Dzisiaj jest 18 lipca 2019, 03:27

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 468 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 20, 21, 22, 23, 24
Autor Wiadomość
Post: 02 lipca 2019, 18:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Hubble uchwycił kosmiczne fajerwerki w ultrafiolecie

Wyobraź sobie fajerwerki w zwolnionym tempie, które zaczęły eksplodować prawie dwa wieki temu i od tego czasu nie zostały zatrzymane. W ten sposób można opisać ten układ podwójny gwiazd znajdujący się w odległości 7500 lat świetlnych stąd w konstelacji Kila (Carinae). W 1838 r. Eta Carinae przeżyła kataklizm, nazywany Wielką Erupcją, szybko eskalując, by do kwietnia 1844 roku stać się drugą najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Od tego czasu gwiazda zbladła, ale ten nowy widok z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a pokazuje, że spektakularny pokaz wciąż trwa, i ujawnia szczegóły, które nigdy wcześniej nie były widziane.

Gwałtowne wyrzuty masy nie są rzadkością w historii Eta Carinae; układ został zniszczony przez chaotyczne erupcje, często wyrzucające części siebie w kosmos. Ale Wielka Erupcja była szczególnie dramatyczna. Większa z dwóch gwiazd jest masywną, niestabilną gwiazdą zbliżającą się do końca swojego życia, a to, co astronomowie widzieli ponad półtora wieku temu, było gwiezdnym przeżyciem bliskim śmierci.

Wynikająca z tego zdarzenia zwiększona jasność została przyćmiona tylko przez Syriusza, który jest prawie 1000 razy bliżej Ziemi, i przez pewien czas uczyniła Eta Carinae ważną gwiazdą nawigacyjną dla marynarzy na morzach południowych. Zdarzenie to zatrzymało się tuż przed zniszczeniem Eta Carinae, a natężenie światła stopniowo opadło. Naukowcy badający dzisiejszą gwiazdę wciąż widzą sygnaturę Wielkiej Erupcji w jej otoczeniu; kształt ogromnych hantli złożony z pyłu, gazu i innych włókien, które zostały wyrzucone w przestrzeń podczas eksplozji. Te gorące, świecące chmury znane są jako Mgławica Homunculus i były celem Hubble’a od czasu jego uruchomienia w 1990 roku.

W rzeczywistości została ona sfotografowana przez prawie każdy instrument na Hubble’u przez ponad 25 lat. Astronomowie zaobserwowali, że kosmiczny dramat rozgrywa się w coraz wyższej rozdzielczości. Ów ostatni obraz został stworzony za pomocą Wide Field Camera 3 Hubble'a, aby mapować gorący magnezowy gaz świecący w promieniach UV (pokazanych na niebiesko).

Naukowcy od dawna wiedzą, że materia zewnętrzna wyrzucona w erupcji w latach 40. XIX wieku została podgrzana przez fale uderzeniowe generowane, gdy materia wcześniej wyrzucona z gwiazdy rozbiła się. Zespół, który uchwycił ten nowy obraz, spodziewał się znaleźć promieniowanie magnezu pochodzące ze skomplikowanego szeregu włókien widocznych w promieniach świecącego azotu (czerwony kolor). Zamiast tego w przestrzeni między zapylonymi biopolarnymi bąblami i zewnętrznymi, ogrzanymi wstrząsami włóknami bogatymi w azot znaleziono zupełnie nową świecącą magnezową strukturę.

Te nowo ujawnione dane są ważne dla zrozumienia, jak erupcja się rozpoczęła, ponieważ reprezentuje ona szybkie i energetyczne wyrzucenie materii, która mogła zostać usunięta przez gwiazdę na krótko przed wydaleniem reszty mgławicy. Astronomowie potrzebują więcej obserwacji, aby dokładnie zmierzyć, jak szybko materia się porusza i kiedy została wyrzucona.

Inną uderzającą właściwością zdjęcia są smugi widoczne w niebieskim obszarze poza dolnym lewym bąblem. Smugi te pojawiają się tam, gdzie światło gwiazdy przebija się przez grudki pyłu rozrzucone wzdłuż powierzchni pęcherzyka. Wszędzie tam, gdzie promieniowanie UV uderza w gęsty pył, pozostawia długi cienki cień, który rozciąga się poza płatem do otaczającego gazu. „Wzór światła i cienia przypomina promienie słoneczne, które widzimy w naszej atmosferze, gdy światło słoneczne przepływa przez krawędź chmury, chociaż fizyczny mechanizm tworzący światło Eta Carinae jest inny” – zauważył członek zespołu Jon Morse z BoldlyGo Institute w Nowym Jorku.

Przyczyny Wielkiej Erupcji Eta Carinae pozostają przedmiotem spekulacji i debat. Nowa teoria sugeruje, że Eta Carinae, która kiedyś miała masę 150 słońc, rozpoczęła swoje istnienie jako układ potrójny gwiazd, a wyrzut masy z lat 40. XIX w. został wyzwolony, gdy gwiazda główna pochłonęła jednego z towarzyszy, wyrzucając w kosmos masę ponad dziesięciokrotnie większą, niż Słońce. Podczas gdy dokładne okoliczności tego zatrzymującego światło wybuchu pozostają na razie tajemnicą, astronomowie są bardziej pewni tego, jak zakończy się ten kosmiczny pokaz światła. Pokaz fajerwerków Eta Carinae osiągnie finał, gdy eksploduje ona jako supernowa, znacznie przewyższając nawet swój ostatni wybuch. To już mogło się wydarzyć, ale fala światła z niej potrzebuje 7500 lat, aby dotrzeć do Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Space Telescope

Vega


Załączniki:
heic1912a.jpg
heic1912a.jpg [ 206.16 KiB | Przeglądany 74 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 lipca 2019, 18:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Gaz opadający po spirali karmi młode galaktyki

Galaktyki rosną, gromadząc gaz ze swojego otoczenia i przekształcając go w gwiazdy, ale szczegóły tego procesu pozostają mroczne. Nowe obserwacje, wykonane przy użyciu Keck Cosmic Web Imager (KCWI) w Obserwatorium W. M. Keck na Hawajach, dostarczają najbardziej wyraźnych i najbardziej bezpośrednich dowodów, że włókna chłodnego gazu spiralnie opadają na młode galaktyki, dostarczając paliwa dla gwiazd.

Przez lata astronomowie dyskutowali, w jaki sposób dokładnie gaz przedostaje się do centrum galaktyk. Czy nagrzewa się gwałtownie, gdy zderza się z otaczającym gorącym gazem? Czy może płynie wzdłuż cienkich, gęstych włókien, pozostając stosunkowo zimnym? „Współczesna teoria sugeruje, że odpowiedzią jest prawdopodobnie mieszanka obu, ale udowodnienie istnienia tych zimnych strumieni gazu pozostawało głównym wyzwaniem do tej pory” – mówi współautor pracy Donal O'Sullivan, doktorant w grupie, która zbudowała część KCWI.

KCWI, zaprojektowana i zbudowana w Caltech, jest najnowocześniejszą kamerą do obrazowania spektralnego. Pozwala astronomom na robienie zdjęć w taki sposób, aby każdy piksel na obrazie zawierał rozproszone widmo światła. Zainstalowana na Keck na początku 2017 roku, KCWI jest następcą Cosmic Web Imager (CWI), instrumentu, który działa w Obserwatorium Palomar koło San Diego od 2010 roku. KCWI ma osiem razy większą rozdzielczość przestrzenną i dziesięć razy większą czułość, niż CWI.

Pytanie, w jaki sposób galaktyki i gwiazdy powstają z sieci cienkich włókien w przestrzeni – znanej jako kosmiczna sieć – fascynuje Christopher Martin, profesora fizyki w Caltech i głównego autora pracy, od czasów, gdy był jeszcze studentem. Aby znaleźć odpowiedzi, kierował zespołami, które zbudowały zarówno CWI, jak i KCWI. W 2017 r. Martin i jego zespół wykorzystali KCWI do pozyskania danych o dwóch aktywnych galaktykach - kwazarach – nazwanych UM 287 i CSO 38, jednak to nie kwazary jako takie chcieli badać. W pobliżu każdego z tych dwóch kwazarów znajduje się rosnąca galaktyka wewnątrz własnej olbrzymiej mgławicy, większej niż Droga Mleczna i widocznej dzięki silnemu oświetlaniu przez kwazary. Patrząc na światło emitowane przez wodór w mgławicach – w szczególności na linię wodoru Lyman-alfa – byli w stanie odwzorować prędkość gazu. Z wcześniejszych obserwacji w Palomar zespół już wiedział, że w mgławicy występują oznaki rotacji, ale dane z Kecka ujawniły znacznie więcej.

„Kiedy używaliśmy wcześniej CWI w Palomar, byliśmy w stanie zobaczyć coś, co wygląda jak rotujący dysk gazu, ale nie mogliśmy dostrzec żadnych włókien. Teraz, wraz ze wzrostem czułości i rozdzielczości z KWCI, mamy bardziej zaawansowane modele i widzimy, że obiekty te są zasilane przez gaz płynący z dołączonych włókien, co jest mocnym dowodem na to, że kosmiczna sieć jest połączona z tym dyskiem i go zasila” – mówi O'Sullivan.

Martin i współpracownicy opracowali model matematyczny wyjaśniający prędkości, które obserwowali w gazie, i przetestowali go na galaktykach w pobliżu UM 287 i CSO 38, a także na symulowanej galaktyce.

Odkrycia dostarczają najlepszych jak dotąd dowodów na model formowania się galaktyk z zimnego przepływu gazu, gdzie jest on przekształcany w gwiazdy. Zanim model ten stał się popularny, naukowcy zaproponowali, aby galaktyki wciągały gaz i podgrzewały go do skrajnie wysokich temperatur. Stąd sądzono, że gaz stopniowo ochładza się, zapewniając stały, ale powolny dopływ paliwa do gwiazd. W 1996 roku badania przeprowadzone Charlesa Steidela z Caltech, prof. astronomii Lee A. DuBridge i współautora nowego badania, podważyły ten model. On i jego koledzy wykazali, że odległe galaktyki wytwarzają gwiazdy z bardzo dużą szybkością - zbyt szybko, aby można to było wyjaśnić powolnym osiadaniem i chłodzeniem gorącego gazu, co było preferowanym modelem dla zaopatrywania w paliwo młodych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
Chris-Martin-KCWI-Cold-flow-NW.max-1400x800.jpg
Chris-Martin-KCWI-Cold-flow-NW.max-1400x800.jpg [ 180.23 KiB | Przeglądany 70 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 lipca 2019, 17:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy ważą balans materii w gromadach galaktyk

Metoda ważenia ilości materii w gromadach galaktyk – największych obiektach w naszym Wszechświecie – wykazała równowagę między ilościami gorącego gazu, gwiazd i innej materii.

Wyniki są pierwszymi, które wykorzystują dane obserwacyjne do pomiaru tej równowagi, co było teoretyzowane 20 lat temu, i dostarczą nowy wgląd w związek między zwykłą materią, która emituje światło i ciemną materią, a tym, jak nasz Wszechświat się rozszerza.

W nowym badaniu, opublikowanym w Nature Communications, międzynarodowy zespół, kierowany przez astrofizyków z Uniwersytetu Michigan w USA i Uniwersytetu w Birmingham w Wielkiej Brytanii wykorzystał dane z Local Cluster Substructure Survey (LoCuSS) do pomiaru połączeń między trzema głównymi składnikami masy, które zawierają gromady galaktyk – ciemną materią, gorącym gazem i gwiazdami.

Członkowie zespołu badawczego spędzili 12 lat na gromadzeniu danych, które obejmują współczynnik 10 mln długości fali, przy użyciu satelitów Chandra i XMM-Newton, przeglądu całego nieba ROSAT, teleskopu Subaru, United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT), teleskopu Mayall, Sunyaev Zeldovich Array i satelity Planck. Korzystając z zaawansowanych modeli statystycznych i algorytmów stworzonych przez dr Arya Farahi podczas jego studiów doktoranckich, zespół był w stanie stwierdzić, że suma gazu i gwiazd w gromadach, które badali, jest niemal stałą częścią masy ciemnej materii. Oznacza to, że w miarę powstawania gwiazd ilość dostępnego gorącego gazu zmniejszy się proporcjonalnie.

„Potwierdza to prognozy dominującej teorii zimnej ciemnej materii. Wszystko jest spójne z naszym obecnym rozumieniem Wszechświata” – powiedział dr Farashi.

Dr Graham Smith, główny badacz LoCuSS, mówi: „Pewna ilość materii we Wszechświecie zapada się, tworząc gromady galaktyk. Ale gdy się uformują, gromady te są ‘zamkniętymi pudełkami’. Gorący gaz ma albo uformowane gwiazdy, albo nadal pozostaje w postaci gazu, ale ogólna ilość pozostaje stała.”

Odkrycia będą kluczowe dla wysiłków astronomów starających się mierzyć właściwości Wszechświata jako całości. Dzięki lepszemu zrozumieniu wewnętrznej fizyki gromad galaktyk, naukowcy będą mogli lepiej zrozumieć zachowanie ciemnej energii i procesy związane z ekspansją Wszechświata.

„Gromady galaktyk z natury są fascynujące, ale pod wieloma względami nadal są to tajemnicze obiekty. Rozszyfrowanie złożonej astrofizyki rządzącej tymi obiektami otworzy wiele drzwi do szerszego zrozumienia Wszechświata. Zasadniczo, jeżeli chcemy móc twierdzić, że rozumiemy Wszechświat, musimy zrozumieć gromady galaktyk” – dodaje dr Smith.

Dane badane przez zespół wzrosną o kilka rzędów wielkości w nadchodzących dziesięcioleciach dzięki teleskopom nowej generacji, takim jak Large Synoptic Survey Telescope (LSST), który jest obecnie budowany w Chile, oraz e-ROSITA, nowy satelita rentgenowski. Obydwa powinny rozpocząć swoją pracę w latach 20.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Birmingham

Vega


Załączniki:
Galaxy-Cluster-900.jpg
Galaxy-Cluster-900.jpg [ 122.05 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 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 lipca 2019, 16:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Wirujące czarne dziury w kosmicznym morzu

Jak wiry w oceanie, rotujące czarne dziury w przestrzeni kosmicznej tworzą wokół siebie wirujące strumienie. Jednak czarne dziury nie tworzą wirów wiatru ani wody. Raczej generują dyski gazu i pyłu podgrzane do temperatury setek milionów stopni, które świecą w promieniach X.

Wykorzystując dane z obserwatorium rentgenowskiego Chandra, astronomowie zastosowali nową technikę pomiaru spinu pięciu supermasywnych czarnych dziur. Materia w jednym z tych kosmicznych wirów rotuje wokół swojej czarnej dziury z prędkością większą, niż 70% prędkości światła.

Astronomowie wykorzystali naturalne zjawisko zwane soczewką grawitacyjną. Zgodnie z przewidywaniami Einsteina, przy odpowiednim ustawieniu, zakrzywienie czasoprzestrzeni przez masywny obiekt, taki jak duża galaktyka, może powiększać i tworzyć wiele obrazów odległego obiektu.

W ostatnim badaniu astronomowie wykorzystali Chandrę i soczewkowanie grawitacyjne do badania pięciu kwazarów, z których każdy zawierał supermasywną czarną dziurę szybko pochłaniającą materię z otaczającego ją dysku akrecyjnego. Soczewkowanie grawitacyjne przez galaktykę światła z każdego z tych kwazarów stworzyło wiele obrazów każdego kwazara. Ostra zdolność obrazowania Chandry jest niezbędna do oddzielenia zwielokrotnionych, soczewkowanych obrazów każdego kwazara.

Kluczowym postępem poczynionym przez naukowców w tym badaniu było to, że wykorzystali mikrosoczewkowanie, w którym to zjawisku pojedyncze gwiazdy w soczewkującej galaktyce, zapewniły dodatkowe wzmocnienie światła z kwazara. Większe powiększenie oznacza, że mniejszy region wytwarza emisję promieniowania rentgenowskiego.

Później naukowcy wykorzystali tę właściwość, że wirująca czarna dziura ciągnie przestrzeń wokół siebie i pozwala, aby materia orbitowała bliżej niej niż jest to możliwe w przypadku niewirującej czarnej dziury. Dlatego mniejszy obszar emitujący odpowiadający ciasnej orbicie ogólnie implikuje szybko wirującą czarną dziurę. Autorzy pracy wyciągnęli wniosek z analizy mikrosoczewkowania, że promienie X pochodzą z tak małego regionu, co oznacza, że czarne dziury muszą szybko wirować.

Wyniki pokazały, że jedna z czarnych dziur w soczewkowanym kwazarze, zwanym „krzyżem Einsteina” (oznaczony jako Q2237 na zdjęciu), wiruje z maksymalną, lub bliską maksymalnej możliwej, prędkością. Odpowiada to horyzontowi zdarzeń wirującemu z prędkością światła. Cztery inne badane czarne dziury wirowały z prędkością średnio około połowy tej maksymalnej.

Dla Krzyża Einsteina emisja promieniowania rentgenowskiego pochodzi z części dysku mniejszej, niż 2,5-krotność wielkości horyzontu zdarzeń, a dla pozostałych czterech kwazarów promienie X pochodzą z regionu od czterech do pięciu razy większych od horyzontu zdarzeń.

Jak te czarne dziury mogą wirować tak szybko? Naukowcy uważają, że te supermasywne czarne dziury prawdopodobnie rosły, gromadząc większość swojej materii w ciągu miliardów lat z dysku akrecyjnego rotującego z podobną orientacją i kierunkiem wirowania.

Wykryte przez Chandrę promieniowanie X powstaje, gdy dysk akrecyjny otaczający czarną dziurę tworzy obłok o temperaturze wielu milionów stopni, lub koronę nad dyskiem w pobliżu czarnej dziury. Promienie X z tej korony odbijają się od wewnętrznej krawędzi dysku akrecyjnego, a mocne siły grawitacyjne w pobliżu czarnej dziury zniekształcają odbite widmo rentgenowskie. Duże zniekształcenia obserwowane w widmach rentgenowskich badanych kwazarów sugerują, że wewnętrzna krawędź dysku musi znajdować się blisko czarnych dziur, dając dalsze dowody, że muszą one szybko wirować.

Kwazary, o których mowa, znajdują się w odległościach od 9,8 do 10,9 mld lat świetlnych stąd, a czarne dziury mają masy od 160 do 500 mln razy większą, niż Słońce. Obserwacje te były najdłuższymi w historii wykonanymi przez Chandra z soczewkowanie grawitacyjnym kwazarów, o całkowitym czasie ekspozycji wynoszącym od 1,7 do 5,4 dnia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
quasars.jpg
quasars.jpg [ 71.6 KiB | Przeglądany 65 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 lipca 2019, 16:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Szybki rozbłysk radiowy (FRB) zlokalizowany w odległej galaktyce

Szybkie rozbłyski radiowe (FRB) należą do najbardziej tajemniczych i potężnych zdarzeń w kosmosie. Około 80 z nich – intensywnie jasne milisekundowe fale radiowe pochodzące spoza naszej galaktyki – zostało dotychczas zaobserwowanych, ale nieznanym pozostaje to, co je powoduje.

W rzadkim wyczynie, naukowcy Owens Valley Radio Observatory (OVRO) z Caltech uchwycili nowy rozbłysk, nazwany FRB 190523, i wspólnie z obserwatorium WM Keck na Hawajach wskazali jego początki w galaktyce odległej o 7,9 mld lat świetlnych. Identyfikacja galaktyk, w których wybuchają te rozbłyski radiowe jest przełomowym krokiem w kierunku rozwikłania tajemnicy, co je uruchamia.

Przed tym nowym odkryciem tylko jeden rozbłysk, nazwany FRB 121102, został zlokalizowany w konkretnej galaktyce. FRB 121102 został zgłoszony w 2014 roku, a następnie w 2017 został zlokalizowany w galaktyce leżącej 3 mld lat świetlnych stąd. Drugi zlokalizowany FRB został zgłoszony 27 czerwca 2019 r. Nazwany FRB 180924, rozbłysk ten został odkryty przez zespół korzystający z Australian Square Kilometer Array Pathfinder i usytuowany w galaktyce oddalonej o około 4 mld lat świetlnych stąd.

FRB 121102 najłatwiej było znaleźć, ponieważ nadal rozbłyska co kilka tygodni. Jednak większość FRB – w tym znaleziska australijskie i OVRO – rozbłyska raz, sprawiając, że trudniej jest znaleźć ich galaktyki macierzyste.

„Znalezienie lokalizacji pojedynczych FRB jest wyzwaniem, ponieważ wymaga radioteleskopu, który może zarówno odkryć te niezwykle krótkie zdarzenia, jak i zlokalizować je z rozdzielczością anteny radiowej o szerokości 1,5 km” – mówi Vikram Ravi, który pracuje z radioteleskopem w OVRO, położonym na wschód od gór Sierra Nevada w Kalifornii.

„W OVRO zbudowaliśmy nowy zestaw dziesięciu 4,5-metrowych czasz, które wspólnie działają, jak antena o szerokości 1,5 km, aby pokryć obszar nieba o rozmiarach 150 tarcz Księżyca w pełni. Aby to zrobić, potężny system cyfrowy pobiera i przetwarza ilość danych taką, jak zawiera płyta DVD, w każdej sekundzie” – dodaje.

Nowy instrument OVRO nazywa się Deep Synoptic Array-10, a 10 odnosi się do liczby czasz. Sieć ta stanowi milowy krok w kierunku planowanego Deep Synoptic Array (DSA), który po ukończeniu w 2021 r. docelowo będzie składał się ze 110 anten radiowych.

Nowe obserwacje pokazują, że galaktyka, z której pochodzi FRB 190523 jest podobna do naszej Drogi Mlecznej. Jest to niespodzianka, ponieważ wcześniej zlokalizowany FRB 121102 pochodzi z galaktyki karłowatej, która tworzy gwiazdy ponad sto razy szybciej, niż Droga Mleczna.

„Odkrycie to mówi nam, że każda galaktyka, nawet tak popularna jak Droga Mleczna, może generować FRB” – mówi Ravi.

Odkrycie sugeruje również, że wiodąca teoria dotycząca tego, co wywołuje FRB – erupcja plazmy od młodych, wysoko magnetycznych gwiazd neutronowych lub magnetarów – może wymagać przemyślenia.

Ostatecznie, aby rozwiązać zagadkę FRB, astronomowie mają nadzieję odkryć więcej przykładów ich galaktyk macierzystych.

Naukowcy twierdzą również, że FRB można wykorzystać do badania ilości i rozkładu materii we Wszechświecie, co powie nam więcej o środowiskach, w których galaktyki się tworzą i ewoluują. Gdy fale radiowe z FRB kierują się w stronę Ziemi, materia interweniująca powoduje, że niektóre długości fal ulegają rozproszeniu w taki sam sposób, w jaki pryzmat rozprasza światło na tęczę. Ilość dyspersji mówi astronomom dokładnie, ile materii znajduje się między źródłami FRB a Ziemią.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega


Załączniki:
Owens-Valley-Schematic-NW.max-1400x800.jpg
Owens-Valley-Schematic-NW.max-1400x800.jpg [ 154.84 KiB | 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 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 lipca 2019, 15:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Zasilanie ekstremalnych dżetów aktywnych galaktyk

Aktywne jądro galaktyki (AGN) zawiera supermasywną czarną dziurę, na którą energicznie opada materia. Zwykle wyrzuca strumienie cząsteczek, które poruszają się z prędkością bliską prędkości światła, emitując promieniowanie na wielu długościach fal, w szczególności X, i należą do najbardziej energetycznych zjawisk we Wszechświecie. Dżety są często również silnie skolimowane i rozciągają się daleko poza swoją galaktykę macierzystą, a jeżeli zdarzy się, że zostaną skierowane wzdłuż naszego pola widzenia, stają się najbardziej spektakularną klasą tego zjawiska: blazarami.

Kilka lat temu astronomowie zauważyli, że niektóre rodzaje blazarów mają moc strumienia, która wydaje się przekraczać moc dostarczaną dzięki akrecji. Przedstawiono dwie idee w celu wyjaśnienia różnicy: dżety pobierają także moc ze spinu czarnej dziury lub strumienia magnetycznego wokół okrążającego obiekt. Sposób, w jaki przebiega jakikolwiek proces – jeżeli rzeczywiście tak się dzieje – podlega dyskusjom, ale jeden popularny kierunek argumentuje, że procesy są w jakiś sposób związane z masą supermasywnej czarnej dziury, gdzie te najbardziej masywne (ponad 100 mln Słońc) są najbardziej anormalne. Ostatnio teleskop Fermiego wykrył promienie gamma (bardziej energetyczne, niż promieniowanie X) pochodzące z dżetów z galaktyk klasy Seyferta, czyli galaktyk spiralnych ze stosunkowo małomasywnymi supermasywnymi czarnymi dziurami (ok. 10 mln Słońc). Astronomowie spekulowali, że te stosunkowo niskiej masy, ale potężne silniki emisyjne mogą dostarczyć kluczy do sortowania różnych źródeł mocy dżetów.

Astronom CfA Mislav Balokovic i jego koledzy ukończyli badania blazara PKSJ1222+0413 na wielu długościach fal jasności i uwzględnili dane od fal gamma po radiowe, zarówno te archiwalne jak i nowe obserwacje, w tym nowe wyniki obserwatorium NuSTAR. Następnie przeprowadzili pełne modelowanie tego źródła, najbardziej znanego z tego typu – jego światło podróżowało w naszym kierunku przez około 8 mld lat. Wykryli wyraźną sygnaturę dysku akrecyjnego i oszacowali masę supermasywnej czarnej dziury na podstawie szerokości i mocy linii emisji na około 200 mln Słońc, czyli około dziesięć razy więcej, niż wynosi masa większości tego typu galaktyk Seyferta. Jasność strumienia jest tylko o połowę mniejsza od jasności akrecyjnej, w przeciwieństwie do przypadków takich jak galaktyki, których moc dżetu przekracza akrecję. Niemniej jednak obiekt wyraźnie wpada w reżim przejściowy dla sił dżetu, umożliwiając dalsze badania w celu dokładniejszego zbadania pochodzenia mocy strumieni zarówno z galaktyk Seyferta jak i blazarów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201926.jpg
su201926.jpg [ 29.14 KiB | Przeglądany 44 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 lipca 2019, 15:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie zagadki masy czarnej dziury

Kiedy obserwatorium fal grawitacyjnych (LIGO) odkryło swoje pierwsze łączące się czarne dziury, astronomowie byli zaskoczeni: te czarne dziury były znacznie większe, niż się spodziewali! Nowe badanie analizuje, co te obserwacje mogą nam powiedzieć o czarnych dziurach w gromadach gwiazd.

Niespodziewane masy
Przed pierwszym wykryciem fal grawitacyjnych w 2015 roku, teoretyczne istnienie czarnych dziur zostało solidnie ustalone w ramach Ogólnej Teorii Względności. Dowody obserwacyjne dla czarnych dziur o masach gwiazdowych pochodziły z rentgenowskiego układu podwójnego: układ podwójny gwiazd składający się ze zwartego obiektu akreującego materię od gwiazdy towarzyszącej.

Chociaż nie możemy bezpośrednio obserwować czarnych dziur w układach podwójnych w promieniach X, możemy wywnioskować ich istnienie obserwując ruchy układu. Mierząc dynamikę tych układów, uzyskaliśmy szacunkowe masy dla wywnioskowanych czarnych dziur w jak dotąd dwóch tuzinach układów podwójnych; typowo wahają się one w przedziale 5-20 mas Słońca.

Było całkowitym zaskoczeniem, gdy pierwsza detekcja LIGO ujawniła połączenie dwóch czarnych dziur o ogromnej masie 31 i 36 słońc. Spośród dziesięciu połączeń wykrytych przez LIGO i Virgo od tego czasu znaleziono 16 z 20 czarnych dziur, których masy przed zderzeniem przekraczały zakres mierzony dla czarnych dziur w rentgenowskich układach podwójnych.

Dwa kanały formowania?
Co tworzy dychotomię między niższymi masami czarnych dziur mierzonymi w rentgenowskich układach podwójnych a wyższymi masami mierzonymi na podstawie połączeń? Niektórzy naukowcy spekulują, że wykryte przez promieniowanie X i przez fale grawitacyjne czarne dziury są zdominowane przez dwa różne kanały informacji:

1. Układ podwójny gwiazd ewoluuje w izolacji, przy czym co najmniej jedna gwiazda ostatecznie staje się czarną dziurą. Kanał ten jest proponowany do wykrywania czarnych dziur w promieniowaniu rentgenowskim.
2. Gwiazdy ewoluują indywidualnie w obrębie gormady, a niektóre z powstałych czarnych dziur łączą się później w układy podwójne poprzez dynamiczne interakcje w gromadzie. Kanał ten jest proponowany dla czarnych dziur wykrywanych przez grawitację.

Czy obserwacje LIGO/Virgo mogą nam powiedzieć więcej o drugim scenariuszu? Zespół naukowców pod kierownictwem Rosalby Perna (Stony Brook University) przeprowadził serię symulacji N-ciał początkowo izolowanych czarnych dziur w mini-gromadzie, aby się tego dowiedzieć.

Symulowanie interakcji
Perna i współpracownicy pokazują, że dynamiczne interakcje w gromadzie preferencyjnie powodują, że najbardziej masywne czarne dziury łączą się w ściślej powiązane układy podwójne. Ponieważ ściśle powiązane układy podwójne szybciej wirują, ta preferencja gromad zwiększa szanse LIGO/Virgo na priorytetowe wykrywanie połączeń cięższych czarnych dziur.

Zespół pokazuje również, że szczególny kształt rozkładu mas mierzonego podczas łączenia zależy od rozkładu początkowych masy czarnych dziur w gromadzie. Porównując obserwacje LIGO/Virgo z ich symulacjami z różnymi początkowymi rozkładami masy, Perna i współpracownicy pokazują, że obserwacje są zgodne z rozkładem oczekiwanym dla gromady gwiazd, która początkowo składała się z masywnych, nisko metalicznych gwiazd.

Chociaż porównania te zawsze są zawiłe dla zaledwie 20 punktów danych, badanie to łatwo można rozszerzyć w przyszłości, ponieważ LIGO i Virgo nadal gromadzą więcej obserwacji. Na razie jednak dynamiczny kanał formowania wygląda jak obiecujące wyjaśnienie czarnych dziury wykrytych za pomocą fal grawitacyjnych!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
fig1-1.png
fig1-1.png [ 351.25 KiB | Przeglądany 38 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 lipca 2019, 20:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 977
Oddział PTMA: Kraków
Hubble odkrywa dysk wokół czarnej dziury, który nie powinien istnieć

Jakby czarne dziury nie były wystarczająco tajemnicze, astronomowie korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a znaleźli nieoczekiwany cienki dysk materii wirujący wokół supermasywnej czarnej dziury w sercu wspaniałej galaktyki spiralnej NGC 3147, znajdującej się 130 mln lat świetlnych stąd.

Problem polega na tym, że, według aktualnych teorii astronomicznych, dysku nie powinno tam być. Jednak nieoczekiwana obecność dysku tak blisko czarnej dziury daje wyjątkową okazję do przetestowania teorii względności Einsteina. Ogólna teoria względności opisuje grawitację jako krzywiznę przestrzeni a szczególna teoria opisuje związek między czasem a przestrzenią.

Czarne dziury w niektórych typach galaktyk, takich jak NGC 3147, są niedożywione, ponieważ nie mają wystarczającej ilości przechwyconej grawitacyjnie materii, aby je regularnie karmić. Tak więc, cienka mgiełka opadającej materii unosi się jak pączek a nie spłaszcza się w postaci dysku. Dlatego bardzo zastanawiające jest, dlaczego istnieje cienki dysk otaczający wygłodniałą czarną dziurę w NGC 3147, który naśladuje znacznie potężniejsze dyski znalezione w niezwykle aktywnych galaktykach z pożerającymi materię, potwornymi czarnymi dziurami.

Astronomowie początkowo wybrali tę galaktykę do legalizowania zaakceptowanych modeli o aktywnych galaktykach o niższej jasności – tych z czarnymi dziurami, które są ubogie w dietę z materii. Modele przewidują, że dysk akrecyjny powstaje, gdy duże ilości gazu są uwięzione przez silne przyciąganie grawitacyjne czarnej dziury. Ta opadająca materia emituje dużo światła, tworząc jasny sygnał, zwany kwazarem, w przypadku najlepiej odżywionych czarnych dziur. Po wciągnięciu mniejszej ilości materii na dysk zaczyna się on załamywać, staje się słabszy i zmienia strukturę.

Dysk jest tak głęboko osadzony w intensywnym polu grawitacyjnym czarnej dziury, że światło z dysku gazowego jest modyfikowane, zgodnie z teoriami względności Einsteina, dając astronomom unikalne spojrzenie na procesy dynamiczne w pobliżu czarnej dziury.

Hubble obliczył prędkość materii rotującej wokół czarnej dziury, która była większa, niż 10% prędkości światła. Przy tych ekstremalnych prędkościach gaz wydaje się rozjaśniać, gdy porusza się w stronę Ziemi i przyciemniać, gdy się od niej oddala. Obserwacje Hubble’a pokazują również, że gaz jest tak mocno zakorzeniony w studni grawitacyjnej, że światło usiłuje się wydostać, a zatem wydaje się rozciągnięte w kierunku czerwonej długości fali. Masa tej czarnej dziury wynosi ok. 250 milionów Słońc.

Naukowcy wykorzystali Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) Hubble’a do obserwacji materii wirującej głęboko w dysku. Spektrograf to narzędzie diagnostyczne, które dzieli światło z obiektu na wiele indywidualnych długości fali, aby określić jego prędkość, temperaturę i inne właściwości z bardzo dużą precyzją. Astronomowie potrzebowali ostrej rozdzielczości STIS, aby wyizolować słabe światło z obszaru czarnych dziur i zablokować zanieczyszczające światło gwiazd.

Zespół ma nadzieję wykorzystać Hubble’a do polowania na inne bardzo kompaktowe dyski wokół czarnych dziur o niskiej mocy w podobnych aktywnych galaktykach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
stsci-h-p1935a-f-3319x1391.jpg
stsci-h-p1935a-f-3319x1391.jpg [ 615.47 KiB | Przeglądany 32 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 468 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 20, 21, 22, 23, 24

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