Dzisiaj jest 03 sierpnia 2020, 10:58

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 689 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 31, 32, 33, 34, 35
Autor Wiadomość
Post: 10 lipca 2020, 22:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
W Drodze Mlecznej odkryto nowy zbiór gwiazd, które w niej nie powstały

Lina Necib, fizyk z Caltech, z pomocą superkomputerów i obserwatorium Gaia dokonała odkrycia gromady gwiazd w Drodze Mlecznej, które nie narodziły się w naszej galaktyce.

Necib i jej współpracownicy w swojej pracy opublikowanej w Nature Astronomy opisują Nyx, rozległy nowy strumień gwiezdny w pobliżu Słońca, który może stanowić pierwszą wskazówkę, że galaktyka karłowata połączyła się z dyskiem Drogi Mlecznej. Uważa się, że te strumienie gwiazd są gromadami kulistymi lub galaktykami karłowatymi, które zostały rozciągnięte wzdłuż orbity przez siły pływowe.

Necib bada kinematykę gwiazd i ciemnej materii w Drodze Mlecznej. „Jeżeli są jakieś gromady gwiazd, które poruszają się razem w określony sposób, zwykle mówi nam to, że istnieje powód, dla którego tak się dzieje.”

Od 2014 roku naukowcy z Caltech, Northwestern University, UC San Diego i UC Berkeley opracowują bardzo szczegółowe symulacje realistycznych galaktyk w ramach projektu FIRE (Feedback In Realistic Environments). Symulacje te obejmują wszystko, co naukowcy wiedzą o tym, jak galaktyki tworzą się i ewoluują. Począwszy od wirtualnego odpowiednika początku czasu, symulacje tworzą galaktyki, które wyglądają i działają podobnie jak nasza własna.

Równolegle do projektu FIRE, obserwatorium kosmiczne Gaia rozpoczęło swoje działanie w 2013 roku. Jego celem jest stworzenie niezwykle precyzyjnej trójwymiarowej mapy około miliarda gwiazd w całej galaktyce Drogi Mlecznej i poza nią.

Odkrycie Nyx polegało na połączeniu tych dwóch głównych projektów astrofizycznych i analizie ich przy użyciu metod głębokiego uczenia się.

Wśród pytań, które dotyczą zarówno symulacji, jak i badania nieba, brzmi: w jaki sposób Droga Mleczna stała się tym, czym jest dzisiaj?

„Galaktyki powstają poprzez łykanie innych galaktyk. Założyliśmy, że Droga Mleczna ma cichą historię połączeń i przez pewien czas chodziło o to, jak cicho to było, ponieważ nasze symulacje pokazują wiele połączeń. Teraz, mając dostęp do wielu mniejszych struktur, rozumiemy, że nie było tak cicho, jak na to wyglądało. Wszystkie dane, narzędzie i symulacje muszą być użyte jednocześnie, aby rozwiązać ten problem. Jesteśmy na początkowym etapie, aby naprawdę zrozumieć proces formowania się Drogi Mlecznej” – powiedziała Necib.

Zespół opracował metodę śledzenia ruchów każdej gwiazdy w wirtualnych galaktykach i oznaczania ich jako narodzonych w galaktyce macierzystej lub przychodzących do niej jako wytwory fuzji galaktyk. Te dwa typy gwiazd mają różne podpisy, chociaż różnice często są subtelne. Oznaczenia te wykorzystano do wyszkolenia modelu głębokiego uczenia się, który następnie przetestowano na innych symulacjach FIRE.

Po stworzeniu katalogu, zespół zastosował go do danych Gaia.

Model ocenił, że pewne jest, że gwiazda urodziła się poza Drogą Mleczną w zakresie od 0 do 1. Zespół stworzył granicę tolerancji dla błędu i zaczął badać wyniki.

Takie podejście polegające na stosowaniu modelu wyszkolonego w jednym zbiorze danych i stosowaniu go do innego, ale powiązanego, nazywa się uczeniem transferowym i może być obarczone wyzwaniami.

Zespół sprawdził, czy może zidentyfikować znane cechy galaktyki. Należą do nich „kiełbasa Gaia” – pozostałość galaktyki karłowatej, która połączyła się z Drogą Mleczną około 6-10 mld lat temu i ma charakterystyczny kształt orbity przypominający kiełbasę.

Kiełbasa Gaia była tam, podobnie jak gwiezdne halo – gwiazdy tła, które nadają Drodze Mlecznej jej charakterystyczny kształt – i strumień Helmi, kolejna znana galaktyka karłowata, która połączyła się z Drogą Mleczną w odległej przeszłości i została odkryta w 1999 roku.

Model zidentyfikował inną strukturę w analizie: gromadę 250 gwiazd, rotującą z dyskiem Drogi Mlecznej, ale także zmierzającą w kierunku centrum Galaktyki.

Projekt wymagał zaawansowanego przetwarzania na wielu różnych etapach. FIRE i zaktualizowane symulacje FIRE-2 należą do największych jak dotąd komputerowych modeli galaktyk. Każda z dziewięciu głównych symulacji – trzy osobne formacje galaktyk, każda z nieco innym punktem początkowym dla Słońca – wymagała miesięcy obliczeń na największych, najszybszych superkomputerach na świecie.

Naukowcy wykorzystali klastry z University of Oregon do szkolenia modelu głębokiego uczenia się i zastosowali go do ogromnego zestawu danych Gaia. Obecnie używają Frontera, najszybszego systemu na każdej uczelni, aby kontynuować pracę.

Necib i jej zespół planują dalsze badanie Nyx za pomocą teleskopów naziemnych. Dostarczy to informacji o składzie chemicznym strumienia i innych szczegółów, które pomogą im datować przybycie Nyx do Drogi Mlecznej i być może dostarczą wskazówek, skąd pochodzi.

Kolejne wydanie danych Gaia 2021 będzie zawierać dodatkowe informacje o 100 mln gwiazd w katalogu, dzięki czemu prawdopodobnie będzie tych jakby nagromadzonych gromad gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Texas Advanced Computing Center

Vega


Załączniki:
article.jpg
article.jpg [ 157.74 KiB | Przeglądany 257 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 2020, 13:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Gorące gwiazdy zombie na twoim terenie

Prawie dziesięć lat temu, wśród sterty egzotycznych tranzytów obserwowanych każdego dnia w naszym Wszechświecie, zidentyfikowano nową klasę gwiezdnej ekspozycji i nazwano ją supernowymi typu Iax (SN Iax). Podobnie do niesławnych supernowych typu Ia (SN Ia), które są powszechnie wykorzystywane do pomiaru tempa ekspansji Wszechświata, uważa się, że SN Iax powstaje w wyniku zniszczenia białego karła, gdy ten zbliży się do granicy Chandrasekhara. Jednak te supernowe są fizycznie odrębnymi od SN Ia eksplozjami, biorąc pod uwagę ich niskie jasności obserwowane i energie kinetyczne, w połączeniu z wolnymi prędkościami, przy których zniszczony biały karzeł przedziera się przez przestrzeń międzygwiazdową, tj. prędkościami wyrzutu.

Po ich identyfikacji teoretycy mieli za zadanie wyjaśnić, w jaki sposób zniszczenie białego karła może spowodować tak „słabą” eksplozję, a nie typowe właściwości dla SN Ia. Wiele osób zgadza się obecnie, że aby stworzyć SN Iax, biały karzeł musi eksplodować raczej poprzez deflagrację niż detonację: fala uderzeniowa, która początkowo faluje przez białego karła, będzie podróżować z prędkością poddźwiękową zamiast naddźwiękową. Gdy osłabiona fala uderzeniowa próbuje zdetonować białego karła, nie będzie ona już wystarczająco silna, aby pokonać siłę grawitacji i rozerwać gwiazdę. Zamiast tego, tylko część gwiezdnej struktury białego karła zostanie uwolniona podczas eksplozji, aby stworzyć SN Iax, pozostawiając resztki jądra gwiazdy. I tak narodziła się gwiazda zombie!

Spośród blisko 100 znanych obecnie SN Iax wszystkie wybuchły w galaktykach daleko od Drogi Mlecznej. Jednak na każde 10 zidentyfikowanych SN Ia, które stanowią ~20% wszystkich eksplozji we Wszechświecie, odkryto również 2-5 SN Iax, co czyni je stosunkowo częstymi eksplozjami. Niemniej jednak żadna z pozostałości supernowych, które wybuchły w Drodze Mlecznej w przeszłości, nie została zidentyfikowana jako SN Iax pomimo zidentyfikowania wielu pozostałości typu SN Ia, a także tych pochodzących z zapadnięcia się masywnych gwiazd. I tak, od momentu powstania klasy SN Iax, astronomom nie udało się odpowiedzieć na pytanie, gdzie są wszystkie galaktyczne pozostałości po supernowych typu Iax?

Autorzy publikacji próbują odpowiedzieć na to pytanie, proponując, co może być pierwszą potwierdzoną pozostałością po supernowej SN Iax w Drodze Mlecznej. Korzystając z archiwalnych danych z obserwatorium rentgenowskiego Chandra, autorzy badając emisję promieniowania rentgenowskiego z pozostałości po supernowej Sgr A East, która wybuchła prawdopodobnie co najmniej 2000 lat temu w pobliżu centrum Galaktyki. Nawet po tysiącach lat fale uderzeniowe w zsyntetyzowanej materii supernowej będą nadal przyspieszać cząsteczki subatomowe wytwarzające znaczącą emisję promieniowania X, którą można zaobserwować w pozostałościach po supernowych w całej naszej galaktyce. W konsekwencji siła tej emisji promieniowania rentgenowskiego z różnych pierwiastków w pozostałości jest bezpośrednio związana z rodzajem wybuchu, który mógł spowodować powstanie Sgr A East.

Autorzy pracy skonstruowali widmo emisji promieniowania X na podstawie ponad 3 mln sekund obserwacji rentgenowskich z Chandra. Pierwiastki, takie jak wapń, żelazo, mangan i nikiel są identyfikowane jako produkty uboczne potężnej eksplozji, która miała miejsce tysiące lat temu. Autorzy wykorzystują to spektrum emisji do pomiaru względnej liczebności tych pierwiastków, tj. tego, ile danego pierwiastka powstaje w stosunku do wszystkich pozostałych. Ta precyzyjna metryka nukleosyntezy supernowej jest kluczem do ustalenia, jaki rodzaj eksplozji stworzył pozostałość Sgr A East.

Dzięki superkomputerom naukowcy mają teraz szczegółowe modelowanie wybuchów supernowych, które są w stanie nie tylko symulować wybuch wszystkich rodzajów gwiazd, ale mogą także przewidzieć, ile danego pierwiastka generuje supernowa. I tak dzięki syntezie teorii i obserwacji, autorzy bezpośrednio porównują przewidywane symulacje liczebności pierwiastków dla różnych typów eksplozji z tymi uzyskanymi z obserwacji rentgenowskich pozostałości Sgr A East.

Jak wynika z obliczeń, stosunek liczebności danego pierwiastka do żelaza wskazuje, że Sgr A East wytworzyła zdecydowanie za mało pierwiastków masy pośredniej (IME), takich jak argon i wapń, aby dopasować się do przewidywanych ilości widocznych w eksplozji masywnej gwiazdy (tj. supernowej z zapadniętym jądrem). Symulowane liczebności w deflagracji białego karła wydają się jednak prawie idealnie pasować do obserwacji. Zidentyfikowano lokalną gwiazdę zombie!

Jak w przypadku każdego badania astronomicznego, w naszych obserwacjach i modelach zawsze znajdują się źródła błędów statystycznych. Dlatego widoczny związek między modelem deflagracji białego karła a obserwacjami przedstawionymi w artykule może być przedmiotem dyskusji. Jednak analiza ta przedstawia jeden z najbardziej przekonujących argumentów, jakoby SN Iax wystąpiła w Drodze Mlecznej. Odkrycie to popchnie astronomów do zidentyfikowania większej ilości lokalnych pozostałości SN Iax, co z kolei może pomóc odkryć złożone pochodzenie tych egzotycznych gwiezdnych eksplozji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
zombie_star.jpg
zombie_star.jpg [ 84.18 KiB | Przeglądany 246 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 2020, 19:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Świecące jasno przez wieki - supernowe typu Ia

Dokładne pomiary odległości mają w astronomii kluczowe znaczenie. Supernowa typu Ia jest jednym z niewielu obiektów, którym możemy ufać przy pomiarach odległości, ponieważ mają stały pik jasności. Ale czy jasność takiej supernowej może się znacznie zmienić w zależności od właściwości jej macierzystej galaktyki? Co to oznacza dla naszego rozumienia ciemnej energii?

Latarnie morskie w odległym Wszechświecie
Supernowe typu Ia to tak zwane świece standardowe – wiemy, jaka jest ich jasność na określonej odległości, a kiedy obserwujemy te supernowe w odległych galaktykach, możemy ekstrapolować, aby określić, jak daleko są te galaktyki. Podobnie jak latarnie morskie, im słabsza jest supernowa typu Ia, tym jest odleglejsza.

Dokładne pomiary odległości stanowią kręgosłup astronomii, a supernowe typu Ia są szczególnie cenne, ponieważ pozwalają nam mierzyć bardzo duże odległości będące poza zasięgiem innych świec standardowych. Jednak właściwości supernowych typu Ia były i są określane empirycznie, więc błędne założenie o supernowej może spowodować błędne obliczenia w dalszej części.

Odległości do supernowych typu Ia odgrywają rolę w dość sporej części astronomii: pomiary stałej Hubble’a. Wartość stałej Hubble’a jest mierzona na jeden z dwóch sposobów: za pomocą kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła (CMB) oraz za pomocą supernowych typu Ia i gwiazd zmiennych zwanych Cefeidami wykorzystywanych do pomiaru odległości i prędkości odległych galaktyk. Jednak wartość mierzona za pomocą supernowych jest znacznie większa niż wartość zmierzona za pomocą CMB – i sugeruje obecność ciemnej energii, tajemniczej energii, która przyspiesza ekspansję Wszechświata.

Ostatnio wysunięto hipotezę, że pomiar oparty o supernowe jest stronniczy z powodu przeoczonego związku między pikami jasności supernowych typu Ia a wiekiem ich galaktyk macierzystych. Uwzględnienie tej zależności jasność-wiek, jeżeli się utrzyma, może wyeliminować wymaganie ciemnej materii i zmniejszyć rozbieżność między dwoma pomiarami stałej Hubble’a. Jednak nowe badanie prowadzone przez Benjamina Rose'a (Space Telescope Science Institute) teraz obala tę proponowaną zależność.

Przykładowe korekty
Rose i jego współpracownicy rozpoczęli analizę od zbadania próbki 34 supernowych typu Ia, które wykorzystano do stwierdzenia możliwej relacji jasności do wieku. Autorzy stwierdzili, że 10 supernowych w tej próbce nie spełnia co najmniej jednej z redukcji jakości zwykle stosowanych w badaniach kosmologicznych. Uwzględniają supernowe, które nie były obserwowane przed ich szczytową jasnością i w ogóle jest brak obserwacji.

Rose i współpracownicy twierdzą również, że wcześniejsze badanie nie uwzględniało poprawnie błędu odległości supernowych typu Ia. Po uwzględnieniu tych błędów i dokonaniu redukcji jakości w próbce supernowych, stosunek jasności do wieku wydaje się nieistotny dla pomiarów stałej Hubble’a.

Zespół próbował ustalić relację jasności do wieku przy użyciu większej, solidnej próbki 254 supernowych typu Ia. Nie znaleźli wystarczającej zależności, która sugerowała by, że odległości do supernowych zostały niedoszacowane – dlatego nie powinno być żadnych zmian w pomiarze stałej Hubble’a opartym na supernowych.

Chociaż ta szczególna zależność mogła się nie powtarzać, Rose i jego współpracownicy zgadzają się, że właściwości supernowych typu Ia muszą być ograniczone w jak największym stopniu, aby można było wykonać wiarygodne pomiary odległości. Na razie jednak wygląda na to, że ciemna energia może tu zostać.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
NGC4526_crop-scaled.jpg
NGC4526_crop-scaled.jpg [ 252.65 KiB | Przeglądany 242 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 lipca 2020, 21:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Sól i gorąca woda wokół masywnych protogwiazd

Jak powstają masywne gwiazdy?
Masywne gwiazdy mają ogromny wpływ na swoje lokalne środowisko i całe galaktyki, ponieważ są ważnym źródłem promieniowania UV, burzliwej energii i ciężkich pierwiastków. Jednak w porównaniu z ich małomasywnymi odpowiednikami, formowanie się gwiazd o dużej masie nadal pozostaje niejasne. Nie wiadomo, czy masywne protogwiazdy akreują z dysków czy formują się w inny sposób.

Podczas gdy ostatnie prace teoretyczne i symulacje wspierają ten model akrecji dysku, wykrycie obecności takich dysków nie jest pozbawione trudności obserwacyjnych. Aby to zrobić, obserwatorzy starają się zidentyfikować sygnatury gazu wirującego na tych dyskach za pomocą molekularnych linii emisji o milimetrowej długości fali. Pojawienie się interferometrów, takich jak ALMA, zapewniło niezbędną rozdzielczość kątową i doprowadziło do wykrywania coraz większej liczby struktur podobnych do dysku wokół masywnych protogwiazd. Jednak mimo to, nie ma zgody co do tego, które linie molekularne jednoznacznie oznaczają te masywne dyski okołogwiazdowe. Ponadto przeprowadzono niewiele badań aby bezpośrednio zbadać strukturę tych dysków.

W nowych obserwacjach w wysokiej rozdzielczości przestrzennej masywnej protogwiazdy IRAS 16547-4247 ujawniono obecność dwóch masywnych wirujących dysków i zidentyfikowano potencjalnie uniwersalną chemię „gorącego dysku” znajdowaną w najbardziej wewnętrznych dyskach wokół masywnych protogwiazd.

Masywne podwójne dyski w IRAS 16547-4247
Autorzy pracy wykorzystali ALMA do obserwacji masywnego układu protogwiazdowego IRAS 16547-4247, który znajduje się ponad 9000 lat świetlnych stąd. Poprzednie obserwacje radiowe ujawniły obecność dżetów i wskazały, że w okolicy protogwiazdy trwa obecnie akrecja. IRAS 16547-4247 jest również znany jako układ podwójny składający się z dwóch zwartych, zakurzonych obiektów odległych od siebie o 300 AU (jednostek astronomicznych), otoczony większym, wirującym dyskiem okołogwiazdowym. Obserwując IRAS 16547-4247 w rozdzielczości zaledwie kilku setek AU, autorzy pracy są w stanie szczegółowo zbadać dynamikę gazu obu masywnych dysków protogwiazdowych.

Wewnętrzne wskaźniki: gorąca woda i sól
Istnieją dwie klasy cząsteczek, które oznaczają najbardziej wewnętrzny masywny układ podwójny: wzbudzone wibracyjnie „gorące” linie, co jest najlepiej zilustrowane gorącą wodą; oraz cząsteczki oporne, takie jak NaCl (sól) i związki krzemu SiO i SiS, które powstają w wyniku niszczenia ziaren pyłu.

Implikacje chemii „gorącego dysku”
Wyniki te sugerują, że gorąca woda, związki krzemu i sole mogą być powszechne w gorących, masywnych źródłach protogwiazdowych i służyć jako cenne znaczniki wewnętrznej materii dysku. Obecność tej chemii „gorącego dysku” stanowi obiecującą drogę dla przyszłych badań dotyczących tworzenia się masywnych gwiazd.

Ponadto, chemia gorących dysków ma ważne powiązanie z meteorytami w naszym Układzie Słonecznym. Najstarsza materia zawarta w pierwotnych meteorytach to ta związana z inkluzjami bogatymi w Ca-Al (CAl), które zostały sublimowane lub stopione w pewnym momencie w naszym dysku protosłonecznego. Oznacza to, że mgławica przed słoneczna musiała zostać podgrzana do co najmniej 1500 K, co najwyraźniej kontrastuje z niskimi temperaturami kilkuset Kelwinów zwykle kojarzonymi z dyskami protoplanetarnymi. Dlatego nadal nie jest jasne, jak i gdzie powstały CAl. Dalsze obserwacje chemii gorącego dysku mogą stanowić istotne ograniczenia dla warunków w fazie gazowej opornych cząsteczek i zapewnić wgląd w tworzenie się składników meteorytowych o wysokiej temperaturze.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
Fig3.jpg
Fig3.jpg [ 169.88 KiB | Przeglądany 235 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: 17 lipca 2020, 16:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Przełom w rozszyfrowywaniu narodzin supermasywnych czarnych dziur

Zespół badawczy potwierdził, że dzięki nowej technice, która umożliwiła im zbliżenie na jeden z tych zagadkowych obiektów kosmicznych w niespotykany dotąd sposób, jest bliżej zrozumienia, w jaki sposób rodzi się supermasywna czarna dziura (SMBH).

Naukowcy nie są pewni, czy SMBH powstały w ekstremalnych warunkach krótko po Wielkim Wybuchu, w procesie nazywanym „bezpośrednim kolapsem”, czy też zostały wyhodowane znacznie później z „nasion” czarnych dziur powstałych w wyniku śmierci masywnych gwiazd.

Gdyby pierwszy pomysł był prawdziwy, SMBH rodziłyby się z bardzo dużymi masami – setki tysięcy do milionów razy masywniejsze niż nasze Słońce - i miałyby ustalony minimalny rozmiar.

Gdyby prawdziwy był drugi pomysł, wówczas SMBH rodziłyby się stosunkowo małe, mając około 100-krotną masę naszego Słońca, i z czasem zaczęłyby się powiększać, żywiąc się gwiazdami i obłokami gazu wokół nich.

Astronomowie od dawna dążą do znalezienie SMBH o najniższej masie, czyli brakujących ogniw potrzebnych do rozszyfrowania tego problemu.

W opublikowanym niedawno badaniu zespół naukowców przesunął granice, ujawniając jedną z najmniejszych mas SMBH, jakie kiedykolwiek zaobserwowano w centrum pobliskiej galaktyki, ważącej mniej niż milion mas Słońca.

Wspominana SMBH znajduje się w galaktyce znanej jako „Duch Miracha”, ze względu na bliskie sąsiedztwo bardzo jasnej gwiazdy Mirach, nadającej jej widmowy cień.

„Wydaje się, że SMBH w Duchu Miracha ma masę w zakresie przewidywanym przez modele bezpośredniego kolapsu. Wiemy, że obecnie jest ona aktywna i pochłania gaz, więc niektóre z bardziej ekstremalnych modeli bezpośredniego kolapsu, które wytwarzają tylko bardzo masywne SMBH, nie mogą być prawdziwe” – powiedział dr Tim Davis z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Cardiff.

Czarne dziury to obiekty, które zapadły się pod ciężarem grawitacji, pozostawiając po sobie małe ale niezwykle gęste obszary przestrzeni, z których nic nie może uciec, nawet światło.

Supermasywna czarna dziura jest największym typem czarnej dziury, która może mieć masę setek tysięcy, jeżeli nie milionów mas Słońca.

Uważa się, że prawie wszystkie duże galaktyki, takie jak nasza Droga Mleczna, mają w swoich centrach SMBH.

„SMBH odkryto również w bardzo odległych galaktykach, gdyż pojawiły się zaledwie kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu” – powiedział dr Marc Sarzi, członek zespołu dr Davisa z Armagh Observatory and Planetarium.

Sugeruje to, że przynajmniej niektóre SMBH mogły urosnąć bardzo masywne w bardzo krótkim czasie, co jest trudne do wyjaśnienia na podstawie modeli formowania się i ewolucji galaktyk.

Wszystkie czarne dziury rosną, gdy połykają obłoki gazu i niszczą gwiazdy, które zapuszczają się zbyt blisko nich, ale niektóre mają bardziej aktywne życie niż inne.

Poszukiwanie najmniejszych SMBH w pobliskich galaktykach może zatem pomóc naukowcom odkryć, jak powstają SMBH.

W swoich badaniach międzynarodowy zespół wykorzystał zupełnie nowe techniki, aby powiększyć (przybliżyć) serce małej pobliskiej galaktyki znanej jako NGC 404, bardziej niż kiedykolwiek wcześniej, umożliwiając im obserwację wirujących obłoków gazu otaczających SMBH w jej centrum.

ALMA umożliwił zespołowi rozdzielenie obłoków gazu w sercu galaktyki, ujawniając szczegóły o średnicy zaledwie 1,5 roku świetlnego, dzięki czemu jest to jedna z map gazu o największej rozdzielczości, jakie kiedykolwiek stworzono dla innej galaktyki.

Możliwość obserwacji tej galaktyki z tak wysoką rozdzielczością pozwoliła zespołowi zweryfikować sprzeczne wyniki sprzed dziesięciu lat i ujawnić prawdziwą naturę SMBH w galaktycznym centrum.

„Nasze badanie pokazuje, że dzięki tej nowej technice naprawdę możemy zacząć badać zarówno właściwości, jak i pochodzenie tych tajemniczych obiektów” – kontynuuje dr Davis.

Podsumowując: jeżeli istnieje minimalna masa SMBH, naukowcy jeszcze jej nie znaleźli.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cardiff University

Vega


Załączniki:
19-breakthrough.jpg
19-breakthrough.jpg [ 111.96 KiB | Przeglądany 222 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: 18 lipca 2020, 11:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Powstawanie masywnych gwiazd

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego zapadnięcia się zimnych, gęstych, pyłowych jąder protogwiazdowych, osadzonych w gęstych obłokach molekularnych. Gwiazdy masywne, zidentyfikowane jako te o masie większej niż 8 mas Słońca, mają kluczowe znaczenie w tworzeniu gwiazd. Chociaż są niezwykle rzadkie, stanowią mniej niż 1% całkowitej populacji gwiazd, ujawniają swoją obecność poprzez dominację w otaczającym je środowisku międzygwiazdowym (interstellar medium – ISM) dzięki silnym wiatrom gwiazdowym, a także wstrząsom z ich ostatecznych supernowych. Wiadomo, że ich powstawanie jest hamowane przez kilka mechanizmów sprzężenia zwrotnego, w tym wypływy, ciśnienie promieniowania i pola magnetyczne.

Fakt, że gwiazdy masywne są tak rzadkie, odzwierciedla bardziej ogólny problem z powstawaniem gwiazd: ich nieefektywnością. Szacunki wydajności formowania się gwiazd wynoszą zaledwie 33%. Gdy masywne gwiazdy zaczynają się tworzyć, wywołują potężne odpływy molekularne ze swoich biegunów. Dżety te mogą oddziaływać z otaczającym obłokiem molekularnym i wyrzucać duże ilości materii. To, w połączeniu z innymi mechanizmami sprzężenia zwrotnego, ogranicza zdolność gwiazdy do akumulacji materii, ostatecznie ograniczając jej końcową masę. Znajomość górnej granicy, jak masywna może być gwiazda, jest niezwykle cenna, ponieważ pozwala nam ustalić górną granicę początkowej funkcji masy. Ta funkcja modeluje początkowy rozkład mas gwiazdowych dla danej populacji, i nie jest możliwe symulowanie ewolucje populacji gwiazdowej bez niej. W tym miejscu ważne są masywne gwiazdy, ponieważ są one dominującym źródłem radiacyjnego sprzężenia zwrotnego i wstrzykiwania energii do środowiska międzygwiazdowego przez supernowe. Aby więc ustalić te górne granice masy, musimy symulować procesy, które hamują powstawanie gwiazd tak szczegółowo, jak to możliwe.

Co ma wspólnego MMORP (Massively Magnetic Outflows Radiation Pressure – gra) jak EVE Online, z radiacyjną symulacją magnetohydrodynamiczną? Szaloną ilość obliczeniową. Taka symulacja modeluje transfer promieniowania dodatkowo z magnetohydrodynamiką. Ta symulacja modeluje pola promieniowania gwiazdowego i skolimowane wypływy (przepływ jest wszędzie równoległy) dla każde gwiazdy, a także czynniki pośredniego promieniowania zwrotne z pyłu, pól magnetycznych i turbulencji naddźwiękowych. Autorzy przeprowadzili trzy główne symulacje: TrubRad (tylko radiacyjne sprzężenie zwrotne), TrubRadOf+ (dodane skolimowane odpływy) oraz TrubRadOFB (dodane pola magnetyczne).

Gdy masa gwiazdowa jądra protogwiazdy przekroczy 30 mas Słońca, widać kilka bąbli zdominowanych przez ciśnienie, rozszerzających się od gwiazdy. Proces ten, znany jest jako „efekt latarki”, w którym gęsta materia rozchodzi się promieniście od biegunów, powodując rozszerzanie się na zewnątrz bąbli o małej gęstości.

Z biegiem czasu silne wypływy zaczynają przebijać się przez jądro protogwiazdy i wyrzucać duże ilości materii.

Wypływy te stają się stabilniejsze i bardziej ukierunkowane w czasie. Chociaż jądro protogwiazdy jest początkowo silnie zaburzone, ponieważ gromadzi materię, jego oś rotacji stabilizuje się w czasie. Jednym z kluczowych wyników tych symulacji jest to, że feedback pędu z tych wypływów jest dominującym mechanizmem sprzężenia zwrotnego (w porównaniu z ciśnieniem promieniowania) i pomaga wyrzucać znaczące frakcje materii, zmniejszając wydajność formowania się gwiazd. Wypływy pomagają również pełnić funkcję przewodów, przez które może uciekać promieniowanie, osłabiając efekty sprzężenia zwrotnego wywołane ciśnieniem promieniowania.

Wiadomo, że pola magnetyczne wpływają na powstawanie gwiazd. Wydajność tworzenia się gwiazd jest dodatkowo zmniejszona przez obecność pól magnetycznych. Ogólnie rzecz biorąc, symulacje, które obejmowały wypływy, skutkowały niższymi wydajnościami. Aby więc pogodzić obserwacje, w których ogólna efektywność powstawania gwiazd wynosi około 33%, konieczne jest uwzględnienie skutków wypływów.

W tak zawiłych zjawiskach, jak formowanie się gwiazd, istnieje wiele niuansów. Pola magnetyczne spowalniają tempo wzrostu gwiazd, pomagając zapobiegać fragmentacji jądra, jednak istnieje kilka nie idealnych efektów, które teoretycznie mogłyby wpłynąć na procesy gwiazdotwórcze. Te nieidealne efekty nie zostały wzięte pod uwagę, chociaż nie wiadomo, czy mają one zauważalny wpływ na wydajność formowania się gwiazd.

Ta kompleksowa seria symulacji, jedna z pierwszych uwzględniająca tak wiele czynników, pokazuje rolę wypływów, pól magnetycznych i ciśnienia promieniowania w ograniczeniu formowania się masywnych gwiazd i zmniejszaniu ogólnej wydajności gwiazdotwórczej. Badanie to pokazuje, że sprzężenie zwrotne z wypływów dominuje feedback od ciśnienia promieniowania, a pola magnetyczne dodatkowo hamują formowanie się gwiazd. Co ważne, zarówno wypływy, jak i pola magnetyczne są potrzebne do odtworzenia niskiej wydajności uzyskanej z obserwacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
potw1636a.jpg
potw1636a.jpg [ 700.16 KiB | Przeglądany 215 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 lipca 2020, 20:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie obserwują po raz pierwszy, jak korona czarnej dziury znika a następnie ponownie się pojawia

Zespół astronomów po raz pierwszy zaobserwował, jak korona supermasywnej czarnej dziury – bardzo jasny pierścień wysokoenergetycznych cząsteczek, który otacza horyzont zdarzeń czarnej dziury – została nagle zniszczona.

Przyczyna tej transformacji nie jest jasna, chociaż naukowcy przypuszczają, że źródłem nieszczęścia mogła być gwiazda złapana przez przyciąganie grawitacyjne czarnej dziury. Jak kamyk wrzucony do skrzyni biegów, gwiazda mogła odbijać się rykoszetem przez wirujący dysk materii otaczający czarną dziurę, co spowodowało, że wszystko w pobliżu, w tym wysokoenergetyczne cząsteczki korony, nagle wpadło do czarnej dziury.

Efektem, jaki zaobserwowali astronomowie, był gwałtowny i zaskakujący spadek jasności czarnej dziury o czynnik około 10 000 w ciągu zaledwie jednego roku.

„Spodziewamy się, że tak duże zmiany jasności powinny wystąpić w skali czasu od kilku tysięcy do milionów lat. Jednak w przypadku tego obiektu widzieliśmy, jak zmienił się o 10 000 w ciągu roku, a nawet i jak zmienił się stukrotnie w ciągu ośmiu godzin, co jest całkowicie niespotykane i naprawdę zadziwiające” – mówi Erin Kara, profesor fizyki na MIT.

Po zniknięciu korony astronomowie nadal obserwowali, jak czarna dziura powoli zbiera materię z jej zewnętrznych krawędzi aby odbudować swój wirujący dysk akrecyjny, który z kolei zaczął wytwarzać wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie w pobliżu horyzontu zdarzeń tej czarnej dziury. W ten sposób w ciągu zaledwie kilku miesięcy czarna dziura była w stanie wygenerować nową koronę, prawie z powrotem o swojej pierwotnej jasności.

„Wygląda na to, że po raz pierwszy widzieliśmy, jak korona najpierw znika, ale potem też się odbudowuje, a my oglądamy to w czasie rzeczywistym. Będzie naprawdę ważnym zrozumienie, w jaki sposób korona czarnej dziury jest podgrzewana i zasilana” – mówi Kara.

W marcu 2018 roku niespodziewany wybuch oświetlił ASSASN (All-Sky Automated Survey for Super-Novae), automatyczny przegląd, który bada całe niebo pod kątem aktywności supernowych. Podczas przeglądu zarejestrowano błysk z 1ES 1927+654, aktywnego jądra galaktycznego (AGN), czyli rodzaju supermasywnej czarnej dziury, o wyższej niż normalna jasności, w centrum galaktyki. ASSASN zaobserwował, że jasność obiektu wzrosła do około 40 razy większej niż wynosi jego normalna jasność.

„To było AGN, o którym w pewnym sensie wiedzieliśmy, że nie było ono zbytnio wyjątkowe. Potem zauważono, że to zwykłe AGN stało się nagle jasne, co zwróciło naszą uwagę, i zaczęliśmy kierować wiele innych teleskopów obserwujących na różnych długościach fal, aby spojrzeć na nie” – mówi Kara.

Zespół wykorzystał wiele teleskopów do obserwacji czarnej dziury na pasmach rentgenowskich, optycznych i UV. Większość z tych teleskopów była okresowo skierowana na czarną dziurę, na przykład rejestrując obserwacje przez cały dzień, co sześć miesięcy. Zespół codziennie obserwował również czarną dziurę za pomocą NICER, znacznie mniejszego teleskopu rentgenowskiego, który znajduje się na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej.

Dzięki częstym obserwacjom naukowcy byli w stanie uchwycić czarną dziurę, gdy gwałtownie spadła jej jasność, praktycznie na wszystkich pasmach fal, na których mierzyli, a zwłaszcza na paśmie wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego – obserwacja, która zasygnalizowała, że korona czarnej dziury całkowicie i nagle wyparowała.

Fizycy nie są pewni, co dokładnie powoduje powstawanie korony, ale uważają, że ma to coś wspólnego z konfiguracją linii pola magnetycznego, które przebiegają przez dysk akrecyjny czarnej dziury. W zewnętrznych obszarach wirującego dysku materii linie pola magnetycznego mają mniej więcej prostą konfigurację. Bliżej, a zwłaszcza w pobliżu horyzontu zdarzeń, materia krąży z większą energią, w sposób, który może powodować skręcanie i łamanie linii pola magnetycznego, a następnie ich ponowne łączenie. Ta plątanina energii magnetycznej mogłaby wzbudzić cząsteczki wirujące w pobliżu czarnej dziury do poziomu wysokoenergetycznych promieni X, tworząc koronę podobną do korony, która otacza czarną dziurę.

Kara i jej koledzy uważają, że jeżeli kapryśna gwiazda rzeczywiście była winna zniknięcia korony, to najpierw zostałaby rozerwana na strzępy przez grawitacyjne przyciąganie czarnej dziury, rozpraszając gwiezdne szczątki po dysku akrecyjnym. Mogło to spowodować chwilowy wzrost jasności, który uchwycił ASSASN. To rozerwanie pływowe spowodowałoby, że znaczna część materii dysku wpadłaby do czarnej dziury. Mogło również rzucić linie pola magnetycznego dysku w sposób, który nie byłby w stanie już generować i podtrzymywać wysokoenergetycznej korony.

Ten ostatni punkt jest potencjalnie ważny dla zrozumienia, jak powstają takie korony. W zależności od masy czarnej dziury istnieje pewien promień, w obrębie którego gwiazda z pewnością zostanie wciągnięta przez grawitację czarnej dziury.

Naukowcy obliczyli, że gdyby gwiazda rzeczywiście była przyczyną brakującej korony czarnej dziury i gdyby korona miała powstać na supermasywnej czarnej dziurze o podobnej wielkości, zrobiłaby to w promieniu około 4 minut świetlnych – odległości, która z grubsza przekłada się na około 75 mln km, od centrum czarnej dziury.

Od tego czasu korona została zreformowana, rozświetlając się w wysokoenergetycznych promieniach X, które zespół również był w stanie zaobserwować. Nie jest tak jasna, jak kiedyś, ale naukowcy nadal ją monitorują, chociaż rzadziej, aby zobaczyć, co jeszcze ten układ ma do zaoferowania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-Extreme-Black-Holes-01.jpg
MIT-Extreme-Black-Holes-01.jpg [ 178.62 KiB | Przeglądany 175 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: 22 lipca 2020, 21:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Ponowne odkrycie „zaginionego” świata krokiem w kierunku znalezienia planet nadających się do zamieszkania

Ponowne odkrycie zaginionej planety może utorować drogę do wykrycia świata w zdatnej do zamieszkania „strefie Złotowłosej” w odległym układzie słonecznym.

Planeta o wielkości i masie Saturna, okrążająca swoją gwiazdę w czasie 35 dni, należy do setek „zaginionych” światów, które astronomowie odkryli ponownie dzięki nowej metodzie śledzenia i charakteryzowania w nadziei znalezienia chłodniejszych planet, takich ja te w naszym Układzie Słonecznym, a nawet planet potencjalnie nadających się do zamieszkania.

Jak donosi Astrophysical Journal Letters, planeta o nazwie NGTS-11b krąży wokół gwiazdy oddalonej o 620 lat świetlnych stąd i jest położna pięciokrotnie bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia Słońca.

Pierwotnie planeta została znaleziona podczas poszukiwania planet w 2018 roku na podstawie danych z teleskopu TESS. Wykorzystuje on metodę tranzytów, aby wykryć planety, skanując w poszukiwaniu charakterystycznego spadku jasności światła gwiazdy, co wskazuje, że obiekt przeszedł między teleskopem a gwiazdą. Jednak TESS skanuje tylko większość sekcji nieba przez 27 dni. Oznacza to, że wiele planet z dłuższym okresem obiegu tranzytuje tylko raz w danych TESS, i bez drugiej obserwacji planeta zostaje faktycznie zgubiona. Zespół astronomów zbadał jedną z „zaginionych” planet za pomocą teleskopów Next-Generation Transit Survey (NGTS) i obserwował gwiazdę przez 79 nocy, ostatecznie łapiąc planetę tranzytującą dwukrotnie blisko rok po pierwszym wykrytym tranzycie.

„Odkrycia takie są rzadkie ale ważne, ponieważ pozwalają nam znaleźć planety o dłuższym okresie orbitalnym niż odkrywają inni astronomowie. Planety z dłuższym okresem orbitalnym są chłodniejsze, bardziej przypominają planety w naszym Układzie Słonecznym” – powiedział dr Samuel Gill z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Warwick.

NGTS-11b ma temperaturę tylko 160 st. C – niższą niż Merkury i Wenus. Chociaż jest to wciąż zbyt gorąco, aby utrzymać życie w znanej nam postaci, znajduje się bliżej strefy Złotowłosej niż wiele wcześniej odkrytych planet, których temperatury zazwyczaj sięgają 1000 st. C.

Dr Samuel Gill powiedział: “Istnieją setki pojedynczych tranzytów wykrytych przez TESS, które będziemy monitorować tą metodą. Pozwoli nam to odkryć chłodniejsze egzoplanety wszystkich rozmiarów, w tym planety bardziej podobne do tych w naszym Układzie Słonecznym. Niektóre z nich będą małymi skalistymi planetami w strefie Złotowłosej, które są wystarczająco chłodne, aby mieć oceany z wodą w stanie ciekłym i potencjalne pozaziemskie życie.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Warwick University

Vega


Załączniki:
ngts-4b_scopes_2.jpg
ngts-4b_scopes_2.jpg [ 682.63 KiB | Przeglądany 164 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: 24 lipca 2020, 20:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto supermasywną czarną dziurę o wyjątkowo niskiej masie

Czarne dziury, które obserwujemy we Wszechświecie, zazwyczaj dzielą się na dwie kategorie: małe czarne dziury wielkości gwiazdy (pod względem masy) i olbrzymie czarne dziury czające się w centrach galaktyk. Odkrycie teraz nowej czarnej dziury w niewielkiej galaktyce IC 750 rzuca trochę światła na obszar między tymi skrajnościami.

Czarne dziury o masach gwiazdowych wynoszących do 100 mas Słońca znajdują się w ilości milionów w galaktykach. Uważa się także, że większość galaktyk zawiera tylko jedną supermasywną czarną dziurę, taką o masie od milionów do dziesiątek miliardów mas Słońca, która znajduje się w galaktycznym centrum.

Co ciekawe, masa tych centralnych czarnych dziur wydaje się być nieodłącznie związana z masą galaktyki macierzystej. Zależność empiryczna, znana jako M-σ, pokazuje korelację między masą centralnej czarnej dziury, a rozpiętością prędkości gwiazd w zgrubieniu centralnym galaktyki macierzystej, służącą do szacowania masy zgrubienia. Relacja M-σ i inne podobne relacje pokazują, że czarne dziury wydają się rosnąć w tandemie ze swoimi galaktykami macierzystymi w całym Wszechświecie.

Jeżeli relacja M-σ zachodzi w szerokim zakresie mas, spodziewalibyśmy się znaleźć mniejsze masywne czarne dziury w sercach szczególnie małomasywnych galaktyk. Jak dotąd dowody na istnienie tych centralnych czarnych dziur o niskiej masie były nieliczne. Jednak nowe badanie przeprowadzone przez Ingyin Zaw (New York University Abu Dhabi, ZEA) wykazało teraz obecność supermasywnej czarnej dziury o nietypowo małej jak na te obiekty masie w jednej z galaktyk.

Zan i jej współpracownicy wykorzystali Very Long Baseline Array (VLBA) do uzyskania obserwacji radiowych małomasywnej galaktyki IC 750.

W jądrze galaktyki astronomowie odkryli emisję z maserów wody, skupisk cząsteczek wody, które naturalnie emitują promieniowanie w zakresie radiowym w procesie podobnym do emisji laserowej. Promieniowanie z maserów pokazuje, że krążą one w dysku wokół zwartej centralnej masy – masywnej czarnej dziury – a Zan i współpracownicy wykorzystali ich ruch do pomiaru masy zamkniętej wewnątrz ich orbity, wyznaczając górną granicę masy tej czarnej dziury.

Następnie autorzy zredukowali i przeanalizowali publicznie dostępne dane na wielu długościach fali, aby zrozumieć położenie czarnej dziury i zmierzyć właściwości jej galaktyki macierzystej.

Wynik? Centralna masywna czarna dziura w IC 750 jest zdecydowanie lekka, z górną granicą masy wynoszącą 140 000 mas Słońca (w rzeczywistości stanowić mniej niż ⅓ tej masy). Jest to nie tylko niezwykle mała masa jak na centralną czarną dziurę, ale także jest ona niezwykle lekka, nawet w stosunku do masy galaktyki macierzystej: czarna dziura w IC 750 leży dwa rzędy wielkości poniżej miejsca, w którym powinna się znajdować w relacji M-σ!

Co się dzieje z tym niezwykłym obiektem? Istnieją dwa możliwe wyjaśnienia: albo jest większy rozrzut wartości na małomasywnym końcu relacji M-σ, albo zależność skalowania jest po prostu inna dla galaktyk o małej masie. Ta druga opcja jest wspierana przez niektóre symulacje sugerujące, że czarne dziury nie rosną wydajnie w małomasywnych galaktykach.

Chociaż nie wiemy jeszcze, które wyjaśnienie jest bardziej prawdopodobne, więcej obserwacji, takich jak te przedstawione tutaj, ostatecznie wypełni nasz obraz tych masywnych potworów o niewielkiej masie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
0212-takekawa-fig3.jpg
0212-takekawa-fig3.jpg [ 576.46 KiB | Przeglądany 140 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: 689 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 31, 32, 33, 34, 35

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 7 gości


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

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