Dzisiaj jest 25 czerwca 2022, 00:30

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1122 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 51, 52, 53, 54, 55, 56, 57  Następna
Autor Wiadomość
Post: 08 marca 2022, 17:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Magnetyczne połączenie w zderzeniach podwójnych gwiazd neutronowych

Połączenie się dwóch gwiazd neutronowych wyzwala ogromną ilość energii i rekonfiguruje pole magnetyczne całego układu podwójnego. Jak dobrze musimy znać warunki początkowe, aby przewidzieć wynik fuzji?

Gdy światy się zderzają
W 2017 roku Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) dokonało pierwszej obserwacji połączenia się gwiazdy neutronowej z gwiazdą neutronową, wykrywając fale grawitacyjne, które powstały w wyniku zderzenia dwóch masywnych obiektów i wysłały sygnał rozbrzmiewający w kosmosie. Detekcja ta pokazała, że złączenia gwiazd neutronowych są wystarczająco silne, aby emitować fale grawitacyjne i pozwoliła nam zaobserwować właściwości tych gwiazd neutronowych, takie jak ich masa i promień.

Czy cel wskazuje na środki?
Chociaż dynamika zderzających się gwiazd neutronowych jest dość dobrze poznana, pozostaje kilka otwartych kwestii, takich jak sposób, w jaki pole magnetyczne wzmacnia się i reorganizuje podczas połączenia. Jest to ważne, ponieważ wzmocnienie i reorganizacja są niezbędne do produkcji strumieni związanych z krótkimi rozbłyskami gamma.

Badanie tego krytycznego procesu jest trudne, ponieważ wymaga uchwycenia fluktuacji i niestabilności w bardzo małej skali oraz dokładnej znajomości początkowych parametrów układu. Zespół naukowców przeprowadził złożone symulacje, aby odpowiedzieć na pytanie, w jakim stopniu początkowa konfiguracja pola magnetycznego układu wpływa na końcowy produkt połączenia.

Magnetyczne łączenie
Używając superkomputerów, zespół badał wpływ różnych początkowych konfiguracji magnetycznych na końcowe natężenia pól magnetycznych symulowanych zderzeń podwójnych gwiazd neutronowych. Przesuwając czas do przodu, do 30 milisekund po zderzeniu, odkryli, że początkowa topologia układu nie ma wpływu na produkt końcowy, ponieważ małoskalowe zaburzenia wymazują pamięć o polach magnetycznych większych niż 10^12 G w ciągu kilku milisekund od zderzenia. Stwarza to nową zagadkę, ponieważ pokazuje, że nie możemy wnioskować o początkowym polu magnetycznym układu, obserwując je po połączeniu.

Symulacje te pokazują, że stosowanie uproszczonego modelu pola magnetycznego jest dopuszczalne w przypadku połączenia podwójnych gwiazd neutronowych, o ile pole magnetyczne nie jest zbyt duże, ponieważ nie ma ono wpływu na ostateczną konfigurację. Dalsze obserwacje złączeń dwóch gwiazd neutronowych pozwolą na sprawdzenie tej teorii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna łączących się dwóch gwiazd neutronowych wraz z powstającymi falami grawitacyjnymi. Źródło: Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda NASA.


Załączniki:
NeutronStarMerger.jpg
NeutronStarMerger.jpg [ 138.93 KiB | Przeglądany 1774 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 marca 2022, 19:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie badają „bicie serca” czarnej dziury

Nowe badania wykazały, że potężne strumienie wiatru wydobywające się z czarnej dziury powstają dopiero po wytworzeniu przez nią gorącej zewnętrznej warstwy plazmy, zwanej koroną. Naukowcy obserwowali zachowanie czarnej dziury w naszej Galaktyce i opracowali wykres kosmicznego echokardiogramu pokazujący jej „bicie serca”.

Zespół astronomów opublikował swoje wyniki w czasopiśmie Nature Astronomy.

Tak jak krew w ludzkim sercu nie może być jednocześnie w przedsionku i komorze, tak samo czarna dziura wydaje się najpierw zbierać materię i podgrzewać ją w tzw. koronie, a dopiero potem wyrzucać ją w strumieniach.

Brzmi to logicznie, ale przez dwadzieścia lat toczyła się dyskusja, czy korona i strumień to po prostu to samo. Teraz widzimy, że powstają one jeden po drugim i że strumień jest następstwem korony – mówi główny badacz Mariano Méndez z Uniwersytetu w Groningen.

Wykazanie tej sekwencji było nie lada wyzwaniem. Musieliśmy porównać dane dotyczące lat z danymi dotyczącymi sekund, a dane dotyczące wysokich energii z danymi dotyczącymi bardzo niskich energii – dodaje Méndez.

15 lat danych
Naukowcy zebrali dane z 15 lat pochodzące z kilku teleskopów. Między innymi co około trzy dni kierowali na czarną dziurę GRS 1915+105 kosmiczny teleskop Rossi X-ray Timing Explorer, który zbierał wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie z korony. Astronomowie połączyli dane rentgenowskie z danymi z radioteleskopu Ryle'a. Jest to zespół anten radiowych znajdujących się około dziewięćdziesiąt kilometrów na północ od Londynu, które niemal codziennie zbierają niskoenergetyczne promieniowanie radiowe ze strumieni czarnych dziur.

Czasem potrzebujemy wielu lat regularnych obserwacji, aby nauczyć się fundamentalnej fizyki. To jeden z tych przypadków, kiedy musieliśmy połączyć dane z 15 lat z teleskopów naziemnych i kosmicznych, aby zrozumieć, w jaki sposób czarna dziura oddziałuje ze swoim otoczeniem – powiedział współautor pracy dr Diego Altamirano z Uniwersytetu w Southampton.

Czarna dziura GRS 1915+105 nie jest samotną czarną dziurą, lecz układem podwójnym składającym się z czarnej dziury i normalnej gwiazdy, które wzajemnie się okrążają. Ten układ podwójny znajduje się w naszej Drodze Mlecznej, w odległości około 36 000 lat świetlnych od Ziemi. Czarna dziura ma masę około 12 mas Słońca, co czyni ją jedną z najcięższych znanych gwiazdowych czarnych dziur.

To samo może dziać się w centrum Drogi Mlecznej
Teraz, gdy naukowcy udowodnili istnienie tej sekwencji, nadal pozostaje kilka pytań bez odpowiedzi. Na przykład promieniowanie rentgenowskie, które teleskopy zbierają z korony, zawiera więcej energii, niż można wyjaśnić samą temperaturą korony. Naukowcy podejrzewają, że dodatkowej energii dostarcza pole magnetyczne pochodzące z dysku akrecyjnego. To pole magnetyczne i towarzysząca mu energia mogłyby również wyjaśnić, dlaczego powstają strumienie. Jeżeli pole magnetyczne działa w sposób chaotyczny, korona nagrzewa się. Jeżeli pole magnetyczne stanie się bardziej uporządkowane, materia może uciec przez linie pola do strumienia.

Naukowcy sugerują, że zademonstrowana przez nich zasada może mieć zastosowanie także do cięższych czarnych dziur w centrum naszej Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Southampton University

Vega

Na ilustracji: (Po lewej) Duża korona wokół czarnej dziury. (Po prawej) Mniejsza korona, gdy strumienie wydostają się na zewnątrz. Źródło: Mendez i inni.


Załączniki:
Blackhole-Heartbeat-image-WEB----Credit-Mendez-et-al.jpg
Blackhole-Heartbeat-image-WEB----Credit-Mendez-et-al.jpg [ 28.11 KiB | Przeglądany 1761 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 marca 2022, 21:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Masywne bąble w centrum Drogi Mlecznej wywołane przez supermasywną czarną dziurę

W 2020 roku teleskop rentgenowski eROSITA wykonał zdjęcia dwóch olbrzymich bąbli rozciągających się daleko nad i pod centrum naszej Galaktyki, wywołane przez supermasywną czarną dziurę w jej sercu.

Od tego czasu astronomowie dyskutowali nad ich pochodzeniem. Obecnie, badania przeprowadzone przez zespół naukowców sugerują, że bąble są wynikiem potężnego strumienia aktywności pochodzącego z supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. Badanie, opublikowane w Nature Astronomy, pokazuje również, że strumień zaczął wyrzucać materię około 2,6 miliona lat temu i trwał przez około 100 000 lat.

Wyniki badań zespołu sugerują, że bąble Fermiego, odkryte w 2010 roku, oraz mgła mikrofalowa – mgła naładowanych cząstek mniej więcej w centrum Galaktyki – zostały utworzone przez ten sam strumień energii z supermasywnej czarnej dziury.

Nasze odkrycia są ważne w tym sensie, że musimy zrozumieć, w jaki sposób czarne dziury oddziałują z galaktykami, w których się znajdują, ponieważ to oddziaływanie pozwala tym czarnym dziurom rosnąć w sposób kontrolowany, a nie niekontrolowany – powiedział astronom z U-M Mateusz Ruszkowski, współautor badania. Jeżeli uwierzy się w model tych bąbli Fermiego i bąbli eROSITA jako napędzanych przez supermasywne czarne dziury, można zacząć odpowiadać na te głębokie pytania.

Istnieją dwa konkurujące ze sobą modele wyjaśniające powstawanie tych bąbli, nazywanych bąblami Fermiego i eROSITA od nazwy teleskopów, które je obserwowały – mówi Ruszkowski. Pierwszy z nich sugeruje, że wypływ jest napędzany przez wybuch gwiazdy w supernową, który wyrzuca materię. Drugi model, który potwierdzają wyniki badań zespołu, sugeruje, że wypływy te są zasilane przez energię wyrzucaną z supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej Galaktyki.

Te wypływy z czarnych dziur powstają, gdy materia zmierza w kierunku czarnej dziury, ale nigdy nie przekracza jej horyzontu zdarzeń. Ponieważ część tej materii jest wyrzucana z powrotem w przestrzeń kosmiczną, czarne dziury nie rosną w sposób niekontrolowany. Jednak energia wyrzucana z czarnej dziury powoduje przemieszczanie się materii w jej pobliże, tworząc duże bąble.

Same struktury mają wysokość 11 kiloparseków. Jeden parsek to 3,26 roku świetlnego, czyli mniej więcej trzykrotnej odległości, jaką światło pokonuje w ciągu roku. Struktury te mają więc wysokość prawie 36 000 lat świetlnych.

Dla porównania, galaktyka Drogi Mlecznej ma średnicę 30 kiloparseków, a nasz Układ Słoneczny znajduje się około 8 kiloparseków od centrum Galaktyki. Bąble eROSITA są około dwa razy większe od bąbli Fermiego i według badaczy rozszerzają się pod wpływem fali uderzeniowej wypychanej przez bąble Fermiego.

Astronomowie są zainteresowani obserwacjami bąbli eROSITA przede wszystkim dlatego, że występują one na naszym własnym galaktycznym podwórku, w przeciwieństwie do obiektów znajdujących się w innej galaktyce lub w bardzo dużej odległości kosmologicznej. Nasza bliskość od tych wypływów oznacza, że astronomowie mogą zebrać olbrzymią ilość danych, mówi Ruszkowski. Dane te mogą dostarczyć informacji na temat ilości energii w strumieniu pochodzącym z czarnej dziury, czasu, przez jaki energia ta była wstrzykiwana oraz materii, z której zbudowane są bąble.

Możemy nie tylko wykluczyć model gwiezdnego wybuchu, ale także dostroić parametry potrzebne do uzyskania takich samych obrazów, lub czegoś bardzo podobnego do tego, co widzimy na niebie, w ramach modelu supermasywnej czarnej dziury – powiedział Ruszkowski. Możemy lepiej określić pewne rzeczy, np. ile energii zostało wpompowane, co znajduje się wewnątrz bąbli i jak długo energia była wstrzykiwana w celu wytworzenia tych bąbli.

Co się w nich znajduje? Promieniowanie kosmiczne – forma wysokoenergetycznego promieniowania. Bąble eROSITA otaczają bąble Fermiego, których zawartość nie jest znana. Modele opracowane przez naukowców mogą jednak przewidzieć ilość promieniowania kosmicznego wewnątrz każdej z tych struktur. Zastrzyk energii z czarnej dziury spowodował napełnienie bąbli, a sama energia miała postać energii kinetycznej, termicznej i promieniowania kosmicznego. Spośród tych form energii misja Fermiego mogła wykryć jedynie sygnał promieniowania gamma promieniowania kosmicznego.

Karen Yang, główna autorka pracy i adiunkt na National Tsing Hua University na Tajwanie, rozpoczęła pracę nad wczesną wersją kodu wykorzystanego w tej pracy w modelowaniu jako badaczka na U-M wraz z Roszkowskim. Aby dojść do swoich wniosków, badacze przeprowadzili symulacje numeryczne uwalniania energii, które uwzględniają hydrodynamikę, grawitację i promieniowanie kosmiczne.

Nasza symulacja jest wyjątkowa, ponieważ uwzględnia interakcję pomiędzy promieniowaniem kosmicznym a gazem w Drodze Mlecznej. Promieniowanie kosmiczne, wstrzykiwane przez strumienie czarnej dziury, rozszerzają się i tworzą bąble Fermiego, które świecą w promieniach gamma – powiedziała Yang.

Ta sama eksplozja odpycha gaz od centrum Galaktyki i tworzy falę uderzeniową, która jest obserwowana jako bąble eROSITA. Nowa obserwacja bąbli eROSITA pozwoliła nam dokładniej określić czas trwania aktywności czarnej dziury i lepiej zrozumieć przyszłą historię naszej własnej Galaktyki.

Według współautorki badania, Ellen Zweibel, profesor astronomii i fizyki na Uniwersytecie Wisconsin, model naukowców wyklucza teorię jądrowego wybuchu gwiazdy, ponieważ typowy czas trwania takiego wybuchu, a więc okres, w którym wybuch gwiazdy mógłby dostarczyć energii tworzącej bąble, wynosi około 10 milionów lat.

Z drugiej strony, nasz model aktywnej czarnej dziury dokładnie przewiduje względne rozmiary bąbli promieniowania rentgenowskiego eROSITA i bąbli promieniowania gamma Fermiego, pod warunkiem, że czas wstrzykiwania energii wynosi około 1% tego czasu – powiedziała Zweibel.

Wstrzykiwanie energii przez 10 milionów lat spowodowałoby powstanie bąbli o zupełnie innym wyglądzie. To właśnie możliwość porównania bąbli promieniowania rentgenowskiego i gamma dostarcza kluczowego, wcześniej brakującego elementu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UMich

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna Drogi Mlecznej oraz bąbli eROSITA i Fermiego. Źródło: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO.


Załączniki:
massive-bubbles-at-center-of-milky-way-caused-by-supermassive-black-hole.jpg
massive-bubbles-at-center-of-milky-way-caused-by-supermassive-black-hole.jpg [ 140.03 KiB | Przeglądany 1754 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 marca 2022, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsze spojrzenie na niezwykłą atmosferę egzoplanety

Astronomowie odkryli ciekawą egzoplanetę o niezwykle niskiej gęstości nasypowej – prawie 15 razy mniejszej niż Jowisza i 60 razy mniejszej niż ziemska. Pierwsze widmo atmosfery tej planety dostarcza wskazówek na temat przyczyny tej niezwykłej właściwości.

HIP 41378 f jest jedną z najmniej gęstych znanych egzoplanet – jej gęstość wynosi zaledwie 0,09 g/cm^3, ale nie jest jeszcze jasne, dlaczego ta planeta jest tak luźno upakowana. HIP 41378 f może być przykładem rzadkiej klasy egzoplanet o bardzo niskiej gęstości, które zawierają znacznie więcej gazu niż można by się spodziewać po ich masie. Z drugiej strony, niska gęstość nasypowa planety może być tylko sztuczką krzywej blasku – jeżeli planeta ma pierścienie, jej promień może wydawać się sztucznie powiększony, co obniża obliczoną gęstość nasypową.

Obie możliwości są ekscytujące, ponieważ naukowcy odkryli zaledwie kilka tego typu planet i nie udało im się jeszcze ostatecznie wykryć pierścieni wokół egzoplanety. Teraz, zespół kierowany przez Munazza Alam (Carnegie Earth & Planets Laboratory and Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) zebrał pierwsze widmo transmisji atmosfery HIP 41378 f w bliskiej podczerwieni, aby lepiej zrozumieć tę niezwykłą planetę. Praca na ten temat została opublikowana w The Astrophysical Journal Letters.

Alam i jej współpracownicy użyli Kosmicznego Teleskopu Hubble’a do zmierzenia światła, które przenika przez atmosferę HIP 41378 f podczas 19-godzinnego tranzytu planety przed tarczą jej gwiazdy macierzystej. Zespół odkrył, że widmo HIP 41378 f jest prawie pozbawione cech charakterystycznych, brak im charakterystycznych spadków, które sygnalizują absorpcję światła przez cząsteczki w atmosferze.

Używając jednowymiarowych modeli atmosfery, autorzy byli w stanie wykluczyć istnienie czystej atmosfery bogatej w wodór i hel. Stwierdzili jednak, że prawie płaskie widmo planety jest zgodne z wieloma scenariuszami: HIP 41378 f może mieć atmosferę wyjątkowo bogatą w pierwiastki cięższe od helu, warstwę zamglenia lub pierścienie. W przypadku planety z pierścieniami autorzy obliczyli, że rzeczywisty promień HIP 41378 f byłby o około 60% mniejszy niż obecnie szacowany, co prowadzi do gęstości nasypowej wynoszącej 1,2 g/cm^3, czyli mniej więcej takiej, jaką mają Jowisz i Uran.

Brak cech spektralnych HIP 41378 f nie oznacza, że nie możemy dowiedzieć się więcej o atmosferze planety. Pomiar widma transmisji planety przy dłuższych falach może pomóc w rozróżnieniu możliwości, ponieważ zamglona atmosfera wywołałaby tranzyty na różnych głębokościach przy różnych długościach fal, podczas gdy obecność pierścieni powodowałaby mniejsze zmiany.

Autorzy zbadali możliwość zaobserwowania HIP 41378 f przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) i stwierdzili, że instrumenty na podczerwień teleskopu są wystarczająco czułe, aby rozróżnić konkurujące ze sobą scenariusze. Przy okresie orbitalnym wynoszącym około 1,5 roku ziemskiego, podczas planowanej pięcioletniej misji JWST będzie mieć tylko kilka okazji do zaobserwowania tranzytu HIP 41378 f przed jej gwiazdą macierzystą. Alam i jej współpracownicy wykorzystali czas zaobserwowanego tranzytu do zaktualizowania przewidywań dla przyszłych tranzytów HIP 41378 f; później w 2022 i połowa 2024 roku przyniosą nowe możliwości badania tego kuszącego odległego świata!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizualizacja HIP 41378 f, gazowej planety znajdującej się 347 lat świetlnych od Ziemi. Źródło: NASA Exoplanet Catalog.


Załączniki:
HIP41378f.png
HIP41378f.png [ 362.14 KiB | Przeglądany 1516 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 marca 2022, 18:26 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Początki obserwacji narodzin planet w układzie podwójnym gwiazd

Astronomowie zaobserwowali z niespotykaną dotąd szczegółowością materię pierwotną, która może dawać początek trzem układom planetarnym wokół gwiazdy podwójnej.

Łącząc trzy dekady badań, międzynarodowy zespół naukowców zaobserwował parę gwiazd krążących wokół siebie, aby ujawnić, że są one otoczone dyskami gazu i pyłu. Badania opublikowane 10 marca 2022 roku w The Astrophysical Journal pokazują, że materia znajdująca się w nowo odkrytych dyskach może być zaczątkiem nowych układów planetarnych, które w przyszłości będą krążyć wokół gwiazd podwójnych.

Korzystając z Very Large Array (VLA) oraz Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), zespół naukowców zbadał gwiazdę podwójną SVS 13, będącą wciąż w fazie embrionalnej. Praca ta dostarczyła najlepszego jak dotąd opisu formującego się układu podwójnego.

Modele formowania się planet sugerują, że planety powstają w wyniku powolnego skupiania cząsteczek lodu i pyłu w dyskach protoplanetarnych wokół formujących się gwiazd. Zazwyczaj modele te biorą pod uwagę tylko pojedyncze gwiazdy, takie jak Słońce. Jednak większość gwiazd tworzy układy podwójne, w których dwie gwiazdy krążą wokół wspólnego centrum. Bardzo niewiele wiadomo o tym, jak powstają planety wokół tych ważnych układów podwójnych, w których zasadniczą rolę odgrywa oddziaływanie grawitacyjne między dwiema gwiazdami.

Nasze wyniki ujawniły, że każda gwiazda ma wokół siebie dysk gazu i pyłu, a ponadto wokół obu gwiazd tworzy się większy dysk – mówi Ana Karla Díaz-Rodríguez, badaczka z IAA-CSIC i UK ALMA Regional Centre (UK-ARC) na Uniwersytecie w Manchesterze, która kieruje pracami.

Ten zewnętrzny dysk wykazuje spiralną strukturę, która zasila materią poszczególne dyski, a we wszystkich z nich mogą w przyszłości powstać układy planetarne. Jest to wyraźny dowód na obecność dysków wokół obu gwiazd oraz na istnienie wspólnego dysku w układzie podwójnym.

Układ podwójny SVS 14, składający się z dwóch protogwiazd o łącznej masie podobnej do masy Słońca, znajduje się stosunkowo blisko nas, w odległości 980 lat świetlnych, w obłoku molekularnym Perseusza, co pozwala na jego szczegółowe badanie. Obie gwiazdy w tym układzie znajdują się bardzo blisko siebie, a odległość między nimi jest tylko około 90 razy większa niż między Ziemią a Słońcem.

Prace te umożliwiły zbadanie składu gazu, pyłu i materii zjonizowanej w układzie. Ponadto, wokół obu protogwiazd zidentyfikowano prawie trzydzieści różnych cząsteczek, w tym trzynaście złożonych cząstek organicznych będących prekursorami życia (siedem z nich wykryto po raz pierwszy w tym układzie). Oznacza to, że gdy wokół tych dwóch słońc zaczną formować się planety, będą tam również elementy składowe życia – mówi Ana Karla Díaz-Rodríguez.

Zespół naukowców wykorzystał obserwacje SVS 13 uzyskane przez VLA w ciągu 30 lat, wraz z nowymi danymi z ALMA, i śledził ruch obu gwiazd w tym okresie, co pozwoliło na prześledzenie ich orbit, geometrii i orientacji układu, a także wielu fundamentalnych parametrów, takich jak masa protogwiazd, masa dysków i ich temperatura. Gary Fuller z Uniwersytetu w Manchesterze, współpracownik projektu, mówi: Ta praca pokazuje, że staranne, systematyczne badania młodych gwiazd mogą dostarczyć niezwykle szczegółowego obrazu ich struktury i własności.

W IAA zaczęliśmy badać ten układ dwadzieścia pięć lat temu. Byliśmy zaskoczeni, gdy odkryliśmy, że SVS 13 jest radiowym układem podwójnym, ponieważ w świetle optycznym widoczna jest tylko jedna gwiazd. Zwykle gwiezdne embriony są wykrywane drogą radiową, ale stają się widoczne dopiero pod koniec procesu protogwiazdowego. Bardzo dziwne było odkrycie pary bliźniaczych gwiazd, w której jedna z nich ewoluowała znacznie szybciej niż druga. Przeprowadziliśmy kilka eksperymentów, aby uzyskać więcej szczegółów i dowiedzieć się, czy w takim przypadku któraś z gwiazd może tworzyć planety. Teraz przekonaliśmy się, że obie gwiazdy są bardzo młode i mogą tworzyć planety – mówi Guillem Anglada, badacz z Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), który koordynuje badania SVS 13.

Układ SVS 13 wywołał wiele dyskusji w literaturze naukowej, ponieważ według niektórych badań jest on niezwykle młody, a według innych znajduje się w późniejszym stadium. To nowe badanie, prawdopodobnie najbardziej kompletne studium formującego się układu podwójnego gwiazd, nie tylko rzuca światło na naturę dwóch protogwiazd i ich otoczenia, ale także dostarcza parametrów niezbędnych do testowania symulacji numerycznych wczesnych układów podwójnych i wielokrotnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Manchester

Vega

Na ilustracji: Rysowany model układu. Kolory czerwono-niebieskie wskazują ruch gazu. Źródło: University of Manchester.


Załączniki:
1920_cartoonmodelofthesystem.thered-bluecoloursindicatethemotionofthegas.redndashawayfromusbluendashtowardsus.thepeculiaryin-yangshaperesultsfrom.png
1920_cartoonmodelofthesystem.thered-bluecoloursindicatethemotionofthegas.redndashawayfromusbluendashtowardsus.thepeculiaryin-yangshaperesultsfrom.png [ 228.78 KiB | Przeglądany 1432 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 marca 2022, 20:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na impulsy magnetara

Nowe obserwacje pozwoliły uchwycić impulsy promieniowania z magnetycznej pozostałości po gwieździe zwanej magnetarem. Co te obserwacje mówią nam o tym, jak magnetary i inne gwiazdy neutronowe generują swoje wiązki promieniowania?

Rzadkie pozostałości gwiazdowe
Gwiazdy neutronowe – bardzo gęste, wielkości miasta pozostałości po gwiazdach, które eksplodowały jako supernowe – występują w wielu odmianach. Te, które emitują wąskie wiązki fal radiowych omiatających Ziemię niczym światło latarni morskiej, nazywane są pulsarami. Te, które mają niezwykle silne pola magnetyczne - 100 milionów razy silniejsze niż najsilniejszy magnes, jaki kiedykolwiek powstał – nazywane są magnetarami. W rzadkich przypadkach gwiazda neutronowa może być zarówno pulsarem, jak i magnetarem!

Nie jest jeszcze jasne, w jaki sposób pulsary generują wiązki emisji radiowej. Jednym ze sposobów na zbadanie mechanizmu generowania jest badanie emisji w szerokim zakresie długości fal, ponieważ niektóre modele przewidują, że emisja powinna wzrastać w punkcie gdzieś pomiędzy falami radiowymi a podczerwonymi. Wcześniejsze obserwacje wskazały na tę właściwość, ale nigdy nie została ona ostatecznie wykryta. Czy nowe poszukiwania fal submilimetrowych mogą znaleźć nieuchwytny punkt zwrotny?

Sygnał submilimetrowy
Zespół astronomów pod kierownictwem Pablo Torne (Institute of Millimeter Radio Astronomy, Hiszpania; East Asian Observatory; oraz Max Planck Institute for Radio Astronomy, Niemcy) poszukiwał tego punktu w obserwacjach XTE J1810-197, jednej z zaledwie sześciu gwiazd neutronowych sklasyfikowanych zarówno jako pulsar, jak i magnetar. Ich praca na ten tematukazała się w The Astrophysical Journal Letters.

Torne i jego współpracownicy wykorzystali teleskopy na całym świecie do obserwacji XTE J1810-197 w ciągu 15 miesięcy. Wykryli oni wiązkę emisji, która oscylowała przez kilka milisekund raz na okres obrotu (5,54 sekundy) w zakresie długości fali 0,85 milimetra do 5,0 centymetrów, co oznacza, że po raz pierwszy wykryto impulsy z gwiazdy neutronowej na falach submilimetrowych. Nie udało się jednak wykryć impulsów przy 0,45 mm – najkrótszej długości fali poszukiwania w tym badaniu. Co te obserwacje oznaczają dla lokalizacji poszukiwanego punktu?

Gdzie pojawia się poszukiwany punkt?
Torne i współpracownicy odkryli, że emisja XTE J1810-197 jest w większości płaska w całym badanym zakresie długości fal, z potencjalnym spadkiem przy dłuższych falach – i bez oznak poszukiwanego punktu. Jeżeli ten punkt istnieje, może on znajdować się w podczerwieni lub w niezbadanym zakresie 0,37–3.00 cm (10-80 GHz).

Magnetary są skomplikowanymi, ciągle zmieniającymi się obiektami, które wykazują niezwykle energetyczne wybuchy na krótkich długościach fal oraz codzienną zmienność na wszystkich długościach fal. Ta duża zmienność może sprawić, że określenie prawdziwego kształtu widma gwiazdy neutronowej może stanowić wyzwanie, ponieważ porównanie pomiarów wykonanych w różnym czasie może okazać się niemożliwe. (Na przykład, astronomowie już raz zaobserwowali XTE J1810-197 w podczerwieni, ale obserwacje te były wykonane, gdy magnetar przechodził wybuch). Jednak, przy odrobinie planowania, jednoczesne obserwacje od radia do podczerwieni mogłyby pomóc nam w znalezieniu poszukiwanego punktu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna magnetara. Źródło: NASA/Penn State University/Casey Reed.


Załączniki:
neutronstar.jpg
neutronstar.jpg [ 668.52 KiB | Przeglądany 1407 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 marca 2022, 17:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie opracowują nową metodę mierzenia temperatur czarnych dziur

Międzynarodowy zespół astronomów znalazł nową metodę pomiaru masy czarnych dziur na podstawie pomiaru temperatury gazu, który je otacza, gdy są aktywne. Wyniki zostały opublikowane niedawno w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Potwierdzenie istnienia czarnych dziur jest jednym z najbardziej podstawowych wyników w astrofizyce. Istnieje szeroki zakres mas czarnych dziur, od tych o masie gwiazdowej, które powstają w wyniku katastrofalnej fazy końcowej bardzo masywnych gwiazd i mają masy porównywalne z masami gwiazd, do supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach większości galaktyk.

Masa czarnej dziury jest na razie jedynym parametrem, który naukowcy są w stanie zmierzyć. Najnowszy artykuł Almudeny Prieto, badaczki z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), przedstawia oryginalną metodę pomiaru mas czarnych dziur, od tych o masie gwiazdowej do supermasywnych, opartą na prostym pomiarze widma emisyjnego zjonizowanego gazu, który powstaje w otoczeniu czarnej dziury, gdy jest ona aktywna, tzn. gdy „wysysa” materię, która wpada w jej pole grawitacyjne.

Nowa metoda opiera się na teorii zaproponowanej po raz pierwszy w 1973 roku, zastosowanej do gwiazd podwójnych emitujących promieniowanie rentgenowskie, z których każda zawiera zwarty obiekt, zwykle czarną dziurę, oraz gwiazdę towarzyszącą. Metoda ta otwiera nową możliwość pomiaru masy czarnych dziur, zarówno tych o masie gwiazdowej, jak i o masie pośredniej oraz supermasywnych czarnych dziur – wyjaśnia badaczka. Jednocześnie, dzięki swoim teoretycznym podstawom, nowa metoda oferuje możliwość określenia spinu czarnej dziury, jak również jej masy.

Im mniejsza, tym gorętsza, im większa, tym chłodniejsza
Badania przyniosły również pewne wyniki, które zaskoczyły naukowców. Ciekawym wynikiem tej pracy, być może sprzecznym z intuicją, jest to, że im bardziej masywna czarna dziura, tym bardziej staje się nieaktywna i tym chłodniejszy jest ośrodek, który ją otacza – wyjaśnia Alberto Rodríguez Ardilla, badacz z Narodowego Laboratorium Astrofizycznego w Brazylii i współautor artykułu. Odwrotna sytuacja ma miejsce, gdy mają one mniejszą masę, wtedy są w stanie podgrzać otaczającą je materię do milionów stopni, ale tylko wtedy, gdy są aktywne – dodaje Rodríguez Ardilla.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zimnej, ciężkiej czarnej dziury w centrum galaktyki, o masie 100 milionów razy większej od masy naszego Słońca, ogrzewającej swoje otoczenie do temperatury tysięcy stopni, w porównaniu z mniejszą, przegrzaną czarną dziurą i masie 10 razy większej od masy Słońca, ale zdolną do ogrzewania swojego otoczenia do temperatury milionów stopni. Źródło: Gabriel Pérez Diaz, SMM-IAC.


Załączniki:
agujeros_negros_masas_temperaturas_4K_ENG.jpeg
agujeros_negros_masas_temperaturas_4K_ENG.jpeg [ 224.47 KiB | Przeglądany 1381 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 marca 2022, 19:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Spośród tysięcy znanych egzoplanet astronomowie wyróżnili trzy, które są gwiazdami

Pierwsze planety poza naszym Układem Słonecznym zostały odkryte trzy dekady temu. Od tego czasu w naszej Galaktyce potwierdzono istnienie blisko 5000 egzoplanet. Astronomowie wykryli kolejne 5000 kandydatów na planety – obiektów, które mogą być planetami, ale nie zostały jeszcze potwierdzone. Teraz lista planet skurczyła się o co najmniej trzy.

W pracy opublikowanej 15 marca 2022 roku w Astronomical Journal astronomowie z MIT donoszą, że trzy, a potencjalnie cztery egzoplanety, które zostały pierwotnie odkryte przez Kosmiczny Teleskop Keplera, są w rzeczywistości błędnie sklasyfikowane. Zamiast tego, te podejrzane planety prawdopodobnie są małymi gwiazdami.

Zespół wykorzystał zaktualizowane pomiary gwiazd goszczących planety, aby dwukrotnie sprawdzić rozmiary planet i zidentyfikował trzy, które są po prostu zbyt duże, aby być planetami. Dzięki nowym i lepszym oszacowaniom właściwości gwiazd, naukowcy odkryli, że rozmiary trzech obiektów, znanych jako Kepler-854b, Kepler-840b i Kepler-699b, są obecnie szacowane na 2-4 razy większe od Jowisza.

Większość egzoplanet jest wielkości Jowisza lub znacznie mniejsza. Dwukrotność [rozmiaru] Jowisza jest już podejrzana. Większe nie mogą być planetami, a to właśnie znaleźliśmy – mówi pierwszy autor pracy, Prajwal Niraula, student Wydziału Nauk o Ziemi, Atmosferze i Planetarnych MIT.

Czwarta planeta, Kepler-747b, ma rozmiar około 1,8 raza większy od Jowisza, czyli porównywalny z największymi potwierdzonymi planetami. Jednak Kepler-747b znajduje się stosunkowo daleko od swojej gwiazdy, a ilość światła, które otrzymuje, jest zbyt mała, aby utrzymać planetę tej wielkości. Zespół doszedł do wniosku, że status planety Kepler-747b jest podejrzany, ale nie całkowicie nieprawdopodobny.

Ogólnie rzecz biorąc, to badanie sprawia, że obecna lista planet jest bardziej kompletna – mówi autor badania Avi Shporer, naukowiec z Instytutu Astrofizyki i Badań Kosmicznych Kavli w MIT. Ludzie polegają na tej liście, badając populację planet jako całość. Jeżeli użyjesz próbki z kilkoma intruzami, twoje wyniki mogą być niedokładne. Dlatego ważne jest, aby lista planet nie była zanieczyszczona.

Gwiezdne aktualizacje
Wykrywanie planetarnych intruzów nie było początkowym celem zespołu. Niraula początkowo zamierzał szukać układów z oznakami zniekształceń pływowych.

Jeżeli masz dwa obiekty blisko siebie, przyciąganie grawitacyjne jednego z nich spowoduje, że drugi będzie miał kształt elipsy, co daje pojęcie o tym, jak masywny jest towarzysz – wyjaśnia Niraula. Na podstawie tego przyciągania można więc określić, czy jest to układ gwiazda-gwiazda, czy gwiazda-planeta.

Podczas przeglądania katalogu Keplera, natrafił on na sygnał z Kepler-854b, który wydawał się zbyt duży, by mógł być prawdziwy.

Nagle pojawił się układ, w którym widzieliśmy ten elipsoidalny sygnał, który był ogromny, i od razu wiedzieliśmy, że nie może on pochodzić od planety – mówi Shporer. Wtedy pomyśleliśmy, że coś tu nie pasuje.

Następnie zespół przyjrzał się ponownie zarówno gwieździe, jak i kandydatowi na planetę. Podobnie jak wszystkie planety wykryte przez Keplera, Kepler-854b został zauważony dzięki detekcji tranzytu – okresowego obniżenia światła gwiazdy, które sygnalizuje ewentualną planetę przechodzącą przed swoją gwiazdą. Głębokość tego spadku reprezentuje stosunek pomiędzy rozmiarem planety a rozmiarem jej gwiazdy. Astronomowie mogą obliczyć rozmiar planety na podstawie tego, co wiedzą o rozmiarze gwiazdy. Jednak kiedy Kepler-854b został odkryty w 2016 roku, jego rozmiar był oparty na szacunkach dotyczących wielkości gwiazd, które były mniej dokładniejsze niż obecnie.

Obecnie najdokładniejsze pomiary pochodzą z misji Gaia, kosmicznego obserwatorium, którego zadaniem jest precyzyjne mierzenie i mapowanie właściwości ścieżek gwiazd w Drodze Mlecznej. W 2016 roku pomiary Gaia dotyczące Kepler-854b nie były jeszcze dostępne. Biorąc pod uwagę informacje o gwiazdach, które były dostępne, obiekt wydawał się być planetą o prawdopodobnych rozmiarach. Jednak Niraula odkrył, że dzięki poprawionym szacunkom Gaia, Kepler-854b okazał się znacznie większy, trzykrotnie większy od Jowisza.

Drobne poprawki
Zespół potwierdził, że Kepler-854b był planetarnym „fałszywym pozytywem” – nie była to planeta, lecz mała gwiazda krążąca wokół większej. Następnie zastanawiano się: czy może być więcej gwiazd wśród egzoplanet?

Niraula przeszukał ponad 2000 planet z katalogu Keplera, tym razem w poszukiwaniu istotnych aktualizacji rozmiarów gwiazd dostarczonych przez Gaia. Ostatecznie odkrył trzy gwiazdy, których rozmiary znacznie się zmieniły dzięki poprawionym pomiarom Gaia. Na podstawie tych szacunków zespół przeliczył rozmiary planet krążących wokół każdej z tych gwiazd stwierdził, że są one od dwóch do czterech razy większe od Jowisza.

Zespół przewiduje, że w przyszłości nie będzie już wielu takich poprawek do istniejących katalogów egzoplanet.

Jest to niewielka poprawka – mówi Shporer. Wynika ona z lepszego zrozumienia gwiazd, które cały czas się poprawia. Tak więc szanse na to, że promień gwiazdy jest tak niepoprawny, są znacznie mniejsze. Takie błędne klasyfikacje nie będą się już zdarzać wiele razy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Artystyczna interpretacja gwiazd i planet. Źródło: NASA.


Załączniki:
MIT-KeplerCorrections-01press_0.jpg
MIT-KeplerCorrections-01press_0.jpg [ 449.12 KiB | Przeglądany 1373 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 marca 2022, 18:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Maleńka gwiazda uwalnia potężną wiązkę materii i antymaterii

Za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra astronomowie zobrazowali wiązkę materii i antymaterii o długości 40 bilionów kilometrów. Ta rekordowa wiązka jest zasilana przez pulsar, czyli szybko rotującą gwiazdę o silnym polu magnetycznym.

Dzięki swojej ogromnej skali wiązka ta może pomóc w wyjaśnieniu zaskakująco dużej liczby pozytonów, w całej galaktyce Drogi Mlecznej.

Astronomowie po raz pierwszy odkryli wiązkę, włókno, w 2020 roku, ale nie znali jego pełnej długości, ponieważ rozciągała się ona poza krawędź detektora Chandra. Nowe obserwacje Chandra wykonane przez tę samą parę badaczy w lutym i listopadzie 2021 roku pokazują, że włókno jest około trzy razy dłuższe niż pierwotnie widziano. Włókno rozciąga się na około połowę średnicy tarczy Księżyca w pełni, co czyni je najdłuższym włóknem pochodzącym od pulsara widzianego z Ziemi.

To niesamowite, że pulsar, który ma zaledwie 16 km średnicy, może stworzyć tak dużą strukturę, że możemy ją zobaczyć z odległości tysięcy lat świetlnych – powiedział Martijn de Vries z Uniwersytetu Stanforda w Palo Alto w Kalifornii, który kierował badaniami.

Pulsar nosi nazwę PSR J2030+4415 i znajduje się około 1600 lat świetlnych od Ziemi i obraca się około trzech razy na sekundę.

Wynik ten może przynieść nowe spojrzenie na źródło antymaterii w Drodze Mlecznej, która jest podobna do zwykłej materii, ale jej ładunki elektryczne są odwrócone. Na przykład pozyton jest dodatnio naładowanym odpowiednikiem elektronu.

Ogromna większość Wszechświata składa się ze zwykłej materii, a nie z antymaterii. Naukowcy wciąż jednak znajdują dowody na występowanie stosunkowo dużej liczby pozytonów w detektorach na Ziemi, co prowadzi do pytania: jakie są możliwe źródła tej antymaterii?

Naukowcy uważają, że pulsary takie jak PSR J2030+4415 mogą być jedną z odpowiedzi. Połączenie dwóch skrajnych zjawisk – szybkiej rotacji i wysokich pól magnetycznych pulsarów – prowadzi do przyspieszenia cząstek i wysokoenergetycznego promieniowania, które tworzy pary elektronów i pozytonów. (Zwykły proces zmiany masy w energię, znany z równania Einsteina E = mc^2, ulega odwróceniu i energia zmienia się w masę).

Pulsar może wypuszczać te pozytony do Galaktyki. Generuje wiatry naładowanych cząstek, które zazwyczaj są zamknięte w ich potężnych polach magnetycznych. Pulsar porusza się w przestrzeni międzygwiazdowej z prędkością około 1,5 miliona km/h, a wiatr ciągnie się za nim. Przed pulsarem przesuwa się łukowaty szok gazowy, podobny do spiętrzenia wody przed płynącą łodzią. Jednak wydaje się, że około 20-30 lat temu ruch uderzenia dziobowego zatrzymał się, a pulsar dogonił go, co spowodowało oddziaływanie z międzygwiezdnym polem magnetycznym biegnącym niemal w linii prostej od lewej do prawej.

To prawdopodobnie wywołało wyciek cząstek – powiedział współautor pracy Roger Romani, również ze Stanford. Pole magnetyczne wiatru pulsara połączyło się z międzygwiazdowym polem magnetycznym, a wysokoenergetyczne elektrony i pozytony wyleciały przez dyszę utworzoną przez połączenie.

Gdy cząstki poruszały się wzdłuż linii międzygwiezdnego pola magnetycznego z prędkością około ⅓ prędkości światła, oświetlały je promieniami rentgenowskimi. W ten sposób powstało drugie włókno widziane przez Chandra.

Wcześniej astronomowie zaobserwowali w promieniowaniu gamma duże halo wokół pobliskich pulsarów, co sugeruje, że energetyczne pozytony mają trudność z wydostaniem się na zewnątrz Galaktyki. To podważa tezę, że pulsary wyjaśniają nadmiar pozytonów wykrytych przez naukowców. Jednak niedawno odkryte włókna pulsarów, takich jak PSR J2030+4415, pokazują, że cząstki rzeczywiście mogą uciekać w przestrzeń międzygwiezdną i w końcu dotrzeć do Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie włókna materii i antymaterii rozciągającego się od stosunkowo niedużego pulsara. Olbrzymia skala tej wiązki może pomóc w wyjaśnieniu zaskakująco dużej liczby pozytonów wykrytych w całej Drodze Mlecznej. Źródło: Obraz rentgenowski: NASA/CXC/Stanford Univ./M. de Vries; obraz optyczny: NSF/AURA/Gemini Consortium.


Załączniki:
j2030.jpg
j2030.jpg [ 320.29 KiB | Przeglądany 1348 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 marca 2022, 17:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Jak zatłoczone są sąsiedztwa kwazarów we wczesnym Wszechświecie?

Jak możemy prześledzić tworzenie się struktur we wczesnym Wszechświecie? Nowa praca bada środowiska wokół masywnych galaktyk, które istniały mniej niż dwa miliardy po Wielkim Wybuchu, aby dowiedzieć się więcej na ten temat.

Poszukiwanie kwazarów
Jednym z najlepszych sposobów na zrozumienie warunków panujących we wczesnym Wszechświecie jest badanie kwazarów – niezwykle jasnych centrów młodych galaktyk, w których supermasywne czarne dziury akreują materię. Patrząc miliardy lat w przeszłość, kwazary wydają się nie być rozmieszczone losowo w przestrzeni kosmicznej, co sugeruje, że masywne galaktyki, które zamieszkują, mogą być śladami leżących u ich podstaw struktur ciemnej materii. Jeżeli tak jest, to galaktyki niebędące gospodarzami kwazarów we wczesnym Wszechświecie powinny również znajdować się preferencyjnie blisko kwazarów.

W przeszłości badano tę hipotezę, ale wyniki były sprzeczne. Niektóre badania wykazały, że kwazary mają w swoim sąsiedztwie mnóstwo galaktyk, podczas gdy inne stwierdzały, że nie ma ich więcej, niż można by się spodziewać, gdyby były losowo rozrzucone w przestrzeni kosmicznej. Istnieje wiele potencjalnych powodów tej różnicy zdań, w tym możliwość, że pył ukrywa te odległe galaktyki przed okiem teleskopów optycznych. W nowym artykule zespół kierowany przez Cristinę Garcíę-Vergarę (Obserwatorium w Lejdzie, Holandia) podszedł do tego zagadnienia w nowy sposób – wykorzystując potężny zestaw radioteleskopów do zajrzenia przez pył.

Duże długości fal i duże odległości
García-Vergara i jej współpracownicy obserwowali obszary otaczające 17 kwazarów o przesunięciu ku czerwieni z ~ 4 (około 1,6 miliarda lat po Wielkim Wybuchu) za pomocą Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) – zbioru 66 radioteleskopów pracujących razem jako jeden. Zespół poszukiwał emisji z określonej linii widmowej tlenku węgla, która może sygnalizować obecność galaktyki nawet wtedy, gdy jest ona tak spowita pyłem, że byłaby niewidoczna na optycznych długościach fal.

Używając algorytmu wyszukiwania, García-Vergara i współpracownicy zidentyfikowali wszystkie źródła emisji tlenku węgla w pobliżu każdego kwazara, znajdując w sumie dziewięć galaktyk emitujących tlenek węgla w 17 przeszukiwanych obszarach. Jak to jest często ważne przy badaniu źródeł odległych o miliardy lat świetlnych, zespół ocenił również prawdopodobieństwo, że wykryte źródła są galaktykami w lokalnym Wszechświecie maskującym się jako galaktyka we wczesnym Wszechświecie i stwierdził, że jest to mało prawdopodobne.

Galaktyczne sąsiedztwo
Następnie zespół wykorzystał swoje obserwacje do oszacowania, o ile więcej galaktyk jest obecnych w pobliżu kwazarów, niż można by się spodziewać, gdyby galaktyki były rozmieszczone losowo w przestrzeni. Na podstawie tej analizy zespół stwierdził, że w badanych obszarach znajduje się 17,6 razy więcej galaktyk emitujących tlenek węgla niż wynikałoby to z losowego rozkładu.

Galaktyk jest nie tylko więcej niż oczekiwano, ale są one również ciasno skupione wokół kwazarów. Te dwa dowody silnie wspierają ideę, że kwazary są śladami masywnych struktur tworzących się we wczesnym Wszechświecie, choć autorzy zauważają, że znaczenie statystyczne ich wyników mogłoby zostać poprawione poprzez pogłębienie lub poszerzenie obserwacji – miejmy nadzieję, że przyszłość przyniesie nowe obserwacje i nowe spojrzenie na galaktyki we wczesnym Wszechświecie!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a przedstawiające gromadę galaktyk RXC J0032.1+1808. Źródło: ESA/Hubble & NASA, RELICS.


Załączniki:
potw1819a.jpg
potw1819a.jpg [ 218.57 KiB | Przeglądany 1313 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 marca 2022, 17:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Wirujące halo w kosmicznej sieci

Czy spin halo ciemnej materii pokrywa się ze spinem galaktyki, wokół której się znajduje? I co to może nam powiedzieć o wczesnym Wszechświecie? Symulacje hydrodynamiczne galaktyk we wczesnym Wszechświecie mogą pomóc nam odpowiedzieć na te pytania.

Nie ma już wątpliwości co do ciemnej materii
Choć dziedzina ciemnej materii jest obecnie bardzo rozległa i ekscytująca, astronomowie nie wiedzieli o jej istnieniu aż do lat 80. ubiegłego wieku. Obecnie ciemna materia może być wykorzystywana do badania wszelkich zjawisk, od siły grawitacji po strukturę i ewolucję galaktyk. Badania ciemnej materii mają również implikacje dla kosmologii i mogą pomóc nam lepiej zrozumieć warunki początkowe Wszechświata. W szczególności, wyrównanie spinów galaktyki i jej halo ciemnej materii może pomóc w wyznaczeniu równania stanu ciemnej materii (co może nam powiedzieć o masie galaktyki i pomóc w przewidywaniu jej dynamiki).

Wyprawa po ciemną materię
Istnieją dwa główne pytania: po pierwsze, jak dobrze obserwowalne spiny galaktyk pokrywają się ze spinami ich halo ciemnej materii, których nie można zmierzyć? Badania nad tym zagadnieniem z wykorzystaniem symulacji numerycznych wykazały, że galaktyki i otaczające je halo ciemnej materii mogą być w znacznym stopniu rozbieżne. Drugim, potencjalnie ważnym pytaniem jest to, co oznacza to przesunięcie – jeżeli spiny nie są wyrównane, czy oznacza to, że ruchy gwiazd w galaktyce są oddzielone od zmian pola grawitacyjnego tła? Jeżeli tak, to oznacza to, że nie możemy już wykorzystać wyrównania spinów materii widzialnej do badania kosmologicznego tła. Zespół kierowany przez Jounghun Lee z Seoul National University stara się odpowiedzieć na to drugie pytanie, wykorzystując symulacje hydrodynamiczne do badania różnych scenariuszy.

Ilustracja tego, co dzieje się wewnątrz galaktyk
Do modelowania dynamiki galaktyki zespół wykorzystał pakiet symulacji IllustrisTNG. Oprogramowanie to bierze pod uwagę wszystko, od tempa powstawania gwiazd w galaktyce do informacji zwrotnych od supernowych i wzrostu czarnych dziur, aby modelować zachodzące procesy fizyczne. Gdy Wszechświat miał około 9 miliardów lat, świecąca materia i różne formy informacji zwrotnych między gwiazdami, takie jak supernowe, występowały wzdłuż włókien w kosmicznej sieci, które połączyły spiny galaktyk i halo ciemnej materii, co pozwoliło naukowcom badać wczesną kosmologię. Jednak gdy Wszechświat miał około 5 miliardów lat, włókna te jeszcze się nie utworzyły, a gęstość materii była dość jednolita, więc te procesy materii zachodziły losowo i nie miały żadnej struktury, którą można by naśladować. Doprowadziło to do rozłączenia spinu galaktyk i spinu halo ciemnej materii.

Lee i jego współpracownicy odkryli również, że właściwości, takie jak stosunek masy czarnych dziur do masy gwiazd, specyficzny współczynnik powstawania gwiazd (tempo tworzenia gwiazd na jednostkę masy gwiazdowej) oraz średnia metaliczność korelują lub antykorelują z kątem pomiędzy spinami galaktyk gwiazdowych i ciemnej materii.

Przyszłe prace będą polegały na znalezieniu bezpośrednich dowodów na istnienie scenariusza rozłączenie spinów galaktyk i ich halo ciemnej materii na wczesnym etapie historii Wszechświata, modelowaniu go i badaniu jego związku z warunkami początkowymi Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna galaktyki i jej halo ciemnej materii (zaznaczone na niebiesko). Źródło: ESO/L. Calçada.


Załączniki:
halo.jpg
halo.jpg [ 41.71 KiB | Przeglądany 1295 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 marca 2022, 20:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury hamują narodziny gwiazd

Czarne dziury o masach milionów Słońc hamują narodziny nowych gwiazd – twierdzą astronomowie. Wykorzystując uczenie maszynowe i trzy najnowsze symulacje, które wsparły wyniki dużego przeglądu nieba, naukowcy z Uniwersytetu w Cambridge rozstrzygnęli trwającą od 20 lat debatę na temat powstawania gwiazd.

Powstawanie gwiazd w galaktykach od dawna stanowi główny punkt badań astronomicznych. Dziesiątki lat udanych obserwacji i modelowania teoretycznego zaowocowały dobrym zrozumieniem tego, w jaki sposób gaz zapada się, tworząc nowe gwiazdy zarówno w naszej Drodze Mlecznej, jak i poza nią. Jednak dzięki programom obserwacyjnym obejmującym całą przestrzeń kosmiczną, takim jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS), astronomowie zdali sobie sprawę, że nie wszystkie galaktyki w lokalnym Wszechświecie są aktywne gwiazdotwórczo – istnieje liczna populacja obiektów „spokojnych”, które tworzą gwiazdy ze znacznie mniejszą prędkością.

Pytanie, co powstrzymuje powstawanie gwiazd w galaktykach, pozostaje największą niewiadomą w naszym rozumieniu ewolucji galaktyk, nad którą debatowano przez ostatnie 20 lat. Joanna Piotrowska wraz z zespołem Kavli Institute for Cosmology przeprowadziła eksperyment, aby dowiedzieć się, co może za to odpowiadać.

Wykorzystując trzy najnowocześniejsze symulacje kosmologiczne – EAGLE, Illustris i IllustrisTNG – astronomowie zbadali, czego mogliby się spodziewać w rzeczywistym Wszechświecie obserwowanym przez SDSS, gdyby różne procesy fizyczne powstrzymywały powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach.

Astronomowie zastosowali algorytm uczenia maszynowego do klasyfikacji galaktyk na gwiazdotwórcze i spokojne, pytając, który z trzech parametrów: masa supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach galaktyk (te monstrualne obiekty mają zwykle miliony, a nawet miliardy razy większą masę niż naszej Słońce), całkowita masa gwiazd w galaktyce lub masa halo ciemnej materii wokół galaktyk, najlepiej przewiduje, jak potoczą się losy galaktyk.

Parametry te umożliwiły zespołowi ustalenie, jaki proces fizyczny – zastrzyk energii przez supermasywne czarne dziury, wybuchy supernowych czy szokowe podgrzewanie gazu w masywnych halo – jest odpowiedzialny za zmuszanie galaktyk do przejścia w stan pół-emerytury.

Nowe symulacje przewidują, że masa supermasywnej czarnej dziury jest najważniejszym czynnikiem hamującym powstawanie gwiazd. Co bardzo istotne, wyniki symulacji pokrywają się z obserwacjami lokalnego Wszechświata, co dodaje wagi odkryciom naukowców. Wyniki symulacji zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

To naprawdę ekscytujące, że symulacje przewidują dokładnie to, co widzimy w rzeczywistym Wszechświecie – powiedziała Piotrowska. Supermasywne czarne dziury – obiekty o masach odpowiadających milionom, a nawet miliardom Słońc – naprawdę wywierają ogromny wpływ na swoje otoczenie. Te monstrualne obiekty zmuszają galaktyki będące ich gospodarzami do swoistej pół-emerytury od tworzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Cambridge

Vega

Na ilustracji: Galaktyka Wiatraczek (M 101). Źródło: Cambridge University.


Załączniki:
pinwheelgalaxy.jpg
pinwheelgalaxy.jpg [ 507.96 KiB | Przeglądany 1249 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 marca 2022, 18:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Wiatry napędzane przez supermasywne czarne dziury mają bezpośredni wpływ na powstawanie gwiazd

Zespół naukowców wykorzystał dane z teleskopu Kecka, aby zrozumieć wpływ aktywnych jąder galaktyk na powstawanie gwiazd w galaktykach macierzystych.

Jednym z kluczowych pytań, na które astronomowie próbują znaleźć odpowiedź, jest: dlaczego galaktyki wyglądają tak, a nie inaczej? Komputerowe symulacje powstawania i ewolucji galaktyk sugerują, że powinno być o wiele więcej bardzo dużych galaktyk niż obserwujemy w rzeczywistości, zatem czego brakuje w tych symulacjach? Jaki proces zachodzący w galaktykach powstrzymuje powstawanie zbyt wielu gwiazd?

Obecnie wiemy, że wszystkie masywne galaktyki mają w swoim sercu supermasywną czarną dziurę, która jest miliony lub miliardy razy cięższa od naszego Słońca. Gdy ilość gazu z wnętrza galaktyki opadającego na czarną dziurę gwałtownie wzrasta, staje się ona niewiarygodnie gorąca, a do jej wnętrza uwalniane są ogromne ilości energii. Gdy czarna dziura przechodzi przez taką fazę, nazywana jest galaktyką aktywną (AGN) i astronomowie uważają, że to właśnie to zjawisko może być brakującym składnikiem, którego poszukiwali. Część energii uwalnianej przez AGN wypycha gaz z galaktyki, proces ten jest znany jako „wiatry napędzane przez AGN”, co oznacza, że w galaktyce będzie mniej gazu, z którego mogą powstać gwiazdy.

Zespół naukowców stara się uchwycić ten proces w akcji. Wykorzystując spektroskopię integralnego pola (IFS) instrumentu KCWI na teleskopie Kecka na Hawajach, która pozwala astronomom na jednoczesne wykonywanie wielu widm w różnych miejscach w galaktyce, byli w stanie zmapować zarówno wiatry napędzane przez AGN, jak i wiele gwiazd w wewnętrznym regionie dobrze zbadanej aktywnej galaktyki Markarian 34. W ten sposób chcieli zrozumieć, czy wiatry te mają bezpośredni wpływ na powstawanie gwiazd. Wyniki tych badań zostały opublikowane 21 marca 2022 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters w ramach projektu „QSOFEED”, którego celem jest zrozumienie, w jaki sposób supermasywne czarne dziury wpływają na galaktyki, w których się znajdują.

Wyniki badań zespołu pokazują, że AGN i wiatry, które napędzają, mają złożony wpływ na galaktyki macierzyste. Wykazano, że po jednej stronie galaktyki, przed wiatrem i na jego krawędziach powstają nowe gwiazdy. Patricia Bessiere, która kierowała badaniami, wyjaśnia, dlaczego tak się dzieje. Niektóre badania teoretyczne i symulacje komputerowe sugerują, że gdy wiatr napędzany przez AGN przechodzi przez galaktykę, gęstszy, chłodniejszy gaz przed nim i po bokach jest ściskany, co sprawia, że warunki do powstawania gwiazd są bardziej sprzyjające. Oznacza to, że wiatr ten w rzeczywistości inicjuje powstawanie gwiazd, a nie je tłumi.

Stwierdzono natomiast, że po drugiej stronie galaktyki wiatr nie ma wpływu na tempo powstawania gwiazd. Zespół badaczy sugeruje, że może to wynikać z faktu, że wiatr jest tu szybszy i bardziej turbulentny, co oznacza, że warunki do powstawania gwiazd nie są tak samo korzystne. Cristina Ramos Almeida, badaczka z IAC i współautorka badań, wyjaśnia, że to, co tutaj widzimy, może być dowodem na istnienie „zapobiegawczej” informacji zwrotnej, co oznacza, że wiatr zakłóca gaz w galaktyce tak, że nie może on zapaść się w celu utworzenia nowych gwiazd.

Badanie to pokazuje, że związek pomiędzy AGN a ich galaktykami macierzystymi jest złożony i może wpływać na różne regiony w różny sposób. Wyniki tych badań będą ważne dla przyszłego modelowania ewolucji galaktyk i roli, jaką odgrywają AGN – wyjaśnia Patricia Bessiere.

Aby poszerzyć nasze rozumienie tej zależności, zespół planuje teraz rozszerzyć swoje badania o obserwacje większej próbki AGN za pomocą instrumentu MEGARA, zainstalowanego na 10-metrowym Gran Telescopio CANARIAS (GTC). Pozwoli to na uzyskanie danych IFS, które posłużą do scharakteryzowania rozkładu przestrzennego zarówno wiatrów, jak i populacji gwiezdnych. Pomoże to astronomom zrozumieć szczegóły relacji między AGN a formowaniem się gwiazd oraz, co ważne, jak częste są takie interakcje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wiatry wyrzucane przez supermasywną czarną dziurę wpływają na powstawanie nowych gwiazd w galaktyce Markarian 34. Źródło: HST/MAST Archive and G. Pérez Díaz.


Załączniki:
ysp_1920x1080.jpeg
ysp_1920x1080.jpeg [ 172.05 KiB | Przeglądany 1218 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 marca 2022, 19:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Nowa metoda poszukiwania gromad gwiazd w galaktyce Andromedy

Wykorzystując dane widmowe jako próbkę treningową, zespół naukowców zaproponował nową metodę poszukiwania gromad gwiazd w Galaktyce Andromedy.

Dzięki tej metodzie badacze zidentyfikowali 117 nowych, wysoce wiarygodnych kandydatów na gromady gwiazd w Galaktyce Andromedy na podstawie danych z przeglądu Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS), wśród których 109 to młodzi kandydaci na gromady znajdujące się w dysku, a osiem to stare gromady kuliste w zewnętrznym halo.

Wyniki badań zostały opublikowane w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Gromady gwiazd są szeroko rozpowszechnione w całej galaktyce, od zgrubienia centralnego i dysku po zewnętrzne halo, stanowiąc doskonałe narzędzie do poznania wczesnego formowania się i ewolucji galaktyk.

Galaktyka Andromedy, znana również jako M31, jest najbliższą naszej Drodze Mlecznej dużą galaktyką spiralną i stanowi idealne laboratorium do badania procesów formowania się i ewolucji galaktyk.

Astronomowie od dawna pracują nad identyfikacją gromad gwiazd w M31 w celu uzyskania kompletnej próbki gromad w tej galaktyce. Ostatnie przeglądy fotometryczne i spektroskopowe stworzyły dobrą okazję do poszukiwania gromad w M31. Jednak obecnie trudno jest znaleźć i zidentyfikować potrzebne obiekty spośród dziesiątek milionów obrazów uzyskanych w przeglądach fotometrycznych.

Wybierając 346 gromad w M31, a także obiekty pierwszego planu i galaktyki tła z bazy danych LAMOST DR6 oraz łącząc je z próbkami gromad i nie-gromad w M31 uzyskanymi jako próbki treningowe, badacze skonstruowali klasę dwukanałowej głębokiej konwolucyjnej sieci neuronowej (CNN) do identyfikacji gromad gwiazd. Udowodniono, że jej dokładność jest w stanie osiągnąć 99% w zbiorze testowym. Używając tego modelu, badacze zidentyfikowali 117 nowych, wysoce wiarygodnych kandydatów na gromady M31 z ponad 21 milionów obrazów uzyskanych w ramach przeglądu fotometrycznego PAndAS.

Metoda ta może mieć także szersze zastosowanie. Na przykład, jest ona pomocna w identyfikacji soczewek grawitacyjnych i poszukiwaniu galaktyk o dużym przesunięciu ku czerwieni – powiedział prof. MA Jun z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Chińskiej Akademii Nauk (NAOC).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Przestrzenne rozmieszczenie nowo zidentyfikowanych kandydatów na gromady w M31. Niebieski symbol Y oznacza centrum M31. Źródło: WANG Shoucheng.


Załączniki:
W020220321590139972441.jpg
W020220321590139972441.jpg [ 75.32 KiB | Przeglądany 1203 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 marca 2022, 19:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Czarna dziura o masie pośredniej w centrum gromady kulistej

W gromadzie kulistej znajdującej się w Galaktyce Andromedy prawdopodobnie wykryto czarną dziurę o masie pośredniej – rodzaj nieuchwytnej czarnej dziury.

Czarne dziury o masie pośredniej
Uważa się, że czarne dziury o masie rzędu dziesiątek mas Słońca (M☉) powstają w wyniku zapadania się masywnych gwiazd. Powstawanie supermasywnych czarnych dziur – o masach od milionów do miliardów mas Słońca – jest mniej jasne. Biorąc pod uwagę ich duże masy, nie ma wystarczająco dużo czasu, aby czarne dziury o masie gwiazdowej rozwinęły się w supermasywne czarne dziury, które, jak wiemy, istniały dość wcześnie w historii Wszechświata. Jedną z możliwości jest to, że „nasiona”, z których wyrastają supermasywne czarne dziury, znajdują się gdzieś pomiędzy 10^2 a 10^5 M☉, czyli w miejscu, które nazywamy czarnymi dziurami o masie pośredniej.

Mimo swojego znaczenia, czarne dziury o masie pośredniej pozostają nieuchwytne, a ich istnienie nie zostało do końca potwierdzone. Najlepszym sposobem pomiaru masy czarnych dziur jest wykorzystanie ruchów gwiazd wokół nich, ale taka taktyka może nie działać w przypadku tych o masach pośrednich, ponieważ mają one mniejszą strefę oddziaływań niż supermasywne czarne dziury. W artykule opublikowanym 22 marca 2022 roku naukowcy przyjrzeli się możliwej czarnej dziurze o masie pośredniej w gromadzie kulistej w sąsiedniej galaktyce M31, znanej również jako Galaktyka Andromedy.

Ustalanie masy
Gromada kulista B023-G078 jest najbardziej masywną gromadą w Andromedzie, a prędkości gwiazd w niej wydają się wskazywać na obecność masywnego obiektu centralnego. Autorzy artykułu wykorzystują obraz gromady z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz obserwacje spektroskopowe z Obserwatorium Gemini, aby ustalić, czy ta centralna masa może wskazywać na czarną dziurę o masie pośredniej.

Autorzy wykorzystują obrazy z HST do opracowania modeli masy czarnej dziury. Stosują metodę znaną jako modelowanie anizotropowe Jeansa, która polega na dopasowaniu równań Jeansa do obserwacji gromady gwiazd lub galaktyki. Wysoka rozdzielczość danych z Gemini (oraz bliskość gromady) pozwala uzyskać informacje o ruchu poszczególnych gwiazd w gromadzie. Używając spektroskopii pola integralnego, autorzy wyznaczają pierwiastek kwadratowy średniej prędkości gwiazd w różnych odległościach od centrum gromady, która zależy od masy centralnej. Następnie porównują swoje modele z zaobserwowanymi prędkościami.

Najlepiej dopasowane modele dają obiektowi centralnemu masę 9 ˟ 10^4 M☉, co plasuje go na terytorium czarnej dziury o masie pośredniej!

Jest możliwe, że masa centralna to w rzeczywistości kilka czarnych dziur o masie gwiazdowej, a nie jedna o masie pośredniej. Główna różnica między tymi dwiema możliwościami polega na tym, że zbiór wielu czarnych dziur wygląda na bardziej rozciągnięty niż pojedynczy zwarty obiekt. Autorzy badają tę możliwość za pomocą swoich modeli, ale jakiekolwiek wnioski mogą wymagać obserwacji w wyższych rozdzielczościach.

Jest jednak jeszcze coś, co może nam podpowiedzieć, czy jest to rzeczywiście czarna dziura o masie pośredniej: pochodzenie gromady kulistej.

Pozostałości po małej galaktyce?
Ze względu na duży rozrzut metaliczności gwiazd w gromadzie autorzy rozważają możliwość, że B023-G078 jest pozostałością po małej galaktyce, która uległa zderzeniu z Andromedą, co uczyniło z niej gromadę gwiazd z odsłoniętym jądrem. Pomysł polega na tym, że gdy małe galaktyki łączą się w większe, siły pływowe rozrywają części galaktyki, w tym gromadę gwiazd z odsłoniętym jądrem w centrum, w której znajduje się masywna czarna dziura, pozostawiając po sobie gromadę kulistą.

Biorąc pod uwagę masę gromady (~10^6 M☉), autorzy szacują, że pierwotna galaktyka miała masę ~10^9 M☉. (Dla porównania, masa Drogi Mlecznej wynosi ~10^11 M☉) Ponieważ masa centralnej czarnej dziury zwykle skaluje się z masą galaktyki, takie oszacowanie masy oznacza, że to jądro jest dobrym miejscem do poszukiwania czarnej dziury o masie pośredniej.

Połączenie masy czarnej dziury uzyskanej w wyniku modelowania oraz dowodów na to, że gromada ta jest gromadą gwiazd z odsłoniętym jądrem, skłania autorów do uznania, że w gromadzie tej rzeczywiście znajduje się czarna dziura o masie pośredniej!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Mayall II jest jedną z ponad 500 gromad kulistych w M31. Czy jedna z tych gromad może być siedliskiem nieuchwytnego rodzaju czarnej dziury? Źródło: Judy Schmidt via Wikipedia.


Załączniki:
Mayall_II.jpg
Mayall_II.jpg [ 761.72 KiB | Przeglądany 1184 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 marca 2022, 19:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Przebłysk nowego przejściowego źródła w Drodze Mlecznej

Nowe źródło promieniowania rentgenowskiego w gromadzie gwiazd Drogi Mlecznej wprawiło astronomów w zakłopotanie. Jakie jest najbardziej prawdopodobne wyjaśnienie niezwykłych właściwości tego źródła?

Rzeczy, które dzieję się na nocnym niebie
W grudniu 2020 roku urządzenie Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI) dostrzegło nowe źródło promieniowania rentgenowskiego z punktu obserwacyjnego na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Chociaż źródło – MAXI J1848-015 – znajdowało się zbyt blisko Słońca, aby teleskopy mogły je zaobserwować, Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) zdołał wykonać kolejne obserwacje kilka dni po odkryciu źródła, a następnie tydzień później.

Obserwacje wykazały, że źródło nagle rozbłysło, a pięć dni później zaczęło zanikać. Jakiego rodzaju obiekt astrofizyczny był odpowiedzialny za ten krótki rozbłysk? Zespół kierowany przez Seana Pike'a (California Institute of Technology) przeprowadził dogłębną analizę widma rentgenowskiego tego obiektu, aby odpowiedzieć na to pytanie.

Badanie z wykorzystaniem promieniowania X
Pike i współpracownicy odkryli, że podczas rozbłysku, emisja źródła była zdominowana przez miękkie, niskoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie, którego szczytowe natężenie wynosiło około 5 kiloelektronowoltów (keV). Tydzień później, gdy wybuch wygasł, pojawiło się twardsze, wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie i chociaż źródło było ogólnie słabsze, jego emisja osiągnęła maksimum pomiędzy 20 a 30 keV. Takie przejście od emisji miękkiej i jasnej do twardej i słabej jest typowe dla rentgenowskich układów podwójnych – układów zawierających zwarty obiekt, taki jak gwiazda neutronowa lub czarna dziura, który akreuje materię od gwiezdnego towarzysza.

Autorzy pracy modelowali widma uzyskane podczas miękkich i twardych stanów emisji i znaleźli kolejne dowody na scenariusz rentgenowskiego układu podwójnego. Zespół stwierdził, że w szczególności modele zawierające blisko położony dysk akrecyjny, który odbija promieniowanie X od gorącej korony w pobliżu źródła, dobrze pasuje do danych. Co intrygujące, modele te wykazały również, że dysk akrecyjny zmienił się w wyniku rozbłysku – na podstawie późniejszych obserwacji wydaje się, że najbardziej zewnętrzna krawędź dysku oddaliła się od akreującego obiektu.

Gwiazda neutronowa czy czarna dziura?
Obserwacje wskazują na układ podwójny, w którym gwiazda partneruje albo gwieździe neutronowej, albo czarnej dziurze. Ale co to jest? Pike i współpracownicy wzięli pod uwagę kilka dowodów:

Spin: źródło wiruje prawie tak szybko, jak to jest fizycznie możliwe dla obiektu o jego rozmiarach i momencie pędu – znacznie szybciej niż nawet najszybciej wirujące gwiazdy neutronowe,
Jasność: archiwalne obserwacje rentgenowskie gromady gwiazd, w której znajduje się źródło, pokazują, że gdy obiekt jest w stanie spoczynku, jego jasność jest około 1000 razy mniejsza niż typowej gwiazdy neutronowej,
Długość rozbłysku: rozbłysk jest krótki w porównaniu z rozbłyskami większości – choć nie wszystkich – innych akreujących czarnych dziur.

Na podstawie tych wyników autorzy określili, że MAXI J1848-015 jest najprawdopodobniej akreującą czarną dziurą, choć niektóre elementy układanki nie pasują do siebie idealnie. Jedną z zagadek pozostaje to, jak akreująca czarna dziura z blisko położonym dyskiem akrecyjnym może mieć tak niską jasność. Uchwycenie kolejnych rozbłysków na gorącym uczynku powinno pomóc w wyjaśnieniu natury tego intrygującego źródła!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna rentgenowskiego układu podwójnego, w którym zwarty obiekt akreuje materię od towarzyszącej mu gwiazdy i emituje promieniowanie X podczas rozbłysków. Źródło: ESO/L. Calçada.


Załączniki:
eso0836a.jpg
eso0836a.jpg [ 411.17 KiB | Przeglądany 1163 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 marca 2022, 15:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Pozostałość po supernowej Kasjopeja A nie rozszerza się równomiernie

Wewnętrzna mgławica supernowej Kasjopeja A nie rozszerza się równomiernie na zewnątrz. Astronomowie przypuszczają, że szczątki z czymś się zderzyły.

Kasjopeja A to pozostałość po eksplozji gwiazdy w konstelacji Kasjopei, około 11 000 lat świetlnych od nas. Światło z eksplozji powinno było dotrzeć do Ziemi po raz pierwszy około 1670 roku. Jednak wokół gwiazdy było zbyt dużo gazu i pyłu, aby wybuch można było dostrzec nieuzbrojonym okiem lub za pomocą bardzo prostych wówczas teleskopów. Mgławica Kasjopeja A rozszerza się ze średnią prędkością od 4000 do 6000 km/s, a jej temperatura wynosi około 30 milionów stopni Celsjusza. Ekspansja zachodzi najprawdopodobniej w gazie, który został wydmuchany przez gwiazdę na długo przed wybuchem. Kasjopeja A ma obecnie średnicę około 16 lat świetlnych.

Naukowcy pod kierownictwem Jacco Vinka (Uniwersytet w Amsterdamie, Holandia) przeanalizowali 19 lat danych z Teleskopu Kosmicznego Chandra. Zaobserwowali, że po zachodniej stronie Kasjopei A wewnętrzne obszary eksplodującej mgławicy nie rozszerzają się, lecz przesuwają do wewnątrz. Badacze dokonali również pomiarów przyspieszenia lub spowolnienia zewnętrznej fali uderzeniowej. Okazało się, że przyspiesza ona na zachodzie, a nie zwalnia, jak się spodziewano.

Ruch wsteczny na zachodzie może oznaczać dwie rzeczy – mówi Jacco Vink. Albo gdzieś w materii supernowej znajduje się dziura, rodzaj próżni, która powoduje, że gorąca powłoka nagle przemieszcza się lokalnie do środka, albo mgławica zderza się z czymś. Z modeli Vinka i jego kolegów wynika, że zderzenie wydaje się najbardziej prawdopodobne. Modele komputerowe przewidują, że po zderzeniu szok najpierw zmniejsza swoją prędkość, a następnie przyspiesza. Dokładnie tak, jak zmierzyliśmy – mówi Vink.

Scenariusz zderzenia był niedawno badany przez włoską grupę, z którą współpracuje Vink. Podejrzewają oni, że fala uderzeniowa zderzyła się z powłoką cząsteczek gazu. Powłoka ta mogła powstać, gdy niewybuchnięta gwiazda pod koniec swojego życia zdmuchnęła nieregularny wiatr cząstek gazu.

Kasjopeja A przyciąga ostatnio wiele uwagi. Na przykład nowy satelita NASA IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer), wykorzystujący promieniowanie rentgenowskie, opublikował pierwsze zdjęcie tej eksplodującej gwiazdy. Z kolei Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba jeszcze w tym roku zostanie skierowany na pozostałość po tej supernowej.

Wyniki pracy zostaną opublikowane w The Astrophysical Journal.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOVA Informatiecentrum

Vega

Na ilustracji: Kolorowy obraz Kasjopei A sporządzony na podstawie danych z teleskopów kosmicznych Hubble'a, Spitzera i Chandra. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
Cassiopeia_A-credit-NASA-JPL-Caltech.jpg
Cassiopeia_A-credit-NASA-JPL-Caltech.jpg [ 588.53 KiB | Przeglądany 1142 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 marca 2022, 19:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Tajemnicza śmierć gwiazdy węglowej

Naukowcy badający gwiazdę V Hydrae byli świadkami tajemniczego procesu jej śmierci z niespotykanymi dotąd szczegółami. Wykorzystując dane z ALMA oraz Hubble’a, odkryli sześć powoli rozszerzających się pierścieni i dwie struktury w kształcie klepsydry, wywołane szybkim wyrzutem materii w przestrzeń kosmiczną.

V Hydrae (V Hya) jest bogatą w węgiel gwiazdą asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB) znajdującą się około 1300 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Hydry. Ponad 90% gwiazd o masie równej lub większej niż masa Słońca przekształca się w gwiazdy AGB, ponieważ paliwo potrzebne do napędzania procesów jądrowych zostaje usunięte. Spośród tych milionów gwiazd, V Hya wzbudza szczególne zainteresowanie naukowców ze względu na swoje dotychczas unikalne zachowania i cechy, w tym ekstremalne wyrzuty plazmy, które zdarzają się co 8,5 roku oraz obecność prawie niewidocznej gwiazdy towarzyszącej, która przyczyniła się do wybuchowego zachowania V Hya.

Nasze badania potwierdzają, że tradycyjny model śmierci gwiazd AGB – poprzez masowe wyrzuty paliwa przez powolny, względnie stały, sferyczny wiatr przez ponad 100 000 lat – jest w najlepszym przypadku niekompletny, a w najgorszym – błędny – powiedział Raghvendra Sahai, astronom z Jet Propulsion Laboratory NASA i główny autor badań. Jest bardzo prawdopodobne, że bliski towarzysz będący gwiazdą lub obiektem podgwiazdowym, odgrywa znaczącą rolę w jej śmierci, a zrozumienie fizyki oddziaływań układów podwójnych jest ważne zarówno dla całej astrofizyki, jak i stanowi jedno z jej największych wyzwań. W przypadku V Hya, połączenie bliskiej i hipotetycznej odległej gwiazdy towarzyszącej jest przynajmniej w pewnym stopniu odpowiedzialne za obecność jej sześciu pierścieni oraz szybkich wypływów, które powodują cudowną śmierć gwiazdy.

Mark Morris, astronom z UCLA i współautor badań dodał: V Hydrae została złapana na procesie pozbywania się swojej atmosfery – w końcu większości swojej masy – co robi większość gwiazd w późnym stadium czerwonego olbrzyma. Odkryliśmy, ku naszemu zaskoczeniu, że w tym przypadku materia jest wydalana w postaci serii wypływających pierścieni. Jest to pierwszy i jedyny przypadek, kiedy ktokolwiek zaobserwował, że gaz wyrzucany z gwiazdy AGB może wypływać w postaci serii rozszerzających się „pierścieni dymu”.

Sześć pierścieni rozszerzyło się na zewnątrz V Hya w ciągu około 2100 lat, dodając materię i napędzając wzrost struktury przypominającej dysk o dużej gęstości wokół gwiazdy. Zespół nazwał tę strukturę DUDE, czyli Disk Undergoing Dynamical Expansion (Dysk Rozszerzający się Dynamicznie).

Końcowy etap ewolucji gwiazd – kiedy gwiazdy przechodzą od czerwonych olbrzymów do pozostałości po białych karłach – jest złożonym procesem, który nie jest dobrze poznany – powiedział Morris. Odkrycie, że proces ten może obejmować wyrzucanie pierścieni gazu, przy jednoczesnym wytwarzaniu szybkich, przerywanych strumieni materii, wprowadza nową, fascynującą zmianę do naszych badań nad tym, jak umierają gwiazdy.

Sahai dodał: V Hya znajduje się w krótkiej, ale krytycznej fazie przejściowej, która nie trwa zbyt długo i trudno jest znaleźć gwiazdy w tej fazie, a raczej „złapać je na gorącym uczynku”. Nam się poszczęściło i udało nam się sfotografować wszystkie różne zjawiska utraty masy w V Hya, co pozwoli nam lepiej zrozumieć, w jaki sposób umierające gwiazdy tracą masę pod koniec swojego życia.

Oprócz pełnego zestawu rozszerzających się pierścieni i wypaczonego dysku, w końcowym akcie V Hya znajdują się dwie struktury w kształcie klepsydry, oraz dodatkowa struktura przypominająca dżet, które rozszerzają się z prędkością ponad 240 km/s. Duże struktury w kształcie klepsydry obserwowano już wcześniej w mgławicach planetarnych, w tym w MyCn 18 – znanej również jako Mgławica Klepsydra – młodej mgławicy emisyjnej znajdującej się około 8000 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Muchy, oraz bardziej znanej Mgławicy Południowy Krab, mgławicy emisyjnej znajdującej się około 7000 lat świetlnych od nas w konstelacji Centaura.

Sahai powiedział: Po raz pierwszy zaobserwowaliśmy obecność bardzo szybkich wypływów w 1981 roku. Następnie, w 2022 znaleźliśmy przepływ podobny do dżetu, składający się ze zwartych plam plazmy wyrzucanych z dużą prędkością z V Hya. A teraz, nasze odkrycie szerokokątnych wypływów z V Hya łączy kropki, ujawniając, jak wszystkie te struktury mogą powstawać podczas fazy ewolucji, w której znajduje się obecnie ten bardzo jasny czerwony olbrzym.

Ze względu zarówno na odległość, jak i gęstość pyłu otaczającego gwiazdę, badanie V Hya wymagało wyjątkowego instrumentu o mocy pozwalającej wyraźnie zobaczyć materię, która jest zarówno bardzo odległa, jak i trudna lub niemożliwa do wykrycia przez większość teleskopów optycznych. Zespół wykorzystał odbiorniki ALMA w paśmie 6 (1,23 mm) i paśmie 7 (85 mm), które pokazały liczne pierścienie i wypływy gwiazdy z niezwykłą wyrazistością.

Procesy zachodzące w końcowych fazach rozwoju gwiazd o niskiej masie, a w szczególności podczas fazy AGB, od dawna fascynują astronomów i są trudne do zrozumienia – powiedział Joe Pesce, astronom i oficer programowy NSF dla NRAO/ALMA. Możliwości i rozdzielczość ALMA w końcu pozwalają nam obserwować te zjawiska z niezwykłą szczegółowością, która jest niezbędna, aby udzielić pewnych odpowiedzi i zwiększyć nasze zrozumienie zdarzenia, które ma miejsce w przypadku większości gwiazd we Wszechświecie.

Sahai dodał, że włączenie do badań danych z podczerwieni, optyki i ultrafioletu stworzyło kompletny, wielopoziomowy obraz tego, co może być jednym z największych widowisk w Drodze Mlecznej, przynajmniej dla astronomów. Za każdym razem, gdy obserwujemy V Hya wykorzystując nowe możliwości obserwacyjne, staje się ona coraz bardziej podobna do cyrku, charakteryzującego się jeszcze większą różnorodnością imponujących wyczynów. V Hydrae zachwyciła nas swoimi licznymi występami, a ponieważ nasze własne Słońce może pewnego dnia doświadczyć podobnego losu, przykuła naszą uwagę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy węglowej V Hydrae. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/S. Dagnello (NRAO/AUI/NSF).


Załączniki:
nrao22ao05_Sahai_V_Hya_artistimp-NEW-1024x647.jpeg
nrao22ao05_Sahai_V_Hya_artistimp-NEW-1024x647.jpeg [ 342.76 KiB | Przeglądany 1081 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 30 marca 2022, 17:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Nowa metoda badania wypływów z galaktycznych centrów

W przeciwieństwie do naszej Drogi Mlecznej, niektóre galaktyki mają w swoim centrum aktywną czarną dziurę, która napędza potężne wypływy gazu. Niewiele jednak wiemy o ich wpływie i pochodzeniu. Przyszła misja rentgenowska Athena zmieni ten stan rzeczy. Przygotowując się do jej startu, naukowcy opracowali nową metodę wykorzystania Athena do badania tych wypływów.

Na zdjęciach astronomicznych często pojawiają się gwiazdy z Drogi Mlecznej. Jednak niektóre kropki nie są gwiazdami a centrami całych galaktyk. Znajdują się na tyle daleko, aby wyglądać na zdjęciach jak słabe kropki. Ta sztuczka oszukiwała astronomów przez dziesięciolecia, aż do lat 50. XX wieku, dlatego nazywamy je obiektami kwazi gwiazdowymi, w skrócie kwazarami. Astronomowie odkryli, że widmo niektórych kropek jest silnie przesunięte ku czerwieni, co wskazuje na dużą odległość, przy której gwiazda byłaby niewidoczna z Ziemi.

W końcu astronomowie zdali sobie sprawę, że światło kwazarów musi pochodzić z centrów galaktyk, zwanych aktywnym jądrem galaktyk (AGN) – prawdopodobnie zasilanych przez supermasywną czarną dziurę. Modele kosmologiczne przewidują, że AGN są siłami napędowymi zmieniającymi ewolucję galaktyk poprzez przyciąganie i wyrzucanie ogromnych ilości materii z ich sąsiedztwa.

Elisa Constantini i jej zespół z SRON Netherlands Institute for Space Research badają wypływy z AGN za pomocą kosmicznych teleskopów rentgenowskich. W ramach przygotowań do startu nowej misji rentgenowskiej Athena (Advanced Telescope for High Energy Astrophysics), zespół opracował nową metodę badań wypływów z AGN. Jasność AGN może być bardzo zmienna w czasie, zwłaszcza w promieniowaniu rentgenowskim. Naukowcy wykorzystają widma rentgenowskie Athena, aby zobaczyć, jak wypływy reagują na te zmiany jasności.

Ostatecznie chcemy zrozumieć, co napędza wypływy i jaki wpływ mają one na galaktykę macierzystą – mówi Anna Juránová ze SRON, autorka pracy. W tym celu musimy znać gęstość i położenie wypływu. Aby to wiedzieć, potrzebujemy informacji o czasie, w którym światło z AGN jonizuje wypływający gaz. Dzięki naszym symulacjom znaleźliśmy sposób na zmierzenie tej reakcji gazu w wypływach o różnych właściwościach. Kiedy otrzymamy rzeczywiste dane z Athena, porównamy je z naszymi modelami i ustalimy, który z nich najlepiej pasuje do obserwacji.

Aby zidentyfikować wypływy na podstawie ich zachowania, zespół badawczy stosuje analizę częstotliwości. Juránová mówi: Można to porównać do temperatury w Holandii. Wzrasta ona i spada w cyklu dobowym, ale także w cyklu rocznym. Dzięki stosowanej przez nas analizie można łatwo rozróżnić różne rodzaje zmian, ponieważ zachodzą one z różnymi częstotliwościami odpowiadającymi tym dwóm cyklom. Jest to bardzo pomocne, ponieważ możemy wtedy badać te procesy indywidualnie. Podobnie, światło z AGN zmienia się w czasie z powodu procesów zachodzących w różnych skalach czasowych, od godzin do lat, a więc podejście częstotliwościowe pomaga nam zrozumieć, co się tam dzieje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SRON

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna supermasywnej czarnej dziury w centrum galaktyki, która napędza wypływy gazu. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
quasar_outflow.jpg
quasar_outflow.jpg [ 764.59 KiB | Przeglądany 1069 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 02 kwietnia 2022, 18:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1654
Oddział PTMA: Kraków
Rozpraszanie pływowe sprawia, że układ podwójny ma kołową orbitę

Jak powstają układy podwójne na orbitach kołowych, szczególnie w przypadku par gwiazd typu słonecznego? Korzystając z modeli gwiazdowych, naukowcy przybliżają nas do zrozumienia, w jaki sposób utrata energii w układzie prowadzi do kołowych orbit.

Dobre rzeczy przychodzą w parach
Kiedy patrzysz w nocne niebo, możesz widzieć tylko kilka pojedynczych świecących punktów, ale szacuje się, że aż 85% wszystkich gwiazd to układy wielokrotne – podwójne, potrójne, a nawet poczwórne. Około 50% gwiazd takich jak nasze Słońce w rzeczywistości występuje w parach. Układy podwójne zaobserwowano w różnych kształtach i rozmiarach, od posiadających bardzo eliptyczne orbity, gdzie okres orbitalny wynosi nawet kilka lat, do bardzo bliskich układów podwójnych o kołowych orbitach, których okres orbitalny wynosi kilka dni. Orbity kołowe mogą być wywołane szeregiem mechanizmów fizycznych z czasem stopniowo zmniejszających mimośrodowość układu podwójnego, ale wciąż nie wiemy w pełni, które z nich działają i w jaki sposób. Adrian Barker (Uniwersytet w Leeds) przyjrzał się układom podwójnym typu słonecznego o orbitach kołowych, aby pomóc w rozwiązaniu tej zagadki.

Wywołanie fal na polu ewolucji układów podwójnych
Jednym z możliwych sposobów, w jaki orbity gwiazd podwójnych mogą z czasem stać się kołowe, jest dyssypacja pływowa: utrata energii w układzie podwójnym spowodowana grawitacyjnym zniekształceniem gwiazd w nim uczestniczących. Barker przetestował tę teorię, modelując gwiazdy typu słonecznego i gwiazdy o niskiej masie w układach podwójnych za pomocą kodu ewolucji gwiazd Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA). Dla modelowania układów podwójnych Barker zbadał strefy konwekcji gwiazd i opracował rozproszenie pływowe wywołane falami inercyjnymi – oscylacjami zachodzącymi wewnątrz gwiazd – w układach. Zbadał też takie zależności, jak to, jak promień gwiazdy zmienia się wraz z wiekiem i jak okres cyrkulacji (maksymalny okres orbitalny, w którym orbity podwójne są idealnie okrągłe) zmienia się w czasie.

Wcześniejsze prace teoretyczne na ten temat wykazały, że rozproszenie fal inercyjnych w układach podwójnych może pomóc w zaokrągleniu orbit podwójnych, ale nie było ono na tyle silne, by tłumaczyć pełną kołowość orbit układów podwójnych ciągu głównego gwiazd typu słonecznego. Podczas gdy inne badania poszukiwały innych mechanizmów wyjaśniających ten proces, niniejsze opracowanie stwierdza, że rozpraszanie pływowe spowodowane falami inercyjnymi jest wystarczające do wyjaśnienia kołowych orbit układów podwójnych i synchronizacji spinów gwiazd. Barker odkrył również, że maksymalny okres, w którym orbita staje się kołowa w wyniku tego mechanizmu, rośnie wraz z wiekiem układu podwójnego, co jest zgodne z obserwacjami układów podwójnych ciągu głównego.

Chociaż badanie to koncentrowało się na bardzo uproszczonym modelu i obejmowało obliczenia weryfikacyjne, autor ma nadzieję, że inne badania przyjrzą się bardziej szczegółowo rozproszeniu pływowemu za pomocą bardziej wyrafinowanych obliczeń, skupiając się jednocześnie na dynamicznej ewolucji populacji gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu podwójnego gwiazd. Źródło: Lynette Cook/extrasolar.spaceart.org.


Załączniki:
615285main_Kep35_Cook_full.jpg
615285main_Kep35_Cook_full.jpg [ 153.34 KiB | Przeglądany 1031 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: 1122 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 51, 52, 53, 54, 55, 56, 57  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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