Dzisiaj jest 18 czerwca 2018, 13:33

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 228 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 8, 9, 10, 11, 12
Autor Wiadomość
Post: 29 maja 2018, 15:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto jedną z najbardziej masywnych gwiazd neutronowych

Wykorzystując pionierskie metody, badacze z Astronomy and Astrophysics Group of the Universitat Politècnica de Catalunya (UPC) oraz z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) znaleźli gwiazdę neutronową o masie około 2,3 mas Słońca – jedną z najbardziej masywnych, jakie dotąd wykryto. Badanie otwiera nową ścieżkę wiedzy na wielu polach astrofizyki i fizyki jądrowej.

Gwiazdy neutronowe (zwane także pulsarami) to gwiezdne pozostałości, które osiągnęły kres swojego ewolucyjnego życia: są wynikiem śmierci gwiazdy o masie ok. 10 do 30 mas Słońca. Pomimo niewielkich rozmiarów (ok. 20 km średnicy), gwiazdy neutronowe mają masę większą, niż Słońce, w związku z czym są wyjątkowo gęste.

Naukowcy zastosowali nowatorską metodę pomiaru masy jednej z najcięższych gwiazd neutronowych znanych do tej pory. Odkryta w 2011 roku i nazwana PSR J2215 + 5135, z masą ok. 2,3 masy Słońca, jest jedną z najbardziej masywnych z ponad 2000 gwiazd neutronowych znanych do tej pory. Chociaż w badaniu opublikowanym w 2011 r. podano dowody na istnienie gwiazdy neutronowej o masie 2,4 masy Słońca, najmasywniejsze gwiazdy neutronowe potwierdzone przez naukowców a zgłoszone w 2010 i 2013 roku, miały masy 2 Słońc.

Badanie prowadził Manuel Linares, badacz z Astronomy and Astrophysics Group (GAA), we współpracy z astronomami Tariq Shahbaz i Jorge Casares z IAC. Naukowcy wykorzystali dane uzyskane z Gran Telescopio Canarias (GTC), największego teleskopu optycznego i podczerwonego na świecie, Teleskopu Williama Herschela (WHT), Teleskopu Isaaca Newtona (ING) i teleskopu IAC-80 w połączeniu z dynamicznymi modelami układów podwójnych gwiazd.

Pionierskie metody pomiaru

Zespół opracował bardziej dokładną, niż do tej pory stosowano, metodę pomiaru masy gwiazd neutronowych w ciasnych układach podwójnych. PSR J2215+5135 jest częścią układu podwójnego, w którym dwie gwiazdy krążą wokół wspólnego środka masy: „normalna” gwiazda (jak Słońce) „towarzyszy” gwieździe neutronowej. Towarzysz jest silnie napromieniowywany przez gwiazdę neutronową.

Im większa gwiazda neutronowa, tym szybciej towarzysz porusza się po orbicie. Nowa metoda wykorzystuje spektralne linie wodoru i magnezu do pomiaru prędkości, z jaką porusza się gwiazda towarzysząca. Pozwoliło to naukowcom po raz pierwszy zmierzyć z obu stron prędkość gwiazdy towarzyszącej (strona napromieniowana oraz zacieniona) i pokazać, że gwiazda neutronowa może mieć ponad 2 masy Słońca.

Nowa metoda może być także zastosowana do reszty tej rosnącej populacji gwiazd neutronowych. W ciągu ostatnich 10 lat teleskop promieni gamma Fermi-LAT odkrył dziesiątki pulsarów podobnych do PSR J2215+5135. Zasadniczo metoda ta może być również stosowana do pomiaru masy czarnych dziur i białych karłów, gdy zostaną odnalezione w podobnych układach podwójnych, w których napromieniowanie ma znaczenie.

Gęstsze, niż jądro atomowe

Możliwość określenia maksymalnej masy gwiazdy neutronowej ma bardzo ważne konsekwencje dla wielu dziedzin astrofizyki, a także dla fizyki jądrowej. Interakcje między nukleonami (protonami i neutronami, które tworzą jądro atomu) w wysokich gęstościach są jedną z największych zagadek w dzisiejszej fizyki. Gwiazdy neutronowe są naturalnym laboratorium do badań najgęstszych i najbardziej egzotycznych stanów materii, jakie możemy sobie wyobrazić.

Wyniki projektu sugerują również, że aby osiągnąć masę 2,3 mas Słońca, odpychanie między cząsteczkami w jądrze gwiazdy neutronowej musi być wystarczająco silne. To wskazywałoby, że mało prawdopodobne jest znalezienie wolnych kwarków lub innych egzotycznych form materii w centrum gwiazdy neutronowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instituto de Astrofísica de Canarias

Vega


Załączniki:
img_prensa_prensa1391_3190_hi.jpg
img_prensa_prensa1391_3190_hi.jpg [ 664.93 KiB | Przeglądany 71 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 31 maja 2018, 15:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Czy ciemna materia ma ładunek elektryczny?

Każdy z nas słyszał o samochodach elektrycznych czy e-bookach (elektrycznych książkach). Teraz jednak przyszedł czas, aby porozmawiać o elektrycznej ciemnej materii.

Astronomowie zaproponowali nowy model niewidzialnej materii, która jest składnikiem większości materii we Wszechświecie. Badali oni, czy jakiś ułamek cząstek ciemnej materii może mieć ładunek elektryczny.

Julian Munoz z Harvard University w Cambridge oraz jego współpracownik, Avi Loeb z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) w Cambridge, Massachusetts, badają możliwość, że te naładowane cząsteczki ciemnej materii oddziałują ze zwykłą materią poprzez siłę elektromagnetyczną.

Ich praca łączy się z niedawno ogłoszonymi wynikami z Experiment to Detect the Global EoR (Epoch of Reionization), w skrócie (EDGES). W lutym b.r. naukowcy z tego projektu powiedzieli, że wykryli znaczniki radiowe z gwiazd pierwszej generacji oraz możliwe dowody oddziaływania pomiędzy zwykłą i ciemną materią. Niektórzy z astronomów szybko zakwestionowali twierdzenie EDGES.

Dzięki badaniom Munoza oraz Loeba naukowcy są w stanie powiedzieć o historii podstawowej fizyki, niezależnie od tego, jak interpretowane są wyniki EDGES. Natura ciemnej materii jest jedną z największych tajemnic w nauce i trzeba użyć wszelkich nowych danych, aby to uchwycić.

Historia zaczyna się od pierwszych gwiazd, które emitowały promieniowanie ultrafioletowe (UV). Zgodnie z powszechnie przyjętym scenariuszem, światło to oddziaływało z atomami zimnego wodoru w gazie znajdującym się między gwiazdami i pozwalało im wchłonąć mikrofalowe promieniowanie tła (cosmic microwave background – CMB), promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu.

Taka absorpcja powinna doprowadzić do spadku intensywności CMB podczas okresu, który następuje mniej niż 200 mln lat po Wielkim Wybuchu. Zespół EDGES twierdził, że wykrywa dowody na pochłanianie światła CMB, choć musi to jeszcze zostać zweryfikowane przez innych naukowców. Jednak temperatura wodoru w danych EDGES ma wartość około połowy przewidywanej.

Jeżeli EDGES wykryło w tym okresie wodór chłodniejszy, niż przewidywany, to jedna z możliwości jest taka, że został on schłodzony przez ciemną materię.

W czasie, gdy CMB było absorbowane, wszelkie wolne elektrony czy protony związane ze zwykłą materią poruszałyby się z najwolniejszymi możliwymi prędkościami (od tego czasu były podgrzewane promieniowaniem X od pierwszych czarnych dziur). Rozpraszanie naładowanych cząstek jest najskuteczniejsze przy niskich prędkościach. Dlatego jakiekolwiek oddziaływania między zwykłą i ciemną materią w tym czasie byłyby najsilniejsze, gdyby niektóre cząsteczki ciemnej materii były naładowane elektrycznie. Oddziaływanie to spowodowałoby ochłodzenie wodoru, ponieważ ciemna materia jest zimna, potencjalnie pozostawiając sygnaturę obserwacyjną podobną do tej, o której mówi projekt EDGES.

Cząsteczki ciemnej materii niosą ze sobą niewielki ładunek elektryczny – równy jednej milionowej energii elektronu – poprzez mierzalne sygnały z kosmicznego początku. Tak małe ładunki nie są możliwe do zaobserwowania, nawet w największych akceleratorach cząstek.

Tylko niewielkie ilości ciemnej materii o słabym ładunku elektrycznym mogą wyjaśnić dane EDGES. Jeżeli większość ciemnej materii zostałaby naładowana, wówczas cząstki te zostałyby odchylone od regionów położonych blisko dysku naszej własnej Galaktyki, co uniemożliwiłoby ponowne przedostanie się. Nie zgadza się to z obserwacjami pokazującymi, że duże ilości ciemnej materii znajdują się blisko dysku Drogi Mlecznej.

Naukowcy wiedzą z obserwacji CMB, że protony i elektrony połączyły się we wczesnym Wszechświecie, tworząc neutralne atomy. Tylko niewielka część tych naładowanych cząstek, ok. jednej na kilka tysięcy, pozostała wolna. Munoz i Loeb rozważają możliwość, że ciemna materia działa w podobny sposób. Dane z EDGES oraz podobne eksperymenty mogą być jedynym sposobem na wykrycie kilku pozostałych naładowanych cząstek, ponieważ większość ciemnej materii byłaby neutralna.

Lincoln Greenhill z CfA testuje obecnie twierdzenie obserwacyjne zespołu EDGES. Kieruje projektem LEDA (Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages), który wykorzystuje Long Wavelength Array w Owen's Valley w Kalifornii oraz Socorro w Nowym Meksyku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Center for Astrophysics

Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 718.48 KiB | Przeglądany 67 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 czerwca 2018, 14:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Gromady kuliste o 4 miliardy lat młodsze, niż sądzono?

Jak donoszą naukowcy z University of Warwick, gromady kuliste mogą być nawet 4 mld lat młodsze, niż wcześniej sądzono.

Składające się z setek tysięcy gwiazd gęsto upakowanych w ciasną kulę, gromady kuliste uważane były za prawie tak stare, jak sam Wszechświat. Jednak dzięki nowo opracowanym modelom badawczym wykazano, że mogą one być w wieku 9 mld, a nie 13 mld, jak wcześniej zakładano.

Odkrycie to stawia pod znakiem zapytania obecne teorie dotyczące tego, w jaki sposób powstały galaktyki, w tym Droga Mleczna, wokół której krąży 150-180 gromad kulistych.

Zaprojektowane do ponownego zbadania ewolucji gwiazd, nowe modele BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis) uwzględniają szczegóły ewolucji gwiazd podwójnych w gromadach kulistych i służą do badania barw światła ze starych populacji układów podwójnych, a także śladów pierwiastków chemicznych w widmie.

W procesie ewolucyjnym układu gwiazd podwójnych jeden składnik powiększa się, przechodząc do fazy olbrzyma, podczas gdy oddziaływanie grawitacyjne drugiego z nich usuwa atmosferę olbrzyma złożoną z wodoru i helu oraz innych pierwiastków. Astronomowie uważają, że gwiazdy te powstają w tym samym czasie, co sama gromada kulista.

Dzięki zastosowaniu modeli BPASS i obliczaniu wieku układów podwójnych gwiazd, naukowcy byli w stanie wykazać, że gromada kulista, której te gwiazdy są częścią, nie była tak stara, jak sugerowały to wcześniejsze modele.

Modele BPASS, opracowane we współpracy z dr JJ Eldridgem z University of Auckland, już wcześniej okazały się skuteczne w badaniu właściwości młodych gwiezdnych populacji w różnorodnych środowiskach od wnętrza Drogi Mlecznej aż do krawędzi obserwowalnego Wszechświata.

Ustalanie wieku gwiazd zawsze opierało się na porównywaniu obserwacji z modelami, które zawierają naszą wiedzę na temat tego, w jaki sposób powstają i ewoluują gwiazdy. To zrozumienie zmieniło się z biegiem czasu i naukowcy coraz bardziej są świadomi wpływu układów wielokrotnych – interakcji zachodzących między gwiazdami w takich układach oraz między układami a ich otoczeniem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega


Załączniki:
binary_in_globular_cluster_v2_preview.jpeg
binary_in_globular_cluster_v2_preview.jpeg [ 1.1 MiB | Przeglądany 63 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 czerwca 2018, 18:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Rozbieżności w danych mogą mieć wpływ na nasze rozumienie Wszechświata

Jedną z nierozwiązanych zagadek nauki jest to, że ekspansja Wszechświata wydaje się przyspieszać. Niektórzy naukowcy twierdzą, że jest to spowodowane obecnością teoretycznej ciemnej energii, która przeciwdziała przyciąganiu grawitacji. Inni natomiast uważają, że dawno już zaakceptowana teoria grawitacji Einsteina może wymagać modyfikacji.

Gdy astrofizycy szukają odpowiedzi w stertach danych zebranych z obserwacji, odkrywają, że sprzeczności w nich zawarte mogą ostatecznie doprowadzić do prawdy.

Dr Mustapha Ishak-Boushaki, profesor astrofizyki w School of Natural Sciences and Mathematics na University of Texas w Dallas, oraz jego doktorant Weikang Lin opracowali nowe narzędzie matematyczne, które identyfikuje i kwantyfikuje niespójności w danych kosmologicznych zebranych podczas różnych misji i eksperymentów naukowych. Ich odkrycia mogą rzucić nowe światło na zagadkę przyspieszenia kosmicznej ekspansji oraz mieć znaczący wpływ na nasze rozumienie Wszechświata.

Astrofizycy używają standardowego modelu kosmologicznego do opisu historii, ewolucji i struktury Wszechświata. Na jego podstawie mogą obliczyć wiek Wszechświata czy prędkość jego ekspansji. Model zawiera równania, które opisują ostateczny los Wszechświata – to, czy nadal będzie się on rozszerzał, czy w końcu jego ekspansja ulegnie spowolnieniu z powodu grawitacji a on sam zapadnie się w tzw. Wielkim Kolapsie.

Istnieje kilka zmiennych – zwanych parametrami kosmologicznymi – osadzonych w równaniach tego modelu. Wartości liczbowe parametrów określane są na podstawie obserwacji i obejmują takie czynniki, jak to jak szybko galaktyki oddalają się od siebie, gęstości materii, energii i promieniowania we Wszechświecie.

Jednak jest pewien problem z tymi parametrami. Ich wartości są obliczane przy użyciu zestawów danych z wielu różnych eksperymentów, a czasem nie zgadzają się one ze sobą. Efekt? Systematyczne błędy w zbiorach danych lub przypadkowość w modelu standardowym.

Zespół UT Dallas opracował nowy wskaźnik, zwany indeksem nieścisłości (Index of Inconsistency – IOI), który daje wartość liczbową stopnia nieścisłości między dwoma lub więcej zestawami danych. Porównywania z IOI większą, niż 1 uważane są za nieścisłe, a te z IOI powyżej 5 są klasyfikowane jako bardzo niespójne.

Dla przykładu naukowcy wykorzystali swoje IOI do porównania pięciu różnych technik określania stałej Hubble’a, która jest powiązana z tempem rozszerzania się Wszechświata. Jedna z tych technik – określana jako pomiar lokalny – polega na pomiarze odległości do stosunkowo bliskich supernowych. Inne techniki polegają na obserwacjach różnych zjawisk na znacznie większych odległościach.

Astronomowie odkryli, że istnieje zgodność czterech z pięciu modeli, ale stała Hubble’a mierzona na podstawie lokalnych supernowych jest niezgodna. Największe różnice widoczne są pomiędzy lokalnymi pomiarami supernowych a pomiarami satelity Planck, który charakteryzował kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła.

Żeby było ciekawiej, w celu określenia stałej Hubble’a na podstawie pomiarów lokalnych supernowych wykorzystano różne metody i zawsze prowadziły one do tej samej wartości, która jednak odstaje od tej określonej na podstawie danych z Plancka oraz innych eksperymentów.

Ishak-Boushaki oraz Lin także zastosowali swoje narzędzie IOI do pięciu zbiorów danych obserwacyjnych związanych z wielkoskalową strukturą Wszechświata. Parametry kosmologiczne wyliczone przy użyciu tych pięciu zbiorów bardzo się nie zgadzały, zarówno indywidualnie jak i zbiorowo, z parametrami określonymi na podstawie obserwacji z Plancka.

Jest to bardzo intrygujące i informuje nas o tym, że Wszechświat obserwowany na dużych skalach zachowuje się inaczej, niż Wszechświat w naszym bliskim otoczeniu. To z kolei prowadzi do pytania, czy teoria grawitacji Einsteina obowiązuje na każdej skali Wszechświata?

Naukowcy z UT Dallas udostępnili swoje narzędzie IOI innym naukowcom. Ishak-Boushaki powiedział, że Dark Energy Science Collaboration, część projektu Large Synoptic Survey Telescope, wykorzysta to narzędzie w celu poszukiwania niezgodności między zbiorami danych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Texas at Dallas

Vega


Załączniki:
galaxy-1000-2018-06.jpg
galaxy-1000-2018-06.jpg [ 103.47 KiB | Przeglądany 52 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 czerwca 2018, 17:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Zderzenia martwych gwiazd rozsiewają ciężkie metale w małych galaktykach

Naukowcy z Caltech po raz pierwszy odkryli, że łączące się pary gwiazd neutronowych (wypalone jądra gwiazd, które eksplodowały), tworzą większość ciężkich pierwiastków w małych galaktykach karłowatych. Ciężkie pierwiastki, takie jak srebro i złoto, są kluczowe dla formowania się planet, a nawet samego życia. Badając galaktyki karłowate, naukowcy mają nadzieję dowiedzieć się więcej o podstawowych źródłach ciężkich pierwiastków dla całego Wszechświata.

Pochodzenie najcięższych pierwiastków układu okresowego, w tym 95% całego złota na Ziemi, było od dziesięcioleci przedmiotem debat. Obecnie wiadomo, że najcięższe pierwiastki powstają, gdy jądra atomów w gwiazdach przechwytują cząsteczki zwane neutronami. Dla większości starych gwiazd, włącznie z tymi znajdującymi się w galaktykach karłowatych z tego badania, proces zachodzi szybko, i dlatego nazywany jest „procesem r”, gdzie „r” oznacza „szybki” (ang. rapid).

Istnieją dwa wyróżnione miejsca, w których teoretycznie istnieje proces r. Pierwszym potencjalnym miejscem jest wybuch supernowej, która wytwarza duże pola magnetyczne – magnetorotacyjna supernowa. Drugie to łączące się lub zderzające dwie gwiazdy neutronowe. W sierpniu 2017 roku LIGO oraz inne naziemne teleskopy wykryły jedną z takich kolizji gwiazd neutronowych, które tworzyły najcięższe pierwiastki. Jednakże bycie świadkiem tylko jednego wydarzenia nie mówi astronomom, gdzie większość z nich powstaje w galaktykach.

Aby przyjrzeć się produkcji ciężkich pierwiastków w galaktykach jako całości, naukowcy z Caltech zbadali kilka pobliskich galaktyk karłowatych za pomocą teleskopu Kecka znajdującego się na Mauna Kea na Hawajach. Podczas, gdy Droga Mleczna jest uważana za przeciętną galaktykę pod względem rozmiarów, galaktyki karłowate, które krążą wokół niej, mają około 100 000 razy mniejszą masę gwiazdową, niż Galaktyka. Naukowcy przyjrzeli się temu, kiedy powstały najcięższe pierwiastki w galaktykach. Supernowe magnetorotacyjne mają tendencję do występowania bardzo wcześnie we Wszechświecie, podczas gdy łączenie się gwiazd neutronowych następuje później.

Wyniki tych badań dostarczają nowych dowodów na to, że dominujące źródła procesu r w galaktykach karłowatych występują na stosunkowo długich skalach czasowych – to znaczy, że zostały stworzone później w historii Wszechświata. To właśnie opóźnienie w produkcji ciężkich pierwiastków identyfikuje zderzenia się gwiazd neutronowych jako ich główne źródło.

Profesor astronomii w Caltech i współautor tego opracowania, Evan Kirby, wyjaśnia: „Badanie to opiera się na koncepcji archeologii galaktycznej, która wykorzystuje pierwiastki obecne w gwiazdach do ‘wykopania’ dowodów historii produkcji pierwiastków w galaktykach. Konkretnie, mierząc stosunek pierwiastków w gwiazdach w różnym wieku, jesteśmy w stanie powiedzieć, kiedy powstały one w galaktyce.”

Astronomowie często badają galaktyki karłowate, które są dla nich sposobem na poznanie galaktyk w ogóle. Ponieważ są one małe, mają mniej skomplikowane historie, które są łatwiejsze do odczytania, niż ich większych odpowiedników.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
eso1536a_8mb.jpg.jpg
eso1536a_8mb.jpg.jpg [ 177.88 KiB | Przeglądany 51 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 czerwca 2018, 14:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazdy neutronowe i materia kwarkowa

Materia kwarkowa – ekstremalnie gęsta faza materii złożona z subatomowych cząsteczek, zwanych kwarkami – może istnieć we wnętrzach gwiazd neutronowych. Może być także na krótką chwilę stworzona w ziemskich laboratoriach, takich jak np. Wielki Zderzacz Hadronów w CERN. Zbiorcze zachowanie materii jednak nie jest tak łatwe do opisania. Podczas wykładu, który odbył się w minionym tygodniu w CERN, Aleksi Kurkela z Uniwersytetu Stavanger w Norwegii wyjaśnił, w jaki sposób dane o gwiazdach neutronowych pozwoliły jemu i jego współpracownikom nałożyć ciasne ograniczenia na zachowanie materii w tej ekstremalnej formie.

Kurkela i współpracownicy wykorzystali właściwość gwiazdy neutronowej wyprowadzonej na podstawie pierwszej obserwacji z LIGO i Virgo, które wykryły fale grawitacyjne emitowane w momencie połączenia się dwóch gwiazd neutronowych. Właściwość ta opisuje sztywność gwiazdy w reakcji na naprężenia spowodowane przyciąganiem grawitacyjnym gwiazdy towarzysza.

Do zbiorczego opisania materii kwarkowej fizycy na ogół stosują równania stanu, które odnoszą ciśnienie stanu materii do innych właściwości stanu. Ale muszą jeszcze wymyślić unikalne równanie stanu dla materii kwarkowej. Na razie udało im się jedynie wprowadzić rodziny takich równań. Wprowadzając wartości pływowe odkształcalności gwiazd neutronowych obserwowanych przez LIGO i Virgo w pochodną rodzin równań stanu dla materii kwarkowej gwiazdy neutronowej, Kurkela i jego współpracownicy mogli znacząco zmniejszyć rozmiar rodziny równań. Taka zmniejszona rodzina zapewnia bardziej rygorystyczne ograniczenia zbiorowych właściwości materii kwarkowej oraz bardziej ogólnie na materię jądrową o wysokich gęstościach, niż były wcześniej dostępne.

Mając takie wyniki, naukowcy odwrócili problem i wykorzystali ograniczenia kwark-materia, aby wywnioskować właściwości gwiazd neutronowych. Wykorzystując to podejście, zespół otrzymał związek między promieniem i masą gwiazdy neutronowej i odkrył, że maksymalny promień gwiazdy o masie 1,2 masy Słońca powinien wynosić około 10 do 14 km.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CERN

Vega


Załączniki:
illustration.jpg
illustration.jpg [ 734.44 KiB | Przeglądany 33 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 15 czerwca 2018, 14:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Jedna czarna dziura czy dwie? Próby wyjaśnienia zagadki właściwości AGN

Naukowcy z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Santa Cruz (UCSC) uważają, że to obłoki pyłu, a nie podwójne czarne dziury mogą wyjaśnić właściwości występujące w aktywnych jądrach galaktycznych (active galactic nuclei – AGN). Wyniki zespołu zostały opublikowane 14 czerwca w miesięczniku Royal Astronomical Society.

Wiele dużych galaktyk posiada w swoim wnętrzu AGN, mały, jasny, centralny region zasilany materią, która opada po spirali na supermasywną czarną dziurę. Gdy takie czarne dziury energicznie pochłaniają materię, zostają otoczone gorącym, szybko poruszającym się gazem.

Emisja z gazu jest najlepszym źródłem informacji na temat masy centralnej czarnej dziury i tego, jak ona wzrasta. Charakter tego gazu jest jednak słabo poznany. W szczególności występuje mniejsza niż oczekiwana emisja z gazu poruszającego się z pewnymi prędkościami. Rozpad prostych modeli spowodował, że niektórzy astronomowie zaczęli myśleć, że AGN może mieć dwie a nie jedną czarną dziurę w swoim wnętrzu.

Nowa analiza przeprowadzona przez naukowców z UCSC wyjaśnia wiele z pozornej złożoności i zmienności w emisji z regionu, jako wynik małych obłoków pyłu, które mogą częściowo zasilać najgłębsze obszary AGN. Okazuje się, że wiele właściwości aktywnych jąder galaktycznych można wytłumaczyć małymi obłokami pyłu, które powodują zmiany w tym, co widzimy.

Współautor publikacji, Peter Harrington wyjaśnia, że gaz opadający w kierunku centralnej czarnej dziury galaktyki tworzy płaski dysk akrecyjny, a przegrzany gaz z tego dysku emituje intensywne promieniowanie cieplne. Część tego światła jest ponownie przetworzona (pochłonięta i ponownie emitowana) przez wodór oraz inne gazy wirujące nad dyskiem akrecyjnym w tym regionie. Nad i pod nim to obszar pyłu.

Kiedy pył przekroczy pewien próg, zostaje poddany silnemu promieniowaniu z dysku akrecyjnego. Autorzy publikacji uważają, że jest ono tak intensywne, że wydmuchuje pył z dysku, powodując odpływ obłoków pyłu rozpoczynający się na zewnętrznej krawędzi obszaru.

Skutek obłoków pyłu na emitowanym świetle jest taki, że światło docierające zza nich wygląda na słabsze i bardziej poczerwienione, tak jak ziemska atmosfera sprawia, że zachodzące Słońce wydaje się być słabsze i bardziej czerwone. Gaskell i Harrington opracowali kod komputerowy do modelowania efektów tych obłoków pyłowych w obserwacjach regionu.

Obaj naukowcy pokazują również, że poprzez włączenie do swojego modelu obłoków pyłowych, mogą odtwarzać wiele cech emisji z regionu, który od dawna intryguje astrofizyków. Zamiast gazu mającego zmienny, asymetryczny rozkład, który jest trudny do wyjaśnienia, gaz jest po prostu jednolitym, symetrycznym, burzliwym dyskiem wokół czarnej dziury. Widoczne asymetrie i zmiany spowodowane są chmurami pyłu przechodzącymi przed regionem, co sprawia, że regiony za nim wydają się słabsze i bardziej czerwone.

Badacze uważają, że jest to bardziej naturalne wyjaśnienie asymetrii i zmian, niż inne egzotyczne teorie, takie jak sugerowane podwójne czarne dziury. Wyjaśnienie to pozwala zachować prostotę modelu standardowego AGN, w którym materia po spirali opada na pojedynczą czarną dziurę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Royal Astronomical Society

Vega


Załączniki:
GaskellHarrington_press_release_image.jpg
GaskellHarrington_press_release_image.jpg [ 101.98 KiB | Przeglądany 6 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 16 czerwca 2018, 15:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 708
Oddział PTMA: Kraków
Czarna dziura rozrywa pobliską gwiazdę

Po raz pierwszy w historii astronomowie zaobserwowali bezpośrednio powstawanie i ekspansję szybko poruszającego się strumienia wyrzucanej materii, gdy potężna grawitacja supermasywnej czarnej dziury rozerwała gwiazdę błąkającą się zbyt blisko tego kosmicznego potwora.

Astronomowie śledzili to zjawisko przy pomocy radioteleskopów oraz teleskopów obserwujących w podczerwieni. Doszło do niego w parze zderzających się galaktyk Arp 299 w odległości blisko 150 mln lat świetlnych od Ziemi. W jądrze jednej z galaktyk czarna dziura 20 mln razy większa niż Słońce rozszarpała gwiazdę o dwukrotnej masie Słońca, co doprowadziło do uruchomienia łańcucha zdarzeń, który ukazał nam ważne szczegóły tego gwałtownego spotkania.

Dotąd stwierdzono tylko kilka takich przypadków, zwanych TDE (Tidal Disruption Events), chociaż naukowcy postawili hipotezę, że mogą one występować częściej. Teoretycy sugerowali, że materia wyrzucona z rozerwanej gwiazdy tworzy dysk rotujący wokół czarnej dziury, emitując intensywne promieniowanie w zakresie rentgenowskim oraz widzialnym, a także uwalnia strumienie materii z biegunów dysku z prędkością bliską prędkości światła.

Pierwszy sygnał został zarejestrowany 30 stycznia 2005 roku, gdy astronomowie korzystający z teleskopu Herschela znajdującego się na Wyspach Kanaryjskich odkryli wyraźny impuls w podczerwieni pochodzący z jądra jednej ze zderzających się galaktyk w Arp 299. 17 lipca 2005 r. VLBA pokazał nowe, wyraźne źródło emisji radiowej z tego samego miejsca.

W miarę upływu czasu obiekt świecił jasno w podczerwieni i na falach radiowych, jednak w świetle widzialnym i promieniach X był niewidoczny. Najbardziej prawdopodobne wyjaśnienie jest takie, że gęsty gaz międzygwiazdowy oraz pył w pobliżu centrum galaktyki pochłania promieniowanie rentgenowskie oraz światło widzialne, a następnie emituje je ponownie w podczerwieni.

Dalsze obserwacje z VLBA, VLBI oraz innych radioteleskopów, prowadzone przez niemal dekadę wykazały, że źródło emisji radiowej rozszerza się w jednym kierunku, zgodnie z teorią mówiącą o dżecie. Zmierzona ekspansja wykazała, że materia w dżecie porusza się ze średnią prędkością równą ¼ prędkości światła. Na szczęście fale radiowe nie są pochłaniane przez jądro galaktyki i także z niego są odbierane na Ziemi.

Do obserwacji tych wykorzystano wiele anten radioteleskopów oddalonych od siebie o tysiące kilometrów, dzięki czemu uzyskano lepszą zdolność rozdzielczą, możliwość dostrzeżenia drobnych szczegółów, potrzebnych do wykrycia ekspansji tak odległego obiektu. Cierpliwe lata gromadzenia danych nagrodziły astronomów dowodami na to, że faktycznie obserwują dżet.

Większość galaktyk posiada w swoich jądrach supermasywne czarne dziury o masach od milionów do miliardów mas Słońca. Kiedy takie supermasywne czarne dziury aktywnie przyciągają materię z otoczenia, tworzy się dysk wokół czarnej dziury a superszybkie strumienie cząstek są wystrzeliwane w postaci dżetów na zewnątrz. Jest to zjawisko obserwowane w galaktykach radiowych i kwazarach.

Przez większość czasu supermasywne czarne dziury nie pożerają niczego, więc są w spokojnym stanie. Zdarzenia związane z TDE mogą zapewnić astronomom wyjątkową okazję do pogłębienia ich wiedzy na temat formowania się i ewolucji dżetów w okolicach tych potężnych obiektów.

Z uwagi na pył pochłaniający promieniowanie w zakresie widzialnym, to konkretne zdarzenie może stanowić zaledwie wierzchołek góry lodowej tego, co do tej pory było ukrytą populacją tego typu zdarzeń. Poszukując ich za pomocą teleskopów podczerwonych oraz radioteleskopów astronomowie mogą być w stanie odkryć ich o wiele więcej.

Zdarzenia takie mogły częściej występować w odległym Wszechświecie, zatem ich badanie może pomóc naukowcom w zrozumieniu środowiska, w którym galaktyki powstały miliardy lat temu.

Odkrycie to, jak potwierdzają naukowcy, było niespodzianką. Początkowy rozbłysk w podczerwieni został odkryty w ramach projektu poszukiwania supernowych w parach zderzających się galaktyk. W Arp 299 obserwowano liczne eksplozje gwiazd a sam obiekt nazwano „fabryką supernowych”. Nowy obiekt pierwotnie uznany był za wybuch supernowej. Dopiero w 2011 roku, sześć lat po odkryciu, część obiektu emitująca fale radiowe zaczęła wykazywać rozciągłość. Późniejsze monitorowanie wykazało, że ekspansja rośnie, potwierdzając, że jest to dżet a nie supernowa.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao18df04_artistzoom.jpg
nrao18df04_artistzoom.jpg [ 192.33 KiB | Przeglądany 2 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 228 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 8, 9, 10, 11, 12

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:  
cron
Technologię dostarcza phpBB® Forum Software © phpBB Group