Dzisiaj jest 21 października 2018, 00:21

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 300 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 11, 12, 13, 14, 15  Następna
Autor Wiadomość
Post: 30 sierpnia 2018, 18:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
ALMA obserwuje potężną galaktykę we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie uzyskali najbardziej szczegółowy anatomiczny wykres potężnej galaktyki, która znajduje się 12,4 mld lat świetlnych stąd. Korzystając z ALMA, zespół wykazał, że obłoki molekularne w galaktyce są wysoce niestabilne, co prowadzi do niekontrolowanego tworzenia gwiazd. Potężne galaktyki uważane są za przodków olbrzymich galaktyk eliptycznych w obecnym Wszechświecie, dlatego więc odkrycia te otwierają drogę do zrozumienia procesów powstawania i ewolucji tego typu galaktyk.

Potężne galaktyki tworzą gwiazdy w zadziwiającym tempie – 1000x szybciej, niż ma to miejsce w naszej galaktyce. Dlaczego jednak są one tak aktywne? Aby rozwiązać ten problem, naukowcy muszą poznać środowisko wokół gwiezdnych żłobków. Obrazowanie szczegółowych map obłoków molekularnych jest ważnym krokiem we wstępnym zapoznaniu się z tymi kosmicznymi potworami.

Astronomowie celowali w kapryśną galaktykę COSMOS-AzTEC-1. Odkryto ją po raz pierwszy przy użyciu teleskopu Jamesa Clerka Maxwella zlokalizowanego na Hawajach, a później z pomocą teleskopu Large Millimeter Telescope w Meksyku odkryto ogromną ilość tlenku węgla w galaktyce i ujawniono jej ukrytą gwiazdotwórczość. Obserwacje LMT mierzyły także odległość do galaktyki, na podstawie których stwierdzono, że wynosi ona 12,4 mld lat świetlnych.

Badacze odkryli, że COSMOS-AzTEC-1 jest bogata w składniki gwiazd, ale wciąż trudno było odkryć naturę kosmicznego gazu w galaktyce. Zespół wykorzystał wysoką rozdzielczość i czułość ALMA do obserwacji tej potężnej galaktyki i uzyskania szczegółowej mapy rozkładu i ruchu gazu. Dzięki najbardziej rozbudowanej konfiguracji anten ALMA wynoszącej 16 metrów, uzyskano mapę gazu molekularnego o największej rozdzielczości tej odległej potężnej galaktyki.

Astronomowie odkryli, że istnieją dwa duże obłoki oddalone o kilka tysięcy lat świetlnych od centrum galaktyki. W najbardziej odległych galaktykach gwiazdotwórczych gwiazdy aktywnie tworzą się w centrum. Zaskakujące więc było odnalezienie obłoków poza centrum.

Naukowcy zbadali następnie naturę gazu w COSMOS-AzTEC-1 i odkryli, że obłoki w niej są bardzo niestabilne, co jest niezwykłe. W typowej sytuacji grawitacja wewnętrzna oraz zewnętrzne ciśnienie w obłokach są zrównoważone. Gdy grawitacja pokona ciśnienie, obłok gazu zapada się i tworzy gwiazdy w szybkim tempie. Następnie gwiazdy i supernowe wybuchają razem, co zwiększa ciśnienie zewnętrzne. W rezultacie grawitacja i ciśnienie osiągają zrównoważony stan, a tworzenie się gwiazd przebiega w umiarkowanym tempie. W ten sposób powstawanie gwiazd w galaktykach wykazuje niekontrolowane tworzenie się gwiazd i przekształcają się one w potężne galaktyki.

Zespół oszacował, że gaz w COSMOS-AzTEC-1 zostanie całkowicie wykorzystany za 100 mln lat, czyli 10 razy szybciej, niż w innych galaktykach tworzących gwiazdy.

Dlaczego jednak gaz w COSMOS-AzTEC-1 jest tak niestabilny? Badacze nie mają jeszcze ostatecznej odpowiedzi, ale możliwą przyczyną jest łączenie się galaktyk. Zderzenie galaktyki mogło skutecznie przetransportować gaz na niewielki obszar i spowodować intensywne powstawanie gwiazd.

W tej chwili astronomowie mają dowód na połączenie się tej galaktyki. Obserwując inne podobne galaktyki przy pomocy ALMA chcą odkryć związek z między łączeniem się galaktyk i potężnymi galaktykami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
20180929-header-880x405.jpg
20180929-header-880x405.jpg [ 53.29 KiB | Przeglądany 476 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: 04 września 2018, 15:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Spadające gwiazdy kluczem do zrozumienia umierających gwiazd

Międzynarodowy zespół naukowców zaproponował nową metodę badania mechanizmu wewnętrznego wybuchów supernowych. Metoda ta wykorzystuje meteoryty i jest wyjątkowa pod tym względem, że może określać udział antyneutrin elektronowych, enigmatycznych cząstek, których nie można śledzić innymi metodami.

Supernowe są ważnymi elementami w ewolucji gwiazd i galaktyk, ale szczegóły tego, w jaki sposób dochodzi do eksplozji wciąż pozostają nieznane. Badania prowadzone przez Takehito Hayakawę znalazły sposób na prześledzenie roli antyneutrin elektronowych w supernowych. Poprzez pomiar ilości izotopu rutenu (98Ru) w meteorytach, powinno być możliwe oszacowanie, ile technetu (98Tc) było obecne w materii, z której powstał Układ Słoneczny. Ilość 98Tc jest wrażliwa na właściwości, takie jak temperatura antyneutrin elektronowych w procesie supernowej; jak również na to, ile czasu upłynęło pomiędzy wybuchem supernowej i procesem formowania się Układu Słonecznego.

Hayakawa wyjaśnia: „Istnieje sześć gatunków neutrin. Wcześniejsze badania wykazały, że izotopy neutrin są wytwarzane głównie przez pięć rodzajów neutrin, innych niż antyneutrino elektronowe. Znajdując izotop neutrina syntetyzowanego głównie przez antyneutrino elektronowe, możemy oszacować temperatury wszystkich sześciu rodzajów neutrin, które są istotne w zrozumieniu mechanizmu wybuchu supernowej.”

Pod koniec swojego życia potężna gwiazda ginie w eksplozji znanej jako supernowa. Eksplozja ta wyrzuca większość masy gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Następnie masa ta jest przetwarzana w nowe gwiazdy i planety, dzięki czemu pozostawia wyraźne chemiczne znaczniki, które mówią naukowcom o tej supernowej. Meteory, czasem nazywane spadającymi gwiazdami, powstały z materii pozostałej po narodzinach Układu Słonecznego, zachowując w ten sposób oryginalne sygnatury chemiczne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAO

Vega


Załączniki:
20180904-theory-fig-full.jpg
20180904-theory-fig-full.jpg [ 323.63 KiB | Przeglądany 468 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 września 2018, 16:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Przesłonięte supernowe dostarczają wskazówek dotyczących ewolucji gwiazd

Pod koniec swojego życia czerwony nadolbrzym eksploduje jako supernowa bogata w wodór. Porównując wyniki obserwacji z modelami symulacji, międzynarodowy zespół badaczy odkrył, że w wielu przypadkach eksplozja ma miejsce wewnątrz gęstej chmury materii otaczającej gwiazdę. Wynik ten całkowicie zmienia nasze rozumienie ostatniego etapu ewolucji gwiazd.

Zespół badaczy pod kierownictwem Francisco Förster z Uniwersytetu w Chile użył Teleskopu Blanco do znalezienia 26 supernowych pochodzących od czerwonych nadolbrzymów. Celem naukowców było zbadanie krótkiego błysku światła poprzedzającego główny wybuch supernowej. Jednak nie mogli znaleźć żadnych oznak tego zjawiska. Okazało się także, że 24 z tych supernowych pojaśniało szybciej, niż się tego spodziewali astronomowie.

Aby rozwiązać tę zagadkę, Takashi Moriya z NAOJ przeprowadził symulację modeli 518 zmian jasności supernowych i porównał je z wynikami obserwacyjnymi. Zespół odkrył, że modele z warstwą materii okołogiwazdowej o masie ok. 10% masy Słońca, która otacza supernowe dobrze pasują do obserwacji. Ta okołogwiazdowa materia ukrywa wybuch, zatrzymując jego światło. Późniejsze zderzenie się materii wyrzucanej z supernowej z materią otaczającą gwiazdę tworzy silną falę uderzeniową, która wytwarza dodatkowe światło, powodując jej szybsze pojaśnienie.

Moriya wyjaśnia: „Pod koniec jej życia jakiś mechanizm we wnętrzu gwiazdy musi spowodować, że zrzuci ona masę, która najpierw tworzy warstwę wokół gwiazdy. Nie mamy jeszcze dobrego pomysłu dotyczącego mechanizmu powodującego tę utratę masy. Znalezienie go będzie również istotne w ukazaniu mechanizmu wybuchu supernowej i w genezie różnorodności w supernowych.”

Obserwacje zostały wykonane przez Teleskop Bianco w Cerro Tololo Inter-American Observatory przez sześć nocy w 2014 r. i osiem nocy w 2015 r. Symulacje Moriya zostały przeprowadzone na grupie komputerów NAOJ Center for Computational Astrophysics. Badanie zostało opublikowane 3 września 2018 r. w Nature Astronomy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAO

Vega


Załączniki:
20180904-sbo-fig-full.jpg
20180904-sbo-fig-full.jpg [ 127.71 KiB | Przeglądany 461 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 września 2018, 15:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Najmłodszy dysk akrecyjny wykryty w obszarze gwiazdotwórczym

Międzynarodowy zespół astronomów kierowany przez Chin-Fei Lee z Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA) odkrył przy pomocy ALMA bardzo mały dysk akrecyjny utworzony wokół jednej z najmłodszych znanych protogwiazd. Odkrycie to stawia ograniczenie dla obecnej teorii powstawania dysków silniej, niż do tej pory, przesuwając czas ich powstawania o kilka rzędów wstecz. Ponadto udało się wykryć zwarty, rotujący wypływ, który może śledzić wiatr dysku odprowadzający moment pędu, tym samym ułatwiając proces tworzenia się dysku.

ALMA jest na tyle potężna, że potrafi dostrzec dysk akrecyjny o promieniu zaledwie 15 jednostek astronomicznych (j.a.). Ponieważ ten dysk jest kilka razy młodszy od wcześniej dostrzeżonego najmłodszego dysku, wynik ten dostarcza silniejszego ograniczenia dla obecnych teorii tworzenia się dysków przesuwając kilkukrotnie moment początku procesu formowania się dysku. Co więcej, wraz z poprzednimi wynikami dotyczącymi starszych dysków, wyniki te faworyzują model, w którym promień dysku rośnie liniowo wraz z masą protogwiazdy, co z kolei wspiera scenariusz „wczesnego startu, powolnego wzrostu” dysków akrecyjnych wokół protogwiazd.

HH 211 to jeden z najmłodszych układów protogwiazd w Perseuszu, znajdująca się w odległości około 770 lat świetlnych stąd. Centralna protogwiazda ma wiek około 10 000 lat i masę poniżej 0,05 masy Słońca. Z jej biegunów emitowane są potężne strumienie materii, a zatem musi intensywnie akreować materię.

Wcześniejsze poszukiwania z rozdzielczością około 50 j.a. pozwoliły na odkrycie jedynie niewielkich śladów małego dysku pyłowego w pobliżu protogwiazdy. Teraz, dzięki rozdzielczości ALMA dochodzącej do 7 j.a. (czyli siedem razy więcej) nie tylko udało się wykryć ale także przestrzennie rozdzielić dysk na falach submilimetrowych. Jest to dysk zwrócony do nas krawędzią, który zasila centralną protogwiazdę i ma promień około 15 j.a. Dysk jest gruby, co oznacza, że ziarna pyłu emitujące promieniowanie submilimetrowe jeszcze muszą ułożyć się w płaszczyźnie dysku. W przeciwieństwie do wcześniej zbadanego starszego dysku HH 212, który od strony krawędzi wygląda jak duży hamburger, ten młody przypomina małą bułkę. Wydaje się więc, że ten mały dysk w późniejszej fazie przerodzi się z małej bułki w dużego hamburgera (opis dosłowny autorów artykułu!).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ASIAA

Vega


Załączniki:
Dysk_akrecyjny.png
Dysk_akrecyjny.png [ 711.91 KiB | Przeglądany 456 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 września 2018, 13:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Obserwacje radiowe potwierdzają super szybki wyrzut materii z łączących się gwiazd neutronowych

Precyzyjne pomiary za pomocą radioteleskopów National Science Foundation (NSF) ujawniły, że wąski strumień cząstek poruszających się z prędkością zbliżoną do prędkości światła wybuchł w przestrzeni międzygwiezdnej, gdy doszło do połączenia się pary gwiazd neutronowych znajdujących się w galaktyce oddalonej od nas o 130 mln lat świetlnych. Zdarzenie miało miejsce w sierpniu 2017 roku, czego następstwem była detekcja fal grawitacyjnych. Było to pierwsze zdarzenie, z którego wykryto zarówno fale grawitacyjne jak i elektromagnetyczne, w tym promieniowanie gamma, X, radiowe oraz światło widzialne.

Następstwa tego połączenia (nazwanego GW170817) obserwowano przy użyciu kosmicznych i naziemnych teleskopów na całym świecie. Naukowcy obserwowali, jak właściwości fal zmieniają się z czasem i wykorzystali zmiany jako wskazówki do odczytania natury zjawisk, które nastąpiły po zderzeniu.

Jedno pytanie, które się wyróżniało, nawet kilka miesięcy po połączeniu, dotyczyło tego, czy zdarzenie wytworzyło wąski, szybko poruszający się strumień materii, który trafił do przestrzeni międzygwiazdowej. Było to ważne, ponieważ takie dżety są niezbędne do stworzenia typu rozbłysków gamma, które według teoretyków powinny być wywołane połączeniem się dwóch gwiazd neutronowych.

Odpowiedź na to pytanie pojawiła się, gdy astronomowie użyli kombinacji teleskopów VLBA, VLA oraz GBT i odkryli, że region emisji radiowej z połączenia porusza się, a ruch był tak szybki, że tylko dżet mógł wytłumaczyć tę prędkość.

Astronomowie zmierzyli pozorny ruch, który jest cztery razy szybszy od światła. Ta iluzja, nazywana ruchem nadświetlnym, powstaje, gdy strumień jest skierowany niemal dokładnie w stronę Ziemi, a materia w nim porusza się z prędkością zbliżoną do światła.

Obiekt był obserwowany 75 dni po zderzeniu a następnie po 230 dniach.

Bazując na tych analizach, można oszacować, że dżet jest najprawdopodobniej bardzo wąski (co najwyżej 5o szerokości) i był skierowany 20o od Ziemi. Jednak aby dopasować te obserwacje, materia z dżety musi być wyrzucana z prędkością przynajmniej 97% prędkości światła.

Pojawił się scenariusz, że wstępne połączenie się dwóch bardzo gęstych gwiazd neutronowych spowodowało wybuch, który wypchał kulistą skorupę szczątków na zewnątrz. Gwiazdy neutronowe zapadły się do czarnej dziury, której potężna grawitacja zaczęła przyciągać do niej materię. Z kolei materia ta tworzy szybko wirujący dysk, który generował parę dżetów przesuwających się na zewnątrz z jego biegunów.

W miarę rozwijania się zdarzenia powstało pytanie, czy strumienie uciekną ze skorupy szczątków z pierwotnej eksplozji. Dane z obserwacji wskazują, że strumień wchodził w interakcję ze szczątkami, tworząc szeroki „kokon” materii rozszerzającej się na zewnątrz. Taki kokon rozszerzał by się wolniej, niż dżet.

Interpretacja naukowców jest taka, że kokon zdominował emisję radiową około 60 dni po zderzeniu, a w późniejszym czasie emisja ta była zdominowana przez dżet.

Naukowcy potwierdzili, że wykrywanie szybko poruszającego się strumienia w GW170817 znacznie wzmacnia związek pomiędzy łączącymi się gwiazdami neutronowymi i krótkotrwałymi rozbłyskami gamma. Dodają, że strumienie muszą być skierowane stosunkowo blisko Ziemi, aby możliwym było wykrycie błysku gamma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
gw170817_nature_cover_1_03Sep2018.jpg
gw170817_nature_cover_1_03Sep2018.jpg [ 137.29 KiB | Przeglądany 453 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: 08 września 2018, 16:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Wiatr galaktyczny tłumi proces powstawania gwiazd w bardzo odległej galaktyce

Po raz pierwszy naukowcom udało się wykryć potężny „wiatr” cząsteczkowy w galaktyce znajdującej się w odległości 12 mld lat świetlnych od Ziemi. Badania astronoma Justina Spilkera z University of Texas, który zagłębił się w czas, gdy Wszechświat miał mniej, niż 10% obecnego wieku, rzucają nowe światło na to, w jaki sposób najwcześniejsze galaktyki regulowały procesy gwiazdotwórcze tak, aby galaktyki nie uległy całkowitemu rozwianiu.

Według astronomów galaktyki są „skomplikowanymi i chaotycznymi bestiami”, a wypływy i wiatry stanowią kluczowy element ich rozwoju i ewolucji oraz regulując ich zdolność do wzrostu.

Niektóre galaktyki, takie jak Droga Mleczna czy Galaktyka Andromedy charakteryzują się stosunkowo powolnym tempem procesów gwiazdotwórczych. Powstaje w nich średnio jedna gwiazda na rok. W innych galaktykach, zwanych galaktykami gwiazdotwórczymi, każdego roku mogą powstawać setki a nawet tysiące gwiazd. Tak szalone tempo jednak nie może utrzymywać się przez cały czas.

Aby uniknąć wypalenia w krótkotrwałym blasku chwały, niektóre galaktyki spowalniają swoje procesy gwiazdotwórcze poprzez wyrzucanie – przynajmniej na jakiś czas – ogromnych zapasów gazu do rozległego halo, skąd gaz albo ucieka całkowicie, albo stopniowo powraca do galaktyki, wyzwalając kolejne procesy formowania się gwiazd.

Jednak do tej pory astronomowie nie byli w stanie bezpośrednio zaobserwować tych potężnych wypływów na wczesnym etapie historii Wszechświata, gdzie takie mechanizmy są niezbędne, aby zapobiec zbyt szybkiemu wzrostowi galaktyk.

Obserwacje Spilkera z użyciem ALMA po raz pierwszy pokazują potężny galaktyczny wiatr cząsteczek w galaktyce, którą obserwujemy taką, jaka była gdy Wszechświat miał zaledwie 1 mld lat. Uzyskane wyniki pozwalają dostrzec, jak niektóre galaktyki we wczesnym Wszechświecie były w stanie samodzielnie regulować swój wzrost tak, aby mogły kontynuować procesy tworzenia gwiazd przez miliardy lat.

Astronomowie dostrzegli wiatry o takich samych rozmiarach, prędkościach i masie w pobliskich galaktykach gwiazdotwórczych, jednak nowe obserwacje z pomocą ALMA przedstawiają najodleglejszy jak dotąd obserwowany wypływ we wczesnym Wszechświecie.

Galaktyka, którą nazwano SPT2319-55, oddalona jest od nas o 12 mld lat świetlnych i została odkryta z pomocą South Pole Telescope (SPT).

ALMA był w stanie obserwować ten obiekt w tak ogromnej odległości dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego. Soczewką w tym przypadku była inna galaktyka, która znajduje się niemal dokładnie wzdłuż linii pola widzenia między Ziemią a SPT2319-55. Soczewkowanie grawitacyjne – zakrzywienie światła pod wpływem grawitacji – powiększa obraz galaktyki tła sprawiając, że wydaje się ona jaśniejsza, co pozwala astronomom obserwować ją dokładniej, niż gdyby nie była soczewkowana. Astronomowie używają specjalistycznych programów komputerowych do usunięcia efektów soczewkowania grawitacyjnego aby mogli odtworzyć dokładny obraz odległego obiektu.

Obrazy uzyskane dzięki soczewce przedstawiają potężny wiatr gazu gwiazdotwórczego wydobywający się z galaktyki z prędkością bliską 800 km/s. Zamiast stałego, łagodnego wiaterku, mamy do czynienia z niewiarygodnie szybkim i nieregularnym wiatrem.

Wypływ został zarejestrowany dzięki submilimetrowej sygnaturze cząstki zwanej hydroksylem (OH), która ujawnia się jako linia absorpcji: zasadniczo to cień OH w jasnym promieniowaniu podczerwonym galaktyki.

Wiatry molekularne są wydajnym sposobem na regulowanie tempa wzrostu galaktyk. Prawdopodobnie są one wyzwalane poprzez połączone oddziaływanie eksplozji supernowych oraz gwałtownych procesów tworzenia się masywnych gwiazd, lub przez potężne uwolnienie energii, gdy część gazu w galaktyce spada na supermasywną czarną dziurę znajdującą się w jej centrum.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Texas

Vega


Załączniki:
nrao18cb19_align-images.jpg
nrao18cb19_align-images.jpg [ 196.04 KiB | Przeglądany 335 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 września 2018, 12:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy znajdują dowody na wczesne tasowanie się planet

Naukowcy z Southwest Research Institute zbadali niezwykłą parę planetoid i odkryli, że ich istnienie wskazuje na wczesne przegrupowanie planet w Układzie Słonecznym.

Owe ciała, nazwane Patroklos i Menoetius, są celem zbliżającej się misji NASA – Lucy. Mają rozmiary ok. 122 i 112 km i są układem podwójnym planetoid. Należą do grupy zwanej Trojańczykami i jest to największy znany układ podwójny w tej grupie. Dwa roje Trojańczyków krążą w przybliżeniu w takiej samej odległości od Słońca, co Jowisz. Jedne znajdują się na orbicie przed gazowym olbrzymem, drugie za nim.

Planetoidy z grupy Trojańczyków prawdopodobnie zostały schwytane podczas dramatycznego okresu dynamicznej niestabilności podczas potyczki między olbrzymimi planetami Układu Słonecznego – Jowiszem, Saturnem, Uranem i Neptunem. To trzęsienia międzyplanetarne wypchnęło Urana i Neptuna na zewnątrz, gdzie napotkały dużą pierwotną populację małych ciał, o których sądzono, że są źródłem dzisiejszych obiektów Pasa Kuipera – obiektu krążącego na skraju Układu Słonecznego. Wiele małych ciał pierwotnego Pasa Kuipera zostało powrzucanych do wewnątrz, a kilka zostało uwięzionych jako planetoidy z grupy Trojańczyków.

Kluczową kwestią związaną z tym modelem Układu Słonecznego było jednak to, kiedy do tego doszło. W swoim artykule naukowcy wykazali, że samo istnienie pary Patroklos-Menoetius wskazuje, że dynamiczna niestabilność wśród gazowych olbrzymów musiała nastąpić w ciągu pierwszych 100 mln lat formowania się Układu Słonecznego.

Najnowsze modele formowania się małych ciał sugerują, że te typy układów podwójnych są pozostałościami z najwcześniejszego okresu Układu Słonecznego, gdy pary takich obiektów mogły powstać bezpośrednio z zapadającego się obłoku „kamyków”.

Obserwacje dzisiejszego Pasa Kuipera pokazują, że takie planetoidy podwójne były dość powszechne w tamtym czasie. Obecnie istnieje zaledwie kilka takich układów i krążą na orbicie Neptuna. Pytanie brzmi: jak wytłumaczyć istnienie tych, które przetrwały?

Gdyby niestabilność została opóźniona o wiele setek milionów lat, jak sugerowały to niektóre modele ewolucji Układu Słonecznego, kolizje wewnątrz pierwotnego dysku zakłóciłyby te stosunkowo delikatne planetoidy podwójne, nie pozostawiając niczego do przechwycenia w grupie Trojańczyków. Wcześniejsze tasowania grawitacyjne pozostawiłyby więcej planetoid podwójnych w stanie nienaruszonym, zwiększając prawdopodobieństwo, że przynajmniej jedna z nich zostałaby przechwycona w grupie Trojańczyków. Zespół astronomów stworzył nowe modele, które pokazują, że istnienie planetoidy podwójnej Patroklos-Menoetius silnie wskazuje na wcześniejszą niestabilność.

Ów wczesny dynamiczny model niestabilności niesie ze sobą poważne konsekwencje dla planet skalistych, szczególnie w odniesieniu do pochodzenia dużych kraterów uderzeniowych na Księżycu, Merkurym i Marsie utworzone ok. 4 mld lat temu. Impaktory, które stworzyły te kratery, rzadziej są wyrzucane z zewnętrznych obszarów Układu Słonecznego. To mogło sugerować, że zostały wyrzucone przez pozostałości po formowaniu się małej planety skalistej.

To podkreśla znaczenie planetoid z grupy Trojańczyków w historii Układu Słonecznego. Znacznie więcej dowiemy się o Patroklos-Menoetius, gdy Lucy zbada ją w 2033 r. na zakończenie 12-letniej misji do obu grup Trojańczyków.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SwRI

Vega


Załączniki:
trojan-asteroids-d021926.jpg
trojan-asteroids-d021926.jpg [ 3.82 MiB | Przeglądany 265 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: 13 września 2018, 16:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Fale magnetyczne tworzą chaos w obłokach gwiazdotwórczych

Nowe badania Stelli Offner z University of Texas w Austin pokazują, że fale magnetyczne są ważnym czynnikiem napędzającym powstawanie nowych gwiazd w ogromnych obłokach gwiazdotwórczych. Jej badania nowe rzucają światło na procesy, które są odpowiedzialne za ustalanie właściwości gwiazd, co z kolei wpływa na formowanie się planet krążących wokół nich, a ostatecznie na ewentualne życie na tych planetach.

Offner wykorzystała superkomputer do modelowania wielu procesów zachodzących wewnątrz obłoku, w którym formują się gwiazdy, starając się określić, jakie procesy prowadzą do danych efektów.

Obłoki gwiazdotwórcze są gwałtownymi miejscami. To ekstremalne środowisko, w którym różne rodzaje fizyki występują równocześnie, włącznie z grawitacją i turbulencjami, a także promieniowaniem i wiatrami pochodzącymi od formujących się gwiazd (gwiezdne sprzężenie zwrotne). Podstawowe pytanie brzmi: dlaczego ruchy w tych obłokach są tak gwałtowne?

Niektórzy astronomowie przypisują obserwowane ruchy zapaści grawitacyjnej, podczas gdy inni turbulencjom i gwiezdnemu sprzężeniu zwrotnemu. Offner chciała przetestować te teorie i zbadać, w jaki sposób gwiazdy kształtują środowisko, w którym powstają, ale jest praktycznie niemożliwym, aby wykorzystać obserwacje teleskopowe tych obłoków do oddzielenia wpływu różnych procesów w nich zachodzących. Dlatego właśnie potrzebne są modele komputerowe.

Po tym jak Offner porównała model obłoku posiadające grawitację, pola magnetyczne i gwiazdy, zauważyła dodatkowe ruchy. Jej modele pokazały, że wiatry gwiazdowe wchodzą w interakcję z polem magnetycznym obłoku wytwarzając energię i wpływając na gaz na znacznie większych odległościach, niż wcześniej sądzono.

Następnym krokiem Offner będzie badanie tego procesu na większą skalę, zarówno w czasie jak i przestrzeni. Jej obecne badania koncentrowały się na jednym obszarze w obrębie obłoków gwiazdotwórczych. Przyszłe zbadają wpływ pól magnetycznych informacji zwrotnej na skalach większych, niż pojedynczy obłok.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Obserwatorium McDonalda

Vega


Załączniki:
30 Doradus.jpg
30 Doradus.jpg [ 1.65 MiB | Przeglądany 262 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: 14 września 2018, 17:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Fale grawitacyjne nie potwierdzają istnienia dodatkowych wymiarów przestrzennych

Gdy w ubiegłym roku wykryto fale grawitacyjne pochodzące ze zderzenia się gwiazd neutronowych, wstrząsnęło to Ziemią, jednak nie spowodowało to dodania ekstra wymiaru dla naszego zrozumienia Wszechświata. A przynajmniej nie dosłownie.

Astronomowie z University of Chicago nie znaleźli żadnych dowodów na dodatkowe wymiary przestrzenne Wszechświata w oparciu o dane fal grawitacyjnych. Ich badania są jednymi z wielu artykułów po ogłoszeniu w zeszłym roku, że LIGO wykryło zderzenie gwiazd neutronowych.

Pierwsze w historii wykryte w 2015 r. fale grawitacyjne pochodziły z połączenia się dwóch czarnych dziur. W ubiegłym roku naukowcy zaobserwowali zderzenie się dwóch gwiazd neutronowych. Główna różnica między nimi polega na tym, że astronomowie mogli przy użyciu klasycznych teleskopów zaobserwować następstwa zderzenia gwiazd neutronowych, które emitowały promieniowanie na falach grawitacyjnych i elektromagnetycznych.

Teoria względności Einsteina wyjaśnia bardzo dobrze działanie Układu Słonecznego, ale gdy naukowcy dowiedzieli się więcej o Wszechświecie, zaczęły pojawiać się wielkie luki w naszym jego rozumieniu. Dwie z nich to ciemna materia – jeden z podstawowych składników Wszechświata i ciemna energia – tajemnicza siła, która sprawia, że Wszechświat rozszerza się coraz szybciej z upływem czasu.

Naukowcy zaproponowali wszystkie rodzaje teorii, aby wyjaśnić ciemną materię i ciemną energię, a wiele teorii alternatywnych dla ogólnej teorii względności zaczyna się od dodania kolejnego wymiaru. Jedna z teorii głosi, że na dużych odległościach grawitacja „przecieka” do dodatkowych wymiarów. To powoduje, że grawitacja wydaje się słabsza i może tłumaczyć niezgodności.

Jedno-dwa uderzenia fal grawitacyjnych i światła ze zderzenia się gwiazd neutronowych wykryte w zeszłym roku stanowiły dla astronomów okazję do przetestowania tej teorii. Fale grawitacyjne wyemitowane ze zderzenia zostały zarejestrowane przez LIGO 17 sierpnia 2017 r., po wykryciu promieniowania gamma, X, fal radiowych oraz światła widzialnego i podczerwonego. Jeżeli grawitacja po drodze przeciekała by do innych wymiarów, wtedy sygnał, który mierzyli w detektorach fal grawitacyjnych byłby słabszy, niż się spodziewano. Ale tak nie było.

Na razie wydaje się, że Wszechświat ma te same wymiary – trzy przestrzenne i jeden czasowy – nawet w skalach stu milionów lat świetlnych.

Jak mówią naukowcy, to dopiero początek. Istnieje tak wiele teorii, że do tej pory nie mieli konkretnych sposobów na ich sprawdzenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Chicago

Vega


Załączniki:
grav_waves_purple_-credits-_nasas_goddard_space_flight_centerci_lab.jpg
grav_waves_purple_-credits-_nasas_goddard_space_flight_centerci_lab.jpg [ 41.26 KiB | Przeglądany 260 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 września 2018, 15:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie świadkami narodzin nowej gwiazdy z gwiezdnej eksplozji

Eksplozje gwiazd, znane jako supernowe, mogą być tak jasne, że swoim blaskiem przewyższają jasność całej galaktyki, w której wybuchają. Mijają miesiące lub nawet lata, nim ich blask osłabnie, ale czasem gazowe pozostałości po eksplozji uderzają w gaz bogaty w wodór i chwilowo ponownie stają się bardzo jasne – jednak czy mogą pozostać świecącymi bez jakiejkolwiek ingerencji z zewnątrz?

Astrofizyk Dan Milisavljevic uważa, że widział SN 2012au sześć lat po eksplozji. „Nie zobaczylibyśmy eksplozji tego typu tak późno po wydarzeniu, dopóki nie nastąpiłaby jakaś interakcja z wodorem pozostawionym przez gwiazdę przed jej wybuchem. Jednak w zebranych danych nie ma widma wodoru – coś jeszcze wzbudza świecenie” – powiedział Milisavljevic.

Gdy duże gwiazdy eksplodują, ich wnętrza zapadają się do punktu, w którym wszystkie cząsteczki stają się neutronami. Jeżeli nowonarodzona gwiazda posiada pole magnetyczne i rotuje wystarczająco szybko, może przyspieszyć pobliskie naładowane cząsteczki i stać się tym, co astronomowie nazywają mgławicą pulsarową lub mgławicą wiatru pulsarowego (ang. pulsar wind nebula). Najprawdopodobniej to stało się z SN 2012au.

SN 2012au pod wieloma względami była już znana jako dziwna i niezwykła. Chociaż eksplozja ta nie była wystarczająco jasna, aby można ją było nazwać „super błyszczącą” supernową, była niezwykle energetyczna i długotrwała, a jej blask także przygasał na podobnie powolnej krzywej blasku.

Milisavljevic przewiduje, że jeżeli badacze nadal będą monitorować miejsca wyjątkowo jasnych supernowych, mogą zobaczyć podobne transformacje.

Super błyszczące supernowe są gorącym tematem w astronomii. Są one potencjalnymi źródłami fal grawitacyjnych i czarnych dziur, a astronomowie sądzą, że mogą być powiązane z innymi rodzajami eksplozji, takimi jak rozbłyski gamma i szybkie wybuchy radiowe. Naukowcy chcą zrozumieć podstawową fizykę, która za nimi stoi, jednak są one trudne do zaobserwowania, gdyż są stosunkowo rzadkie i dochodzi do nich tak daleko od Ziemi. Dopiero przy użyciu teleskopów nowej generacji astronomowie będą wstanie je zaobserwować.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
hires.jpg
hires.jpg [ 2.82 MiB | Przeglądany 258 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 września 2018, 19:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie badają „niezwykłą tajemnicę” tego, w jaki sposób galaktyki przestają tworzyć gwiazdy

Galaktyki, takie jak nasza Droga Mleczna są fabrykami wykorzystującymi grawitację do formowania gwiazd z cząsteczek wodoru.

Droga Mleczna zmienia gaz w gwiazdy o masie Słońca średnio raz na rok. Galaktyka jest wypełniona gazem i ciągle dostaje nowy spoza niej. Gaz, który formuje się w gwiazdy wpada do Galaktyki pod wpływem grawitacji, jednak część gazu zostaje z powrotem wydmuchana poza galaktykę.

Jednak niektóre galaktyki zatrzymały ten proces formowania się gwiazd, a astronomom trudno wyjaśnić, dlaczego tak się dzieje.

Astronomowie obserwują wiele galaktyk, które nie tworzą gwiazd. Z jakiegoś powodu mają one w sobie niewystarczającą ilość gazu. Jednak to, dlaczego niektóre z nich są „odcięte” od nowych dostaw gazu, zostają z gwiazdami, które już mają i nie tworzą nowych, pozostaje zagadką.

Kluczem do jej rozwiązania może być nowa dziwna klasa galaktyk znajdująca się około 6 mld lat świetlnych od Ziemi, które są w trakcie procesu gwałtownego usuwania własnego gazu. Teraz naukowcy zaczęli badać te galaktyki aby dowiedzieć się, dlaczego niektóre z nich nie mają już gazu niezbędnego do tworzenia nowych gwiazd.

Niektórzy astronomowie uważają, że powodem, dla którego w galaktykach nie powstają nowe gwiazdy, jest gwałtowne usunięcie gazu przez aktywne jądro galaktyczne (AGN). Każda galaktyka ma w swoim wnętrzu supermasywną czarną dziurę. Gdy gaz do niej wpada, tuż przed uderzeniem w czarną dziurę robi się bardzo gorący, a energia, którą oddaje, może wydmuchać jego resztę z galaktyki. Pomysł jest ciekawy, gdyż jest to mechanizm na tyle energetyczny, aby wydalić cały gaz z galaktyki.

Jednak w 2007 r. zespół astronomów odkrył zbiór „samogaszących się” galaktyk, które wyłączyły tworzenie się gwiazd poprzez inny mechanizm.

Badania pokazały, że tego rodzaju galaktyka wydmuchuje gaz z prędkością tysięcy km/s – to ponad 3500 razy szybciej, niż odrzutowiec – ale nie ma żadnych dowodów na to, że jakikolwiek gaz opadnie do czarnej dziury. Pojawia się zatem pytanie, czy czarna dziura jest wymagana, czy też istnieją inne sposoby, aby do tego doszło.

Dzięki lepszym obrazom galaktyk uzyskanym z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a zespół zdał sobie sprawę, że gaz może być wyrzucany z galaktyki wyłącznie przez skoncentrowane światło gwiazd, bez potrzeby jakiejkolwiek dodatkowej energii z gazu opadającego na czarną dziurę.

Jeden z astronomów będący członkiem zespołu zauważa, że gwiazdy emitują cząsteczki światła, które uderzają w cząsteczki gazu i „popychają” je trochę. Suma wielu tych małych pchnięć wystarczy, aby wypchnąć cały gaz z galaktyki z niesamowitą prędkością.

„Gdy zagęści się całą Drogę Mleczną w niewielkim punkcie w wyniku np. połączenia się galaktyk, może to spowodować, że setki miliardów gwiazd znajdzie się w bardzo zwartym miejscu. Kiedy się to stanie, wystarczająca ilość światła znajdzie się na odpowiednio małej przestrzeni, co może wystarczyć do wypchnięcia całego gazu z galaktyki, bez dodatkowej energii potrzebnej, aby gaz wpadł do supermasywnej czarnej dziury” – mówi Gregory Rudnick, profesor fizyki i astronomii na Uniwersytecie Kansas, członek zespołu zajmującego się badaniem tych galaktyk.

Astronomowie mają możliwość dalszego badania tych samogaszących się galaktyk. Rudnick powiedział, że wraz z zespołem będą badać te galaktyki na różne sposoby, jakie są możliwe, przy użyciu teleskopów takich, jak np. rentgenowski Chandra, obserwatoria Kecka na Hawajach oraz ALMA w Chile.

Astronomowie stwierdzili, że tego rodzaju galaktyka jest pozostałością po gwałtownym połączeniu się dwóch galaktyk. Taka „pozostałość po fuzji” zawiera także potężne wiatry gęstego gazu molekularnego, jednak bez śladu aktywnego jądra galaktycznego. Badacze chcieli ustalić, jak szybko gaz został wyrzucony z galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Kansas

Vega


Załączniki:
galaxy-5.jpg
galaxy-5.jpg [ 280.81 KiB | Przeglądany 249 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: 17 września 2018, 15:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Teoria grawitacji uratowana od unicestwienia

Międzynarodowa grupa astronomów wskrzesiła wcześniej obaloną teorię grawitacji, argumentując, że ruchy w galaktykach karłowatych będą wolniejsze, jeśli zbliżą się one do masywnej galaktyki.

Naukowcy zbadali teorię opublikowaną wcześniej w czasopiśmie Nature, według której zmodyfikowana dynamika newtonowska (Modified Newtonian Dynamics – MOND) nie może być prawdziwa, ponieważ ruchy wewnątrz małej galaktyki karłowatej NGC1052-DF2 zawierającej 200 mln gwiazd, były zbyt wolne.

Takie teorie są niezbędne dla naszego zrozumienia Wszechświata, gdyż galaktyki rotują tak szybko, że zgodnie ze znaną fizyką, powinny się rozpaść.

Przedstawiano różne teorie, aby wyjaśnić, co trzyma galaktyki razem. Obecnie obalone badanie twierdziło, że MOND jest martwa. Jednak najnowsze wyniki pokazują, że wcześniejsze prace nie uwzględniły wpływu środowiska grawitacyjnego wokół galaktyki karłowatej na ruchy w jej obrębie. Innymi słowy, gdyby galaktyka karłowata znajdowała się blisko masywnej galaktyki – tak jak w tym przypadku, ruchy w jej wnętrzu byłby wolniejsze.

Jak już wspomnieliśmy, galaktyki rotują tak szybko, że zgodnie ze znaną fizyką powinny się rozpadać. Dwie obecnie obowiązujące teorie to tłumaczą. Według pierwszej halo ciemnej materii znajduje się wokół każdej galaktyki. Cząsteczki ciemnej materii nigdy nie zostały odkryte, pomimo wielu dziesięcioleci dokładnych badań, często z użyciem dużych detektorów.

Drugą jest MOND, która wyjaśnia ogromny zasób danych na temat prędkości rotacji galaktyk, wykorzystujących jedynie widoczne gwiazdy i gaz. MOND robi to według matematycznych założeń, wzmacniając grawitację widocznej materii ale tylko wtedy, gdy staje się ona bardzo słaba. W przeciwnym razie grawitacja byłaby zgodna ze standardowym prawem Newtona, np. w Układzie Słonecznym lub w pobliżu masywnej galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of St Andrews

Vega


Załączniki:
gravity-resized-001.jpg
gravity-resized-001.jpg [ 161.57 KiB | Przeglądany 248 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: 18 września 2018, 13:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Kiedy gwiazda nie jest już gwiazdą?

Linia oddzielająca gwiazdy od brązowych karłów wkrótce może być wyraźniejsza dzięki nowym badaniom prowadzonym przez Serge Dietericha z Carnegie Institution for Science. Opublikowane przez The Astrophysical Journal wyniki badań jego zespołu pokazują, że brązowe karły mogą być bardziej masywne, niż wcześniej sądzono.

Aby świecić, gwiazdy potrzebują energii pochodzącej z łączenia się atomów wodoru głęboko w ich wnętrzach. Jeżeli jest ona zbyt mała, nie dojdzie do procesu fuzji, więc obiekt stanie się chłodniejszy i ciemniejszy, zmieniając się w coś, co astronomowie nazywają brązowym karłem.

Wielu naukowców próbuje określić masę, temperaturę oraz jasność obiektów po obu stronach tego podziału.

Poznanie granicy, która oddziela gwiazdy od brązowych karłów pomoże astronomom lepiej zrozumieć to, w jaki sposób się formują i ewoluują oraz czy potencjalnie mogą w przyszłości posiadać planety zdolne do zamieszkania.

Najnowsze modele teoretyczne przewidują, że granica dzieląca brązowe karły od gwiazd pojawia się w obiektach o masie pomiędzy 70 a 73 masy Jowisza, czyli około 7% masy Słońca. Jednak wyniki zespołu Dietericha kwestionują tę prognozę.

Zespół zaobserwował dwa brązowe karły, które nazwano Epsilon Indi B i Epsilon Indi C, będące częścią układu obejmującego także gwiazdę średniej jasności – Epsilon Indi A. Dwa brązowe karły są zbyt słabe, aby być gwiazdami, ale zgodnie z ustaleniami naukowców ich masy stanowią odpowiednio 75 i 70 mas Jowisza.

Astronomowie prowadzili te pomiary, wykorzystując dane z dwóch długoterminowych badań – Carnegie Astrometric Planet Search w Carnegie Las Campanas Observatory oraz Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation prowadzone przez Research Consortium of Nearby Stars – które pozwoliły im wykryć drobne ruchy dwóch brązowych karłów na tle odległych gwiazd.

Ku zaskoczeniu zespołu, ich odkrycia wprowadzają Epsilon Indi B i Epsilon Indi C do strefy gwiazd, chociaż z innych obserwacji wiemy, że nimi nie są.

„Podsumowując, nasze wyniki oznaczają, że istniejące modele muszą zostać zmienione. Pokazaliśmy, że najcięższe brązowe karły i najlżejsze gwiazdy mogą nieznacznie różnić się między sobą masą. Jednak mimo to są przeznaczone do różnych żyć” – podsumowuje Dieterich.

Ulepszona definicja linii podziału między gwiazdami i brązowymi karłami może również pomóc astronomom określić, ile z nich istnieje w naszej Galaktyce.

Astronomów interesuje, czy gwiazdy i brązowe karły zawsze istnieją w tych samych proporcjach w regionach gwiazdotwórczych, co może im pomóc w zrozumieniu ogólnego stanu życia w Galaktyce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Carnegie Institution for Science

Vega


Załączniki:
Epsilon_Indi-700x398.jpg
Epsilon_Indi-700x398.jpg [ 19.8 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 września 2018, 19:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Duet Obłoków Magellana może pochodzić z tercetu

Dwie najbliższe Drodze Mlecznej galaktyki karłowate – Wielki i Mały Obłok Magellana – mogły mieć w przeszłości trzeciego towarzysza.

Opublikowane wczoraj (18 września) badania opisują, w jaki sposób inna galaktyka prawdopodobnie została pochłonięta przez Wielki Obłok Magellana jakieś 3-5 mld lat temu.

Benjamin Armstrong, główny autor badania, powiedział, że większość gwiazd w LMC rotuje zgodnie z ruchem wskazówek zegara wokół centrum galaktyki. Jednak część gwiazd rutuje w kierunku przeciwnym.

Przez jakiś czas sądzono, że gwiazdy te mogły pochodzić od jego towarzysza – Małego Obłoku Magellana. Teraz pomysł jest taki, że pochodzą one z innej galaktyki, z którą LMC połączył się w przeszłości.

Armstrong i jego zespół użył modelowania komputerowego aby zasymulować połączenie się galaktyk. Odkryli, że w przypadku tego rodzaju połączenia, po zakończeniu procesu, można uzyskać silną rotację przeciwną. I jest to zgodne z obecnymi obserwacjami.

Obłoki Magellana są widoczne nieuzbrojonym okiem z półkuli południowej i były obserwowane na przestrzeni tysiącleci przez starożytne kultury. Wielki Obłok Magellana (LMC) jest oddalony od nas o 160 000 a Mały Obłok Magellana (SMC) o około 200 000 lat świetlnych.

Armstrong powiedział, że odkrycie to może pomóc wyjaśnić problem, który od lat wprawia astronomów w zakłopotanie – dlaczego gwiazdy w LMC są albo bardzo stare albo bardzo młode. W galaktykach są duże obiekty, zwane gromadami gwiazd. Zawierają one gwiazdy, które są w podobnym wieku i stworzone w podobnym środowisku.

W Drodze Mlecznej gromady gwiazd są bardzo stare. Ale w LMC mamy bardzo stare gromady oraz takie, które są bardzo młode. Jednak nie ma żadnych w wieku pomiędzy. Jest to tak zwany problem „luki wieku”. Ponieważ w LMC widzimy powstawanie nowych gwiazd, może to wskazywać na połączenie się galaktyk.

Odkrycie zespołu Armstronga może także pomóc wyjaśnić dlaczego Wielki Obłok Magellana wydaje się mieć gruby dysk. Ich praca nadal jest bardzo wstępna, ale sugeruje, że ten rodzaj zderzenia mógł być w przeszłości odpowiedzialny za grubszy dysk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ICRAR

Vega


Załączniki:
Magellanic-Clouds-2-1024x684.jpg
Magellanic-Clouds-2-1024x684.jpg [ 223.65 KiB | Przeglądany 244 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: 20 września 2018, 18:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Spojrzenie wstecz, aby dostrzec inny rodzaj czarnej dziury

Czarne dziury powstają, gdy umierają gwiazdy, pozwalając materii w nich zawartej zapaść się w wyjątkowo gęsty obiekt, z którego nawet światło nie może uciec. Astronomowie teoretyzują, że masywne czarne dziury mogą również tworzyć się w momencie narodzin galaktyki, jednak jak dotąd nikt nie był w stanie spojrzeć wystarczająco daleko wstecz w czasie, aby obserwować warunki tworzenia się tych czarnych dziur powstałych w wyniku bezpośrednio zapadających się (direct collapse black holes – DCBH).

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, którego start zaplanowany jest na 2021 rok, może być w stanie spojrzeć wystarczająco wstecz na wczesny Wszechświat, aby zobaczyć galaktykę, w której znajduje się masywna czarna dziura. Symulacja przeprowadzona przez naukowców z Georgia Institute of Technology sugeruje, na co powinni zwrócić uwagę astronomowie, jeżeli przeglądają niebo pod kątem DCBH we wczesnym etapie.

Pierwsza tego rodzaju symulacja, opublikowana 10 września w czasopiśmie Nature Astronomy sugeruje, że bezpośredniemu tworzeniu się tych czarnych dziur towarzyszyłby specyficzny rodzaj promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego, które przesuwało by się w kierunku podczerwieni w czasie, gdy dociera ono do teleskopu. Czarne dziury mogłyby również spowodować pojawienie się masywnych gwiazd pozbawionych metali, czego się dotąd nie spodziewano.

W centrach wielu dużych galaktyk znajdują się supermasywne czarne dziury, jednak astronomowie nie byli w stanie zaobserwować, w jaki sposób one powstały ani tego, jak osiągnęły tak duże rozmiary. Naukowcy przekonali się, że te supermasywne czarne dziury mogły powstawać w momencie narodzin galaktyk i chcieli zamienić te teoretyczne przewidywania na przewidywania obserwacyjne, które będzie można dokonać przy użyciu JWST.

Tworzenie się DCBH zostałoby zapoczątkowane przez zapadnięcie się dużej chmury gazu podczas wczesnej fazy tworzenia się galaktyki. Jednak zanim astronomowie mogliby mieć nadzieję na uchwycenie tego procesu, musieliby wiedzieć, czego szukać w widmach, głównie w podczerwieni.

Wytworzenie się czarnej dziury może wymagać miliona lat, ale żeby sobie wyobrazić, jak mogło to wyglądać, Aycin Aykutalp użył superkomputera Stampede, aby przeprowadzić symulację skupiającą się na następstwie formowania się DCBH. W symulacji wykorzystano prawa fizyki, takie jak grawitacja, promieniowanie i hydrodynamika.

Jeżeli galaktyka powstanie jako pierwsza, a następnie w jej wnętrzu czarna dziura, będzie miała jeden rodzaj sygnatury. Gdyby czarna dziura powstała jako pierwsza, czy miałaby inną sygnaturę? Naukowcy chcieliby sprawdzić, czy nie byłoby żadnych fizycznych różnic, a jeżeli tak, czy to przełożyłoby się na różnice, które mogliby zaobserwować za pomocą JWST.

Symulacje dostarczyły informacji takich, jak gęstość i temperatura, a Kirk S. S. Barrow, pierwszy autor pracy, przekształcił te dane na przewidywania dotyczące tego, co można było zaobserwować za pomocą teleskopu – światło, które prawdopodobnie będzie obserwowane i jaki wpływ na nie będzie miał pył i gaz, które by napotkało na swojej drodze podczas podróży do obserwatora.

Utworzenie się czarnej dziury trwa milion lat, ale to zaledwie moment w skali życia galaktyki. W symulacji DCBH pierwszy krok dotyczy tego, że gaz zapada się w supermasywną gwiazdę, która jest 100 000 razy masywniejsza od Słońca. Następnie gwiazda doświadcza niestabilności grawitacyjnej i zapada się w siebie, tworząc masywną czarną dziurę. Jak sugeruje symulacja, promieniowanie z czarnej dziury wyzwala powstawanie gwiazd w okresie następnych 500 000 lat.

Gwiazdy pierwszej generacji są zwykle o wiele bardziej masywne, żyją więc krócej. W ciągu pierwszych 5-6 mln lat po utworzeniu umierają i stają się supernowymi. Jest to kolejna sygnatura, która została przedstawiona w badaniu.

Po tym, gdy supernowa powstanie, czarna dziura uspokaja się ale powoduje zmaganie się pomiędzy promieniowaniem elektromagnetycznym – światłem ultrafioletowym i promieniowaniem X, próbującymi uciec – oraz swoją własną grawitacją. Cykle te trwają kolejne 20 lub 30 mln lat.

Czarne dziury są dość powszechne we Wszechświecie, więc jest nadzieja, że przy wystarczającej liczbie „migawek” astronomowie będą w stanie złapać jedną w trakcie rodzenia się, co mogłoby doprowadzić do nowego zrozumienia, jak galaktyki ewoluują w czasie.

Powstawanie gwiazd wokół DCBH było niespodziewane, ale z perspektywy czasu ma sens. Jonizacja wytwarzana przez czarne dziury spowodowałaby reakcje fotochemiczne zdolne do wywołania procesu formowania się gwiazd. Gwiazdy pozbawione metali są większe, niż inne, ponieważ brak metalu, takiego jak np. żelazo, zapobiega podziałowi. Ale ponieważ są one tak duże, produkują ogromne ilości promieniowania i kończą swoje życie jako supernowe.

Jest to ostatnia z wielkich tajemnic wczesnego Wszechświata. Astronomowie mają nadzieję, że to badanie stanowi dobry krok w kierunku ustalenia, w jaki sposób te supermasywne czarne dziury powstały podczas narodzin galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Georgia Institute Of Technology

Vega


Załączniki:
180938_web.jpg
180938_web.jpg [ 42.37 KiB | Przeglądany 233 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: 22 września 2018, 19:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano materię opadającą do czarnej dziury z prędkością 30 procent prędkości światła

Brytyjski zespół astronomów informuje o pierwszej detekcji materii wpadającej do czarnej dziury z prędkością 30% prędkości światła. Obiekt znajduje się w centrum odległej o miliard lat galaktyki PG211+143. Astronomowie, pod kierownictwem Kena Poundsa z Uniwersytetu w Leicester wykorzystali dane z XMM-Newton do obserwacji czarnej dziury.

Czarne dziury są obiektami o tak silnym polu grawitacyjnym, że nawet światło nie porusza się wystarczająco szybko, aby uciec przed chwytem ich grawitacji, stąd określenie „czarne”. Są bardzo ważne w astronomii, ponieważ oferują najbardziej efektywny sposób wydobywania energii z materii. Bezpośrednim rezultatem jest to, że opadanie gazu – akrecja – na czarne dziury, musi napędzać najbardziej energetyczne zjawiska we Wszechświecie.

Centrum niemal każdej galaktyki zawiera supermasywną czarną dziurę o masie od milionów do miliardów mas Słońca. Przy wystarczającej ilości materii wpadającej do czarnej dziury, mogą one stać się niezwykle świecące i widziane jako kwazar lub aktywne jądro galaktyczne (AGN).

Jednak czarne dziury są tak zwarte, że gaz prawie zawsze rotuje zbyt mocno, by opadać na nią bezpośrednio. Zamiast tego krąży wokół czarnej dziury, stopniowo zbliżając się do dysku akrecyjnego. Gdy gaz opada po spirali do wnętrza, porusza się coraz szybciej i staje się gorący i świecący, zamieniając energię grawitacyjną w promieniowanie obserwowane przez astronomów.

Zakłada się, że orbita gazu wokół czarnej dziury jest wyrównana z rotacją czarnej dziury, jednak nie ma żadnego powodu, aby tak się stało.

Do tej pory nie było jasne, w jaki sposób nierównomierna rotacja może wpłynąć na zapadanie się gazu. Jest to szczególnie istotne w przypadku supermasywnych czarnych dziur, ponieważ materia (międzygwiezdne obłoki gazu a nawet pojedyncze gwiazdy) może opadać z dowolnego kierunku.

Wykorzystując dane z XMM-Newton, prof. Pounds i jego współpracownicy analizowali widma rentgenowskie z galaktyki PG211+143. Obiekt ten znajduje się w odległości ponad miliarda lat świetlnych stąd w kierunku gwiazdozbioru Warkocz Bereniki i jest galaktyką Seyferta charakteryzującą się bardzo jasnym ANG wynikającą z obecności supermasywnej czarnej dziury w jej wnętrzu.

Naukowcy stwierdzili, że widma są mocno przesunięte ku czerwieni, co pokazuje, że obserwowana materia opadła na czarną dziurę z ogromną prędkością 30% prędkości światła (ok. 100 000 km/s). Gaz prawie nie rotuje wokół czarnej dziury i jest wykrywany bardzo blisko niej, w odległości zaledwie 20-krotnie większej, niż jej rozmiar.

Obserwacja jest zgodna z ostatnimi pracami teoretycznymi. Ta praca pokazała, że pierścienie gazu mogą się oderwać i zderzać ze sobą, eliminując ich rotację i pozostawiając gaz, by spadł bezpośrednio w kierunku czarnej dziury.

Prof. Pounds powiedział: ”galaktyka, którą obserwowaliśmy przy użyciu XMM-Newton, posiada czarną dziurę o masie 40 mln Słońc, która jest bardzo jasna i najwyraźniej dobrze karmiona. Rzeczywiście, jakieś 15 lat temu wykryliśmy silny wiatr wskazujący, że czarna dziura była nadmiernie karmiona. Przez około dzień byliśmy w stanie śledzić obłok materii rozmiaru Ziemi, gdyż została ona pociągnięta w kierunku czarnej dziury, przyspieszając do ⅓ prędkości światła, zanim zostanie pochłonięta przez czarną dziurę.”

Kolejną implikacją nowego badania jest to, że „chaotyczna akrecja” z niewyrównanych dysków prawdopodobnie będzie powszechna w przypadku supermasywnych czarnych dziur. Takie czarne dziury wirowałyby dość wolno, będąc w stanie przyjąć znacznie więcej gazu i szybciej zwiększać masę, niż się powszechnie uważa, wyjaśniając, dlaczego czarne dziury, które powstały we wczesnym Wszechświecie szybko pozyskały bardzo dużo masy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej:
Royal Astronomical Society

Vega


Załączniki:
smbh-misaligned-disc.jpeg
smbh-misaligned-disc.jpeg [ 104.74 KiB | Przeglądany 224 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: 27 września 2018, 01:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Śledząc międzygwiezdny obiekt ‘Oumuamua do jego domu

Zespół astronomów kierowany przez Coryna Bailer-Jonesa z Instytutu Astronomii Maxa Plancka wykonał śledzenie wstecz międzygwiezdnego obiektu ‘Oumuamua do kilku gwiazd, które prawdopodobnie mogą być gwiazdami macierzystymi. Obiekt został odkryty pod koniec 2017 r. To wtedy astronomowie mogli po raz pierwszy obserwować obiekt odwiedzający Układ Słoneczny, który pochodzi z innego układu gwiazdowego. Bailer-Jones i jego koledzy wykorzystali dane z satelity Gaia, aby znaleźć cztery prawdopodobne gwiazdy, od których ‘Oumuamua mogła rozpocząć swoją długą podróż ponad milion lat temu.

Odkrycie obiektu międzygwiezdnego, znanego obecnie jako ‘Oumuamua, w październiku 2017 r. było premierą: po raz pierwszy astronomowie mogli gościć obiekt międzygwiezdny odwiedzający Układ Słoneczny. Niestety, odwiedzający został uchwycony dopiero przy wyjeździe, ale astronomowie nadal mogli używać teleskopów naziemnych i kosmicznych do pomiaru ruchu obiektu.

Teraz astronomowie zdołali odtworzyć ruch ‘Oumuamua wstecz i zdefiniować cztery gwiazdy kandydatki na to, od której pochodzi ten międzygwiezdny obiekt. W przeszłości już próbowano tego dokonać, ale nie znaleziono odpowiednich kandydatów.

We wcześniejszych badaniach brakowało kluczowego składnika: w czerwcu 2018 r. grupa kierowana przez astronoma z ESA Marco Micheli wykazała, że orbita ‘Oumuamua w Układzie Słonecznym nie jest taka, jak obiektu swobodnie spadającego, czyli poruszającego się wyłącznie pod wpływem grawitacji. Zamiast tego nastąpiło dodatkowe przyspieszenie, gdy obiekt znajdował się blisko Słońca. Prawdopodobne wytłumaczenie jest takie, że ‘Oumuamua wykazuje pewne podobieństwo do komety – z lodem, który, gdy jest dostatecznie rozgrzany przez Słońce, wytwarza gaz, co powoduje przyspieszenie obiektu źródłowego niczym niezwykle słaby silnik rakietowy. Chociaż słabe – nie było widoczne na obrazach, jak ma to miejsce w przypadku komet bliskich Słońcu – jest zbyt duże, by można je było pominąć podczas śledzenia wstecz orbity.

Nowe badanie przeprowadzone przez Bailer-Jonesa i jego kolegów bierze pod uwagę to, jak orbita ‘Oumuamua uległa zmianie, kiedy przeszła blisko Słońca, co pozwala astronomom dokładnie oszacować kierunek, z którego obiekt przybył, a także prędkość, z jaką wszedł do Układu Słonecznego.

Co jednak z gwiazdami mijanymi przez ‘Oumuamua po drodze do Układu Słonecznego wraz z ich połączoną grawitacją, która wpłynęła na trajektorię obiektu? W tej części rekonstrukcji Bailer-Jones wykorzystał skarbnicę danych, którą misja Gaia opublikowała w kwietniu – Gaia’s Data Release 2 (DR2). Jako lider jednej z grup odpowiedzialnych za przygotowanie danych Gaia do użytku przez społeczność naukową, Bailer-Jones bardzo dobrze zna ten konkretny zestaw danych. W szczególności DR2 zawiera dokładne informacje na temat pozycji, ruchu na niebie i paralaksy dla 1,3 mld gwiazd. Dla siedmiu milionów z nich znana jest również informacja o prędkości radialnej gwiazdy, czyli jej ruchu w kierunku bezpośrednio do nas lub od nas. Korzystając z astronomicznej bazy danych Simbad, astronomowie uwzględnili kolejne 220 000 gwiazd w swoich badaniach, dla których prędkość radialna jest dostępna tylko z bazy Simbad.

Następnie astronomowie spojrzeli na przybliżoną drogę wstecz: uproszczony scenariusz, w którym zarówno ‘Oumuamua, jak i wszystkie gwiazdy poruszają się po liniach prostych ze stałą prędkością. Z tego scenariusza wybrali około 4500 gwiazd, które były obiecującymi kandydatami do bliższego spotkania z ‘Oumuamua. Potem nastąpił kolejny krok: śledzenie przeszłych ruchów tych kandydatów i ‘Oumuamua, używając wygładzonej wersji grawitacyjnego wpływu całej materii w naszej macierzystej galaktyce.

Różne badania sugerowały już, że ‘Oumuamua została wyrzucona z układu planetarnego gwiazdy macierzystej podczas fazy formowania się planety, kiedy wokół niej unosiło się wiele małych obiektów (planetozymali), które oddziałują z planetami olbrzymami w tym układzie. Gwiazda macierzysta obiektu ma prawdopodobnie dwie kluczowe właściwości: śledzenie wstecz orbity ‘Oumuamua prowadzi bezpośrednio z powrotem do, lub przynajmniej bardzo blisko, tej gwiazdy. Ponadto prędkość względna ‘Oumuamua i jej gwiazdy macierzystej może być stosunkowo powolna – obiekty zazwyczaj nie są wyrzucane ze swoich macierzystych układów z dużymi prędkościami.

Bailer-Jones i jego koledzy znaleźli cztery gwiazdy, które są potencjalnymi kandydatami na rodzimy świat ‘Oumuamua. Wszystkie cztery są karłami. Najbardziej zbliżonym do ‘Oumuamua jest czerwony karzeł HIP 3757, z którym obiekt spotkał się około milion lat temu. Biorąc pod uwagę przypadkowości, które nie zostały uwzględnione w tej rekonstrukcji, znajduje się wystarczająco blisko, by ‘Oumuamua mogła pochodzić z jego układu planetarnego (jeżeli gwiazda takowy posiada). Jednak stosunkowo duża prędkość względna (ok. 25 km/s) sprawia, że jest mniej prawdopodobne, by był to dom Oumuamua.

Kolejny kandydat, HD 292249 jest podobny do naszego Słońca, był znacznie mniej zbliżony do trajektorii obiektu 3,8 mln lat temu, ale posiada mniejszą prędkość względną – 10 km/s. Dwóch dodatkowych kandydatów spotkało się z ‘Oumuamua odpowiednio 1,1 oraz 6,3 mln lat temu, przy średnich prędkościach i odległościach. Gwiazdy te zostały wcześniej skatalogowane przez inne przeglądy, ale niewiele o nich wiadomo.

Aby wyrzucić ‘Oumuamua z obserwowanymi prędkościami, macierzysty układ musiałby posiadać planetę, która mogłaby wystrzelić ‘Oumuamua w głąb przestrzeni kosmicznej. Jak dotąd żadna taka planeta nie została wykryta wokół tych gwiazd – ale ponieważ żadna z gwiazd nie została zbadana pod kątem posiadania planet, może się to zmienić w przyszłości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPIA

Vega


Załączniki:
Oumuamua.jpg
Oumuamua.jpg [ 84.13 KiB | Przeglądany 155 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: 27 września 2018, 17:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Pochodzenie gwiezdnych gejzerów odkryte w symulacjach 3D

Jak sugerują symulacje, potężne erupcje jednych z największych, najjaśniejszych gwiazd we Wszechświecie są rezultatem skupisk materii bogatej w hel, które są wystrzeliwane w przestrzeń kosmiczną przez intensywne promieniowanie gwiazdy.

Astronomowie w końcu znaleźli wytłumaczenie gwałtownych zmian nastroju niektórych największych, najjaśniejszych i najrzadszych gwiazd we Wszechświecie.

Jasne, błękitne gwiazdy zmienne wybuchają okresowo w oszałamiającej eksplozji zwanej „gwiezdnymi gejzerami”. Te potężne erupcje wyrzucają w przestrzeń kosmiczną w ciągu kilku dni ilość materii mieszczącą się w przeciętnych rozmiarów planecie. Powód tej niestabilności od dziesięcioleci pozostawał zagadką.

Obecnie nowe symulacje 3D przeprowadzone przez zespół astrofizyków sugerują, że burzliwy ruch w zewnętrznych warstwach masywnej gwiazdy tworzy gęste skupiska materii gwiazdowej. Skupiska te przyjmują intensywne promieniowanie gwiazdy niczym żagle słoneczne, co prowadzi do wyrzucania materii w kosmos. Po wyrzuceniu wystarczającej ilości masy, gwiazda uspokaja się do momentu ponownego odtworzenia zewnętrznej warstwy, kiedy to cykl rozpoczyna się od nowa.

Rozpoznanie przyczyn gwiezdnych gejzerów jest znaczące, ponieważ prawdopodobnie wszystkie ekstremalnie masywne gwiazdy spędzają większość swojego życia jako jasne, błękitne gwiazdy zmienne.

Odkrycie to stanowi ważny krok na drodze do zrozumienia życia i śmierci największych gwiazd we Wszechświecie. Owe masywne gwiazdy, pomimo ich niewielkiej liczby, w dużej mierze determinują ewolucję galaktyk poprzez swoje wiatry gwiazdowe i eksplozje w postaci supernowych. A gdy umierają, pozostawiają po sobie czarne dziury.

Jasne, błękitne zmienne (LBV) są niezwykle rzadkie, a tylko kilkanaście z nich znajduje się w Drodze Mlecznej. Te olbrzymie gwiazdy mogą przekroczyć 100-krotność masy Słońca, co zbliża je do teoretycznej granicy maksymalnej masy gwiazdy. LBV emitują wyjątkowo dużo promieniowania: najjaśniejsze z nich świecą ponad milion razy jaśniej, niż Słońce.

Przepychanki między ekstremalną grawitacją wciągającą materię oraz intensywnym promieniowaniem, które chce ją wypchnąć są odpowiedzialne za rozbłyski LBV. Absorpcja fotonu przez atom wymaga, aby wokół jądra atomowego krążyły elektrony. W najgłębszych, najgorętszych warstwach gwiazdy materia zachowuje się jak plazma, w której elektrony nie są związane z atomami. W chłodniejszych warstwach zewnętrznych, elektrony ponownie łączą się z atomami i mogą pochłaniać fotony promieniowania.

Proponowane wcześniej wyjaśnienia rozbłysków przewidywały, że pierwiastki takie jak hel w zewnętrznych warstwach gwiazdy mogą wchłonąć wystarczającą ilość fotonów, aby pokonać grawitację i odlecieć w przestrzeń kosmiczną w trakcie rozbłysków. Ale proste, jednowymiarowe obliczenia nie wspierały tej hipotezy: zewnętrzne warstwy okazywały się niewystarczająco gęste, aby pochłonąć wystarczająco dużo promieniowania do pokonania grawitacji.

Te proste obliczenia nie oddawały pełnego obrazu złożonej dynamiki wewnętrznej kolosalnej gwiazdy. Matteo Cantiello z Center for Computational Astrophysics we Flatiron Institute w Nowym Jorku oraz Yan-Fei Jiang z Instytutu Fizyki Teoretycznej na Uniwersytecie Kalifornijskim w Santa Barbara wraz ze współpracownikami, przyjęli bardziej realistyczne podejście. Naukowcy stworzyli szczegółową, trójwymiarową symulację komputerową tego, jak materia, ciepło i promieniowanie przepływają i oddziałują w potężnych gwiazdach. Obliczenia wymagały ponad 60 mln godzin pracy na zwykłym procesorze komputerowym.

W symulacji średnia gęstość zewnętrznych warstw była zbyt niska, aby materia mogła uciec w przestrzeń kosmiczną – tak, jak to przewidywały obliczenia jednowymiarowe. Jednak nowe obliczenia wykazały, że konwekcja i mieszanie w warstwach zewnętrznych spowodowały, że w niektórych regionach gęstość była wyższa, niż w innych, a znajdujące się w nich nieprzejrzyste zagęszczenia przechwytywały wystarczająco dużo promieniowania, aby uciec w kosmos wskutek ciśnienia wywieranego przez gwiazdy. Takie erupcje trwają od kilku dni do kilku tygodni, w czasie których gwiazda się burzy, a jej jasność zmienia. Zespół szacuje, że takie gwiazdy mogą wyrzucać około 10 mld mln ton metrycznych materii rocznie, co stanowi dwie masy Ziemi.

Naukowcy planują poprawić dokładność swoich symulacji, włączając do nich inne efekty, takie jak rotacja gwiazdy, która może sprawić, że materia będzie łatwiej wyrzucana w kosmos w pobliżu szybko rotującego równika gwiazdy, niż bliżej niemal nieruchomych biegunów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Simons Foundation

Vega


Załączniki:
mass_frame_3540.jpg
mass_frame_3540.jpg [ 120.54 KiB | Przeglądany 150 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: 28 września 2018, 17:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Krajobraz galaktyczny gromady Abell 2142

Astronomowie wykorzystali dane z kosmicznego teleskopu Chandra, do wykonania dramatycznego zdjęcia ogromnego ogona gorącego gazu rozciągającego się na ponad milion lat świetlnych za grupą galaktyk, który opada w głąb jeszcze większej gromady galaktyk. Odkrycia takie pozwalają astronomom poznać środowisko i warunki, w których ewoluują największe struktury Wszechświata.

Gromady galaktyk są największymi strukturami we Wszechświecie, utrzymywanymi razem dzięki grawitacji. Podczas, gdy gromady galaktyk mogą zawierać setki lub nawet tysiące pojedynczych galaktyk, ogromna część masy gromady pochodzi z gorącego gazu, który emituje promieniowanie X i niewidoczną ciemną materię. Jak to się stało, że są one tak ogromne?

To zdjęcie przedstawia jedną z możliwości: przechwytywanie galaktyk przez niezwykle silną grawitację gromady galaktyk. W lewym panelu przedstawiono szerokokątny widok na gromadę Abell 2142, która zawiera setki galaktyk osadzonych w gazie o temperaturze milionów stopni, widziane przez Chandra (kolor fioletowy). Centrum gromady galaktyk znajduje się w środku fioletowej emisji, w dolnej części zdjęcia. Widać tutaj tylko najgęstszy gorący gaz, co oznacza, że rzadszy gaz znajduje się dalej od centrum gromady i nie jest przedstawiony na tym obrazie. Na zdjęcie z Chandra zostało nałożone zdjęcie optyczne wykonane w ramach przeglądu Sloan Digital Sky Survey (kolory: czerwony, zielony, niebieski).

Jasny rentgenowski ogon znajdujący się w lewej części zdjęcia skierowany jest wprost na Abell 2142. Prawy panel zawiera zbliżenie na ten ogon. Grupa galaktyk zawierająca cztery jasne galaktyki znajduje się w pobliżu „głowy”, podczas gdy „ogon” rozciąga się w kierunku lewego, górnego rogu zdjęcia. Grupy galaktyk zawierają kilkadziesiąt galaktyk, w przeciwieństwie do znacznie liczniejszych gromad galaktyk. Kierunek ogona i ostra krawędź gorącego gazu prowadzącego wokół grupy galaktyk wskazują, że opada ona prawie bezpośrednio w kierunku centrum Abell 2142. Zbliżenie na cztery jasne galaktyki G1, G3, G4 i G5 przedstawiono w zakresie rentgenowskim i optycznym. Galaktyka G2 jest obiektem tła a nie członkiem tej grupy galaktyk.

Gdy grupa galaktyk opada w kierunku Abell 2142, podąża za nią część gorącego gazu. Oderwany gaz przyjmuje kształt prostego i stosunkowo wąskiego ogona, który rozciąga się na około 800 000 lat świetlnych. Kształt ogona sugeruje, że otaczające go pola magnetyczne zachowują się jak osłona, utrzymując ten sam kształt. W odległości miliona lat świetlnych ogon staje się nieregularny, co może oznaczać, że zakłócenia gorącego gazu są silniejsze w tym obszarze i silniejsze od działania osłony z pola magnetycznego.

Dolna część ogona świeci jaśniej, niż górna. Może to być spowodowane asymetrią gorącego gazu w grupie galaktyk. Ta asymetria może wynikać z rozbłysku, który byłby wygenerowany przez supermasywną czarną dziurę znajdującą się w jednej z galaktyk w grupie, albo też z procesu łączenia się galaktyk w grupie. Takie zdarzenia mogą powodować, że w niektórych częściach grupy galaktyk gaz ulega łatwiejszemu oderwaniu, niż w innych.

Nowe dane z Chandra potwierdzają również, że dwie z czterech jasnych galaktyk w grupie, G3 i G4, posiadają szybko rosnące, supermasywne czarne dziury. Oba źródła promieniowania X nakładają się na siebie na zdjęciu z Chandra.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
a2142.jpg
a2142.jpg [ 214.42 KiB | Przeglądany 145 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: 29 września 2018, 17:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 789
Oddział PTMA: Kraków
Czworo nowych sąsiadów Drogi Mlecznej

Bardzo słabe, galaktyki karłowate są najmniejszymi, najbardziej zdominowanymi przez ciemną materię i najmniej wzbogaconymi chemicznie układami gwiazd we Wszechświecie. Są również ważnym celem do zrozumienia ciemnej materii oraz procesu tworzenia się galaktyk. Stanowią większość spośród galaktyk we Wszechświecie. Co więcej, galaktyki karłowate wokół Drogi Mlecznej dostarczają istotnych danych empirycznych do weryfikacji scenariuszy tworzenia się naszej własnej galaktyki. Obecnie znanych jest około 60 galaktyk karłowatych związanych z Drogą Mleczną w odległości mniejszej, niż milion lat świetlnych. Galaktyka Andromedy, nasza najbliższa duża spiralna sąsiadka, jest odległa o 2,5 mln lat świetlnych.

W ciągu ostatnich kilku lat odkryto wiele nowych galaktyk satelitarnych Drogi Mlecznej, ale niektóre zostały zakwestionowane dzięki kampanii bardziej czułego obrazowania. Astronom CfA Nelson Caldwell był członkiem zespołu, który użył teleskopu Magellan Clay i urządzenia Megacam do uzyskania obrazów czterech pobliskich galaktyk karłowatych, które są prawie 16 razy słabsze, niż wcześniej mierzone. Obrazy pokazują nowe gwiazdy i inne obiekty, w tym rozbudowane struktury. Umożliwiły astronomom dokonanie przeglądu kluczowych parametrów tych galaktyk.

Jedna z galaktyk karłowatych, Strzelec II, o masie gazowej zaledwie 1300 Słońc, jest niezwykła, ponieważ ma niewielki rozmiar nawet, jak na obiekt tego typu a ze względu na swoją jasność może być uznana za najbardziej rozciągniętą gromadę kulistą. Kolejna, Reticulum II, jest najbardziej wydłużoną galaktyką karłowatą. Trzecia z nich to Tucana III, wydaje się być związana ze strumieniem materii wpływającym do Drogi Mlecznej i może być zakłócana przez pływy. Nowe czułe wyniki nie były w stanie dokonać pomiaru gazu w żadnym z obiektów, ale wyznaczyły nowe granice i pomogą astronomom w bardziej kompletnym spisie galaktyk należących do rodziny Drogi Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201839.jpg
su201839.jpg [ 71.97 KiB | Przeglądany 142 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: 300 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 11, 12, 13, 14, 15  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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