Dzisiaj jest 16 czerwca 2021, 16:21

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 896 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 39, 40, 41, 42, 43, 44, 45  Następna
Autor Wiadomość
Post: 06 lutego 2021, 18:55 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Czy możliwe jest wykrycie pary czarna dziura-gwiazda neutronowa przed ich połączeniem?

Od początku swojej działalności, obserwatoria fal grawitacyjnych zaobserwowały kilka połączeń, w skład których wchodziły czarne dziury i gwiazdy neutronowe. Zarówno czarne dziury jak i gwiazdy neutronowe są następstwem supernowych, zatem czy możemy zidentyfikować parę takich obiektów zanim się one połączą?

Pierwsze połączenie się dwóch czarnych dziur zostało wykryte przez Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) w 2015 roku. Od tego czasu LIGO i Virgo zaobserwowały kilka połączeń podwójnych czarnych dziur i dwóch gwiazd neutronowych. Co ciekawe, oba obserwatoria znalazły również kandydatów na połączenie się czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Jak więc powstają przodkowie takich połączeń?

Jedna z możliwości jest taka, że czarna dziura i gwiazda neutronowa spotykają się w gęsto zaludnionych obszarach kosmosu i po prostu łączą się w pary. Inna możliwość jest taka, że te pary gęstych obiektów wychodzą od masywnych gwiazd w układzie podwójnym i ewoluują, aż osiągną formę sprzed połączenia.

W obu scenariuszach występują supernowe, gdyż gwiazdy ewoluują, aby stać się gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami. Istnieje jednak ciekawa uwaga dotycząca drugiego scenariusza, jeżeli jedna z gwiazd stanie się czarną dziurą zanim druga zakończy swoją ewolucję: w jaki sposób czarna dziura oddziałuje z supernową wywołaną przez jej towarzysza?

W niedawnym badaniu grupa naukowców pod kierownictwem He Gao (Beijing Normal University, China) zajęła się tą kwestią.

Gao i współpracownicy oszacowali najpierw, ile masy i energii zostanie uwolnione przez masywną gwiazdę zamieniającą się w supernową. Nałożyli również ograniczenia na prędkość wyrzucanej masy, ponieważ odegrałaby ona ważną rolę w określeniu interakcji z czarną dziurą.

Gdyby jakakolwiek materia wpadła do sfery wpływów czarnej dziury, spowodowałoby to uwolnienie energii na wiele sposobów, na przykład w postaci dżetów lub wypływów. Zespół Gao ustalił, że te uwolnienia energii mogą następować w skalach czasowych podobnych do supernowej. Co zatem otrzymamy, gdy spojrzymy na całkowitą energię uwolnioną przez protoplastę połączenia?

Jeżeli wykreślimy jasność supernowej od początku do końca, otrzymamy krzywą jasności, która osiąga szczyt bardzo szybko, a następnie powoli się zmniejszy. Krzywa ta może się zmienić w zależności od typu supernowej, ale ogólnie rzecz biorąc, większość supernowych ma charakterystyczny kształt na wykresie jasność-czas.

W protoplaście połączenia energia uwolniona przez wyrzuconą materię oddziałującą z czarną dziurą zakłóciłaby tę charakterystyczną krzywą blasku supernowej. Zakres tego zakłócenia zależałby od wielu czynników, ale zespół zauważył, że przynajmniej niewielka część tych rozerwanych supernowych może zostać wykryta.

Gdybyśmy zaobserwowali wiele takich rozerwanych supernowych, moglibyśmy porównać tempo, w jakim występują, z szybkością wykrycia odpowiednich połączeń przez obserwatoria fal grawitacyjnych. Wynik może nam wskazać jeden z dwóch scenariuszy, które prowadzą do powstania progenitorów połączeń. Tak więc potrzeba więcej obserwacji!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
black_hole_neutron_star_merger.jpg
black_hole_neutron_star_merger.jpg [ 185.75 KiB | Przeglądany 3149 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 17:42 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Emisja promieniowania rentgenowskiego z ciemnej materii

Około 85% materii w kosmosie nie emituje ani światła, ani żadnego innego znanego rodzaju promieniowania, i dlatego jest ona nazywana ciemną materią. Jedną z innych godnych uwagi jej cech jest to, że oddziałuje z inną materią tylko poprzez grawitację; nie przenosi na przykład ładunku elektromagnetycznego. Ciemna materia jest również nazywana „ciemną”, ponieważ jest tajemnicza. Nie składa się z atomów czy ich zwykłych składników (takich jak elektrony i protony) ani z jakiegokolwiek innego znanego rodzaju cząstek elementarnych.

Ponieważ ciemna materia jest zdecydowanie dominującym składnikiem materii we Wszechświecie, jej rozkład i grawitacja głęboko wpłynęły na ewolucję struktur galaktycznych, a także na dystrybucję mikrofalowego promieniowania tła. Rzeczywiście, niezwykła zgodność między wartościami kluczowych parametrów kosmicznych (takich jak tempo rozszerzania się Wszechświata) pochodzących niezależnie od dwóch zupełnie różnych struktur kosmicznych, galaktyk i mikrofalowego promieniowania tła, uwiarygodnia modele Wielkiego Wybuchu, które pełnią ważną rolę dla ciemnej materii.

Fizycy próbowali wyobrazić sobie nowe rodzaje cząsteczek zgodne ze znanymi prawami Wszechświata, aby wyjaśnić ciemną materię, ale jak dotąd żaden nie został potwierdzony. Jedną z kuszących możliwości dla nowej cząstki jest tzw. „neutrino sterylne”. Obecnie istnieją trzy znane typy neutrin. Wszystkie oddziałują z materią poprzez grawitację i oddziaływanie słabe (najsłabsze z czterech sił natury). Początkowo sądzono, że wszystkie one nie mają masy, tak jak foton, ale około dwadzieścia lat temu fizycy odkryli, że mają one niewielkie masy – około miliona razy mniejsze niż masa elektronu, ale wciąż wystarczające, aby stanowić śmiertelny problem dla tzw. modelu standardowego cząstek. Możliwym rozwiązaniem byłoby istnienie bardziej masywnego neutrina, być może tysiąc razy większego, zwanego „neutrinem sterylnym”, ponieważ nie oddziaływałoby ono za pośrednictwem oddziaływania słabego. Nigdy jednak nie zostało wykryte.

Astronomowie zdali sobie sprawę, że jeżeli ciemna materia składa się ze sterylnych neutrin, to gdy te cząstki czasami ulegają rozpadowi, mogą emitować wykrywalny foton promieniowania X. Około siedem lat temu astronomowie zajmujący się promieniowaniem rentgenowskim poinformowali o odkryciu dziwnej, słabej widmowej funkcji emisji promieniowania X pochodzącej z gromady galaktyk, w której dominowała ciemna materia. Zasugerowali, że cecha ta może być sygnaturą sterylnego neutrino. W kolejnych latach podejmowano wiele prób potwierdzenia wykrycia lub przypisania go efektom instrumentalnym albo innym efektom nie astronomicznym, z mieszanymi sukcesami. Astronomowie CfA Esra Bulbul i Francesca Civano oraz ich koledzy ukończyli obszerne badania archiwalnych danych z teleskopu rentgenowskiego Chandra, szukając tej nieuchwytnej cechy. Nie znaleźli jej, ale ich nowa analiza, zgodna z innymi niedawno opublikowanymi ograniczeniami, bardziej ogranicza możliwy charakter rozpadu domniemanego sterylnego neutrina nawet dwukrotnie, przy pewnych założeniach, ale nie może tego całkowicie wykluczyć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202106.jpg
su202106.jpg [ 26.32 KiB | Przeglądany 3146 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 20:08 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Studentka astronomii znajduje brakującą galaktyczną materię

Po raz pierwszy astronomowie wykorzystali odległe galaktyki jako „szpilki lokalizacyjne” do zlokalizowania i zidentyfikowania fragmentu brakującej materii w Drodze Mlecznej.

Przez dziesięciolecia naukowcy zastanawiali się, dlaczego nie mogą wyjaśnić całej materii we Wszechświecie, jak przewiduje teoria. Podczas gdy uważa się, że większość masy Wszechświata stanowi tajemnicza ciemna materia i ciemna energia, to 5% stanowi „normalna materia”, z której składają się gwiazdy, planety, asteroidy, masło orzechowe, motyle czyli wszystko wokół nas. Materia ta znana jest jako barionowa.

Jednak bezpośrednie pomiary odpowiadają jedynie za około połowę spodziewanej materii barionowej.

Yuanming Wang, doktorantka w Szkole Fizyki na Uniwersytecie w Sydney, opracowała pomysłową metodę pomocy w odnalezieniu brakującej materii. Zastosowała swoją technikę, aby wskazać niewykryty dotychczas strumień zimnego gazu w Drodze Mlecznej oddalony o około 10 lat świetlnych od Ziemi. Obłok ma około biliona kilometrów długości i 10 mld kilometrów szerokości, ale waży tyle samo co nasz Księżyc.

Wyniki, opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, oferują obiecującą sposobność dla naukowców na wyśledzenie brakującej materii w Drodze Mlecznej.

„Podejrzewamy, że znaczna część ‘brakującej’ materii barionowej ma postać obłoków zimnego gazu w galaktyce lub między galaktykami. Gaz ten jest niewykrywalny przy użyciu konwencjonalnych metod, ponieważ nie emituje własnego światła widzialnego i jest po prostu zbyt zimny, aby wykryć go metodami radioastronomicznymi” – powiedziała Wang.

Astronomowie szukali radioźródeł w odległym tle, aby zobaczyć, jak „migotały”.

„Znaleźliśmy pięć migoczących źródeł radiowych na olbrzymim obszarze nieba. Nasza analiza pokazuje, że ich światło musiało przejść przez tę samą zimną bryłę gazu” – mówi Wang.

Tak samo, jak światło widzialne jest zniekształcone, gdy przechodzi przez naszą atmosferę, wywołując migotanie gwiazd, tak samo gdy fale radiowe przechodzą przez materię, wpływa to również na ich jasność. To właśnie tę „scyntylację” wykryła Wang i jej koledzy.

Dr Artem Tuntsov, współautor artykułu z Manly Astrophysics, powiedział: „Nie jesteśmy do końca pewni, czym jest ten dziwny obłok, ale jedna z możliwości jest taka, że mogłaby to być wodorowa ‘chmura śniegu’ rozerwana przez pobliską gwiazdę, tworząca długą, cienką grudkę gazu.”

Wodór zamarza w temperaturze około -260 stopni C, a teoretycy sugerują, że część brakującej materii barionowej we Wszechświecie może zostać uwięziona w tych „śnieżnych chmurach” wodoru. Są one prawie niemożliwe do wykrycia bezpośrednio. Teraz jednak, dzięki nowej metodzie Wang, astronomowie mają możliwość identyfikacji takich skupisk.

Dane do odnalezienia obłoków gazu zostały pobrane za pomocą radioteleskopu CSIRO. Dr Keith Bannister, główny inżynier ds. Badań w CSIRO, powiedział: „dzięki szerokiemu polu widzenia ASKAP, widzenie dziesiątek tysięcy galaktyk podczas jednej obserwacji, pozwoliło nam zmierzyć kształt obłoku gazu.”

Po raz pierwszy za tym samym obłokiem zimnego gazu wykryto wiele „scyntylatorów”. W ciągu najbliższych kilku lat powinniśmy być w stanie użyć podobnych metod z ASKAP do wykrywania dużej liczby takich struktur gazowych w naszej galaktyce.

Odkrycie Wang wzbogaca rosnący zestaw narzędzi wykorzystywanych przez astronomów w poszukiwaniu brakującej materii barionowej we Wszechświecie. Obejmuje to metodę opublikowaną w 2020 roku przez nieżyjącego już Jean-Pierre'a Macquarta z Curtin University, który wykorzystał teleskop ASKAP CSIRO do oszacowania części materii w ośrodku międzygalaktycznym przy użyciu szybkich błysków radiowych jako „kosmicznych stacji wagowych”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sydney

Vega


Załączniki:
255568_web.jpg
255568_web.jpg [ 59.57 KiB | Przeglądany 3142 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 lutego 2021, 20:04 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
W centrum Drogi Mlecznej odkryto pozostałości rzadkiej eksplozji

Astronomowie mogli znaleźć pierwszy w naszej galaktyce przykład niezwykłego rodzaju gwiezdnej eksplozji. Odkrycie to pomaga zrozumieć, w jaki sposób niektóre gwiazdy niszczą się i obsiewają Wszechświat pierwiastkami kluczowymi dla życia na Ziemi.

Ten intrygujący obiekt, znajdujący się w pobliżu centrum Drogi Mlecznej, to pozostałość po supernowej Sagittarius A East (w skrócie Sgr A East). Bazując na danych uzyskanych z obserwatorium Chandra, astronomowie sklasyfikowali wcześniej ten obiekt jako pozostałość masywnej gwiazdy, która eksplodowała jako supernowa, jeden z wielu rodzajów eksplodujących gwiazd, jakie skatalogowali naukowcy.

Wykorzystując dłuższe obserwacje Chandra, zespół doszedł do wniosku, że obiekt jest pozostałością po innego typu supernowej. Była to eksplozja białego karła, skurczonego gwiezdnego niedopałka z gwiazdy podobnej do Słońca, z wyczerpanym paliwem. Kiedy biały karzeł pobierze zbyt dużo materii od swojego gwiezdnego towarzysza lub łączy się z innym białym karłem, zostaje zniszczony, czemu towarzyszy oszałamiający rozbłysk światła.

Astronomowie wykorzystują te supernowe typu Ia, ponieważ większość z nich emituje za każdym razem taką samą ilość światła, bez względu na to, gdzie się znajdują. Dzięki temu naukowcy mogą używać ich do dokładnego pomiaru odległości w kosmosie i badania ekspansji Wszechświata.

Dane z teleskopu Chandra wykazały, że Sgr A East nie pochodzi ze zwykłej supernowej typu Ia. Zamiast tego wydaje się, że należy do specjalnej grupy supernowych, które wytwarzają różne względne ilości pierwiastków niż tradycyjne supernowe typu Ia i słabsze eksplozje. Ten podzbiór jest określany jako typ Iax, potencjalnie ważny członek rodziny supernowych.

„Chociaż znaleźliśmy supernowe typu Iax w innych galaktykach, do tej pory nie zidentyfikowaliśmy dowodów na istnienie takiej w Drodze Mlecznej. Odkrycie to jest ważne dla zrozumienia niezliczonych sposobów eksplozji białych karłów” – powiedziała Ping Zhou z Nanjing University w Chinach, która prowadziła nowe badania na Uniwersytecie w Amsterdamie.

Eksplozje białych karłów to jedno z najważniejszych we Wszechświecie źródeł pierwiastków, takich jak żelazo, nikiel i chrom. Naukowcy wiedzą, że jedyne miejsce, w którym mogą powstać te pierwiastki, znajduje się wewnątrz jądrowego pieca gwiazdowego lub w momencie wybuchu.

Astronomowie wciąż debatują nad przyczynami eksplozji supernowych typu Iax, ale wiodąca teoria głosi, że są one związane z reakcjami termojądrowymi, które przemieszczają się przez gwiazdę znacznie wolniej niż w supernowych typu Ia. Ten stosunkowo powolny spacer podmuchu prowadzi do słabszych eksplozji, a co za tym idzie do różnych ilości pierwiastków wytwarzanych podczas eksplozji. Możliwe jest także, że po takim wybuchu pozostanie część białego karła.

Sgr A East znajduje się bardzo blisko Sagittariusa A*, supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej galaktyki i prawdopodobnie krzyżuje się z dyskiem materii otaczającym czarną dziurę. Zespół był w stanie wykorzystać Chandra do obserwacji skierowanych na supermasywną czarną dziurę i region wokół niej łącznie przez 35 dni, aby zbadać Sgr A East i znaleźć nietypowy wzór pierwiastków w danych rentgenowskich. Wyniki badań Chandra zgadzają się z modelami komputerowymi przewidującymi białego karła, który przeszedł proces powolnych reakcji jądrowych, co czyni go silnym kandydatem na pozostałość po supernowej typu Iax.

Naukowcy zauważają, że supernowe typu Iax w innych galaktykach pojawiają się z szybkością około ⅓ tempa, które osiągają supernowe typu Ia. W Drodze Mlecznej znaleziono trzy potwierdzone pozostałości po supernowej typu Ia i dwóch kandydatów, którzy są młodsi niż 2000 lat, co odpowiada wiekowi, w którym pozostałości po supernowych są nadal stosunkowo jasne, nim z czasem znikną. Jeżeli Sgr A East ma mniej niż 2000 lat i powstała w wyniku supernowej typu Iax, badanie to sugeruje, że nasza galaktyka ma podobną względną liczbę supernowych typu Iax obserwowaną w innych galaktykach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
sgrae.jpg
sgrae.jpg [ 522 KiB | Przeglądany 3139 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 20:33 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie odkrywają tajemnicze pochodzenie „superziemi”

Badania pokazują, że superziemie nie są pozostałościami po mini-Neptunach, co podważa nasze zrozumienie procesu formowania się planet.

Najczęściej występującą populacją egzoplanet są mini-Neptuny i superziemie, nawet czterokrotnie większe od naszej planety. Do tej pory uważano, że superziemie to skaliste jądra mini-Neptunów, których gazowa atmosfera została zdmuchnięta. W nowym badaniu opublikowanym w The Astrophysical Journal astronomowie z McGill University pokazują, że niektóre z tych egzoplanet nigdy nie miały atmosfery gazowej, co rzuca nowe światło na ich tajemnicze pochodzenie.

Z obserwacji wiemy, że około 30-50% gwiazd posiada jedną lub drugą, a obie populacje pojawiają się w mniej więcej równych proporcjach. Ale skąd one pochodzą?

Jedna z teorii głosi, że większość egzoplanet rodzi się jako mini-Neptuny, ale niektóre z nich są pozbawione powłok gazowych przez promieniowanie gwiazd macierzystych, przez co pozostaje jedynie gęste, skaliste jądro. Teoria ta przewiduje, że w naszej galaktyce jest bardzo niewiele mniejszych egzoplanet wielkości Ziemi, znanych jako ziemie i mini-ziemie. Jednak ostatnie obserwacje pokazują, że tak nie jest.

Aby dowiedzieć się więcej, astronomowie wykorzystali symulację do śledzenia ewolucji tych tajemniczych egzoplanet. W modelu wykorzystano obliczenia termodynamiczne oparte na masie ich skalistych jąder, ich odległości od gwiazd macierzystych oraz temperatury otaczającego gazu.

„Wbrew wcześniejszym teoriom nasze badanie pokazuje, że niektóre egzoplanety nie są w stanie zbudować atmosfery gazowej” – mówi współautorka pracy, Eve Lee, adiunkt na Wydziale Fizyki Uniwersytetu McGill i McGill Space Institute.

Odkrycia sugerują, że nie wszystkie superziemie są pozostałościami mini-Neptunów. Egzoplanety powstały raczej w wyniku pojedynczego rozmieszczenia rozkładu skał, powstałych w wirującym dysku gazu i pyłu wokół gwiazd macierzystych. „Na niektórych kamieniach powstały powłoki gazowe, podczas gdy inne pojawiły się i pozostały skalistymi superziemiami” – dodaje.

Jak rodzą się superziemie i mini-Neptuny?
Uważa się, że planety powstają w wirującym dysku gazu i pyłu wokół gwiazd. Skały większe od Księżyca mają wystarczającą siłę grawitacji, aby przyciągnąć otaczający gaz, tworząc powłokę wokół jądra. Z biegiem czasu powłoka ta ochładza się i kurczy, tworząc przestrzeń do wciągania większej ilości otaczającego gazu, powodujące wzrost egzoplanety. Gdy cała powłoka ostygnie do tej samej temperatury, co otaczający ją gaz mgławicowy, skorupa nie może się już kurczyć, a wzrost się zatrzymuje.

W przypadku mniejszych jąder powłoka ta jest malutka, więc pozostają skaliste egzoplanety. Różnica między superziemiami a mini-Neptunami wynika ze zdolności tych skał do wzrostu i zatrzymywania powłok gazowych.

„Nasze odkrycia pomagają wyjaśnić pochodzenie dwóch populacji egzoplanet i być może ich rozpowszechnienie. Korzystając z teorii zaproponowanej w badaniu, mogliśmy ostatecznie rozszyfrować, jak powszechne mogą być skaliste egzoplanety, takie jak ziemie i mini-ziemie” – mówi Lee.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
McGill

Vega


Załączniki:
super-earth_by_eso_m_kornmesser_-_image_1.jpg
super-earth_by_eso_m_kornmesser_-_image_1.jpg [ 467.41 KiB | Przeglądany 3106 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 20:00 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Czy właśnie widzieliśmy dwie łączące się czarne dziury?

Kiedy zderzają się dwa zwarte obiekty, takie jak czarne dziury lub gwiazdy neutronowe, emitują fale grawitacyjne. Szczególnie w przypadku gwiazd neutronowych falom grawitacyjnym może towarzyszyć promieniowanie pochodzące z materii wyrzuconej podczas połączenia. Z drugiej strony, ponieważ ani światło, ani materia nie mogą uciec z czarnej dziury, nie spodziewamy się, że łączące się czarne dziury będą emitować promieniowanie. Jednak wspominany artykuł donosi, że jeżeli warunki są sprzyjające, łączące się czarne dziury również mogą emitować światło.

Ale w jaki sposób czarne dziury mogą emitować światło?
Światło nie pochodzi od czarnych dziur, ale z otaczającej je materii. Kiedy łączą się dwie czarne dziury o różnych masach, powstałe fale grawitacyjne przenoszą pęd z układu. Aby zachować pęd liniowy, nowo utworzona czarna dziura doświadcza „kopnięcia” odrzutu, przyspieszającego ją do dużych prędkości (ok. 200 km/s). Jeżeli czarna dziura jest otoczona dużymi ilościami gazu, ogrzewa ten gaz, gdy w nim przyspiesza. Ten gorący gaz może następnie emitować światło przez okres do trzech miesięcy po przejściu przez niego czarnej dziury.

Gdzie możemy znaleźć „świecące” połączenia czarnych dziur?
Aktywne galaktyki to specjalne galaktyki, które w swoich centrach kryją supermasywne czarne dziury. Centra te nazywane są aktywnymi jądrami galaktyk (AGN) i są idealnymi miejscami do takich połączeń. Supermasywne czarne dziury w AGN zbierają na sobie ogromne ilości otaczającej materii. To tworzy duży, gęsty dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury. Promień tego dysku wynosi około 0,01 parseka (około tysiąckrotna odległość Ziemia – Słońce). Dysk ten zawiera dużą ilość gazu i pyłu, a także gwiazd, a nawet czarnych dziur. Jeżeli dwie czarne dziury połączą się w takim dysku, spodziewamy się ujrzeć światło z połączenia w procesie opisanym powyżej. Okazuje się, że emisja rozpocznie się kilka tygodni po połączeniu i potrwa około trzech miesięcy.

Śledzenie światła łączących się czarnych dziur
Autorzy artykułu postanowili polować na taką emisję z AGN. Skoncentrowali się na wszystkich połączeniach czarnych dziur, które zostały wykryte przez LIGO podczas O3a – biegu obserwacyjnego między kwietniem a wrześniem 2019 roku. Dla każdego połączenia zidentyfikowali galaktyki z katalogu AGN zgodne z pozycją połączenia, którą raportowało LIGO. Następnie wykorzystali dane z Zwicky Transient Facility (ZTF) – teleskopu optycznego, który każdej nocy monitoruje całe niebo północne – aby sprawdzić, czy jasność któregokolwiek z tych AGN znacznie wzrosła w tym czasie. I znaleźli taki AGN, J124942.3+344929, który pojaśniał zaledwie 34 dni po tym, jak LIGO wykrył połączenie się czarnych dziur S190521g. Ten rozbłysk jasności trwał przez 80 dni, po czym obiekt powrócił do swojej początkowej jasności – jest to zachowanie oczekiwane w przypadku rozbłysków łączących się z czarnymi dziurami.

Czy jesteśmy pewni, że rozbłysk jest spowodowany łączącymi się czarnymi dziurami?
Nie bardzo. Wiadomo, że AGN wykazują wewnętrzne losowe fluktuacje w ich jasności, np. kiedy centralna czarna dziura połyka otaczającą materię. Autorzy pracy przeprowadzili analizę statystyczną, aby wykazać, że prawdopodobieństwo zaobserwowanej flary będącej wynikiem losowej zmiany AGN jest mniejsza niż 5 na milion. Jest również możliwe, że rozbłysk ten może być wywołany czymś w rodzaju eksplozji supernowej w dysku AGN. Jednak eksplozje takie stają się z czasem zimniejsze, powodując, że ich obserwowany kolor robi się bardziej czerwony. Ale obserwowany obiekt pozostawał mniej więcej w tym samym kolorze, co sugeruje, że temperatura pozostała stała, a to wyklucza możliwe pochodzenie od supernowej. Tak więc, chociaż prawdziwa natura tego rozbłysku nadal pozostaje tajemnicą, jest prawdopodobne, że została wywołana zderzeniem się dwóch czarnych dziur.

Autorzy zauważają, że wczesne obserwacje spektroskopowe tego zdarzenia mogłyby dostarczyć dodatkowych dowodów na temat prawdziwej natury tego rozbłysku. Przewidują również, że jeżeli hipoteza łączenia się czarnych dziur jest prawdziwa, kopnięta czarna dziura ponownie zderzy się z dyskiem AGN za ~1,6 roku, powodując podobny rozbłysk w AGN. Będą mieli oczy (i teleskopy) szeroko otwarte, aby zobaczyć, czy ich przewidywania się spełnią. Jeżeli ich hipoteza jest poprawna, astronomowie będą mieli nowe narzędzie do badania fizyki czarnych dziur i dysków AGN. Co ważniejsze, dostarczy nam to niezwykłego doświadczenia – „zobaczenia” kilku „przytulających się” czarnych dziur!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
ZTF_BH_Merger_webready.original.jpg
ZTF_BH_Merger_webready.original.jpg [ 273.24 KiB | Przeglądany 3100 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 16:50 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Skupisko małych czarnych dziur w gromadzie kulistej NGC 6397

Astronomowie znaleźli w sercu gromady kulistej NGC 6397 coś, czego się nie spodziewali: skupisko czających się tam mniejszych czarnych dziur zamiast jednej masywnej czarnej dziury.

Gromady kuliste to niezwykle gęste układy gwiezdne, w których znajdują się blisko siebie upakowane gwiazdy. Układy te zazwyczaj są także bardzo stare – gromada kulista będąca przedmiotem tych badań, NGC 6397, jest prawie tak stara, jak sam Wszechświat i znajduje się w odległości 7800 lat świetlnych, co czyni ją jedną z najbliższych Ziemi gromad kulistych.

Początkowo astronomowie myśleli, że w tej gromadzie znajduje się czarna dziura o masie pośredniej (IMBH). Takie czarne dziury są od lat poszukiwanym „brakującym ogniwem” między supermasywnymi czarnymi dziurami (wiele milionów mas Słońca), które znajdują się w jądrach galaktyk, a czarnymi dziurami o masie gwiazdowej (kilka razy większej od masy Słońca), które powstają po zapadnięciu się pojedynczej masywnej gwiazdy. Samo ich istnienie jest przedmiotem gorącej debaty. Do tej pory zidentyfikowano zaledwie kilka kandydatów na IMBH.

„Znaleźliśmy bardzo mocne dowody na niewidzialną masę w gęstym jądrze gromady kulistej, ale byliśmy zaskoczeni, gdy okazało się, że ta dodatkowa masa nie jest ‘punktowa’ (czego można by się spodziewać w przypadku pojedynczej masywnej czarnej dziury), ale jest rozszerzona do kilku procent rozmiaru gromady” – powiedział Eduardo Vitral z Paris Institute of Astrophysics (IAP) w Paryżu we Francji.

Aby wykryć tę nieuchwytną ukrytą masę, Vitral i Gary Mamon, również z IAP, wykorzystali prędkość gwiazd w gromadzie, aby określić rozkład jej masy całkowitej, czyli zarówno masy w widocznych gwiazdach, jak i w gwiazdach słabych i czarnych dziurach. Im więcej masy w jakimś miejscu, tym szybciej wokół niego poruszają się gwiazdy.

Naukowcy wykorzystali wcześniejsze oszacowania niewielkich ruchów własnych gwiazd (ich pozorny ruch na niebie), które pozwalają określić ich rzeczywiste prędkości w gromadzie. Te precyzyjne pomiary gwiazd w jądrze gromady można było wykonać jedynie za pomocą teleskopu Hubble’a w ciągu kilku lat obserwacji. Dane z Hubble’a zostały dodane do dobrze skalibrowanych prawidłowych pomiarów ruchu własnego dostarczonych przez obserwatorium kosmiczne Gaia, które są jednak mniej dokładne niż obserwacje Hubble’a w jądrze gromady.

„Nasza analiza wykazała, że orbity gwiazd zbliżone są do przypadkowych w całej gromadzie kulistej, a nie systematycznie koliste lub bardzo wydłużone” – wyjaśnia Mamon. Te kształty orbit o umiarkowanym wydłużeniu ograniczają to, jaka musi być masa wewnętrzna.

Naukowcy doszli do wniosku, że niewidoczny składnik może być zbudowany tylko z pozostałości masywnych gwiazd (białych karłów, gwiazd neutronowych i czarnych dziur), biorąc pod uwagę jego masę, rozmiar i położenie. Te gwiezdne pozostałości, po oddziaływaniu grawitacyjnym z pobliskimi, mniej masywnymi gwiazdami, stopniowo opadały do środka gromady. Zjawisko to nazywane jest „tarciem dynamicznym”, gdzie poprzez wymianę pędu cięższe gwiazdy są segregowane w jądrze gromady, a gwiazdy o niższej masie migrują na obrzeża gromady.

„Wykorzystaliśmy teorię ewolucji gwiazd, aby dojść do wniosku, że większość dodatkowej masy, którą znaleźliśmy, miała postać czarnych dziur” – powiedział Mamon. Dwa inne badania również sugerowały, że pozostałości gwiazd, w szczególności czarne dziury o masach gwiazdowych, mogą zasiedlać wewnętrzne obszary gromad kulistych. „Nasze badanie jest pierwszym, które dostarcza zarówno masy jak i rozmiaru czegoś, co wydaje się być zbiorem głównie czarnych dziur w centrum gromady kulistej z zapadniętym jądrem” – dodał Vitral.

Astronomowie zauważają również, że odkrycie to stwarza możliwość, że połączenia tych ciasno upakowanych czarnych dziur w gromady kuliste mogą być ważnym źródłem fal grawitacyjnych, zmarszczek w czasoprzestrzeni. Takie zjawiska można było wykryć w eksperymencie LIGO.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Hubblesite

Vega


Załączniki:
STSCI-H-p2108a-m-2000x1500.jpg
STSCI-H-p2108a-m-2000x1500.jpg [ 479.58 KiB | Przeglądany 3093 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 19:50 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
TESS odkrywa nowe światy w strumieniu młodych gwiazd

Korzystając z obserwacji wykonanych przy pomocy satelity TESS, międzynarodowy zespół astronomów odkrył trio gorących światów większych niż Ziemia, krążących wokół znacznie młodszej wersji naszego Słońca nazwanej TOI 451. Układ znajduje się w niedawno odkrytym strumieniu Ryby-Erydan, zbiorze gwiazd mniej więcej w wieku 3% Układu Słonecznego, który rozciąga się na ⅓ nieba.

Planety zostały odkryte na zdjęciach TESS wykonanych między październikiem a grudniem 2018 roku. Dalsze badania TOI 451 i jej planet obejmowały obserwacje wykonane w 2019 i 2020 roku przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Spitzera, a także wielu obiektów naziemnych. Archiwalne dane w podczerwieni pochodzące z satelity NEOWISE – zebrane w latach 2009-2011 pod jego poprzednią nazwą WISE – sugerują, że układ zachowuje chłodny dysk pyłu i skalistego gruzu. Inne obserwacje pokazują, że TOI 451 ma prawdopodobnie dwóch odległych gwiezdnych towarzyszy krążących daleko poza orbitami planet.

Układ ten ma zaledwie 120 mln lat i znajduje się tylko 400 lat świetlnych stąd, co pozwala na jego szczegółowe obserwacje. A ponieważ ma trzy planety wielkości od dwóch do czterech Ziem, stanowią one szczególnie obiecujące cele do testowania teorii ewolucji atmosfer planet.

Strumienie gwiazd powstają, gdy grawitacja naszej galaktyki rozrywa gromady gwiazd lub galaktyki karłowate. Poszczególne gwiazdy poruszają się po pierwotnej orbicie gromady, tworząc wydłużoną grupę, która stopniowo się rozprasza.

W 2019 roku zespół kierowany przez Stefana Meingasta z Uniwersytetu Wiedeńskiego wykorzystał dane z Gai, aby odkryć strumień Ryby-Erydan, nazwany tak od konstelacji zawierających największe skupiska gwiazd. Strumień rozciągający się przez 14 konstelacji ma długość blisko 1300 lat świetlnych.

Później, w 2019 roku naukowcy pod kierownictwem Jasona Curtisa z Columbia University w Nowym Jorku przeanalizowali dane z TESS dla kilkudziesięciu członków strumienia. Młodsze gwiazdy wirują szybciej niż ich starsze odpowiedniki, a także mają zwykle wyraźne plamy gwiazdowe – ciemniejsze, chłodniejsze obszary, takie jak plamy słoneczne. Gdy te plamy obracają się, mogą powodować niewielkie zmiany jasności gwiazdy, które może mierzyć TESS.

Pomiary TESS ukazały przytłaczające dowody na plamy gwiazdowe i szybkie rotacje wśród gwiazd strumienia. Na podstawie tego wyniku Curtis i jego koledzy odkryli, że strumień miał zaledwie 120 mln lat – podobnie, jak słynna gromada gwiazd Plejady i jest osiem razy młodszy niż poprzednio szacowano. Masa, młodość i bliskość strumienia Ryby-Erydan sprawiają, że jest to ekscytujące istotne laboratorium do badania formowania się i ewolucji gwiazd i planet.

Młoda gwiazda TOI 451, lepiej znana astronomom jako CD-38 1467, znajduje się około 400 lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze Erydanu. Ma masę 95% masy Słońca, ale jest 12% od niego mniejsza, nieco chłodniejsza i emituje 35% mniej energii. TOI 451 obraca się co 5,1 dnia, czyli ponad 5 razy szybciej niż Słońce.

TESS dostrzega nowe światy, szukając tranzytów, delikatnych, regularnych pociemnień, które występują, gdy planeta przechodzi między gwiazdą a obserwatorem. Tranzyty wszystkich trzech planet są widoczne w danych TESS. Zespół Elisabeth Newton, profesor nadzwyczajnej fizyki i astronomii w Dartmouth College w Hanowerze, New Hampshire, która kierowała badaniami, uzyskał pomiary z teleskopu Spitzera potwierdzające ustalenia TESS, co pomogło wykluczyć możliwe alternatywne wyjaśnienia. Dodatkowe uzupełniające obserwacje pochodziły z Obserwatorium Las Cumbres – globalnej sieci teleskopów z siedzibą w Goleta w Kalifornii – oraz z Perth Exoplanet Survey Telescope w Australii.

Nawet najodleglejsza planeta w układzie TOI 451 krąży bliżej niej niż Merkury wokół Słońca, więc wszystkie te światy są dość gorące i niegościnne dla życia, jakie znamy. Szacowane temperatury ich powierzchni wahają się od 1200 stopni Celsjusza dla najbardziej wewnętrznej planety do około 450 stopni Celsjusza dla najbardziej zewnętrznej.

TOI 451 b okrąża swoją gwiazdę macierzystą w ciągu 1,9 dnia, ma rozmiar około 1,9 Ziemi, a jej szacunkowa masa waha się od 2 do 12 mas Ziemi. Następna planeta, TOI 451 c, okrąża gwiazdę w czasie 9,2 dnia, jest około 3 raz większa od Ziemi i ma masę od 3 do 16 Ziem. Najdalszy i największy świat, TOI 451 d, okrąża gwiazdę w czasie 16 dni, jest czterokrotnie większy od naszej planety i waży od 4 do 19 Ziem.

Astronomowie spodziewają się, że tak duże planety zachowają większość swojej atmosfery pomimo intensywnego ciepła od ich pobliskiej gwiazdy. Różne teorie dotyczące ewolucji atmosfery do czasu, gdy układ osiągnie wiek TOI 451, przewidują szeroki zakres właściwości. Obserwacja światła gwiazd przechodzącego przez atmosfery tych planet daje możliwość zbadania tej fazy rozwoju i może pomóc w ograniczeniu obecnych modeli.

Obserwacje z WISE pokazują, że układ ten jest niezwykle jasny w niewidocznym dla ludzkich oczu świetle podczerwonym o długości fal 12 i 24 mikrometrów. To sugeruje obecność dysku gruzów, gdzie zdarzają się skaliste ciała podobne do planetoid, które ścierają się w pył. Chociaż Newton i jej zespół nie są w stanie określić rozmiaru dysku, wyobrażają go sobie jako rozproszony pierścień skał i pyłu, skupiony mniej więcej w takiej odległości od gwiazdy, jak Jowisz od naszego Słońca.

Naukowcy zbadali również słabą sąsiednią gwiazdę, która pojawiła się w odległości około 2 pikseli od TOI 451 na obrazach TESS. Na podstawie danych z Gai zespół Newton ustalił, że gwiazda ta jest związanym grawitacyjnie towarzyszem, znajdującym się tak daleko od TOI 451, że światło potrzebuje 27 dni aby się do niej dostać. W rzeczywistości naukowcy uważają, że towarzyszem jest prawdopodobnie układ podwójny dwóch karłów typu M, z których każdy ma około 45% mas Słońca i emituje tylko 2% jego energii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
toi_451_infographic_1041.png
toi_451_infographic_1041.png [ 2.6 MiB | Przeglądany 3090 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 lutego 2021, 19:20 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsza wykryta czarna dziura jest masywniejsza niż myśleliśmy

Nowe obserwacje pierwszej kiedykolwiek wykrytej czarnej dziury skłoniły astronomów do zakwestionowania tego, co wiedzą o tych najbardziej tajemniczych obiektach we Wszechświecie.

Badanie opublikowane 17 lutego 2021 roku w czasopiśmie Science pokazuje, że układ znany jako Cygnus X-1 zawiera najmasywniejszą czarną dziurę o masie gwiazdowej, jaką kiedykolwiek odkryto bez wykorzystania fal grawitacyjnych.

Cygnus X-1 jest jedną z najbliższych Ziemi czarnych dziur. Została odkryta w 1964 roku, kiedy na podkładzie suborbitalnej rakiety wystrzelonej z Nowego Meksyku umieszczono parę liczników Geigera.

W ostatniej pracy międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał Very Long Baseline Array – radioteleskop wielkości kontynentu składający się z 10 anten rozrzuconych po całych Stanach Zjednoczonych – oraz sprytną technikę pomiaru odległości w przestrzeni – paralaksę.

Współautor pracy, profesor Ilya Mandel z Monash University i ARC Center of Excellence in Gravitational Wave Discovery (OzGrav) powiedział, że czarna dziura jest tak masywna, że w rzeczywistości stanowi wyzwanie dla tego, co o sposobie jej powstania myśleli astronomowie.

„Gwiazdy tracą masę na rzecz otaczającego je środowiska przez wiatry gwiazdowe, które wieją z ich powierzchni. Ale aby czarna dziura była tak ciężka, musimy obniżyć ilość masy, jaką jasne gwiazdy tracą podczas swojego życia” – powiedział Ilya Mandel.

„Czarna dziura w układzie Cygnus X-1 rozpoczęła życie jako gwiazda około 60 razy masywniejsza od Słońca i zapadła się dziesiątki tysięcy lat temu. Niesamowite, że okrąża swoją towarzyszkę – nadolbrzyma – w czasie zaledwie 5,5 dnia, w odległości jedynie ⅕ jednostki astronomicznej. Te nowe obserwacje mówią nam, że czarna dziura jest ponad 20 razy masywniejsza od naszego Słońca, 50% więcej niż wcześniej szacowano” – dodaje.

Używając zaktualizowanych pomiarów masy czarnej dziury oraz jej odległości od Ziemi, naukowcy byli w stanie powiedzieć, że Cygnus X-1 wiruje niewiarygodnie szybko – bardzo blisko prędkości światła i szybciej niż jakakolwiek inna czarna dziura znaleziona do tej pory.

Doc. dr hab. Janusz Ziółkowski z Centrum Astronomii im. Mikołaja Kopernika w Warszawie jest współautorem artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ICRAR

Vega


Załączniki:
Cygnus-X-1_imageB.jpg
Cygnus-X-1_imageB.jpg [ 4.52 MiB | Przeglądany 3063 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 19:11 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Rdzenie zimnego gazu w Centralnej Strefie Drogi Mlecznej

Centralna Strefa Molekularna (CMZ – central molecular zone) obejmuje najbardziej wewnętrzne 1600 lat świetlnych Galaktyki (dla porównania Słońce znajduje się w odległości 26 000 lat świetlnych od jej centrum) i zawiera rozległy kompleks obłoków molekularnych, w których znajduje się około sześćdziesiąt milionów mas Słońca gazu cząsteczkowego. Gaz w tych obłokach występuje średnio w bardziej ekstremalnych warunkach fizycznych niż gdzie indziej w Galaktyce, z większymi gęstościami i temperaturami, intensywniejszymi ciśnieniami, polami magnetycznymi i turbulencjami oraz większą obfitością promieniowania kosmicznego a także promieniowania UV i rentgenowskiego. CMZ jest zatem wyjątkowym laboratorium do badania procesu formowania się gwiazd: warunki te są nie tylko rzadko obserwowane w pozostałej części Drogi Mlecznej, ale wydają się być podobne do warunków panujących w niezwykle jasnych galaktykach gwiazdotwórczych we wczesnym Wszechświecie i dają pośredni wgląd w zrozumienie kosmicznej historii powstawania gwiazd, który obecnie nie jest możliwy. Istnieje jednak jedna zagadka: tempo powstawania gwiazd w CMZ jest znacznie mniejsze, niż można by oczekiwać – zaledwie 1/10 masy Słońca rocznie.

Przyjmuje się, że miejsca narodzin gwiazd to najgorętsze obszary w olbrzymich obłokach molekularnych (GMC – giant molecular clouds), zwanych „skupiskami”, których charakterystyczne rozmiary to 1-10 lat świetlnych. Skupiska te fragmentują się dalej na związane grawitacyjnie „rdzenie”, których charakterystyczne rozmiary są dziesięć razy mniejsze; wówczas poszczególne układy gwiazd mogą się tworzyć z rdzeni. Natura przejść między tymi etapami ewolucji wymaga obszernych badań zarówno struktur gwiazdotwórczych, jak i struktur nie tworzących gwiazd w hierarchicznym kontinuum odpowiednich skal i warunków fizycznych. Zespół astronomów opublikował przegląd CMZoom, kompletną i obiektywną mapę gazu o dużej gęstości w regionie. Obszary o wysokiej gęstości są sklasyfikowane przez ilość gazowego wodoru molekularnego wzdłuż ich linii pola widzenia i charakteryzują się tak dużą ilością pyłu, że światło widzialne jest całkowicie zablokowane.

Badanie było wynikiem dużego, trwającego 550 godzin programu Submillimeter Array i zaowocowało nowymi katalogami zwartych rdzeni w regionie. Istnieje 285 oddzielnych rdzeni, które zostały jednoznacznie odkryte; kolejnych 531 ma bardziej wstępne identyfikacje. Rdzenie w CMZ, podobnie jak gdzie indziej, są potencjalnymi miejscami dla przyszłych gromad gwiazd, ale jasna emisja pierwszego planu i tła w kierunku centrum Galaktyki utrudnia precyzyjne określenie masy tych rdzeni, pozostawiając ten istotny predyktor powstawania gwiazd wysoce niepewny (emisja jest również jednym z powodów, dla których przygotowanie tego katalogu było tak trudne). Astronomowie byli jednak w stanie oszacować maksymalny potencjał gwiazdotwórczy rdzeni w swoim katalogu, dokonując ogólnych, ale realistycznych założeń dotyczących mas, temperatur i innych właściwości rdzeni. Odkrywają, że maksymalne potencjalne tempo formowania się gwiazd wynosi między 0,08 a 2,2 masy Słońca rocznie, być może nawet tyle samo, ile wynosi obecny średni współczynnik formowania się gwiazd w Galaktyce. Wynik podkreśla zagadkową słabość obecnego procesu gwiazdotwórczego w CMZ. Przegląd, poprzez skatalogowanie wszystkich rdzeni do badania, jest kolejnym krokiem w kierunku zrozumienia procesu gwiazdotwórczego w ekstremalnych środowiskach obecnych w CMZ i we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202108.jpg
su202108.jpg [ 43.61 KiB | Przeglądany 3059 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 18:56 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Duże galaktyki kradną gwiazdotwórczy gaz od swoich mniejszych sąsiadów

Wiadomo, że duże galaktyki usuwają gaz, który zajmuje przestrzeń między gwiazdami mniejszych galaktyk satelitarnych.

W opublikowanym niedawno badaniu astronomowie odkryli, że te małe galaktyki satelitarne zawierają również mniej gazu molekularnego w swoich jądrach.

Gaz molekularny znajduje się w olbrzymich obłokach w centrach galaktyk i jest budulcem nowych gwiazd. W związku z tym duże galaktyki kradną materię, której ich mniejsze odpowiedniki potrzebują do tworzenia nowych gwiazd.

Dr Adam Stevens powiedział, że badanie to dostarcza nowych dowodów na to, że małe galaktyki wszędzie tracą część swojego gazu molekularnego, gdy zbliżają się do większej galaktyki i otaczającego ją halo gorącego gazu.

„Gaz jest siłą napędową galaktyki. Ciągłe pozyskiwanie gazu to sposób, w jaki galaktyki rosną i tworzą gwiazdy. Bez niego galaktyki pozostają w stagnacji” – dodaje Stevens.

Gaz molekularny jest trudny do wykrycia bezpośrednio. Zespół przeprowadził najnowocześniejszą symulację kosmologiczną i dokonał bezpośrednich prognoz ilości gazu atomowego i molekularnego, który powinien zostać zaobserwowany przez konkretne przeglądy radioteleskopem Arecibo w Puerto Rico i 30-metrowym teleskopem IRAM w Hiszpanii.

Następnie wzięli rzeczywiste obserwacje z teleskopów i porównali je z pierwotnymi przewidywaniami. Okazało się, że były one zbliżone.

Jak mówi prof. Barbara Catinella, astronom z ICRAR-UWA, teleskop IRAM obserwował gaz molekularny w ponad 500 galaktykach.

Odkrycie zespołu zgadza się z wcześniejszymi dowodami sugerującymi, że galaktyki satelitarne mają niższe tempo tworzenia gwiazd. Uwolniony gaz początkowo trafia w przestrzeń wokół większej galaktyki, który w końcu może spaść na większą galaktykę lub po prostu pozostać w jej otoczeniu.

Jednak w większości przypadków mniejsza galaktyka jest skazana na połączenie się z większą. Często przeżywa ona tylko jeden do dwóch miliardów lat, a następnie łączy się z galaktyką centralną. Ma to wpływ na ilość gazu, jaką uzyskuje do czasu połączenia, co z kolei wpłynie na ewolucję dużego układu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ICRAR

Vega


Załączniki:
GALAXY-STRIPPING-3.jpg
GALAXY-STRIPPING-3.jpg [ 535.73 KiB | Przeglądany 3052 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 lutego 2021, 20:12 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

Międzynarodowy zespół astronomów publikuje obraz młodej gwiazdy z otaczającym ją dyskiem pyłowym, który wciąż jest zasilany z otoczenia. Zjawisko wokół gwiazdy SU Aur może wyjaśnić, dlaczego tak wiele egzoplanet nie jest dokładnie dopasowanych ze swoimi gwiazdami macierzystymi.

Ciężka i niewidoczna
SU Aur lub w całości SU Aurigae to gwiazda znacznie młodsza i cięższa od naszego Słońca. Ma około 4 mln lat i znajduje się około 500 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Woźnicy. Gwiazdy nie widać nieuzbrojonym okiem.

Zespół bardzo precyzyjnie zmapował gwiazdę i jej otoczenie za pomocą instrumentu SPHERE zamontowanego na Bardzo Dużym Teleskopie. Zrobili to w nocy 14 grudnia 2019 roku i udało im się uzyskać 55 minut danych obserwacyjnych. Następnie połączyli te dane z wcześniejszymi obserwacjami wykonanymi przy pomocy ALMA i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Stworzyło to szczegółowy obraz, który pokazał tak zwane ogony pyłu.

Ogony pyłu
Ogony pyłu widoczne na nowym zdjęciu pochodzą z otaczającej mgławicy, która prawdopodobnie powstała po zderzeniu gwiazdy z ogromnym obłokiem gazu i pyłu. Łącząc różne obserwacje astronomowie byli w stanie wywnioskować, że materia nadal spada z mgławicy i ogonów do dysku pyłowego. Naukowcy zauważyli również, że gwiazda i dysk pyłowy, w którym mogą powstać planety, nie są dokładnie wyrównane. Podejrzewają, że właśnie napływ materii powoduje tę niewspółosiowość.

Niewyrównanie
Główny badacz Christian Ginski (Uniwersytet w Amsterdamie) wyjaśnia: „Wiadomo już, że wiele dojrzałych kombinacji gwiazd i egzoplanet nie jest dokładnie wyrównanych, ale do tej pory nie było wiadomo, co do tego doprowadziło. Nasze nowe obserwacje pokazują, że niewspółosiowość może wystąpić już w dysku pyłowym, w którym rosną egzoplanety.”

W najbliższej przyszłości naukowcy przyjrzą się bliżej SU Aur aby odkryć, czy w dysku pyłowym krążą jakieś młode egzoplanety. Ponadto astronomowie skupiają się na jeszcze 84 młodych gwiazdach z dyskami pyłowymi. Chcą między innymi dowiedzieć się, czy jest więcej przypadków, w których nowa materia z otoczenia opada na dyski pyłowe. Jeżeli tak, może to być główną przyczyną powstawania wielu egzoplanet, które nie są dokładnie wyrównane.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Leiden University

Vega


Załączniki:
su-aur-credit-eso-ginski-et-al.jpg
su-aur-credit-eso-ginski-et-al.jpg [ 64.89 KiB | Przeglądany 3039 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 lutego 2021, 19:57 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto największą znaną gromadę galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Badanie, prowadzone przez naukowców z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) za pomocą OSIRIS, instrumentu znajdującego się na Gran Telescopio Canarias (GTC), wykazało najgęściej zaludnioną gromadę galaktyk powstającą w pierwotnym Wszechświecie. Naukowcy przewidują, że ta struktura, która znajduje się w odległości 12,5 mld lat świetlnych od nas, ewoluuje, stając się gromadą podobną do gromady w Pannie, sąsiadki Grupy Lokalnej Galaktyk, do której należy Droga Mleczna. Badanie zostało opublikowane w specjalistycznym czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Gromady galaktyk to grupy galaktyk, które trzymają się razem pod wpływem grawitacji. Aby zrozumieć ewolucję tych „galaktycznych miast”, naukowcy poszukują formujących się struktur, tak zwanych protogromad galaktyk, we wczesnym Wszechświecie.

W 2012 roku międzynarodowy zespół astronomów dokonał dokładnego określenia odległości galaktyki HDF850.1, znanej jako jedna z galaktyk o największym tempie powstawania gwiazd w obserwowalnym Wszechświecie. Ku swemu zaskoczeniu naukowcy odkryli również, że ta galaktyka, będąca jednym z najlepiej zbadanych regionów na niebie, znanym jako Głębokie Pole Hubble’a (ang. Hubble Deep Field/GOODS-North), jest częścią grupy około tuzina protogalaktyk, które powstały podczas pierwszego miliarda lat kosmicznej historii. Przed jej odkryciem znana była tylko jedna podobna pierwotna grupa.

Teraz, dzięki nowym badaniom przy użyciu instrumentu OSIRIS znajdującego się na GTC, zespół wykazał, że jest to jeden z najgęściej zaludnionych regionów w pierwotnym Wszechświecie, w którym znajdują się galaktyki, i po raz pierwszy przeprowadził szczegółowe badanie właściwości fizycznych tego układu. „Co zaskakujące, odkryliśmy, że wszyscy członkowie badanej do tej pory gromady, około dwóch tuzinów, to galaktyki, w których procesy gwiazdotwórcze przebiegają normalnie, a galaktyka centralna zdaje się dominować w produkcji gwiazd w tej strukturze” – wyjaśnia Rosa Calvi, pierwsza autorka artykułu.

Świadkowie niemowlęctwa Wszechświata lokalnego
Ostatnie badania pokazują, że ta formująca się gromada galaktyk składa się z różnych komponentów lub „stref” z różnicami w ich ewolucji. Astronomowie przewidują, że struktura ta będzie się zmieniać stopniowo, aż stanie się gromadą galaktyk podobną do tej w Pannie, centralnym regionie o tej samej nazwie, w którym znajduje się Grupa Lokalna Galaktyk, do której należy Droga Mleczna. „Widzimy to miasto w budowie dokładnie tak, jak było 12,5 mld lat temu, gdy Wszechświat miał mniej niż 10% swojego obecnego wieku, więc widzimy dzieciństwo gromady galaktyk typowe dla lokalnego Wszechświata” – zauważa Helmut Dannerbauer, współautor artykułu.

Odległość zmierzona do tych źródeł doskonale zgadza się z przewidywaniami opartymi na obserwacjach fotometrycznych wykonanych wcześniej na GTC przez Pablo Arrabal Haro, który opracował metodę selekcji galaktyk z normalnym tempem formowania się gwiazd, opartą na badaniu fotometrycznym SHARDS (Survey for High-z Absorption Red and Dead Sources), dużym programie ESO przeprowadzonym przez GTC.

Program SHARDS prowadził Pablo Pérez-González, badacz z Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA) oraz autor artykułu. Jak wyjaśnia Pérez-González: „dokładne zmierzenie tego, jak te struktury się formują, szczególnie na początku Wszechświata, nie jest łatwe i potrzebujemy wyjątkowych danych, takich jak te, które przyjmujemy z teleskopu GTC w ramach projektów SHARDS i SHARDS Frontier Fields, pozwalających nam określić odległości do galaktyk i między galaktykami na krańcach Wszechświata, z nigdy wcześniej nieosiągalną precyzją.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega


Załączniki:
HST RGB 850 775 606 TIFF MARCAS OK.jpg
HST RGB 850 775 606 TIFF MARCAS OK.jpg [ 68.99 KiB | Przeglądany 3010 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 lutego 2021, 19:46 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Nowe badania sugerują, że supermasywne czarne dziury mogą powstawać z ciemnej materii

W niedawnych badaniach teoretycznych zaproponowano nowy mechanizm tworzenia się supermasywnych czarnych dziur z ciemnej materii.

Międzynarodowy zespół odkrył, że zamiast konwencjonalnych scenariuszy formowania się z udziałem „normalnej” materii, supermasywne czarne dziury mogą powstawać bezpośrednio z ciemnej materii w regionach o dużej gęstości w centrach galaktyk. Wynik ma kluczowe implikacje dla kosmologii we wczesnym Wszechświecie i został opublikowany w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

To, w jaki sposób początkowo powstały supermasywne czarne dziury, jest jednym z największych problemów współczesnych badań nad ewolucją galaktyk. Supermasywne czarne dziury zaobserwowano, gdy Wszechświat miał 800 milionów lat, a sposób, w jaki mogły one rosnąć tak szybko, pozostaje niewyjaśniony.

Standardowe modele formowania się obejmują normalną materię barionową – atomy i pierwiastki tworzące gwiazdy, planety i wszystkie widoczne obiekty – zapadającą się pod wpływem grawitacji, tworzącą czarne dziury, które następnie z czasem rosną. Jednak nowa praca bada potencjalne istnienie stabilnych jąder galaktycznych zbudowanych z ciemnej materii i otoczonych przez rozrzedzone halo ciemnej materii, odkrywając, że centra tych struktur mogą stać się tak skoncentrowane, że po osiągnięciu krytycznego progu również mogą się zapaść w supermasywne czarne dziury.

Zgodnie z modelem mogłoby to nastąpić znacznie szybciej niż w innych proponowanych mechanizmach formowania się supermasywnych czarnych dziur i pozwoliłoby supermasywnym czarnym dziurom uformować się przed galaktykami we wczesnym Wszechświecie, które, wbrew obecnemu stanowi wiedzy zamieszkują.

Inną intrygującą konsekwencją nowego modelu jest to, że masa krytyczna do zapadnięcia się w czarną dziurę może nie zostać osiągnięta dla mniejszych halo ciemnej materii, na przykład tych otaczających niektóre galaktyki karłowate. Autorzy sugerują, że może to pozostawić mniejsze galaktyki karłowate z centralnym jądrem ciemnej materii zamiast oczekiwanej czarnej dziury. Takie jądro ciemnej materii mogłoby nadal naśladować grawitacyjne sygnatury konwencjonalnej centralnej czarnej dziury, podczas gdy zewnętrzne halo ciemnej materii mogłoby również wyjaśnić obserwowane krzywe rotacji galaktyk.

Autorzy mają nadzieję, że dalsze badania rzucą więcej światła na powstawanie supermasywnych czarnych dziur w najwcześniejszych dniach Wszechświata, a także na zbadanie, czy jądra nieaktywnych galaktyk, w tym nasza Droga Mleczna mogą być gospodarzami tych gęstych jąder ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega


Załączniki:
Dark-Matter-Halo-Figure.jpg
Dark-Matter-Halo-Figure.jpg [ 32.54 KiB | Przeglądany 2982 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 01 marca 2021, 18:25 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy wykrywają rurociągi zimnego gazu zasilające wczesne, masywne galaktyki

Galaktyki potrzebują zimnego gazu aby powstały i by mogły ulec grawitacyjnemu zapadaniu. Im większa galaktyka, tym więcej zimnego gazu potrzebuje do złączenia i wzrostu.

Masywne galaktyki znajdujące się we wczesnym Wszechświecie potrzebowały bardzo dużo zimnych gazów molekularnych o łącznej masie nawet 100 miliardów mas Słońca.

Jednak skąd te wczesne, olbrzymie galaktyki dostały tyle zimnego gazu, gdy były uwięzione w cieplejszym otoczeniu?

W nowym badaniu zespół astronomów donosi o bezpośrednich, obserwacyjnych dowodach na istnienie strumieni zimnego gazu, które ich zdaniem zaopatrują te wczesne, masywne galaktyki. Wykryli rurociągi zimnego gazu, które przecinały gorącą atmosferę w halo ciemnej materii wczesnej masywnej galaktyki, dostarczając tej galaktyce materię niezbędną do formowania gwiazd.

Około dwie dekady temu fizycy pracujący nad symulacjami wysunęli teorię, że we wczesnym Wszechświecie włókna kosmiczne przenosiły zimny gaz i zarodkowe galaktyki o kształcie węzłów do halo ciemnej materii, gdzie wszystkie skupiały się, tworząc masywne galaktyki. Teoria zakłada, że włókna musiałyby być wąskie i gęsto wypełnione zimnym gazem, aby uniknąć oderwania się od cieplejszej otaczającej atmosfery.

Ale teorii brakowało bezpośrednich dowodów. W tym badaniu naukowcy zbadali obszar gazowy otaczający masywną galaktykę powstałą, gdy Wszechświat miał około 2,5 miliarda lat, czyli zaledwie 20% swojego obecnego wieku. Galaktyka nie była wcześniej badana i zespół potrzebował pięciu lat, aby określić jej dokładną lokalizację i odległość (poprzez badanie przesunięcia ku czerwieni). Zespół potrzebował specjalnie wyposażonego obserwatorium ALMA, ponieważ otoczenie docelowej galaktyki jest tak zapylone, że można je zobaczyć jedynie w submilimetrowym zakresie widma elektromagnetycznego.

Co istotne, naukowcy zlokalizowali dwa kwazary w tle, które są rzutowane w niewielkich odległościach kątowych od docelowej galaktyki. Dzięki tej unikalnej konfiguracji światło kwazarów przenikające gaz halo galaktyki pierwszego planu pozostawiło chemiczne „odciski palców”, które potwierdziły istnienie wąskiego strumienia zimnego gazu.

Owe chemiczne odciski palców pokazały, że gaz w strumieniach ma niskie stężenie ciężkich pierwiastków, takich jak aluminium, węgiel, żelazo i magnez. Ponieważ pierwiastki te powstają, gdy gwiazda wciąż świeci i są uwalniane do otaczającego środowiska gdy umiera, naukowcy ustalili, że strumienie zimnego gazu muszą napływać z zewnątrz, a nie być wyrzucane z samej galaktyki tworzącej gwiazdy.

„Wśród 70 000 galaktyk gwiazdotwórczych w naszym badaniu, jest to jedna związana z dwoma kwazarami, które są wystarczająco blisko niej, aby zbadać gaz halo. Co więcej, oba kwazary są rzutowane po tej samej stronie galaktyki, dzięki czemu ich światło może być blokowane przez ten sam strumień w dwóch różnych odległościach kątowych. Czuję się więc niezwykle szczęśliwy, że natura dała nam możliwość wykrycia tej głównej arterii prowadzącej do serca fenomenalnej galaktyki w okresie jej dojrzewania” – mówi Hai Fu, profesor nadzwyczajny na Wydziale Fizyki i Astronomii Iowa oraz główny autor badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Iowa

Vega


Załączniki:
Galactic cold stream visual-Revised-simplified.jpg
Galactic cold stream visual-Revised-simplified.jpg [ 30.66 KiB | Przeglądany 2941 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 marca 2021, 20:48 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Czy nowe klasyczne udają nowe karłowate?

Gwiazda zmienna kataklizmiczna to układ podwójny, w którym biały karzeł gromadzi materię ze swojego towarzysza, zwykle (ale nie zawsze) gwiazdy ciągu głównego diagramu H-R. W większości przypadków wokół białego karła utworzy się także dysk akrecyjny. Czasem w układzie podwójnym pojawiają się eksplozje, nazywane „nowymi”. „Nowa klasyczna” pojawia się na powierzchni białego karła i jest wywołana ucieczką termojądrową. „Nowa karłowata” pojawia się w dysku akrecyjnym i uważa się, że jest wywołana niestabilnością termiczną. Należy pamiętać, że chociaż mogą brzmieć podobnie, nowe bardzo różnią się od supernowych i nie należy ich mylić.

Korzystając z obserwacji galaktyk takich jak nasza i modeli teoretycznych, możemy przewidzieć, jak często należy spodziewać się zobaczenia klasycznej nowej. Nieoczekiwanie obserwowany wskaźnik wykrywalności jest znacznie niższy od teoretycznego wskaźnika wykrywalności. Autorzy niedawno opublikowanego artykułu stawiają hipotezę, że może nie dzieje się tak dlatego, że ich nie wykrywamy, ale że być może widzimy klasyczne nowe, tylko po prostu błędnie je klasyfikujemy. Nowe karłowate są jednym z najpowszechniejszych typów galaktycznych stanów przejściowych i pochodzą od tego samego typu gwiazd, co nowe klasyczne, więc może po prostu mylimy te dwie klasy.

Przed natychmiastowym przetestowaniem próbki wszystkich znanych nowych karłowatych autorzy pracy chcieli stworzyć punkt odniesienia dla tego, co oczekiwali znaleźć. Dwie najważniejsze cechy nowej – karłowatej lub klasycznej – to czas, w którym staje się słabsza o dwie wielkości od jasności szczytowej oraz różnica wielkości między jasnością szczytową i spoczynkową. W katalogu VSX, jednym z największych katalogów gwiazd zmiennych, znajduje się ponad 9330 nowych karłowatych. Autorzy porównali to z katalogiem krzywych blasku gwiazd zmiennych ASAS-SN i wybrali 2688 obserwowanych podczas rozbłysków. Teleskopy ASAS-SN są czułe tylko na jasności jaśniejsze niż 18 magnitudo, więc aby uzyskać solidne wielkości spoczynkowe, autorzy dodatkowo uśrednili próbkę do 1617 nowych karłowatych, które również wykryto w katalogu Pan-STARRS. Aby stworzyć próbkę 132 nowych klasycznych, wybrano 40 przy użyciu powyższej metody do połączenia z próbką 92 nowych klasycznych z innej pracy opublikowanej w 2010 roku.

Z danych wynika, że zasadniczo te dwie klasy nowych są różne, ale pokrywają się na tyle, że być może błędnie klasyfikujemy nowe klasyczne jako nowe karłowate.

Gdy naukowcy wiedzieli, czego szukać, krytycznie przeanalizowali próbkę ASAS-SN 2688 nowych karłowatych. Na podstawie analizy funkcji jasności nowych klasycznych opisanej w pracy z 2017 roku, autorzy ustalili, że stan przejściowy musi mieć jasność absolutną jaśniejszą niż -4,2 magnitudo. Korzystając z jasności pozornych ASAS-SN, ograniczeń odległości i szacunków ekstynkcji pyłu, autorzy byli w stanie wyeliminować wszystkie nowe w próbce, z wyjątkiem 201 możliwych nowych klasycznych. Następnie zredukowali tę próbkę do 94 po wyeliminowaniu tych, które szybko się powtarzały i tych, których amplitudy rozbłysku były mniejsze niż pozorna wielkość 5 magnitudo. Cięcia te zostały dokonane, ponieważ żadna nowa klasyczna nie powtarza się w skali czasu krótszym niż dziesięć lat, a wartość 5 była najniższą pozorną granicą wielkością amplitudy wybuchu nowej klasycznej. Wszystkie, oprócz 27 z tych 94 zostały potwierdzone spektroskopowo jako nowe karłowate. Do analizy pozostałych 27 autorzy wykorzystali „spoczynkową fotometrię wielopasmową”. Jeżeli źródło jest wystarczająco niebieskie, prawdopodobnie znajduje się blisko, a zatem prawdopodobnie będzie miało niższą jasność podczas rozbłysku (stąd prawdopodobnie będzie to nowa karłowata), a jeżeli jest czerwone, prawdopodobnie znajduje się dalej i jest bardziej prawdopodobne, że będzie miało wyższą jasność podczas rozbłysku (stąd prawdopodobnie będzie to nowa klasyczna). Zasadniczo, niebieskie źródła to nowe karłowate, a czerwone to nowe klasyczne. Korzystając z tej metody, autorzy stwierdzili, że 19 nowych jest zgodnych z nowymi karłowatymi, 0 jest zgodnych z nowymi klasycznymi, a 8 jest niejasne. Zatem, co najwyżej 8 z 2688 – czyli 0,29% – nowych ASAS-SN zaklasyfikowanych jako nowe karłowate może być nowymi klasycznymi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
aquilae_illustration_bl.jpg
aquilae_illustration_bl.jpg [ 114.1 KiB | Przeglądany 2868 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 marca 2021, 16:57 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Eksplodujące gwiazdy w dyskach czarnych dziur

Wirujące dyski materii otaczające supermasywne czarne dziury są prawdopodobnie siedliskiem masywnych gwiazd, gwiazd neutronowych i czarnych dziur. Nowe odkrycie bada, czy możemy wykryć sygnatury ognistych eksplozji wytwarzanych przez te wyjątkowo usytuowane gwiazdy i pozostałości gwiazdowe.

Niezwykły dom
Niedawno naukowcy wykryli fale grawitacyjne pochodzące z połączenia nieoczekiwanie dużych czarnych dziur. Jedno z zaproponowanych wyjaśnień – że te potwory urosły do swoich dużych rozmiarów, gdy były osadzone w dysku akrecyjnym otaczającym jeszcze większą, supermasywną czarną dziurę – wzbudziło zainteresowanie badaniem ewolucji gwiazd znajdujących się w dyskach tych aktywnych jąder galaktyk (AGN).

Dyski akrecyjne AGN są gęstymi, burzliwymi środowiskami, które wytwarzają jasne, wysokoenergetyczne promieniowanie, gdy materia dysku opada po spirali do wewnątrz w kierunku czarnej dziury. Jednak te pozornie nieprzyjazne otoczenia mogą nadal posiadać gwiazdy, które powstają albo in situ – gaz w dyskach akrecyjnych może stać się niestabilny i rozpaść się na samograwitujące skupiska, które stają się gwiazdami – lub są przechwytywane z jądra gromady gwiazd otaczającej AGN.

Wybuchowe zakończenia
Gdy gwiazdy uformują się lub zostaną uwięzione w dysku AGN, gęste środowisko zwiększa prawdopodobieństwo, że gwiazdy połączą się w pary w układach podwójnych. W miarę ewolucji gwiazd osadzonych w dyskach, pewna ich część powinna zakończyć swoje życie w spektakularnych eksplozjach - albo jako długie rozbłyski promieniowania gamma (GRB) wywołane śmiercią masywnych gwiazd, albo krótkie GRB powstałe w wyniku zderzenia dwóch wyewoluowanych pozostałości gwiazdowych.

Możliwość tych relatywistycznych eksplozji występujących w dyskach AGN jest intrygująca. Czy unikalne środowisko dysku wpływa na eksplozję? Jeżeli tak, czy możemy spodziewać się konkretnych, możliwych do zidentyfikowania cech GRB wytwarzanych w dyskach wokół supermasywnych czarnych dziur?

Zespół naukowców pod kierownictwem Rosalby Perny (Stony Brook University i Flatiron Institute) zbadał te kwestie, modelując sposób, w jaki właściwości eksplozji GRB zmieniają się, gdy następują w dyskach.

Poszukiwanie sygnatur
Perna i jej współpracownicy badają standardowy model GRB, w którym szybka emisja jest wytwarzana jako pierwsza seria wewnętrznych fal uderzeniowych napędzanych przez zderzające się zbitki przyspieszonej materii. Po szybkiej emisji następuje długa, zanikająca poświata, ponieważ ten relatywistyczny odpływ jest spowolniony, gdy wdziera się do otaczającej materii.

Autorzy pokazują, że właściwości środowiska dysku AGN mogą zmieniać zachowanie obu tych składników emisji. Wysoka gęstość materii dysku może spowodować silną wsteczną falę uderzeniową, która zostanie cofnięta na początku eksplozji, zasilając szybką emisję zamiast wewnętrznych fal uderzeniowych. A późniejsza poświata GRB może się zakończyć jako jaśniejsza i osiągnąć maksimum wcześniej niż w przypadku typowych GRB obserwowanych w środowisku o małej gęstości, takim jak ośrodek międzygwiazdowy.

Te właściwości oraz inne sygnatury zidentyfikowane przez Pernę i jej współpracowników mogą nam pomóc określić, czy obserwowane w przyszłości GRB eksplodowały w typowych środowiskach, czy też w ekstremalnym otoczeniu dysku AGN. Pomoże nam to lepiej zrozumieć, w jaki sposób niektóre gwiazdy mogą ewoluować w swoich niezwykłych domach wokół supermasywnych czarnych dziur.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
accretiondisk.jpg
accretiondisk.jpg [ 129.18 KiB | Przeglądany 2825 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 marca 2021, 21:06 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto Superziemię, dzięki której będzie można charakteryzować modele atmosfer planet

W ciągu ostatnich 25 lat astronomowie odkryli szeroką gamę egzoplanet, zbudowanych ze skał, lodu i gazu, dzięki instrumentom astronomicznym zaprojektowanym specjalnie do poszukiwania planet pozasłonecznych. Ponadto, używając kombinacji różnych technik obserwacyjnych, byli w stanie określić w dużej mierze masy, rozmiary, a tym samym gęstości planet, co pomaga oszacować ich wewnętrzny skład i zwiększyć liczbę planet odkrytych poza granicami Układu Słonecznego.

Jednak badanie atmosfer planet skalistych, które umożliwiłoby pełne scharakteryzowanie egzoplanet podobnych do Ziemi, jest niezwykle trudne przy użyciu dostępnych instrumentów. Z tego względu modele atmosferyczne planet skalistych nie są nadal testowane.

Interesujące jest więc to, że astronomowie z zespołu CARMENES (Calar Alto high- Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical échelle Spectrographs) w Cambridge opublikowali ostatnio badanie dotyczące odkrycia gorącej Superziemi na orbicie wokół pobliskiego czerwonego karła Gliese 486, oddalonego od Słońca o zaledwie 26 lat świetlnych.

W tym celu naukowcy wykorzystali połączone techniki metody tranzytu i pomiaru prędkości radialnej, a także wykorzystali obserwacje wykonane między innymi instrumentem MuSCAT2 (Multicolour Simultaneous Camera for studying Atmospheres of Transiting exoplanets) zainstalowanym na 1,52-metrowym teleskopie Carlosa Sancheza w Obserwatorium Teide. Wyniki tego badania zostały opublikowane w czasopiśmie Science.

Odkryta przez nich planeta, nazwana Gliese 486b, ma masę 2,8 razy większą od Ziemi i jest od niej tylko 30% większa. „Obliczając średnią gęstość na podstawie pomiarów jej masy i promienia, wnioskujemy, że skład chemiczny planety jest podobny do składu Wenus lub Ziemi, które mają w swoich wnętrzach metalowe jądra” – wyjaśnia Enric Pallé, badacz IAC i współautor artykuł.

Gliese 486b okrąża swoją macierzystą gwiazdę po kołowej orbicie co 1,5 dnia w odległości 2,5 mln km. Mimo tego, że planeta krąży tak blisko gwiazdy, prawdopodobnie zachowała część swojej pierwotnej atmosfery (gwiazda jest znacznie chłodniejsza niż nasze Słońce), więc jest dobrym kandydatem do bardziej szczegółowych obserwacji z wykorzystaniem naziemnych i kosmicznych teleskopów nowej generacji.

Planeta potrzebuje tyle samo czasu, aby obrócić się wokół własnej osi (doba), ile na okrążenie swojej gwiazdy (rok), w związku z czym zawsze jest zwrócona do niej tą samą stroną. Chociaż Gliese 486 jest znacznie słabsza i chłodniejsza niż Słońce, jej promieniowanie jest tak intensywne, że powierzchnia planety nagrzewa się do co najmniej 700 K (ok. 430 stopni C). Z tego powodu powierzchnia Gliese 486b jest prawdopodobnie bardziej zbliżona do Wenus niż ziemskiej, z gorącym, suchym krajobrazem i rzekami płonącej lawy. Jednak w przeciwieństwie do Wenus, Gliese 486b może mieć rzadką atmosferę.

Jak zauważają naukowcy, którzy obserwowali planetę przez ostatnie cztery lata, temperatura atmosfery jest wręcz idealna, bo gdyby była wyższa o 100 stopni, cała jej powierzchnia byłaby lawą, a w atmosferze znajdowałyby się odparowane skały, co niewiele by nam powiedziało o ewolucji atmosfer planetarnych. Z drugiej strony, jeżeli temperatura jej powierzchni byłaby niższa, nie nadawałaby się do szczegółowych badań atmosfery.

Zespół CARMENES będzie wykonywać pomiary spektroskopowe za pomocą „spektroskopii emisyjnej”, kiedy obszary półkuli oświetlonej przez gwiazdę są widoczne jako fazy planety (analogicznie do faz naszego Księżyca), zanim schowa się ona za gwiazdą. Obserwowane widmo będzie zawierało informacje o warunkach panujących na oświetlonej gorącej powierzchni planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega


Załączniki:
Gliese486.7 web_0.jpg
Gliese486.7 web_0.jpg [ 1.5 MiB | Przeglądany 2820 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 marca 2021, 17:47 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Rozszyfrowano strukturę dysku akrecyjnego w rentgenowskim układzie podwójnym

Układ podwójny gwiazd Her X-1 składa się z gwiazdy neutronowej o masie 1,5 masy Słońca, znajdującej się na orbicie wokół gwiazdy o masie 2,2 masy Słońca – HZ Herculis. Her X-1, znajdująca się około 22 000 lat świetlnych od nas, była pierwszą znaną gwiazdą podwójną emitującą promieniowanie rentgenowskie, odkrytą przez satelitę Uhuru w 1971 roku i jest prototypowym obiektem swojej klasy rentgenowskich układów podwójnych.

Promienie rentgenowskie są wytwarzane, gdy materia z zewnętrznej atmosfery normalnej gwiazdy, przechwycona przez grawitację towarzysza, opada na gorący dysk akrecyjny wokół gwiazdy neutronowej. Her X-1 jest pulsarem z okresem rotacji 1,24 sekundy. Obie gwiazdy układu krążą wokół siebie co 1,7 dnia po mniej więcej kołowej orbicie, która jest bardzo nachylona w stosunku do naszej linii wzroku. Her X-1 wykazuje regularne zmiany strumienia w 35-dniowej skali czasu, znacznie dłuższej niż 1,7-dniowy okres orbitalny. Te tak zwane „okresy superorbitalne” są widoczne także w innych układach podwójnych świecących w promieniach X i uważa się, że są one wynikiem zakrzywienia dysku akrecyjnego. Astronomowie próbują przeanalizować zachowanie tej złożonej i zmiennej emisji promieniowania rentgenowskiego, aby modelować szczegółową strukturę dysku akrecyjnego wokół gwiazd neutronowych i lepiej zrozumieć mechanizmy fizyczne zachodzące w tych układach.

Astronom CfA, Saeqa Vrtilek, była członkiem zespołu, który zakończył nowe badania zmian impulsów promieniowania rentgenowskiego w Her X-1. Ich dane pochodzą z misji XMM-Newton i NuSTAR i obejmują pełny 35-dniowy cykl superorbitalny, a także uzupełniają obserwacje o archiwalne zbiory danych. Ich modelowanie wykazało, że dysk akrecyjny jest zakrzywiony i precesyjny, co zgadza się z wcześniejszymi ustaleniami. Chociaż nie są oni w stanie ograniczyć geometrii wyrzuconych wiązek pulsarów, dochodzą do wniosku, że najbardziej energetyczne promieniowanie rentgenowskie znajduje się w wiązce pulsara, podczas gdy mniej energetyczna emisja promieniowania X pochodzi z obszarów dysku, które są oświetlone przez wirującą wiązkę pulsara. Model zespołu z powodzeniem ogranicza geometrię układu dżet-dysk i dystrybucję energii w widmie rentgenowskim.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202110.jpg
su202110.jpg [ 43.24 KiB | Przeglądany 2800 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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 marca 2021, 21:28 
Online
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1422
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie struktury spiralnej Drogi Mlecznej

Chociaż astronomowie są przekonani, że nasza Droga Mleczna jest galaktyką spiralną, wciąż istnieje wiele aspektów jej budowy, których do końca nie rozumiemy. Galaktyki spiralne występują w różnych typach, a wszystkie one różnią się kształtem, liczbą, rozmiarem i rozmieszczeniem ramion spiralnych. Opierając się na dziesięcioleciach badań obserwacyjnych, wierzymy, że Droga Mleczna jest galaktyką spiralną z poprzeczką. Jednak uzyskanie pełnego obrazu jej morfologii (kształtu i właściwości) jest trudne, ponieważ wszystkie nasze obserwacje pochodzą jedynie z wnętrza Galaktyki (oglądamy ją od środka).

Większość poprzednich badań zgadza się co do liczby ramion spiralnych w naszej galaktyce, ale istnieje poważna debata dotycząca pozycji, kształtów i kątów nachylenia (miara tego, jak ciasno są one nawinięte) tych ramion.

W niedawnym badaniu naukowcy próbują wykorzystać niezwykle potężny zbiór danych obserwacyjnych, aby rzucić więcej światła na zagadkę tych ramion. Korzystając z danych astrometrycznych z sondy Gaia, autorzy zmapowali rozmieszczenie gwiazd w dużej części Drogi Mlecznej, starając się lepiej ograniczyć właściwości niektórych jej ramion spiralnych. Z ostatniego, trzeciego zbioru danych Gaia – Early Data Release 3 (EDR3) wybrali trzy różne próbki do wykorzystania w mapowaniu – około jednego miliona młodych gwiazd górnego ciągu głównego (typy widmowe O, B i A na diagramie HR), około 400 gromad otwartych i prawie 3000 klasycznych gwiazd zmiennych cefeid. Wszystkie one zostały wybrane, ponieważ są stosunkowo jasne, a zatem ich pozycje w Galaktyce są dobrze określone przez dane z Gai.

Co sprawia, że dane Gaia są tak potężne i przydatne do analizy tego rodzaju? Sonda została zaprojektowana w celu dostarczenia najdokładniejszego (jak dotąd) katalogu pozycji i prędkości ponad miliarda gwiazd w Drodze Mlecznej. Nawet po pierwszych trzech publikacjach danych Gaia zrewolucjonizowała badania naszej galaktyki, prowadząc do przełomowych odkryć związanych z hiperszybkimi gwiazdami, strumieniami gwiazd, dynamiką galaktyczną, gromadami gwiazd i wielu więcej.

Podstawowa analiza opisana we wspominanej pracy polegała na wykorzystaniu próbek z Gai do zmapowania rozmieszczenia gwiazd w dużej części Galaktyki, w której centrum znajduje się Słońce. Autorzy następnie byli w stanie zidentyfikować obszary o zbyt dużej i zbyt małej gęstości w rozkładach i skorelować je z obecnością określonych ramion spiralnych. Z danych wynika, że rozkład gwiazd wokół Słońca wcale nie jest symetryczny lub jednolity – w rzeczywistości zbyt gęste leżą wzdłuż określonych „łuków”, z których każdy odpowiada znanemu spiralnemu ramieniu Drogi Mlecznej.

Ogólnie rzecz biorąc, artykuł z powodzeniem wykorzystuje rozkład gwiazd ze zbioru danych EDR3 z Gai do badania liczby, pozycji i zasięgu ramion spiralnych naszej galaktyki, a także podaje ograniczenia dla czterech znanych ramion. Potwierdzają, że Ramię Perseusza dobrze zgadza się z poprzednimi modelami, że Ramię Tarczy (Krzyża) znajduje się bliżej Słońca, niż wcześniej sądzono, i że niektóre z ramion mogą rozciągać się dalej niż pokazują poprzednie badania. Co najważniejsze, zbliżające się nowe dane z Gai obiecują jeszcze lepszy obraz struktury spiralnej Drogi Mlecznej, ponieważ pozycje i prędkości nawet słabszych i bardziej oddalonych gwiazd są mierzone dokładniej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
eso9845d.jpg
eso9845d.jpg [ 319.05 KiB | Przeglądany 2770 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
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: 896 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 39, 40, 41, 42, 43, 44, 45  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Agnieszka Nowak i 7 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