Dzisiaj jest 24 czerwca 2021, 20:17

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 902 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46  Następna
Autor Wiadomość
Post: 09 marca 2021, 16:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Czy wokół Wegi krąży olbrzymia, gorąca planeta?

Astronomowie odkryli nowe wskazówki dotyczące olbrzymiej, gorącej planety krążącej wokół Wegi, jednej z najjaśniejszych gwiazd na niebie.

Badanie, które zostało opublikowane w marcu 2021 roku w czasopiśmie The Astronomical Journal, skupia się na kultowej i stosunkowo młodej gwieździe, Wega, która jest częścią konstelacji Lutni, ma masę dwukrotnie większą niż nasze własne Słońce i znajduje się zaledwie 25 lat świetlnych od Ziemi – z astronomicznego punktu widzenia całkiem blisko.

Wega jest na tyle jasna, że widać ją nieuzbrojonym okiem nawet gdy dookoła nie jest zupełnie ciemno. Pomimo, że gwiazda jest tak sławna, astronomowie jak dotąd nie potwierdzili istnienia planety na orbicie wokół niej. Ale wkrótce to może się zmienić. Bazując na dziesięcioletnich obserwacjach naziemnych, zespół astronomów odkrył ciekawy sygnał, który może być pierwszym znanym światem obok gwiazdy.

Jeżeli ustalenia zespołu potwierdziłyby się, obca planeta krążyła by po orbicie tak blisko Wegi, że rok na niej trwałby mniej niż 2,5 ziemskiego dnia. Dla porównania, na Merkurym, najbliższej Słońcu planecie rok trwa 88 dni. Ten kandydat na planetę mógłby również zająć drugie miejsce pod względem temperatury powierzchniowej znanej nauce – wynoszącej średnio 2980 stopni Celsjusza.

Do tej pory naukowcy odkryli ponad 4000 egzoplanet. Jednak niewiele z nich krąży wokół gwiazd, które są tak jasne lub tak blisko Ziemi jak Wega. Oznacza to, że jeżeli wokół niej znajdują się planety, naukowcy mogą uzyskać naprawdę szczegółowe spojrzenie na nie.

Jest tylko jeden haczyk: Wega jest gwiazdą typu widmowego A, czyli większa, młodsza i znacznie szybciej wirująca niż nasze Słońce. Wega obraca się wokół własnej osi raz na 16 godzin – znacznie szybciej niż Słońce, któremu to zajmuje 27 ziemskich dni. Tak błyskawiczne tempo może utrudnić naukowcom zebranie dokładnych danych na temat ruchu gwiazdy, a co za tym idzie, wszelkich planet krążących wokół niej.

Aby spróbować znaleźć jednak ewentualne planety, zespół przejrzał 10 lat danych dotyczących Wegi, zebranych przez Obserwatorium Whipple’a. Naukowcy szukali w szczególności charakterystycznego sygnału o obcej planecie - niewielkiego drgania w prędkości gwiazdy.

Poszukiwania być może się opłaciły. Zespół odkrył sygnał, który wskazuje, że Wega może posiadać coś, co astronomowie nazywają „gorącym neptunem” lub „gorącym jowiszem”.

Jeżeli potencjalna planet znajduje się tak blisko gwiazdy, jak sądzą astronomowie, byłaby nadęta jak balon, a żelazo w atmosferze rozpuściłoby się do postaci gazowej.

Naukowcy mają dużo więcej do zrobienia, zanim będą mogli definitywnie stwierdzić, że odkryli tę gorącą planetę. Wg astronomów najłatwiejszym sposobem jej wyszukania może być bezpośrednie przeskanowanie układu w celu znalezienia światła emitowanego od gorącej, jasnej planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Colorado Boulder

Vega


Załączniki:
vega_by_stephen_rahn.jpg
vega_by_stephen_rahn.jpg [ 75.51 KiB | Przeglądany 4245 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 2021, 18:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymi szpiegowski dżet z czarnej dziury we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie odkryli dowody na niezwykle długi dżet cząstek pochodzących z supermasywnej czarnej dziury we wczesnym Wszechświecie, wykorzystując Obserwatorium Rentgenowskie Chandra.

Jeżeli zostanie potwierdzona, będzie to najodleglejsza supermasywna czarna dziura z dżetem wykrytym w promieniach X. Pochodzący z galaktyki znajdującej się około 12,7 mld lat świetlnych od Ziemi dżet może pomóc wyjaśnić, w jaki sposób największe czarne dziury powstały na bardzo wczesnym etapie historii Wszechświata.

Źródłem dżetu jest kwazar – szybko rosnąca supermasywna czarna dziura – o nazwie PSO J352.4034-15.3373 (w skrócie PJ352-15), która znajduje się w centrum młodej galaktyki. Jest to jeden z dwóch najpotężniejszych kwazarów wykrytych w falach radiowych w ciągu pierwszego miliarda lat po Wielkim Wybuchu i jest około miliard razy masywniejszy od Słońca.

W jaki sposób supermasywne czarne dziury mogą rosnąć tak szybko, aby osiągnąć tak olbrzymią masę we wczesnej epoce Wszechświata? To jedno z kluczowych pytań współczesnej astronomii.

Pomimo swojej potężnej grawitacji i przerażającej reputacji, czarne dziury nieuchronnie przyciągają wszystko, co zbliża się do nich. Materia krążąca wokół czarnej dziury w dysku musi stracić prędkość i energię, zanim będzie mogła spaść dalej do wewnątrz, aby przekroczyć tak zwany horyzont zdarzeń, punkt bez powrotu. Pola magnetyczne mogą powodować efekt hamowania dysku, ponieważ napędzają dżet, co jest kluczowym sposobem utraty energii przez materię w dysku, a tym samym zwiększenia tempa wzrostu czarnych dziur.

Astronomowie musieli obserwować PJ352-15 w sumie przez 3 dni, używając obserwatorium Chandra, aby wykryć dowody na istnienie dżetu rentgenowskiego. Emisja promieniowania X została wykryta około 160 000 lat świetlnych od kwazara w tym samym kierunku, co znacznie krótsze dżety widziane wcześniej na falach radiowych przez Very Long Baseline Array. Dla porównania, cała Droga Mleczna rozciąga się na około 100 000 lat świetlnych.

Światło wykryte z tego dżetu zostało wyemitowane, gdy Wszechświat miał zaledwie 0,98 mld lat, czyli mniej niż 1/10 obecnego wieku. W tym momencie intensywność mikrofalowego promieniowania tła pozostałego po Wielkim Wybuchu była znacznie większa niż obecnie.

Gdy elektrony w dżecie odlatują z czarnej dziury z prędkością bliską prędkości światła, przechodzą przez i zderzają się z fotonami tworzącymi mikrofalowe promieniowanie tła, zwiększając energię fotonów do zakresu promieniowania rentgenowskiego, które zostaje wykryte przez Chandrę. W tym scenariuszu promienie X mają znacznie większą jasność w porównaniu z falami radiowymi. Zgadza się to z obserwacją, że z dużym strumieniem rentgenowskim nie wiąże się żadna emisja radiowa.

Wynika z tego, że obserwacje rentgenowskie mogą być jednym z najlepszych sposobów badania kwazarów z dżetami we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
jet.jpg
jet.jpg [ 6.41 MiB | Przeglądany 3593 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 2021, 17:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy badają segregację masy w gromadach kulistych Drogi Mlecznej

Gromady kuliste to stare i gęste układy gwiazd w halo Galaktyki oraz jej zgrubieniu centralnym. Ich średni wiek jest prawie równy wiekowi Wszechświata.

Podczas długiego okresu dynamicznej ewolucji, cięższe obiekty, takie jak masywne gwiazdy, mają tendencję do opadania w obszar jądra, podczas gdy lżejsze mają tendencję do oddalania się od centrum. Proces ten znany jest jako segregacja masy.

Zespół badaczy pod kierunkiem prof. ZHAO Ganga i dr. WU Wenbo z National Astronomical Observatories of Chinese Academy of Sciences (NAOC) przedstawił wyniki segregacji masy 35 gromad kulistych Drogi Mlecznej przy użyciu wysokiej jakości danych fotometrycznych z przeglądu Hubble/ACS Treasury.

Wyniki ich odkryć zostały opublikowane w The Astrophysical Journal 25 lutego 2021 roku.

Większość gromad kulistych doświadcza silnej segregacji masy, ponieważ przez długi czas przechodziły dynamiczną ewolucję. Jednak nadal możemy znaleźć kilka gromad z niewielką segregacją masy. Bardzo interesujące jest zbadanie przyczyny takiego stanu rzeczy – powiedział dr WU Wenbo, pierwszy autor badania.

Poprzednie symulacje N-ciała pokazują, że istnienie centralnej czarnej dziury o masie pośredniej (IMBH) może wygasić segregację masy. Kiedy masywne gwiazdy opadają w obszar jądra, mogą mieć spotkanie z IMBH. Spotkanie to w rzeczywistości jest procesem wymiany energii. Gwiazdy te z procesu spotkania uzyskują energię kinetyczną i przyspieszają. Następnie uciekają z obszaru jądra i w ten sposób segregacja masy zostaje wygaszona – powiedział prof. ZHAO Gang, współautor pracy.

Badanie to łączy segregację masy z czarnymi dziurami o masie pośredniej, układami podwójnymi gwiazd i podukładem czarnych dziur o masach gwiazdowych. Pomoże to w budowaniu wyraźnego związku między segregacją masy a źródłami energii, które mogłyby odgrywać wiodącą rolę w poszukiwaniu IMBH w gromadach kulistych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chińska Akademia Nauk

Vega


Załączniki:
W020210312413621149356.jpg
W020210312413621149356.jpg [ 538.67 KiB | Przeglądany 3587 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 marca 2021, 15:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie wykrywają czarną dziurę w ruchu

Naukowcy od dawna wysuwali teorię, że supermasywne czarne dziury mogą wędrować przez kosmos, jednak złapanie ich na gorącym uczynku okazało się trudne.

Teraz zespół naukowców zidentyfikował najwyraźniejszy jak dotąd przypadek supermasywnej czarnej dziury w ruchu. Ich wyniki zostały opublikowane w The Astrophysical Journal.

Dominic Pesce, astronom z Centrum Astrofizyki, który kierował badaniami, i jego współpracownicy pracowali nad obserwacjami tego rzadkiego zjawiska przez ostatnie pięć lat, porównując prędkości supermasywnych czarnych dziur i galaktyk.

Naukowcy zadali sobie pytanie, czy prędkości czarnych dziur są takie same jak prędkości ich galaktyk macierzystych. Oczekują, że będą miały takie same prędkości. Jeżeli jest inaczej będzie to oznaczać, że doszło do zakłócenia czarnej dziury.

W ramach swoich poszukiwań zespół zbadał początkowo 10 odległych galaktyk i supermasywnych czarnych dziur w ich jądrach. Specjalnie zbadali czarne dziury, które zawierają wodę w swoich dyskach akrecyjnych.

Gdy woda krąży wokół czarnej dziury, wytwarza podobną do lasera wiązkę promieniowania radiowego, znaną jako maser. Pasce mówi, że masery, badane z wykorzystaniem połączonej sieci anten radiowych przy użyciu techniki znanej jako interferometria wielkobazowa (VLBI), mogą pomóc w bardzo dokładnym pomiarze prędkości czarnej dziury.

Technika ta pomogła zespołowi ustalić, że 9 na 10 supermasywnych czarnych dziur było w spoczynku, ale jedna wyróżniała się i wydawała się być w ruchu.

Zlokalizowana 230 mln lat świetlnych od Ziemi czarna dziura znajduje się w centrum galaktyki J0437+2456. Jej masa jest około trzy miliony razy większa od masy Słońca.

Korzystając z obserwacji uzupełniających w Obserwatoriach Arecibo i Gemini, zespół potwierdził swoje wstępne ustalenia. Supermasywna czarna dziura porusza się z prędkością około 180 000 km/h wewnątrz galaktyki J0437+2456.

Nie wiadomo jednak, co powoduje ten ruch. Zespół podejrzewa, że są dwie możliwości.

Być może obserwujemy następstwa połączenia dwóch supermasywnych czarnych dziur. W wyniku takiego połączenia nowo narodzona czarna dziura może się cofnąć, a my możemy ją obserwować w trakcie odrzutu lub gdy ponownie się uspokaja – mówi Jim Condon, radioastronom z National Radio Astronomy Observatory, który brał udział w badaniach.

Istnieje jednak jeszcze inna, być może nawet bardziej ekscytująca możliwość: czarna dziura może być częścią układu podwójnego. Jednak detekcja układu podwójnego supermasywnych czarnych dziur nie jest łatwa.

Ostatecznie jednak będą potrzebne dalsze obserwacje, aby ustalić prawdziwą przyczynę niezwykłego ruchu tej supermasywnej czarnej dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 624.81 KiB | Przeglądany 3578 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 2021, 16:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Okołojądrowy pierścień gwiazdotwórczy w świetlistej galaktyce w podczerwieni

Świetliste galaktyki w podczerwieni (ULIRG – Ultraluminous infrared galaxies), napędzane aktywnością gwiazdotwórczą i często materią z supermasywnych czarnych dziur akreującą w ich jądrach, zawierają duże rezerwuary gazu molekularnego. Można się tego spodziewać: gaz molekularny jest surowcem dla nowych gwiazd, a ponadto obecność ciepłego pyłu świecącego w podczerwieni oznacza obfitość gazu molekularnego. Zderzenia galaktyk często wyzwalają aktywność gwiazdotwórczą, a symulacje pokazują, że gdy dwie galaktyki łączą się, ich gaz ma tendencję do opadania w kierunku obszaru jądrowego, gdzie rozwija się w dysk o promieniu około 1500 lat świetlnych. Zaobserwowano, że w wielu takich galaktykach występują silne okołojądrowe procesy gwiazdotwórcze, zachodzące najwyraźniej w wyniku tego procesu. Obserwacje tlenku węgla (CO) w ULIRG, obfitych, ale o niskiej gęstości gatunków cząsteczek, rzeczywiście znalazły dowody na dysk okołojądrowy w szerokim zakresie prędkości eksponowanych przez gaz, charakterystyczne dla wirujących dysków. Jednak astronomowie wiedzą, że formowanie się gwiazd wymaga obecności gazu, który jest 10-100 razy gęstszy niż gaz wskazywany przez CO; nie są pewni rozkładu gęstszej materii, a także roli, jaką aktywne jądro galaktyki może odgrywać w kształtowaniu dysku.

Nowo ukończony Wielki Teleskop Milimetrowy (LMT) to największa na świecie sterowalna pojedyncza antena obserwująca na falach submilimetrowych, której średnica wynosi 50 metrów. Fale submilimetrowe są idealne do badania chłodnego, gęstego gazu molekularnego. Zespół naukowców wykorzystał LMT do badania gęstego gazu molekularnego w dysku okołojądrowym w ULIRG UGC5101. Astronomowie zaobserwowali dziewięć cząsteczek i odkryli, że te gęste gazowe wskaźniki również wykorzystywały szerokie profile prędkości, przekraczające około 800 km/s, wszystkie z podwójnym szczytem charakterystycznym przy obracającym się torusie obserwowanym lekko z boku.

Kiedy rotacja dysku jest zdominowana przez siły grawitacyjne, jego materia porusza się zgodnie z prawami Keplera (te same prawa rządzą orbitami planet), przy czym najbardziej wewnętrzna materia wiruje najszybciej – jest to przeciwieństwo zachowania wirującego dysku sztywnego. Naukowcy doszli do wniosku, że dysk okołojądrowy w ULIRG UGC5101 zachowuje się zgodnie z prawami Keplera, a ponieważ różne cząsteczki oznaczają materię o nieco innej gęstości, mogą wykorzystać prędkość keplerowską każdego gatunku do modelowania rozkładu gęstości na dysku, przy czym wewnętrzne regiony o wyższej gęstości poruszają się szybciej. Nowy wynik pomaga bardziej szczegółowo modelować strukturę pierścienia okołojądrowego, ewolucję jego łączenia się oraz wzajemne oddziaływanie z aktywnym jądrem galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202111.jpg
su202111.jpg [ 160.63 KiB | Przeglądany 3574 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 2021, 18:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Może istnieć wiele planet z atmosferą bogatą w wodę

Atmosfera umożliwia życie na powierzchni Ziemi, reguluje nasz klimat i chroni nas przed szkodliwym promieniowaniem kosmicznym. Ale chociaż teleskopy zliczają coraz więcej planet skalistych, naukowcy sądzili, że większość z nich już dawno utraciła swoje atmosfery.

Jednak nowe badanie przeprowadzone przez naukowców z University of Chicago i Stanford University sugeruje mechanizm, dzięki któremu planety te mogą nie tylko tworzyć atmosfery pełne pary wodnej, ale także utrzymywać je przez długie okresy. Opublikowane 15 marca 2021 roku w Astrophysical Journal Letters badanie poszerza nasz obraz powstawania planet i może pomóc ukierunkować poszukiwania światów nadających się do zamieszkania w innych układach gwiezdnych.

W miarę, jak teleskopy dokumentują odkrycia coraz większej liczby egzoplanet, naukowcy próbują się dowiedzieć, jak mogą one wyglądać. Ogólnie rzecz biorąc, teleskopy mogą dać informacje na temat fizycznych rozmiarów egzoplanety, jej bliskości do gwiazdy i, jeżeli mamy szczęście, jej masy. Aby pójść o wiele dalej, naukowcy muszą dokonać ekstrapolacji na podstawie tego, co wiemy o Ziemi i innych planetach w naszym Układzie Słonecznym. Ale najczęściej odkrywane planety nie wydają się być podobne do tych, które widzimy wokół nas.

To, co już wiedzieliśmy dzięki misji Kepler, to fakt, że planety nieco mniejsze od Neptuna są naprawdę liczne, co było zaskoczeniem, ponieważ w naszym Układzie Słonecznym ich nie ma. Nie wiemy na pewno, z czego są zbudowane, ale istnieją mocne dowody na to, że są to kule magmy otoczone wodorową atmosferą – powiedział prof. Edwin Kite.

Jest też sporo mniejszych skalistych planet, które są podobne, ale bez powłok wodorowych. Dlatego naukowcy przypuszczali, że wiele planet prawdopodobnie tworzy się jak te większe planety mające atmosferę złożoną z wodoru, ale którą tracą, gdy pobliska gwiazda zapala się i zdmuchuje wodór.

Jednak w modelach tych jest jeszcze wiele luk do wypełnienia. Kite i współautorka artykułu Laura Schaefer z Uniwersytetu Stanforda zaczęli badać niektóre potencjalne konsekwencje posiadania przez gwiazdę planety pokrytej oceanami stopionej skały.

Jak mówi Kite, płynna magma jest w rzeczywistości rzadkością, więc również energicznie się odwraca, jak czynią to oceany na Ziemi. Istnieje duża szansa, że te oceany magmy wysysają wodór z atmosfery i wywołują reakcje, tworząc wodę. Część tej wody ucieka do atmosfery, ale znacznie więcej przesącza się do magmy.

Następnie, po tym, jak pobliska gwiazda obedrze planetę z wodorowej atmosfery, woda zostanie wciągnięta do atmosfery w postaci pary wodnej. Ostatecznie na planecie pozostaje atmosfera zdominowana przez wodę.

Jak mówi Kite, proces ten na niektórych planetach może trwać miliardy lat.

Istnieje kilka sposobów sprawdzenia tej hipotezy. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, potężny następca Teleskopu Hubble’a, będzie w stanie przeprowadzić pomiary składu atmosfery egzoplanety. Jeżeli wykryje planety z wodą w atmosferze, będzie to jeden sygnał.

Innym sposobem testowania jest poszukiwanie pośrednich oznak istnienia atmosfery. Większość z tych planet jest zablokowana pływowo, podobnie jak nasz Księżyc, zwrócone zawsze tą samą stroną do gwiazdy, więc jedna jej strona jest zawsze gorąca, a druga zimna.

Para absolwentów University of Chicago zasugerowała sposób wykorzystania tego zjawiska do sprawdzenia atmosfery. Wykazali oni, że atmosfera zmniejszy temperaturę planety, więc nie będzie ostrej różnicy między stroną dzienną i nocną. Jeżeli teleskop może zmierzyć, jak mocno świeci strona dzienna, powinien być w stanie stwierdzić, czy istnieje atmosfera redystrybuująca ciepło.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Chicago

Vega


Załączniki:
exoplanets.jpg
exoplanets.jpg [ 99.29 KiB | Przeglądany 3543 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 2021, 18:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy naszkicowali układ podwójny starzejących się gwiazd z wykorzystaniem ponad 100 lat obserwacji

Astronomowie stworzyli najlepszy jak dotąd obraz zmiennej RV Tauri, rzadkiego typu układu podwójnego, w którym dwie gwiazdy – jedna zbliża się do końca swojego życia – krążą wewnątrz ogromnego dysku pyłu. 130-letni zbiór danych obejmuje najszerszy zakres światła zebranego dotychczas dla jednego z tych układów, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie.

W galaktyce Drogi Mlecznej jest tylko około 300 znanych zmiennych typu RV Tauri. Skoncentrowaliśmy się w naszych badaniach na drugim co do jasności układzie, nazwanym U Monocerotis, będącym pierwszym z układów, z którego wykryto promieniowanie rentgenowskie – powiedziała Laura Vega, główna autorka artykułu.

Artykuł opisujący te wyniki został opublikowany w The Astrophysical Journal.

Układ, w skrócie nazywany U Mon, znajduje się w odległości 3600 lat świetlnych w konstelacji Jednorożca. Obie gwiazdy układu krążą wokół siebie raz na około 6,5 roku po orbicie nachylonej pod kątem 75 stopni względem naszego pola widzenia.

Główna gwiazda układu, żółty nadolbrzym, ma masę około dwukrotnie większą niż Słońce, ale rozmiar stukrotnie większy. Walka między ciśnieniem a temperaturą w jej atmosferze powoduje, że regularnie rozszerza się i kurczy, a pulsacje te powodują przewidywalne zmiany jasności z naprzemiennymi głębokimi i płytkimi spadkami blasku – cecha charakterystyczna układów RV Tauri. Naukowcy wiedzą mniej o gwieździe towarzyszącej, ale sądzą, że ma ona podobną masę i jest znacznie młodsza od gwiazdy głównej.

Chłodny dysk wokół obu gwiazd składa się z gazu i pyłu wyrzucanego przez gwiazdę główną w trakcie jej ewolucji. Korzystając z obserwacji radiowych wykonanych radioteleskopem Submillimeter Array na Maunakea na Hawajach, zespół Vegi oszacował, że dysk ma około 82 mld km średnicy. Układ podwójny krąży w szczelinie centralnej, która wg naukowców jest porównywalna z odległością między obiema gwiazdami w ich maksymalnej separacji, która wynosi 870 mln km.

Kiedy gwiazdy są najbardziej od siebie oddalone, są mniej więcej w jednej linii, względem nas. Dysk częściowo zasłania gwiazdę główną i tworzy kolejną przewidywalną fluktuację blasku układu. Vega i jej koledzy uważają, że dzieje się tak, gdy jedna lub obie gwiazdy oddziałują z wewnętrzną krawędzią dysku, wysysając strumienie gazu i pyłu. Sugerują, że gwiazda towarzysząca kieruje gaz do własnego dysku, który nagrzewa się i generuje wypływ gazu emitujący promieniowanie X. Model ten mógłby wyjaśnić promieniowanie rentgenowskie wykryte w 2016 roku przez satelitę XMM-Newton.

W swojej analizie układu U Mon zespół Vegi uwzględnił również 130 lat jego obserwacji w świetle widzialnym.

Najwcześniejsze dostępne pomiary układu, zebrane 25 grudnia 1888 roku pochodzą z archiwów Amerykańskiego Stowarzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO), międzynarodowej sieci astronomów amatorów i zawodowych astronomów. AAVSO dostarczyło dodatkowych pomiarów historycznych, począwszy od połowy lat czterdziestych XX wieku do chwili obecnej.

Naukowcy wykorzystali również zarchiwizowane obrazy skatalogowane przez Digital Access to a Sky Century @ Harvard (DASCH), projekt w Harvard College Observatory w Cambridge poświęcony cyfryzacji obrazów astronomicznych ze szklanych płyt fotograficznych wykonanych przez teleskopy naziemne w latach 1880-1990.

Blask U Mon zmienia się zarówno dlatego, że gwiazda główna pulsuje, jak i dlatego, że dysk częściowo ją przysłania co 6,5 roku. Połączone dane AAVSO i DASCH pozwoliły zespołowi Vegi dostrzec jeszcze dłuższy cykl, w którym jasność układu rośnie i spada co około 60 lat. Uważają, że zakrzywienie lub grudka na dysku, znajdująca się mniej więcej tak daleko od układu, jak Neptun od Słońca, powoduje tę dodatkową zmienność podczas jego orbitowania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
u_mon_primary_star_still.jpg
u_mon_primary_star_still.jpg [ 653.69 KiB | Przeglądany 3540 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 2021, 17:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Przeszukiwanie otoczenia szybkich błysków radiowych

Szybkie błyski radiowe (FRB) to wciąż tajemnicze zjawisko astronomiczne. Aby zrozumieć, jak powstają, musimy przyjrzeć się bliżej ich miejscu zamieszkania. W nowym badaniu naukowcy tym właśnie się zajmują, korzystając z pomocy bardzo czułych instrumentów astronomicznych.

Szybkie błyski radiowe są dokładnie tym, o czym mówi ich nazwa: krótkimi, jasnymi sygnałami radiowymi, które trwają najwyżej milisekundy. Ich poziom energii czyni je szczególnie intrygującymi, ponieważ jest niewiele procesów, które mogłyby wytwarzać tak duże ilości energii w tak krótkim czasie. Kolejnym ograniczeniem jest to, że FRB zostały wykryte we wszystkich rodzajach galaktyk, co oznacza, że cokolwiek wytwarza FRB, nie może być zbyt wyjątkowe.

Radioteleskopy mają dzisiaj możliwość precyzyjnego wyizolowania FRB w ich galaktykach macierzystych, co oznacza, że możemy badać środowiska, które wytwarzają źródła FRB. Najbliższy znany FRB, który pewnie wyizolowaliśmy, nazywa się FRB 20180916B i znajduje się prawie 500 mln lat świetlnych od nas. Obserwacje w wysokiej rozdzielczości pokazały, że FRB 20180916B znajduje się w odrębnym regionie gwiazdotwórczym, ale co możemy zobaczyć, jeżeli przyjrzymy się jeszcze bliżej?

W niedawnym badaniu grupa naukowców kierowana przez Shriharsha P. Tendulkara z Indii, zbadała otoczenie FRB 20180916B z największą jak dotąd szczegółowością, schodząc do skali setek lat świetlnych.

Do swoich badań zespół Tendulkara wykorzystał urządzenie Wide Field Camera 3 (WFC3) zamontowane na Teleskopie Hubble’a oraz spektrograf MEGARA na Gran Telescopio Canarias. Podsumowując, obserwacje obejmują głównie zakres fal optycznych, które są wrażliwe na gaz i gwiazdy.

Gaz spełnia dwie ważne funkcje: można go wykorzystać do określenia, jak dużo procesów gwiazdotwórczych zachodzi w danym regionie, a także do pomiaru ruchu. Naukowcy wykorzystali tę ostatnią właściwość do ustalenia, że region macierzysty FRB 20180916B obraca się wraz z dużą galaktyką w jego pobliżu. Wyklucza to możliwość, że FRB faktycznie znajduje się w mniejszej galaktyce satelitarnej.

Naukowcy odkryli również, że proces formowania się gwiazd wokół FRB 20180916B jest na interesującym etapie: nie jest bardzo aktywny, ale też nie ustąpił spokojnie, co sugeruje, że region ten jest wciąż młody.

FRB 20180916B znajduje się również w znacznej odległości od najbliższej grupy gwiazd. Zatem, jeśli źródło FRB narodziło się w tej grupie, musiało przebyć od 800 000 do 7 mln lat, aby dotrzeć do miejsca, w którym znajduje się obecnie. To nakłada ograniczenia na to, co jest źródłem FRB 20180916B, ponieważ niewiele obiektów astronomicznych może pozostać tak energetyczne jak źródła FRB, gdy się starzeją.

Więc co kryje się za FRB 20180916B? Po rozważeniu możliwych scenariuszy Tendulkar i jego zespół skupili się na układzie podwójnym świecącym w promieniowaniu rentgenowskim lub gamma, który składa się z gwiazdy neutronowej i masywnej gwiazdy towarzyszącej. Jednak aby mieć pewność, że tego rodzaju obiekty są źródłami FRB, potrzebowalibyśmy dużych próbek dobrze znanych układów podwójnych – co z pewnością jest wykonalne z użyciem radioteleskopów, które już mamy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
FRB-scaled.jpg
FRB-scaled.jpg [ 691.29 KiB | Przeglądany 3026 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 2021, 18:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Astronomiczne odkrycie przeczy modelowi powstawania gwiazd

Chociaż nasza galaktyka jest skupiskiem złożonym z co najmniej 200 mld gwiazd, szczegóły ich powstawania w dużej mierze pozostają owiane tajemnicą.

Naukowcy wiedzą, że gwiazdy powstają w wyniku zapadania się ogromnych obłoków wodoru, które są ściskane pod wpływem grawitacji do punktu zapoczątkowania fuzji jądrowej. Jednak tylko około 30% początkowej masy obłoku kończy swój żywot jako nowo narodzona gwiazda. Gdzie podziewa się reszta wodoru podczas tak strasznie nieefektywnego procesu?

Założono, że nowo powstająca gwiazda wyrzuca z siebie mnóstwo gorącego gazu poprzez wypływające dżety w kształcie mieczy świetlnych oraz huraganowe wiatry, wystrzeliwane z otaczającego ją dysku przez potężne pola magnetyczne. Te fajerwerki powinny stłumić dalszy wzrost gwiazdy centralnej. Jednak nowy, kompleksowy przegląd Hubble’a pokazuje, że to najbardziej powszechne wyjaśnienie nie działa, pozostawiając astronomów w zakłopotaniu.

Naukowcy wykorzystali dane zebrane wcześniej z teleskopów Hubble’a, Spitzera i Herschela do przeanalizowania 304 tworzących się gwiazd, zwanych protogwiazdami, w Kompleksie Oriona, najbliższym Ziemi głównym obszarze gwiazdotwórczym.

W tym największym jak dotąd przeglądzie rodzących się gwiazd naukowcy odkryli, że gaz usuwany przez wypływ z gwiazdy może nie być tak ważny w określaniu jej ostatecznej masy, jak sugerują konwencjonalne teorie. Celem naukowców było ustalenie, czy wypływy gwiazdowe powstrzymują napływ gazu do gwiazd oraz jej wzrost.

Zamiast tego odkryli, że wnęki w otaczającym obłoku gazu, wyrzeźbione przez wypływ z formującej się gwiazdy, nie powiększają się regularnie w miarę dojrzewania, jak proponują teorie.

Wyniki badań zespołu pojawią się w nadchodzącym numerze czasopisma The Astrophysical Journal.

Gwiazda się rodzi
Podczas stosunkowo krótkiej fazy narodzin gwiazdy, trwającej zaledwie ok. 500 000 lat, gwiazda szybko nabiera masy. W miarę wzrostu wypuszcza wiatr, a także parę wirujących, przypominających zraszacze do trawników strumieni, które wystrzeliwują w przeciwnych kierunkach. Te wpływy zaczynają pochłaniać otaczający obłok, tworząc puste przestrzenie w gazie.

Popularne teorie przewidują, że w miarę rozwoju młodej gwiazdy i kontynuacji wypływów, puste przestrzenie stają się coraz szersze, aż cały obłok gazu wokół gwiazdy zostanie całkowicie wypchnięty. Gdy zbiornik gazu jest pusty, gwiazda przestaje gromadzić masę – innymi słowy, przestaje rosnąć.

Aby wyszukać wzrost wnęki, badacze najpierw posortowali protogwiazdy według wieku, analizując dane z Herschela i Spitzera dotyczące strumienia światła każdej gwiazdy. Protogwiazdy z obserwacji Hubble’a były również obserwowane w ramach przeglądu prowadzonego przez teleskop Herschela (Herschel Orion Protostar Survey).

Następnie astronomowie obserwowali wnękę w bliskiej podczerwieni za pomocą instrumentu Near-infrared Camera and Multi-object Spectrometer oraz Wide Field Camera 3 (WFC3) na teleskopie Hubble’a. Obserwacje zostały wykonane między 2008 a 2017 rokiem. Chociaż same gwiazdy spowite są pyłem, emitują silne promieniowanie, które uderza w ściany wnęk i rozprasza ziarna pyłu, oświetlając szczeliny gazowymi otoczkami w świetle podczerwonym.

Obrazy z Hubble’a ujawniają szczegóły pustych przestrzeni wytwarzanych przez protogwiazdy na różnych etapach ewolucji. Naukowcy użyli tych obrazów do zmierzenia kształtów struktur i oszacowania objętości gazu usuniętego w celu utworzenia pustych przestrzeni. Na podstawie tej analizy można było oszacować ilość masy, która została usunięta przez wybuchy gwiazd.

Odkryliśmy, że pod koniec fazy protogwiazdowej, gdy większość gazu opadła z otaczającego obłoku na gwiazdę, wiele gwiazd wciąż ma dość wąskie szczeliny. Tak więc, ten wciąż powszechnie panujący obraz tego, co decyduje o masie gwiazdy i co powstrzymuje napływ gazu jest taki, że rosnąca szczelina wypływowa zbiera cały gaz. To było dość fundamentalne dla naszego pomysłu na to, jak przebiega proces formowania się gwiazd, ale wydaje się, że po prostu do danych tutaj – powiedział członek zespołu Tom Megeath z Uniwersytetu w Toledo.

Przyszłe teleskopy, takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, będą badać głębiej proces formowania się protogwiazd. Obserwacje spektroskopowe Webba będą obserwować wewnętrzne rejony dysków otaczających protogwiazdy w świetle podczerwonym, szukając dżetów w najmłodszych źródłach. Webb pomoże również astronomom zmierzyć tempo akrecji materii z dysku na gwiazdę oraz zbadać, jak wewnętrzny dysk oddziałuje z wypływem materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
STScI-H-p2106a-d-1280x720.png
STScI-H-p2106a-d-1280x720.png [ 912.98 KiB | Przeglądany 3016 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 2021, 20:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Czy najbliższa Słońcu gromada gwiazd ulega zniszczeniu?

Dane z satelity Gaia ujawniły intrygujące dowody na to, że najbliższa Słońcu gromada gwiazd jest zaburzona przez grawitacyjne oddziaływanie masywnej, lecz niewidocznej struktury w naszej galaktyce.

Jeżeli jest to prawda, może dostarczyć dowodów na istnienie podejrzanej populacji „podhalo ciemnej materii”. Uważa się, że te niewidoczne obłoki cząstek to pozostałość po uformowaniu się Drogi Mlecznej i są obecnie rozsiane po całej galaktyce, tworząc niewidzialną podstrukturę, która wywiera zauważalny wpływ grawitacyjny na wszystko, co znajdzie się zbyt blisko niej.

Pracownik naukowy ESA Tereza Jerabkova i jej współpracownicy z ESA i ESO dokonali tego odkrycia podczas badania sposobu, w jaki pobliska gromada gwiazd wtapia się w ogólne tło gwiazd w naszej galaktyce. Odkrycie to zostało dokonane na podstawie trzeciej publikacji danych z Gaia (EDR3 – Gaia’s Early third Data Release) oraz danych z drugiej publikacji.

Zespół wybrał gromadę Hiady jako swój cel, ponieważ jest to najbliższa Słońcu gromada gwiazd. Znajduje się ona w odległości nieco ponad 153 lat świetlnych i jest dobrze widoczna dla obserwatorów nieba zarówno na półkuli północnej, jak i południowej, jako rzucający się w oczy kształt litery „V” złożony z jasnych gwiazd, który wyznacza głowę Byka w konstelacji o tej samej nazwie. Poza łatwo widocznymi jasnymi gwiazdami, teleskopy pokazują sto lub więcej słabszych, które znajdują się w sferycznym obszarze przestrzeni, o średnicy około 60 lat świetlnych.

Gromada gwiazd w naturalny sposób traci gwiazdy, ponieważ poruszając się w obrębie gromady, przyciągają się one do siebie pod wpływem grawitacji. Ta ciągła szarpanina nieznacznie zmienia prędkości gwiazd, przesuwając niektóre z nich na krawędzie gromady. Stamtąd gwiazdy mogą zostać wymiecione przez grawitacyjne przyciąganie galaktyki, tworząc dwa długie ogony.

Jeden ogon podąża za gromadą gwiazd, drugi wysuwa się przed nią. Są one znane jako ogony pływowe i były szeroko badane w zderzających się galaktykach, ale do teraz nikt nie obserwował takich pochodzących z pobliskiej gromady gwiazd.

Kluczem do wykrycia ogonów jest zauważenie, które gwiazdy na niebie poruszają się w podobny sposób jak gromada gwiazd. Gaia ułatwiła to zadanie, ponieważ precyzyjnie mierzy odległość i ruch ponad miliarda gwiazd w naszej galaktyce. A są to dwie najważniejsze wielkości, których potrzebujemy do poszukiwania ogonów pływowych z gromad w Drodze Mlecznej.

Poprzednie próby innych zespołów zakończyły się jedynie ograniczonym sukcesem, ponieważ badacze szukali jedynie gwiazd, które ściśle odpowiadały ruchowi gromady. Wykluczyło to członków, którzy opuścili gromadę wcześniej w jej 600-700 milionowej historii i dlatego podróżują teraz po innych orbitach.

Aby zrozumieć, jakiego okresu orbit należy szukać, Tereza skonstruowała model komputerowy, który symulował różne perturbacje, jakie uciekające gwiazdy w gromadach mogą odczuwać podczas setek milionów lat spędzonych w przestrzeni kosmicznej. Dopiero po uruchomieniu tego kodu, a następnie porównaniu symulacji z rzeczywistymi danymi, ujawniono prawdziwy zasięg ogonów pływowych Hiad. Tereza i jej współpracownicy znaleźli tysiące byłych członków wśród danych z Gaia. Gwiazdy te rozciągają się teraz na tysiące lat świetlnych w poprzek galaktyki i dwóch ogonach pływowych.

Jednak prawdziwą niespodzianką był fakt, że w ogonie pływowym zdawało się brakować gwiazd. Wskazuje to, że dzieje się coś bardziej brutalnego niż delikatne „rozpuszczanie się” gromady gwiazd.

Przeprowadzając ponowne symulacje, Tereza wykazała, że dane mogłyby zostać odtworzone, gdyby ogon zderzył się z obłokiem materii zawierającym około 10 mln mas Słońca. Musiało dojść do bliskiej interakcji z tym naprawdę masywnym obłokiem, a Hiady zostały po prostu rozbite – mówi.

Ale co to za obłok może być? Nie ma żadnych obserwacji tak masywnego obłoku gazu lub gromady gwiazd w pobliżu. Jeżeli nawet podczas przyszłych poszukiwań nie zostanie wykryta żadna widoczna struktura, Tereza sugeruje, że obiekt ten może być podhalo ciemnej materii. Są to naturalnie występujące skupiska ciemnej materii, które, jak się uważa, pomagają w kształtowaniu galaktyk podczas ich procesu formowania się. Nowa praca pokazuje, jak Gaia pomaga astronomom w tworzeniu map tej niewidocznej struktury ciemnej materii w Galaktyce.

Dzięki Gaia sposób, w jaki postrzegamy Drogę Mleczną całkowicie się zmienił. Dzięki tym odkryciom będziemy w stanie mapować podstruktury Drogi Mlecznej znacznie lepiej niż kiedykolwiek wcześniej – mówi Tereza. Po sprawdzeniu tej techniki na Hiadach, Tereza i jej współpracownicy rozszerzają teraz swoją pracę, szukając ogonów pływowych w innych, bardziej odległych gromadach gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
The_Hyades_and_their_tidal_tails_pillars.jpg
The_Hyades_and_their_tidal_tails_pillars.jpg [ 226.59 KiB | Przeglądany 2920 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 2021, 15:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Symulacje supernowych pokazują, jak gwiezdne eksplozje kształtują obłoki pozostałości

Astronomowie są obecnie w stanie lepiej interpretować obserwacje pozostałości po supernowych dzięki komputerowym symulacjom tych zdarzeń kataklizmicznych wykonanym przez astronomów z RIKEN.

Kiedy pewne typy gwiazd umierają, gasną w blasku chwały – w niewiarygodnie potężnej eksplozji znanej jako supernowa. Jedna z ich najczęstszych form to supernowa typu Ia, wywodząca się od zwartej gwiazdy – białego karła – która wypaliła już swoje paliwo wodorowe. Materia przepływająca z gwiazdy towarzyszącej może zapoczątkować gwałtowną reakcję syntezy jądrowej w karle, wywołując potężną pożogę, w wyniku której powstaje wiele cięższych pierwiastków we Wszechświecie. Są one wyrzucane na zewnątrz w postaci świecącego obłoku zwanego pozostałością, który nosi ślady eksplozji.

Gilles Ferrand z RIKEN Astrophysical Big Bang Laboratory wraz z kolegami z Japonii i Niemiec opracowuje trójwymiarowe symulacje komputerowe, które odtwarzają supernowe. Ich symulacje składają się z dwóch etapów: pierwszy z nich modeluje sam wybuch supernowej, podczas gdy drugi wykorzystuje to jako dane wejściowe do modelu pozostałości po supernowej. Naszym celem jest zbadanie, w jaki sposób różne warunki eksplozji powodują powstawanie pozostałości o charakterystycznych kształtach i składzie, podobnych do tych, które obserwujemy w naszej galaktyce – wyjaśnia Ferrand.

Najnowsze symulacje zespołu naukowców koncentrują się na dwóch aspektach supernowych: jak dochodzi do zapłonu wewnątrz białego karła i jak spalanie rozrywa gwiazdę. Zapłon może rozpocząć się w zaledwie kilku miejscach wewnątrz białego karła, lub może być wywołany w wielu punktach jednocześnie. Tymczasem spalanie może być deflagracją – burzliwym ogniem, który porusza się wolniej niż lokalna prędkość dźwięku – lub deflagracją, po której następuje naddźwiękowa detonacja.

Zestawiając te opcje na różne sposoby, badacze stworzyli cztery modele pozostałości po supernowej. Każdy model ma swoje charakterystyczne właściwości, mówi Ferrand. Na przykład, supernowa z małą ilością punktów zapłonu i wybuchem deflagracyjnym dała pozostałość z symetryczną otoczką, która była przesunięta od centrum eksplozji. Dla kontrastu, symulacja obejmująca kilka punktów zapłonu i detonację dała pozostałość, w której połowa zewnętrznej otoczki była dwa razy grubsza od drugiej połowy. Pozostałość z symulacji deflagracji charakteryzowała się również nieoczekiwanymi „szwami” gęstszej materii.

Wyniki te sugerują, że najlepszym czasem na zobaczenie odcisku supernowej na jej pozostałości jest okres około 100-300 lat po wybuchu. Odcisk ten jest widoczny dłużej w supernowych z mniejszą liczbą punktów zapłonu, a wszystkie pozostałości w symulacjach stały się sferyczne w ciągu 500 lat. Wyniki te będą pomocne astronomom w interpretacji obserwacji pozostałości po supernowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega


Załączniki:
RRFY20200063.jpg
RRFY20200063.jpg [ 33.43 KiB | Przeglądany 2683 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 2021, 17:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie odkrywają rzadką czarną dziurę o masie pośredniej

Nowa czarna dziura pobiła rekord – nie jako najmniejsza lub największa – ale jako dokładnie pośrednia.

Odkryta niedawno czarna dziura jest częścią brakującego ogniwa pomiędzy dwiema populacjami czarnych dziur: małymi czarnymi dziurami powstałymi z gwiazd i supermasywnymi olbrzymami w jądrach większości galaktyk.

Zespół naukowców odkrył czarną dziurę o masie około 55 000 razy większej od masy Słońca, słynną czarną dziurę o masie pośredniej.

Odkrycie zostało opublikowane 29 marca 2021 r. w artykule pt. Evidence for an intermediate mass black hole from a gravitationally lensed gamma-ray burst w czasopiśmie Nature Astronomy.

Główny autor i doktorant Uniwersytetu w Melbourne, James Paynter, powiedział, że najnowsze odkrycie rzuca nowe światło na to, jak tworzą się supermasywne czarne dziury. Chociaż wiemy, że supermasywne czarne dziury czają się w jądrach większości, jeżeli nie wszystkich galaktyk, nie rozumiemy, w jaki sposób te Behemoty są w stanie urosnąć tak duże w skali wieku Wszechświata – powiedział.

Nowa czarna dziura została odkryta dzięki detekcji soczewkowania grawitacyjnego rozbłysków gamma.

Wybuch promieniowania gamma, półsekundowy błysk wysokoenergetycznego światła emitowanego przez parę łączących się gwiazd, został zaobserwowany jako charakterystyczne „echo”. Echo to jest wywołane przez interweniującą czarną dziurę o masie pośredniej, która zakrzywia ścieżkę światła w drodze na Ziemię, przez co astronomowie obserwują ten błysk dwukrotnie.

Potężne oprogramowanie opracowane w celu wykrywania czarnych dziur dzięki falom grawitacyjnym zostało przystosowane do ustalenia, że dwa błyski są obrazami tego samego obiektu.

Ta nowo odkryta czarna dziura może być starożytnym reliktem – pierwotną czarną dziurą – powstałą we wczesnym Wszechświecie, zanim uformowały się pierwsze gwiazdy i galaktyki – powiedział współautor badania Eric Thrane.

Te wczesne czarne dziury mogą być zalążkami supermasywnych czarnych dziur, które dzisiaj żyją w sercach galaktyk.

Naukowcy szacują, że w pobliżu naszej galaktyki Drogi Mlecznej znajduje się około 46 000 czarnych dziur o masie pośredniej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
cknox-side-gamma-ray-burst-text2_orig.jpg
cknox-side-gamma-ray-burst-text2_orig.jpg [ 84.29 KiB | Przeglądany 2402 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: 01 kwietnia 2021, 17:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Poszukiwanie galaktycznych źródeł strumieni gwiazd

Droga Mleczna opleciona jest długimi strumieniami gwiazd, które zawierają wskazówki dotyczące wszystkiego, od historii naszej galaktyki po naturę ciemnej materii. Nowe badania pozwoliły zidentyfikować prawdopodobne pochodzenie niektórych z tych subtelnych wstęg.

Strumienie gwiazd to skupiska gwiazd, które są zgrupowane w wydłużone włókna biegnące łukiem wokół galaktyki-gospodarza. Uważa się, że włókna te powstają, gdy protoplasta strumienia – jak gromada kulista lub satelitarna galaktyka karłowata – zostaje zakłócona przez siły pływowe galaktyki gospodarza. Gwiazdy są wyciągane z protoplasty w strumień pływowy, który następnie okrąża galaktykę-gospodarza; sama rodzima galaktyka może pozostać połączona ze strumieniem, orbitować oddzielnie lub całkowicie się rozpadać.

Obserwowaliśmy strumienie gwiazd w innych galaktykach (takich jak NGC 5907), ale nie musimy szukać tak daleko – nasza własna Droga Mleczna jest gospodarzem ponad 60 skatalogowanych strumieni. Spośród tych cienkich smug tylko kilka zostało powiązanych ze znanym gospodarzem, takim jak ocalała gromada kulista. Reszta ma nieznane pochodzenie, co pozostawia wiele otwartych pytań, na które dopiero teraz, dzięki obecnym obserwacjom, można znaleźć odpowiedzi.

W najnowszych badaniach prowadzonych przez Anę Bonaca (Centrum Astrofizyki | Harvard & Smithsonian), zespół naukowców wykorzystał niesamowitą precyzję obserwatorium kosmicznego Gaia do poszukiwania pochodzenia 23 zimnych strumieni gwiazd w halo Drogi Mlecznej.

Bonaca i jej współpracownicy wykorzystują poprawione ruchy właściwe, dostarczone z Gaia's Early Data Release 3 dla gwiazd w tych 23 strumieniach. Analizując energie i momenty pędu 3D tych strumieni oraz badając ich rozmieszczenie w przestrzeni fizycznej, autorzy są w stanie zidentyfikować prawdopodobnych protoplastów dla większości strumieni.

Zgodnie z wynikami autorów pracy, tylko jeden z tych strumieni pochodzi z gromady kulistej, która narodziła się w Drodze Mlecznej. Zdecydowana większość pochodzi od galaktyk karłowatych, które uległy akrecji przez Drogę Mleczną. Niektóre z tych strumieni zostały wytworzone przez same galaktyki karłowate; inne powstały prawdopodobnie z zaburzonych gromad kulistych, które krążyły wokół tych galaktyk karłowatych.

Kilka z 23 strumieni ma podobne właściwości, co sugeruje, że wiele z nich pochodzi od tego samego protoplasty. Autorzy identyfikują oryginalnych kandydatów na gospodarzy galaktyk karłowatych dla 20 z tych strumieni i wskazują 6 konkretnych gromad kulistych jako źródła ośmiu z nich.

Obrazek
Mapa nieba pokazująca 6 gromad kulistych (krzyżyki), które autorzy wiążą z 8 strumieniami gwiazd (kółka). Źródło: Bonaca i inni, 2021

Co możemy zrobić z tymi informacjami? Zrozumienie pochodzenia tych strumieni gwiazd pozwala nam lepiej prześledzić ich ścieżki, jak długo krążyły po orbitach i jakie inne oddziaływania grawitacyjne mogły mieć miejsce z czasem. Szczegóły te są cenne nie tylko dla zrozumienia ewolucji galaktyk, ale również dla stworzenia mapy rozkładu ciemnej materii w naszej galaktyce oraz badania struktury ciemnej materii w galaktykach goszczących strumienie.

Dalsze rozszerzenie pracy zespołu na inne strumienie gwiazd krążące wokół Drogi Mlecznej będzie zależało od kontynuacji pomiarów ruchu właściwego tych słabych i odległych źródeł. Czekamy zatem na przyszłe wyniki z danych z Gai.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
Ngc5907_stellar_stream.jpg
Ngc5907_stellar_stream.jpg [ 654.97 KiB | Przeglądany 2058 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: 03 kwietnia 2021, 20:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Nowe badania podają w wątpliwość obecność ciemnej energii

Naukowcy od dawna wierzą, że 70% Wszechświata składa się z ciemnej energii, substancji, która umożliwia jego rozszerzanie się w coraz szybszym tempie. Jednak w nowym badaniu naukowcy z Uniwersytetu w Kopenhadze przetestowali model, który sugeruje, że ekspansja Wszechświata jest powodowana przez ciemną substancję z rodzajem siły magnetycznej. Jeżeli ten model się utrzyma, będzie to oznaczać, że ciemna energia po prostu nie istnieje, twierdzi prof. UCPH, który stoi za tymi badaniami.

Do tej pory naukowcy uważali, że ciemna energia odpowiada za blisko 70% wiecznie przyspieszającego, rozszerzającego się Wszechświata. Przez wiele lat mechanizm ten kojarzono z tzw. stałą kosmologiczną, opracowaną przez Einsteina w 1917 roku, która odnosi się do nieznanej odpychającej siły kosmicznej.

Ponieważ jednak stałej kosmologicznej – znanej jako ciemna energia – nie można zmierzyć bezpośrednio, wielu badaczy, w tym Einstein, powątpiewało w jej istnienie – nie potrafiąc zaproponować realnej alternatywy.

Aż do teraz. W nowym badaniu przeprowadzonym przez naukowców z Uniwersytetu w Kopenhadze przetestowano model, który ciemną energię zastępuje ciemną materią w postaci sił magnetycznych.

Jeżeli to, co odkryliśmy jest prawdziwe, podważy to nasze przekonanie, że to, co uważaliśmy za 70% Wszechświata, w rzeczywistości nie istnieje. Usunęliśmy z równania ciemną energię i dodaliśmy kilka dodatkowych właściwości ciemnej materii. Wygląda na to, że ma ona taki sam wpływ na ekspansję Wszechświata jak ciemna energia – wyjaśnia Steen Harle Hansen, profesor nadzwyczajny w Centrum Kosmologii DARK Instytutu Nielsa Bohra.

Zwykłe zrozumienie rozkładu energii we Wszechświecie jest takie, że składa się ona w 5% ze zwykłej materii, 25% z ciemnej materii i 70% z ciemnej energii.

W nowym modelu naukowców z UCPH 25% ciemnej materii posiada specjalne właściwości, które sprawiają, że 70% ciemnej energii staje się zbędne.

Niewiele wiemy o ciemnej materii poza tym, że jest to ciężka i powolna cząstka. A potem zastanawialiśmy się – co by było, gdyby ciemna materia miała w sobie jakąś własność, która byłaby analogiczna do magnetyzmu? Wiemy, że gdy zwykłe cząstki poruszają się wokół nas, wytwarzają magnetyzm. A magnesy przyciągają lub odpychają inne magnesy – co więc, jeżeli właśnie to dzieje się we Wszechświecie? Ta ciągła ekspansja ciemnej materii odbywa się dzięki jakiejś sile magnetycznej? – pyta Steen Hansen.

Pytanie Hansena posłużyło za fundament nowego modelu komputerowego, w którym badacze uwzględnili wszystko, co wiedzą o Wszechświecie – w tym grawitację, prędkość rozszerzania się oraz X, nieznaną siłę, która rozszerza Wszechświat.

Opracowaliśmy model, który działa w oparciu o założenie, że cząsteczki ciemnej materii posiadają pewien rodzaj siły magnetycznej i zbadaliśmy, jaki wpływ miałaby ta siła na Wszechświat. Okazało się, że miałaby ona dokładnie taki sam wpływ na prędkość ekspansji Wszechświata, jaki znamy z ciemnej energii – wyjaśnia Steen Hansen.

Pozostaje jednak wiele niewiadomych na temat tego mechanizmu, który nie został jeszcze zrozumiany przez naukowców. I wszystko to musi zostać sprawdzone w lepszych modelach, uwzględniających więcej czynników. Jak to ujął Hansen:

Szczerze mówiąc, nasze odkrycie może być tylko zbiegiem okoliczności. Ale jeżeli tak nie jest, to jest to naprawdę niesamowite. Zmieniłoby to nasze rozumienie składu Wszechświata i tego, dlaczego on się rozszerza. Na obecnym etapie naszej wiedzy, nasze pomysły na ciemną materię z rodzajem siły magnetycznej i ciemną energię są równie dzikie. Dopiero bardziej szczegółowe obserwacje pozwolą określić, który z tych modeli jest bardziej realistyczny. Tak więc ponowne sprawdzenie naszego wyniku będzie niezwykle ekscytujące.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCPH

Vega


Załączniki:
Universet_1100x600.jpg
Universet_1100x600.jpg [ 203.08 KiB | Przeglądany 2048 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 kwietnia 2021, 18:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Gorący towarzysze błękitnych maruderów

Błękitni maruderzy to tajemnicze gwiazdy, które wydają się jaśniejsze i gorętsze od innych gwiazd o podobnym wieku i masie. Chociaż dokładne pochodzenie tych gwiazd nie jest znane, uważa się, że powstają, gdy gwiazdy w układzie podwójnym oddziałują ze sobą. Autorzy pracy poszukują niebieskich maruderów w gromadzie otwartej King 2 i szukają dowodów na to, że gwiazdy są podwójne.

Błękitne gwiazdy wędrowne w gromadzie gwiazd można zidentyfikować na podstawie diagramu Hertzsprunga-Russella (HR.) Gwiazdy, które spalają wodór w swoich jądrach znajdują się na ciągu głównym diagramu HR. Gwiazdy o większej masie wyczerpują wodór w jądrze szybciej niż gwiazdy o mniejszej masie i w konsekwencji opuszczają ciąg główny. Istnieje zatem masa maksymalna, powyżej której gwiazdy w gromadzie nie leżą już na ciągu głównym. Ten punkt na diagramie HR nazywany jest punktem wyłączenia z ciągu głównego (ang. Main Sequence Turn-Off – MSTO) i reprezentuje najbardziej masywną gwiazdę, która nadal spala wodór w swoim jądrze. Błękitne marudery wydają się leżeć na ciągu głównym, ale są znacznie jaśniejsze (tj. bardziej masywne) niż MSTO. Zajmują one zatem region diagramu HR, który zgodnie z naszymi oczekiwaniami powinien być pusty, i stanowią wyzwanie dla istniejących modeli ewolucji gwiazd.

Możliwym wyjaśnieniem błękitnych maruderów jest to, że powstają one w układach podwójnych. Masa drugiej gwiazdy w układzie podwójnym może ulec znacznemu zwiększeniu, jeżeli pierwsza gwiazda przeniesie na nią część swojej masy. Zwiększa to ilości wodoru w jądrze drugiej gwiazdy, powodując, że pozostaje ona na ciągu głównym dłużej niż inne gwiazdy o tej samej masie. Ten sam efekt można zaobserwować, gdy dwie gwiazdy w układzie podwójnym połączą się w jedną, bardziej masywną gwiazdę. Zwiększona masa sprawia również, że gwiazda wydaje się jaśniejsza i gorętsza. Istnieją pewne dowody obserwacyjne na poparcie tezy o istnieniu układu podwójnego. Jednak wciąż nie jest jasne, ile błękitnych maruderów jest częścią układów podwójnych przenoszących masę, a ile pojedynczymi gwiazdami powstałymi w wyniku łączenia się gwiazd podwójnych.

Autorzy artykułu poszukiwali towarzysza błękitnego marudera w gromadzie otwartej King 2. King 2 jest jedną z najstarszych gromad gwiazd w Drodze Mlecznej, liczącą 6 mld lat i oddaloną od nas o 5700 parseków (~ 17 000 lat świetlnych). Wcześniejsze badania pozwoliły na zidentyfikowanie w tej gromadzie trzydziestu błękitnych maruderów. Autorzy pracy obserwowali tę gromadę za pomocą urządzenia Ultra-Violet Imaging Telescope znajdującego się na pokładzie teleskopu kosmicznego Astrosat. W swoich obserwacjach w ultrafiolecie wykryli dziesięć z trzydziestu znanych błękitnych maruderów. Gwiazdy potrzebują bardzo wysokich temperatur (>10 000 K), aby wykazywać silną emisję UV. Jednakże, błękitne marudery mają stosunkowo niskie temperatury (<8 000 K). Wskazuje to na istnienie gorącego towarzysza, który czai się w pobliżu tych błękitnych maruderów.

Aby określić ilościowy wkład gorącego towarzysza, autorzy zestawiają dane na wielu długościach fali dla tych dziesięciu błękitnych maruderów z innych przeglądów nieba, takich jak PanSTARRS i Gaia (optyczny), 2MASS (bliska podczerwień) oraz WISE (średnia podczerwień). Konstruując widmowy rozkład energii (ang spectral energy distributions – SED) – jasność w funkcji długości fali – dla tych gwiazd. Te widmowe rozkłady energii mogą być modelowane w celu wyznaczenia temperatury, promienia i masy gwiazdy. Autorzy najpierw dopasowali wszystkie swoje SED do modeli pojedynczych gwiazd. Dane optyczne i podczerwone są dobrze dopasowane do tych modeli i sugerują temperatury 5750-8250 K oraz masy 1,2-1,9 mas Słońca dla błękitnych maruderów. Stwierdzili jednakże, że sześć gwiazd w ich próbce wykazuje nadmiar emisji UV, którego nie można wyjaśnić modelami gwiazd pojedynczych. Przypisują tę nadwyżkę emisji UV gorącej gwieździe towarzyszącej.

Autorzy modelują nadmiar emisji UV i stwierdzają, że gorący towarzysze mają temperatury w zakresie 14 000-26 000 K i promienie 0,09-0,27 promienia Słońca. Własności te sugerują, że mogą to być gwiazdy skrajnej gałęzi horyzontalnej na diagramie HR (ang. Extreme Horizontal Branch – EHR) lub [url=https://pl.wikipedia.org/wiki/Gorący_podkarzeł]podkarły typu B[/url]. Obydwa typy gwiazd są gorącymi gwiazdami, które w swoich jądrach spalają hel i mają jasną emisję w UV ze względu na ich wysoką temperaturę. Co więcej, gorące podkarły są zwykle znajdowane w układach podwójnych przenoszących masę, co dodatkowo uwiarygadnia tezę, że błękitne marudery pochodzą z układów podwójnych.

Jeżeli EHB lub gorące podkarły zostaną potwierdzone jako towarzysze tych błękitnych maruderów, sugerowałoby to, że te dziesięć błękitnych maruderów powstało z układów podwójnych przenoszących masę, a nie ze zderzenia gwiazd. Autorzy szacują, że ich wyniki wskazują na to, że co najmniej 15% błękitnych maruderów w gromadzie King 2 może być uformowanych z układu podwójnego przenoszącego masę. Obserwacje spektroskopowe mające na celu zmierzenie prędkości radialnych tych gwiazd pomogą lepiej scharakteryzować ich towarzyszy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
Bluestraggler.jpg
Bluestraggler.jpg [ 102.11 KiB | Przeglądany 2036 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 kwietnia 2021, 20:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Hubble dostrzega podwójne kwazary w łączących się galaktykach

Kosmiczny Teleskop Hubble’a „widzi podwójnie”. Spoglądając 10 mld lat wstecz w przeszłość Wszechświata, astronomowie znaleźli parę kwazarów, które są tak blisko siebie, że na zdjęciach z teleskopów naziemnych wyglądają, jak jeden obiekt.

Naukowcy uważają, że kwazary znajdują się bardzo blisko siebie, gdyż są w jądrach dwóch zderzających się galaktyk. Zespół wygrał „dzienny dublet”, znajdując kolejną parę kwazarów w innym zderzającym się duecie galaktyk.

Kwazar to olśniewająca latarnia intensywnego światła z centrum odległej galaktyki, która może przyćmić swym blaskiem całą galaktykę. Jest zasilany przez supermasywną czarną dziurę żarłocznie żywiącą się nadmuchiwaną materią, uwalniając promieniowanie.

Szacujemy, że w odległym Wszechświecie na każde 1000 kwazarów przypada jeden kwazar podwójny. Zatem znalezienie tych podwójnych kwazarów jest szukaniem igły w stogu siana – powiedziała główna badaczka Yue Shen z Uniwersytetu Illinois w Urbana-Champaign.

Jak twierdzą naukowcy, odkrycie tych czterech kwazarów oferuje nowy sposób na badanie zderzeń galaktyk i łączenie się supermasywnych czarnych dziur we Wszechświecie.

Kwazary rozrzucone są po całym niebie, a ich największa obfitość miała miejsce 10 mld lat temu. W tamtych czasach dochodziło do wielu złączeń galaktyk, które karmiły czarne dziury. Dlatego też astronomowie twierdzą, że w tym okresie powinno być wiele podwójnych kwazarów.

Wyniki badań zespołu ukazały się w internetowym wydaniu czasopisma Nature Astronomy z 1 kwietnia 2021 roku.

Te obserwacje są ważne, ponieważ rola kwazarów w spotykających się galaktykach odgrywa kluczową rolę w formowaniu się galaktyk, twierdzą naukowcy. Gdy dwie bliskie galaktyki zaczynają się nawzajem zniekształcać grawitacyjnie, ich wzajemne oddziaływanie kieruje materię do odpowiednich czarnych dziur, powodując zapłon kwazarów.

Z czasem promieniowanie z tych „żarówek” o dużej intensywności uruchamia potężne wiatry galaktyczne, które wymiatają większość gazu z łączących się galaktyk. Pozbawione gazu galaktyki przestają tworzyć gwiazdy i przekształcają się w galaktyki eliptyczne.

Astronomowie odkryli dotąd ponad 100 podwójnych kwazarów w łączących się galaktykach. Jednakże żaden z nich nie jest tak stary, jak podwójny kwazar z tego badania.

Zdjęcia pokazują, że kwazary w każdej parze są oddalone od siebie o zaledwie 10 000 lat świetlnych. Dla porównania, nasze Słońce znajduje się 26 000 lat świetlnych od supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej galaktyki.

Pary galaktyk-gospodarzy połączą się w końcu, a wtedy kwazary również się połączą, dając w efekcie jeszcze masywniejszą, pojedynczą, samotną czarną dziurę.

Znalezienie ich nie było łatwe. Hubble jest jedynym teleskopem o wystarczającej ostrości, aby sięgnąć do wczesnego Wszechświata i rozróżnić dwa bliskie kwazary znajdujące się daleko od Ziemi. Jednak sama ostra rozdzielczość Hubble’a nie wystarcza do znalezienia tych podwójnych latarni.

Astronomowie musieli najpierw ustalić, gdzie skierować teleskop, aby je zbadać. Wyzwanie polega na tym, że niebo pokryte jest gobelinem starożytnych kwazarów, które powstały 10 mld lat temu, a tylko niewielka ich część jest podwójna. Do zebrania grupy potencjalnych kandydatów do obserwacji przez HST potrzebna była pomysłowa i innowacyjna technika, która wymagała pomocy satelity Gaia oraz naziemnego przeglądu SDSS.

Teleskop SDSS, znajdujący się w Obserwatorium Apache Point w Nowym Meksyku, tworzy trójwymiarowe mapy obiektów na całym niebie. Zespół przejrzał dane z przeglądu SDSS, aby zidentyfikować kwazary, które należy dokładnie zbadać.

Naukowcy zwrócili się do zespołu Gaia, aby pomogli wskazać potencjalnych kandydatów na kwazary podwójne. Gaia bardzo dokładnie mierzy pozycje, odległości i ruch pobliskich obiektów niebieskich. Zespół opracował jednak nowe, innowacyjne zastosowanie dla Gai, które może być wykorzystane do badania odległego Wszechświata. Wykorzystali oni bazę danych obserwatorium do poszukiwania kwazarów, które naśladują pozorny ruch pobliskich gwiazd. Kwazary pojawiają się w danych z Gaia jako pojedyncze obiekty. Jednak Gaia może wychwycić subtelne, nieoczekiwane „drgania” w pozornym położeniu niektórych obserwowanych kwazarów.

Kwazary nie poruszają się w przestrzeni w żaden mierzalny sposób, a zamiast tego dowodem ich drgania mogą być losowe fluktuacje światła, gdy każdy z członków pary kwazarów zmienia swoją jasność. Kwazary migoczą w skali czasu od dni do miesięcy w zależności od harmonogramu żywienia ich czarnych dziur.

Członkini zespołu Xin Liu z University of Illinois at Urbana-Champaign nazwała potwierdzenie Hubble’a „radosną niespodzianką”. Od dawna polowała na podwójne kwazary bliżej Ziemi, używając różnych technik z wykorzystaniem teleskopów naziemnych. Dzięki nowej technice mogą nie tylko odkrywać podwójne kwazary znacznie dalej, ale jest ona jeszcze znacznie wydajniejsza niż metody, których naukowcy używali wcześniej.

Zespół wykonał również kolejne obserwacje za pomocą teleskopu Gemini. Spektroskopia Gemini może jednoznacznie odrzucić intruzów z powodu przypadkowej superpozycji z niepowiązanych układów gwiazda-kwazar, gdzie gwiazda pierwszego planu jest przypadkowo ustawiona w jednej linii z kwazarem tła – powiedział członek zespołu Yu-Ching Chen, student na Uniwersytecie Illinois w Urbana-Champaign.

Chociaż zespół jest przekonany o słuszności swoich wyników, twierdzi, że istnieje niewielka szansa, że na zdjęciach Hubble’a uchwycono podwójne obrazy tego samego kwazara, iluzja wywołana soczewkowaniem grawitacyjnym. Zjawisko to występuje, gdy grawitacja masywnej galaktyki pierwszego planu rozdziela i wzmacnia światło kwazara tła na dwa lustrzane obrazy. Naukowcy uważają również, że taki scenariusz jest mało prawdopodobny, ponieważ HST nie wykrył żadnych galaktyk pierwszoplanowych w pobliżu obu par kwazarów.

Procesy łączenia się galaktyk najobficiej występowały miliardy lat temu, ale kilka z nich nadal się dzieje. Jednym z przykładów jest NGC 6240, pobliski układ łączących się galaktyk, w którym znajdują się dwie, a być może nawet trzy supermasywne czarne dziury. Jeszcze bliższa galaktyczna fuzja nastąpi za kilka mld lat, gdy nasza Droga Mleczna zderzy się z sąsiednią Galaktyką Andromedy. Galaktyczne starcie prawdopodobnie nakarmi supermasywne czarne dziury w jądrze każdej z galaktyk, zapalając je jako kwazary.

Przyszłe teleskopy mogą zaoferować lepsze spojrzenie na te łączące się układy. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, obserwatorium pracujące w podczerwieni, które ma wystartować jeszcze w tym roku, będzie badać galaktyki z kwazarami. Webb pokaże ślady łączących się galaktyk, takie jak rozkład światła gwiazd i długie strumienie gazu wyrywane z oddziałujących galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STScI-H-p2114b-f-1860x920.jpg
STScI-H-p2114b-f-1860x920.jpg [ 68.04 KiB | Przeglądany 2024 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 kwietnia 2021, 19:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie mapują kosmiczną sieć

Międzynarodowy zespół astronomów po raz pierwszy zmapował fragment kosmicznej sieci bez wykorzystania jasnych kwazarów.

Astronomowie od dawna zakładają, że miliardy galaktyka we Wszechświecie są połączone ogromną kosmiczną siecią gazowych przepływów. Sama sieć jest trudna do zaobserwowania, ponieważ nie generuje prawie żadnego światła. Do tej pory mapowane były tylko węzły kosmicznej sieci, z wykorzystaniem kwazarów. Są to supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk, których otoczenie emituje ogromne ilości światła. Światło to jest następnie rozpraszane przez kosmiczną sieć, dzięki czemu staje się ona widoczna wokół kwazarów. Niestety, kwazary są rzadkie. Co więcej, znajdują się one tylko w węzłach kosmicznej sieci, w rezultacie dając ograniczone spojrzenie.

A teraz, po raz pierwszy, naukowcom udało się zobaczyć mały kawałek kosmicznej sieci bez użycia kwazarów. Zespół kierowany przez Rolanda Bacona (CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Francja) skierował Very Large Telescope na części znanego Ultragłębokiego Pola Hubble’a na okres 140 godzin (6 nocy pomiędzy sierpniem 2018 a styczniem 2019 roku).

Korzystając z Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), naukowcy byli w stanie uchwycić światło pochodzące od grupy gwiazd i galaktyk, które zostało rozproszone przez włókna gazowe z kosmicznej sieci. Jest to światło pochodzące z okresu około 2 mld lat po Wielkim Wybuchu.

Obserwacje wykazały, że potencjalnie ponad połowa rozproszonego światła nie pochodzi z dużych, jasnych źródeł promieniowania, ale z morza wcześniej nieodkrytych galaktyk o bardzo niskiej jasności, które są zbyt ciemne, by obserwować je pojedynczo.

Wyniki wzmacniają hipotezę, że młody Wszechświat składał się z ogromnej liczby małych grup świeżo uformowanych gwiazd. Współautor badania Joop Schaye (Leiden Observatory, Leiden University, Holandia) mówi: Sądzimy, że światło, które widzimy, pochodzi głównie z młodych galaktyk, z których każda zawiera milion razy mniej gwiazd niż nasza własna Droga Mleczna. Takie maleńkie galaktyki były prawdopodobnie odpowiedzialne za koniec kosmicznych ‘wieków ciemnych’, kiedy to mniej niż miliard lat po Wielkim Wybuchu, Wszechświat został oświetlony i ogrzany przez pierwsze generacje gwiazd.

Współautor Michael Maseda (Leiden Observatory, Leiden University) dodaje: Obserwacje MUSE dają nam zatem nie tylko obraz kosmicznej sieci, ale także dostarczają nowych dowodów na istnienie niezwykle małych galaktyk, które odgrywają tak istotną rolę w modelach wczesnego Wszechświata.

W przyszłości astronomowie chcieliby tworzyć mapy większych fragmentów kosmicznej sieci. Dlatego pracują nad udoskonaleniem instrumentu MUSE tak, by zapewnił dwa do czterech razy większe pole widzenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astronomie.nl

Vega


Załączniki:
Spinrag-credit-ESO-NASA-Roland-Bacon-et-al.jpg
Spinrag-credit-ESO-NASA-Roland-Bacon-et-al.jpg [ 150.2 KiB | Przeglądany 2002 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 kwietnia 2021, 17:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Rozbłyski z supermasywnej czarnej dziury w Drodze Mlecznej

W 2019 roku supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki obudziła się i wyemitowała serię rozbłysków. Nowe badania obecnie analizują, co mogło być ich powodem.

Sgr A*, czarna dziura o masie 4,6 mln mas Słońca, znajdująca się w centrum Drogi Mlecznej, jest zazwyczaj dość cichą bestią. Powoli żywi się akreującą materią w centrum Galaktyki – ale to źródło pożywienia jest skąpe, a akrecja Sgr A* nie wytwarza niczego, co przypominałoby fajerwerki, jakie kojarzymy z supermasywnymi czarnymi dziurami w aktywnych galaktykach.

Jednak w maju 2019 roku Sgr A* nagle stała się znacznie bardziej aktywna niż zwykle, wytwarzając niespotykanie jasny rozbłysk w bliskiej podczerwieni, który trwał około 2,5 godziny. Rozbłysk ten był ponad stukrotnie jaśniejszy niż typowa emisja z przypadkowej akrecji Sgr A* i ponad dwukrotnie jaśniejszy niż najjaśniejszy rozbłysk, jaki kiedykolwiek zmierzyliśmy u potwora z naszego sąsiedztwa.

Rozbłysk z maja 2019 roku zapoczątkował przedłużającą się wzmożoną aktywność – niezwykłą liczbę silnych rozbłysków, które trwały co najmniej przez cały 2019 rok (obecnie analizowane dane sięgają tylko do końca 2019 roku). Co spowodowało przebudzenie Sgr A*? I czy możemy spodziewać się kolejnych rozbłysków? Nowe badania przeprowadzone przez Lenę Murchikovą (Institute for Advanced Study) sprawdzają takie możliwości.

Rozbłyski w Sgr A* powstały prawdopodobnie w wyniku nagłego wzrostu ilości materii dostępnej do akrecji na czarną dziurę. Murchikova identyfikuje dwa prawdopodobne źródła tego nadmiaru materii.

    Zrzucanie masy przez gwiazdy typu S
    Gęste jądro naszej galaktyki gości populację gwiazd na ciasnych orbitach wokół Sgr A*. Gwiazdy te zrzucają masę w postaci wiatrów gwiazdowych, a kiedy zbliżają się do Sgr A* na perycentrum swojej orbity, zrzucona masa może akreować na Sgr A*.
    Dezintegracja obiektów G
    Wiadomo również, że w pobliżu Sgr A* krążą tzw. obiekty G. Te rozszerzone źródła mogą być obłokami gazu, gwiazdami lub kombinacją obu tych zjawisk – astronomowie nie są jeszcze tego pewni! Obiekty G tracą masę w wyniku tarcia podczas orbitowania, wykazując większe tempo utraty masy, gdy zbliżają się do Sgr A* i są rozciągane do kształtów o dużych powierzchniach, przechodząc przez gęstą materię tła. Masa, którą tracą w wyniku dezintegracji w perycentrum, może akreować na Sgr A*.

Poprzez serię obliczeń Murchikova oszacowała, jak dużo materii jest wyrzucane przez te dwa typy obiektów i ile czasu zajęłaby im akrecja na Sgr A*. Na podstawie dostępnych obserwacji autorka uważa, że najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem niespodziewanego dudnienia naszej czarnej dziury w 2019 roku jest obecnie akrecja materii z połączonych przeszłych przejść przez perycentrum obiektów G1 i G2.

Jeżeli ta interpretacja jest poprawna, moglibyśmy oczekiwać, że rozbłyski będą trwały przez pewien czas, ale Sgr A* powinna potem powrócić do stanu spoczynku. Jeżeli natomiast rozbłyski są częścią normalnej zmienności w przepływie materii akrecyjnej na Sgr A*, można by oczekiwać, że aktywność ta będzie trwała jeszcze przez wiele lat. Dalsze obserwacje tego rozbłysku powiedzą nam o tym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS Nova

Vega


Załączniki:
1280px-A_simulation_of_how_a_gas_cloud_that_has_been_observed_approaching_the_supermassive_black_hole_at_the_centre_of_the_galaxy.jpg
1280px-A_simulation_of_how_a_gas_cloud_that_has_been_observed_approaching_the_supermassive_black_hole_at_the_centre_of_the_galaxy.jpg [ 194.07 KiB | Przeglądany 1945 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 kwietnia 2021, 14:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Bardzo czułe obrazy radiowe ukazują tysiące galaktyk gwiazdotwórczych we wczesnym Wszechświecie

Międzynarodowy zespół astronomów opublikował najczulsze zdjęcia Wszechświata, jakie wykonano kiedykolwiek na niskich częstotliwościach radiowych, przy użyciu International Low Frequency Array (LOFAR). Obserwując wielokrotnie te same obszary nieba i łącząc dane w jeden obraz o bardzo długiej ekspozycji, zespół naukowców wykrył słabą poświatę radiową gwiazd eksplodujących jako supernowe w dziesiątkach tysięcy galaktyk, aż do najdalszych zakątków Wszechświata.

Philip Best z Uniwersytetu w Edynburgu, który kierował głębokimi przeglądami, wyjaśnił: Kiedy obserwujemy niebo korzystając z radioteleskopu, najjaśniejsze obiekty, które widzimy, są wytwarzane przez masywne czarne dziury w centrach galaktyk. Jednak nasze obrazy są tak głębokie, że większość obiektów na nim to galaktyki, takie jak nasza własna Droga Mleczna, emitujące słabe fale radiowe, które wskazują ich trwające procesy gwiazdotwórcze.

Połączenie wysokiej czułości LOFAR i szerokiego obszaru nieba objętego naszym badaniem – około 300 razy większego od Księżyca w pełni – pozwoliło nam wykryć dziesiątki tysięcy galaktyk, takich jak Droga Mleczna, daleko w odległym Wszechświecie. Światło z tych galaktyk podróżowało przez miliardy lat, aby dotrzeć do Ziemi; oznacza to, że widzimy galaktyki takimi, jakimi były miliardy lat temu, kiedy tworzyły większość swoich gwiazd.

Isabella Prandoni, INAF Bologna, dodała: Formujące się gwiazdy zwykle osłonięte są pyłem, który zasłania nam widok, gdy obserwujemy za pomocą teleskopów optycznych. Ale fale radiowe przenikają przez pył, więc dzięki LOFAR uzyskujemy pełny obraz procesów gwiazdotwórczych. Głębokie obrazy LOFAR doprowadziły do nowej relacji pomiędzy emisją radiową galaktyki a tempem, w jakim tworzy ona gwiazdy, oraz do dokładniejszego pomiaru liczby nowych gwiazd powstających w młodym Wszechświecie.

Ten niezwykły zbiór danych umożliwił przeprowadzenie wielu dodatkowych badań naukowych, począwszy od natury spektakularnych dżetów emisji radiowej produkowanej przez masywne czarne dziury, aż po emisję powstającą w wyniku zderzeń ogromnych gromad galaktyk. Przyniosło to również nieoczekiwane rezultaty. Na przykład, porównując powtarzane obserwacje, badacze szukali obiektów, które zmieniają radiową jasność. Dzięki temu udało się wykryć czerwonego karła CR Draconis. Joe Callingham z Uniwersytetu w Leiden i ASTRON (NL) zauważył, że: CR Draconis wykazuje wybuchy emisji radiowej, które bardzo przypominają te pochodzące od Jowisza i mogą być napędzane przez interakcję gwiazdy z nieznaną wcześniej planetą, lub dlatego, że gwiazda rotuje niezwykle szybko.

LOFAR nie tworzy bezpośrednio map nieba; zamiast tego sygnały z 70 000 anten muszą zostać połączone. Aby stworzyć te głębokie obrazy, pobrano i przetworzono ponad 4 petabajty surowych danych – odpowiednik około miliona płyt DVD.

Równie ważne było porównanie tych radiowych obrazów z danymi uzyskanymi na innych długościach fal. Wybrana przez nas część nieba jest najlepiej zbadaną na półkuli północnej – wyjaśnia Philip Best. Pozwoliło to zespołowi na zebranie danych optycznych, bliskiej podczerwieni, dalekiej podczerwieni i submilimetrowych dla galaktyk wykrytych przez LOFAR, co było kluczowe w interpretacji wyników LOFAR.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astron.nl

Vega


Załączniki:
Screenshot-2021-04-06-at-15.22.56-768x654.jpg
Screenshot-2021-04-06-at-15.22.56-768x654.jpg [ 73.85 KiB | Przeglądany 1884 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 kwietnia 2021, 20:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1429
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto brązowe karły wirujące tak szybko, że wkrótce mogą się rozpaść

Brązowe karły, czasami nazywane „upadłymi gwiazdami”, mogą wirować z prędkością do 320 000 km/h, jednak może istnieć granica tego tempa rotacji.

Wykorzystując dane z Teleskopu Spitzera, naukowcy zidentyfikowali trzy najszybciej wirujące brązowe karły, jakie kiedykolwiek znaleziono. Bardziej masywne niż większość planet, ale nie dość ciężkie, aby zapalić się jako gwiazdy, brązowe karły są kosmicznymi obiektami pośrednimi między tymi dwoma gatunkami. I chociaż dla większości ludzi nie są one tak dobrze znane jak gwiazdy i planety, uważa się, że ich liczba w naszej galaktyce sięga miliardów.

W pracy opublikowanej w Astronomical Journal, zespół, który dokonał nowych pomiarów prędkości twierdzi, że te trzy szybko rotujące karły mogą zbliżać się do granicy prędkości wirowania dla wszystkich brązowych karłów, po przekroczeniu której rozpadną się na kawałki. Wszystkie one mają mniej więcej taką samą średnicę jak Jowisz, ale są od 40 do 70 razy masywniejsze. Każdy z nich obraca się mniej więcej raz na godzinę, podczas gdy inne najszybsze znane brązowe karły obracają się co 1,4 godziny, a Jowisz raz na 10 godzin. Biorąc pod uwagę ich rozmiary, oznacza to, że największy z nich wiruje z prędkością ponad 100 km/s.

Pomiary prędkości zostały wykonane przy użyciu danych z satelity Spitzer, który NASA wycofała z użycia w styczniu 2020 roku. Brązowe karły zostały odkryte przez teleskop naziemny Two Micron All Sky Survey (2MASS), który działał do 2021 roku. Następnie zespół potwierdził swoje niezwykłe odkrycia dzięki obserwacjom przy pomocy naziemnych teleskopów Gemini North i Magellan.

Brązowe karły, podobnie jak gwiazdy czy planety, wirują już w momencie powstania. W miarę jak stygną i kurczą się, wirują szybciej. Naukowcy zmierzyli prędkość rotacji około 80 brązowych karłów i okazało się, że wahają się one w przedziale mniej więcej od dwóch godzin (wliczając w to trzy nowe obiekty) do dziesiątek godzin.

Przy tak dużej różnorodności zmierzonych już prędkości brązowych karłów, autorów nowej pracy zaskoczył fakt, że trzy najszybsze dotychczas znalezione brązowe karły mają niemal identyczną prędkość wirowania (około jednego pełnego obrotu na godzinę) jak pozostałe. Nie można tego przypisać temu, że brązowe karły uformowały się razem lub są na tym samym etapie rozwoju, ponieważ fizycznie różnią się od siebie: jeden z nich jest ciepłym brązowym karłem, jeden jest zimny a inny plasuje się pomiędzy nimi. Ponieważ brązowe karły stygną z wiekiem, różnice temperatur sugerują, że są one w różnym wieku.

Autorzy pracy nie uznają tego za przypadek. Uważają, że wszyscy członkowie tego szybkiego trio osiągnęli limit prędkości wirowania, po przekroczeniu którego brązowy karzeł może się rozpaść.

Wszystkie wirujące obiekty generują siłę odśrodkową, która wzrasta im szybciej obiekt się obraca. Na karuzeli w wesołym miasteczku siła ta może grozić wyrzuceniem pasażerów z ich miejsc; gwiazdom i planetom może grozić rozerwanie. Zanim wirujący obiekt rozpadnie się, często zaczyna się wybrzuszać w środkowej części, ponieważ deformuje się pod wpływem ciśnienia. Naukowcy nazywają to oblacją. Saturn, który obraca się raz na 10 godzin, podobnie jak Jowisz ma wyczuwalną oblację. Według autorów pracy, na podstawie znanych cech brązowych karłów, prawdopodobnie mają one podobny stopień oblacji.

Biorąc pod uwagę fakt, że brązowe karły mają tendencję do przyspieszania w miarę starzenia się, czy obiekty te regularnie przekraczają limit prędkości wirowania i są rozrywane na kawałki? W przypadku innych wirujących obiektów kosmicznych, takich jak gwiazdy, istnieją naturalne mechanizmy hamujące, które powstrzymują je przed samozniszczeniem. Nie wiadomo jeszcze, czy podobne mechanizmy istnieją także w brązowych karłach.

Znalezienie brązowego karła, który wiruje tak szybko, że wyrzuca swoją atmosferę w kosmos, byłoby bardzo spektakularne. Ale jak dotąd nie znaleźliśmy czegoś takiego. Myślę, że to musi oznaczać, że albo coś spowalnia brązowe karły zanim osiągną tak ekstremalną prędkość, albo że nie są w stanie osiągnąć takiej prędkości w ogóle. Wynik naszej pracy przemawia za jakimś ograniczeniem tempa rotacji, ale nie jesteśmy jeszcze pewni przyczyny – powiedziała Megan Tannock, doktorantka z Western University w London, Ontario.

Maksymalna prędkość wirowania dowolnego obiektu zależy nie tylko od jego całkowitej masy, ale także od tego, jak ta masa jest rozłożona. Dlatego właśnie, gdy w grę wchodzą bardzo duże prędkości wirowania, zrozumienie struktury wnętrza brązowego karła staje się coraz ważniejsze: materia wewnątrz prawdopodobnie przesuwa się i deformuje w sposób, który może zmienić prędkość wirowania obiektu. Podobnie jak planety gazowe, takie jak Jowisz i Saturn, brązowe karły składają się głównie z wodoru i helu.

Są one również znacznie gęstsze niż większość planet olbrzymów. Naukowcy uważają, że wodór w jądrze brązowego karła znajduje się pod tak ogromnym ciśnieniem, że zaczyna zachowywać się jak metal, a nie jak gaz obojętny: ma swobodnie pływające przewodzące elektrony, podobnie jak w przypadku miedzianego przewodnika. Zmienia to sposób, w jaki ciepło jest przewodzone przez wnętrze, a przy bardzo dużych prędkościach wirowania może również wpływać na sposób rozkładu masy wewnątrz obiektu astronomicznego.

Fizycy wykorzystują obserwacje, dane laboratoryjne i matematykę do tworzenia modeli tego, jak powinny wyglądać wnętrza brązowych karłów i jak powinny się one zachowywać, nawet w ekstremalnych warunkach. Jednak obecne modele pokazują, że maksymalna prędkość wirowania brązowego karła powinna być o około 50% do 80% większa niż jednogodzinny okres rotacji opisany w nowych badaniach.

Możliwe, że te teorie nie mają jeszcze pełnego obrazu. Może wchodzić w grę jakiś niedoceniany czynnik, który nie pozwala brązowemu karłowi wirować szybciej – powiedział Stanimir Metchev, współautor pracy i Canada Research Chair in Extrasolar Planets w Institute for Earth and Space Exploration na Uniwersytecie Zachodnim. Dodatkowe obserwacje i prace teoretyczne mogą jeszcze ujawnić, czy istnieje jakiś mechanizm hamujący, który powstrzymuje brązowe karły przed samozniszczeniem i czy w ciemnościach istnieją brązowe karły, które wirują jeszcze szybciej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Spitzer

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawia najszybciej wirującego brązowego karła 2MASS J0348-6022, jakiego dotychczas odkryto. Źródło: Spitzer


Załączniki:
BD_Spin_BeautyShot-sm.jpg
BD_Spin_BeautyShot-sm.jpg [ 205.29 KiB | Przeglądany 1856 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: 902 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 1 gość


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:  
Technologię dostarcza phpBB® Forum Software © phpBB Group