniu powstawania i ewolucji galaktyk.

Co ważne, zgodnie ze standardowym modelem kosmologicznym, galaktyki tworzą się w sposób oddolny, tzn. najpierw powstają małe galaktyki, a duże powstają w wyniku połączenia się mniejszych i akrecji materii – zauważył Carlo Nipoti, badacz z Uniwersytetu Bolońskiego i współautor artykułu. Innymi słowy, galaktyki karłowate były „cegiełkami”, z których budowane są inne kosmiczne struktury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Optyczny obraz karłowatej galaktyki sferoidalnej Sombrero - NGC 253 (po lewej) wraz z ilustracją sygnału promieniowania gamma, który może pochodzić od ciemnej materii anihilującej wewnątrz galaktyki (po prawej). Źródło: Obraz po lewej: Giuseppe Donatiello. Obraz po prawej: NASA/DOE/Fermi LAT.


Załączniki:
Webp.net-resizeimage_13.jpg
Webp.net-resizeimage_13.jpg [ 139.61 KiB | Przeglądany 1497 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 maja 2022, 17:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Nowy sposób pomiarów i detekcji młodych gwiazd i ich dysków protoplanetarnych

Astronomowie z Boston University opracowali nowy sposób pomiaru i wykrywania obecności dysków protoplanetarnych wokół młodych gwiazd w najbardziej nieprzezroczystych regionach kosmosu.

Wyobraź sobie, że idziesz przez gęstą mgłę w środku nocy, widząc w oddali migoczące plamy świateł z samochodów i miast. Niemal niemożliwe jest stwierdzenie, czy światła są głęboko we mgle, czy poza nią. Astronomowie próbujący znaleźć młode gwiazdy borykają się z podobnym problemem: światło z poszukiwanych przez nich gwiazd migocze przez wielkie obszary mglistego gazu i pyłu w przestrzeni kosmicznej, zwane obłokami molekularnymi.

Jednak serca tych obłoków są często wylęgarniami młodych gwiazd i planet, idealnymi miejscami do prób zrozumienia, jak tworzą się ciała niebieskie – zakładając, że astronomowie są w stanie dostrzec przez mgłę, co się dzieje.

Teraz grupa naukowców z wydziału astronomii BU znalazła niedrogi sposób na przebicie się przez tę mgłę. Opracowali oni nową metodę, która mierzy zamglenie obłoku pyłu i pozwala wykryć obecność struktur planetotwórczych, znanych jako dyski protoplanetarne – dyski gazu i pyłu, które są obecne wokół młodych gwiazd i dostarczają materiału do formowania się planet. Wykorzystali swoją technikę, aby uzyskać pełniejszy wgląd we wnętrze obłoku molekularnego znajdującego się 450 lat świetlnych od Ziemi, w gwiazdozbiorze Byka. Znajduje się tam układ dwóch gwiazd, których dyski protoplanetarne są wciąż obecne i prawdopodobnie są w trakcie tworzenia wielu nowych planet.

W rzeczywistości próbujemy spojrzeć przez mgłę obłoku, aby zobaczyć, co robią te gwiazdy, które są jak latarki świecące przez chmurę – mówi Dan Clemens, profesor College of Arts & Sciences i kierownik katedry astronomii oraz główny autor pracy opisującej techniki zastosowane w celu bliższego przyjrzenia się dyskom protoplanetarnym gwiazd. Wyniki badań zostały opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal.

Naukowcy nie wiedzą dokładnie, jak powstają gwiazdy i planety – choć znają niektóre składniki, takie jak gaz, pył, grawitacja i pola magnetyczne – dlatego badanie takich układów może dać wgląd w przebieg tego procesu. W Obłoku Molekularnym w Byku młoda małomasywna gwiazda oraz brązowy karzeł krążą wokół siebie co pół miliona lat – brązowy karzeł jest czasem nazywany nieudaną gwiazdą, ponieważ nie zaszedł w nim proces spalania wodoru i helu, jak się to dzieje w przypadku jaśniejszych gwiazd. Zarówno brązowy karzeł, jak i młoda gwiazda mają otaczające je dyski protoplanetarne.

Zespół z BU po raz pierwszy zbadał dyski w Obłoku Byka, gdy Anneliese Rilinger, studentka piątego roku studiów magisterskich na wydziale astronomii BU, zaczęła badać układ gwiazd za pomocą fal radiowych zbieranych przez Atacama Large Millimeter Array (ALMA). Rilinger opublikowała wcześniej pracę wraz z Catherine Espaillat, profesorem nadzwyczajnym astronomii w CAS i współautorką nowej pracy, w której badały i szczegółowo modelowały struktury dysków otaczających gwiazdy.

Jej praca z wykorzystaniem fal radiowych zainteresowała Clemensa, który razem z resztą zespołu, w tym Rilinger i Espaillat, postanowił sprawdzić obserwacje Rilinger tego samego układu przy użyciu światła w bliskiej podczerwieni – fali o krótszej długości niż fale radiowe, niewiele dłuższej od tej, którą jest w stanie wykryć ludzkie oko. Chcieli pokazać, że możliwe jest dokładne modelowanie położenia dysków protoplanetarnych za pomocą alternatywnych – i w rezultacie bardziej dostępnych – narzędzi.

Kiedy gwiazdy emitują światło, jest ono niespolaryzowane (co oznacza, że fale świetlne rozchodzą się w wielu kierunkach). Jednak gdy światło przechodzi przez gęsty obłok molekularny, staje się ono spolaryzowane – fale światła oscylują w jednym kierunku – ze względu na właściwości ziaren pyłu i pole magnetyczne wbudowane w obłok. Badacze użyli polarymetru pracującego w bliskiej podczerwieni w Perkins Telescope Observatory BU, aby zmierzyć polaryzację światła przechodzącego przez obłok. Pomiar polaryzacji pozwolił zespołowi dostrzec sygnatury gwiazd, co pozwoliło określić orientację dysków. Wyzwanie polegało na tym, jak odjąć wpływ otaczającego obłoku, aby określić naturę światła pochodzącego od gwiazd i ujawnić orientację dysków protoplanetarnych – szukając pyłu wewnątrz obłoku pyłowego.

Zespół potwierdził, że dane o polaryzacji w bliskiej podczerwieni zgadzają się z danymi na falach radiowych, co pokazuje, że możliwe są pomiary dysków protoplanetarnych bez użycia wielkoskalowych narzędzi, takich jak ALMA. Ich praca ujawniła również coś ciekawego w tym układzie: dyski znajdują się w dziwnym ułożeniu, które nie często jest obserwowane przez astronomów – równolegle do siebie i prostopadle do pola magnetycznego większego obłoku. Często dyski protoplanetarne obracają się równolegle do pola magnetycznego obłoku pyłu, co czyni ten układ rzadkim i daje naukowcom możliwość uzyskania nowych informacji na temat formowania się planet z dysków.

To było ekscytujące i stanowiło wyzwanie, aby rozwinąć wiedzę o tym, jak usunąć wkład obłoków z wewnętrznych polaryzacji gwiazd i młodych obiektów gwiazdowych – jest to coś, czego wcześniej nie robiono – mówi Clemens. Wykonana przez nas polarymetria w bliskiej podczerwieni dała nam unikalny wgląd w dyski, jak również możliwość zajrzenia w głąb tych optycznie nieprzezroczystych regionów, gdzie formują się nowe gwiazdy. Ich narzędzia mogą być wykorzystane do badania obecności i orientacji dysków w innych głęboko ukrytych regionach kosmosu.

Chociaż proces formowania się planet wciąż trwa, brązowy karzeł i młoda gwiazda w Obłoku w Byku już teraz wydają się mieć towarzyszy o mniejszej masie, którzy balansują na granicy między byciem planetą a innym brązowym karłem. W tym kawałku kosmosu planety prawdopodobnie będą się formować w ciągu najbliższych pięciu milionów lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Boston University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca brązowego karła. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
res-Artist’s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026-1280x720.jpg
res-Artist’s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026-1280x720.jpg [ 145.55 KiB | Przeglądany 1471 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 20 maja 2022, 13:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Obłoki pyłu kosmicznego w 3D

Astronomowie rozwiązują zagadkę różnej aktywności gwiazdotwórczej dwóch podobnie wyglądających obłoków molekularnych.

Wykorzystując dziesiątki tysięcy gwiazd obserwowanych przez sondę kosmiczną Gaia, astronomowie z MPIA i Chalmers ujawnili trójwymiarowe kształty dwóch dużych gwiazdotwórczych obłoków molekularnych – Obłok Kalifornia i Obłok Oriona A. Na konwencjonalnych zdjęciach 2D wydają się one mieć podobną strukturę, zawierającą włókna pyłu i gazu o pozornie porównywalnej gęstości. Jednak w 3D wyglądają one zupełnie inaczej. W rzeczywistości ich gęstości są znacznie bardziej różne, niż wynikałoby to z ich obrazów wyświetlanych na płaszczyźnie nieba. Wynik ten rozwiązuje długoletnią zagadkę, dlaczego te dwa obłoki tworzą gwiazdy w różnym tempie.

Kosmiczne obłoki gazu i pyłu są miejscem narodzin gwiazd. Dokładniej mówiąc, gwiazdy powstają w najgęstszych skupiskach tego materiału. Temperatura spada tam niemal do zera bezwzględnego, a gęsto upakowany gaz zapada się pod własnym ciężarem, tworząc w końcu gwiazdę. Gęstość, czyli ilość materii ściśniętej w danej objętości, jest jedną z kluczowych właściwości, które decydują o wydajności procesów gwiazdotwórczych – mówi Sara Rezaei Khoshbakht, astronom w Max Planck Insitute for Astronomy w Heidelbergu w Niemczech i główna autorka nowego artykułu opublikowanego 16 maja 20222 roku w The Astrophysical Journal Letters.

W pilotażowym badaniu przedstawionym w tym artykule Sara Rezaei Khoshbakht i współautor pracy Jouni Kainulainen zastosowali metodę, która pozwala im zrekonstruować morfologię 3D obłoków molekularnych w dwóch olbrzymich obłokach gwiazdotwórczych. Kainulainen jest naukowcem z Chalmers University of Technology w Göteborgu w Szwecji, który wcześniej pracował również w MPIA. Obiektami tych badań były Obłok Oriona A i Obłok Kalifornia.

Zazwyczaj pomiar gęstości w obłokach jest trudny. Wszystko, co widzimy podczas obserwacji obiektów w przestrzeni kosmicznej, to ich dwuwymiarowy rzut na wyimaginowaną sferę niebieską – wyjaśnia Jouni Kainulainen. Jest to eksperyment w dziedzinie interpretacji wpływu materii kosmicznej na światło gwiazd i obliczania gęstości na podstawie takich danych. Kainulainen dodaje: Konwencjonalnym obserwacjom brakuje niezbędnej głębi. Dlatego jedyną gęstością, jaką zwykle możemy wnioskować z takich danych, jest tak zwana gęstość kolumnowa.

Gęstość kolumnowa to masa dodana wzdłuż linii widzenia podzielona przez rzutowany przekrój poprzeczny. Dlatego te gęstości kolumnowe niekoniecznie odzwierciedlają rzeczywiste gęstości obłoków molekularnych, co jest problematyczne, gdy chodzi o powiązanie własności obłoków z aktywnością gwiazdotwórczą. Rzeczywiście, obrazy dwóch obłoków badanych w tej pracy, na których widoczna jest termiczna emisja pyłu, mają pozornie podobną strukturę i gęstość. Jednak ich znacząco różne tempo formowania gwiazd od wielu lat zastanawia astronomów.

Nowa rekonstrukcja 3D pokazuje jednak, że te dwa obłoki wcale nie są do siebie tak podobne. Pomimo włóknistego wyglądu, jaki przedstawiają obrazy 2D, Obłok Kalifornia jest płaskim, długim na prawie 500 lat świetlnych płatem materii, poniżej którego rozciąga się wielki bąbel. Nie można zatem przypisać mu jednej odległości, co ma istotne konsekwencje dla interpretacji jego właściwości. Z naszej perspektywy na Ziemi jest on zorientowany niemalże krawędzią do góry, co tylko symuluje strukturę włóknistą. W rezultacie rzeczywista gęstość obłoku jest znacznie mniejsza niż sugeruje to gęstość kolumnowa, co wyjaśnia rozbieżność między poprzednimi oszacowaniami gęstości a tempem powstawania gwiazd w obłoku.

A jak wygląda Obłok Oriona A w 3D? Zespół potwierdził jego gęstą włóknistą strukturę widoczną na zdjęciach 2D. Jednak jego rzeczywista morfologia również różni się od tego, co widzimy w 2D. Orion A jest dość złożony z dodatkowymi kondensacjami wzdłuż wyraźnego grzbietu gazu i pyłu. Średnio, Orion A jest znacznie gęstszy niż Obłok Kalifornia, co tłumaczy jego większą aktywność gwiazdotwórczą.

Sara Rezaei Khoshbakht opracowała metodę rekonstrukcji 3D w trakcie swojej pracy doktorskiej. Polega ona na analizie zmian światła gwiazdowego podczas przechodzenia przez obłoki gazu i pyłu, co zostało zmierzone przez sondę Gaia i inne teleskopy. Głównym celem Gai jest precyzyjny pomiar odległości do ponad miliarda gwiazd w Drodze Mlecznej. Odległości te mają kluczowe znaczenie dla metody rekonstrukcji 3D.

Przeanalizowaliśmy i skorelowaliśmy światło pochodzące od 160 000 i 60 000 gwiazd odpowiednio dla Obłoku Kalifornia i Obłoku Oriona A – mówi Sara Rezaei Khoshbakht. Dwójka astronomów zrekonstruowała morfologię i gęstość obłoków z rozdzielczością zaledwie 15 lat świetlnych. Nie jest to jedyna metoda, którą astronomowie stosują do wyznaczania przestrzennych struktur obłoków – dodaje Rezaei Khoshbakht. Ale nasze daje solidne i wiarygodne wyniki bez artefaktów numerycznych.

Badanie to dowodzi, że dzięki dodaniu trzeciego wymiaru może ono poprawić badania nad formowaniem się gwiazd w Drodze Mlecznej. Myślę, że jednym z ważnych wyników tej pracy jest to, że rzuca ona wyzwanie badaniom, które polegają wyłącznie na progach gęstości kolumnowej w celu określenia właściwości formowania się gwiazd i porównania ich ze sobą – podsumowuje Sara Rezaei Khoshbakht.

Praca ta jest jednak tylko pierwszym krokiem w kierunku, który astronomowie chcą osiągnąć. Sara Rezaei Khoshbakht realizuje projekt, który ostatecznie pozwoli na poznanie przestrzennego rozkładu pyłu w całej Drodze Mlecznej i odkrycie jego związku z formowaniem się gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega

Na ilustracji: Kształt Obłoku Kalifornia i Obłoku Oriona A z dwóch różnych perspektyw w rozdzielczości przestrzennej 15 lat świetlnych. Kolory oznaczają gęstość, przy czym kolor czerwony oznacza wyższe wartości. Obrazy są oparte na rekonstrukcji 3D wykonanej przez Sarę Rezaei Khoshbakht i Jouni Kainulainena. Źródło: Rezaei Khoshbakht & Kainulainen (2022) / MPIA.


Załączniki:
Obloki_pylu.jpg
Obloki_pylu.jpg [ 41.23 KiB | Przeglądany 1458 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 maja 2022, 16:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Nowy sposób badania wczesnego Wszechświata

Astronomowie od dawna starają się sięgnąć w głąb wczesnej historii naszego Wszechświata. Jaka była wtedy natura materii? W jaki sposób małe galaktyczne zalążki urosły do rozmiarów gazowych potworów widziane dzisiaj, i jaka była natura tajemniczej substancji, która obciąża ich halo, a jednocześnie wymyka się naszym ziemskim detektorom? Zespół astronomów być może odkrył nowe narzędzie, które pozwoli nam badać tę tajemniczą materię w mniejszej skali niż kiedykolwiek wcześniej.

Spojrzenie wstecz na historię Wszechświata
Jednym z kluczowych zadań współczesnej astronomii jest zrozumienie wczesnego Wszechświata oraz tego, jak ewoluował, aby osiągnąć stan, w którym znajduje się obecnie. Kosmiczny Teleskop Hubble’a przeniósł nas do czasów, gdy Wszechświat miał 500 milionów lat, a misja Planck pozwoliła nam spojrzeć na Wszechświat, gdy miał zaledwie 380 000 lat, wykorzystując kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła (CMB) – światło z bardzo wczesnego Wszechświata, które zostało rozciągnięte do reżimu mikrofalowego w miarę rozszerzania się Wszechświata. Jednym z kluczy do zrozumienia, jak w tym czasie zachowywała się zarówno zwykła, jak i ciemna materia.

Wskazówka, jak ciemna materia zachowuje się w małych skalach, może znajdować się w halo ciemnej materii otaczającym galaktyki we wczesnym Wszechświecie. Te halo ciemnej materii były znacznie mniej masywne niż te, które otaczają galaktyki dzisiaj, więc badanie tych halo we wczesnym Wszechświecie dałoby nam nowe okno do przyjrzenia się ciemnej materii w mniejszych skalach i mogłoby pomóc nam zrozumieć naturę tej tajemniczej substancji, która przenika nasz kosmos.

Badanie ciemnej materii w małych skalach
Grupa naukowców pod kierownictwem Nashwana Sabti z King's College London wykorzystała dekadę obserwacji z HST do badania ciemnej materii w bardzo małych skalach przyglądając się odległym galaktykom i ich halo za pomocą metody uzupełniającej zakres sond lokalnych i CMB. W pierwszej kolejności zespół wyznaczył funkcję jasności galaktyk w ultrafiolecie, (UV FL) która ujmuje obfitość galaktyk w funkcji ich jasności w UV. Ponieważ UV FL zależy od rozkładu masy halo ciemnej materii, technika ta pozwoliła autorom pracy na pośrednie zbadanie, jak ciemna materia jest rozmieszczona w różnych skalach w tym wczesnym okresie historii Wszechświata, ukazując wskazówki dotyczące tego, jak formowała się i ewoluowała wczesna struktura naszego Wszechświata.

Wykorzystanie możliwości szerokiego zakresu pomiarów
Pomiary UV FL wykonane przez autorów obejmują szeroki zakres, od czasu, gdy Wszechświat miał 48 milionów lat aż do okresu, gdy miał 156 milionów lat, i badają skale wykraczające poza to, co pozwala nam zbadać CMB. Autorzy modelują wynikowe widmo mocy materii – miarę tego, jak materia grupuje się w różnych skalach przestrzennych – z różnymi parametrami, aby przetestować szereg modeli teoretycznych opisujących ciemną materię. Zespół stwierdził, że modelowane przez nich widma mocy są do pewnego momentu zgodne z przewidywaniami teoretycznymi modelu lambda zimnej ciemnej materii (standardowego modelu Wszechświata). Widma mocy są niekorzystne dla innych modeli, takich jak model ciepłej ciemnej materii, który nie przewiduje struktury zgodnej z tym, co zespół znalazł w małych skalach.

Te nowe wyniki pokazują, że pomiar funkcji jasności UV jest unikalną, potężną techniką badania natury ciemnej materii. Nowo wystrzelony ebbaJWST oraz Kosmiczny Teleskop Grace Roman, który ma zostać wystrzelony w połowie 2027 roku, będą obserwować galaktyki znajdujące się dalej w historii Wszechświata i badać halo ciemnej materii w mniejszych skalach, co sprawia, że jest to ekscytujący czas dla astronomów zajmujących się ciemną materią!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Symulowane halo ciemnej materii wokół galaktyki. Źródło: Użytkownik Wikipedii Cosmo0.


Załączniki:
Dark_matter_halo-1.png
Dark_matter_halo-1.png [ 590.57 KiB | Przeglądany 1435 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 maja 2022, 17:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Galaktyka jako kosmiczny teleskop do badania serca młodego Wszechświata

Nowy, unikalny instrument, w połączeniu z potężnym teleskopem i niewielką pomocą natury, umożliwił naukowcom zajrzenie do galaktycznych żłobków w sercu młodego Wszechświata.

Po Wielkim Wybuchu, około 13,8 miliarda lat temu, wczesny Wszechświat wypełniony był ogromnymi obłokami neutralnego gazu rozproszonego, znanymi jako tłumione układy Lyman-α (DLA). Układy DLA służyły jako galaktyczne żłobki, ponieważ znajdujące się w nich gazy zaczęły powoli kondensować się, napędzając powstawanie gwiazd i galaktyk. Dzisiaj nadal można je obserwować, ale nie jest to łatwe.

DLA są kluczem do zrozumienia, jak powstają galaktyki we Wszechświecie, ale zazwyczaj trudno je zaobserwować, ponieważ obłoki są zbyt rozproszone i same nie emitują żadnego światła – mówi Rongmon Bordoloi, adiunkt fizyki na Uniwersytecie Stanowym Karoliny Północnej i autor pracy.

Obecnie astrofizycy używają kwazarówsupermasywnych czarnych dziur, które emitują światło – jako „podświetlenia” do wykrywania obłoków DLA. I chociaż metoda ta pozwala badaczom wskazać lokalizacje obłoków DLA, światło kwazarów działa jak małe szpikulce w masywnym obłoku, co utrudnia pomiar ich całkowitego rozmiaru i masy.

Jednak Bordoloi i John O'Meara, główny naukowiec z Obserwatorium W.M. Kecka w Kamueli na Hawajach, znaleźli sposób na obejście tego problemu, wykorzystując grawitacyjnie soczewkującą galaktykę i spektroskopię pola integralnego do obserwacji dwóch DLA – i znajdujących się w nich galaktyk macierzystych – które uformowały się około 11 miliardów lat temu, niedługo po Wielkim Wybuchu.

Grawitacyjnie soczewkowane galaktyki to galaktyki, które wydają się rozciągnięte i rozjaśnione – mówi Bordoloi. Dzieje się tak, ponieważ przed galaktyką znajduje się grawitacyjnie masywna struktura, która ugina światło przechodzące od niej podczas podróży w naszym kierunku. W efekcie patrzymy na rozszerzoną wersję obiektu – to tak, jakbyśmy używali kosmicznego teleskopu, który zwiększa powiększenie i daje nam lepszą wizualizację.

Zaleta takiego rozwiązania jest dwojaka: po pierwsze obiekt tła jest rozciągnięty na niebie i jasny, więc łatwo jest wykonać odczyty widma w różnych częściach obiektu. Po drugie, ponieważ soczewkowanie rozszerza obiekt, można badać bardzo małe skale. Na przykład, jeżeli obiekt ma rozmiar jednego roku świetlnego, możemy badać małe fragmenty z bardzo dużą dokładnością.

Odczyty widma pozwalają astrofizykom „zobaczyć” elementy w głębokim kosmosie, które nie są widoczne nieuzbrojonym okiem, takie jak rozproszone gazowe układy DLA i potencjalne galaktyki w ich wnętrzach. Zazwyczaj zbieranie odczytów jest długim i żmudnym procesem. Zespół rozwiązał ten problem, wykonując spektroskopię pola integralnego za pomocą Keck Cosmic Web Imager.

Spektroskopia pola integralnego pozwoliła badaczom uzyskać widmo w każdym pojedynczym pikselu na część nieba, na którą była skierowana, dzięki czemu spektroskopia rozległego obiektu na niebie stała się bardzo wydajna. Ta innowacja, w połączeniu z rozciągniętą i rozjaśnioną grawitacyjnie soczewkowaną galaktyką pozwoliła zespołowi na bardzo dokładne mapowanie rozproszonego gazu DLA na niebie. Dzięki tej metodzie naukowcy byli w stanie określić nie tylko rozmiar obu DLA, ale również to, że oba obiekty zawierały galaktyki macierzyste.

Przy okazji, DLA są olbrzymie. Mając średnicę większą niż 1,74 kiloparseka, mają one ponad ⅔ wielkości dzisiejszej galaktyki Drogi Mlecznej. Dla porównania, 13 miliardów lat temu średnica typowej galaktyki wynosiła mniej niż 5 kiloparseków. Jeden parsek to 3,26 roku świetlnego, a kiloparsek to 1000 parseków, więc światło potrzebowałoby około 56 723 lata, aby przebyć wzdłuż każdy z DLA.

Jednak dla mnie najbardziej zdumiewające w zaobserwowanych przez nas DLA jest to, że nie są one wyjątkowe – wydają się mieć podobną strukturę, w obu wykryto galaktyki macierzyste, a ich masy wskazują, że zawierają wystarczająco dużo paliwa dla formowanie się gwiazd następnej generacji – mówi Bordoloi. Mając do dyspozycji tę nową technologię, będziemy w stanie zgłębić, w jaki sposób gwiazdy formowały się we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NCSU

Vega

Na ilustracji: Wizualizacja pokazująca, jak gromada galaktyk (gromada soczewkująca) działa jak soczewka grawitacyjna, która powiększa i rozprasza światło galaktyki tła. Źródło: W. M. Keck Observatory/Adam Makarenko.


Załączniki:
lensedgalaxytwo-1500.jpg
lensedgalaxytwo-1500.jpg [ 77.71 KiB | Przeglądany 1415 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 maja 2022, 17:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Ponowna analiza zdarzeń mikrosoczewkowania

Naukowcy ponownie przeanalizowali prawie 10 000 krzywych blasku z eksperymentu OGLE. Powstały w ten sposób katalog daje nowe możliwości badania czarnych dziur, egzoplanet i wielu innych zjawisk.

Jak zrozumieć mikrosoczewkowanie
Gdy jeden obiekt astronomiczny przechodzi przed innym, światło obiektu tła jest soczewkowane, czyli skupiane, przez grawitację obiektu pierwszoplanowego i widzimy chwilowy skok jasności obiektu tła. Ten proces mikrosoczewkowania grawitacyjnego może wskazać nam obecność obiektów, które emitują niewiele światła lub nie emitują go wcale, takich jak czarne dziury, egzoplanety i obiekty kandydujące do miana ciemnej materii, gdy przechodzą one przed gwiazdami lub innymi świecącymi źródłami. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne jest jednym z najbardziej obiecujących sposobów na znalezienie izolowanych czarnych dziur o masie gwiazdowej, które od dawna są trudne do namierzenia.

Eksperyment Soczewkowania Grawitacyjnego (OGLE) zaobserwował ponad 10 000 przypadków mikrosoczewkowanie od czasu rozpoczęcia badań w 1992 roku. Jednak zarejestrowanie zdarzenia to dopiero pierwszy krok do zrozumienia, co je wywołało. Naukowcy modelują krzywe blasku mikrosoczewkowania, aby oszacować właściwości obiektów uczestniczących w zdarzeniu, ale wiele czynników może skomplikować te obliczenia: nasz punkt obserwacyjny – Ziemia – jest w ciągłym ruchu, gwiazdy różnią się jasnością z wielu powodów, a instrumenty są niedoskonałe. Jak uwzględnić wszystkie te czynniki i wydobyć użyteczne informacje z krzywych blasku mikrosoczewkowania?

Nowe i udoskonalone
W nowej publikacji zespół kierowany przez Nathana Golovicha (Lawrence Livermore National Laboratory) ponownie przeanalizował prawie 10 000 przypadków mikrosoczewkowania w trzecim i czwartym katalogu OGLE. Nowy model zespołu uwzględnia ruch Ziemi – który wpływa na nasze postrzeganie tego, jak szybkie obiekty tła i pierwszego planu poruszają się względem siebie – a także zmienność jasności obiektu tła oraz systematyczne efekty instrumentalne.

Tego typu model był już stosowany do pojedynczych przypadków mikrosoczewkowania, ale nigdy nie został wykorzystany w pełnym przeglądzie ze względu na ogromną moc obliczeniową, jakiej wymaga – Golovich i współpracownicy wykorzystali około miliona godzin pracy komputera do przeanalizowania swojej próbki! Zespół wykazał, że jego model był w stanie oddzielić pożądany sygnał od innych czynników, takich jak ruch Ziemi i zmienność soczewkowanego obiektu, co znacznie zmniejszyło źródła błędu systematycznego.

Wyselekcjonowany katalog
Co ten zaktualizowany katalog oznacza dla poszukiwań izolowanych czarnych dziur? Golovich i współpracownicy użyli narzędzia open-source PopSyCLE (ang. Population Synthesis for Compact object Lensing Events) do symulacji zdarzeń mikrosoczewkowania i zidentyfikowania miejsc w przestrzeni parametrów, w których prawdopodobnie będą znajdować się izolowane czarne dziury. Na podstawie wyników tych symulacji autorzy szacują, że 50% lub więcej z tych 390 zdarzeń OGLE w tym regionie przestrzeni parametrów jest najprawdopodobniej wywołane przez pierwszoplanowe czarne dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obszar obserwacyjny czwartej fazy eksperymentu OGLE (zaznaczony na biało). W ramach tego eksperymentu zaobserwowano ponad 10 000 przykładów mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Źródło: ESO/S. Brunier, OGLE/J. Skowron.


Załączniki:
OGLE-IV-pano-1800.jpg
OGLE-IV-pano-1800.jpg [ 106.58 KiB | Przeglądany 1387 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 maja 2022, 18:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znajdują ukryty zbiór masywnych czarnych dziur

Zespół naukowców znalazł wcześniej przeoczony skarb masywnych czarnych dziur w galaktykach karłowatych, które dają wgląd w historię życia supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej własnej Galaktyki.

Czarne dziury, które znaleźliśmy, są podstawowym elementem składowym supermasywnych czarnych dziur, takich jak ta w naszej Drodze Mlecznej – powiedziała Sheila Kannappan z Uniwersytetu Karoliny Północnej, współautorka pracy opublikowanej w The Astrophysical Journal 24 maja 2022 roku. Jest tak wiele rzeczy, których chcemy się o nich dowiedzieć.

Uważa się, że Droga Mleczna, będąca olbrzymią galaktyką spiralną z poprzeczką, powstała z połączenia wielu mniejszych galaktyk karłowatych. Każda opadająca na nią galaktyka karłowata może mieć centralną masywną czarną dziurę, dziesiątki lub setki tysięcy razy masywniejszą od naszego Słońca, która potencjalnie może zostać pochłonięta przez centralną supermasywną czarną dziurę Drogi Mlecznej. Nie wiadomo jednak, jak często galaktyki karłowate posiadają masywną czarną dziurę, co pozostawia kluczową lukę w zrozumieniu, w jaki sposób czarne dziury i galaktyki ewoluują razem.

Ten wynik naprawdę mnie zaskoczył, ponieważ te czarne dziury były wcześniej ukryte na widoku – powiedziała Mugdha Polimera, również z Uniwersytetu Karoliny Północnej, współautorka pracy. Czarne dziury to fascynujący temat… Ale wciąż pozostaje nierozwiązane pytanie: skąd się biorą takie supermasywne czarne dziury? Nasz praca jest o mały krok od odpowiedzi na to pytanie.

Nadzwyczajne twierdzenia i nadzwyczajne dowody
W badaniach wykorzystano dane dotyczące galaktyk z dwóch międzynarodowych przeglądów, którymi kieruje Kannappan – REsolved Spectroscopy Of a Local VolumE (RESOLVE) oraz Environmental COntext Catalog (ECO) – aby ocenić obecność rosnących czarnych dziur. Badania te zawierają dane w paśmie ultrafioletowym i radiowym, idealne do badania procesów gwiazdotwórczych; większość badań astronomicznych wybiera próbki, które faworyzują duże i jasne galaktyki, ale badania Kannappan są kompletnymi inwentaryzacjami dużych obszarów Wszechświata w obecnej chwili, w których występują liczne galaktyki karłowate.

Kannappan i jej studenci zdali sobie sprawę, że dane spektroskopowe używane do oceny obecności rosnącej czarnej dziury są często niejednoznaczne w ten sam specyficzny sposób w przypadku galaktyk karłowatych. Galaktyki te były zwykle wyrzucane z badań, a niejednoznaczność była ignorowana. Jednak ta niejednoznaczność wzbudziła ciekawość Kannappan. Podejrzewała ona, że uwzględnienie dwóch typowych własności galaktyk karłowatych – ich pierwotnego składu pierwiastków (głównie wodoru i helu) oraz wysokiego tempa tworzenia się nowych gwiazd – może rozstrzygnąć tę niejednoznaczność na korzyść obecności rosnącej czarnej dziury.

Profesor astrofizyki z Uniwersytetu Elon, Chris Richardson, przedstawił teoretyczne symulacje, które potwierdziły te podejrzenia: obserwowana niejednoznaczność jest dokładnie taka, jaką symulacje przewidują dla galaktyki karłowatej o pierwotnym składzie, silnie gwiazdotwórczej, zawierającej rosnącą masywną czarną dziurę. Ostatnim etapem badań było poszukiwanie przez Polimerę galaktyk w przeglądach, które dokładnie odpowiadały tym kryteriom – w wyniku czego okazało się, że rosnące, masywne czarne dziury są częstsze w galaktykach karłowatych niż wcześniej sądzono.

Niemożność zobaczenia czarnej dziury przyczynia się do złożoności jej badania. Zamiast tego naukowy muszą obserwować czarne dziury na podstawie aktywności zachodzącej wokół nich, takiej jak pochłanianie materii z otoczenia poprzez przyciąganie grawitacyjne. Jednak ten rodzaj aktywności czarnych dziur może być trudny do odróżnienia od podobnej aktywności jasnych, młodych gwiazd.

Wszyscy byliśmy zdenerwowani – mówi Polimera. Pierwsze pytanie, jakie przyszło mi do głowy, brzmiało: czy przeoczyliśmy sposób, w jaki samo ekstremalne formowanie się gwiazd mogło wyjaśnić te galaktyki?

Odpowiedź była stanowczo przecząca.

Pozostaje nam ten wynik, który jest szokujący – powiedziała Kannappan. Mugdha wykonała mistrzowską pracę z danymi… Wyczerpująco zbadała wszystkie inne możliwe wyjaśnienia – powiedziała Kannappan o wynikach badań. Nadzwyczajne twierdzenia wymagają nadzwyczajnych dowodów (...) Spędziła lata na wyczerpujących badaniach alternatywnych wyjaśnień, by w końcu zostać zmuszoną do stwierdzenia, że nowo zidentyfikowana populacja rosnących masywnych czarnych dziur jest prawdziwa.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UNC

Vega

Na ilustracji: Nowo odkryte masywne czarne dziury znajdują się w galaktykach karłowatych, gdzie ich promieniowanie konkuruje ze światłem młodych gwiazd. Źródło: Oryginalne zdjęcie NASA i ESA/Hubble, wizja artystyczna czarnej dziury z dżetem autorstwa M. Polimery.


Załączniki:
embed_blackhole.jpg
embed_blackhole.jpg [ 234.85 KiB | Przeglądany 1365 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 maja 2022, 17:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Gromada gwiazd Westerlund 1: żłobek olbrzymich gwiazd w cieniu

Zespół naukowców opracował szczegółowe badanie najbardziej masywnej młodej gromady gwiazd w Drodze Mlecznej. Gromada ta zawiera różne typy olbrzymich gwiazd w różnych fazach ewolucji i może być wykorzystana jako doskonałe laboratorium do badania formowania się i ewolucji masywnych gwiazd.

Gwiazdy mają tendencję do formowania się w gromady, zawierające kilka tysięcy gwiazd, które mają ten sam wiek i skład, chociaż wykazują różnice ewolucyjne. Wśród gromad znajdujących się w wewnętrznych regionach Drogi Mlecznej doskonałym przykładem jest młoda gromada Westerlund 1, która ma mniej niż 10 milionów lat (dla porównania Słońce ma pięć miliardów lat) i jest uważana za najbardziej masywną gromadę w naszej Galaktyce. Jej populacja jest idealnym laboratorium do badania masywnych gwiazd. Jednak jest ona ukryta za obszarem pyłowym, co utrudnia jej badanie. Teraz grupie badaczy udało się przeniknąć przez pył, bardzo dokładnie oszacować odległość do gromady i przeanalizować otaczającą ją populację gwiazd.

Populacja gwiazd związanych z Westerlund 1, która wygląda jak katalog olbrzymów, obejmuje wszystkie typy masywnych gwiazd, od olbrzymów typu O i nadolbrzymów, do czerwonych nadolbrzymów, kilku niezwykle jasnych hiperolbrzymów typu B, i kilku żółtych hiperolbrzymów. Niektóre z nich znajdują się w rzadkich fazach ewolucji i na różne sposoby oddziałują ze sobą w układach podwójnych, co czyni tę grupę gwiazd idealną do rozróżnienia procesów ewolucyjnych w bardzo masywnych gwiazdach. Dokładne określenie mas i wieku gwiazd zależy jednak od parametrów uzyskanych dla gromady, a do tej pory jedną z głównych niewiadomych była jej odległość, a także efekt ekstynkcji jej światła przez pył międzygwiazdowy znajdujący się między nami a gromadą.

Relikt Galaktyczny i słownik olbrzymich gwiazd
Westerlund 1 jest niewątpliwie jednym z najciekawszych obiektów w naszej Galaktyce – mówi Ignacio Negueruela, profesor Uniwersytetu w Alicante, który jest pierwszym autorem pracy. Ze względu na dużą ilość pyłu między nami a gromadą, nawet tak zaawansowany teleskop kosmiczny jak Gaia ma trudności z dostarczeniem nam wysokiej jakości danych. Musieliśmy zastosować skomplikowaną obróbkę statystyczną obserwacji, aby uzyskać tak dokładną wartość odległości. Gaia dostarczyła nam jednak znacznie więcej informacji, podając rzeczywiste rozmiary gromady i pozwalając zidentyfikować w niej nieznane wcześniej gwiazdy.

Emilio J. Alfaro, badacz z Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) i współautor artykułu podkreśla znaczenie danych z Gaia dla wyselekcjonowania gwiazd będących członkami gromady i określenia ich dokładnych odległości. Gromada znajduje się około 13 000 lat świetlnych od Słońca, co oznacza, że jej masa jest bliższa 100 000 mas Słońca niż kilku dziesiątkom tysięcy, i pokazuje, że jest to najbardziej masywna młoda gromada gwiazd w Grupie Lokalnej Galaktyk, z wyjątkiem R136 w Wielkim Obłoku Magellana.

Nowe wskazówki dotyczące spiralnej struktury Drogi Mlecznej
Dane z Gaia-EDR3 wraz z nowymi obserwacjami spektroskopowymi uzyskanymi za pomocą AAOmega (spektrograf Omega na Teleskopie Anglo-Australijskim) pozwoliły zespołowi na zlokalizowanie dużego skupiska niebieskich gwiazd, które mogą znajdować się w odległości około 6500 lat świetlnych od Słońca, i które stanowią kompleks formowania się gwiazd lub odcinek nieznanego wcześniej ramienia spiralnego.

Wykrycie skupiska niebieskich gwiazd, o ruchu kątowym bardzo podobnym do ruchu gromady, ale bliżej nas, wymaga bardziej szczegółowych badań, które wskażą nam ich naturę i pochodzenie. W tym kierunku w płaszczyźnie Galaktyki znajduje się duża liczba młodych gwiazd, a wyznaczona przez nas odległość do Westerlund 1 daje nam również wskazówkę co do prawdopodobnego położenia jednego z wewnętrznych ramion spiralnych Galaktyki, co jest podstawą do zrozumienia jej struktury spiralnej – dodaje Alfaro.

Jedynie gromady kuliste, stare skupiska gwiazd w galaktycznym halo, mają masy w zakresie porównywalnym lub większym niż Westerlund 1 (od 10 000 do miliona mas Słońca). Należą one jednak do najstarszych obiektów w Galaktyce, których wiek przekracza 12 miliardów lat. Poznanie procesu formowania się tej bardzo młodej gromady gwiazd może dostarczyć nam wskazówek, które pomogą zrozumieć, jak obecnie formują się najbardziej masywne gromady i dlaczego jest ich tak mało.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Obraz młodej gromady gwiazd Westerlund 1 z danymi z artykułu. Źródło: IAC.


Załączniki:
cumolo_estelar_dss2_1920x1080.jpg
cumolo_estelar_dss2_1920x1080.jpg [ 94.3 KiB | Przeglądany 1351 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 maja 2022, 17:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury wewnątrz umierających galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał bazę danych łączącą obserwacje z najlepszych teleskopów na świecie do wykrycia sygnału z aktywnych supermasywnych czarnych dziur w umierających galaktykach we wczesnym Wszechświecie. Pojawienie się tych aktywnych supermasywnych czarnych dziur koreluje ze zmianami w macierzystej galaktyce, co sugeruje, że czarna dziura może mieć daleko idący wpływ na jej ewolucję.

W Galaktyce Drogi Mlecznej, w której żyjemy, znajdują się gwiazdy w różnym wieku, w tym te dopiero formujące się. Jednak w niektórych galaktykach, znanych jako galaktyki eliptyczne, wszystkie gwiazdy są stare i mniej więcej w tym samym wieku. Wskazuje to, że we wczesnym okresie swojej historii galaktyki eliptyczne miały czas intensywnego tworzenia gwiazd, który nagle się zakończył. Nie wiadomo dokładnie, dlaczego w niektórych galaktykach tworzenie się gwiazd zakończyło się, a w innych nie. Jedną z możliwości jest to, że ziurasupermasywna czarna dziura zaburza gaz w niektórych galaktykach, tworząc środowisko nieodpowiednie do formowania się gwiazd.

Aby sprawdzić tę teorię, astronomowie przyglądają się odległym galaktykom. Ze względu na skończoną prędkość światła, jego podróż przez pustkę kosmiczną wymaga czasu. Światło, które widzimy z obiektu odległego o 10 miliardów lat świetlnych, musiało podróżować 10 miliardów lat, aby dotrzeć do Ziemi. Dlatego światło, które widzimy dzisiaj, pokazuje nam, jak wyglądała galaktyka, gdy światło ją opuściło 10 miliardów lat temu. Tak więc patrzenie na odległe galaktyki jest jak cofanie się w czasie. Jednak odległość oznacza również, że odległe galaktyki wyglądają słabiej, co utrudnia ich badanie.

Aby pokonać te trudności, międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał przegląd Cosmic Evolution Survey (COSMOS) do zbadania galaktyk odległych o 9,5-12,5 miliarda lat świetlnych. COSMOS łączy dane zebrane przez wiele teleskopów, w tym Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) i Teleskop Subaru. COSMOS posiada dane na falach radiowych, w podczerwieni, świetle widzialnym i promieniowaniu rentgenowskim.

Zespół wykorzystał najpierw dane optyczne i podczerwone, aby zidentyfikować dwie grupy galaktyk: te, w których trwają procesy gwiazdotwórcze oraz te, w których formowanie gwiazd ustało. Stosunek sygnału do szumu w przypadku danych z zakresu promieniowania rentgenowskiego i fal radiowych był zbyt słaby, aby zidentyfikować pojedyncze galaktyki. Zespół połączył więc dane dla różnych galaktyk, aby uzyskać obraz „przeciętnych” galaktyk o wyższym stosunku sygnału do szumu. Na uśrednionych obrazach zespół potwierdził emisję zarówno promieniowania X, jak i radiowego w galaktykach bez formujących się gwiazd. Jest to pierwszy przypadek wykrycia takich emisji dla odległych galaktyk, oddalonych o ponad 10 miliardów lat świetlnych. Co więcej, wyniki pokazują, że emisje radiowe i rentgenowskie są zbyt silne, aby można je było wytłumaczyć wyłącznie gwiazdami w galaktyce, co wskazuje na obecność aktywnej supermasywnej czarnej dziury. Ten sygnał aktywności czarnej dziury jest słabszy w galaktykach, w których trwa proces gwiazdotwórczy. Wyniki te pokazują, że nagły koniec formowania się gwiazd we wczesnym Wszechświecie koreluje ze zwiększoną aktywnością supermasywnej czarnej dziury.

Dr Kei Ito z SOKENDAI w Japonii, pierwszy autor pracy, mówi: Udało nam się wykryć aktywność czarnych dziur wewnątrz umierających galaktyk nawet w odległym Wszechświecie dzięki połączeniu intensywnych obserwacji z dużych teleskopów na całym świecie. Ten wynik obserwacyjny jest ważny dla zrozumienia, dlaczego przestają one tworzyć gwiazdy.

Wynik ten sugeruje możliwość, że supermasywna czarna dziura zapobiega rozrostowi galaktyki. Nie znamy jednak jeszcze tego mechanizmu. Aby zrozumieć ten proces, zespół będzie kontynuował badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru Telescope

Vega

Na ilustracji: Galaktyka eliptyczna (NGC 850) – galaktyka, w której dawno temu ustała aktywność gwiazdotwórcza. Źródło: NAOJ/HSC-SSP.


Załączniki:
fig2e-20220526-science.jpg
fig2e-20220526-science.jpg [ 241.29 KiB | Przeglądany 1309 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: 31 maja 2022, 15:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Życie nieśmiertelnych gwiazd

Gwiazdy żyją w taki sam sposób od początku istnienia Wszechświata: rodzą się, spalają wodór w hel, opuszczają ciąg główny i w końcu ponownie trafiają w kosmos. Jednak w odpowiednich warunkach gwiazdy mogą stać się nieśmiertelne. Jak to jest możliwe i co oznacza dla ich otoczenia?

Żyj szybko, nigdy nie umieraj
W wielu galaktykach znajduje się aktywne jądro galaktyczne – świecący dysk gazu i pyłu okrążający centralną supermasywną czarną dziurę. Mimo, że środowisko to jest ekstremalne, gwiazdy mogą żyć wewnątrz tych dysków, a astronomowie sugerują, że niektóre z nich mogą być nieśmiertelne.

Gdy gwiazdy te zmieniają wodór w hel w swoich jądrach, stale uzupełniają zapasy wodoru z otaczającego je dysku. W rezultacie nigdy nie kończy im się paliwo, nigdy nie opuszczają ciągu głównego i nigdy nie umierają. Obecnie zespół kierowany przez Adama Jermyna (Flatiron Institute) bada, w jaki sposób te ekstremalne gwiazdy mogą wpływać na ewolucję otaczającego je dysku.

Picie z gwiezdnej fontanny młodości
Jermyn i jego współpracownicy brali pod uwagę dyski o krótkim (0,1 miliona lat) i długim (10 milionów lat) czasie życia, szacując, że dyski te przechwycą odpowiednio 1000 i 20 000 gwiazd z wewnętrznych regionów swoich galaktyk. Dysk o krótkim czasie życia zawiera masę wystarczającą do tego, by 300 z nich uczynić nieśmiertelnymi, podczas gdy dysk o długim czasie życia może utrzymać wszystkie 20 000 gwiazd.

W obu dyskach nieśmiertelne gwiazdy dorastają do 300 mas Słońca i mają masywne jądra konwekcyjne. Nieustanne ruchy wirowe doprowadzają świeży wodór do ich rdzeni i transportują hel na zewnątrz, ku ich powierzchni. Stamtąd gwałtowne wiatry gwiazdowe unoszą bogaty w hel gaz w głąb dysku, zwiększając obfitość helu w pobliżu czarnej dziury. Konsekwencje tego chemicznego wzbogacenia nie są jeszcze jasne – może ono pozbawić nieśmiertelne gwiazdy ich super mocy, ponieważ zasysanie materii bogatej w hel sprawi, że będą one spalać wodór szybciej, niż można go uzupełnić – ale pomiary obfitości helu w aktywnych jądrach galaktyk mogą dostarczyć sposobu na sprawdzenie stopnia wzbogacenia chemicznego.

Nigdy więcej nieśmiertelności
Czy nieśmiertelne gwiazdy pomagają czy przeszkadzają w przetrwaniu dysku? Możliwe są oba warianty. Wiatry tych gwiazd prawdopodobnie uzupełniają zapasy w wewnętrznych obszarach dysku, ale mogą również powodować ucieczkę materii z zewnętrznych obszarów dysku. Ponadto, aktywne jądra galaktyk nie pozostają aktywne na zawsze – gdy dysk zaczyna się rozpadać, gwiazdy pozbywają się znacznej części swojej masy, dając dyskowi ostatni impuls, zanim gwiazdy przejdą z powrotem do strefy śmiertelnej i przekształcą się w czarne dziury.

Autorzy pracy zauważają, że ich szacunki są wciąż niepewne, ale jest jasne, że nieśmiertelne gwiazdy mogą odgrywać ważną rolę w ewolucji najbardziej wewnętrznych obszarów galaktyki. Przyszłe prace mogą zbadać konsekwencje wzbogaconego helu okrążającego supermasywną czarną dziurę lub ocenić wpływ gwiazd, które tworzą się w samym dysku. Jak widać, gwiazdy nieśmiertelne dostarczają wiele pracy zarówno modelarzom, jak i obserwatorom.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz w promieniach X, podczerwonych i świetle widzialnym przedstawiający Centaurus A, piątą najjaśniejszą galaktykę na nocnym niebie. Jest jedną z wielu, wewnątrz których znajduje się AGN. Źródło: Promieniowanie X: NASA/CXC/SAO; Optyczne: Rolf Olsen; Podczerwień: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
cena.jpg
cena.jpg [ 637.46 KiB | Przeglądany 1248 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 czerwca 2022, 16:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Na gwiezdnym cmentarzysku odkryto niezwykłą gwiazdę neutronową

Astronom z Uniwersytetu w Sydney i jej współpracownicy odkryli nowy rodzaj gwiazdy neutronowej na niezwykłym galaktycznym cmentarzysku. W przeciwieństwie do swoich gwiezdnych sąsiadów, gwiazda ta pulsuje.

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył niezwykłą gwiazdę neutronową emitującą sygnał radiowy, która rotuje niezwykle wolno, wykonując jeden obrót co 76 sekund.

Gwiazda ta jest wyjątkowa, ponieważ znajduje się na „cmentarzysku gwiazd neutronowych”, gdzie pulsacje nie są oczekiwane. Odkrycia dokonał zespół MeerTRAP przy użyciu radioteleskopu MeerKAT w RPA, a opublikowano je w Nature Astronomy.

Gwiazda początkowo została wykryta na podstawie pojedynczego impulsu. Następnie możliwe było potwierdzenie wielu impulsów za pomocą jednoczesnych, następujących po sobie ośmiosekundowych obrazów nieba, co pozwoliło potwierdzić jej pozycję.

Gwiazdy neutronowe są niezwykle gęstymi pozostałościami po eksplozjach masywnych gwiazd w postaci supernowych. Naukowcy wiedzą o około 3 000 takich gwiazd w naszej Galaktyce. Jednak nowe odkrycie jest niepodobne do niczego, co widziano do tej pory. Zespół badaczy uważa, że może ona należeć do teoretycznej klasy magnetarów o bardzo długim okresie – gwiazd o niezwykle silnych polach magnetycznych.

Prowadząca badania dr Manisha Caleb, która wcześniej pracowała na Uniwersytecie w Manchesterze, a obecnie na Uniwersytecie w Sydney, powiedziała: Zadziwiające jest to, że wykrywamy emisję radiową z tego źródła tylko przez 0,5% jego okresu rotacji. Oznacza to, że mamy wielkie szczęście, że wiązka radiowa przecięła Ziemię. Jest więc prawdopodobne, że w Galaktyce jest znacznie więcej takich bardzo wolno wirujących gwiazd, co ma ważne implikacje dla zrozumienia, jak rodzą się i starzeją gwiazdy neutronowe. Większość przeglądów pulsarów nie szuka tak długich okresów, więc nie mamy pojęcia, ile takich gwiazd może istnieć.

Nowo odkryta gwiazda neutronowa nosi nazwę PSR J0901-4046 i wydaje się mieć co najmniej siedem różnych typów pulsacji, z których niektóre występują w regularnych odstępach czasu. Wykazuje ona cechy charakterystyczne dla pulsarów, magnetarów o bardzo długim okresie, a nawet szybkich błysków radiowych – krótkich błysków emisji radiowej w przypadkowych miejscach na niebie.

Jest to początek nowej klasy gwiazd neutronowych. Nie wiadomo jeszcze, czy i w jaki sposób wiąże się ona z innymi klasami. Prawdopodobnie jest ich o wiele więcej. Musimy tylko szukać! – powiedziała dr Cabel.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Sydney

Vega

Na ilustracji: Teleskop MeerKAT wykrywający gwiazdę. Źródło: Danielle Futeselaar.


Załączniki:
unusual-neutron-star-s.jpg
unusual-neutron-star-s.jpg [ 198.94 KiB | Przeglądany 1211 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 czerwca 2022, 17:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Dzięki ALMA ujawniono nieznaną strukturę w galaktyce

Zespół astronomów po raz pierwszy odkrył słabą emisję radiową obejmującą olbrzymią galaktykę z energetyczną czarną dziurą w centrum. Emisja radiowa pochodzi z gazu, który jest wytwarzany bezpośrednio przez centralną czarną dziurę. Wyniki uzyskano dzięki obrazowaniu o wysokim zakresie dynamicznym. Zespół badaczy spodziewa się zrozumieć, w jaki sposób czarna dziura oddziałuje z galaktyką macierzystą, stosując tę samą technikę do innych kwazarów.

3C 273, znajdujący się w odległości 2,4 miliarda lat świetlnych od Ziemi, jest kwazarem. Kwazar jest jądrem galaktyki, w której centrum prawdopodobnie znajduje się masywna czarna dziura. Czarne dziury połykają otaczający je gaz, ale gaz znajdujący się na krawędzi pożarcia przez czarną dziurę emituje ogromne ilości promieniowania. To sprawia, że kwazary są jednymi z najjaśniejszych obiektów na niebie. Wbrew swojej nijakiej nazwie, 3C 273 jest pierwszym kwazarem, jaki kiedykolwiek odkryto, najjaśniejszym i najlepiej zbadanym. Jako taki, jest jednym z najczęściej obserwowanych przez teleskopy źródeł, ponieważ może być używany jako wzorzec położenia na niebie: innymi słowy, 3C 273 jest radiową latarnią morską.

Gdy widzimy reflektor samochodu, jego oślepiająca jasność utrudnia dostrzeżenie ciemnego otoczenia. To samo dzieje się z teleskopami podczas obserwacji jasnych obiektów. Kontrast między najjaśniejszymi i najciemniejszymi tonami obrazu nazywany jest zakresem dynamicznym. Aby na jednym obrazie z teleskopu można było dostrzec zarówno jasne, jak i ciemne partie, potrzebny jest wysoki zakres dynamiczny. ALMA może regularnie osiągać zakres dynamiczny obrazu do około 100, ale komercyjnie dostępne aparaty cyfrowe mają zakres dynamiczny rzędu kilku tysięcy. Teleskopy radiowe nie są zbyt dobre w obserwowaniu obiektów o dużym kontraście.

Kwazar 3C 273 jest znany od dziesięcioleci, ale wiedza na jego temat koncentrowała się na jego jasnym jądrze centralnym, z którego pochodzi większość fal radiowych. Znacznie mniej wiadomo było o samej galaktyce macierzystej, ponieważ połączenie słabej i rozproszonej galaktyki z jądrem kwazara 3C 273 wymagało tak dużych zakresów dynamicznych do jego detekcji. Zespół badawczy zastosował technikę zwaną samokalibracją, aby zredukować przeciek fal radiowych z 3C 273 do obrazu galaktyki, która wykorzystała samego kwazara do skorygowania wpływu ziemskich zakłóceń atmosferycznych na system teleskopu. Osiągnięto zakres dynamiczny obrazu 85 000, co stanowi rekord ALMA dla obiektów pozagalaktycznych.

W wyniku uzyskania wysokiego zakresu dynamicznego obrazowania zespół odkrył słabą emisję radiową rozciągającą się na dziesiątki tysięcy lat świetlnych nad galaktyką macierzystą 3C 273. Emisja radiowa wokół kwazarów zwykle sugeruje, że jest to promieniowanie synchrotronowe, które pochodzi z wysokoenergetycznych zdarzeń, takich jak wybuchy procesów gwiazdotwórczych lub ultra szybkie dżety emanujące z jądra centralnego. Dżet synchrotronowy istnieje również w 3C 273. Ważną cechą emisji synchrotronowej jest to, że jej jasność zmienia się wraz z częstotliwością, ale słaba emisja radiowa odkryta przez zespół miała stałą jasność niezależnie od częstotliwości radiowej. Po rozważeniu alternatywnych mechanizmów zespół stwierdził, że ta słaba i rozległa emisja radiowa pochodzi od gazu wodorowego w galaktyce, który został naenergetyzowany bezpośrednio przez jądro 3C 273. Jest to pierwszy przypadek odkrycia, że fale radiowe pochodzące z takiego mechanizmu rozciągają się na dziesiątki tysięcy lat świetlnych w galaktyce macierzystej kwazara. Astronomowie przez dziesięciolecia nie dostrzegali tego zjawiska w tej ikonicznej kosmicznej latarni morskiej.

Dlaczego więc to odkrycie jest tak ważne? W astronomii galaktycznej wielką zagadką jest to, czy energia pochodząca z jądra kwazara może być na tyle silna, aby pozbawić galaktykę zdolności do tworzenia gwiazd. Słaba emisja radiowa może pomóc w rozwiązaniu tego problemu. Gazowy wodór jest niezbędnym składnikiem do formowania się gwiazd, ale jeżeli świeci na niego tak silne światło, że gaz ulega rozpadowi (jonizacji), gwiazdy nie mogą się narodzić. Aby zbadać, czy proces ten zachodzi wokół kwazarów, astronomowie wykorzystali światło optyczne emitowane przez zjonizowany gaz. Problem w pracy ze światłem optycznym polega na tym, że pył kosmiczny pochłania je w drodze do teleskopu, więc trudno jest określić, ile światła wyemitował gaz. Co więcej, mechanizm odpowiedzialny za emisję światła widzialnego jest skomplikowany, co zmusza astronomów do przyjmowania wielu założeń. Fale radiowe odkryte w tym badaniu w wyniku prostych procesów pochodzą z tego samego gazu i nie są pochłaniane przez pył. Wykorzystanie fal radiowych znacznie ułatwia pomiary zjonizowanego gazu tworzonego przez jądro 3C 273. W tym badaniu astronomowie stwierdzili, że co najmniej 7% światła pochodzącego od 3C 273 zostało zaabsorbowane przez gaz w galaktyce macierzystej, tworząc zjonizowany gaz o masie 10-100 miliardów razy większej od masy Słońca. Jednak 3C 273 zawiera dużo gazu tuż przed uformowaniem się gwiazd, więc nie wygląda na to, by procesy gwiazdotwórcze były silnie tłumione przez jądro.

To odkrycie otwiera nową drogę do badania problemów, które wcześniej były rozwiązywane przy użyciu obserwacji w świetle optycznym – mówi Shinya Komugi, profesor nadzwyczajny na Uniwersytecie Kogakuin i główny autor pracy opublikowanej w Astrophysical Journal. Stosując tę samą technikę do innych kwazarów, spodziewamy się zrozumieć, w jaki sposób galaktyka ewoluuje poprzez oddziaływanie z jądrem centralnym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Urania

Na ilustracji: Wizja artystyczna olbrzymiej galaktyki z wysokoenergetycznym dżetem. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).


Załączniki:
Komugi2022_image1-768x576.jpg
Komugi2022_image1-768x576.jpg [ 49.89 KiB | Przeglądany 1160 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 czerwca 2022, 19:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Dwie drogi ewolucji gwiazd rozchodzą się przy pewnej masie...

Czy znając masę gwiazdy możemy przewidzieć, czy zakończy ona swoje życie jako supernowa, czy jako biały karzeł, który w końcu przekształci się w chłodnego czarnego karła? Zespół astronomów próbuje odpowiedzieć na to pytanie, obserwując białe karły w celu znalezienia dokładnej linii podziału między jednym a drugim rodzajem śmierci gwiazd.

…Ale która droga prowadzi do białego karła?
Kiedy w gwieździe kończy się paliwo, może ona albo wyrzucać swoje wewnętrzne warstwy w eksplozji tak gwałtownej, że wydziela ona więcej energii niż Słońce w ciągu 10 miliardów lat swojego życia, albo po prostu rozszerzyć się i osiąść jako stabilna gwiazda zwana białym karłem o rozmiarach naszego Księżyca. O tym, jaką drogę obierze gwiazda, decyduje jej masa: mniej masywne umierają jako białe karły, bardziej masywna jako supernowe. Chociaż uważa się, że linia podziału przebiega gdzieś w okolicy 8 mas Słońca, liczba ta nie zawsze zgadza się z tym, co obserwujemy.

One ewoluują
Gdyby wszystkie gwiazdy o masie większej niż 8 mas Słońca kończyły swoje życie w postaci supernowej, obserwowalibyśmy znacznie więcej takich wybuchów (w szczególności supernowych typu II) niż ma to miejsce w rzeczywistości. Ta niewielka liczba supernowych typu II może wskazywać, że maksymalna masa gwiazdy, która może skończyć swoje życie jako biały karzeł, jest w rzeczywistości bliższa dwunastu masom Słońca niż ośmiu. Wyznaczenie tej granicy masy gwiazd, które mogą stać się białymi karłami, może pomóc w określeniu tempa formowania się zwartych obiektów oraz zawartości materii w galaktykach. Im bardziej masywna jest gwiazda, tym bardziej masywna jest jej pozostałość w postaci białego karła. Dlatego też, poszukując masywnych białych karłów, można skutecznie polować na masywne gwiazdy macierzyste, które nie były wystarczająco ciężkie, aby zakończyć swoje życie jako supernowe. Zespół kierowany przez Harveya Richera z Uniwersytetu Kolumbii Brytyjskiej przyjrzał się młodym gromadom otwartym poza naszą Galaktyką w celu zidentyfikowania masywnych białych karłów.

Poprzednie poszukiwania masywnych białych karłów w młodych gromadach otwartych Drogi Mlecznej pozwoliły na znalezienie jedynie białych karłów o masie do 1,1 masy Słońca, które pochodzą od gwiazd nie większych niż 6,2 masy Słońca. Aby sprawdzić, czy nawet bardziej masywne gwiazdy mogą stać się białymi karłami, Richer i współautorzy pracy przeszukali młode gromady w Wielkim Obłoku Magellana. Zespół przyjrzał się czterem gromadom LMC, w których gwiazdy o masach od 5,7 do 10,2 masy Słońca były tuż przed wejściem w asymptotyczną fazę olbrzymów (późny etap ewolucji gwiazdy o masie pośredniej, w którym gwiazda wyczerpała swoje główne źródło paliwa), co oznacza, że białe karły w tych gromadach musiały pochodzić od gwiazd bardziej masywnych. Wybrali te konkretne gromady również ze względu na ich odległość; Obłoki Magellana są na tyle blisko, że pojawiłyby się nowe gromady do przeszukania, ale nie na tyle daleko, by paralaksy Gai były zawodne i by doszło do pomyłki na polu białych karłów.

Wszechświat jest piękny, ciemny i głęboki, ale potrzebujemy więcej danych, aby rozwiać tę tajemnicę
Zespół znalazł pięć potencjalnych kandydatów w najstarszej z gromad, analizując wiek i populację gromad. Gwiazdy te są pierwszymi pojedynczymi pozagalaktycznymi białymi karłami, jakie kiedykolwiek odkryto. Badanie to pokazało, że możliwe jest wykrycie białych karłów w pobliskich galaktykach przy użyciu Hubble’a z umiarkowanym czasem ekspozycji. Jednak, aby zbadać je spektroskopowo i wyznaczyć ich masy i wiek, zespół potrzebuje większej rozdzielczości, która będzie możliwa dzięki przyszłym ponad 30-metrowym teleskopom. Potwierdzenie istnienia tych ciężkich białych karłów może wreszcie doprowadzić nas do punktu, w którym drogi ewolucji gwiazd się rozeszły.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz z HST gromady otwartej NGC 6397, w której znajdują się liczne białe karły. Źródło: NASA, ESA, and H. Richer (University of British Columbia).


Załączniki:
opo0742c.jpg
opo0742c.jpg [ 428.22 KiB | Przeglądany 1094 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 czerwca 2022, 18:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Szczególna teoria względności w praktyce – liczenie galaktyk

Naukowcy badający kosmos mają swoją ulubioną filozofię znaną jako „zasada przeciętności”, która w gruncie rzeczy sugeruje, że Ziemia, Słońce czy galaktyka Drogi Mlecznej nie wyróżniają się niczym szczególnym na tle reszty Wszechświata.

Nowe badania prowadzone w CU Boulder dostarczają kolejnych dowodów na przeciętność: galaktyki są przeciętnie w spoczynku w stosunku do wczesnego Wszechświata. Jeremy Darling, profesor astrofizyki z CU Boulder, opublikował niedawno to kosmologiczne odkrycie w czasopiśmie Astrophysical Journal Letters.

Badania te mówią nam, że ciekawy zabawny ruch, ale jest on zgodny ze wszystkim, co wiemy o Wszechświecie – nie dzieje się tu nic szczególnego – powiedział Darling. Nie jesteśmy wyjątkowi jako galaktyka ani jako obserwatorzy.

Około 35 lat temu naukowcy odkryli mikrofalowe promieniowanie tła (CMB), czyli promieniowanie elektromagnetyczne, które pozostało po uformowaniu się Wszechświata podczas Wielkiego Wybuchu. Mikrofalowe promieniowanie tła wydaje się cieplejsze w kierunku naszego ruchu i chłodniejsze z dala od kierunku naszego ruchu.

Z tego blasku wczesnego Wszechświata naukowcy mogą wywnioskować, że Słońce – i krążąca wokół niego Ziemia – poruszają się w określonym kierunku i z określoną prędkością. Naukowcy odkryli, że nasza wnioskowana prędkość jest ułamkiem procenta prędkości światła – niewielkim, ale nie zerowym.

Naukowcy mogą samodzielnie sprawdzić to wnioskowanie, licząc galaktyki widoczne z Ziemi lub sumując ich jasności. Jest to możliwe głównie dzięki szczególnej teorii względności Alberta Einsteina z 1905 roku, która wyjaśnia, w jaki sposób prędkość wpływa na czas i przestrzeń. W jej zastosowaniu osoba na Ziemi patrząca na Wszechświat w jednym kierunku – w tym samym, w którym porusza się Słońce i Ziemia – powinna zobaczyć galaktyki jaśniejsze, bardziej niebieskie i bardziej skupione blisko siebie. Podobnie, patrząc w drugą stronę, osoba ta powinna zobaczyć galaktyki ciemniejsze, bardziej czerwone i od siebie oddalone.

Jednak gdy w ostatnich latach badacze próbowali liczyć galaktyki – co jest procesem trudnym do dokładnego wykonania – otrzymali liczby, które sugerują, że Słońce porusza się znacznie szybciej niż wcześniej sądzono, co jest sprzeczne ze standardową kosmologią.

Trudno jest policzyć galaktyki na całym niebie – zwykle pozostaje nam półkula lub mniej – powiedział Darling. Na dodatek nasza własna Galaktyka przeszkadza. Zawiera pył, który powoduje, że można znaleźć mniej galaktyk, i który sprawia, że wyglądają one na ciemniejsze, gdy zbliżają się do naszej Galaktyki.

Darling był zaintrygowany i zakłopotany tą kosmologiczną zagadką, więc postanowił sam ją zbadać. Wiedział również, że istnieją dwa niedawno opublikowane przeglądy, które mogą pomóc zwiększyć dokładność liczenia galaktyk i rzucić światło na zagadkę prędkości: jeden to Very Large Array Sky Survey (VLASS) w Nowym Meksyku, a drugi to Rapid Australian Square Kilometer Array Pathfinder Continuum Survey (RACS) w Australii.

Razem, te pomiary pozwoliły Darlingowi na zbadanie całego nieba poprzez połączenie obrazów z półkuli północnej i południowej. Co ważne, w nowych badaniach wykorzystano również fale radiowe, co ułatwiło „widzenie” przez pył Drogi Mlecznej, poprawiając tym samym obraz Wszechświata.

Kiedy Darling przeanalizował wyniki badań, stwierdził, że liczba galaktyk i ich jasność doskonale zgadzają się z prędkościami, które badacze wcześniej wywnioskowali z mikrofalowego promieniowania tła.

Ponieważ wyniki Darlinga różnią się od dotychczasowych, jego praca prawdopodobnie skłoni do przeprowadzenia kolejnych badań, które potwierdzą lub zakwestionują jego wyniki.

Odkrycia te nie tylko posuwają naprzód dziedzinę kosmologii, ale stanowią również dobry przykład zastosowania szczególnej teorii względności Einsteina w praktyce – i pokazują, w jaki sposób naukowcy nadal wykorzystują tę teorię w praktyce, ponad 100 lat po tym, jak słynny fizyk po raz pierwszy ją zaproponował.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Colorado

Vega

Na ilustracji: Obraz przedstawiający blisko 10 000 galaktyk najgłębszego kosmosu w świetle widzialnym, rozciągającym się na miliardy lat świetlnych. Źródło: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI), Zespół HUDF.


Załączniki:
putting-the-theory-of.jpg
putting-the-theory-of.jpg [ 171.37 KiB | Przeglądany 1030 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 czerwca 2022, 14:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
W Mgławicy Oriona znaleziono możliwe dowody na formowanie się planet

Badania prowadzone przez międzynarodowy zespół astronomów wykazały istnienie stałych związków siarki w HH514, strumieniu gazu pochodzącym z centrum Mgławicy w Orionie. Koncentracja tego pierwiastka chemicznego może być związana z procesem formowania się egzoplanet. Naukowcy wykorzystali trzy z najważniejszych teleskopów optycznych na świecie: VLT, GTC oraz HST. Wyniki zostały opublikowane w czasopiśmie naukowym Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

W Mgławicy Oriona znajduje się duża liczba protogwiazd i dysków protoplanetarnych. Są one skąpane w intensywnym polu promieniowania UV wytwarzanego przez gwiazdy w gromadzie Trapez w Orionie, które jonizuje gaz i może powodować do rozpadu struktur. Z tego powodu powstanie planet tych w tym nieprzyjaznym środowisku uważa się za raczej nieprawdopodobne. Jednak skład chemiczny wielu strumieni gazowych, które powstają w dyskach protoplanetarnych i są emitowane do ich otoczenia, może dostarczyć nam wskazówek na temat tego zjawiska.

Cząsteczki pyłu stałego, które są wleczone i szokowane przez te strumienie, mogą ulec zniszczeniu, uwalniając swoje atomy do fazy gazowej i zwiększając ich koncentrację. Gdy planety tworzą się w dysku protoplanetarnym, akrecja materii nie jest równomierna; duże ziarna pyłu, zwykle siarczki, mogą zostać uwięzione i rosnąć, jak wykazały ostateczne badania teoretyczne.

Obecnie badania prowadzone przez IAC wykazały, że w strumieniu gazu w HH514 w samym centrum Mgławicy Oriona, stężenie siarki jest dwukrotnie wyższe od stężenia w Słońcu, co można wyjaśnić zniszczeniem zbiornika ziaren pyłu bogatych w siarczki. Duża obfitość tych związków wydaje się świadczyć o tym, że w dysku protoplanetarnym, z którego pochodzi strumień, doszło lub nadal dochodzi do formowania się planet.

Siarka jest ważnym pierwiastkiem dla syntezy białek w organizmach żywych – wyjaśnia José Eduardo Méndez Delgado, pracownik naukowy IAC, pierwszy autor pracy. W mgławicach, w których tworzą się gwiazdy, siarka występuje głównie w fazie gazowej, natomiast na Ziemi znajdujemy ją w skałach zawierających siarczki. Podkreśla on, że procesy powodujące przemianę siarki z gazu w pył lub odwrotnie we Wszechświecie, w ogóle nie są dobrze poznane. Chociaż zaproponowano różne pomysły, wciąż brakuje nam dowodów, aby wiedzieć, co dzieje się w Wielkiej Mgławicy w Orionie. Nasza praca nad HH514 pozwoli nam lepiej zrozumieć to zjawisko i przyciągnie innych badaczy do analiz tego tematu.

Badanie przeprowadzono przy użyciu obserwacji z trzech największych teleskopów optycznych: VLT, HST i GTC. Interpretacja uzyskanych przez nas wyników była wyzwaniem. Odrzuciliśmy wiele opcji, które mogłyby wyjaśnić dziwną nadwyżkę siarki w HH514, choć możliwe, że wciąż brakuje nam pewnych szczegółów – mówi César Esteban, pracownik naukowy IAC i współautor artykułu.

Nie ulega wątpliwości, że Mgławica w Orionie wciąż ma wiele tajemnic do zinterpretowania. Związek między strumieniami gazu a możliwym formowaniem się planet w Mgławicy Oriona pokazuje wzajemne powiązania między różnymi dziedzinami wiedzy, a także to, że tylko dzięki współpracy możemy lepiej zrozumieć ten problem – podsumowuje Jorge García Rojas, pracownik naukowy IAC (Severo Ochoa Advanced Fellow) i współautor artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dysku protoplanetarnego 170-337 oraz wyłaniającego się z niego strumienia gazu HH514. Obiekty te znajdują się w centrum Mgławicy w Orionie. Wysoka koncentracja siarki w HH514 może być pośrednim dowodem na procesy formowania się egzoplanet. Źródło: Gabriel Pérez Díaz (IAC).


Załączniki:
orion_disco_protoplanetario_170_337_4K_01.jpeg
orion_disco_protoplanetario_170_337_4K_01.jpeg [ 42.88 KiB | Przeglądany 889 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 czerwca 2022, 17:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto pobliski układ złożony z co najmniej dwóch planet

Zespół astronomów odkrył nowy układ wieloplanetarny w naszym galaktycznym sąsiedztwie, który znajduje się zaledwie 33 lata świetlne od Ziemi, co czyni go jednym z najbliższych znanych nam tego typu układów.

W sercu tego układu znajduje się mały i chłodny karzeł typu M o nazwie HD 260655. Astronomowie odkryli, że zawiera on co najmniej dwie skaliste planety wielkości Ziemi. Skaliste światy prawdopodobnie nie nadają się do zamieszkania, ponieważ ich orbity są stosunkowo ciasne, co naraża planety na temperatury zbyt wysokie, by utrzymać wodę w stanie ciekłym.

Mimo to naukowcy są podekscytowani tym układem, ponieważ bliskość i jasność gwiazdy pozwoli im bliżej przyjrzeć się właściwościom planet i oznakom atmosfery, jaką mogą posiadać.

Obie planety w tym układzie są uważane za jedne z najlepszych celów do badania atmosfery ze względu na jasność ich gwiazdy, mówi Michelle Kunimoto, stażystka w Instytucie Astrofizyki i Badań Kosmicznych im. Kavli w MIT i jedna z czołowych naukowców odkrycia. Czy wokół tych planet istnieje bogata w substancje lotne atmosfera? Czy są tam oznaki obecności wody lub gatunków opartych na węglu? Te planety są fantastycznymi poligonami doświadczalnymi dla tych badań.

Moc danych
Nowy układ planetarny został wstępnie zidentyfikowany przez należącego do NASA satelitę TESS, którego zadaniem jest obserwacja najbliższych i najjaśniejszych gwiazd oraz wykrywanie okresowych spadków jasności, które mogą sygnalizować obecność planet.

W październiku 2021 roku Kunimoto, członek zespołu naukowego TESS z MIT, monitorowała dane przychodzące z satelity, gdy zauważyła parę okresowych spadków jasności gwiazdy, czyli tranzytów, pochodzących od gwiazdy HD 260655.

Sygnały te zostały wkrótce zaklasyfikowane jako dwa obiekty TESS Objects of Interest (TOI), czyli obiekty oznaczone jako potencjalne planety. Te same sygnały zostały również znalezione przez Science Processing Operations Center (SPOC). Naukowcy zwykle planują dalsze badania za pomocą innych teleskopów aby potwierdzić, czy obiekty te są rzeczywiście planetami.

Proces klasyfikacji i późniejszego potwierdzenia nowych planet często trwa kilka lat. W przypadku HD 260655 proces ten został znacznie skrócony dzięki archiwalnym danym.

Wkrótce po tym, jak Kunimoto zidentyfikowała te dwie potencjalne planety wokół HD 260655, Shporer sprawdził, czy gwiazda ta była wcześniej obserwowana przez inne teleskopy. Jak się okazało, HD 260655 była wymieniona w przeglądzie gwiazd wykonanym przez High Resolution Echelle Spectrometer (HIRES), instrument działający w ramach Obserwatorium Kecka na Hawajach. HIRES obserwował gwiazdę, wraz z wieloma innymi gwiazdami, od 1998 roku, a naukowcy mieli dostęp do publicznie dostępnych danych z tego badania.

HD 260655 została również wymieniona jako część niezależnego przeglądu przeprowadzonego przez CARMENES, instrument działający w ramach Obserwatorium Calar Alto w Hiszpanii. Ponieważ dane te były prywatne, zespół skontaktował się z członkami HIRES i CARMENES w celu połączenia mocy ich danych.

Siła przyciągania planetarnego
W końcu, wspólna praca szybko potwierdziła obecność dwóch planet wokół HD 260655 w ciągu około 6 miesięcy.

Aby potwierdzić, że sygnały odebrane przez TESS rzeczywiście pochodzą od dwóch planet krążących wokół gwiazdy, badacze przejrzeli zarówno dane HIRES, jak i CARMENES. Oba badania mierzą jej prędkość radialną.

Każda planeta krążąca wokół gwiazdy będzie miała niewielki wpływ grawitacyjny na swoją gwiazdę – wyjaśnia Kunimoto. Szukamy wszelkich niewielkich ruchów gwiazdy, które mogłyby wskazywać na to, że obiekt o masie planetarnej ją ciągnie.

Na podstawie obu zestawów danych archiwalnych badacze znaleźli statystycznie istotne oznaki, że sygnał wykryty przez TESS to rzeczywiście dwie planety okrążające gwiazdę.

Następnie zespół przyjrzał się dokładniej danym TESS, aby ustalić właściwości obu planet, w tym ich okres orbitalny i rozmiar. Ustalili, że planeta wewnętrzna, nazwana HD 260655b, okrąża gwiazdę co 2,8 dnia i jest około 1,2 razy większa od Ziemi. Druga planeta, zewnętrzna, HD 260655c, krąży wokół gwiazdy co 5,7 dnia i jest 1,5 razy większa od Ziemi.

Na podstawie danych o prędkościach radialnych ze spektrografów HIRES i CARMENES naukowcy byli w stanie obliczyć masę planet, która jest bezpośrednio związana z amplitudą, z jaką każda z nich oddziałuje na tę gwiazdę. Okazało się, że planeta wewnętrzna jest około dwa razy masywniejsza od Ziemi, podczas gdy planeta zewnętrzna ma około trzech mas Ziemi. Na podstawie ich rozmiarów i masy zespół oszacował gęstość każdej z nich. Wewnętrzna planeta jest nieco gęstsza od Ziemi, podczas gdy zewnętrzna, większa planeta, jest nieco mniej gęsta. Na podstawie gęstości planet szacuje się, że mają prawdopodobnie ziemski skład.

Bazując na orbitach badacze szacują, że powierzchnia planety wewnętrznej ma temperaturę 710 K, podczas gdy zewnętrzna ma około 560 K.

Uważamy, że jest to obszar poza strefą zdatną do zamieszkania, zbyt gorący, aby na ich powierzchniach mogła istnieć woda w stanie ciekłym – mówi Kunimoto.

Ale w układzie może być więcej planet – dodaje Shporer. Istnieje wiele układów wieloplanetarnych, w których znajduje się pięć lub sześć planet, szczególnie wokół małych gwiazd, takich jak ta. Miejmy nadzieję, że znajdziemy ich więcej, a jedna z nich może znajdować się w ekosferze. To optymistyczne myślenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Rysunek przedstawiający gwiazdę HD 260655, jej planet i satelitę TESS. Źródło: dzięki uprzejmości NASA.


Załączniki:
MIT-Solar-Neighbor-01-press_0.jpg
MIT-Solar-Neighbor-01-press_0.jpg [ 590.43 KiB | Przeglądany 856 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: 18 czerwca 2022, 16:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto dowody na najpotężniejszego pulsara w odległej galaktyce

Astronomowie analizujący dane z przeglądu nieba odkryli jedną z najmłodszych gwiazd neutronowych. Obrazy z VLA wskazują, że jasna emisja radiowa napędzana przez pole magnetyczne wirującego pulsara dopiero niedawno wyłoniła się zza gęstej powłoki szczątków po wybuchu supernowej.

Obiekt ten, nazwany VT 1137-0337, znajduje się w galaktyce karłowatej 395 milionów lat świetlnych od Ziemi. Po raz pierwszy pojawił się na obrazie z przeglądu VLA Sky Survey wykonanym w styczniu 2018 roku. Nie pojawił się na obrazie tego samego regionu wykonanym przez przegląd VLA FIRST w 1998 roku. Pojawiał się nadal na późniejszych obserwacjach VLASS w latach 2018, 2019, 2020 i 2022.

To, co najprawdopodobniej widzimy, to mgławica pulsarowa – powiedział Dillon Dong, student Caltech. Mgławica pulsarowa powstaje, gdy potężne pole magnetyczne szybko wirującej gwiazdy neutronowej przyspiesza otaczające ją naładowane cząstki do prędkości bliskiej prędkości światła.

Na podstawie jego cech charakterystycznych można stwierdzić, że jest to bardzo młody pulsar – być może ma zaledwie 14 lat, ale nie więcej niż 60-80 – powiedział Gregg Hallinan, promotor Donga z Caltech.

Dong i Hallinan odkryli ten obiekt w danych z VLASS, projektu NRAO, który rozpoczął się w 2017 roku i ma na celu zbadanie całego nieba widocznego z VLA – około 80% nieba. W ciągu siedmiu lat VLASS trzykrotnie przeprowadzi pełny skan nieba, a jednym z celów jest znalezienie obiektów przejściowych. Astronomowie znaleźli VT 1137-0337 w pierwszym skanie VLASS z 2018 roku.

Porównanie tego skanowania VLASS z danymi z wcześniejszego przeglądu nieba VLA o nazwie FIRST ujawniło 20 szczególnie jasnych obiektów przejściowych, które mogą być powiązane ze znanymi galaktykami.

Ten wyróżniał się tym, że jego galaktyka przeżywa gwałtowny wzrost formowania się gwiazd, a także charakterystyką emisji radiowej – powiedział Dong. Galaktyka, nazwana SDSS J113706.18-033737.1, jest galaktyką karłowatą o masie około 100 milionów razy większej od masy Słońca.

Badając charakterystykę VT 1137-0337, astronomowie rozważali kilka możliwych wyjaśnień, w tym supernowe, rozbłyski gamma lub zaburzenia pływowe, w których gwiazda zostaje rozdrobniona przez supermasywną czarną dziurę. Doszli do wniosku, że najlepszym wyjaśnieniem jest mgławica pulsarowa.

W tym scenariuszu gwiazda znacznie masywniejsza od Słońca eksplodowała jako supernowa, pozostawiając za sobą gwiazdę neutronową. Większość masy pierwotnej gwiazdy została wyrzucona na zewnątrz jako skorupa gruzu. Gwiazda neutronowa szybko wiruje, a jej potężne pole magnetyczne, omiatając otaczającą przestrzeń, przyspiesza naładowane cząstki, powodując silną emisję radiową.

Początkowo emisja radiowa była zasłonięta powłoką z odłamków po wybuchu. W miarę rozszerzania się powłoki, stawała się ona coraz mniej gęsta, aż w końcu fale radiowe z mgławicy pulsarowej mogły się przez nią przedostać.

Stało się to pomiędzy obserwacją FIRST w 1998 roku a obserwacją VLASS w 2018 roku – powiedział Hallinan.

Prawdopodobnie najbardziej znanym przykładem mgławicy pulsarowej jest Mgławica Kraba, w gwiazdozbiorze Byka, będąca wynikiem supernowej, która świeciła jasno w 1054 roku. Krab jest dziś dobrze widoczna w małych teleskopach.

Obiekt, który znaleźliśmy, wydaje się być około 100 000 razy bardziej energetyczny niż Krab i ma silniejsze pole magnetyczne – powiedział Dong. Prawdopodobnie jest to wyłaniający się „super Krab” – dodał.

Chociaż Dong i Hallinan uważają, że VT 1137-0337 jest najprawdopodobniej mgławicą pulsarową, możliwe jest również, że jej pole magnetyczne jest na tyle silne, że gwiazda neutronowa może zostać zakwalifikowana jako magnetar. Magnetary są głównym kandydatem na źródła tajemniczych szybkich błysków radowych (FRB), które są obecnie przedmiotem intensywnych badań.

W takim przypadku byłby to pierwszy magnetar złapany w trakcie powstawania, co również jest niezwykle ekscytujące – powiedział Dong.

Rzeczywiście, niektóre FRB okazały się być związane z trwałymi źródłami radiowymi, których natura również pozostaje tajemnicą. Wykazują one duże podobieństwo w swoich właściwościach do VT 1137-0337, ale nie wykazują dowodów na silną zmienność.

Nasze odkrycie bardzo podobnego źródła, które się włącza, sugeruje, że źródła radiowe związane z FRB mogą być również świecącymi mgławicami pulsarowymi – powiedział Dong.

Astronomowie planują prowadzić dalsze obserwacje, aby dowiedzieć się więcej o tym obiekcie i śledzić jego zachowanie w czasie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Pozostałość po wybuchu supernowej. Źródło: Melissa Weiss, NRAO/AUI/NSF.


Załączniki:
NRAO-002-pulsarwind_H_lrg-1024x768.jpg
NRAO-002-pulsarwind_H_lrg-1024x768.jpg [ 882.74 KiB | Przeglądany 766 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 czerwca 2022, 16:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
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 748 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: 1149 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 53, 54, 55, 56, 57, 58  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Bing [Bot] i 2 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