Dzisiaj jest 11 sierpnia 2022, 04:19

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1149 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 52, 53, 54, 55, 56, 57, 58  Następna
Autor Wiadomość
Post: 03 kwietnia 2022, 17:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Ruchy gwiazd ukazują szkielet Wielkiego Obłoku Magellana

Wykorzystując dane z przeglądu VISTA Magellanic Clouds (VMC) Survey, naukowcy potwierdzili istnienie wydłużonych orbit, które są podstawą procesu formowania się galaktycznych poprzeczek. W metodzie wykorzystano wielokrotne obserwacje obrazowe do skonstruowania mapy prędkości gwiazd w centralnym regionie Wielkiego Obłoku Magellana.

Wielki Obłok Magellana (LMC) jest widoczny nieuzbrojonym okiem z półkuli południowej, ponieważ jest najjaśniejszą i najbardziej masywną galaktyką satelitarną Drogi Mlecznej. LMC jest bogaty w gwiazdy o szerokim zakresie widmowym, od nowo powstałych do tak starych, jak Wszechświat. Jest klasyfikowana jako galaktyka nieregularna, ponieważ charakteryzuje się pojedynczym ramieniem spiralnym i poprzeczką, która jest przesunięta względem środka dysku.

Struktury gwiazdowe poprzeczki są powszechną cechą galaktyk spiralnych. Uważa się, że powstają one w wyniku niewielkich perturbacji w dysku gwiazdowym, które wyrywają gwiazdy z ich ruchu kołowego i zmuszają je do poruszania się po wydłużonych orbitach – wyjaśnia Florian Niederhofer, pierwszy autor opublikowanych właśnie badań. Szczególnym rodzajem orbit są te, które są wyrównane z główną osią poprzeczki. Uważa się je za „kręgosłup” gwiazdowych poprzeczek i stanowią główną podporę ich struktury. Teleskop VISTA został stworzony do przeglądu nieba południowego na długościach fal bliskiej podczerwieni w celu badania źródeł, które emitują w tym zakresie widma, ze względu na ich naturę, lub obecność pyłu. Wykorzystując dane z przeglądu VMC, zespół znalazł pierwsze bezpośrednie dowody na istnienie takich orbit w obrębie poprzeczki LMC. VMC to przegląd Układu Magellana mający na celu badanie zawartości gwiazd i dynamiki naszych najbliższych pozagalaktycznych sąsiadów.

Zespół naukowców opracował zaawansowaną metodę dokładnego wyznaczania ruchów właściwych gwiazd w Obłokach Magellana. W nowych badaniach metoda ta została zastosowana do centralnej części LMC. Na podstawie zmierzonych wartości autorzy obliczyli rzeczywiste ruchy gwiazd w wewnątrz LMC, tworząc szczegółowe mapy prędkości wewnętrznej struktury prędkości galaktyki. Oszałamiający poziom szczegółowości map prędkości pokazuje, jak bardzo poprawiła się nasza metoda w porównaniu z wczesnymi pomiarami sprzed kilku lat – mówi Thomas Schmidt, współautor i doktorant w AIP. Ku zdumieniu badaczy, ich mapy ujawniły wydłużone ruchy gwiazd, które są zgodne ze strukturą i orientacją poprzeczki.

Dzięki bliskiej odległości, wynoszącej około 163 000 lat świetlnych, możemy obserwować pojedyncze gwiazdy w Obłokach Magellana za pomocą naziemnych teleskopów, takich jak VISTA – mówi Maria-Rosa Cioni, główna badaczka projektu VMC i kierownik sekcji Galaktyk Karłowatych i Galaktycznego Halo w AIP. Dlatego też galaktyki te stanowią dla nas wyjątkowe laboratorium, w którym możemy bardzo szczegółowo badać procesy kształtujące i formujące galaktyki. Wielkim zainteresowaniem cieszy się dynamika gwiazd, ponieważ niosą one cenne informacje o powstawaniu i ewolucji galaktyk. Jednak przez długi czas jedynym źródłem informacji o dynamice były jednowymiarowe prędkości gwiazd w linii widzenia. Prędkości te można łatwo zmierzyć za pomocą spektroskopowych przesunięć dopplerowskich, które polegają na tym, że obserwowane światło gwiazdy wydaje się bardziej niebieskie lub bardziej czerwone w zależności od tego, czy się do nas zbliża, czy oddala. Aby uzyskać pełne trójwymiarowe prędkości gwiazd, konieczna jest znajomość ruchów właściwych gwiazd, czyli pozorny dwuwymiarowy ruch w płaszczyźnie nieba. Ruchy te można uzyskać poprzez wielokrotne obserwacje tych samych gwiazd w określonym czasie, zwykle kilku lat. Przesunięcia gwiazd są następnie określane w odniesieniu do pobliskich obiektów odniesienia. Obiektami tymi mogą być np. bardzo odległe galaktyki tła, co do których można założyć, że znajdują się w spoczynku ze względu na ich duże odległości, lub gwiazdy o znanych już ruchach właściwych.

Ponieważ obserwowane ruchy gwiazd widziane z Ziemi są bardzo małe, precyzyjne pomiary wciąż stanowią wyzwanie. W odległości Obłoków Magellana obserwowane ruchy gwiazd są rzędu milisekund łuku na rok.

Nasze odkrycie stanowi ważny wkład w badania właściwości dynamicznych galaktyk z poprzeczką, ponieważ Obłoki Magellana są obecnie jedynymi galaktykami, w których takie ruchy mogą być badane za pomocą ruchów właściwych gwiazd. W przypadku bardziej odległych galaktyk jest to nadal poza naszymi możliwościami technicznymi – mówi Florian Niederhofer. W sumie potrzeba było 9 lat obserwacji, aby zgromadzić wystarczającą ilość obrazów, które pozwolą zmierzyć te drobne ruchy. Ten nieoczekiwany pomiar jest uzupełnieniem wielu ważnych wyników uzyskanych przez zespół VMC – dodaje z dumą Maria-Rosa Cioni.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AIP

Vega

Na ilustracji: Galaktyka spiralna z poprzeczką NGC 1300. Galaktyki spiralne z poprzeczką różnią się od zwykłych galaktyk spiralnych tym, że ramiona galaktyki nie biegną spiralnie aż od centrum, lecz są połączone dwoma końcami prostej poprzeczki gwiazd zawierających jądro jej centrum. Źródło: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).


Załączniki:
opo0501a.jpg
opo0501a.jpg [ 652.81 KiB | Przeglądany 2149 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 kwietnia 2022, 21:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Porcja promieniowania rentgenowskiego w stosie galaktyk

Niedawne odkrycia ujawniają nową populację galaktyk we wczesnym etapie rozwoju Wszechświata z wygaszonymi procesami gwiazdotwórczymi, w których zachodzą one szybciej i wcześniej, niż wynikałoby to z teorii ewolucji galaktyk.

Podczas gdy większość wygasłych galaktyk, które widzimy dzisiaj, prowadziła dość pasywny tryb życia, odległe pasywne galaktyki we wczesnym Wszechświecie mogły mieć bardziej aktywną drogę do wygaszenia. Szczegółowe badania pobliskich spokojnych galaktyk ujawniły, że podążają one prostą drogą ewolucji: na początku ich życia następuje wybuch formowania się gwiazd, po którym nadchodzi spokojna egzystencja z niskim tempem gwiazdotwórczym. Z drugiej strony, ostatnie odkrycia ujawniły nową populację galaktyk w stanie spoczynku, które gasną szybciej i wcześniej, niż byłoby to możliwe, gdyby podążały tą prostą drogą ewolucji. Istnienie tak wielu galaktyk w stanie spoczynku na tak wczesnym etapie rozwoju Wszechświata stanowi problem dla ewolucji galaktyk, a intensywna faza wybuchów gwiazd i szybkie wygaszanie procesów gwiazdotwórczych są trudne do odtworzenia w symulacjach kosmologicznych.

Ważne pytanie bez odpowiedzi, związane z tym problemem jest takie, w jaki sposób wybuchy procesów gwiazdotwórczych zostają nagle przerwane lub wygaszone w tych galaktykach? Czy strumienie gazu z kosmicznej sieci, które napędzają powstawanie gwiazd, zostają odcięte? Czy też gaz ten napływa i jest wydalany przez jakieś mechanizmy sprzężenia zwrotnego? Jeden z takich możliwych mechanizmów jest wywołany przez centralną supermasywną czarną dziurę w galaktyce, która wlewa materię i tworzy wokół siebie dysk gorącego, świecącego gazu i pyłu, tworząc aktywne jądro galaktyczne (AGN). AGN pochłania część gazu, a promieniowanie, wiatry i strumienie wyrzucają resztę.

W artykule opublikowanym 29 marca 2022 roku autorzy wykorzystują obszerny katalog obserwacji na wielu długościach fal COSMOS2020, aby zbadać aktywność AGN w spokojnych galaktykach w kosmicznym czasie poprzez dwie podstawowe sygnatury AGN: promieniowania rentgenowskiego i emisji radiowej. Jednak wiele z tych galaktyk i możliwych AGN w ich obrębie, zwłaszcza tych najbardziej oddalonych, jest na tyle słabych, że nie są one indywidualnie wykrywane w badaniach rentgenowskich i radiowych. Aby przezwyciężyć tę słabość i skupić się na typowych (a nie bardzo jasnych) źródłach, autorzy używają techniki zwanej stakowaniem (układanie w stos obrazów), aby scharakteryzować średnie własności próbki galaktyk spokojnych i porównawczej próbki galaktyk gwiazdotwórczych. Poza porównaniem stosów galaktyk spokojnych i galaktyk gwiazdotwórczych, autorzy tworzą siatkę stosów obejmującą masę gwiazdową (czyli jak duża jest galaktyka) i przesunięcie ku czerwieni (jak daleko, a więc jak wcześnie we Wszechświecie znajduje się galaktyka), aby zbadać trendy wzdłuż tych osi.

Aby zbudować siatkę stosów galaktyk, autorzy użyli obserwacji na długościach fal, na których galaktyki były wykrywane pojedynczo (optycznych i podczerwonych) oraz przesunięć ku czerwieni z katalogu COSMOS2020, aby zdecydować, które galaktyki są gwiazdotwórcze, a które spokojne, a także, jak masywna jest każda z nich. Następnie autorzy wykorzystali obserwacje na długościach fal, na których galaktyki nie były indywidualnie wykrywane (rentgenowskie i radiowe), aby umieścić ułożone obserwacje w siatce masy gwiazdowej i przesunięcia ku czerwieni. Uzyskana w ten sposób próbka jest największą i o najwyższym przesunięciu ku czerwieni próbką typowych galaktyk pozostających w stanie spoczynku, jaką do tej pory stworzono.

Pierwszą przeprowadzoną przez autorów analizą stosów były dane rentgenowskie.

Poza identyfikacją ogólnych trendów, fizyczna interpretacja tych zbiorów wymaga zrozumienia, co jest przyczyną emisji promieniowania rentgenowskiego. Emisja promieniowania X pochodzi z dwóch głównych źródeł: rentgenowskich układów podwójnych, które zawierają gęstą pozostałość po gwieździe, energicznie pobierającą materię z gwiazdy znajdującej się na jej orbicie, oraz AGN.

W oparciu o znane zależności pomiędzy tempem powstawania gwiazd i masą gwiazd w galaktyce a oczekiwaną ilością rentgenowskich układów podwójnych, autorzy wyznaczyli względny wkład rentgenowskich układów podwójnych i AGN. Na podstawie tych modeli stwierdzili, że rentgenowskie układy podwójne mogą wyjaśniać większość emisji rentgenowskiej w przypadku stosów galaktyk gwiazdotwórczych. Z drugiej strony, w przypadku galaktyk spokojnych średnia emisja promieniowania X w każdym stosie była 5-50 razy wyższa niż oczekiwana tylko od rentgenowskich układów podwójnych, co sugeruje, że duża część emisji rentgenowskiej pochodzi z AGN. Ponadto, największą różnicę pomiędzy próbkami gwiazdotwórczymi i spokojnymi znaleziono w najwyższym przedziale przesunięcia ku czerwieni, co wskazuje na to, że AGN mogą odgrywać rolę w wygaszaniu procesów gwiazdotwórczych we wczesnym okresie Wszechświata.

Aby jeszcze lepiej zweryfikować swoje odkrycia, autorzy zestawili dane z innej głównej sygnatury AGN: emisji radiowej. Podobnie jak w przypadku promieniowania rentgenowskiego, emisja radiowa pochodzi z dwóch głównych źródeł w galaktykach: jednego związanego z trwającym procesem gwiazdotwórczym i drugiego związanego z AGN. Biorąc pod uwagę empirycznie znaną korelację pomiędzy tempem formowania się gwiazd a jasnością radiową, autorzy ustalili, że stosy galaktyk w spoczynku mają 3-10 razy większą emisję radiową niż można by się spodziewać po samym procesie gwiazdotwórczym, podczas gdy stos galaktyk gwiazdotwórczych można wyjaśnić przede wszystkim formowaniem się gwiazd. Zgodnie z wynikami badań rentgenowskich sugeruje to, że słabe AGN-y są wszechobecne w galaktykach w stanie spoczynku.

Jak działa mechanizm informacji zwrotnej AGN do wygaszania galaktyk? Wiemy, że w pobliskich galaktykach wygaszanie ma tendencję do występowania w przypadku bardziej aktywnych AGN. Wynika to z dwóch procesów: informacji zwrotnej z kwazara oraz informacji zwrotnej z radioźródła. W informacji zwrotnej z kwazara wiatr z jasnego AGN wypycha gaz z galaktyki i hamuje powstawanie gwiazd. W przypadku informacji zwrotnej z radioźródła, zwykle słabszy AGN ogrzewa gaz w galaktyce i wokół niej za pomocą strumieni radiowych, co zapobiega ochładzaniu się gazu i formowaniu gwiazd. W ten sposób feedback z radioźródła utrzymuje stan spoczynku, a nie tylko ogranicza możliwość powstawania gwiazd poprzez wyrzucanie paliwa. Autorzy zauważają, że ich słaba, typowa próbka prawdopodobnie podlega głównie sprzężeniu zwrotnemu w trybie radiowym, z pewnym wygaszaniem środowiska innego niż AGN przy niższym przesunięciu ku czerwieni.

Co więc stosy te mówią nam o ewolucji galaktyk? Wszechobecne sygnatury AGN, zarówno w promieniowaniu X, jak i radiowym dają nam interesujące wskazówki na temat procesów wygaszania: codzienne spokojne galaktyki często posiadają AGN, a informacje zwrotne od słabych AGN w ich wnętrzach są prawdopodobnie przyczyną wyłączania procesów gwiazdotwórczych w galaktykach tak nagle i wcześnie we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz optyczny (czerwony, zielony i niebieski) oraz rentgenowski (fioletowy) uwydatnia środowiska o wysokiej energii, takie jak rozgrzany gaz i akrecyjne układy podwójne w galaktyce Wir (M51). Źródło: X: NASA/CXC/Wesleyan Univ./R.Kilgard, i inni; Optyczne: NASA/STScI.


Załączniki:
m51_1.jpg
m51_1.jpg [ 740.48 KiB | Przeglądany 2123 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 kwietnia 2022, 17:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Galaktyka spiralna, która nie pasuje do obecnych teorii

Gromady galaktyk składają się z setek różnych galaktyk, z których najjaśniejsze znajdują się zwykle blisko centrum gromady i są to prawie zawsze duże galaktyki eliptyczne tworzące bardzo niewiele nowych gwiazd.

Gromady galaktyk zawierają w sobie setki galaktyk o bardzo zróżnicowanych kształtach i rozmiarach, od nieregularnych galaktyk karłowatych do olbrzymich galaktyk eliptycznych. Najjaśniejszy członek gromady nazywany jest najjaśniejszą galaktyką gromady. Każda najjaśniejsza galaktyka gromady jest inna, ale mają one pewne wspólne cechy – większość najjaśniejszych galaktyk gromady znajduje się w centrum swojej macierzystej gromady i są to duże galaktyki eliptyczne, zawierające niewiele gazu i tworzące bardzo niewiele nowych gwiazd.

Powód, dla którego większość najjaśniejszych galaktyk w gromadach wygląda tak podobnie, jest dobrze znany, ponieważ uważa się, że te duże galaktyki powstają w wyniku serii połączeń między galaktykami. Są to gwałtowne zjawiska kosmiczne, które powoli zwiększają rozmiar galaktyki niszcząc jednocześnie jej delikatny dysk lub ramiona spiralne. Ponadto połączenia mogą prowadzić do wyrzucenia gazu z galaktyki, czego skutkiem są ubogie w gaz, wygaszone najjaśniejsze galaktyki gromady, które widzimy obecnie.

Jednak artykuł opublikowany 5 kwietnia 2022 roku przedstawia ciekawy zwrot w tej historii, prezentując dane z trzech gromad galaktyk, które nie wydają się podążać za tym trendem, w tym jednej najjaśniejszej galaktyki gromady, która w ogóle nie pasuje do naszych obecnych teorii.

Podejrzane galaktyki spiralne
Autorzy rozpoczynają od przedstawienia siedmiu super jasnych galaktyk spiralnych, niedawno odkrytej klasy ogromnych galaktyk o spiralnych lub soczewkowatych kształtach. Olbrzymie rozmiary tych galaktyk są powodem postawienia głównego pytania tego artykułu: czy te super jasne galaktyki spiralne mogą być rzeczywiście najjaśniejszymi galaktykami gromady, mimo, że na takie nie wyglądają?

Aby odpowiedzieć na to pytanie, możemy przyjrzeć się ilości promieniowania rentgenowskiego otaczającego te galaktyki. Promieniowanie X jest emitowane przez ośrodek wewnątrzgromadowy, ogromny obłok niezwykle gorącego gazu, który wypełnia gromadę, zajmując przestrzeń pomiędzy galaktykami. Używając teleskopu rentgenowskiego XMM-Newton, autorzy nie znaleźli żadnej emisji rentgenowskiej otaczającej dwie z tych galaktyk. Jednak pozostałe pięć galaktyk ma duże ilości promieniowania X wytwarzanego w pobliżu. Wskazuje to na obecność ośrodka wewnątrzgromadowego, co oznacza, że galaktyki te znajdują się w pobliżu gromady galaktyk.

Odnajdywanie galaktyk spiralnych wewnątrz gromady jest niezwykłe, ale nie niespotykane. Jednak to, co czyni tę pracę tak ekscytującą, to fakt, że w trzech z tych gromad nie ma ani jednej innej galaktyki jaśniejszej od super jasnej galaktyki spiralnej – innymi słowy, są to najjaśniejsze galaktyki gromady. Co więcej, jedna z tych galaktyk, J16273, jest nie tylko najjaśniejszą galaktyką w gromadzie, ale znajduje się bezpośrednio w centrum gromady, dokładnie w miejscu, w którym zwykle spodziewalibyśmy się znaleźć najjaśniejszą galaktyką gromady!

Złączenia galaktyk, ale nie takie, jakie znamy
Fakt, że J16273 jest najjaśniejszą galaktyką gromady i znajduje się w samym centrum gromady, sprawia, że wygląda ona jak dość typowa najjaśniejsza galaktyka gromady. Jednak najjaśniejsze galaktyki gromad są eliptyczne ze względu na dużą ilość połączeń, których doświadczają. Jak można wyjaśnić, dlaczego ta jedna różni się tak bardzo od wszystkich innych, które widzieliśmy wcześniej?

Co zaskakujące, jednym z wyjaśnień są same fuzje. Autorzy sugerują, że J16273 była wcześniej regularną, eliptyczną najjaśniejszą galaktyką gromady, która niedawno połączyła się z mniejszą, bogatą w gaz galaktyką. W odpowiednich warunkach złączenie to mogło rozkręcić galaktykę eliptyczną, a pozostałości po bogatej w gaz galaktyce mogły utworzyć zupełnie nowy wirujący dysk.

Aby naprawdę zrozumieć te olbrzymie galaktyki spiralne, w przyszłości trzeba będzie przyjrzeć się znacznie większej liczbie galaktyk niż tylko siedmiu z nich. Autorzy przyznają to i sugerują, że eROSITA, przegląd nieba w zakresie promieniowania rentgenowskiego, będzie w stanie przyjrzeć się znacznie większej liczbie tych galaktyk i określić, czy żyją one w gromadach, grupach czy pojedynczo. Pierwsze dane z eROSITA mają zostać opublikowane pod koniec 2022 roku i powinny pomóc nam rozwiązać zagadkę, w jaki sposób te ogromne galaktyki spiralne znalazły się w miejscach, w których nigdy nie spodziewaliśmy się ich znaleźć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Najjaśniejsza galaktyka w centrum gromady galaktyk jest prawie zawsze galaktyką eliptyczną. Źródło: NASA, ESA oraz B. Holwerda (University of Louisville).


Załączniki:
stsci-h-p2001a-m-2000x1500_0-copy.jpg
stsci-h-p2001a-m-2000x1500_0-copy.jpg [ 38.61 KiB | Przeglądany 2120 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 kwietnia 2022, 18:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Rola elektronów termicznych w określaniu emisji z pojaśnień po GRB

Obecność niezwykle energetycznych promieni gamma w niektórych poświatach po intensywnych rozbłyskach gamma (GRB) można wyjaśnić za pomocą nowego modelu matematycznego. Odkrycie to może pomóc rzucić światło na pochodzenie GRB.

GRB to spektakularna erupcja energii powstała w wyniku gwałtownych wydarzeń, takich jak wybuchowa śmierć masywnej gwiazdy lub zderzenie dwóch gwiazd neutronowych. GRB wystrzeliwuje również strumień materii i energii do materii otaczającej gwiazdę, uderzając w cząsteczki takie jak protony i elektrony, powodując, że emitują promieniowanie. Emitowane fotony, od fal radiowych po promieniowanie gamma, mogą być wykryte z Ziemi jako poświata GRB.

Zdecydowana większość obserwacji poświat GRB daje się wyjaśnić za pomocą obecnych teorii, co nie powinno dziwić: nie byłyby to obecne teorie, gdyby nie pasowały do rzeczywistości. Jednak poświaty dwóch ostatnich GRB wytworzyły promienie gamma o niezwykle wysokich energiach, które podważają te teorie. Zaskoczeniem w przypadku tych dwóch wybuchów było to, że nigdy wcześniej nie wykryliśmy fotonów o takiej energii – mówi Donald Warren z Interdyscyplinarnego Programu Nauk Teoretycznych i Matematycznych RIKEN (iTHEMS).

Aby wyjaśnić niezwykłe promieniowanie gamma, badacze porównali dwa teoretyczne modele pojaśnień. Pierwszy z nich opierał się na konwencjonalnej teorii, sugerującej, że rozkład energii wśród elektronów poddanych szokowi przebiega wzdłuż dość prostej krzywej, znanej jako rozkład mocy. W scenariuszu tym większość elektronów ma stosunkowo niewielką energię, a tylko kilka z nich ma wyższe energie. Ważne jest jednak, aby zachować pewną perspektywę.

W drugim modelu dodano do mieszanki kilka tzw. elektronów termicznych. Mają one inny rozkład energii, który przypomina sposób, w jaki cząsteczki w gorącym gazie dzielą się swoją energią.

“Ponieważ oba modele przewidują różną liczbę elektronów przy określonych energiach, w konsekwencji przewidują różną emisję fotonów” – mówi Warren.

Drugi model zawiera więcej elektronów o energii odpowiedniej do wygenerowania wysokoenergetycznych promieni gamma widocznych w poświatach dwóch wysokoenergetycznych GRB. Najważniejszy wniosek z tej pracy jest taki, że elektrony termiczne znacząco zwiększają emisję przy najwyższych energiach fotonów – mówi Warren.

Oznacza to, że drugi model potencjalnie oferuje lepszy opis pojaśnień GRB. Następnym krokiem będzie wykorzystanie nowego modelu do oszacowania parametrów kilku GRB, aby upewnić się, że pasuje on do obserwacji co najmniej tak dobrze, jak obecny model – mówi Warren. Może to ostatecznie pomóc astronomom w dopracowaniu teorii dotyczących powstawania GRB.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega

Na ilustracji: Obecność zaskakująco wysokoenergetycznych promieni gamma widocznych w poświacie (obraz) można wyjaśnić za pomocą nowego modelu teoretycznego. Źródło: ESA/Hubble, M. Kornmesser.


Załączniki:
RRFY202164.jpg
RRFY202164.jpg [ 21.46 KiB | Przeglądany 2040 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 kwietnia 2022, 18:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Hubble znalazł najodleglejszą gwiazdę, jaką kiedykolwiek widziano

Kosmiczny Teleskop Hubble’a ustanowił nowy, niezwykły punkt odniesienia: wykrył światło gwiazdy, która istniała w ciągu pierwszych miliardów lat po Wielkim Wybuchu (przy przesunięciu ku czerwieni 6,2) – jest to najodleglejsza pojedyncza gwiazda, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Wyznacza to główny cel dla Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba w pierwszym roku jego pracy.

To znalezisko jest olbrzymim skokiem w czasie w porównaniu z poprzednią rekordzistką, pojedynczą gwiazdą wykrytą przez Hubble’a w 2018 roku. Gwiazda ta istniała, gdy Wszechświat miał około 4 miliardów lat, czyli 30% swojego obecnego wieku, w czasie, który astronomowie określają jako „redshift 1,5”. Naukowcy używają słowa „redshift”, ponieważ w miarę rozszerzania się Wszechświata światło pochodzące od odległych obiektów jest rozciągane lub „przesuwane” w kierunku dłuższych, bardziej czerwonych długości fal, gdy podróżuje do nas.

Nowo wykryta gwiazda znajduje się tak daleko, że jej światło potrzebowało 12,9 miliarda lat, aby dotrzeć do Ziemi, ukazując się nam tak, jak wtedy, gdy Wszechświat miał zaledwie 7% swojego obecnego wieku, przy przesunięciu ku czerwieni 6,2. Najmniejsze obiekty widziane wcześniej w tak dużej odległości były gromadami gwiazd osadzonymi wewnątrz wczesnych galaktyk.

Na początku prawie w to nie wierzyliśmy, bo była o wiele dalej niż poprzednio odkryta najodleglejsza gwiazda o najwyższym redshifcie – powiedział astronom Brian Welch z Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa w Baltimore, główny autor pracy opisującej odkrycie, która ukazała się w czasopiśmie Nature. Odkrycia dokonano na podstawie danych zebranych podczas przeglądu Hubble'a RELICS (Reionization Lensing Cluster Survey), prowadzonego przez współautora pracy, Dana Coe ze Space Telescope Science Institute (STScI).

Zazwyczaj przy takich odległościach całe galaktyki wyglądają jak małe smugi, światło milionów gwiazd zlewa się ze sobą – powiedział Welch. Galaktyka goszcząca tę gwiazdę została powiększona i zniekształcona przez soczewkowanie grawitacyjne w długi półksiężyc, który nazwaliśmy Łukiem Wschodzącego Słońca. Po dokładnym zbadaniu galaktyki Welch ustalił, że jedną z cech charakterystycznych jest niezwykle powiększona gwiazda, którą nazwał Earendel, co w języku staroangielskim oznacza „Gwiazdę Poranną”. Odkrycie to zapowiada otwarcie niezbadanej ery bardzo wczesnego formowania się gwiazd.

Earendel istniała tak dawno temu, że mogła nie mieć tych samych składników, co gwiazdy, które są wokół nas dzisiaj – wyjaśnia Welch. Badanie Earendel będzie oknem na nieznaną nam epokę Wszechświata, która doprowadziła do wszystkiego, co znamy. To tak, jakbyśmy czytali naprawdę interesującą książkę, ale zaczęli od drugiego rozdziału, a teraz będziemy mieli okazję zobaczyć, jak to wszystko się zaczęło – mówi Welch.

Od dawna istnieje teoretyczne przewidywanie, że gwiazdy, które tworzą się wyłącznie z pierwiastków powstałych krótko po Wielkim Wybuchu – wodoru, helu i śladowych ilości litu – powinny być bardziej masywne niż gwiazdy tworzące się obecnie – dodał członek zespołu Erik Zackrisson z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Uppsali w Szwecji. Te pierwotne gwiazdy, znane jako gwiazdy III populacji, do tej pory umykały obserwatorom, ale mogą stać się wykrywalne, jeżeli zostaną poddane bardzo dużemu powiększeniu dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego, tak jak w przypadku obiektu Earendel.

Zespół badawczy szacuje, że Earendel ma masę co najmniej 50 razy większą od masy naszego Słońca i jest milion razy jaśniejsza, dorównując najbardziej masywnym znanym gwiazdom. Jednak nawet tak jasna gwiazda o bardzo dużej masie nie byłaby możliwa do dostrzeżenia w tak dużej odległości bez naturalnego powiększenia przez olbrzymią gromadę galaktyk, w tym przypadku znaną jako WHL0137-08, znajdującą się pomiędzy nami a Earendel. Masa gromady galaktyk wypacza strukturę przestrzeni, tworząc potężne naturalne szkło powiększające, które zniekształca i znacznie wzmacnia światło odległych obiektów znajdujących się za nią.

Dzięki rzadkiemu ustawieniu w linii z powiększającą gromadą galaktyk, Earendel pojawia się bezpośrednio na lub bardzo blisko zmarszczki w strukturze kosmicznej. Zmarszczka ta, w optyce znana jako „kaustyka”, zapewnia maksymalne powiększenie i rozjaśnienie. Efekt ten jest analogiczny do pofalowanej powierzchni basenu, która w słoneczny dzień tworzy na jego dnie wzory jasnego światła. Fale na powierzchni działają jak soczewki i skupiają światło słoneczne do maksymalnej jasności na dnie basenu.

Efekt ten powoduje, że gwiazda Earendel wyłania się z ogólnej poświaty swojej macierzystej galaktyki. Jej jasność zwiększa się tysiąckrotnie lub więcej. W tej chwili astronomowie nie są w stanie określić, czy Earendel jest gwiazdą podwójną, ale większość masywnych gwiazd ma przynajmniej jedną mniejszą gwiazdę towarzyszącą.

Astronomowie spodziewają się, że Earendel pozostanie silnie powiększona przez najbliższe lata. Będzie obserwowana przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba pod koniec 2022 roku. Wysoka czułość Webba na podczerwień jest niezbędna, aby dowiedzieć się więcej o Earendel, ponieważ jej światło jest rozciągnięte (przesunięte ku czerwieni) na dłuższe fale podczerwone przez ekspansję Wszechświata.

Obrazy i widma z Webba pozwolą nam potwierdzić, że Earendel jest rzeczywiście gwiazdą, a także określić jej wiek, temperaturę, masę i promień – wyjaśnia członek zespołu Jose Maria Diego z Instituto de Física de Cantabria w Hiszpanii. Połączenie obserwacji z Hubble’a i Webba pozwoli nam również dowiedzieć się czegoś o mikrosoczewkach w gromadzie galaktyk, które mogą zawierać egzotyczne obiekty, takie jak pierwotne czarne dziury.

Skład Earendel będzie interesujący dla astronomów, ponieważ uformowała się ona zanim Wszechświat wypełnił się ciężkimi pierwiastkami produkowanymi przez kolejne generacje masywnych gwiazd. Jeżeli dalsze badania wykażą, że Earendel składa się tylko z pierwotnego wodoru i helu, będzie to pierwszy dowód na istnienie legendarnej III populacji gwiazd, które, jak się przypuszcza, były pierwszymi gwiazdami powstałymi po Wielkim Wybuchu. Choć prawdopodobieństwo jest niewielkie, Welch przyznaje, że jest ono kuszące.

Dzięki Webbowi możemy zobaczyć gwiazdy jeszcze bardziej odległe niż Earendel, co byłoby niezwykle ekscytujące – powiedział Welch. Będziemy sięgać tak daleko wstecz, jak tylko możliwe. Bardzo chciałbym zobaczyć, jak Webb pobije rekord odległości Earendel.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega

Na ilustracji: Galaktyka Łuk Wschodzącego Słońca z soczewkowaną gwiazdą Earendel. Źródło: NASA, ESA, B. Welch (JHU), D. Coe (STScI), A. Pagan (STScI).


Załączniki:
heic2203b.jpg
heic2203b.jpg [ 298.75 KiB | Przeglądany 2017 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 kwietnia 2022, 21:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Wyjaśnienie zjawiska łączenia się supermasywnych czarnych dziur

Gdy galaktyki łączą się, supermasywne czarne dziury w ich centrach wirują wokół siebie i w końcu łączą się w jedną czarną dziurę. Jak możemy wytropić te masywne fuzje?

Polowanie na masywne połączenia
Od czasu pierwszego wykrycia fal grawitacyjnych pochodzących od pary czarnych dziur o masie gwiazdowej w 2015 roku, fale grawitacyjne są potężnym narzędziem do badania łączących się czarnych dziur. Jednak wykrycie niezwykle długich fal grawitacyjnych pochodzących od łączących się supermasywnych czarnych dziur – o długościach fali sięgających dziesiątek lat świetlnych! – jest poza naszymi obecnymi możliwościami. Jakich innych metod możemy użyć, aby wykryć te czarne dziury w trakcie łączenia się?

Jedną z możliwości jest śledzenie promieniowania elektromagnetycznego wytwarzanego przez gorącą plazmę, która otacza czarne dziury w miarę ich zbliżania się do siebie. Jeżeli uda nam się wykryć to promieniowanie, będziemy mogli badać supermasywne czarne dziury w miarę ich łączenia się, a także potencjalnie zidentyfikować niewielki ułamek aktywnych jąder galaktyk, które w rzeczywistości są zasilane przez układy podwójne czarnych dziur, a nie przez pojedynczą czarną dziurę – jest to populacja, która nigdy nie została ostatecznie wykryta.

Na pograniczu łączenia
Zespół kierowany przez Eduardo Gutiérreza (Argentyński Instytut Radioastronomii i Rochester Institute of Technology) wykorzystał ogólne relatywistyczne symulacje magnetohydrodynamiki promieniowania elektromagnetycznego generowanego, gdy dwie supermasywne czarne dziury zbliżają się do połączenia.

Aby przewidzieć światło emitowane przez układ, Gutiérrez i jego współpracownicy najpierw wymodelowali ruch rozgrzanej plazmy otaczającej czarne dziury. Gdy czarne dziury krążą wokół siebie, otaczająca je materia tworzy dysk, który otacza czarne dziury, a także mini dyski okrążające każdą z tych czarnych dziur. Na wewnętrznej krawędzi większego dysku powstaje gęsty obszar zwany „grudką”, okresowo dostarczając materię do mini dysków.

Następnie zespół symulował krętą ścieżkę, jaką fotony pokonywały by przez rozgrzaną plazmę i zakrzywioną czasoprzestrzeń, aby dotrzeć do obserwatora na Ziemi. Powstałe widmo składa się głównie z emisji z dysku otaczającego układ podwójny, mini dysków oraz materii łączących większy dysk z mini dyskami.

Widzieć podwójne
Gutiérrez i współautorzy pracy odkryli, że promieniowanie pochodzące od łączących się supermasywnych czarnych dziur powinno być wykrywalne, a ponadto istnieją znaczne różnice w emisji z łączących się czarnych dziur i z pojedynczej czarnej dziury. W szczególności, układ podwójny emituje mniej energii niż pojedyncza czarna dziura, a jego emisja osiąga szczyt przy niższej częstotliwości i maleje mniej gwałtownie przy częstotliwościach powyżej szczytu. W przeciwieństwie do pojedynczej czarnej dziury, emisja z układów podwójnych powinna wykazywać zachowanie półokresowe; ponieważ grudka, która dostarcza materię do mini dysków ma lekko eliptyczną orbitę, tempo akrecji – a więc i siła emisji – wzrasta, gdy grudka przechodzi najbliżej mini dysków.

Autorzy przewidują, że sygnał z układu podwójnego czarnych dziur o łącznej masie miliarda mas Słońca będzie się zmieniał z okresami ~20 i ~150 dni, podczas gdy emisja z układu podwójnego o masie miliona mas Słońca będzie się zmieniała w krótszych przedziałach czasowych. Wielokrotne obserwacje rentgenowskie powinny pozwolić na wykrycie tej zmienności, określenie, czy przyczyną emisji jest jedna czarna dziura, czy dwie, i dać nam pierwszy w historii wgląd w czarne dziury zmierzające do połączenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Astronomowie po raz pierwszy stworzyli model promieniowania elektromagnetycznego pochodzącego z dysków akrecyjnych wokół łączących się supermasywnych czarnych dziur. Ten obraz symulacji pokazuje gęstość (po lewej) i funkcję chłodzenia (po prawej) otaczającej je plazmy. Źródło: Zaadaptowano z Gutiérrez i inni, 2022.


Załączniki:
apjac56def1_hr.jpg
apjac56def1_hr.jpg [ 124.83 KiB | Przeglądany 1996 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 kwietnia 2022, 20:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Pyłowy zwarty obiekt łączący galaktyki i kwazary o kosmicznym świcie

Spoglądając w przeszłość, do wczesnych epok po Wielkim wybuchu, naukowcy po raz pierwszy znaleźli przodka supermasywnej czarnej dziury.

Międzynarodowe badania prowadzone przez astrofizyków z Instytutu Nielsa Bohra, Uniwersytetu Kopenhaskiego i Duńskiego Uniwersytetu Technicznego, doprowadziły do zidentyfikowania odległego obiektu o właściwościach pośrednich między galaktyką a kwazarem. Obiekt ten może być postrzegany jako przodek supermasywnej czarnej dziury i powstał stosunkowo niedługo po Wielkim Wybuchu. Symulacje wskazywały na istnienie takich obiektów, ale to jest pierwsze faktyczne odkrycie.

Odkryty obiekt łączy dwie rzadkie populacje obiektów niebieskich, mianowicie pyłowe rozbłyski gwiazd i jasne kwazary, a tym samym zapewnia nową drogę do zrozumienia szybkiego wzrostu supermasywnych czarnych dziur we wczesnym Wszechświecie – mówi Seiji Fujimoto, pracownik naukowy Instytutu Nielsa Bohra na Uniwersytecie w Kopenhadze.

Odkrycie to zawdzięczamy Kosmicznemu Teleskopowi Hubble’a. Dzięki swojej lokalizacji w przestrzeni kosmicznej – niezakłóconej przez zmiany pogody, zanieczyszczenia itp. – teleskop może spoglądać dalej w głąb Wszechświata, niż miałoby to miejsce z Ziemi. A w astronomii patrzenie dalej jest równoznaczne z możliwością obserwowania zjawisk, które miały miejsce we wczesnych okresach kosmicznych – ponieważ światło i inne rodzaje promieniowania przebyły dłuższą drogę, aby do nas dotrzeć.

Nowo odnaleziony obiekt – nazwany przez zespół GNz7q – powstał 750 milionów lat po Wielkim Wybuchu, który jest powszechnie uznawany za początek znanego nam Wszechświata. Ponieważ Wielki Wybuch miał miejsce około 13,8 miliarda lat temu, początki GNz7q przypadają na epokę znaną jako „kosmiczny świt”.

Tajemnica supermasywnych czarnych dziur
Odkrycie jest związane z określonym typem kwazarów. Kwazary, znane również jako obiekty kwazi-gwiazdowe, są niezwykle jasnymi obiektami. Zdjęcia z Hubble’a i innych zaawansowanych teleskopów ujawniły, że kwazary występują w centrach galaktyk. Galaktyka goszcząca GNz7q jest galaktyką z intensywnymi procesami gwiazdotwórczymi, tworzącą gwiazdy w tempie 1600 razy szybszym niż nasza własna galaktyka, Droga Mleczna. Gwiazdy z kolei tworzą i podgrzewają pył kosmiczny, sprawiając, że świeci on w podczerwieni do tego stopnia, że galaktyka macierzysta GNz7q jest bardziej świecąca w emisji pyłu niż jakikolwiek inny znany obiekt w tym okresie kosmicznego świtu.

W ostatnich latach okazało się, że świecące kwazary są napędzane przez supermasywne czarne dziury o masach od milionów do dziesiątek miliardów mas Słońca, otoczone przez ogromne ilości gazu. Gaz ten, opadając w kierunku czarnej dziury, nagrzewa się w wyniku tarcia, co daje ogromny efekt świetlny.

Zrozumienie, w jaki sposób powstają i rosną supermasywne czarne dziury we Wszechświecie, stało się wielką zagadką. Teoretycy przewidują, że te czarne dziury przechodzą wczesną fazę szybkiego wzrostu: zaczerwieniony od pyłu kompaktowy obiekt wyłania się z mocno przesłoniętej pyłem galaktyki z wybuchami gwiazd, a następnie przechodzi w nie przesłonięty, świecący, zwarty obiekt wyrzucający otaczający go gaz i pył – wyjaśnia docent Gabriel Brammer z Instytutu Nielsa Bohra, kontynuując:

Chociaż jasne kwazary były już znajdowane nawet w najwcześniejszych epokach Wszechświata, przejściowa faza szybkiego wzrostu zarówno czarnej dziury, jak i jej gwiazdotwórczego gospodarza nie została znaleziona w podobnych epokach. Co więcej, obserwowane własności doskonale zgadzają się z symulacjami teoretycznymi i sugerują, że GNz7q jest pierwszym przykładem przejściowej, szybkiej fazy wzrostu czarnych dziur w pyłowym jądrze gwiazdowym, przodka supermasywnej czarnej dziury.

Ukrywanie się na widoku
Co ciekawe, GNz7q został znaleziony w centrum intensywnie badanego pola nieba, znanego jako Hubble GOODS North.

To pokazuje, że wielkie odkrycia mogą być ukryte tuż przed naszymi oczami – komentuje Gabriel Brammer.

Znalezienie ukrywającego się na widoku GNz7q było możliwe tylko dzięki wyjątkowo szczegółowym zestawom danych o wielu długościach fal, dostępnym dla GOODS North. Bez tego bogactwa danych obiekt ten byłby łatwo przeoczony, ponieważ brakuje mu cech wyróżniających kwazary we wczesnym Wszechświecie.

Jest mało prawdopodobne, że odkrycie GNz7q w stosunkowo niewielkim badaniu GOODS-N było tylko „głupim fartem”, ale raczej, że częstość występowania takich źródeł może być w rzeczywistości znacznie większa niż wcześniej sądzono – dodaje Brammer.

Zespół ma teraz nadzieję na systematyczne poszukiwanie podobnych obiektów za pomocą specjalnych przeglądów o wysokiej rozdzielczości oraz wykorzystanie możliwości Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba.

Dzięki Teleskopowi Jamesa Webba możliwe będzie pełne scharakteryzowanie tych obiektów oraz bardziej szczegółowe zbadanie ich ewolucji i fizyki leżącej u ich podstaw. Po rozpoczęciu regularnej pracy, Webb będzie miał możliwość zdecydowanego określenia, jak powszechne są te szybko rosnące czarne dziury – podsumowuje Seiji Fujimoto.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Copenhagen

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna GNz7q. Źródło: ESA/Hubble, N. Bartmann.


Załączniki:
heic2204a_1100x600.jpg
heic2204a_1100x600.jpg [ 175.77 KiB | Przeglądany 1975 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 kwietnia 2022, 19:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Masa czerwonych olbrzymów „skradziona” przez gwiezdnych sąsiadów

Astronomowie zidentyfikowali nowy, smuklejszy typ czerwonego olbrzyma. Tylko około 40 takich gwiazd istnieje w morzu tysięcy w Drodze Mlecznej.

Astronomowie z Uniwersytetu w Sydney po raz pierwszy znaleźli szczuplejszy typ czerwonego olbrzyma. Gwiazdy te uległy dramatycznej utracie masy, prawdopodobnie z powodu zachłannego gwiezdnego towarzysza. Odkrycie, opublikowane w Nature Astronomy, jest ważnym krokiem naprzód w zrozumieniu życia gwiazd w Drodze Mlecznej – naszych najbliższych sąsiadów.

W naszej Galaktyce znajdują się miliony gwiazd typu czerwony olbrzym. Te chłodne i świetliste obiekty są tym, czym nasze Słońce stanie się za cztery miliardy lat. Od pewnego czasu astronomowie przewidywali istnienie mniejszych czerwonych olbrzymów. Po znalezieniu kilku z nich, zespół astronomów może wreszcie potwierdzić ich istnienie.

Mieliśmy ogromne szczęście, że znaleźliśmy około 40 smuklejszych czerwonych olbrzymów, ukrytych w morzu normalnych. Smuklejsze czerwone olbrzymy są albo mniejsze, albo mniej masywne niż normalne czerwone olbrzymy – mówi główny autor pracy, doktorant Yaguang Li z Uniwersytetu w Sydney.

Jak i dlaczego chudną? Większość gwiazd w kosmosie występuje w układach podwójnych – są to dwie gwiazdy związane ze sobą grawitacyjnie. Gdy gwiazdy w bliskich układach podwójnych rozszerzają się, co ma miejsce w miarę starzenia się gwiazd, część materii może dotrzeć do sfery grawitacyjnej towarzysza i zostać z niej wyssana. W przypadku stosunkowo małych czerwonych olbrzymów sądzimy, że towarzysz może być obecny – powiedział Li.

Wewnątrzgalaktyczne poszukiwanie skarbów
Zespół przeanalizował archiwalne dane z Kosmicznego Teleskopu Keplera. Od 2009 do 2013 roku teleskop ten nieustannie rejestrował zmiany jasności dziesiątków tysięcy czerwonych olbrzymów. Korzystając z tego niezwykle dokładnego i dużego zbioru danych, zespół przeprowadził dokładny spis tej gwiezdnej populacji, zapewniając podstawy do wykrycia wszelkich odchyleń.

Odkryto dwa rodzaje niezwykłych gwiazd: czerwone olbrzymy o bardzo niskiej masie oraz słabo świecące (ciemniejsze) czerwone olbrzymy.

Gwiazdy o bardzo niskiej masie mają masę zaledwie od 0,5 do 0,7 masy Słońca, czyli około połowy jego masy. Gdyby gwiazdy o niskiej masie nie straciły nagle na masie, ich masa wskazywałaby, że są starsze niż wiek Wszechświata – co jest niemożliwe.

Kiedy po raz pierwszy otrzymaliśmy masy tych gwiazd, myśleliśmy, że coś jest nie tak z pomiarami – powiedział Li. Ale okazało się, że nie było.

Z kolei gwiazdy słabo świecące mają normalne masy, od 0,8 do 2 mas Słońca. Są one jednak znacznie mniej „olbrzymie” niż się spodziewamy – powiedział współautor badania, dr Simon Murphy z Uniwersytetu Southern Queensland. Odchudziły się nieco, a ponieważ są mniejsze, są również słabsze, stąd „niedoświetlone” w porównaniu z normalnymi czerwonymi olbrzymami.

Znaleziono tylko siedem takich słabo świecących gwiazd, ale autorzy podejrzewają, że w próbce ukrywa się ich znacznie więcej. Problem polega na tym, że większość z nich bardzo dobrze radzi sobie z wtapianiem się w otoczenie. Znalezienie ich było prawdziwym poszukiwaniem skarbów – powiedział dr Murphy.

Tych niezwykłych punktów danych nie można było wyjaśnić prostymi oczekiwaniami związanymi z ewolucją gwiazd. Doprowadziło to badaczy do wniosku, że musi działać inny mechanizm, który zmusza te gwiazdy do dramatycznej utraty masy: kradzież masy przez pobliskie gwiazdy.

Gwiezdny spis ludności
Aby określić właściwości czerwonych olbrzymów, badacze oparli się na asterosejsmologii – badaniu drgań gwiazd.

Tradycyjne metody badania gwiazd ograniczają się do ich właściwości powierzchniowych, na przykład temperatury i jasności. Natomiast asterosejsmologia, która wykorzystuje fale dźwiękowe, sięga głębiej. Fale przenikają do wnętrza gwiazdy, dając nam bogate informacje w innym wymiarze – powiedział Li.

Dzięki tej metodzie badacze mogli precyzyjnie określić etapy ewolucji gwiazd, ich masy i rozmiary. Gdy przyjrzeli się rozkładom tych właściwości, od razu zauważyli coś niezwykłego: niektóre gwiazdy mają bardzo małe masy i rozmiary.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Sydney

Vega

Na ilustracji: W układzie podwójnym typu Mira czerwony olbrzym przenosi masę do białego karła. Źródło: NASA/CXC/M.Weiss.


Załączniki:
cq5dam.jpg
cq5dam.jpg [ 12.59 KiB | Przeglądany 1956 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 kwietnia 2022, 18:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Teleskopy MAGIC obserwują gwiezdną eksplozję

Teleskopy MAGIC zaobserwowały gwiazdę nową RS Ophiuchi świecącą jasno w promieniach gamma o bardzo wysokiej energii. Promienie gamma pochodzą od protonów, które są przyspieszane do bardzo wysokich energii w czole fali uderzeniowej po wybuchu. Sugeruje to, że nowe są również źródłem wszechobecnego we Wszechświecie promieniowania kosmicznego, które składa się głównie z bogatych w energię protonów pędzących przez przestrzeń kosmiczną z prędkością prawie równą prędkości światła. Wyniki zostały opublikowane w Nature Astronomy.

Światło włączone, światło wyłączone – tak można opisać zachowanie gwiazdy nowej, która nosi nazwę RS Ophiuchi (RS Oph). Mniej więcej co 15 lat w gwiazdozbiorze Wężownika dochodzi do dramatycznej eksplozji. Miejscem narodzin nowych są układy, w których dwie bardzo różne gwiazdy żyją w pasożytniczym związku: biały karzeł, mała, wypalona i niezwykle gęsta gwiazda krąży wokół czerwonego olbrzyma, gwiazdy, która wkrótce się wypali.

Umierająca olbrzymia gwiazda zasila białego karła materią, zrzucając swoją zewnętrzną warstwę wodoru, a gaz spływa na pobliskiego białego karła. Ten przepływ materii trwa do momentu, gdy biały karzeł się nie przegrzeje. Temperatura i ciśnienie w nowych powłokach gwiezdnych stają się zbyt duże i zostają wyrzucone w olbrzymiej eksplozji termojądrowej. Karzeł pozostaje nienaruszony i cykl zaczyna się od nowa – aż do powtórzenia się tego spektaklu.

Spekulowano, że takie eksplozje wiążą się z wysokimi energiami. Dwa teleskopy MAGIC zarejestrowały promienie gamma o wartości 250 gigaelektronowoltów (GeV), co jest jedną z najwyższych energii, jakie kiedykolwiek zmierzono w nowej. Dla porównania, promieniowanie to jest sto miliardów razy bardziej energetyczne niż światło widzialne.

MAGIC były w stanie przeprowadzić swoje obserwacje po wstępnych alarmach innych instrumentów mierzących na innych długościach fal. Spektakularna erupcja RS Oph pokazuje, że szybka reakcja teleskopów MAGIC naprawdę się opłaca – przestawienie się na nowy cel zajmuje im nie więcej niż 30 sekund – powiedział David Green, naukowiec z Instytutu Fizyki Maxa Plancka i jeden z autorów pracy opublikowanej w Nature Astronomy.

Po eksplozji kilka frontów wstrząsów rozprzestrzeniło się poprzez wiatr gwiazdowy z czerwonego olbrzyma i ośrodek międzygwiazdowy otaczający układ podwójny. Te fale uderzeniowe działają jak gigantyczna elektrownia, w której cząsteczki są przyspieszane do prędkości bliskiej prędkości światła. Połączone pomiary sugerują, że promieniowanie gamma pochodzą od energetycznych protonów, jąder atomów wodoru.

To również sprawia, że wybuchy nowych gwiazd są źródłem promieniowania kosmicznego – wyjaśnia David Green. Jednak odgrywają one zwykle rolę lokalnych bohaterów – co oznacza, że przyczyniają się do powstawania promieni kosmicznych tylko w bliskim sąsiedztwie. Największymi graczami w dziedzinie promieniowania kosmicznego są pozostałości po supernowych. Fronty uderzeniowe powstałe w wyniku eksplozji gwiazd są znacznie bardziej gwałtowne niż w przypadku nowych.

Aby w pełni zrozumieć skomplikowane oddziaływanie gwałtownych zjawisk z ośrodkiem międzygwiazdowym Drogi Mlecznej, potrzeba będzie więcej obserwacji, takich jak te przedstawione teraz. Dlatego też zespół MAGIC będzie kontynuował poszukiwania „niespokojnych” obiektów w naszej Galaktyce i poza nią.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu podwójnego RS Ophiuchi: materia z czerwonego olbrzyma przepływa na białego karła. Nowo dodane otoczki gwiazdowe eksplodują w jasnej nowej mnie więcej co 15 lat. Źródło: superbossa.com/MPP.


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 27.77 KiB | Przeglądany 1915 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 kwietnia 2022, 16:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Dlaczego niektóre supernowe jaśnieją miesiące po wybuchu

Niektóre supernowe nieoczekiwanie zwiększają swoją jasność w sposób, którego nasze obecne modele nie potrafią wyjaśnić. Czy nowy model łączący fale uderzeniowe i dźwiękowe może wyjaśnić tę zagadkę?

Spóźnieni na imprezę
Gdy masywna gwiazda eksploduje jako supernowa, na krótko przyćmiewa swoją macierzystą galaktykę, po czym stopniowo znika z pola widzenia. Czasami rozszerzające się fale uderzeniowe supernowej zdarzają się z pobliskim gazem – takim jak materia okołogwiazdowa wyrzucona przez gwiazdę przed wybuchem supernowej – co powoduje tymczasowy wzrost jasności. Gdy tak się dzieje, porywana materia jest ściskana, podgrzewa i jonizowana, co powoduje pojawienie się nowych linii emisyjnych w widmie supernowej. Jednak niektóre supernowe jaśnieją bez pojawiania się nowych linii emisyjnych – co jest przyczyną takiego zachowania?

Nowa praca Erica Coughlina (Uniwersytet Syracuse) i Jonathana Zrake (Uniwersytet Clemson) sugeruje, że opóźnione pojaśnienie może nie zawsze być dowodem na nową interakcję z materią okołogwiazdową, ale raczej echem wcześniejszych perturbacji.

Solidne rozwiązanie
Coughlin i Zrake wykorzystali teorię zaburzeń liniowych – sposób matematycznego opisu właściwości układu w kategoriach wolno zmieniającego się tła i niewielkich zaburzeń na tym tle – do zbadania scenariusza, w którym fala uderzeniowa supernowej rozszerzająca się na materię okołogwiazdową napotyka na szczególnie gęsty region gazu.

W tym scenariuszu Coughlin i Zrake przewidują, że supernowa rozjaśni się dwukrotnie. Gdy fala uderzeniowa rozszerza się w materii okołogwiazdowej, napotyka gęstszy obszar gazu, supernowa jaśnieje po raz pierwszy i ukazuje nowe linie emisyjne. W miarę, jak szok zbiera coraz więcej materii, zwalnia i jasność maleje.

Jak dotąd, jest to tylko typowe oddziaływanie pomiędzy falą uderzeniową a materią okołogwiazdową. W tym miejscu sytuacja się zmienia: nowy model opracowany przez Coughlina i Zrake'a uwzględnia drugą falę – wolniej poruszającą się falę dźwiękową – która powstaje w wyniku początkowego zderzenia fali uderzeniowej z gęstszą materią okołogwiazdową. Gdy fala uderzeniowa zwalnia, fala dźwiękowa dogania ją i uderza w nią od tyłu. W nowym ujęciu autorów to właśnie oddziaływanie pomiędzy początkową falą uderzeniową a wtórną falą dźwiękową powoduje drugie rozjaśnienie supernowej, a nie zmiana gęstości otaczającej materii. A ponieważ żadna dodatkowa materia nie jest porywana i jonizowana, nie powstają nowe linie emisyjne.

Wyjaśnienie wartości odstających
Model ten może wyjaśniać zachowanie supernowych, które rozjaśniają się długo po ich początkowych eksplozjach, takich jak SN 2019tsf, iPTF14hls i SN2020faa. Czy powinniśmy oczekiwać, że opóźnione rozjaśnianie będzie cechą wszystkich supernowych? Mało prawdopodobne, powiedzieli Coughlin i Zrake – niezwykle gęsta materia okołogwiazdowa może przesłonić wzrost jasności, a jeżeli gęstość materii zmniejszy się zbyt szybko wraz z odległością, fala dźwiękowa nie będzie w stanie dogonić fali uderzeniowej.

Autorzy zauważają, że jest znacznie więcej do zbadania, ponieważ rzeczywiste supernowe rozszerzające się w gazie okołogwiazdowym są znacznie bardziej złożone niż ramy przedstawione w tym artykule. Mamy nadzieję, że przyszłe prace pomogą nam zrozumieć różnorodność zaobserwowanych dotychczas zachowań supernowych!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Pozostałość po wybuchu supernowej Vela. Źródło: Harel Boren.


Załączniki:
Vela_Supernova_Remnant_by_Harel_Boren_155256626-copy.jpg
Vela_Supernova_Remnant_by_Harel_Boren_155256626-copy.jpg [ 622.08 KiB | Przeglądany 1873 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 23 kwietnia 2022, 14:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Czarne dziury niszczą tysiące gwiazd, aby wzrastać

W niektórych z najbardziej zatłoczonych części Wszechświata czarne dziury mogą rozrywać tysiące gwiazd i wykorzystywać ich pozostałości do zwiększania swojej masy. Odkrycie to może pomóc odpowiedzieć na kluczowe pytania dotyczące nieuchwytnej klasy czarnych dziur.

Podczas, gdy astronomowie znaleźli już wiele przykładów czarnych dziur rozrywających gwiazdy na strzępy, niewiele było dowodów na zniszczenia na tak dużą skalę. Taki rodzaj rozpadu gwiazd mógłby wyjaśnić, w jaki sposób średniej wielkości czarne dziury powstają w wyniku niekontrolowanego wzrostu znacznie mniejszej czarnej dziury.

Astronomowie przeprowadzili szczegółowe badania dwóch odrębnych klas czarnych dziur. Mniejsza odmiana to czarne dziury o masie gwiazdowej, które zazwyczaj mają masę od 5 do 30 razy większą od masy Słońca. Na drugim końcu spektrum znajdują się supermasywne czarne dziury, które żyją w centrach większości dużych galaktyk, ważąc miliony lub nawet miliardy mas Słońca. W ostatnich latach pojawiły się również dowody na istnienie klasy pośredniej, zwanej czarnymi dziurami o masie pośredniej.

Najnowsze badania, wykorzystujące dane z Teleskopu Chandra gęstych gromad gwiazd w centrach 108 galaktyk, dostarczają dowodów na to, gdzie te średniej wielkości czarne dziury mogą się tworzyć i jak rosną.

Kiedy gwiazdy znajdują się tak blisko siebie, jak w tych niezwykle gęstych gromadach, stanowi to dobrą pożywkę dla czarnych dziur o masie pośredniej – powiedziała Vivienne Baldassare z Washington State University w Pullman, w stanie Waszyngton, która kierowała badaniami. I wydaje się, że im gęstsza gromada tym większe prawdopodobieństwo, że zawiera ona rosnącą czarną dziurę.

Teoretyczna praca zespołu zakłada, że jeżeli gęstość gwiazd w gromadzie – liczba gwiazd upakowanych w danej objętości – przekroczy wartość progową, czarna dziura o masie gwiazdowej w centrum gromady ulegnie gwałtownemu wzrostowi, wciągając, rozdrabniając i połykając obfite gwiazdy znajdujące się w jej pobliżu.

Wśród gromad objętych nowym badaniem Chandra, te gęstości powyżej progu miały około dwukrotnie większe prawdopodobieństwo wystąpienia rosnącej czarnej dziury niż te poniżej tego progu. Próg gęstości zależy również od tego, jak szybko poruszają się gwiazdy w gromadach.

Jest to jeden z najbardziej spektakularnych przykładów, jakie widzieliśmy na nienasyconą naturę czarnych dziur, ponieważ tysiące lub dziesiątki tysięcy gwiazd mogą zostać skonsumowane podczas ich wzrostu – powiedział Nicholas C. Stone, współautor pracy z Uniwersytetu Hebrajskiego w Jerozolimie. Gwałtowny wzrost zaczyna zwalniać dopiero wtedy, gdy zapas gwiazd zaczyna się wyczerpywać.

Inne sposoby powstawania masywnych czarnych dziur w centrach galaktyk, które naukowcy uważają za możliwe, to zapadnięcie się olbrzymiego obłoku gazu i pyłu lub zapadnięcie się zbyt dużych gwiazd bezpośrednio w średniej wielkości czarną dziurę. Oba te pomysły wymagają warunków, które według naukowców istniały tylko w ciągu pierwszych kilkuset milionów lat po Wielkim Wybuchu.

Proces sugerowany przez najnowsze badania Chandra może zachodzić w dowolnym momencie historii Wszechświata, co sugeruje, że czarne dziury o masie pośredniej mogą powstawać miliardy lat po Wielkim Wybuchu, aż do dzisiaj.

Rozwój czarnych dziur w gęstych gromadach gwiazd może również wyjaśnić wykrycie przez Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) fal grawitacyjnych od niektórych czarnych dziur o masach od 50 do 100 razy większych od masy Słońca. Takie czarne dziury nie są przewidywane przez większość modeli zapadania się masywnych gwiazd.

Nasza praca nie dowodzi, że w gromadach gwiazd dochodzi do gwałtownego wzrostu czarnych dziur – powiedziała Adi Foord, współautorka z Uniwersytetu Stanforda w Palo Alto w Kalifornii. Ale dzięki dodatkowym obserwacjom rentgenowskim i dodatkowemu modelowaniu teoretycznemu moglibyśmy przedstawić jeszcze mocniejszy argument.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Galaktyki NGC 1385, NGC 1566, NGC 3344 i NGC 6503, w których widać powstające czarne dziury. Źródło: Rentgenowski: NASA/CXC/Washington State Univ./V. Baldassare i inni; Optyczny: NASA/ESA/STScI.


Załączniki:
imbhs.jpg
imbhs.jpg [ 849.3 KiB | Przeglądany 1835 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 kwietnia 2022, 15:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Pomarańczowe karły mogą stanowić wyzwanie dla planet zdatnych do zamieszkania

Jeżeli jesteś aspirującą formą życia, powinieneś unikać planet wokół pomarańczowych karłów.

Niektórzy astronomowie nazywają takie pomarańczowe słońca „gwiazdami Złotowłosej”. Są one ciemniejsze i wolniej się starzeją niż żółte gwiazdy podobne do Słońca, dzięki czemu planety krążące wokół nich mają bardziej stabilny klimat. Są one jednak jaśniejsze i starzeją się szybciej niż czerwone karły, które często emitują duże rozbłyski. Nowe obserwacje pokazują jednak, że pomarańczowe karły emitują dużo promieniowania UV długo po narodzinach, co może stanowić zagrożenie dla atmosfer planet – donoszą naukowcy w swojej pracy.

Wykorzystując dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, astronom Tyler Richey-Yowell i jej współpracownicy zbadali 39 pomarańczowych karłów. Większość z nich porusza się w Drodze Mlecznej w dwóch oddzielnych grupach, mających 40 lub 650 milionów lat.

Zespół Richey-Yowell odkrył, ku swojemu zaskoczeniu, że strumień UV nie spada z młodszych pomarańczowych karłów na starsze – w przeciwieństwie do gwiazd żółtych i czerwonych. O co chodzi?

Dzięki szczęśliwemu trafowi inny zespół badaczy znalazł część odpowiedzi. Gdy żółte gwiazdy podobne do Słońca starzeją się, rotują wolniej, co powoduje, że są mniej aktywne i emitują mniej promieniowania UV. Jednak w przypadku pomarańczowych karłów, ten stały spadek rotacji zatrzymuje się, gdy gwiazdy mają około miliarda lat – donosi astronom Jason Lee Curtis z Uniwersytetu Columbia i jego współpracownicy.

Pomarańczowe karły są po prostu znacznie bardziej aktywne przez dłuższy czas, niż nam się wydawało – mówi Richey-Yowell. Oznacza to, że te prawdopodobnie nie do końca gwiazdy Złotowłosej utrzymują wysoki poziom promieniowania UV przez ponad miliard lat.

A to stawia na baczność potencjalne formy życia zamieszkujące okrążające je planety. Światło dalekiego ultrafioletu – którego fotony mają znacznie większą energię niż fotony UV, które dają witaminę D – rozrywa cząsteczki w atmosferze planety. Pozostają pojedyncze atomy oraz naładowane elektrycznie atomy i grupy atomów zwane jonami. Wiatr gwiazdowy może unieść jony, pozbawiając planetę powietrza.

Jednak nie cała nadzieja jest stracona dla aspirujących form życia, które mają za słońce pomarańczowego karła. Długotrwała ekspozycja na promieniowanie dalekiego UV może nadwyrężyć planety, ale nie musi skazać ich na wyjałowienie, mówi Ed Guinan, astronom z Uniwersytetu Villanova w Pensylwanii. Tak długo, jak planeta ma silne pole magnetyczne, wszystko jest w porządku – mówi.

Chociaż promieniowanie dalekiego UV rozszczepia wodę i inne cząsteczki w atmosferze planety, wiatr gwiazdowy nie jest w stanie usunąć powstałych w ten sposób jonów, jeżeli chroni je pole magnetyczne tak silne, jak ziemskie. Dlatego właśnie Ziemia przetrwała jako świat, na którym istnieje życie – mówi Guinan. Dla porównania, Wenus mogła nigdy nie mieć pola magnetycznego, a Mars stracił je wcześnie, a wkrótce potem większość powietrza.

Richey-Yowell twierdzi, że potrzebne są badania starszych pomarańczowych karłów, aby sprawdzić, kiedy dokładnie spada u nich emisja promieniowania UV. Będzie to jednak nie lada wyzwanie. Najłatwiejszym sposobem na znalezienie gwiazd o znanym wieku jest badanie gromad gwiazd, ale większość z nich zostaje rozerwana na długo przed swoimi miliardowymi urodzinami. W rezultacie gromady gwiazd nieco starsze niż ten wiek są rzadkością, co oznacza, że najbliższe przykłady są odległe i trudniejsze do zaobserwowania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Science news

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu podwójnego 70 Ophiuchi z pomarańczowym karłem. Źródło: CHRIS BUTLER/SCIENCE SOURCE.


Załączniki:
041522_KC_orange-stars_feat-1380x776.jpg
041522_KC_orange-stars_feat-1380x776.jpg [ 104.77 KiB | Przeglądany 1822 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 kwietnia 2022, 14:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Rozwiązywanie tajemnicy formowania się gwiazd

Przez prawie 50 lat modele przewidywały, że Droga Mleczna powinna tworzyć nowe gwiazdy znacznie szybciej niż obecnie. Czy ponowna ocena naszych modeli może rozwiązać tę długotrwałą zagadkę?

Przeszkody w formowaniu się gwiazd czy pomyłki w modelach?
W całej Galaktyce ziemne obłoki molekularne kłębią się i zapadają, tworząc gęste jądra, w których rodzą się gwiazdy. Każdego roku w Drodze Mlecznej 1,65-1,90 masy słonecznej gazu przekształca się w gwiazdy, ale prace teoretyczne twierdzą, że ta liczba powinna być 150-180 razy większa.

Teoretycy sugerują, że pola magnetyczne i masywne gwiazdy przekazujące energię do swoich obłoków macierzystych hamują tempo formowania się gwiazd w Drodze Mlecznej, ale rozwiązania te wymagają nierealistycznie silnych pól magnetycznych i stałych, rozległych turbulencji. Ten problem formowania się gwiazd wykracza poza Drogę Mleczną – badania wykazały, że modele przewidują szybsze tempo formowania się gwiazd także u naszych galaktycznych sąsiadów. Co może być nie tak z naszymi modelami?

Tajemnica Drogi Mlecznej
Zespół naukowców kierowany przez Neala Evansa (University of Texas at Austin) podszedł do tego odwiecznego problemu, rozważając dwie główne wielkości, które decydują o tempie formowania się gwiazd w galaktyce: masy obłoków molekularnych oraz to, jak wydajnie tworzą one gwiazdy.

Masa obłoku molekularnego decyduje częściowo o tym, czy jest on związany grawitacyjnie i jak długo potrwa jego zapadnięcie się. Ponieważ nie możemy nanieść obłoków molekularnych na skalę, a składają się one głównie z trudnego do wykrycia wodoru molekularnego, mierzymy emisję z innych cząsteczek obecnych w obłokach, aby określić ich całkowitą masę. Autorzy pracy wykorzystali mapy emisji tlenku węgla w Drodze Mlecznej do oszacowania mas obłoków gwiazdotwórczych, stosując współczynnik konwersji, który zależy od obfitości metali (pierwiastków cięższych od helu) i zmienia się wraz z odległością od galaktycznego centrum.

Autorzy zastanawiali się również nad tym, jak poprawić nasze oszacowania wydajności formowania się gwiazd, czyli tej części gazu w obłoku gwiazdotwórczym, która ostatecznie tworzy gwiazdy. Proste modele powstawania gwiazd zakładają, że wszystkie związane grawitacyjnie obłoki zostaną w całości przekształcone w gwiazdy, podczas gdy te, które nie są związane, nie utworzą żadnych gwiazd. Jednak autorzy uważają, że wydajność formowania się gwiazd może być różna dla różnych obłoków. Aby uchwycić tę subtelność, opracowali model, w którym turbulencje, wysokoenergetyczne promieniowanie nowo powstałych gwiazd oraz energia dostarczana przez supernowe wpływają na wydajność formowania się gwiazd.

Zbliżamy się do rozwiązania
Wykorzystując szereg wartości wejściowych pochodzących z obserwacji, autorzy obliczyli tempo formowania się gwiazd w Drodze Mlecznej na 0,50-5,93 masy Słońca rocznie – zgrabnie obejmując obserwowany zakres 1,65-1,90 masy Słońca rocznie. Praca ta pokazuje, że zagadka powolnego tempa formowania się gwiazd w Drodze Mlecznej może być w dużej mierze rozwiązana poprzez uwzględnienie wpływu metaliczności na obliczanie masy obłoków molekularnych i lepsze określenie wydajności formowania się gwiazd. Autorzy przewidują, że dalsze modelowanie i przyszłe badania obłoków gwiazdotwórczych w poszukiwaniu linii emisyjnych z innych cząsteczek jeszcze bardziej poprawią nasze zrozumienie zdolności gwiazdotwórczych Drogi Mlecznej i galaktyk poza nią.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Młode gwiazdy oświetlają ciemne, pyłowe obłoki w regionie gwiazdotwórczym Lupus 3, odległym o około 600 lat świetlnych stąd. Źródło: ESO.


Załączniki:
eso1804a.jpg
eso1804a.jpg [ 479.43 KiB | Przeglądany 1798 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 maja 2022, 14:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto układ czterech planet z osobliwym procesem migracji

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył nowy układ składający się z czterech planet krążących wokół gwiazdy TOI-500. Jest to pierwszy znany układ zawierający planetę analogiczną do Ziemi o okresie krótszym niż jeden dzień oraz 3 dodatkowe planety o małej masie, których konfigurację orbitalną można wyjaśnić za pomocą scenariusza spokojnej i płynnej migracji. Badania zostały opublikowane w czasopiśmie Nature Astronomy.

Planeta wewnętrzna, nazwana TOI-500b, jest planetą o tzw. ultrakrótkim okresie (ultra-short period – USP), ponieważ jej okres orbitalny wynosi zaledwie 13 godzin. Uważa się ją za odpowiednik Ziemi, to znaczy planetę skalistą podobną do Ziemi, o promieniu, masie i gęstości porównywalnej z naszą planetą. Jednak w przeciwieństwie do Ziemi, jej bliskość do gwiazdy sprawia, że jest tak gorąca (około 1350 st. C), że jej powierzchnia jest najprawdopodobniej ogromnym obszarem lawy – mówi Luisa Maria Serrano, badaczka z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Turynie i pierwsza autorka pracy. Nowa planeta może być prawdziwym odzwierciedleniem tego, jak Ziemia będzie wyglądać w przyszłości, kiedy Słońce stanie się czerwonym olbrzymem, znacznie większym i jaśniejszym niż obecnie.

TOI-500b została początkowo zidentyfikowana jako kandydatka na planetę przez TESS, teleskop kosmiczny zaprojektowany do poszukiwania za pomocą metody tranzytu planet na orbitach wokół pobliskich jasnych gwiazd. Metoda ta polega na pomiarze minimalnego spadku jasności gwiazdy w momencie, gdy planeta przechodzi przed tarczą gwiazdy względem teleskopu TESS. Obecność planety potwierdzono następnie dzięki rocznej kampanii obserwacyjnej przy pomocy spektrometru HARPS.

Analiza danych TESS i HARPS dostarczyła precyzyjnych pomiarów masy, promienia i parametrów orbitalnych wewnętrznej planety o ultrakrótkim okresie TOI-500b. Pomiary HARPS pozwoliły nam również wykryć 3 dodatkowe planety o małej masie krążące wokół TOI-500 co 6,6, 26,2 i 61,3 dnia. TOI-500 to niezwykły układ planetarny, ważny dla zrozumienia dynamicznego losu planet – mówi Davide Gandolfi, pracownik naukowy Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Turynie i współautor pracy.

Nowość przedstawiona w nowo opublikowanej pracy polega na procesie migracji, który doprowadził układ planetarny do jego obecnej konfiguracji. Powszechnie przyjmuje się, że planety o bardzo krótkim okresie nie powstały na swoich obecnych orbitach, ponieważ najbardziej wewnętrzne regiony pierwotnego dysku protoplanetarnego mają nieodpowiednią gęstość i temperaturę do formowania się planet. Musiały one powstać dalej, a następnie migrować do wewnątrz w pobliże swojej gwiazdy macierzystej – mówi Hans J. Deeg, naukowiec z IAC, który brał udział w badaniach.

Chociaż nie ma zgodności co do procesu migracji, często uważa się, że zachodzi ona w wyniku gwałtownego procesu obejmującego rozpraszanie planeta-planeta, który powodowałby kurczenie się i wzbudzanie orbit planet. W swojej pracy autorzy pokazują, że planety krążące wokół TOI-500 mogły zawsze znajdować się na niemal kołowych orbitach, a następnie migrować do wewnątrz w wyniku procesu migracji, który trwał około 2 miliardów lat. Jest to spokojny wzorzec migracji, w którym planety poruszają się powoli po orbitach coraz bliższych swojej gwiazdy, nie wpadając na siebie i nie opuszczając swoich orbit – wyjaśnia Felipe Murgas, badacz z IAC i współautor pracy.

Ta praca pokazuje, jak ważne jest połączenie odkrycia układów zawierających USP z symulacjami numerycznymi w celu zbadania możliwych procesów migracyjnych, które mogły doprowadzić je do ich obecnej konfiguracji orbitalnej – mówi Enric Pallé, badacz z IAC i współautor artykułu. Pozyskanie danych z długiego okresu czasu pozwala na poznanie wewnętrznej architektury układów podobnych do TOI-500 i zrozumienie, w jaki sposób planety osiedliły się na swoich orbitach – podsumowuje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu planetarnego złożonego ze skalistych planet o niskiej masie krążących wokół swojej gwiazdy. Źródło: Gabriel Pérez Díaz (IAC).


Załączniki:
Uklad_czterech_planet.jpeg
Uklad_czterech_planet.jpeg [ 67.06 KiB | Przeglądany 1531 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 maja 2022, 17:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto układ podwójny typu czarna wdowa o najkrótszym znanym okresie orbitalnym

Badania przeprowadzone przez międzynarodowy zespół astronomów wykazały, że wokół układu podwójnego typu czarna wdowa krąży trzecia gwiazda, która mogła powstać w pobliżu centrum Drogi Mlecznej.

Podczas gdy Ziemia potrzebuje 365 dni, aby raz okrążyć Słońce, gwiazda krążąca wokół nowo odkrytego pulsara ZTF J1406+1222 robi to w 62 minuty, co czyni ją gwiazdą neutronową w układzie podwójnym typu czarna wdowa, o najkrótszym zmierzonym do tej pory okresie. Dane te zostały uzyskane za pomocą kamery HiPERCAM na Gran Telescopio Canarias (GTC). O specyfice tego nowego obiektu informuje artykuł opublikowany 5 maja 2022 roku w czasopiśmie Nature.

Tego typu układy nazywane są czarnymi wdowami. Wynika to z faktu, że podczas ruchu pulsara i towarzyszącej mu gwiazdy wokół ich wspólnego środka masy, intensywny wiatr cząstek emitowany przez pulsar powoduje stałe parowanie drugiej gwiazdy, stąd metafora samicy pająka.

W Galaktyce znanych jest kilkadziesiąt takich układów, ale cechą szczególną niedawno odkrytego J1406, znajdującego się w odległości około 3000 lat świetlnych od Ziemi, jest to, że oprócz najkrótszego zmierzonego dotychczas okresu orbitalnego dla układu czarnej wdowy, towarzyszy mu trzecia gwiazda. Według danych uzyskanych przez satelitę Gaia i przegląd Sloan Digital Sky Survey gwiazda ta krąży wokół układu podwójnego z okresem około 10 000 lat.

Ta potrójna czarna wdowa pobudziła naukową dyskusję na temat pochodzenia tego typu układu. Analiza obserwacji uzyskanych za pomocą naziemnych teleskopów pozwoliła na wysunięcie przypuszczenia o jego prawdopodobnym pochodzeniu: podobnie jak większość tego typu układów, J1406 mógł powstać w gromadzie kulistej, która mogła się przemieścić w pobliże centrum Drogi Mlecznej, gdzie grawitacja centralnej supermasywnej czarnej dziury mogła go rozseparować, pozostawiając układ podwójny nienaruszony.

Jest to niewątpliwie złożone pochodzenie – mówi Kevin Burdge, habilitant na Wydziale Fizyki Massachusetts Institute of Technology (MIT), pierwszy autor artykułu. Układ ten krążył po Galaktyce na długo przed uformowaniem się Słońca – dodaje Burgde.

Pablo Rodríguez Gil, pracownik naukowy IAC i Wydziału Astrofizyki ULL, współautor artykułu, wyjaśnia: Chociaż większość czarnych wdów została wykryta dzięki ich emisji w zakresie promieniowania rentgenowskiego i gamma, w tym przypadku postanowiliśmy spróbować w zakresie widzialnym. W takich układach podwójnych powinien występować duży kontrast pomiędzy stroną dzienną, która zawsze zwrócona jest w kierunku pulsara, a stroną nocną skierowaną w stronę gwiazdy towarzyszącej.

Jedną z kluczowych cech tych badań jest specyficzny charakter odkrycia, ponieważ opierają się one na obserwacjach fotometrycznych w zakresie widzialnym, które mogą wykazać istnienie pulsara poprzez poszukiwanie zmian jasności o współczynnik 10 lub więcej w odstępie jednej godziny lub krótszym.

Co ciekawe, wciąż nie wykryliśmy fotonów promieniowania X ani gamma z J1406, więc nadal musimy traktować ją jako kandydatkę na układ czarnej wdowy, ale jesteśmy całkiem pewni, że przyszłe obserwacje w tych zakresach widmowych to potwierdzą. Potwierdzone jest jednak, że obserwujemy gwiazdę towarzyszącą, której dzienna strona jest znacznie jaśniejsza niż nocna, na orbicie wynoszącej 62 minuty. Wszystko wskazuje na to, że jest to czarna wdowa, ale może to być po prostu nowy typ obiektu – kontynuuje Burdge.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pulsara typu czarna wdowa i jego gwiezdnego towarzysza. Źródło: MIT.


Załączniki:
MIT-BlackWidowPulsar-01-press_0_changed2.jpg
MIT-BlackWidowPulsar-01-press_0_changed2.jpg [ 63.25 KiB | Przeglądany 1503 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 maja 2022, 15:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Osiem lat później: odległa eksplozja supernowej wciąż odkrywa tajemnice o życiu gwiazd

Międzynarodowa grupa astronomów odkryła nowe wskazówki dotyczące tajemniczej gwiezdnej eksplozji, która została zaobserwowana osiem lat temu, ale nadal ewoluuje, nawet gdy naukowcy ją obserwują.

Wyniki badań pomagają astronomom lepiej zrozumieć sposób, w jaki żyją i umierają masywne gwiazdy – olbrzymy znacznie większe od naszego Słońca.

Badania zostały opublikowane w The Astrophysical Journal 27 kwietnia 2022 roku.

Życie SN 2014C
W 2014 roku astronomowie zauważyli na niebie nową jasną plamę – był to pewny znak, że w kosmosie eksplodowała gwiazda.

Gdy po raz pierwszy wykryta zostanie wybuchająca gwiazda, astronomowie z całego świata zaczynają ją śledzić przy użyciu teleskopów, ponieważ światło, jakie emituje, zmienia się gwałtownie w czasie. Obserwując jego ewolucję za pomocą teleskopów, które widzą światło widzialne, a także promieniowanie rentgenowskie, fale radiowe i podczerwień, naukowcy mogą wnioskować o fizycznych cechach układu.

Robiąc to wielokrotnie, naukowcy pogrupowali wybuchające gwiazdy na kategorie. SN 2014C, jak nazwano to zdarzenie, wygląda jak supernowa typu Ib. Powstają one, gdy umierają największe znane we Wszechświecie gwiazdy.

Naukowcy uważają, że SN 2014C była prawdopodobnie pierwotnie nie jedną, lecz dwiema gwiazdami krążącymi wokół siebie, z których jedna była większa od drugiej. Masywniejsza gwiazda ewoluowała szybciej, rozszerzyła się, a jej zewnętrzna warstwa wodorowa została odessana. Gdy w końcu zabrakło jej paliwa, jej jądro zapadło się, wywołując gigantyczną eksplozję.

Jednak obserwacje w ciągu pierwszych 500 dni po wybuchu wykazały, że z czasem emitowała ona więcej promieniowania rentgenowskiego, co było niezwykłe i obserwowane tylko w przypadku niewielkiej liczby supernowych. Sugeruje to, że fala uderzeniowa oddziaływała z gęstą materią – powiedział Vikram Dwarkadas, profesor astronomii i astrofizyki na Uniwersytecie w Chicago.

Naukowcy postanowili zebrać wszystkie dane dotyczące SN 2014C, w tym nowe dane, które uzyskali, jak również te pochodzące z badań prowadzonych w ciągu ostatnich ośmiu lat, i dopasować je do spójnego obrazu tego, co stało się z gwiazdą.

Emisja promieniowania rentgenowskiego, światła podczerwonego i fal radiowych wykazywała charakterystyczny wzorzec wzrostu, a następnie spadku. Tymczasem światło widzialne wydawało się pozostawać na stałym poziomie. Sygnał radiowy wskazywał, że fala uderzeniowa rozszerzała się z bardzo dużą prędkością, podczas gdy światło widzialne wskazywało na znacznie mniejszą prędkość.

Naukowcy zasugerowali, że to dziwne zachowanie ma związek z gęstym obłokiem wodoru wokół obu gwiazd, który pozostał po wcześniejszym okresie ich życia.

Kiedy gwiazda eksplodowała, wytworzyła falę uderzeniową rozchodzącą się we wszystkich kierunkach z prędkością około 108 milionów km/h. Gdy fala uderzeniowa dotarła do chmury, na jej zachowanie miał wpływ kształt obłoku.

W najprostszym modelu można by założyć, że obłok ten jest sferyczny i symetryczny. Gdyby jednak obłok uformował się w kształt torusa wokół dwóch gwiazd – to znaczy był grubszy w środku – grubsza część pierścienia spowolniłaby falę uderzeniową, pokazując się w świetle widzialnym jako wolniej poruszająca się materia. Tymczasem w cieńszych obszarach fala uderzeniowa pędziłaby do przodu, co widać na falach radiowych.

Naukowcy twierdzą, że nadal istnieją niewiadome, ale ta nierównomierność może tłumaczyć różne prędkości fali uderzeniowej, na które wskazują różne długości fal.

Badania dostarczyły cennych wskazówek na temat ewolucji tych gwiazd i masy traconej z tych układów, a w szerszym sensie na temat życia i śmierci tych stosunkowo tajemniczych gwiazd – twierdzą naukowcy.

W szerokim sensie, pytanie o to, w jaki sposób masywne gwiazdy tracą swoją masę, jest naszym głównym naukowym pytaniem – powiedział profesor UT Austin i członek zespołu J. Craig Wheeler. Jak dużo masy? Gdzie ona jest? Kiedy została wyrzucona? W wyniku jakiego procesu? To były podstawowe pytania, na które szukaliśmy odpowiedzi. A SN 2014C okazała się naprawdę ważnym pojedynczym zdarzeniem, które ilustruje ten proces.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Chicago

Vega

Na ilustracji: Eksplozja supernowe SN 2014C miała miejsce osiem lat temu, ale naukowcy wciąż ją obserwują i wyciągają wnioski z jej następstw. Czerwonym kółkiem zaznaczono bardzo słabo widoczną eksplozję. Źródło: zdjęcie dzięki uprzejmości Sloan Digital Sky Survey.


Załączniki:
PIA21088_fig1-NASA JPL supernova 2014c - ring added 1380px.png
PIA21088_fig1-NASA JPL supernova 2014c - ring added 1380px.png [ 601.64 KiB | Przeglądany 1454 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 maja 2022, 18:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Rosnąca poświata w odległej galaktyce może zmienić sposób, w jaki patrzymy na czarne dziury

Supermasywna czarna dziura w sercu galaktyki 1ES 1927+654 nagle pojaśniała prawie stukrotnie mocniej w świetle widzialnym niż zazwyczaj.

Coś dziwnego dzieje się w galaktyce znanej jako 1ES 1927+654: pod koniec 2017 roku, z powodów, których naukowcy nie potrafili wyjaśnić, supermasywna czarna dziura znajdująca się w sercu tej galaktyki przeszła ogromny kryzys tożsamości. W ciągu kilku miesięcy ten i tak już jasny obiekt, należący do klasy czarnych dziur znanych jako aktywne jądra galaktyk (AGN), nagle stał się dużo jaśniejszy – świecił prawie 100 razy mocniej niż normalnie w świetle widzialnym.

Obecnie międzynarodowy zespół astrofizyków ustalił przyczynę tej zmiany. Wygląda na to, że linie pola magnetycznego przechodzące przez czarną dziurę odwróciły się, powodując gwałtowną, ale krótkotrwałą zmianę właściwości obiektu. To tak, jakby kompasy na Ziemi nagle zaczęły wskazywać południe zamiast północ.

Wyniki badań, opublikowane 5 maja 2022 roku w The Astrophysical Journal, mogą zmienić sposób, w jaki naukowcy patrzą na supermasywne czarne dziury – powiedział współautor pracy, Nicolas Scepi.

Normalnie spodziewalibyśmy się, że czarne dziury będą ewoluować przez miliony lat – powiedział Scepi. Jednak te obiekty, które nazywamy AGN-ami o zmiennym wyglądzie, ewoluują w bardzo krótkim czasie. Ich pola magnetyczne mogą być kluczem do zrozumienia tej szybkiej ewolucji.

Scepi, wraz ze stypendystami JILA Mitchellem Begelmanem i Jasonem Dexterem, po raz pierwszy wysunęli teorię, że takie magnetyczne salto mogło mieć miejsce w 2021 roku.

Nowe badania potwierdzają tę tezę. Zespół kierowany przez Sibasisha Laha z Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda NASA zebrał w nich najbardziej wyczerpujące dane na temat tego odległego obiektu. Zespół wykorzystał obserwacje z siedmiu teleskopów naziemnych i kosmicznych, śledząc przepływ promieniowania z 1ES 1927+654, gdy AGN jaśniał, a następnie przygasał.

Obserwacje te sugerują, że pola magnetyczne supermasywnych czarnych dziur mogą być o wiele bardziej dynamiczne, niż naukowcy sądzili. Begelman zauważył, że to aktywne jądro galaktyki prawdopodobnie nie jest osamotnione.

Jeżeli widzieliśmy to w jednym przypadku, to z pewnością zobaczymy ponownie – powiedział Begelman, profesor na Wydziale Nauk Astrofizycznych i Planetarnych (APS). Teraz wiemy, czego szukać.

Niezwykła czarna dziura
Begelman wyjaśnił, że AGN-y powstają w wyniku najbardziej ekstremalnych zjawisk fizycznych w znanym Wszechświecie.

Potwory te powstają, gdy supermasywne czarne dziury zaczynają wciągać ogromne ilości gazu z otaczających je galaktyk. Materiał ten wiruje coraz szybciej, im bardziej zbliża się do czarnej dziury, tworząc jasny dysk akrecyjny, generujący intensywne i zróżnicowane promieniowanie, które naukowcy mogą obserwować z odległości miliardów lat świetlnych.

Dyski akrecyjne mają również ciekawą właściwość: wytwarzają one silne pola magnetyczne, które owijają się wokół centralnej czarnej dziury i, podobnie jak pole magnetyczne Ziemi, wskazują kierunek, na przykład północ lub południe.

Z Teleskopu Horyzontu Zdarzeń i innych obserwacji wynika, że pola magnetyczne mogą odgrywać kluczową rolę we wpływie gazu na to, jak opada on na czarne dziury – powiedział Dexter, adiunkt w APS.

Może to również wpływać na to, jak jasne jest AGN, takie jak w centrum 1ES 1927+654, widziane przez teleskopy.

W maju 2018 roku wzrost energii tego obiektu osiągnął szczyt, wyrzucając więcej światła widzialnego, ale także wielokrotnie więcej promieniowania ultrafioletowego niż zwykle. Mniej więcej w tym samym czasie emisja promieniowania X przez AGN zaczęła słabnąć.

Zazwyczaj, jeżeli wzrasta poziom UV, wzrasta również poziom promieniowania rentgenowskiego – powiedział Scepi. Ale tutaj UV wzrosło, podczas gdy promieniowanie X znacznie zmalało. To bardzo niezwykłe.

Naukowcy z JILA zaproponowali możliwą odpowiedź na to niezwykłe zachowanie w pracy opublikowanej w zeszłym roku.

Begalman wyjaśnił, że obiekty te nieustannie wciągają gaz z przestrzeni kosmicznej, a część tego gazu niesie ze sobą pola magnetyczne. Jeżeli AGN wciąga pola magnetyczne skierowane w przeciwnym kierunku niż jego własne – na przykład na południe zamiast na północ – to jego własne pole osłabnie.

Według zespołu naukowców, w przypadku tego AGN pole magnetyczne czarnej dziury osłabło tak bardzo, że odwróciło się do góry nogami.

W nowym badaniu naukowcy kierowani przez NASA postanowili zebrać jak najwięcej obserwacji 1ES 1927+654.

Rozbieżność między promieniowaniem UV i rentgenowskim okazała się być palącym dowodem. Astrofizycy podejrzewają, że osłabienie pola magnetycznego spowodowałoby właśnie zmianę w fizyce AGN – przesunięcie dysku akrecyjnego czarnej dziury tak, że wyrzucałby on więcej promieniowania UV i widzialnego, a paradoksalnie mniej promieniowania X. Żadna inna teoria nie mogła wyjaśnić tego, co zaobserwowali naukowcy.

Samo AGN wyciszyło się i wróciło do normalnego stanu latem 2021 roku. Scepi i Begelman postrzegają to zdarzenie jako naturalny eksperyment – sposób na dotarcie w pobliże czarnej dziury, aby dowiedzieć się więcej o tym, w jaki sposób te obiekty napędzają jasne wiązki promieniowania. Te informacje z kolei mogą pomóc naukowcom dowiedzieć się, jakiego rodzaju sygnałów powinni szukać, aby znaleźć więcej dziwnych AGN-ów na nocnym niebie.

Może istnieją podobne zdarzenia, które już zaobserwowano, tylko jeszcze o nich nie wiemy – powiedział Scepi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Colorado Boulder

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna odległej galaktyki doświadczającej nagłego wzrostu jasności. Źródło: NASA/Sonoma State University, Aurore Simonnet.


Załączniki:
a-surging-glow-in-a-di.jpg
a-surging-glow-in-a-di.jpg [ 46.13 KiB | Przeglądany 1393 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 maja 2022, 19:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Hubble odkrywa ocalałą po wybuchu supernowej jej gwiazdę towarzyszącą

Teleskop Hubble’a odkrył gwiazdę towarzyszącą, która pozostała po wybuchu supernowej. Odkrycie to jest pierwszym dla szczególnego typu supernowych – takich, w których gwiazda przed eksplozją została pozbawiona całej zewnętrznej otoczki gazowej.

Odkrycie to zapewnia istotny wgląd w binarną naturę masywnych gwiazd, a także stanowi potencjalny wstęp do ostatecznej fuzji towarzyszących im gwiazd, która rozbrzmiewałaby we Wszechświecie jako fale grawitacyjne, falujące w strukturze czasoprzestrzeni.

Astronomowie odkrywają sygnatury różnych pierwiastków w wybuchach supernowych. Pierwiastki te są ułożone warstwowo na gwieździe przed fazą supernowej. Wodór znajduje się w najbardziej zewnętrznej warstwie gwiazdy i jeżeli w następstwie supernowej nie wykryto wodoru, oznacza to, że został on usunięty przed wybuchem.

Przyczyna utraty wodoru pozostawała tajemnicą, dlatego astronomowie używali Kosmicznego Teleskopu Hubble’a do poszukiwania wskazówek i testowania teorii wyjaśniających te odarte supernowe. Nowe obserwacje Hubble’a dostarczają najlepszych jak dotąd dowodów na poparcie teorii, że niewidoczna gwiazda towarzysząca wysysa otoczkę gazową ze swojej gwiazdy przed jej wybuchem.

To był moment, na który czekaliśmy – w końcu zobaczyliśmy dowody na istnienie układu podwójnego będącego protoplastą w pełni odsłoniętej supernowej – powiedział astronom Ori Fox z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland, główny badacz programu badawczego Hubble'a. Celem jest przeniesienie tego obszaru badań z teorii do pracy z danymi i zobaczenie, jak te układy naprawdę wyglądają.

Zespół Foxa wykorzystał Wide Field Camera 3 na HST do zbadania regionu supernowej SN 2013ge w promieniowaniu UV, a także wcześniejsze obserwacje Hubble’a znajdujące się w Archiwum Teleskopów Kosmicznych Barbary A. Mikulskiej (MAST). Astronomowie zaobserwowali, że światło widzialne supernowej znikało w latach 2016-2020, ale inne pobliskie źródło UV w tej samej pozycji utrzymywało swoją jasność. Zespół badaczy uważa, że to właśnie źródło emisji UV jest ocalałym towarzyszem SN 2013ge.

Dwa na dwa?
Wcześniej naukowcy uważali, że silne wiatry masywnej gwiazdy macierzystej mogą zdmuchiwać jej gazową otoczkę wodorową, ale dowody obserwacyjne tego nie potwierdzały. Aby wyjaśnić tę rozbieżność, astronomowie opracowali teorie i modele, w których towarzysz gwiazdy podwójnej wysysa wodór.

W ostatnich latach wiele różnych dowodów mówiło nam, że odsłonięte supernowe prawdopodobnie powstają w układach podwójnych, ale nie udało nam się jeszcze zobaczyć towarzysza. Badanie kosmicznych eksplozji jest jak medycyna sądowa – szukanie wskazówek i sprawdzanie, które tam pasują. Dzięki HST możemy zobaczyć to bezpośrednio – powiedziała Maria Drout z Uniwersytetu w Toronto, członek zespołu badawczego Hubble’a.

W poprzednich obserwacjach SN 2013ge Hubble dostrzegł dwa piki w promieniowaniu UV, a nie tylko jeden, typowy dla większości supernowych. Fox powiedział, że jednym z wyjaśnień tego podwójnego pojaśnienia było to, że drugi pik pokazuje, kiedy fala uderzeniowa supernowej uderzyła w gwiazdę towarzyszącą – ta możliwość wydaje się teraz dużo bardziej prawdopodobna. Najnowsze obserwacje Hubble’a wskazują, że chociaż gwiazda towarzysząca została znacznie zepchnięta, łącznie z gazem wodorowym, który wypompowała ze swojego partnera, nie została zniszczona.

Fox powiedział, że chociaż należy znaleźć dodatkowe potwierdzenie i podobne odkrycia, to implikacje tego odkrycia są nadal znaczące, ponieważ potwierdzają teorię, że większość masywnych gwiazd powstaje i ewoluuje jako układy podwójne.

Jedna do obserwowania
W przeciwieństwie do supernowych, które mają obfitą świecącą otoczkę gazową, protoplaści supernowych z całkowicie odartą otoczką okazali się trudni do zidentyfikowania na zdjęciach sprzed wybuchu. Teraz, gdy astronomom udało się zidentyfikować ocalałą gwiazdę towarzyszącą, mogą wykorzystać ją do cofnięcia się i określenia charakterystyki gwiazdy, która eksplodowała, a także skorzystać z bezprecedensowej możliwości obserwacji następstw wraz z tą ocalałą.

Jako masywna gwiazda, towarzyszka SN 2013ge jest również skazana na los supernowej. Jej poprzednia partnerka jest teraz prawdopodobnie zwartym obiektem, takim jak gwiazda neutronowa lub czarna dziura, a towarzyszka prawdopodobnie również pójdzie tą drogą.

O tym, czy gwiazdy towarzyszące pozostaną razem, zdecyduje bliskość pierwotnych gwiazd towarzyszących. Jeżeli odległość jest zbyt duża, gwiazda towarzysząca zostanie wyrzucona z układu i będzie błąkać się samotnie po naszej Galaktyce – taki los może tłumaczyć wiele pozornie samotnych supernowych.

Jeżeli jednak gwiazdy były wystarczająco blisko siebie przed wybuchem supernowej, będą nadal krążyć wokół siebie jako czarne dziury lub gwiazdy neutronowe. W takim przypadku w końcu zbliżą się do siebie i połączą, tworząc fale grawitacyjne.

Dla astronomów jest to ekscytująca perspektywa, ponieważ fale grawitacyjne to dziedzina astrofizyki, która dopiero zaczyna być badana. Są to fale lub tętnienia w samej czasoprzestrzeni, których istnienie przewidział Albert Einstein na początku XX wieku. Fale grawitacyjne zostały po raz pierwszy bezpośrednio zaobserwowane przez Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO).

Istnieje ogromny potencjał wykraczający poza samo zrozumienie supernowej. Ponieważ wiemy już, że większość masywnych gwiazd we Wszechświecie tworzy układy podwójne, obserwacje ocalałych gwiazd towarzyszących są niezbędne, aby pomóc zrozumieć szczegóły powstawania gwiazd podwójnych, wymiany materii i rozwoju koewolucyjnego. To ekscytujący czas na badania gwiazd – powiedział Fox.

Zrozumienie cyklu życia masywnych gwiazd jest dla nas szczególnie ważne, ponieważ wszystkie ciężkie pierwiastki powstają w ich rdzeniach i w supernowych. Z tych pierwiastków składa się większość obserwowalnego Wszechświata, w tym życie, jakie znamy – dodaje współautor pracy, Alex Filippenko z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley.

Wyniki badań opublikowano w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca supernową SN 2013ge i jej gwiazdę towarzyszącą. Źródło: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI).


Załączniki:
STScI-01FZT6Z6HFZJC4CXA33AJRVC78.png
STScI-01FZT6Z6HFZJC4CXA33AJRVC78.png [ 923.44 KiB | Przeglądany 1319 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 maja 2022, 18:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Nowa metoda pomiaru pustki w parze łączących się supermasywnych czarnych dziur

Naukowcy z Uniwersytetu Columbia odkryli sposób mierzenia „cieni” dwóch supermasywnych czarnych dziur będących w procesie zderzenia, dając astronomom potencjalnie nowe narzędzie do pomiaru czarnych dziur w odległych galaktykach i testowania alternatywnych teorii grawitacji.

W 2019 roku świat został zaskoczony pierwszym w historii obrazem czarnej dziury. Czarna otchłań nicości otoczona ognistym pierścieniem światła. Ten ikoniczny obraz czarnej dziury w centrum galaktyki Messier 87 ujrzała światło dzienne dzięki Teleskopowi Horyzontu Zdarzeń – globalnej sieci zsynchronizowanych anten radiowych działających jak jeden olbrzymi teleskop.

Teraz, dwójka naukowców z UC opracowała potencjalnie łatwiejszy sposób spoglądania w otchłań. Ich technika obrazowania, opisana w uzupełniających się publikacjach w Physical Review Letters i Physical Review D, może pozwolić astronomom na badanie czarnych dziur mniejszych niż M87, potwora o masie 6,5 miliarda Słońc, znajdujących się w galaktykach bardziej odległych niż M87, która, oddalona o 55 mln lat świetlnych, jest wciąż stosunkowo blisko naszej Drogi Mlecznej.

Technika ta ma tylko dwa wymagania. Po pierwsze, potrzebna jest para supermasywnych czarnych dziur w trakcie łączenia się. Po drugie, trzeba patrzeć na tę parę pod kątem zbliżonym do bocznego. Z tego bocznego punktu widzenia, gdy jedna czarna dziura przechodzi przed drugą, powinniśmy być w stanie dostrzec jasny błysk światła, ponieważ świecący pierścień czarnej dziury znajdującej się dalej jest powiększany przez czarną dziurę znajdującą się najbliżej, co jest zjawiskiem znanym jako soczewkowanie grawitacyjne.

Efekt soczewkowania jest dobrze znany, ale naukowcy znaleźli tu ukryty sygnał: charakterystyczne obniżenie jasności odpowiadające „cieniowi” czarnej dziury znajdującej się z tyłu. To subtelne przyćmienie może trwać od kilku godzin do kilku dni, w zależności od tego, jak masywne są czarne dziury i jak blisko siebie leżą ich orbity. Naukowcy twierdzą, że jeżeli zmierzy się czas trwania tego przyćmienia, można oszacować rozmiar i kształt cienia rzucanego przez horyzont zdarzeń czarnej dziury.

Wykonanie obrazu czarnych dziur w M87 w wysokiej rozdzielczości zajęło lata i wymagało ogromnego wysiłku dziesiątków naukowców – powiedział pierwszy autor pracy, Jordy Davelaar, doktorant na Uniwersytecie Columbia i w Centrum Astrofizyki Obliczeniowej Instytutu Flatiron. Takie podejście sprawdza się tylko w przypadku największych i najbliższych czarnych dziur – pary w sercu M87 i potencjalnie w naszej Drodze Mlecznej.

Dodał, że w naszej technice mierzy się jasność czarnych dziur w czasie, nie ma potrzeby przestrzennego rozdzielania każdego obiektu. Powinno być możliwe znalezienie tego sygnału w wielu galaktykach.

Cień czarnej dziury jest zarówno jej najbardziej tajemniczą, jak i pouczającą cechą. Ciemna plama mówi nam o rozmiarach czarnej dziury, kształcie czasoprzestrzeni wokół niej oraz o tym, jak materia wpada do czarnej dziury w pobliżu jej horyzontu – powiedział współautor pracy, Zoltan Haiman, profesor fizyki na Uniwersytecie Columbia.

Cienie czarnych dziur mogą również skrywać tajemnicę prawdziwej natury grawitacji, jednej z fundamentalnych sił naszego Wszechświata. Teoria grawitacji Einsteina, znana jako ogólna teoria względności, przewiduje rozmiary czarnych dziur. Dlatego fizycy poszukują ich w celu przetestowania alternatywnych teorii grawitacji, starając się pogodzić dwie konkurujące ze sobą koncepcje działania przyrody: ogólną teorię względności Einsteina, która wyjaśnia zjawiska zachodzące w dużej skali, takie jak krążące planety i rozszerzający się Wszechświat, oraz fizykę kwantową, która wyjaśnia, w jaki sposób maleńkie cząstki, takie jak elektrony i fotony, mogą znajdować się w wielu stanach jednocześnie.

Naukowcy zainteresowali się rozbłyskującymi supermasywnymi czarnymi dziurami po tym, jak zauważyli podejrzaną parę supermasywnych czarnych dziur w centrum odległej galaktyki we wczesnym Wszechświecie. Kosmiczny Teleskop Keplera, polujący na planety, szukał niewielkich spadków jasności odpowiadających przejściu planety przed swoją gwiazdą macierzystą. Zamiast tego, Kepler wykrył rozbłyski tego, co Haiman i jego koledzy twierdzą, że jest parą łączących się czarnych dziur.

Nazwali oni odległą galaktykę „Spikey”, ze względu na skoki jasności wywołane przez jej domniemane czarne dziury, które powiększają się wzajemnie podczas każdego pełnego obrotu dzięki efektowi soczewkowania. Aby dowiedzieć się więcej na temat rozbłysków, Haiman wraz ze swoim doktorantem Davelaarem zbudował model.

Byli jednak zdezorientowani, gdy symulowana przez nich para czarnych dziur powodowała nieoczekiwany, ale okresowy spadek jasności za każdym razem, gdy jedna orbitowała przed drugą. Początkowo sądzili, że jest to błąd w kodowaniu. Jednak dalsze sprawdzanie doprowadziło do tego, że zaufali sygnałowi.

Szukając fizycznego mechanizmu, który mógłby to wyjaśnić, zdali sobie sprawę, że każdy spadek jasności odpowiada czasowi, w którym czarna dziura znajdująca się najbliżej widza przechodzi przed cieniem czarnej dziury znajdującej się z tyłu.

Naukowcy poszukują obecnie danych z innych teleskopów, aby spróbować potwierdzić spadek, który widzieli w danych z Keplera i zweryfikować, czy Spikey rzeczywiście kryje w sobie parę łączących się czarnych dziur. Jeżeli wszystko się potwierdzi, technika ta może być zastosowana do kilku innych podejrzanych par łączących się czarnych dziur spośród około 150, które zostały do tej pory zauważone i czekają na potwierdzenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Columbia University

Vega

Na ilustracji: W symulacji połączenia supermasywnych czarnych dziur, czarna dziura przesunięta ku błękitowi znajdująca się najbliżej widza wzmacnia przesuniętą ku czerwieni czarną dziurę znajdującą się z tyłu poprzez soczewkowanie grawitacyjne. Źródło: Jordy Davelaar.


Załączniki:
lensing-black-holes-columbia.jpg
lensing-black-holes-columbia.jpg [ 27.29 KiB | Przeglądany 1250 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 maja 2022, 14:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1681
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znajdują gwiazdę „złotego standardu” w Drodze Mlecznej

W sąsiedztwie naszego Słońca w Galaktyce Drogi Mlecznej znajduje się stosunkowo jasna gwiazda, w której astronomom udało się zidentyfikować najszerszy jak dotąd zakres pierwiastków występujących w gwiazdach spoza naszego Układu Słonecznego.

Badania przeprowadzone przez astronoma z Uniwersytetu Michigan, Iana Roederera, pozwoliły na zidentyfikowanie 65 pierwiastków w gwieździe HD 222925. Czterdzieści dwa spośród zidentyfikowanych to pierwiastki ciężkie, które są wymienione na samym dole układu okresowego.

Zidentyfikowanie tych pierwiastków w jednej gwieździe pomoże astronomom zrozumieć proces zwany „szybkim wychwytem neutronów”, czyli jeden z głównych sposobów powstawania ciężkich pierwiastków we Wszechświecie. Wyniki badań zostały opublikowane na arXiv i przyjęte do publikacji w Astrophysical Journal Supplement Series.

Według mojej najlepszej wiedzy jest to rekord dla jakiegokolwiek obiektu spoza naszego Układu Słonecznego. A to, co czyni tę gwiazdę tak wyjątkową, to fakt, że ma ona bardzo wysoki względny udział pierwiastków wymienionych w dolnych ⅔ układu okresowego. Wykryliśmy nawet złoto – powiedział Roederer. Pierwiastki te powstały w procesie szybkiego wychwytywania neutronów. To jest właśnie to, co staramy się badać: fizyka w zrozumieniu jak, gdzie i kiedy te pierwiastki powstały.

Proces ten rozpoczyna się od obecności lżejszych pierwiastków, takich jak żelazo. Następnie do jąder lżejszych pierwiastków szybko – w ciągu jednej sekundy – dodawane są neutrony. W ten sposób powstają cięższe pierwiastki, takie jak selen, srebro, tellur, platyna, złoto i tor, które znaleziono w HD 222925 i według astronomów są rzadko wykrywane w gwiazdach.

Potrzeba wielu wolnych neutronów i zestawu warunków o bardzo wysokiej energii, aby je uwolnić i dodać do jąder atomów – powiedział Roederer. Nie ma bardzo wielu środowisk, w których może się to zdarzyć – może dwa.

Jedno z tych środowisk zostało potwierdzone: łączenie się gwiazd neutronowych. Gwiazdy neutronowe są zapadniętymi rdzeniami olbrzymów oraz najmniejszymi i najgęstszymi znanymi obiektami niebieskimi. Zderzenia par gwiazd neutronowych powodują powstawanie fal grawitacyjnych, a w 2017 roku astronomowie po raz pierwszy wykryli fale grawitacyjne pochodzące od łączących się gwiazd neutronowych. Innym sposobem, w jaki może zachodzić proces r, jest wybuchowa śmierć masywnych gwiazd.

To ważny krok naprzód: rozpoznanie, gdzie może wystąpić proces r. Ale o wiele większym krokiem jest stwierdzenie: co to wydarzenie tak naprawdę spowodowało? Co zostało tam wyprodukowane? powiedział Roederer. I tu właśnie wkracza nasze badanie.

Pierwiastki, które Roederer i jego zespół zidentyfikowali w HD 222925, zostały wytworzone albo w masywnej supernowej, albo w fuzji gwiazd neutronowych na bardzo wczesnym etapie istnienia Wszechświata. Materia została wyrzucona w przestrzeń kosmiczną, gdzie później przeobraziła się w gwiazdę, którą Roederer bada obecnie.

Gwiazdę tę można wykorzystać jako przybliżenie tego, co powstałoby w wyniku jednego z tych zdarzeń. Jakikolwiek model opracowany w przyszłości, który pokaże, w jaki sposób proces r lub natura wytwarza pierwiastki z dolnych ⅔ układu okresowego, musi mieć taką samą sygnaturę jak HD 222925, mówi Roederer.

Co ważne, astronomowie użyli instrumentu na Kosmicznym Teleskopie Hubble’a, który może zbierać widma ultrafioletowe. Dzięki temu instrumentowi astronomowie mogli zebrać światło w ultrafioletowej części widma – słabe światło pochodzące od chłodnej gwiazdy, takiej jak HD 222925.

Astronomowie użyli również jednego z teleskopów Magellana w Obserwatorium Las Campanas w Chile, aby zbadać światło z HD 222925 w optycznej części widma.

Widma te kodują „chemiczny odcisk palca” pierwiastków w gwiazdach, a odczytanie ich pozwala astronomom nie tylko zidentyfikować pierwiastki zawarte w gwieździe, ale także określić, jak dużo danego pierwiastka zawiera gwiazda.

Anna Frebel jest współautorką badań i profesorem fizyki w Massachusetts Institute of Technology. Pomogła w ogólnej interpretacji wzoru obfitości pierwiastków w HD 222925 i tego, jak informuje on o naszym zrozumieniu pochodzenia pierwiastków w kosmosie.

Znamy teraz szczegółowy, pierwiastek po pierwiastku, wynik jakiegoś zdarzenia związanego z procesem r, które miało miejsce na początku Wszechświata – powiedziała Ferbel. Każdy model, który próbuje zrozumieć, co dzieje się z procesem r, musi być w stanie to odtworzyć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Michigan

Vega

Na ilustracji: Gwiazda HD 222925 to gwiazda o jasności 9 magnitudo znajdująca się w gwiazdozbiorze Tukana. Źródło: STScI Digitized Sky Survey.


Załączniki:
astronomers-find-gold-standard-star-in-milky-way-hd222925_dss.jpg
astronomers-find-gold-standard-star-in-milky-way-hd222925_dss.jpg [ 51.85 KiB | Przeglądany 1219 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 ... 52, 53, 54, 55, 56, 57, 58  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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