Dzisiaj jest 24 stycznia 2022, 03:25

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1033 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 48, 49, 50, 51, 52  Następna
Autor Wiadomość
Post: 03 grudnia 2021, 18:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
SOFIA potwierdza niewidzialne przeciwramiona galaktyki spiralnej

NGC 7479, znana również jako Caldwell 44, to galaktyka spiralna z poprzeczką z ramionami spiralnymi w kształcie litery S, jak ma to miejsce w wielu tego typu galaktykach. Jednak przyjrzawszy się ukrytym przed nieuzbrojonym okiem szczegółom galaktyki, ukazuje się inna para ramion, zakrzywiających się w przeciwnym kierunku niż widzialna galaktyka. Stratosferyczne Obserwatorium Astronomii Podczerwonej (SOFIA) zaobserwowało emisję zjonizowanego węgla, aby pomóc potwierdzić te przeciwramiona. Wyniki zostały opublikowane w The Astrophysical Journal.

Emisja fal radiowych z tych małych, tak zwanych „przeciwramion” była obserwowana już wcześniej, ale z pomocą SOFIA – wraz z obserwacjami prowadzonymi przez ALMA i archiwalnymi danymi z wielu innych obserwatoriów – ich obecność została teraz potwierdzona również przez emisję promieniowania rentgenowskiego, zjonizowanego węgla i tlenku węgla. Nowe obserwacje z SOFIA dotyczące przeciwramion mogą pomóc w ujawnieniu ich pochodzenia.

Dario Fadda z Universities Space Research Association, główny autor pracy, zauważył: Naprawdę ważną rzeczą w tej galaktyce są dwa małe przeciwramiona, widoczne w paśmie radiowym, które idą w przeciwnym kierunku niż ramiona widziane w paśmie optycznym, ale nikt nie widział ich w promieniowaniu rentgenowskim. Dostrzeżenie ich w tym paśmie jest ważne, ponieważ pokazuje, że z jądra wydobywa się energia w postaci strumieni.

Fakt, że strumienie te powstają w centrum galaktyki sugeruje, że posiada ona aktywne jądro – supermasywną czarną dziurę.

Gdy strumień zbliża się do gęstych obłoków molekularnych wzdłuż poprzeczki, część poprzeczki jest pochłaniania przez obłoki, powodując zakrzywienie strumienia w kierunku przeciwnym do rotacji galaktyki. Proces ten jest odpowiedzialny za orientację przeciwramion.

Porównując emisję rentgenowską strumienia ze stosunkiem zjonizowanego węgla i dwutlenku węgla z tego samego obszaru – obydwa uważane za wskaźnik formowania się gwiazd – badacze odkryli anomalię. Niektóre gorące punkty w obrębie przeciwramion mają zbyt dużo zjonizowanego węgla, co oznacza, że emisja promieniowania rentgenowskiego nie może być całkowicie wyjaśniona przez procesy gwiazdotwórcze.

Wiedzieliśmy o tych przeciwramionach i próbowaliśmy zaobserwować za pomocą SOFIA, czy zjonizowany węgiel jest rzeczywiście produkowany w procesach gwiazdotwórczych, czy też istnieje jakiś dodatkowy składnik, który może pochodzić z energii wstrzykiwanej przez aktywne jądro galaktyki – powiedział Fadda.

Stawia to pod znakiem zapytania związek pomiędzy zjonizowanym węglem a powstawaniem gwiazd i może mieć wpływ na badanie galaktyk bardziej odległych niż NGC 7479.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Panel środkowy: Obraz z HST galaktyki NGC 7479 utworzony z obserwacji na falach widzialnych i bliskiej podczerwieni z konturami kontinuum radiowego na 20 cm w kolorze żółtym. W ramkach zaznaczono końce dolnego i górnego przeciwramienia; rozszerzone wersje tych regionów pokazane są w lewym i prawym panelu, gdzie kółka przedstawiają aperturę instrumentu FIFI-LS w SOFIA. Źródło: ESA/Hubble & NASA


Załączniki:
NGC7479-spotlight-final-1024x432.png
NGC7479-spotlight-final-1024x432.png [ 611.03 KiB | Przeglądany 1156 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 grudnia 2021, 14:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie odkryli małą i szybką egzoplanetę krążąca wokół pobliskiego czerwonego karła

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył planetę pozasłoneczną o masie równej połowy masy Ziemi, która potrzebuje około ośmiu godzin, aby okrążyć swoją macierzystą gwiazdę, czerwonego karła znajdującego się niecałe 31 lat świetlnych od Ziemi. Nazwana GJ 367 b, jest jedną z najlżejszych spośród prawie 5000 znanych obecnie egzoplanet. Mając średnicę zaledwie 9000 km jest nieco większa od Marsa. Odkrycie to nie tylko dowodzi, że możliwe jest precyzyjne określenie istnienia najmniejszych, najmniej masywnych egzoplanet, ale także stanowi klucz do zrozumienia, jak formują się i ewoluują planety typu ziemskiego. Wyniki ukazały się w czasopiśmie Science.

Ćwierć wieku po odkryciu pierwszej planety pozasłonecznej, oprócz dokonywania nowych odkryć, główny nacisk został położony na dokładniejsze scharakteryzowanie tych planet. Obecnie możliwe jest skonstruowanie znacznie dokładniejszego profilu dla większości znanych egzoplanet. Wiele z nich zostało odkrytych z wykorzystaniem metody tranzytów – pomiaru niewielkich różnic w emitowanym świetle gwiazdy, gdy planeta przechodzi przed nią (w stosunku do obserwatora). GJ 367 b również została odkryta tą metodą, z wykorzystaniem satelity TESS.

Prędkość orbitalna GJ 367 b wynosi zaledwie 8 godzin. Na podstawie dokładnego określenia promienia i masy, GJ 367 b została sklasyfikowana jako planeta skalista – mówi Kristine Lam z Instytutu Badań Planetarnych w Niemieckim Centrum Lotnictwa i Kosmonautyki (Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt; DLR). To plasuje ją wśród planet ziemskich o rozmiarach mniejszych niż Ziemia i przesuwa badania o jeden krok do przodu w poszukiwaniu „drugiej Ziemi.”

GJ 367 b należy do grupy egzoplanet o skrajnie krótkim okresie orbitalnym, czyli takich, które okrążają swoją gwiazdę w czasie krótszym niż 24 godziny. Znamy już kilka z nich, ale ich pochodzenie jest obecnie nieznane – mówi Savita Mathur, badaczka z IAC i współautorka artykułu. Ponadto, z okresem rotacji gwiazdy wynoszącym 48 dni jest to bardzo interesujący układ do badania i zrozumienia dynamicznej ewolucji małych skalistych planet z taką orbitą, wyjaśnia badaczka.

Po odkryciu tej planety z wykorzystaniem TESS i metody tranzytowej, widmo tej gwiazdy zostało zbadane z Ziemi za pomocą metody pomiaru prędkości radialnej. Technika ta polega na pomiarze zmian w położeniu i prędkości gwiazdy, gdy ona i otaczająca ją planeta krążą wokół wspólnego środka masy. Zmiany spowodowane przez siłę grawitacji dwóch obiektów są odzwierciedlone w przesunięciu widma obserwowanej gwiazdy. W przypadku GJ 367 b masa została wyznaczona za pomocą instrumentu HARPS na 3,6-metrowym teleskopie Europejskiego Obserwatorium Południowego.

Dzięki skrupulatnym badaniom i połączeniu różnych metod oceny, udało się dokładnie określić promień i masę tej planety: jej promień wynosi 72% promienia Ziemi, a masa 55% masy Ziemi. Określając promień i masę z dokładnością odpowiednio 7 i 14%, naukowcy byli w stanie wyciągnąć wnioski na temat wewnętrznej struktury egzoplanety. Jest to planeta skalista o małej masie, ale o większej gęstości niż Ziemia.

Wysoka gęstość wskazuje na to, że planeta jest zdominowana przez żelazne jądro – wyjaśnia Szilárd Csizmadia współautor artykułu z DLR. Właściwości te są podobne do właściwości Merkurego, z jego nieproporcjonalnie dużym żelaznym i niklowym jądrem, które odróżnia go od innych ciał skalistych w Układzie Słonecznym.

Jednak bliskość planety od gwiazdy oznacza, że jest ona narażona na ekstremalnie wysoki poziom promieniowania, ponad 500 raz silniejsze niż to, którego doświadcza Ziemia. Temperatura na powierzchni może sięgać nawet 1500 stopni Celsjusza – to temperatura, w której wszystkie skały i metale uległyby stopieniu. GJ 367 b nie może być zatem uznana za „drugą Ziemię” – zauważa Enric Pallé, badacz z IAC.

Gwiazda macierzysta tej nowo odkrytej egzoplanety, czerwony karzeł o nazwie GJ 367, jest tylko o połowę mniejsza od Słońca. Było to korzystne dla jej odkrycia, ponieważ sygnał tranzytu orbitującej planety jest szczególnie istotny. Czerwone karły są nie tylko mniejsze, ale także chłodniejsze od Słońca. To sprawia, że związane z nimi planety są łatwiejsze do znalezienia i scharakteryzowania – mówi mówi Felipe Murgas współautor artykułu z IAC.

Czerwone karły są jednymi z najbardziej powszechnych gwiazd w naszym kosmicznym sąsiedztwie i dlatego są odpowiednimi celami do badań egzoplanet. Naukowcy szacują, że czerwone karły, znane również jako gwiazdy klasy M, są okrążane przez średnio dwie do trzech planet, z których każda jest co najwyżej cztery razy większa od Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna egzoplanety GJ 367 b. Źródło: DLR


Załączniki:
SPP1992_GJ367b_HighRes.png
SPP1992_GJ367b_HighRes.png [ 1.15 MiB | Przeglądany 1137 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 grudnia 2021, 18:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymie planety mogą osiągnąć dojrzałość znacznie wcześniej niż dotychczas sądzono

Międzynarodowy zespół naukowców był w stanie zmierzyć masy olbrzymich planet układu V1298 Tau, których wiek szacuje się na zaledwie 20 mln lat. Masy dla tych młodych olbrzymów nie były wcześniej wyznaczone i jest to pierwszy dowód na to, że obiekty te osiągnęły swoje ostateczne rozmiary już na bardzo wczesnym etapie ewolucji. Do badań użyto pomiarów prędkości radialnych ze spektrografu HARPS-N w Obserwatorium Roque de los Muchachos (ORM) oraz CARMENES w Obserwatorium Calar Alto. Wyniki zostały opublikowane w 2 grudnia 2021 r. w czasopiśmie Nature Astronomy.

Badania, przeprowadzone przez Alejandro Suáreza Mascareño z IAC, donoszą o pomiarze mas dwóch olbrzymich planet, które krążą wokół młodej gwiazdy typu słonecznego V1298 Tau. Zostały one odkryte w 2019 roku przez zespół kierowany przez Trevora Davida (JPL) przy użyciu danych z kosmicznego teleskopu Keplera, co pozwoliło zmierzyć ich rozmiary (nieco mniejsze od Jowisza) oraz okresy orbitalne, odpowiednio 24 i 40 dni dla V1298 Tau b i e.

Charakteryzacja bardzo młodych planet jest niezwykle trudna – mówi Alejandro Suárez Mascareño, pierwszy autor publikacji. Gwiazdy macierzyste mają bardzo wysoki poziom aktywności i do niedawna było nie do pomyślenia, żeby nawet spróbować. I dodaje: Tylko dzięki połączeniu detekcji dokonanych za pomocą teleskopów kosmicznych, wraz z naziemnymi instrumentami do pomiarów prędkości radialnych i wykorzystaniem najbardziej zaawansowanych technik analizy, można było zacząć widzieć, co dzieje się w tak wczesnych etapach ewolucji układów planetarnych. W rzeczywistości, dla nowych pomiarów mas planetarnych, konieczne było oddzielenie sygnałów generowanych przez te egzoplanety od sygnału generowanego przez aktywność gwiazdy, prawie dziesięć razy większego.

Badania pokazują, że masy i promienie planet V1298 Tau b i e są zaskakująco podobne do tych, jakie mają planety olbrzymie w Układzie Słonecznym lub w innych starych układach pozasłonecznych. Pomiary te, które jako pierwsze zostały uzyskane dla tak młodych planet olbrzymów, pozwalają nam przetestować obecne pomysły na temat formowania się układów planetarnych. Przez wiele lat modele teoretyczne wskazywały, że planety olbrzymie rozpoczynają swoją ewolucję jako ciała o większych rozmiarach, a później kurczą się przez setki milionów a nawet miliardy lat, wyjaśnia Víctor J. Sánchez Béjar, badacz z IAC i współautor pracy. Teraz wiemy, że w rzeczywistości mogą one osiągnąć rozmiar podobny do planet w Układzie Słonecznym w bardzo krótkim czasie, zauważa naukowiec.

Badanie młodych układów planetarnych daje naukowcom wskazówki na temat tego, co działo się w okresie niemowlęcym naszego Układu Słonecznego. Wciąż nie wiemy, czy V1298 Tau jest normalnym przypadkiem i jego ewolucja jest podobna do ewolucji większości planet, czy mamy do czynienia z wyjątkowym przypadkiem; jeśli byłby to normalny scenariusz, oznaczałoby to, że ewolucja takich planet jak Jowisz i Saturn mogła być zupełnie inna niż nam się wydaje, komentuje Nicolas Lodieu, badacz z IAC, także współautor pracy. Wyniki tej pracy pomagają więc zbudować bardziej solidne pojęcie o wcześniejszej ewolucji układów planetarnych takich jak nasz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu planetarnego V1298 Tau. Źródło: Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC)


Załączniki:
v1298_tau_press_1-2.jpg
v1298_tau_press_1-2.jpg [ 70.51 KiB | Przeglądany 1130 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 grudnia 2021, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Pojawiają się dowody na istnienie galaktyk wolnych od ciemnej materii

Międzynarodowy zespół astronomów nie znalazł śladów ciemnej materii w galaktyce AGC 114905, pomimo wykonania szczegółowych pomiarów przez 40 godzin za pomocą najnowocześniejszych teleskopów. Swoje odkrycia przedstawiają w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Kiedy Pavel Mancera Piña (Uniwersytet w Groningen i ASTRON, Holandia) i jego koledzy odkryli sześć galaktyk, które miały niewielką ilość ciemnej materii lub nie miały jej w ogóle, powiedziano im zmierzcie jeszcze raz, a zobaczycie, że wokół waszej galaktyki będzie ciemna materia. Jednak po czterdziestu godzinach szczegółowych obserwacji za pomocą Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku, dowody na galaktyki pozbawione ciemnej materii stały się jeszcze silniejsze.

Galaktyka, o której mowa, AGC 114905, znajduje się w odległości około 250 mln lat świetlnych od nas. Jest ona sklasyfikowana jako skrajnie rozproszona galaktyka karłowata, przy czym „galaktyka karłowata” odnosi się do jej jasności a nie rozmiaru. Galaktyka ta jest mniej więcej wielkości Drogi Mlecznej, ale zawiera tysiąc razy mniej gwiazd. Przeważa pogląd, że wszystkie galaktyki, a już na pewno skrajnie rozproszone galaktyki karłowate, mogą istnieć tylko wtedy, gdy są utrzymywane razem przez ciemną materię.

Naukowcy zbierali dane na temat rotacji gazu w AGC 114905 przez 40 godzin między lipcem a październikiem 2020 roku za pomocą VLA. Następnie wykonali wykres przedstawiający odległość gazu od centrum galaktyki na osi x oraz prędkość rotacji gazu na osi y. Jest to standardowy sposób na ujawnienie obecności ciemnej materii. Wykres pokazuje, że ruchy gazu w AGC 114905 mogą być całkowicie wyjaśnione przez zwykłą materię.

Jest to oczywiście to, o czym myśleliśmy i na co mieliśmy nadzieję, ponieważ potwierdza to nasze wcześniejsze pomiary – mówi Pavel Mancera Piña. Ale teraz pozostaje problem, że teoria przewiduje, że w AGC 114905 musi być ciemna materia, ale nasze obserwacje mówią, że jej nie ma. W rzeczywistości, różnica między teorią a obserwacjami tylko się powiększa.

W swojej publikacji naukowej badacze wymieniają po kolei możliwe wytłumaczenia braku ciemnej materii. Na przykład AGC 114905 mogła zostać pozbawiona ciemnej materii przez duże pobliskie galaktyki. Mancera Piña: Ale nie ma tam żadnych innych galaktyk. A w najbardziej znanym modelu formowania się galaktyk, tzw. modelu zimnej ciemnej materii (CDM), musielibyśmy wprowadzić ekstremalne wartości parametrów, które wykraczają daleko poza zwykły zakres. Również w przypadku zmodyfikowanej dynamiki newtonowskiej (MOND), teorii alternatywnej do CDM, nie możemy odtworzyć ruchów gazu wewnątrz galaktyki.

Według badaczy jest jeszcze jedno założenie, które może zmienić ich wnioski. Jest to szacowany kąt, pod którym, jak sądzą, obserwują galaktykę. Ale ten kąt musi bardzo mocno odbiegać od naszego oszacowania, zanim znów pojawi się miejsce dla ciemnej materii – mówi współautor Tom Oosterloo (ASTRON).

Tymczasem, naukowcy szczegółowo badają drugą skrajnie rozproszoną galaktykę karłowatą. Jeżeli ponownie zaobserwują w niej brak śladów ciemnej materii, jeszcze bardziej wzmocni to tezę o galaktykach ubogich w ciemną materię.

Badania Mancera Piña i jego współpracowników nie są odosobnionym przypadkiem. Wcześniej na przykład, Holender Pieter van Dokkum (Uniwersytet Yale, USA) odkrył galaktykę, w której prawie nie ma ciemnej materii. Techniki i pomiary Mancera Piña i jego kolegów są bardziej solidne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Galaktyka AGC 114905. Emisja gwiazdowa galaktyki jest pokazana na niebiesko. Zielone obłoki pokazują neutralny wodór. Źródło: Javier Román & Pavel Mancera Piña.


Załączniki:
AGC-114905-poor-in-dark-matter-credit-Javier-Roman-Mancera-Pina.png
AGC-114905-poor-in-dark-matter-credit-Javier-Roman-Mancera-Pina.png [ 1.34 MiB | Przeglądany 1123 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 grudnia 2021, 19:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znajdują ostatni brakujący element w układance zderzeń gromad galaktyk

Astronomowie dysponują modelem tego, jak zderzenia gromad galaktyk przechodzą przez różne etapy, przybierając różne kształty. Tępy kształt zmienia się w ostry stożek, który zmienia się w kształt przypominający język. Pierwsze i ostatnie były obserwowane wiele razy, ale zawsze brakowało ostrego stożka. Aż do teraz.

Większość galaktyk żyje w gromadach: grupach składających się z setek, a nawet tysięcy galaktyk. Pomiędzy nimi jest dużo przestrzeni, wypełnionej gorącym gazem zwanym ośrodkiem wewnątrzgromadowym (ICM). Galaktyki można obserwować w świetle widzialnym, na przykład za pomocą teleskopu Hubble’a, ale ICM można obserwować tylko za pomocą teleskopów rentgenowskich, ponieważ jest on niezwykle gorący – jego temperatura sięga setek milionów stopni Celsjusza. Ponieważ w gromadzie znajduje się tylko 1 cząsteczka na litr, jest ona niezwykle przewiewna, ale ponieważ zajmuje tak dużo miejsca, wciąż dodaje do gromady dziesięć razy więcej masy niż galaktyki znajdujące się w jej wnętrzu. Ogrom przestrzeni wewnątrz gromady uwidacznia się również podczas zderzenia z sąsiednią gromadą. Galaktyki po prostu dryfują obok siebie bez szwanku, podczas gdy ICM faktycznie się zderzają.

Astronomowie zaobserwowali wiele stadiów zderzeń na nocnym niebie. Wszystkie obserwowane kształty są albo tępym kształtem, jak słynna Gromada Pocisk, albo rozciągającym się kształtem jęzorowatym, jak Abell 168. Sugeruje się, że ten ostatni jest jednym z końcowych etapów zderzenia, a ten pierwszy jednym z pierwszych. Symulacje przewidują, że etap pomiędzy nimi powinien mieć kształt ostrego stożka, ale nigdy nie zostało to zaobserwowane. Teraz grupa astronomów, w tym pierwszy autor pracy Xiaoyuan Zhang (SRON/Leiden Observatory), w końcu znalazła ten ostatni element układanki. Zespół zaobserwował stożek po przeprowadzeniu głębokiej obserwacji gromady galaktyk ZwCl 2341+0000, dzięki skierowaniu na nią na 55 godzin kosmicznego teleskopu rentgenowskiego Chandra. Współautorka Aurora Simionescu (SRON/Leiden Observatory) dodaje: Faza ostrego stożka jest bardzo ulotna. Trwa tylko przez krótki czas, więc jesteśmy podekscytowani, że udało nam się ją uchwycić.

Tak jak w dawnych czasach rolnicy czerpali informacje o pogodzie z kształtów chmur, tak astronomowie badają kształty zderzeń gromad, aby dowiedzieć się więcej o Wszechświecie. Gromada Pocisk jest prawdopodobnie najbardziej znanym przykładem, ponieważ jest uważana za niezaprzeczalny dowód na istnienie ciemnej materii. ICM obu zderzających się gromad zwolnił, z jednej strony ukazując tępy korpus, czy kształt „pocisku”. Jest to widoczne w promieniowaniu rentgenowskim (różowy kolor na zdjęciu). Galaktyki widoczne w zwykłym świetle są już znacznie dalej od centrum kolizji, ponieważ nie zderzają się ze sobą i są tylko nieznacznie spowalniane przez grawitację. Większość niewidocznej masy, wyznaczonej przez soczewkowanie grawitacyjne obiektów tła, również przemieszczała się w większości bez zmian (kolor niebieski na zdjęciu). Jest to dowód na to, że ta niewidoczna masa rzeczywiście jest ciemną materią, a nie częścią „normalnej” materii ICM. Nowe zdjęcia ZwCl 2341+0000 dają nam pogląd na to, jak Gromada Pocisk może zmienić swój kształt za kilkaset milionów lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SRON

Vega

Na ilustracji: Modelowanie zderzenia gromad galaktyk. Najpierw kształt ciała (Gromada Pocisk), potem ostry stożek (ZwCl 2341+0000), a następnie kształt przypominający język (Abell 168). W lewym górnym rogu (1E2216/1E2215) widać dwie gromady galaktyk przed zderzeniem. W prawym górnym rogu (Gromada Warkocz Bereniki) widzimy efekt końcowy po tym, jak zderzenie zajęło wystarczająco dużo czasu, by osiągnąć swój ostateczny kształt. Źródło: SRON Holenderski Instytut Badań Kosmicznych.


Załączniki:
cluster_merger_stages.png
cluster_merger_stages.png [ 1.53 MiB | Przeglądany 1103 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 grudnia 2021, 17:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Największy na świecie radioteleskop dostrzega galaktykę wychwytującą gaz

Jak to się dzieje, że galaktyki tworzą gwiazdy przez miliardy lat bez wyczerpania gazu? Teoria sugeruje, że galaktyki wysysają materię z gęstego ośrodka międzygalaktycznego lub pobliskich galaktyk, ale wykrycie śladów zimnego gazu, które potwierdziłyby tę teorię, jest trudne.

Podtrzymywanie procesów gwiazdotwórczych
W całym Wszechświecie galaktyki tworzą gwiazdy długo po tym, jak ich gwiazdotwórcze dni powinny się zakończyć, ale nie zawsze jest jasne, dlaczego. Kiedy galaktyka w gęstym środowisku gromady pochłania inną galaktykę, napływ gazu może pobudzić na nowo procesy gwiazdotwórcze – ale czy zderzenia są jedynym sposobem na uzyskanie przez galaktykę materiału gwiazdotwórczego?

Inna możliwość – która dotyczy zarówno bardziej odizolowanych galaktyk, jak i ich odpowiedniczek w gromadach – jest taka, że galaktyki mogą kraść gaz z małych galaktyk satelitarnych, nawet z dużej odległości, co tworzyłoby długie ścieżki zimnego wodoru o niskiej gęstości. Zespół astronomów kierowany przez Ming Zhu (National Astronomical Observatories, Chińska Akademia Nauk) poszukiwał strumieni neutralnego wodoru za pomocą 500-metrowego radioteleskopu FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope).

Przegląd nieba północnego
Zhu i współpracownicy przeskanowali niebo północne w poszukiwaniu charakterystycznych śladów gazu, które mogą sygnalizować, że galaktyka akreuje materię. W nowej publikacji zespół poinformował o odkryciu śladu gazowego wodoru związanego z galaktyką spiralną Messier 106. M106 ma podobną jasność i strukturę jak Droga Mleczna, ale nieco bardziej masywne galaktyki satelitarne.

Dwanaście godzin danych – najgłębsze jak dotąd radiowe obserwacje tego układu – ujawniło włóknisty ślad gazu rozciągający się co najmniej 424 000 lat świetlnych pomiędzy M106 a prawdopodobną galaktyką satelitarną, NGC 4288. Owo gazowe włókno może być poszukiwanym znakiem, że M106 akreuje gaz z galaktyki satelitarnej na dużą odległość, ale może to być również dowód na ogon pływowy wywołany przez przelatującą w pobliżu galaktykę, która wyciąga gaz od M106. Który scenariusz jest bardziej prawdopodobny?

Ogon pływowy czy strumień akrecyjny?
Zhu i jego współpracownicy wskazują na kilka kluczowych czynników, które wspierają hipotezę strumienia akrecyjnego: włókno gazowe nie wydaje się zawierać żadnych gwiazd, nie rozciąga się zewnątrz wzdłuż ramienia spiralnego i nie ma charakterystycznego gradientu gęstości ogona pływowego. Jednym z najmocniejszych dowodów na to, że M106 aktywnie akreuje gaz, jest obecność młodych gromad gwiazd w miejscu, gdzie włókno przyłącza się do galaktyki – dowód na to, że formowanie się gwiazd zostało już zapoczątkowane przez napływający gaz.

Aby potwierdzić hipotezę o strumieniu akrecyjnym, potrzebne będą dalsze obserwacje, w tym weryfikacja statusu galaktyki satelitarnej NGC 4288. Jedno jest pewne: wyniki zespołu podkreślają znaczenie wykorzystania głębokich obserwacji radiowych do badania oddziaływań między galaktykami, ponieważ obrazy optyczne nie dawały prawie żadnych oznak, że M106 i NGC 4288 były zaangażowane w gazową walkę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Składanka zdjęć galaktyki M106 wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a oraz zawodowych astronomów i miłośników. Źródło: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA) oraz R. Gendler (dla Hubble Heritage Team); Podziękowania: J. GaBany.


Załączniki:
m106.jpg
m106.jpg [ 860.05 KiB | Przeglądany 1089 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 grudnia 2021, 18:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
W centrum naszej Galaktyki zidentyfikowano niemowlęce gwiazdy

Kosmiczny obiekt G2 w centrum Drogi Mlecznej, pierwotnie sklasyfikowany jako obłok gazu i pyłu okazał się w rzeczywistości być układem trzech młodych gwiazd. Wyniki badań mogą rozstrzygnąć kontrowersje wśród astronomów.

To, co wcześniej zidentyfikowano jako obłok gazu i pyłu w centrum naszej Galaktyki, w rzeczywistości składa się z trzech bardzo młodych gwiazd. Tak wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców z Instytutu Astrofizyki Uniwersytetu w Kolonii. Bardzo Duży Teleskop (VLT) ESO dostarczył danych do badań, które ukazały się w The Astrophysical Journal. Gwiazdy zaczęły się formować mniej niż milion lat temu, co w astrofizyce stanowi bardzo krótki okres. Dla porównania, nasze Słońce ma nieco mniej niż 5 miliardów lat.

W 2011 roku, dzięki danym w podczerwieni, uzyskanym z VLT, znaleziono obiekt, który zapowiadał ujawnienie bezprecedensowego procesu w centrum naszej Galaktyki. Na podstawie analizy danych na wielu długości fali naukowcy ustalili, że musi to być obłok gazu i pyłu, który nazwano G2. Oddziaływanie z czarną dziurą w centrum naszej Galaktyki, Sgr A*, powinno było rozerwać G2 na strzępy i spowodować przysłowiowe fajerwerki. Naukowcy założyli, że kiedy G2 zderzy się z Sgr A*, różne procesy spowodują, że gaz i pył doprowadzą do rozbłysku czarnej dziury. Tak się jednak nie stało.

Do tego doszły inne czynniki, które przyprawiły astronomów na całym świecie o ból głowy i podsycały kontrowersyjne dyskusje. Badania wykazały, że temperatura G2 jest prawie dwukrotnie wyższa niż temperatura otaczających ją źródeł pyłu. Jednym z możliwych wyjaśnień temperatury G2 jest ogromna ilość gwiazd w centrum Drogi Mlecznej. Gwiazdy te mogły zatem podgrzać G2. Pozostaje tylko pytanie, dlaczego wszystkie inne źródła pyłu w centrum Galaktyki wykazują znacznie niższą temperaturę? Czarna dziura, Sgr A*, również została wykluczona jako źródło ciepła. Temperatura G2 powinna wzrastać im bardziej domniemany obłok pyłu zbliża się do czarnej dziury. Jednak temperatura pozostawała stała przez długi okres czasu, mimo że odległość do czarnej dziury zmieniała się. Im dokładniej obserwowano G2, tym bardziej stawało się jasne, że ten kosmiczny obiekt musi być czymś więcej niż tylko obłokiem gazu i pyłu.

Nowe wyniki pokazują, że G2 w rzeczywistości składa się z trzech pojedynczych gwiazd. Mieliśmy okazję kilkukrotnie sami obserwować centrum naszej Galaktyki przy pomocy VLT. Wraz z danymi z archiwum ESO byliśmy w stanie wykorzystać dane z okresu od 2005 do 2019 roku – powiedział główny autor artykułu dr Florian Peißker z Instytutu Astrofizyki. W zlokalizowaniu G2 pomocna okazała się również nietypowa struktura danych. Każdy piksel uchwyconego obrazu ma przypisane widmo, które obejmuje bardzo specyficzne i szczegółowe pasmo fal. Naukowcom daje to ogromny poziom szczegółowości. To, że G2 faktycznie składa się z trzech ewoluujących młodych gwiazd jest sensacyjne. Nigdy wcześniej nie obserwowano wokół Sgr A* gwiazd młodszych niż te, które znaleziono – powiedział Peißker.

Wyniki otwierają drzwi do wielu innych fascynujących pytań badawczych – na przykład skąd biorą się te młode gwiazdy. Intensywnie promieniujące środowisko supermasywnej czarnej dziury niekoniecznie jest najlepszym miejscem do produkcji młodych gwiazd. Peißker podsumowuje: Nowe wyniki dają unikalny wgląd w to, jak działają czarne dziury. Możemy użyć środowiska Sgr A* jako wzoru, aby dowiedzieć się więcej o ewolucji i procesach zachodzących w innych galaktykach w zupełnie innych zakątkach naszego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cologne

Vega

Na ilustracji: Ruch obiektu G2 na złożeniu obrazów z teleskopu VLT (ESO). Źródło: ESO


Załączniki:
Dusty_cloud_G2_passes_the_supermassive_black_hole_at_the_centre_of_the_Milky_Way.jpg
Dusty_cloud_G2_passes_the_supermassive_black_hole_at_the_centre_of_the_Milky_Way.jpg [ 41.48 KiB | Przeglądany 1079 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 grudnia 2021, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
„Ostatnie tchnienie” w życiu galaktyk

Astronomowie odkryli, że galaktyki aktywne (AGN), goszczące stale rosnące czarne dziury, które emitują duże ilości energii i promieniowania, mogą przechodzić okres gwałtownych procesów gwiazdotwórczych przed całkowitym „wygaszeniem się”. Wyniki badań zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.

Wszechświat wypełniony jest bilionami galaktyk, a każda z nich składa się z miliardów gwiazd. Do tej pory większość danych wskazywała na to, że formowanie się gwiazd w galaktykach systematycznie maleje wraz z upływem czasu, ale nowe badania pokazują dowody na nagły wzrost procesów gwiazdotwórczych tuż przed tym, jak się one zakończą.

Uważa się, że większość, jeżeli nie wszystkie, masywnych galaktyk posiada w swoich centrach supermasywne czarne dziury. Kiedy supermasywne czarne dziury akreują gaz, mogą wypromieniowywać tyle energii, ile galaktyka, w której się znajdują. Popularny obraz jest taki, że potężne wiatry i dżety wytwarzane przez centralne AGN-y są w stanie wyrzucić lub podgrzać gaz w galaktyce-gospodarzu, usuwając materię potrzebną do tworzenia gwiazd.

Dysponując dużą próbką ponad trzech tysięcy pobliskich aktywnych galaktyk goszczących AGN-y, zespół wykorzystał nowe techniki analizy danych, aby zmierzyć, jak formowanie gwiazd w galaktykach zmieniało się w kosmicznym czasie. Podważając oczekiwania wynikające ze standardowego scenariusza, zespół odkrył, że pobliskie galaktyki goszczące AGN nie ograniczają po prostu stopniowego tempa tworzenia się gwiazd. Wręcz przeciwnie, przechodzą one „fazę odmładzania”, tymczasowo zwiększając tempo tworzenia gwiazd poprzez akumulację świeżego gazu z otoczenia w ostatnich epokach.

Tworzenie się gwiazd jest zazwyczaj bardzo krótkotrwałe w kategoriach kosmologicznych – okres, w którym galaktyki tworzą gwiazdy może wynosić 1/100 wieku Wszechświata, lub być krótszy. Zespół doszedł do wniosku, że obecna aktywność AGN może przyczyniać się, ale nie powodować, obserwowanego wygaszania narodzin gwiazd. Odmładzanie galaktyk z aktywnymi jądrami może być zatem „ostatnim tchnieniem” w życiu galaktyk, zanim całkowicie przestaną one tworzyć nowe gwiazdy.

Ignacio Martín Navarro komentuje ich odkrycia: Galaktyki mogą przechodzić kilka epizodów odmładzania, aż w końcu staną się wygaszone. Energia uwalniana kumulacyjnie przez supermasywne czarne dziury podczas tych epizodów odmładzania jest prawdopodobnie związana z obserwowanym wygaszaniem, ale wciąż pozostaje do wykonania wiele pracy teoretycznej i obserwacyjnej, zanim będziemy mogli uzyskać zadowalające zrozumienie tak złożonego procesu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie strumienia materii wyrzuconego z M87 (NGC 4486), wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Źródło: NASA oraz The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)


Załączniki:
M87_jet_hubble.jpg
M87_jet_hubble.jpg [ 145.96 KiB | Przeglądany 1063 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 grudnia 2021, 19:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
W jaki sposób wiatry gwiazdowe mogą tworzyć dyski wokół czarnych dziur

W rentgenowskich układach podwójnych czarna dziura – masywna gwiazda wieją wiatry gwiazdowe, które mogą tworzyć dyski akrecyjne wokół czarnych dziur.

Pierwsze dowody na istnienie czarnych dziur znaleziono w latach 60. XX wieku, kiedy to wykryto silne promieniowanie rentgenowskie z układu zwanego Cygnus-X1. W tym układzie czarna dziura jest okrążana przez masywną gwiazdę wiejącą niezwykle silnym wiatrem gwiazdowym, ponad 10 mln razy silniejszym niż ten od Słońca. Część gazu w tym wietrze jest grawitacyjnie przyciągana w kierunku czarnej dziury, tworząc dysk akrecyjny emitujący silne promieniowanie X, które astronomowie obserwują. Takie układy z czarną dziurą i masywną gwiazdą nazywane są rentgenowskimi układami podwójnymi o dużej masie i są bardzo pomocne w zrozumieniu natury czarnych dziur.

Po prawie 60. latach od pierwszego odkrycia, wykryto zaledwie kilka podobnych rentgenowskich układów podwójnych o dużej masie. Oczekiwano, że będzie ich o wiele więcej, szczególnie biorąc pod uwagę fakt, że w ciągu ostatnich kilku lat, za pomocą fal grawitacyjnych, odkryto wiele podwójnych czarnych dziur. W naszej Galaktyce odkryto również wiele układów podwójnych, które w przyszłości mogą stać się rentgenowskimi układami podwójnymi o dużej masie. Widzimy więc wiele zarówno poprzedników, jak i potomków, ale gdzie kryją się same wysokomasywne rentgenowskie układy podwójne?

Jedno z wyjaśnień mówi, że nawet jeżeli czarna dziura jest okrążana przez masywną gwiazdę wiejącą silnym wiatrem, nie zawsze emituje ona promieniowanie X. Aby emitować takie promieniowanie, czarna dziura musi utworzyć dysk akrecyjny, w którym gaz wiruje wokół i staje się gorącym zanim wpadnie do środka. Aby utworzyć dysk akrecyjny, spadający gaz potrzebuje momentu pędu, tak aby wszystkie jego cząsteczki mogły obracać się wokół czarnej dziury w tym samym kierunku. Jednak, jak się okazuje, w rentgenowskich układach podwójnych o dużej masie trudno jest uzyskać wystarczający moment pędu gazu opadającego na czarną dziurę. Uważa się, że dzieje się tak dlatego, że wiatr zwykle wieje symetrycznie, więc prawie taka sama ilość gazu przepływa obok czarnej dziury zarówno zgodnie jak i przeciwnie do ruchu wskazówek zegara. W rezultacie, gaz może wpadać bezpośrednio do czarnej dziury bez tworzenia dysku akrecyjnego, więc czarna dziura jest prawie niewidoczna.

Ale jeżeli jest to prawda, to dlaczego w ogóle widzimy jakiekolwiek rentgenowskie układy podwójne? W swojej pracy naukowcy rozwiązali równania ruchu dla wiatrów gwiazdowych i odkryli, że nie wieje on symetrycznie, gdy czarna dziura jest wystarczająco blisko gwiazdy. Wiatr wieje z mniejszą prędkością w kierunku do i od czarnej dziury, ze względu na działanie sił pływowych. Z powodu tego załamania symetrii w wietrze, gaz może mieć teraz duży moment pędu, wystarczający do uformowania dysku akrecyjnego wokół czarnej dziury i świecenia w promieniach rentgenowskich. Warunki konieczne do zaistnienia takiej asymetrii są dość surowe, więc tylko niewielka część układów podwójnych czarna dziura – masywna gwiazd będzie mogła zostać zaobserwowana.

Ich model wyjaśnia, dlaczego istnieje tylko niewielka liczba wykrytych rentgenowskich układów podwójnych o dużej masie, ale jest to dopiero pierwszy krok w zrozumieniu asymetrycznych wiatrów gwiazdowych. Badając ten model dalej, być może naukowcy będą w stanie rozwiązać wiele tajemnic rentgenowskich układów podwójnych o dużej masie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna Cygnus-X1. Źródło: Mark Myers, OzGrav-Swinburne University


Załączniki:
cygnusx-1-4_orig.jpg
cygnusx-1-4_orig.jpg [ 64.55 KiB | Przeglądany 1055 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 grudnia 2021, 19:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie potwierdzają istnienie kosmicznej super-pustki, która podważa nasze rozumienie ciemnej energii

Badania prowadzone w ramach projektu Dark Energy Survey (DES) potwierdziły obecność super-pustki, niezwykle dużego regionu o gęstości materii niższej niż średnia, w gwiazdozbiorze Erydanu. Jej badanie może dostarczyć nowych wskazówek do zrozumienia natury ciemnej energii. Wyniki opublikowano 17 grudnia 2021 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Możliwość odwzorowania największych struktur we Wszechświecie zawsze była aspiracją astrofizyków. Po drobiazgowym sporządzeniu map naszego kosmicznego podwórka, ostatnie odkrycia umieściły naszą Galaktykę w supergromadzie Laniakea, jako część kosmicznej sieci galaktyk. Mniej jednak wiadomo o naszym kosmicznym sąsiedztwie.

Nowe badania przeprowadzone przez grupę badawczą Dark Energy Survey (DES) potwierdziły, że w pobliżu gwiazdozbioru Erydanu czai się duże zagęszczenie materii, super-pustka.

Region ten jest również miejscem występowania tzw. Zimnego Punktu, który jest jedną z wielkoskalowych anomalii mikrofalowego promieniowania tła (CMB), rodzaju promieniowania kopalnego z początków Wszechświata. Anomalia ta odpowiada strukturze znalezionej nad południową półkulą ekliptyczną o temperaturze niższej niż przeciętna.

Jednak zimny obszar tak duży, jak zimny punkt wydaje się bardzo mało prawdopodobny według standardowego modelu kosmologicznego. Zespół DES kierował się hipotezą, że super-pustka może, przynajmniej częściowo wyjaśnić, dlaczego ten punkt jest znacznie większy i zimniejszy niż oczekiwano. W szczególności, kosmolodzy mogą wykorzystać to olbrzymie wycięcie jako unikalne laboratorium do poznania nieuchwytnej ciemnej energii.

Pod względem energetycznym, super-pustkę najlepiej wyobrazić sobie jako wzgórze, na które fotony CMB muszą się wspiąć w swojej podróży w kierunku naszych teleskopów. Wchodząc na nie, muszą one zainwestować energię, aby przemierzyć mniejszą gęstość. Jednak podczas swojej wędrówki fotony te podlegają działaniu ciemnej energii, która jest odpowiedzialna za kosmiczną ekspansję. Ciemna energia działa jak siła odpychająca, przeciwieństwo grawitacji, przez co spowalnia tempo formowania się największych struktur kosmicznych i wygładza je.

Dlatego u wyjścia z super-pustki fotony CMB, zamiast odzyskiwać tę energię zainwestowaną we wspinanie się na wzgórze, tracą jej część, ponieważ ciemna energia zmniejsza opadanie. Ta wypadkowa strata energii jest równoważona niewielkiemu ochłodzeniu temperatury fotonów CMB przemierzających super-pustkę. Badając szczegółowo ten efekt, kosmolodzy mogą wnioskować o właściwościach ciemnej energii.

W przypadku tego zimnego punktu, hipoteza ta ma już poparcie w badaniach galaktyk, ale dane DES dostarczają nowych kluczowych danych obserwacyjnych. Zrekonstruowana mapa rozkładu ciemnej energii dostarcza statystycznie solidnych dowodów na brak materii o średnicy około 1,8 mld lat świetlnych w gwiazdozbiorze Erydanu, co odpowiada dominującej strukturze w naszym kosmicznym sąsiedztwie.

Jednak obserwowane wymiary super-pustki w Erydanie nie mogą w pełni wyjaśnić głębokiego obniżenia temperatury zimnego punktu, jeżeli w obliczeniach przyjmiemy standardowy model ciemnej energii – wyjaśnia András Kovács z Astrofísica de Canarias (IAC). Według astrofizyka, pełne wyjaśnienie wymagałoby jeszcze silniejszego składnika ciemnej energii, który powodowałby szybszą ekspansję i mniej zbity Wszechświat w późniejszych czasach.

Możliwym pozytywem jest to, że setki innych super-pustek, wykrytych w bardziej odległym Wszechświecie, również wykazały umiarkowane dowody na silniejsze niż oczekiwano zimne plamy, ale rozwiązanie tej długotrwałej debaty w kosmologii najprawdopodobniej nadejdzie z następnej generacji badań kosmologicznych, które zmapują jeszcze większe objętości – podsumowuje badacz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Kopuła teleskopu Blanco w Międzyamerykańskim Obserwatorium Cerro Tololo, gdzie zamontowana jest kamera DES do badania ciemnej energii. Źródło: Reidar Hahn / Fermilab


Załączniki:
19293148922_2769bcdf58_k.jpg
19293148922_2769bcdf58_k.jpg [ 157.68 KiB | Przeglądany 993 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 grudnia 2021, 19:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Gwiezdny „wodospad popiołu” może pomóc odległym planetom rosnąć

Pierwsza na świecie symulacja 3D, jednocześnie uwzględniająca ruch i wzrost pyłu wokół młodej gwiazdy pokazała, że duży pył z obszaru centralnego może być porywany, a następnie wyrzucany przez wypływ gazu i ostatecznie opadać z powrotem na zewnętrzne obszary dysku, gdzie może umożliwić formowanie się planetozymali. Proces ten można porównać do wulkanicznego „wodospadu popiołu”, w którym popiół unoszony przez gaz podczas erupcji opada z powrotem na obszar wokół wulkanu. Wyniki te pomagają wyjaśnić obserwowane struktury pyłu wokół młodych protogwiazd.

Obserwacje przeprowadzone przez ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ujawniły szczeliny w dyskach protoplanetarnych wokół młodych gwiazd. Uważa się, że jedną z przyczyn powstawania tych pierścieni jest oddziaływanie grawitacyjne planet. Jednak niektóre pierścienie są widoczne w jeszcze dalszej odległości niż Neptun na orbicie okołosłonecznej. Na tych odległościach pyłu niezbędnego do formowania się planet powinno być niewiele. Co więcej, oczekuje się, że pył będzie przemieszczał się w kierunku centralnego obszaru dysku, w miarę wzrostu. Tak więc to, w jaki sposób planety mogą powstawać w tak zewnętrznych regionach dysku, pozostaje tajemnicą.

Zespół badawczy kierowany przez Yusuke Tsukamoto z Uniwersytetu Kagoshima wykorzystał ATERUI II, najpotężniejszy na świecie superkomputer przeznaczony do obliczeń astronomicznych w Japońskim Narodowym Obserwatorium Astronomicznym, do przeprowadzenia pierwszej na świecie trójwymiarowej symulacji ruchu i wzrostu pyłu w dysku protoplanetarnym. Zespół odkrył, że duże cząstki pyłu wyhodowane w obszarze centralnym mogą być przenoszone prostopadle do dysku przez strumienie gazu, zwane wypływem dwubiegunowym, wydobywające się z dysku. Pył ten następnie dryfuje z wypływu, a grawitacja ściąga go z powrotem do zewnętrznej części dysku. Tsukamoto komentuje: Mieszkając w Kagoshimie, w cieniu aktywnego wulkanu Mt. Sakurajima, naturalnie pomyślałem o opadzie pyłu wulkanicznego, gdy zobaczyłem wyniki symulacji.

Symulacja pokazuje, że ten „gwiezdny wodospad popiołu” może wzbogacić duży pył w zewnętrznym obszarze dysku protoplanetarnego i ułatwić formowanie się planetozymali, co może ostatecznie doprowadzić do powstania planet.

Wyniki ukazały się w Astrophysical Journal Letters 15 października 2021 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAO

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna „wodospadu popiołu” na dysk protoplanetarny. Źródło: Kagoshima University


Załączniki:
20211214-cfca-fig.jpg
20211214-cfca-fig.jpg [ 81.05 KiB | Przeglądany 982 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 grudnia 2021, 20:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie dostrzegają kwartet wnęk w olbrzymich czarnych dziurach

Naukowcy znaleźli cztery olbrzymie wnęki, czy bąble, w centrum gromady galaktyk, korzystając z Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra. Ten niezwykły zestaw cech mógł zostać wywołany przez erupcje z dwóch supermasywnych czarnych dziur krążących blisko siebie.

Gromady galaktyk to największe struktury we Wszechświecie, utrzymywane razem przez grawitację. Są one mieszaniną setek, a nawet tysięcy pojedynczych galaktyk, ogromnych ilości gorącego gazu oraz niewidocznej ciemnej materii. Gorący gaz, który przenika gromady, zawiera znacznie więcej masy niż same galaktyki i świeci jasno w paśmie rentgenowskim, które wykrywa Chandra. W centrum gromady znajduje się zwykle ogromna galaktyka.

Nowe badania z wykorzystaniem Chandra gromady galaktyk znanej jako RBS 797, znajdującej się około 3,9 mld lat świetlnych od Ziemi, ujawniły dwie oddzielne pary wnęk rozciągających się od centrum gromady.

Tego typu wnęki były już wcześniej obserwowane w innych gromadach galaktyk. Naukowcy uważają, że są one wynikiem erupcji z regionów w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w środku masywnej galaktyki centralnej. Gdy materia odlatuje od czarnej dziury w postaci dżetów w przeciwnych kierunkach, wydmuchuje puste przestrzenie w gorącym gazie. Odkryciem w RBS 797 jest to, że istnieją dwa zestawy dżetów skierowane prostopadle do siebie.

Wydaje nam się, że wiemy, co reprezentuje para wnęk, ale co się dzieje, gdy gromada galaktyk ma dwie pary zwrócone w bardzo różnych kierunkach? powiedział Francesco Ubertosi z Uniwersytetu Bolońskiego we Włoszech, który kierował badaniem Chandra.

Astronomowie wcześniej zaobserwowali parę wnęk w kierunku wschód-zachód w RBS 797, ale parę w kierunku północ-południe wykryto dopiero w nowej, znacznie dłuższej obserwacji Chandra. Głębszy obszar wykorzystuje prawie pięć dni czasu obserwacji Chandry, w porównaniu do około 14 godzin w przypadku pierwszej obserwacji. Very Large Array (VLA) już wcześniej zaobserwowało dowody na istnienie dwóch par dżetów w postaci emisji radiowej, które pokrywają się z wnękami.

Jak powstał ten kwartet wnęk? Najbardziej prawdopodobną odpowiedzią, według Ubertosi'ego i jego kolegów, jest to, że RBS 797 zawiera parę supermasywnych czarnych dziur, które wystrzeliły dżety w prostopadłych kierunkach, niemal w tym samym czasie.

Naszym najlepszych pomysłem jest to, że jedna para supermasywnych czarnych dziur doprowadziła do powstania dwóch par wnęk powiedziała Myriam Gitti, współautorka również z Uniwersytetu Bolońskiego. Chociaż uważamy, że supermasywne czarne dziury mogą tworzyć układy podwójne, to niezwykle rzadko obserwuje się obie z nich w aktywnej fazie – w tym sensie odkrycie dwóch bliskich aktywnych czarnych dziur nadmuchujących wnęki w RBS 797 jest niezwykłe.

Rzeczywiście, wcześniejsze obserwacje radiowe przeprowadzone przez Europejską Sieć VLBI (EVN) odkryły dwa radiowe źródła punktowe oddzielone od siebie o zaledwie 250 lat świetlnych w RBS 797. Jeżeli obydwa źródła są supermasywnymi czarnymi dziurami, są one jedną z najbliższych par, jakie kiedykolwiek wykryto. Dwie czarne dziury powinny nadal zbliżać się do siebie po spirali, generując ogromne ilości fal grawitacyjnych, aż w końcu się połączą.

Istnieje jeszcze jedno wyjaśnienie czterech wnęk widocznych w RBS 797. Ten scenariusz zakłada istnienie tylko jednej supermasywnej czarnej dziury – z dżetami, które w jakiś sposób zdołały dość szybko zmienić kierunek. Analiza danych z Chandra pokazuje, że różnica wieku dla wnęk wschód-zachód i północ-południe jest mniejsza niż 10 mln lat.

Jeżeli istnieje tylko jedna czarna dziura odpowiedzialna za te cztery wnęki, to będziemy musieli prześledzić historię jej aktywności. Kluczowym aspektem jest to, jak szybko zmieniła się orientacja dżetów i czy jest to związane z otoczeniem gromady galaktyk, czy z fizyką samej czarnej dziury – lub nawet kombinacją obu tych czynników – powiedział Fabrizio Brighenti, współautor z Uniwersytetu Bolońskiego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Gromada galaktyk RBS 797 w świetle widzialnym, oraz widoczne w niej wnęki w promieniach rentgenowskich. Źródło: Obraz rentgenowski - NASA/CXC/Univ. of Bologna/F. Ubertosi. Obraz optyczny - NASA/STScl/M.Calzadilla


Załączniki:
rbs797.jpg
rbs797.jpg [ 258.26 KiB | Przeglądany 963 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 22 grudnia 2021, 19:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znajdują siostrzaną do Drogi Mlecznej galaktykę we wczesnym Wszechświecie

Międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał połączone dane z różnych radioteleskopów do zbadania sposobu powstawania gwiazd w galaktyce, gdy Wszechświat miał mniej niż 30% swojego obecnego wieku. Odkryli, że właściwości rezerwuaru gazu cząsteczkowego są podobne do tego z naszej Galaktyki, co nie było do tej pory obserwowane w odległym Wszechświecie. Praca została opublikowana w Astrophysical Journal Letters.

Głównym pytaniem w badaniach nad galaktykami jest sposób powstawania gwiazd, jak wydajna jest przemiana zimnego gazu w gwiazdy. Jak dotąd, galaktyki we wczesnym Wszechświecie wydają się tworzyć gwiazdy w inny sposób niż obserwowany w naszej Galaktyce, co jest zastanawiające. Aby rzucić światło na tę kwestię, zimny gaz molekularny, paliwo do formowania się gwiazd, jest obserwowany za pomocą radioteleskopów.

Ze względu na właściwości fizyczne wodoru molekularnego (H2), nie może on być obserwowany w reżimie radiowym, ale można go śledzić za pomocą cząsteczki tlenku węgla (CO). I tego właśnie dokonał zespół kierowany przez Nikolausa Sulzenauera, doktoranta w Instytucie Radioastronomii Maxa Plancka.

Najpierw naukowcy wybrali galaktykę, której jasność jest zwiększana przez soczewkowanie grawitacyjne przez sąsiednią gromadę galaktyk. Następnie wyszukali archiwalne zdjęcia z misji kosmicznych badających w podczerwieni, w połączeniu z obrazowaniem Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Odkryta galaktyka jest silnie wzmocniona, około 10-krotnie, przez co jej morfologia jest zniekształcona i przypomina konika morskiego. Dlatego jej przydomek to Kosmiczny Konik Morski wyjaśnia Sulzenauer, który przeprowadził te badania w ramach pracy magisterskiej na Uniwersytecie Wiedeńskim, pod nadzorem badacza IAC Helmuta Dannerbauera, który również jest autorem pracy w Astrophysical Journal Letters.

Naukowcy oszacowali odległość tej galaktyki na 9,6 mld lat dzięki obserwacjom linii tlenku węgla za pomocą 30-metrowego radioteleskopu Instituto de Radioastronomía Milimétrica (IRAM) znajdującego się w Sierra Nevada. W połączeniu z obserwacjami na 40-metrowym radioteleskopie Yebes, znajdującym się w Yebes, 50 km na północny wschód od Madrytu, można było również uzyskać informacje o fizycznych właściwościach paliwa do formowania się gwiazd poprzez obserwacje kilku linii gazu cząsteczkowego.

Dzięki analizie zimnego gazu cząsteczkowego naukowcy stwierdzili obecność niewidzianego dotychczas mechanizmu formowania się gwiazd w kosmicznym południu, szczytowej epoce formowania się gwiazd i aktywności czarnych dziur we Wszechświecie. Nasze badania wykazały, że jest to tak zwana galaktyka ciągu głównego z powoli ewoluującymi procesami gwiazdotwórczymi w epoce największego powstawania gwiazd we Wszechświecie dodaje Bodo Ziegler z Uniwersytetu Wiedeńskiego i współautor artykułu.

Wydaje się, że jest to brakujące ogniwo pomiędzy układami o wysokim i niskim współczynniku tworzenia gwiazd, takim jak Kosmiczny Konik Morski wyjaśnia Anastasio Díaz Sánchez z Universidad Politécnica de Cartagena, który również brał udział w badaniu. Podobnie Susana Iglesias Groth, badaczka IAC i współautorka artykułu, podkreśla znaczenie tego odkrycia, biorąc pod uwagę trudność w badaniu tego typu galaktyk: Bez soczewkowania grawitacyjnego niemożliwe byłoby wykrycie takiej galaktyki, o spokojnej aktywności gwiazdotwórczej, za pomocą tych dużych teleskopów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Zbliżenie na Kosmicznego Konika Morskiego w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni. Źródło: ESA/Hubble


Załączniki:
zoom_in_seahorse.jpg
zoom_in_seahorse.jpg [ 140.69 KiB | Przeglądany 944 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 grudnia 2021, 20:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
W Drodze Mlecznej znaleziono największą kolekcję planet swobodnych

Wykorzystując obserwacje i dane archiwalne z obserwatoriów naziemnych i kosmicznych, astronomowie odkryli co najmniej 70 nowych swobodnie krążących planet – takich, które wędrują przez przestrzeń kosmiczną bez gwiazdy macierzystej – w pobliskim regionie Drogi Mlecznej. Jest to największa próbka takich planet znalezionych w jednej grupie i prawie podwaja liczbę poznanych planet tego typu.

Naukowcy odkryli grupę planet swobodnych – planet nie orbitujących wokół gwiazdy – w pobliskim regionie Drogi Mlecznej znanym jako asocjacja gwiazdowa OB Upper Scorpioni. Przynajmniej 70, a może nawet 170 takich planet wielkości Jowisza zostało znalezionych dzięki analizie danych z ponad 20 lat obserwacji. Pierwsze swobodnie krążące planety zostały odkryte w latach 90. XX wieku, ale najnowsze odkrycia niemal podwoiły całkowitą liczbę znanych planet.

Skarby dostępne w archiwalnych danych NOIRLab miały fundamentalne znaczenie dla tego badania – mówi Hervé Bouy, astronom z Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux i kierownik projektu badawczego. Potrzebowaliśmy obrazów o szerokim polu i bardzo głębokich, zarówno w świetle optycznym jak i w bliskiej podczerwieni, obejmujących długi okres czasu. Tak więc Dark Energy Camera i NEWFIRM były bardzo atrakcyjne dla naszego projektu, ponieważ są to jedne z najczulszych kamer o szerokim polu na świecie.

Planety swobodne leżą w asocjacji OB Upper Scorpioni, która jest oddalona od Ziemi o 420 lat świetlnych. Region ten zawiera kilka najbardziej znanych mgławic, w tym Mgławicę Rho Ophiuchi, Mgławicę Fajka,Barnard 68 i Worek Węgla.

Planety swobodne zostały odkryte głównie dzięki badaniom mikrosoczewkowania grawitacyjnego, w których astronomowie obserwują krótkie przypadkowe wyrównanie między planetą, a gwiazdą tła. Jednak mikrosoczewkowanie zdarza się tylko raz, co oznacza, że dalsze obserwacje są niemożliwe.

Jednak nowe planety zostały odkryte przy pomocy innej metody. Ponieważ znajdują się one z dala od jakichkolwiek oświetlających je gwiazd, normalnie nie byłyby możliwe do sfotografowania. Jednak Núria Miret-Roig z Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, na Uniwersytecie w Bordeaux we Francji, pierwsza autorka artykułu, oraz jej zespół wykorzystali fakt, że w kilka miliardów lat po ich uformowaniu, planety te są wciąż wystarczająco gorące, aby świecić, co czyni je bezpośrednio wykrywalnymi przez czułe kamery na dużych teleskopach. Zespół Miret-Roig wykorzystał 80 000 obserwacji do zmierzenia światła wszystkich członków asocjacji w szerokim zakresie długości fal optycznych i bliskiej podczerwieni, oraz połączył je z pomiarami ich ruchu na niebie.

Zmierzyliśmy drobne ruchy, barwę i jasność dziesiątek milionów źródeł na dużym obszarze nieba – wyjaśnia Miret-Roig. Te pomiary pozwoliły nam bezpiecznie zidentyfikować najsłabsze obiekty w tym regionie.

Odkrycie rzuca również światło na pochodzenie planet swobodnych. Niektórzy naukowcy uważają, że planety te mogą powstawać w wyniku zapadania się obłoku gazu, który jest zbyt mały, aby doprowadzić do powstania gwiazdy, lub że mogły one zostać wyrzucone z macierzystego układu. Jednak, który z tych mechanizmów jest prawdziwy, pozostaje nieznane.

Model wyrzucenia sugeruje, że może istnieć jeszcze większa liczba planet swobodnych o rozmiarach Ziemi. Swobodne planety o masie Jowisza są najtrudniejsze do wyrzucenia, co oznacza, że może być nawet więcej swobodnych planet o masie Ziemi błąkających się po Galaktyce – mówi Miret-Roig.

Oczekuje się, że Obserwatorium Very Rubin może znaleźć o wiele więcej planet swobodnych, gdy rozpocznie działalność naukową w tej dekadzie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna swobodnej planety. Źródło: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva.


Załączniki:
noirlab2131a.jpg
noirlab2131a.jpg [ 214.7 KiB | Przeglądany 920 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 grudnia 2021, 21:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Deszcz koronalny na zimnej gwieździe?

Obserwacje odległego rozbłysku gwiazdowego mogą zawierać pierwsze dowody na istnienie deszczu koronalnego na chłodnym, małym czerwonym karle.

Spektroskopowe obserwacje o wysokiej rozdzielczości rozbłysku gwiazdowego na małej, chłodnej gwieździe wskazują na możliwość wystąpienia deszczu koronalnego, zjawiska, które zostało zaobserwowane na naszym Słońcu, ale nie zostało jeszcze potwierdzone na gwieździe tej wielkości. Ta słaba gwiazda, znana jako vB 10, która ma rozmiar około 1/10 Słońca i wytwarza mniej niż 1% jego energii, została zbadana przy użyciu Habitable-zone Planet Finder (HPF) na Teleskopie Hobby’ego-Eberly’ego (z 10-metrowym zwierciadłem). Obserwacje za pomocą spektrografu HPF pozwoliły naukowcom zmierzyć przesunięcie długości fali niektórych linii atomowych z rozbłysku, które są zgodne z gorącą plazmą spływającą z powrotem na powierzchnię gwiazdy i są podobne do obserwowanego deszczu koronalnego na Słońcu.

Praca opisująca te obserwacje, napisana przez zespół naukowców z Penn State University, zawiera analizę serii czasowych rozbłysków i może pomóc astronomom w określeniu energii i częstotliwości takich zdarzeń.

Jak sama nazwa wskazuje, Habitable-zone Planet Finder został zaprojektowany do wykrywania planet poprzez szukanie przesunięć w widmach światła gwiazd karłów typu M, które wynikają z „chwiania się” gwiazdy pod wpływem grawitacyjnego przyciągania orbitujących planet, powiedział Larry Ramsey, emerytowany profesor astronomii i astrofizyki na Penn State i autor pracy. Ale od początku wiedzieliśmy, że z tych widm możemy dowiedzieć się więcej o aktywności gwiazdowej niż o planetach.

Gwiazda jest sklasyfikowana jako „chłodny karzeł” – ma rozmiar zbliżony do Jowisza – i należy do najmniejszych gwiazd, które wciąż mogą przekształcać wodór w hel. Została ona zaobserwowana przez HPF jako część jego normalnych obserwacji polowania na planety, ale późniejsza analiza ujawniła ogromny skok emisji gwiazdy, zgodny z rozbłyskiem gwiazdowym.

Rozbłyski to krótkotrwałe, intensywne erupcje energii na powierzchni gwiazdy. Astronomowie nie wiedzą dokładnie co je wywołuje, ale obecnie najlepszą hipotezą jest to, że kiedy linie pola magnetycznego na powierzchniach gwiazd pękają i łączą się ponownie, uwalniają dużo energii, z której część zamieniana jest na energię cieplną, która przyspiesza jony i elektrony na gwieździe do ekstremalnych prędkości. Część gazu w pobliżu zdarzenia pędzi z powrotem w kierunku powierzchni gwiazdy, a część jest wystrzeliwana ponad rozbłyskiem.

Rozbłyski gwiazdowe są powszechne na karłach typu M, powiedział Shubham Kanodia, student studiów magisterskich na Penn State i główny autor pracy. Ale ze względu na wysoką rozdzielczość spektrografu HPF, byliśmy w stanie wykryć pewne niezwykłe cechy widma z tego rozbłysku.

HPF wykrył emisję z kilku atomów, które zostały wzbudzone przez rozbłysk do stanów wysokoenergetycznych. W szczególności, linie emisyjne z przejść atomowych atomów helu wykazały lekkie przesunięcie w kierunku dłuższych fal, znane jako przesunięcie ku czerwieni. Przesunięcie to wskazuje, że wzbudzone atomy, które wyemitowały to światło, spadały w kierunku gwiazdy z prędkością około 70 km/s.

To przesunięcie ku czerwieni w liniach helu wskazuje na zjawisko zwane deszczem koronalnym, które obserwowane jest na Słońcu od wielu dekad, powiedział Kanodia. Deszcz koronalny występuje, gdy część gazu wzbudzonego przez rozbłysk spada z powrotem na powierzchnię gwiazdy. Niektóre wcześniejsze badania sugerowały możliwość wystąpienia deszczu koronalnego na karłach typu M, ale jeżeli nasza interpretacja jest poprawna, byłaby to pierwsza ilościowa obserwacja deszczu koronalnego na ultrachłodnym karle i pierwsza, która wykorzystuje emisję helu jako wskaźnik.

Obserwacje rozbłysków i deszczu na karłach typu M mogą pomóc astronomom w lepszym zrozumieniu fizyki gwiazd.

Ważne jest, aby zauważyć, że wykrywamy przesunięcie ku czerwieni w liniach helu wraz z innymi liniami emisyjnymi, co sugeruje, że są one związane z rozbłyskiem, powiedział Suvrath Mahadevan, profesor astronomii i astrofizyki na Penn State, główny badacz HPF i autor pracy. Wiemy, że struktura magnetyczna tych gwiazd może być bardzo różna od gwiazd takich jak nasze Słońce, więc dostrzeżenie tej analogicznej aktywności jest ekscytujące i miejmy nadzieję, że doprowadzi do lepszego zrozumienia magnetyzmu i aktywności gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PSU

Vega

Na ilustracji: Deszcz koronalny na Słońcu z Ziemią w skali. Źródło: NASA/SDO.


Załączniki:
coronalrain.jpg
coronalrain.jpg [ 22.56 KiB | Przeglądany 843 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 grudnia 2021, 20:26 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie potwierdzają odkrycie pierwszych poruszających się łuków mikrosoczewkowania

Międzynarodowy zespół badawczy, w tym astronomowie z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego, wyznaczył z dużą dokładnością masę niewidocznego obiektu, wykorzystując do tego celu zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

18 kwietnia 2019 roku sonda kosmiczna Gaia zaalarmowała astronomów na całym świecie o niezwykle jasnym, ale ulotnym zdarzeniu na niebie: mikrosoczewkowaniu grawitacyjnym Gaia19bld. Tymczasowe, przypadkowe wyrównanie między dwoma niepowiązanymi układami gwiezdnymi dało bliźniacze obrazy gwiazd tła i dało naukowcom pierwszą okazję do rzeczywistej obserwacji obrazów w kształcie łuku poruszających się w czasie rzeczywistym, odblokowując kluczowe informacje. Dalsze obserwacje fotometryczne i spektroskopowe wykonane przez instrumenty Las Cumbres Observatory (LCO) pozwoliły określić rozdzielczość kątową między łukami. Równolegle, instrument PIONIER w interferometrze Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) obserwował ewoluujące w czasie obrazy podczas szczytu zdarzenia. Połączenie wszystkich tych danych po raz pierwszy umożliwiło wyznaczenie masy obiektu z mikrosoczewkami z niespotykaną dotąd dokładnością.

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne jest potężną techniką służącą do pomiaru masy izolowanych, słabych lub nieświecących obiektów w Drodze Mlecznej. W mikrosoczewkowaniu galaktycznym, masywny obiekt na pierwszym planie („soczewka”) przecina linię patrzenia na gwiazdę tła i dzieli jej obraz w kształcie dysku na wiele zniekształconych obrazów. Rozdzielenie tych obrazów w przypadku soczewek o masie gwiazdowej jest tak małe, że astronomowie zazwyczaj nie są w stanie ich rozróżnić, mierząc zamiast tego ogólny wzrost całkowitego światła otrzymanego ze źródła (tzw. powiększenie) w miarę, jak układy gwiazdowe ustawiają się w jednej linii, a następnie wychodzą poza nią. Wyraźne obrazy wytworzone przez soczewkę gwiazdową zostały wykryte wcześniej tylko raz, ale ich ruch w czasie rzeczywistym nie został dotąd zaobserwowany, mimo że był przewidziany kilkadziesiąt lat wcześniej. Ponieważ mikrosoczewkowanie nie opiera się na świetle emitowanym przez same soczewki, może być wykorzystywane do odkrywania odległych planet (nawet tych bez gwiazdy macierzystej), słabych brązowych i białych karłów, a także gwiazd neutronowych i czarnych dziur o masie gwiazdowej.

W większości przypadków do dokładnego zmierzenia masy mikrosoczewki potrzebne jest połączenie obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych.

W artykule opublikowanym w Astronomy & Astrophysics, dr Etienne Bachelet z LCO opisuje wykorzystanie obserwacji spektroskopowych i obrazowania z LCO do obliczenia masy i odległości do soczewki Gaia19bld. Podczas tego wydarzenia uzyskano zarówno spektroskopię o niskiej, jak i wysokiej rozdzielczości z wielu miejsc na całym świecie. W badaniach uczestniczyli również astronomowie z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego.

Gaia19bld jest spektakularnym pokazem możliwości płynących z wieloaspektowych obserwacji zjawiska mikrosoczewkowania. Wykorzystując dwa satelity kosmiczne, teleskopy naziemne, sieć mniejszych teleskopów, spektroskopię wysokiej rozdzielczości oraz pomiary interferometryczne, udało się dokładnie scharakteryzować soczewkę i źródło, co nie byłoby możliwe przy użyciu żadnego z tych kanałów osobno.

Postanowiliśmy dokładnie przyjrzeć się temu zjawisku, nazwanemu Gaia19bld, licząc na bardzo silne wzmocnienie sygnału w najbliższych dniach. Skierowaliśmy na gwiazdę teleskopy naziemne, znajdujące się na różnych kontynentach oraz teleskop kosmiczny Spitzera – mówi Krzysztof Rybicki, doktorant z OA UW, główny autor analizy oraz jednej z publikacji na temat zjawiska Gaia19bld.

Ta praca pokazuje potencjał spektroskopowej obserwacji zdarzeń mikrosoczewkowania. Pozwala ona na precyzyjną charakterystykę parametrów gwiazdy źródłowej, które mają kluczowe znaczenie dla odkrycia fizycznych właściwości ukrytego układu soczewkującego. Jest to szczególnie przydatne w przypadku zdarzeń w dysku galaktycznym, gdzie odległość do źródła i stopień jego przyciemnienia przez pył nie są dobrze znane. Oczekuje się, że metody opisane w tej pracy będą rutynowo stosowane w erze nowej generacji przeglądów całego nieba, które są obecnie opracowywane. W szczególności przegląd Legacy Survey of Space and Time będzie wykrywał tysiące zdarzeń każdego roku, które będą wymagały monitorowania spektroskopowego w celu lepszego scharakteryzowania ich własności i ostatecznie zwiększy nasze rozumienie słabych obiektów w całej Drodze Mlecznej.

Jak dodaje Krzysztof Rybicki: Udało nam się po raz pierwszy zarejestrować nie tylko osobne, dwa obrazy źródła, ale też ich zmianę położenia podczas zjawiska soczewkowania. Taki efekt wynika wprost z Ogólnej Teorii Względności Alberta Einsteina i został przewidziany ponad 30 lat temu przez prof. Bohdana Paczyńskiego, wybitnego polskiego astronoma i absolwenta UW.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
LCO

Vega

Na ilustracji: Obraz galaktyki eliptycznej LRG 3-757, przykład światła galaktyki zniekształconego przez soczewkowanie grawitacyjne. Źródło: ESA/Hubble, NASA.


Załączniki:
A_Horseshoe_Einstein_Ring_from_Hubble.width-1000.jpg
A_Horseshoe_Einstein_Ring_from_Hubble.width-1000.jpg [ 107.25 KiB | Przeglądany 777 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 30 grudnia 2021, 19:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Precyzyjny pomiar ruchu gwiazd wokół supermasywnej czarnej dziury w sercu Drogi Mlecznej

Astronomowie dokonali najdokładniejszych jak dotąd pomiarów ruchu gwiazd wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. Wyniki te pokazują, że 99,9% masy zawartej w centrum Galaktyki stanowi czarna dziura, a za pozostałą 0,1% mogą odpowiadać gwiazdy, mniejsze czarne dziury, pył i gaz międzygwiazdowy lub ciemna materia.

Naukowcy zmierzyli dokładniej niż kiedykolwiek wcześniej położenie i prędkość czterech gwiazd znajdujących się w bezpośrednim sąsiedztwie supermasywnej czarnej dziury, która czai się w centrum Drogi Mlecznej, znanej jako Sagittarius A* (Sgr A*). Odkryto, że gwiazdy te – nazwane S2, S29, S38 i S55 – poruszają się w sposób, który pokazuje, że masa w centrum Drogi Mlecznej prawie w całości należy do czarnej dziury Sgr A*, pozostawiając bardzo mało miejsca na cokolwiek innego.

Zespół wykorzystał w tych badaniach szereg najnowocześniejszych urządzeń astronomicznych. Do pomiaru ruchu gwiazd użyto spektroskopii z Gemini Near Infrared Spectrograph (GNIRS) na Gemini North niedaleko szczytu Maunakea na Hawajach, oraz instrumentu SINFONI na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT). Pozycje gwiazd zostały zmierzone przy pomocy instrumentu GRAVITY na Interferometrze Bardzo Dużego Teleskopu (VLTI).

Galaktyczne centrum Drogi Mlecznej, znajdujące się około 27 000 lat świetlnych od Słońca, zawiera zwarte źródło radiowe Sgr A*, które astronomowie zidentyfikowali jako supermasywną czarną dziurę o masie 4,3 mln razy większej od Słońca. Pomimo dziesięcioleci żmudnych obserwacji – oraz Nagrody Nobla przyznanej za odkrycie tożsamości Sgr A* - trudno było ostatecznie udowodnić, że większość tej masy należy jedynie do supermasywnej czarnej dziury i nie zawiera ona ogromnej ilości materii, takiej jak gwiazdy, mniejsze czarne dziury, pył i gaz międzygwiazdowy czy ciemna materia.

Po przyznaniu w 2020 roku Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki za potwierdzenie, że Sgr A* jest rzeczywiście czarną dziurą, chcemy teraz pójść dalej. Chcielibyśmy zrozumieć, czy w centrum Drogi Mlecznej kryje się coś jeszcze i czy ogólna teoria względności jest rzeczywiście poprawną teorią grawitacji w tym ekstremalnym laboratorium, wyjaśnia Stefan Gillessen, jeden z astronomów zaangażowanych w tę pracę. Najprostszym sposobem na odpowiedź na to pytanie jest dokładne śledzenie orbit gwiazd przechodzących w pobliżu Sgr A*.

Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje, że orbity gwiazd wokół supermasywnego zwartego obiektu różnią się subtelnie od tych przewidywanych przez klasyczną fizykę newtonowską. W szczególności, ogólna teoria względności przewiduje, że orbity gwiazd wykreślają elegancki kształt rozety – efekt znany jako precesja Schwarzschilda. Aby faktycznie zobaczyć gwiazdy wyznaczające tę rozetę, zespół badawczy śledził położenie i prędkość czterech gwiazd w bezpośrednim sąsiedztwie Sgr A* – nazwanych S2, S29, S38 i S55. Obserwacje stopnia precesji dla tych gwiazd pozwoliły zespołowi wnioskować o rozkładzie masy wewnątrz Sgr A*. Odkryli, że jakakolwiek rozszerzona masa w obrębie gwiazdy S2 wnosi co najwyżej równowartość 0,1% masy supermasywnej czarnej dziury.

Pomiar drobnych zmian w orbitach odległych gwiazd wokół supermasywnej czarnej dziury w naszej Galaktyce jest niewiarygodnym wyzwaniem. Aby dokonać kolejnych odkryć, astronomowie będą musieli przesunąć granice nie tylko nauki, ale również inżynierii. Nadchodzący Ekstremalnie Wielki Teleskop (ELT), wraz z Gigantycznym Teleskopem Magellana (GMT) czy Thirty Meter Telescope (TMT), pozwoli astronomom na jeszcze dokładniejsze pomiary nawet słabszych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Gemini Observatory

Vega

Na ilustracji: Centrum Drogi Mlecznej, gdzie widać gwiazdy znajdujące się na bliskiej orbicie wokół supermasywnej czarnej dziury, znanej jako Sgr A*. Źródło: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/(Spaceengine). Podziękowania: M. Zamani (NSF's NOIRLab).


Załączniki:
noirlab2130b.jpg
noirlab2130b.jpg [ 392.88 KiB | Przeglądany 713 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 stycznia 2022, 19:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy odkrywają soczewkowanie plazmy w pulsarze typu czarna wdowa

Korzystając z radioteleskopu FAST zespół badawczy odkrył zjawisko soczewkowania plazmy w pulsarze PSR J1720-0533 typu czarna wdowa.

Układy typu czarna wdowa składają się z małomasywnej gwiazdy towarzyszącej na ciasnej orbicie i pulsara milisekundowego. Charakteryzują się one ablacją towarzysza przez emisję z pulsara. Obiekty tego typu dają cenne możliwości badania właściwości gwiazd towarzyszących w warunkach intensywnego napromieniowania.

W tym badaniu naukowcy odkryli, że emisja PSR J1720-0533 podczas wchodzenia w zaćmienie wykazuje kwazi-okresowe modulacje, które mogą być wywołane soczewkowaniem plazmy.

Analizując zjawisko soczewkowania, naukowcy doszli do wniosku, że maksymalne powiększenie soczewki wynosi 1,6, co odpowiada rozmiarom soczewki rzędu dziesiątek kilometrów. Odkrycie zjawiska soczewkowania plazmy w PSR J1720-0533 demonstruje związek pomiędzy pomiarem dyspersji a soczewkowaniem.

Co więcej, naukowcy zbadali profile polaryzacji w pobliżu zaćmienia PSR J1720-0533 i stwierdzili, że liniowa polaryzacja emisji zniknęła zanim pomiar dyspersji wykazał znaczące zmiany. Zjawisko to dostarcza silnych dowodów na istnienie znaczącego pola magnetycznego u towarzysza.

Wyniki te sugerują, że pola magnetyczne odgrywają ważną rolę w mechanizmie zaćmiewania pulsarów typu czarna wdowa.

Ponadto, badacze oszacowali tempo utraty masy towarzysza na 10^-12 mas Słońca na rok i spekulowali, że towarzysz ulegnie całkowitemu zniszczeniu w ciągu 10^10 lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pulsara milisekundowego i jego towarzysza. Pulsar (niebieski) pożera materię ze swojego nadętego towarzysza, zwiększając tempo swojej rotacji. Źródło: European Space Agency & Francesco Ferraro (Bologna Astronomical Observatory).


Załączniki:
millisecondp.jpg
millisecondp.jpg [ 78.59 KiB | Przeglądany 666 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 stycznia 2022, 20:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto tajemniczy obiekt emitujący pył, który okrąża gwiazdę TIC 400799224

Dzięki danym z teleskopu kosmicznego TESS międzynarodowy zespół astronomów odkrył tajemniczy obiekt okrążający gwiazdę podwójną TIC 400799224. TESS został zaprojektowany do poszukiwania egzoplanet, jednak według naukowców znaleziony obiekt nie jest prawdopodobnie ani planetą, ani asteroidą.

Teleskop kosmiczny TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) został wyniesiony w przestrzeń kosmiczną w 2018 roku w celu odkrywania małych planet krążących wokół najbliższych gwiazd sąsiadujących ze Słońcem. TESS odkrył do tej pory 172 potwierdzone egzoplanety i skompilował listę 4703 kandydatek na planety pozasłoneczne. Jego czuła kamera wykonuje zdjęcia, które obejmują ogromne pole widzenia ponad dwukrotnie większe niż obszar gwiazdozbioru a TESS zgromadził również Katalog Wejściowy TESS (ang. TESS Input Catalog – TIC) zawierający ponad miliard obiektów. Dalsze badania obiektów TIC wykazały, że są one wynikiem pulsacji gwiazd, szoków z supernowych, rozpadających się planet, grawitacyjnie samosoczewkujących gwiazd podwójnych, układów potrójnych gwiazdy, zakryć dysków i wielu innych.

Astronom z CfA Karen Collins była członkiem zespołu, który odkrył tajemniczy obiekt zmienny TIC 400799224. Przeszukali oni katalog używając narzędzi obliczeniowych opartych na uczeniu maszynowym, opracowanych na podstawie obserwacji setek tysięcy znanych obiektów zmiennych; metoda ta pozwoliła wcześniej znaleźć na przykład rozpadające się planety i ciała emitujące pył. Niezwykłe źródło TIC 400799224 zostało zauważone przypadkowo ze względu na gwałtowne spadki jego jasności, o prawie 25% w ciągu zaledwie czterech godzin, po których nastąpiło kilka ostrych zmian jasności, z których każda mogła być zinterpretowana jako zaćmienie. Praca opisująca badania została opublikowana w The Astronomical Journal.

Astronomowie badali TIC 400799224 za pomocą różnych urządzeń, w tym takich, które mapują niebo dłużej niż działa TESS. Odkryli, że jest to prawdopodobnie układ podwójny gwiazd, z których jedna pulsuje z okresem 19,77 dnia, prawdopodobnie z powodu orbitującego ciała okresowo emitującego obłoki pyłu przesłaniające gwiazdę. Ale chociaż okresowość jest ścisła, zakrycia pyłowe gwiazdy mają nieregularny kształt, głębokość i czas trwania. Natura samego ciała okrążającego układ jest zastanawiająca, ponieważ ilość emitowanego pyłu jest duża; gdyby powstał on w wyniku obiektu takiego jak planetoida Ceres w naszym Układzie Słonecznym, przetrwałby tylko około 8000 lat, zanim by zniknął. Jednak co zadziwiające, przez sześć lat obserwacji tego obiektu okresowość pozostała ścisła, a obiekt emitujący pył najwyraźniej pozostał nienaruszony. Zespół planuje kontynuować monitorowanie obiektu i włączyć historyczne obserwacje nieba, aby spróbować określić jego zmiany na przestrzeni wielu dekad.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Optyczny i w bliskiej podczerwieni obraz nieba wokół obiektu TIC 400799224 (krzyżyk oznacza położenie obiektu). Źródło: Powell i inni, 2021.


Załączniki:
TIC_400799224 .jpg
TIC_400799224 .jpg [ 34.99 KiB | Przeglądany 607 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 stycznia 2022, 20:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1561
Oddział PTMA: Kraków
Jak masywne są białe karły? Ważą się ich gwiezdni towarzysze

Gdy gwiazda kończy swój żywot na ciągu głównym, traci swoje zewnętrzne warstwy i staje się białym karłem, to jak masywna będzie? Aby odpowiedzieć na to pytanie, astronomowie zwracają się ku binarnym towarzyszom białych karłów.

Częste zakończenia
Z wyjątkiem kilku procent gwiazd, które zakończą swoje życie w potężnych kosmicznych eksplozjach, prawie wszystkie gwiazdy w naszej Galaktyce są skazane na stanie się białymi karłami. Nasza własna gwiazda zmierza w tym kierunku: za około pięć miliardów lat Słońce wyczerpie zapasy wodoru w jądrze, stanie się czerwonym olbrzymem i wyrzuci swoje zewnętrzne warstwy w przestrzeń kosmiczną, odsłaniając swoje płonące gorące jądro. Jądro będzie świecić przez kolejne dziesięć miliardów lat – lub dłużej! – jako biały karzeł, zanim zniknie z pola widzenia.

Pomimo tego, że większość gwiazd staje się białymi karłami, pozostaje wiele pytań dotyczących tych zwartych gwiezdnych pozostałości. Jednym z nich jest związek pomiędzy masą gwiazdy ciągu głównego a masą białego karła, który po niej pozostaje. Czy masa białego karła jest skorelowana z masą gwiazdy ciągu głównego, czy też inne czynniki, takie jak skład chemiczny gwiazdy, odgrywają decydującą rolę? Ustalenie relacji masy początkowej do końcowej może pomóc nam lepiej zrozumieć zawiłości burzliwej podróży gwiazd od ciągu głównego do fazy końcowej.

Chronologia towarzysza
Manuel Barrientos i Julio Chanamé (Papieski Uniwersytet Katolicki w Chile) zajęli się tym zagadnieniem, badając białe karły, które są oddalone od swoich binarnych towarzyszek o tysiące jednostek astronomicznych. Te szeroko odseparowane układy podwójne gwiazd są użytecznym narzędziem do badania białych karłów; dwie gwiazdy w układzie podwójnym są prawdopodobnie w tym samym wieku, a duża separacja sprawia, że jest mało prawdopodobne, aby gwiazdy wymieniły się masą, co mogłoby skomplikować ich ścieżki ewolucyjne.

Barrientos i Chanamé wykorzystali modele ewolucji gwiazd oraz parametry uzyskane z obserwacji spektroskopowych i fotometrycznych, aby wyznaczyć masy białych karłów, czas ich powstania oraz wiek ich gwiezdnych towarzyszy. Następnie użyli modeli ewolucyjnych, aby powiązać czas życia na ciągu głównym gwiazdy macierzystej białego karła – wyznaczony przez odjęcie czasu życia białego karła od wieku gwiazdy towarzyszącej – z jego masą.

Dalekosiężne implikacje
Zespół był szczególnie zainteresowany najmniej masywnymi gwiazdami, dla których relacja masy początkowej do końcowej została tylko luźno określona przez wcześniejsze prace. Odkryli, że najmniej masywne gwiazdy macierzyste dają szeroki zakres mas białych karłów – niektóre z nich są masywniejsze niż te pochodzące od gwiazd dwa razy masywniejszych. Autorzy artykułu znaleźli jednak dowody na to, że te białe karły mogą być w rzeczywistości dwoma blisko siebie położonymi białymi karłami, co skomplikowałoby analizę.

Autorzy mają nadzieję, że przyszłe obserwacje pozwolą na dalsze dopracowanie zależności masy początkowej od końcowej – rozrzut zaobserwowany w ich pracy nie jest przewidywany przez modele, ale może być w pełni wyjaśniony przez różnice w składzie gwiazd i miałby poważne implikacje dla badań, które polegają na dokładnym określeniu tej zależności.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Biały karzeł w centrum Mgławicy Pierścień (M57). Źródło: NASA, ESA oraz Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration.


Załączniki:
RingNebula.jpg
RingNebula.jpg [ 489.97 KiB | Przeglądany 591 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: 1033 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 48, 49, 50, 51, 52  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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