Dzisiaj jest 10 grudnia 2019, 23:58

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 541 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 17, 18, 19, 20, 21, 22, 23 ... 28  Następna
Autor Wiadomość
Post: 27 lutego 2019, 19:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Ciemna materia może trafiać w odpowiednią nutę w małych galaktykach

Ciemna materia może się rozpraszać tylko wtedy, gdy osiągnie odpowiednią energię – informują naukowcy w nowym badaniu. Ich pomysł pomaga wyjaśnić, dlaczego galaktyki od tych najmniejszych po największe, mają kształty takie, jakie mają.

Ciemna materia jest tajemniczą i nieznaną formą materii, która obejmuje ponad 80% materii w dzisiejszym Wszechświecie. Jej natura nie jest znana, ale uważa się, że jest odpowiedzialna za tworzenie się gwiazd i galaktyk poprzez przyciąganie grawitacyjne, które doprowadziło do naszego istnienia.

Astronomowie już odkryli, że ciemna materia nie wydaje tak bardzo się zbierać razem w grupy, jak sugerują to symulacje. Jeżeli grawitacja jest jedyną siłą, która napędza ciemną materię, wtedy powinna ona stawać się bardzo gęsta w kierunku centrum galaktyki. Jednakże, szczególnie w małych, słabych galaktykach karłowatych, zwanych sferoidalnymi, ciemna materia nie wydaje się być tak gęsta w kierunku centrum, jak tego oczekiwano.

Jeden problem z tym pomysłem polega na tym, że ciemna materia zdaje się gromadzić w większych układach, takich jak gromady galaktyk. Międzynarodowy zespół naukowców opracował wyjaśnienie, które może pomóc rozwiązać tę zagadkę i ujawnić, czym jest ciemna materia.

Według zespołu takim wyjaśnieniem jest rezonans. Jednak naukowcy nie byli przekonani co do tego, że tak prosty pomysł wyjaśniłby poprawnie dane. „Po pierwsze byliśmy trochę sceptyczni, że pomysł ten wyjaśni dane obserwacyjne. Ale kiedy spróbowaliśmy, zadziałało!” – mówi kolumbijski badacz Camilo Garcia Cely z Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY) w Niemczech.

Zespół uważa, że nie jest przypadkiem, że ciemna materia może trafić dokładnie w odpowiednią nutę.

„Istnieje wiele innych układów w przyrodzie, które pokazują podobne przypadki: w gwiazdach cząsteczki alfa rezonują z berylem, który z kolei rezonuje z węglem, tworząc klocki, które dały początek życiu na Ziemi. Podobny proces zachodzi w przypadku cząsteczek subatomowych zwanych phi” – mówi Garcia Cely.

„Może być to również znak, że nasz świat ma więcej wymiarów, niż widzimy. Jeżeli cząsteczka porusza się w dodatkowych wymiarach, ma energię. Nam, niewidzącym dodatkowych wymiarów, wydaje się, że energia jest faktycznie masą, dzięki równaniu Einsteina E=mc^2. Być może niektóre cząsteczki poruszają się dwa razy szybciej, niż w dodatkowym wymiarze, dzięki czemu mają masę dwa razy taką, jak masa ciemnej materii” – mówi chiński fizyk Xiaoyong Chu z Austrian Academy of Sciences.

Kolejnym krokiem zespołu będzie znalezienie danych obserwacyjnych, które poprą tę teorię.

„Jeżeli jest to prawda, to przyszłe i bardziej szczegółowe obserwacje różnych galaktyk ujawnią, że rozpraszanie ciemnej materii w rzeczywistości zależy od jej prędkości” – mówi Hitoshi Murayama, autor pracy, prof. Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley oraz Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe Principal Investigator i jednocześnie lider oddzielnej, międzynarodowej grupy, która zamierza to zrobić, wykorzystując niedokończony jeszcze Prime Focus Spectrograph. Instrument zostanie zamontowany na teleskopie Subaru na Mauna Kea na Hawajach i będzie zdolny do pomiaru prędkości tysięcy gwiazd w karłowatych galaktyka sferoidalnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Tokio

Vega


Załączniki:
201902-3.jpg
201902-3.jpg [ 162.56 KiB | Przeglądany 1274 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: 28 lutego 2019, 18:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
ALMA rozróżnia dwa niezależne strumienie gazu pochodzące od pojedynczej gwiazdy

Astronomowie ujawnili enigmatyczne pochodzenie dwóch różnych strumieni gazu od jednej gwiazdy niemowlęcej. Korzystając z ALMA odkryli, że powolny wypływ i szybki strumień z protogwiazdy mają niedostosowane osie i że pierwszy został wyrzucony wcześniej, niż drugi. Początki tych dwóch przepływów były tajemnicą, ale te obserwacje dostarczają sygnałów, że strumienie wystartowały z różnych części dysku wokół protogwiazdy.

Gwiazdy we Wszechświecie mają szeroki zakres mas, od setek Słońc do mniej niż 1/10 masy Słońca. Aby zrozumieć pochodzenie tej różnorodności, astronomowie badają proces formowania się gwiazd, czyli zbiór kosmicznego gazu i pyłu.

Dziecięce gwiazdy zbierają gaz swoim przyciąganiem grawitacyjnym, jednak część materii jest wyrzucana przez protogwiazdy. Ta wyrzucona materia tworzy gwiezdny płacz narodzin, który dostarcza wskazówek do zrozumienia procesu gromadzenia masy.

Yuko Matsushita, absolwentka Kyushu University i jej zespół wykorzystali ALMA do obserwacji szczegółowej struktury krzyku narodzin od gwiezdnego dziecka MMS5/OMC-3 i odkrył dwa różne przepływy gazu: wolny wypływ i szybki dżet. Znanych jest kilka przykładów z dwoma przepływami widzianymi na falach radiowych, ale MMS5/OMC-3 jest wyjątkowa.

„Mierząc dopplerowskie przesunięcie fal radiowych możemy oszacować prędkość i czas trwania przepływów gazu. Odkryliśmy, że strumień i odpływ wystartowały odpowiednio 500 i 1300 lat temu. Te strumienie gazu są dość młode” – powiedziała Matsushita.

Co ciekawsze, zespół odkrył, że osie obu przepływów są niewyrównane o 17o. Oś przepływów może być zmienna w dłuższych okresach ze względu na precesję gwiazdy centralnej. Ale w tym przypadku, biorąc pod uwagę skrajną młodość strumieni gazu, naukowcy doszli do wniosku, że niewspółosiowość nie wynika z precesji, ale jest związana z procesem wystrzeliwania.

Istnieją dwa konkurencyjne modele mechanizmu powstawania wypływów i dżetów protogwiazdowych. Niektórzy badacze zakładają, że dwa strumienie powstają niezależnie w różnych częściach gazowego dysku wokół centralnej młodej gwiazdy, podczas gdy inni proponują, że rozmieszczony strumień jest formowany jako pierwszy, następnie porywa otaczającą materię, tworząc wolniejszy wypływ. Pomimo obszernych badań astronomowie nie doszli jeszcze do rozstrzygającej odpowiedzi.

Niewspółosiowość w dwóch przepływach może wystąpić w „modelu niezależnym”, ale jest trudna w „modelu porywania”. Ponadto zespół odkrył, że odpływ został wyrzucony znacznie wcześniej niż dżet. To wyraźnie popiera „model niezależny”.

„Obserwacja dobrze pasuje do moich wyników” – mówi Masahiro Machida, profesor Uniwersytetu Kyushu. Dziesięć lat temu wykonał pionierskie badania symulacyjne za pomocą superkomputera obsługiwanego przez National Astronomical Observatory of Japan. W symulacji wypływ szerokokątny jest wyrzucany z zewnętrznego obszaru gazowego dysku wokół protogwiazdy, podczas gdy skolimowany strumień jest wyrzucany niezależnie z wewnętrznego obszaru dysku. Machida kontynuuje: „Obserwowana niewspółosiowość między dwoma strumieniami gazu może wskazywać, że dysk wokół protogwiazdy jest wypaczony.”

„Wysoka czułość i rozdzielczość kątowa ALMA pozwolą nam znaleźć coraz więcej młodych, energetycznych układów odpływowo-strumieniowych, takich jak MMS5/OMC-3. Dostarczą wskazówek, jak rozumieć mechanizmy napędowe odpływów i dżetów. Ponadto badanie takich obiektów powie nam również, w jaki sposób procesy wzrostu masy i wyrzutu działają na najwcześniejszym etapie powstawania gwiazd” – powiedziała Satoko Takahashi, astronom z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego w Japonii oraz współautorka artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
rS5Bt8jd.jpg
rS5Bt8jd.jpg [ 15.28 KiB | Przeglądany 1272 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: 01 marca 2019, 19:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Znaleziono ukrywającą się czarną dziurę

Astronomowie wykryli potajemną czarną dziurę dzięki jej wpływowi na międzygwiezdny obłok gazu. Ta czarna dziura o masie pośredniej jest jedną z ponad 100 mln cichych czarnych dziur, które prawdopodobnie czają się w naszej galaktyce. Wyniki te stanowią nową metodę wyszukiwania innych, ukrytych czarnych dziur i pomagają nam zrozumieć ich rozwój i ewolucję.

Czarne dziury są obiektami o tak silnej grawitacji, że wszystko, łącznie ze światłem jest zasysane i nie może stamtąd uciec. Ponieważ czarne dziury nie emitują światła, astronomowie muszą wnioskować ich istnienie z efektów, jakie ich grawitacja wywołuje na inne obiekty. Czarne dziury mają masy od 5 mas Słońca po miliony Słońc (supermasywne czarne dziury). Astronomowie uważają, że małe czarne dziury łączą się i stopniowo rosną w duże, ale nikt nigdy nie odkrył tych o masie pośredniej – setki do tysięcy mas Słońca.

Zespół badawczy prowadzony przez Shunya Takekawę w Narodowym Obserwatorium Astronomicznym w Japonii zauważył HCN-0.009-0.044, obłok gazu poruszający się dziwnie blisko centrum Galaktyki, 25 000 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Strzelca. Wykorzystali ALMA do wykonania obserwacji obłoku w wysokiej rozdzielczości i odkryli, że wiruje wokół niewidzialnego, masywnego obiektu.

Takekawa wyjaśnia: „Szczegółowe analizy kinematyczne wykazały, że olbrzymia masa, 30 000 razy większa od Słońca, została skupiona w regionie znacznie mniejszym, niż Układ Słoneczny. To i brak jakiegokolwiek obserwowanego obiektu w tym miejscu silnie sugeruje czarną dziurę o masie pośredniej. Analizując inne anormalne obłoki, mamy nadzieję ujawnić inne ciche czarne dziury.”

Tomoharu Oka, profesor Keio University i kierownik zespołu, dodaje: „Znaczące jest to, że ta czarna dziura o masie pośredniej została znaleziona zaledwie 20 lat świetlnych od supermasywnej czarnej dziury w centrum Galaktyki. W przyszłości wpadnie ona do supermasywnej czarnej dziury, podobnie jak ma to miejsce w przypadku gazu. To wspiera model łączących się czarnych dziur.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
20190212_Takekawa_fig.jpg
20190212_Takekawa_fig.jpg [ 453.43 KiB | Przeglądany 1270 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: 02 marca 2019, 17:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Wygnana planeta połączona z gwiezdnym przelotem 3 miliony lat temu

Niektóre z osobliwych aspektów naszego Układu Słonecznego – otaczający go obłok komet, planet karłowatych na dziwnych orbitach i, jeżeli rzeczywiście istnieje, przypuszczalna dziewiąta planeta, daleko od Słońca – zostały powiązane z bliskim przejściem innej gwiazdy w naszym układzie niemowlęcym, która rozrzuciła wszystko bezładnie.

Ale czy gwiezdne przeloty na prawdę potrafią trącać planety, komety i asteroidy, zmieniając całe układy planetarne? Astronomowie z UC Berkeley i Uniwersytetu Stanforda uważają, że znaleźli tego oznaki.

Planeta okrążająca młodą gwiazdę podwójną mogła ulec zakłóceniu przez inną parę gwiazd, która prześlizgnęła się zbyt blisko układu między 2 a 3 mln lat temu, wkrótce po tym, jak planeta uformowała się z wirującego dysku gazu i pyłu.

Jeżeli zostanie to potwierdzone, wzmocni argumenty, że bliskie zaginione gwiazdy pomagają rzeźbić układy planetarne i mogą decydować o tym, czy będą one posiadać stabilne orbity.

„Jedną z tajemnic wynikających z badania planet pozasłonecznych jest to, że widzimy układy, w których planety nie są ustawione w jednej płaszczyźnie, mimo, że rodzą się w płaskim, kulistym dysku. Może kosmiczne tsunami uderzyło w te układy i przestawiło wszystkie jego składniki, ale nie mieliśmy na to dowodów. Nasza praca dostarcza rzadkich dowodów obserwacyjnych na jeden z tych przelotów, które delikatnie wpływają na jeden z układów planetarnych w Galaktyce” – mówi Paul Kalas, adiunkt UC Berkeley, profesor astronomii.

Astronomowie już szukają śladu gwiezdnego przelotu w przeszłości naszego Układu Słonecznego, ale jeżeli nastąpiło to 4,6 mld lat temu, większość dowodów przepadła. Układ gwiezdny, który badali astronomowie, zidentyfikowany jedynie numerem HD 106906, znajduje się w odległości zaledwie 300 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Krzyża Południa i jest bardzo młody, ma tylko około 15 mln lat.

Kalas, który bada młode, nowo utworzone układy planetarne, aby spróbować zrozumieć, co działo się we wczesnych latach Układu Słonecznego, najpierw skupił się na HD 106906 w 2015 roku, po tym, jak odkryto, że posiada masywną planetę na bardzo niezwykłej orbicie. Planeta, nazwana HD 106906 b, ma masę około 11 Jowiszy i krąży wokół HD 106906 – ostatnio odkryto, że jest gwiazdą podwójną – po orbicie nachylonej pod kątem ok. 21 stopni do płaszczyzny dysku, która zawiera całą pozostałą materię dookoła gwiazdy. Jej obecna odległość od gwiazdy to co najmniej 738 razy dalej, niż w przypadku układu Ziemia-Słońce, czyli ok. 18 dalej, niż Pluton od Słońca.

Kalas wykorzystał zarówno Gemini Planet Imager na teleskopie Gemini w chilijskich Andach, jak i Kosmiczny Teleskop Hubble’a, aby przyjrzeć się z bliska HD 106906 i odkrył, że gwiazda ma również nachylony pas komet. Dziwna orbita planety i fakt, że sam dysk pyłowy jest asymetryczny, wskazywały, że coś zakłóciło młody układ.

Kalas i jego koledzy zaproponowali, że planeta została wyrzucona ze swojego układu słonecznego przez interakcję z inną, jeszcze niewidoczną planetą w układzie, lub przez przelatującą w pobliżu gwiazdę. Astronomowie wierzą, że stało się tak: planeta została wyrzucona na ekscentryczną orbitę, gdy niebezpiecznie zbliżyła się do centralnej gwiazdy podwójnej – scenariusz zaproponowany w 2017 r. przez Laetitia Rodet i jej współpracowników z Obserwatorium Grenoble we Francji. Powtarzające się grawitacyjne kopnięcia z układu podwójnego szybko wyrzuciłyby planetę w przestrzeń międzygwiazdową, ale przechodzące w pobliżu gwiazdy uratowały planetę, popychając jej orbitę na bezpieczniejszą odległość od gwiazdy podwójnej.

Obserwatorium kosmiczne Gaia przekazało im dane potrzebne do przetestowania ich hipotezy. Gaia wykonuje precyzyjne pomiary odległości, pozycji i ruchu dla 1,3 mld gwiazd Drogi Mlecznej, do katalogu 100 000 razy większego, niż jego poprzednik, Hipparcos.

Kalas i De Rosa zebrali informacje Gaia na temat 461 gwiazd w tej samej gromadzie, co HD 106906, obliczyli ich pozycje wstecz w czasie i odkryli, że inny układ podwójny zbliżył się do niej 3 mln lat temu wystarczająco, aby zmienić układ planetarny.

Astronomowie odkryli również, że gwiazda podwójna podeszła na trajektorii, która znajdowała się w odległości około 5 stopni od dysku układu, co jeszcze bardziej prawdopodobne, że spotkanie miało silny i trwały wpływ na HD 106906.

Takie podwójne kopnięcia mogą być ważne dla stabilizacji planet, asteroid i komet wokół gwiazd, powiedział Kalas.

„Badanie układu planetarnego HD 106906 przypomina cofanie się w czasie, aby obserwować Obłok Oorta, który tworzy się wokół naszego młodego Słońca. Nasze własne gazowe olbrzymy kopały grawitacyjnie niezliczone komety na duże odległości. Wiele z nich zostało całkowicie odrzuconych, stając się obiektami międzygwiezdnymi, takimi jak Oumuamua, ale na inne wpływ miały przechodzące w pobliżu gwiazdy. Ten drugi wykop wywołany przez przejście gwiazdy może odłączyć orbitę komety od dalszych spotkań z planetami, oszczędzając jej przed perspektywą wyrzucenia. Ten łańcuch wydarzeń zachował przez miliardy lat najbardziej pierwotną materię Układu Słonecznego w głębokim zamrożeniu z dala od Słońca” – dodaje Kalas.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Berkeley

Vega


Załączniki:
binarystarflyby750.gif
binarystarflyby750.gif [ 242.43 KiB | Przeglądany 1267 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 marca 2019, 17:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Wykryto obfitą ilość soli wokół młodej gwiazdy

Nowe obserwacje ALMA pokazują, że istnieje sól kuchenna w niecodziennym miejscu: 1500 lat świetlnych od Ziemi w dysku otaczającym młodą gwiazdę. Chociaż sole znaleziono w atmosferach starych, umierających gwiazd, po raz pierwszy zaobserwowano je przy młodych gwiazdach, w gwiezdnych żłobkach. Wykrycie tego skropionego solą dysku może pomóc astronomom w badaniu chemii powstawania gwiazd, a także w identyfikowaniu innych, podobnych protogwiazd ukrytych w gęstych kokonach pyłu i gazu.

Zespół astronomów i chemików korzystający z ALMA wykrył chemiczne odciski palców chlorku sodu (NaCl) i innych podobnych związków solnych pochodzących z dysku pyłowego otaczającego Orion Source I, młodą gwiazdę w obłoku pyłowym znajdującym się za Mgławicą Oriona.

„To niesamowite, że w ogóle widzimy te molekuły. Od kiedy tylko zobaczyliśmy te związki w zrzucanych zewnętrznych warstwach umierających gwiazd, nie wiedzieliśmy dokładnie, co oznacza nasze nowe odkrycie. Natura odkrycia pokazuje jednak, że otoczenie tej gwiazdy jest bardzo nietypowe” – mówi Adam Ginsburg z National Radio Astronomy Observatory (NRAO) w Socorro w stanie Nowy Meksyk, a także główny autor artykułu.

Aby wykryć cząsteczki w kosmosie, astronomowie wykorzystują radioteleskopy do wyszukiwania ich chemicznych sygnatur – charakterystycznych skoków w rozproszonych widmach fal radiowych i milimetrowych. Atomy i cząsteczki emitują te sygnały na kilka sposobów, w zależności od temperatury otoczenia.

Nowe obserwacje ALMA zawierają szereg sygnatur spektralnych tych samych cząsteczek. Aby stworzyć tak silne i zróżnicowane odciski molekularne, różnice temperatur, w których znajdują się cząsteczki, muszą być ekstremalne, sięgające od 100 do 4500 K (od -175 do 3700 st. Celsjusza). Dogłębne badanie tych skoków widmowych może dostarczyć wglądu w to, w jaki sposób gwiazda ogrzewa dysk, co również byłoby przydatną miarą jasności gwiazdy.

„Kiedy patrzymy na informacje dostarczone przez ALMA, widzimy ok. 60 różnych unikalnych odcisków palców cząsteczek, takich jak chlorek sodu i chlorek potasu pochodzących z dysku. To szokujące i ekscytujące” – powiedział Brett McGuire, chemik z NRAO i współautor artykułu.

Naukowcy spekulują, że sole pochodzą z ziaren pyłu, które zderzyły się i rozsypały swoją zawartość na otaczający dysk. Ich obserwacje potwierdzają, że słone regiony oznaczają położenie dysku okołogwiazdowego.

„Zwykle, gdy badamy w ten sposób protogwiazdy, sygnały z dysku i wypływy z gwiazd zostają zmieszane, co utrudnia nam odróżnienie jednego od drugiego. Ponieważ teraz możemy wyizolować tylko dysk, mamy możliwość dowiedzieć się, jak się porusza i jaką ma masę. Może nam także dostarczyć nowych informacji na temat gwiazdy” – powiedział Ginsburg.

Wykrycie soli wokół młodej gwiazdy jest również interesujące dla astronomów i astrochemików, ponieważ niektóre składniki atomów soli – sód i potas – są metalami. Sugeruje to, że w środowisku tym mogą się znajdować inne cząsteczki zawierające metale. Jeżeli tak, może być możliwe zastosowanie podobnych obserwacji do pomiaru ilości metali w regionach gwiazdotwórczych. „Ten rodzaj badań nie jest obecnie dla nas dostępny. Wolno przepływające związki metali są na ogół niewidoczne dla radioastronomii” – zauważa McGuire.

Solne podpisy znaleziono w odległościach około 30 – 60 jednostek astronomicznych od gwiazd gospodarzy. Na podstawie swoich obserwacji astronomowie wywnioskowali, że może to być nawet jeden tryliard (1 z 21 zerami) kilogramów soli w tym regionie, który jest mniej więcej równoważny całej masie ziemskich oceanów.

„Naszym następnym krokiem w tym badaniu jest poszukiwanie soli i cząsteczek metali w innych regionach. Pomoże nam to zrozumieć, czy te chemiczne odciski palców są potężnym narzędziem do badania szerokiego zakresu dysków protoplanetarnych, czy też wykrycie to jest unikalne dla tego źródła. Patrząc w przyszłość, planowana następnej generacji VLA będzie miała odpowiednie połączenie czułości i zasięgu fal do badania tych cząsteczek i być może użyje ich jako znaczników dla dysków tworzących planety” – mówi Ginsburg.

Orion Source I uformował się w Obłoku Molekularnym Oriona, regionie wybuchowych narodzin gwiazd, obserwowanym wcześniej przez ALMA. „Gwiazda ta została wyrzucona z obłoku macierzystego z prędkością ok. 10 km/s około 550 lat temu. Możliwe jest, że stałe ziarenka soli zostały odparowane przez fale uderzeniowe, gdy gwiazda i jej dysk zostały gwałtownie przyspieszone przez bliskie spotkanie lub kolizję z inną gwiazdą. Okaże się, czy na wszystkich dyskach otaczających masywne protogwiazdy jest obecna solna para, czy też opary tego typu są śladami agresywnych zdarzeń, takich jak to obserwowane przez ALMA” – powiedział John Bally, astronom z University of Colorado i współautor artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
nrao19cb1_AI_V3_SD.jpg
nrao19cb1_AI_V3_SD.jpg [ 348.74 KiB | Przeglądany 1265 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 marca 2019, 20:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Przypadek nadmiernie nachylonych egzoplanet

Od blisko dekady astronomowie próbowali wyjaśnić, dlaczego tak wiele par planet pozasłonecznych ma dziwną konfigurację – ich orbity wydają się być odepchnięte przez potężny nieznany mechanizm. Naukowcy z Yale twierdzą, że znaleźli ewentualną odpowiedź, która sugeruje, że bieguny planet są silnie nachylone.

Odkrycie może mieć duży wpływ na to, jak naukowcy szacują strukturę, klimat i zdolność do zamieszkania egzoplanet, próbując zidentyfikować planety podobne do Ziemi.

Misja Kepler pokazała, że około 30% gwiazd jest podobnych do naszego słonecznego azylu – “Super-Ziem”. Ich rozmiary wahają się między Ziemią a Neptunem, mają prawie kołowe i współpłaszczyznowe orbity, a rok na nich trwa mniej, niż 100 dni. Co ciekawe, wiele z tych planet występuje w parach z orbitami leżącymi poza naturalnymi punktami stabilności.

„Kiedy planety takie jak te mają duże nachylenia osi, w przeciwieństwie do niewielkiego lub żadnego nachylenia, ich pływy są niezwykle efektywne w odprowadzaniu energii w ciepło na planetach. To gwałtowne pływowe rozpraszanie rozdziela orbity” – powiedziała jedna z autorek pracy, Millholland, absolwent Yale.

Podobna, ale nie identyczna sytuacja istnieje pomiędzy Ziemią i Księżycem. Orbita Księżyca powoli się zwiększa z powodu rozproszenia pływowego, ale i dzień na Ziemi stopniowo się wydłuża.

Laughlin, profesor astronomii w Yale powiedział, że istnieje bezpośredni związek między nadmiernym przechyłem tych egzoplanet a ich cechami fizycznymi. „Wpływa to na kilka ich cech fizycznych, takich jak klimat, pogoda i globalne cyrkulacje. Pory roku na planecie z dużym nachyleniem osiowym są znacznie bardziej ekstremalne, a ich wzorce pogodowe są prawdopodobnie niebanalne” – powiedział Laughlin.

Millholland powiedziała, że ona i Laughlin już rozpoczęli pracę nad kolejnym badaniem, które zbada, w jaki sposób struktury planet pozasłonecznych reagują z czasem na duże nachylenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Yale

Vega


Załączniki:
spinning_tops_in_orbits_v2.jpg
spinning_tops_in_orbits_v2.jpg [ 135.48 KiB | Przeglądany 1263 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: 05 marca 2019, 16:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto wiele nowych skrajnie rozproszonych galaktyk w gromadzie galaktyk

W ramach przygotowań do pracy nowego spektrografu WEAVE na 4,2-metrowym teleskopie Herschela, astronomowie pracują nad przeglądem głębokiego obrazowania aby zidentyfikować obiekty, które zostaną szczegółowo zbadane z WEAVE.

Galaktyki, podobnie jak nasza Droga Mleczna, mogą żyć w dużych grupach z wieloma innymi, w tak zwanych gromadach galaktyk. Skupiska takie zawierają mieszanki galaktyk o wielu różnych właściwościach, takich jak barwa, wiek, morfologia i jasność. Wśród tej szerokiej różnorodności istnieje oszałamiająca populacja dużych, ale niezwykle słabych galaktyk, zwanych „skrajnie rozproszonymi galaktykami”, a zrozumienie ich właściwości jest ważne, aby poznać, w jaki sposób środowisko galaktyk wpływa na ich ewolucję. Ponieważ są one tak słabe, łatwo ulegają zakłóceniu przez środowisko gromady, a zatem są idealnymi próbnikami do badania tego, co dzieje się z galaktykami w gęstym środowisku gromady.

Wykorzystując możliwości WFC na teleskopie Isaaka Newtona (INT) do eksploracji dużych obszarów nieba i wykrywania słabych skrajnie rozproszonych galaktyk (UDG – ultra-diffuse galaxies), współpracujący astronomowie z Holandii i Hiszpanii przeprowadzili badanie w celu szczegółowego prześledzenia tych galaktyk – przegląd galaktyk Kapteyn IAC WEAVE INT Clusters Survey (KIWICS).

Po zakończeniu, przegląd KIWICS będzie zawierać 48 wybranych gromad w promieniach X. Wyniki dla 8 gromad zostały opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Analizując ogólne właściwości około 500 nowo odkrytych UDG w różnych odległościach od centrów gromad, naukowcy odkryli szereg oznak efektów środowiskowych. Pierwszy był taki, że większe gromady wykazują brak UDG w swoich centrach. To dowód na to, że obecne tam ogromne siły grawitacyjne rozrywają te galaktyki.

Ponadto odkryli, że UDG z dala od centrum gromady są na ogół młodsze i mają mniej skoncentrowane rozkłady gwiazd, pokazując, że potencjał grawitacyjny gromady, który jest silniejszy blisko centrum gromady, zmienia strukturę galaktyk i usuwa gaz międzygwiazdowy, aby w centrach gromad nie powstawały nowe gwiazdy.

Dodatkowo widzą, że gdy UDG zbliżają się do centrów swoich gromad, ich morfologie są przekształcane z nieregularnych dysków na bardziej sferoidalne. W rzeczywistości, dla galaktyk karłowatych, które są podobne do UDG, ale o wiele mniejsze, obserwacje dają takie same wyniki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Issac Newton Group

Vega


Załączniki:
skymap_kiwics.jpg
skymap_kiwics.jpg [ 38.64 KiB | Przeglądany 1252 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 marca 2019, 20:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Zważenie wiatru galaktycznego dostarczy wskazówek o ewolucji galaktyk

Galaktyka Cygaro (M82) słynie z niezwykłej szybkości tworzenia nowych gwiazd, które rodzą się tam 10 razy szybciej, niż w Drodze Mlecznej. Teraz dane z SOFIA zostały wykorzystane do dalszego badania tej galaktyki, pokazując, jak materia wpływająca na ewolucję galaktyk może dostać się do przestrzeni międzygalaktycznej.

Naukowcy po raz pierwszy odkryli, że wiatr galaktyczny płynący ze środka galaktyki Cygaro (M82) jest wyrównywany wzdłuż pola magnetycznego i transportuje bardzo dużą masę gazu i pyłu – równoważną masie 50-60 mln. Słońc.

„Przestrzeń międzygalaktyczna nie jest pusta. Zawiera gaz i pył – które są materiałem siewnym dla gwiazd i galaktyk. Teraz lepiej rozumiemy, jak z biegiem czasu ta materia ucieka z wnętrza galaktyk” – mówi Enrique Lopez-Rodriguez z zespołu SOFIA.

Poza tym, że jest klasycznym przykładem galaktyki tworzącej niezwykłą liczbę nowych gwiazd w porównaniu z większością innych galaktyk, M82 ma także silne wiatry, które wnikają w przestrzeń międzygalaktyczną. Astronomowie już dawno byli przekonani, że wiatry te będą również przeciągać pole magnetyczne galaktyki w tym samym kierunku, ale pomimo licznych badań, nie było żadnych dowodów obserwacyjnych tego zjawiska.

Naukowcy wykorzystujący obserwatorium SOFIA odkryli definitywnie, że wiatr z M82 nie tylko przenosi ogromne ilości gazu i pyłu do ośrodka międzygalaktycznego, ale też przeciąga pole magnetyczne tak, aby było prostopadłe do dysku galaktycznego. W rzeczywistości wiatr ciągnie pole magnetyczne 2000 lat świetlnych – prawie tyle, co szerokość samego wiatru.

„Jednym z głównych celów tego badania było oszacowanie, jak skutecznie wiatr galaktyczny może rozciągać się wzdłuż pola magnetycznego. Nie spodziewaliśmy się znaleźć pola magnetycznego wyrównanego z wiatrem na tak dużym obszarze” – powiedział Lopez-Rodriguez.

Obserwacje te wskazują, że silne wiatry związane ze zjawiskiem gwiezdnego wybuchu mogą być jednym z mechanizmów odpowiedzialnych za rozsiewanie materii i wstrzyknięcie pola magnetycznego do pobliskiego ośrodka międzygalaktycznego. Gdyby podobne procesy miały miejsce we wczesnym Wszechświecie, wpłynęłyby na fundamentalną ewolucję pierwszych galaktyk.

Najnowszy instrument SOFIA, HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-Plus) wykorzystuje promieniowanie w dalekiej podczerwieni do obserwowania niebiańskich ziaren pyłu, które wyrównują się wzdłuż linii pola magnetycznego. Na podstawie tych wyników astronomowie mogą wywnioskować kształt i kierunek niewidocznego w inny sposób pola magnetycznego. Światło dalekiej podczerwieni dostarcza kluczowych informacji o polach magnetycznych, ponieważ sygnał jest czysty i nie jest zanieczyszczony przez emisje od innych mechanizmów fizycznych, takich jak rozproszone światło widzialne.

„Badanie międzygalaktycznych pól magnetycznych – i nauka o tym, jak ewoluują – jest kluczem do zrozumienia, jak galaktyki ewoluowały w historii Wszechświata. Dzięki urządzeniu HAWC+ na SOFIA mamy teraz nową perspektywę na te pola magnetyczne” – powiedział Terry Jones, emerytowany profesor na University of Minnesota w Minneapolis i główny badacz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
m82fig-vivid-cropped_final.jpg
m82fig-vivid-cropped_final.jpg [ 1.19 MiB | Przeglądany 1245 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: 08 marca 2019, 18:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Potwierdzono pierwszą egzoplanetę odkrytą przez Keplera 10 lat po starcie misji

Międzynarodowy zespół astronomów kierowany przez studentkę Ashley Chontos z University of Hawaii, ogłosił potwierdzenie pierwszej kandydatki na egzoplanetę, którą zidentyfikowała misja Kepler.

Wystrzelony prawie dokładnie 10 lat temu, Kosmiczny Teleskop Keplera, odkrył tysiące egzoplanet za pomocą metody tranzytów – małe spadki w jasności gwiazdy, gdy planety przechodzą przed gwiazdą. Ponieważ inne zjawiska mogą naśladować tranzyty, dane z Keplera ujawniają kandydatów na planety, ale konieczna jest dalsza analiza, aby potwierdzić je jako prawdziwe planety.

Pomimo tego, że była pierwszą kandydatką na planetę odkrytą przez Keplera, znana obecnie jako Kepler-1658 b miała trudną drogę do potwierdzenia. Wstępne oszacowanie wielkości gwiazdy macierzystej było nieprawidłowe, więc rozmiary zarówno gwiazdy jak i planety były znacznie zaniżone. Obiekt został odsunięty na bok, jako tzw. fałszywy pozytyw, gdyż liczby nie miały sensu dla efektów widzialnych na gwieździe dla ciała tej wielkości. Na szczęście pierwszy projekt naukowy Chontos, który skupiał się na ponownej analizie gwiazd Keplera, miał miejsce we właściwym czasie.

„Nasza nowa analiza wykorzystująca fale dźwiękowe rozprzestrzeniające się w gwieździe, obserwowane w danych z Keplera do scharakteryzowania gwiazdy macierzystej, wykazała, że gwiazda jest trzykrotnie większa, niż wcześniej sądzono, co oznacza, że planeta jest 3x większa, co pokazuje, że Kepler-1658 b jest w rzeczywistości gorącą planetą podobną do Jowisza” – powiedziała Chontos. Dzięki tej udoskonalonej analizie wszystko wskazywało na to, że obiekt rzeczywiście jest planetą, ale wciąż były potrzebne potwierdzenia z innych obserwacji.

„Zaalarmowaliśmy Dave'a Latham'a (starszego astronoma w Smithsonian Astrophysical Observatory i współautora artykułu), a on i jego zespół zebrali niezbędne dane spektroskopowe, aby jednoznacznie pokazać, że Kepler-1658 b jest planetą” – powiedział Dan Huber, autor i astronom z Uniwersytetu Hawajskiego.

Kepler-1658 jest o 50% masywniejsza i trzykrotnie większa, niż Słońce. Nowo potwierdzona planeta krąży w odległości zaledwie dwukrotnie większej od średnicy gwiazdy, co czyni ją jedną z najbliższych planet wokół bardziej rozwiniętej gwiazdy – takiej, która przypomina przyszłą wersję naszego Słońca. Znajdując się na powierzchni tej planety, gwiazda wydawałaby się 60 razy większa, niż Słońce widziane z Ziemi.

Planety okrążające rozwinięte gwiazdy, takie jak Kepler-1658, są rzadkością, a przyczyna tej nieobecności jest słabo poznana. Ekstremalna natura Kepler-1658 pozwala astronomom na nadanie nowych ograniczeń na złożone interakcje fizyczne, które mogą spowodować, że planety opadną na swoje gwiazdy. Wygląd uzyskany od Kepler-1658 b sugeruje, że proces ten przebiega wolniej, niż wcześniej sądzono, i dlatego może nie być głównym powodem braku planet wokół bardziej rozwiniętych gwiazd.

„Kepler-1658 jest doskonałym przykładem tego, dlaczego lepsze zrozumienie gwiazd macierzystych egzoplanet jest tak ważne. Mówi nam to również, że istnieje wiele skarbów, które można znaleźć w danych Keplera” – powiedziała Chontos.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 130.27 KiB | Przeglądany 1242 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 09 marca 2019, 19:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazdy wybuchające jako supernowe tracą masę przed eksplozją na rzecz swoich towarzyszy

Gwiazdy ponad ośmiokrotnie masywniejsze od Słońca kończą swoje życie w wybuchach supernowych. Skład gwiazd wpływa na to, co dzieje się podczas eksplozji.

Znaczna liczba masywnych gwiazd ma bliskiego towarzysza. Prowadzony przez naukowców z Uniwersytetu w Kioto zespół międzynarodowych badaczy zaobserwował, że niektóre gwiazdy wybuchające jako supernowe mogą uwalniać przed eksplozją część warstw wodorowych do swoich gwiezdnych towarzyszy.

W układzie podwójnym gwiazda może wchodzić w interakcje z towarzyszem podczas swojej ewolucji. Kiedy masywna gwiazda się rozwija, pęcznieje, aby stać się czerwonym nadolbrzymem, a obecność gwiazdy towarzyszącej może zakłócić zewnętrzne warstwy nadolbrzyma bogatego w wodór. Dlatego oddziaływanie układu podwójnego może częściowo lub całkowicie usunąć warstwę wodorową wyewoluowanej gwiazdy.

Ponieważ gwiazda uwolniła znaczną część swojej warstwy wodorowej ze względu na bliską gwiazdę towarzyszącą, jej eksplozję można zaobserwować jako supernowa typu Ib lub IIb.

Gwiazda bardziej masywna eksploduje jako supernowa typu Ic, po utracie warstwy helu z powodu tak zwanych wiatrów gwiazdowych. Gwiezdne wiatry to masywne strumienie cząstek energetycznych z powierzchni gwiazdy, które mogą usuwać warstwę helu poniżej warstwy wodorowej.

Gwiazda towarzysząca nie odgrywa znaczącej roli w tym, co dzieje się z eksplodującą warstwą helową. Zamiast tego wiatry gwiazdowe odgrywają kluczową rolę w procesie, ponieważ ich intensywność zależy od masy początkowej gwiazdy. Zgodnie z modelami teoretycznymi i obserwacjami, wpływ wiatrów gwiazdowych na utratę masy eksplodującej gwiazdy jest istotny tylko dla gwiazd powyżej określonego zakresu masy.

Obserwacje grupy badawczej pokazują, że tak zwany mechanizm hybrydowy jest potencjalnym modelem opisującym ewolucję masywnych gwiazd. Mechanizm hybrydowy wskazuje, że w ciągu swojego życia gwiazda może stopniowo tracić część swojej masy zarówno do swojej gwiazdy towarzyszącej, w wyniku interakcji, jak i wiatrów gwiazdowych.

„Obserwując gwiazdy umierające jako supernowe oraz zjawiska wewnątrz, możemy poprawić nasze rozumienie ewolucji masywnych gwiazd. Jednak nasze rozumienie tej ewolucji nie jest jeszcze kompletne” – stwierdza prof. Seppo Mattila z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Turku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Turku

Vega


Załączniki:
supernova_0.jpg
supernova_0.jpg [ 105.65 KiB | Przeglądany 1240 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: 10 marca 2019, 17:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Ile waży Droga Mleczna? Dochodzenie Hubble’a i Gai

Żyjemy w gigantycznym mieście gwiazd. Nasza galaktyka Drogi Mlecznej zawiera około 200 mld gwiazd. Ale to jedynie odsłonięty wierzchołek góry lodowej. Droga Mleczna jest otoczona przez ogromne ilości nieznanej materii zwanej ciemną materią, która jest niewidoczna, ponieważ nie uwalnia żadnego promieniowania.

Nie możemy umieścić całej Drogi Mlecznej na szali wagi, ale astronomowie byli w stanie wymyślić jeden z najdokładniejszych pomiarów masy naszej galaktyki, używając Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz satelity Gaia.

Zgodnie z najnowszymi pomiarami Droga Mleczna waży około 1,5 kwintyliona mas Słońca. Zaledwie kilka procent tego składa się z ok. 200 mld gwiazd w Drodze Mlecznej, włącznie z centralną supermasywną czarną dziurą o masie 4 mln Słońc. Większość pozostałej masy zamknięta jest w ciemnej materii, niewidzialnej i tajemniczej substancji, która działa jak rusztowanie w całym Wszechświecie i utrzymuje gwiazdy w ich galaktykach.

Wcześniejsze badania sprzed kilku dekad wykorzystały różnorodne techniki obserwacyjne, które pozwoliły oszacować masę Galaktyki w zakresie od 500 miliardów do 3 kwintylionów Słońc. Ulepszony pomiar znajduje się blisko środka tego zakresu.

„Chcemy dokładniej poznać masę Drogi Mlecznej, abyśmy mogli umieścić ją w kosmologicznym kontekście i porównać ją do symulacji galaktyk w ewoluującym Wszechświecie. Brak znajomości dokładnej masy Drogi Mlecznej stanowi problem dla wielu kosmologicznych pytań” – powiedział Roeland van der Marel z STScI.

Nowe oszacowania masy stawiają Galaktykę na lepszej pozycji w porównaniu do innych galaktyk we Wszechświecie. Najlżejsze galaktyki mają około miliarda mas Słońca, a najcięższe są 30 000 razy masywniejsze.

Astronomowie wykorzystali Hubble’a i Gaję do trójwymiarowego pomiaru ruchu gromad kulistych – izolowanych sferycznych wysp, z których każda zawiera setki tysięcy gwiazd i krąży wokół centrum naszej galaktyki.

Chociaż nie możemy tego zobaczyć, ciemna materia jest dominującą formą materii we Wszechświecie i można ją zważyć dzięki jej wpływowi na widoczne obiekty, takie jak gromady kuliste. Im bardziej masywna jest galaktyka, tym szybciej gromady kuliste poruszają się pod wpływem jej grawitacji. Większość poprzednich pomiarów była wykonywana wzdłuż linii pola widzenia gromad kulistych, więc astronomowie znają prędkość, z jaką gromady kuliste zbliżają się do Ziemi bądź od niej oddalają. Jednak Hubble i Gaia rejestrują boczny ruch gromad kulistych, z których można obliczyć bardziej rzetelną prędkość (a zatem przyspieszenie grawitacyjne).

Obserwacje Hubble’a i Gaia uzupełniają się. Gaia została zaprojektowana wyłącznie w celu stworzenia dokładnej, trójwymiarowej mapy obiektów astronomicznych w całej Drodze Mlecznej i śledzenie ich ruchów. Wykonano dokładne pomiary całego nieba, w tym wielu gromad kulistych. Hubble ma mniejsze pole widzenia, ale może mierzyć słabe gwiazdy a tym samym dotrzeć do dalszych gromad. Nowe badanie powiększyło pomiary Gai dla 34 gromad kulistych w odległości do 65 000 lat świetlnych, z pomiarami Hubble’a 12 gromad w odległości do 130 000 lat świetlnych, dzięki obrazom wykonanym na przestrzeni 10 lat.

Kiedy pomiary Gai i Hubble’a zostaną połączone, astronomowie będą mogli oszacować masę Drogi Mlecznej na odległość blisko miliona lat świetlnych od Ziemi.

„Z symulacji kosmologicznych wiemy, jak powinien wyglądać rozkład masy w galaktykach, abyśmy mogli obliczyć, jak dokładna jest ta ekstrapolacja dla Drogi Mlecznej” – powiedziała Laura Watkins z ESO i główna autorka badań Hubble'a i Gai. Obliczenia te, oparte na dokładnych pomiarach ruchu gromady kulistej z Gai i Hubble’a umożliwiły badaczom określenie masy całej Drogi Mlecznej.

Najwcześniejsi gospodarze Drogi Mlecznej, gromady kuliste, zawierają najstarsze znane gwiazdy, sięgające kilkuset milionów lat po Wielkim Wybuchu, wydarzeniu, które stworzyło Wszechświat. Powstały one przed uformowaniem się spiralnej konstrukcji Drogi Mlecznej, gdzie znajduje się nasze Słońce i Układ Słoneczny.

„Ze względu na duże odległości, gromady kuliste są jednymi z najlepszych wskaźników, za pomocą których astronomowie muszą zmierzyć masę ogromnej otoczki ciemnej materii, która otacza naszą galaktykę daleko poza spiralny dysk gwiazd” – powiedział Tony Sohn z STScI, który kierował pomiarami Hubble'a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
HST

Vega


Załączniki:
STSCI-H-p1916a-f3600x2700.jpg
STSCI-H-p1916a-f3600x2700.jpg [ 169.31 KiB | Przeglądany 1236 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 marca 2019, 17:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto najciaśniejszy znany dotąd układ podwójny młodych masywnych gwiazd

Astronomowie odkryli układ podwójny masywnych młodych gwiazd, których składniki są najbliższymi z dotychczas zmierzonych, dostarczając cennego „laboratorium” do testowania teorii na temat formowania się układów podwójnych o dużej masie.

Międzynarodowy zespół kierowany przez Uniwersytet w Leeds określił odległość między masywną młodą gwiazdą PDS 27 a jej gwiezdnym towarzyszem na 30 jednostek astronomicznych (j.a.).

To w przybliżeniu odległość między Słońcem i Neptunem. Jest to najciaśniejszy układ podwójny dotąd zmierzony dla młodych, bardzo masywnych gwiazd.

Główna autorka badania, dr Evgenia Koumpia ze Szkoły Fizyki i Astronomii w Leeds, powiedziała: „To bardzo ekscytujące odkrycie. Obserwacje i symulacje komputerowe masywnych układów podwójnych we wczesnych etapach ich powstawania są jednym z głównych zmagań w astronomii. Dzięki PDS 27 i jej towarzyszce znaleźliśmy najbliższe, najbardziej masywne młode obiekty gwiazdowe w układzie podwójnych zbadane dotąd. W skartografowanej przestrzeni brakuje znanych młodych masywnych układów podwójnych. Gwiazdy o dużej masie mają stosunkowo krótką żywotność, wypalając się i eksplodując jako supernowe w ciągu zaledwie kilku milionów lat, co utrudnia ich dostrzeżenie. Ogranicza to naszą zdolność do testowania teorii dotyczących formowania się tych gwiazd.”

W ramach swoich badań zespół zidentyfikował także obiekt towarzyszący innej młodej, masywnej gwieździe – PDS 37. Analiza wykazała odległość między PDS 37 a jej towarzyszem wynoszącą od 42 do 54 j.a. – średnia odległość Słońce-Pluton.

Choć są bardziej oddalone, niż PDS 27 i jej towarzyszka, wciąż jest to znaczące odkrycie, biorąc pod uwagę potrzebne do potwierdzenia w badaniach astronomicznych masywne młode gwiazdy podwójne.

Dr Koumpia kontynuuje: „Sposób, w jaki formują się te układy podwójne, jest dość kontrowersyjny. Badania obserwacyjne układów podwójnych na ich wczesnych etapach mają kluczowe znaczenie dla weryfikacji teorii ich powstania. PDS 27 i PDS 37 to rzadkie i ważne laboratoria, które mogą pomóc w dostarczeniu informacji i testowaniu teorii dotyczących tworzenia się układów podwójnych o dużej masie.”

PSD 27 jest co najmniej 10 razy masywniejsza niż nasze Słońce i znajduje się ok. 8000 lat świetlnych stąd. Aby określić obecność gwiezdnych towarzyszy dla PDS 27 i PDS 37, zespół zastosował najwyższą rozdzielczość przestrzenną dostarczoną przez instrument PIONIER znajdujący się w interferometrze Bardzo Dużego Teleskopu ESO (VLT).

Instrument ten łączy wiązki światła z czterech teleskopów, z których każdy ma 8,2 metra średnicy, naśladując jeden teleskop o średnicy 130 metrów. Wynikająca z tego wysoka rozdzielczość przestrzenna pozwoliła zespołowi rozdzielić tak bliskie układy podwójne pomimo ogromnej ich odległości od nas i wzajemnej bliskości składników.

Współautor badania, prof. Rene Oudmaijer, także ze Szkoły Fizyki i Astronomii w Leeds, powiedział: „Kolejne duże pytanie – którego dotychczas unikaliśmy z powodu trudności obserwacyjnych – brzmi: dlaczego tak wiele masywnych gwiazd znajduje się w układach podwójnych? Dla astronomów staje się coraz bardziej oczywiste, że masywne gwiazdy prawie nigdy nie rodzą się same ale z co najmniej jednym kompanem. Ale powody, dla których tak jest, są raczej niejasne. Masywne gwiazdy wywierają znaczący wpływ na swoje środowisko. Ich wiatry gwiazdowe, energia i wybuchy supernowych, które generują, mogą wpływać na powstawanie innych gwiazd i galaktyk. Ewolucja i los gwiazd o dużej masie są dość złożone, ale wcześniejsze badania wykazały, że duży wpływ na nie mogą mieć w dużej mierze ich właściwości binarne. Odkrycie młodych, masywnych gwiazd podwójnych stanowi kluczowy krok naprzód, jeżeli chodzi o odpowiedź na wiele pytań, które wciąż mamy na temat tych obiektów gwiazdowych.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Leeds

Vega


Załączniki:
panel_2.jpg
panel_2.jpg [ 512.48 KiB | Przeglądany 1222 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 marca 2019, 21:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Co astronomowie znaleźli przedzierając się przez pył w Układzie Słonecznym?

Podobnie, jak pył gromadzi się w naszych domach, tak samo gromadzi się w przestrzeni kosmicznej. Ale kiedy osiada w Układzie Słonecznym, często dzieje się to w formie pierścieni. Kilka pierścieni pyłowych okrąża Słońce. Pierścienie śledzą orbity planet, których grawitacja wciąga pył na miejsce wokół Słońca, gdy dryfuje do centrum Układu Słonecznego.

Pył składa się z rozdrobnionych pozostałości z kształtowania się Układu Słonecznego około 4,6 mld lat temu – gruzów z kolizji asteroid lub okruchów z płonących komet. Pył jest rozproszony w całym Układzie Słonecznym, ale gromadzi się w ziarnistych pierścieniach pokrywających orbity Ziemi i Wenus, pierścieni, które można zobaczyć za pomocą naziemnych teleskopów. Badając ten pył – z czego jest zrobiony, skąd pochodzi i jak się porusza w przestrzeni – naukowcy poszukują wskazówek do zrozumienia narodzin planet i składu wszystkiego, co widzimy w Układzie Słonecznym.

Dwa ostatnie badania odnoszą się do nowo odkrytych pierścieni pyłowych w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Jedno z badań wykorzystuje dane NASA do przedstawienia dowodów na istnienie pierścienia pyłowego na orbicie Merkurego. Drugie badanie NASA identyfikuje prawdopodobne źródło pierścienia pyłowego na orbicie Wenus: grupę nigdy wcześniej nie odkrytych planetoid krążących razem z planetą.

Guillermo Stenborg i Russell Howard, naukowcy zajmujący się Słońcem w Naval Research Laboratory w Waszyngtonie, nie mieli na celu znalezienia pierścienia pyłowego. Znaleźli go przypadkiem. Swoje odkrycie naukowcy podsumowali w artykule opublikowanym w The Astrophysical Journal 21 listopada 2018 r.

Opisują w nim dowody na delikatną mgłę kosmicznego pyłu na orbicie Merkurego, tworzącą pierścień o szerokości około 15 mln km.

Jak na ironię, dwaj naukowcy natknęli się na pierścień pyłu, szukając obszaru wolnego od pyłu w pobliżu Słońca. W pewnej odległości od Słońca, zgodnie z prognozą sprzed dekady, potężne ciepło gwiazdy powinno odparować pył, czyszcząc cały ten obszar przestrzeni. Wiedząc, gdzie jest ta granica, możemy dowiedzieć się o składzie samego pyłu i wskazać, w jaki sposób powstały planety w młodym Układzie Słonecznym.

Jak dotąd nie znaleziono dowodów na wolną od pyłu przestrzeń, ale częściowo dlatego, że trudno byłoby ją wykryć z Ziemi. Bez względu na to, jak naukowcy patrzą z Ziemi, cały pył między nami a Słońcem przeszkadza, skłaniając ich do myślenia, że przestrzeń w pobliżu Słońca jest bardziej zakurzona, niż jest w rzeczywistości.

Stenborg i Howard doszli do wniosku, że mogą obejść ten problem, budując model oparty na zdjęciach przestrzeni międzyplanetarnej z satelity STEREO (Solar and Terrestrial Relations Observatory).

Ostatecznie obaj chcieli przetestować swój nowy model w ramach przygotowań dla sondy Parker Solar Probe, która obecnie przelatuje wysoko na eliptycznej orbicie wokół Słońca, zbliżając się coraz bardziej do naszej dziennej gwiazdy w ciągu kolejnych siedmiu lat. Chcieli zastosować swoją technikę do zdjęć, które Parker odeśle na Ziemię i zobaczyć, jak pył zachowuje się w pobliżu Słońca.

Naukowcy nigdy nie pracowali z danymi zebranymi na tym niezbadanym terytorium, tak blisko Słońca. Modele, takie jak Stenborga i Howarda, stanowią kluczowy kontekst dla zrozumienia obserwacji Parker Solar Probe.

Na obrazach STEREO pojawiają się dwa rodzaje światła: światło z płonącej zewnętrznej atmosfery Słońca – zwanej koroną – i światło odbijające się od pyłu unoszącego się w przestrzeni. Światło słoneczne odbite od tego pyłu, który powoli okrąża Słońce, jest około 100 razy jaśniejsze, niż światło koronalne.

Obaj naukowcy zbudowali swój model jako narzędzie dla innych, aby pozbyć się nieznośnego pyłu na obrazach STEREO – i ewentualnie Parker Solar Probe – ale przewidywana wolna od pyłu przestrzeń pozostała w głębi ich umysłów. Gdyby mogli wymyślić sposób na rozdzielenie tych dwóch rodzajów światła i odizolować pył, mogliby dowiedzieć się, ile go tak naprawdę tam jest. Na przykład stwierdzenie, że całe światło na zdjęciu pochodzi z samej korony, może oznaczać, że w końcu znaleźli wolną od pyłu przestrzeń.

Pierścień pyłowy Merkurego był szczęśliwym odkryciem, skutkiem ubocznym podczas pracy nad modelem Stenborga i Howarda. Kiedy wykorzystali swoją nową technikę na zdjęciach STEREO, zauważyli zwiększoną jasność wzdłuż orbity Merkurego – czyli więcej pyłu – w świetle, które w innym przypadku planowali by odrzucić.

„To nie była odosobniona sprawa. Wszędzie wokół Słońca, niezależnie od pozycji sondy, mogliśmy zobaczyć ten sam pięcioprocentowy wzrost jasności pyłu. To mówiło nam, że coś tam jest, i to jest coś, co rozciąga się wokół Słońca” – powiedział Howard.

Naukowcy nigdy nie zakładali, że wzdłuż orbity Merkurego może istnieć pierścień pyłowy, i być może dlatego nie został wcześniej odkryty. Uważano, że Merkury, w przeciwieństwie do Ziemi czy Wenus, jest zbyt mały i znajduje się zbyt blisko Słońca, aby uchwycić pierścień pyłu. Spodziewali się, że wiatr słoneczny i siły magnetyczne od Słońca wydmuchają nadmiar pyłu z orbity Merkurego.

Dzięki nieoczekiwanemu odkryciu i nowemu czułemu narzędziu, naukowcy nadal są zainteresowani strefą wolną od pyłu. Gdy Parker Solar Probe kontynuuje eksplorację korony, ich model może pomóc innym odkryć wszystkie inne skupiska pyłu czające się w pobliżu Słońca.

Nie po raz pierwszy naukowcy odkryli pierścień pyłowy we wnętrzu Układu Słonecznego. 25 lat temu odkryli, że Ziemia krąży wokół Słońca w olbrzymim pierścieniu pyłu. Inni odkryli podobny pierścień w pobliżu orbity Wenus, najpierw wykorzystując dane z sondy Helios w 2007, a następnie potwierdzając je w 2013 r. dzięki danym z STEREO.

Od tego czasu naukowcy ustalili, że pierścień pyłu na orbicie Ziemi pochodzi głównie z pasa planetoid, rozległego regionu w kształcie torusa znajdującego się między Marsem a Jowiszem, gdzie żyje większość planetoid Układu Słonecznego. Te skaliste asteroidy nieustannie zderzają się ze sobą, gubiąc pył, który dryfuje głębiej pod wpływem grawitacji Słońca, chyba, że grawitacja Ziemi przechwyci go na orbitę naszej planety.

Początkowo wydawało się prawdopodobne, że pierścienie pyłowe Wenus uformowały się jak ziemskie, z pyłu wytworzonego w innym miejscu Układu Słonecznego. Ale kiedy Petr Pokorny, astrofizyk z Goddarda modelował pył spiralnie w kierunku Słońca z pasa planetoid, jego symulacje wytworzyły pierścień, który pasował do obserwacji pierścienia Ziemi, ale nie Wenus.

Rozbieżność ta sprawiła, że zaczął się zastanawiać, skąd, jeżeli nie z pasa planetoid, pochodzi pył na orbicie Wenus. Po serii symulacji Pokorny i jego partner badawczy Marc Kuchner postawili hipotezę, że pochodzi on z grupy wcześniej nie odkrytych planetoid krążących wokół Słońca wzdłuż orbity Wenus. Swoją pracę opublikowali 12 marca 2019 r. w The Astrophysical Journal Letters.

Ekscytujące w tym wyniku jest to, że sugeruje nową populację planetoid, która prawdopodobnie zawiera wskazówki na temat ukształtowania się Układu Słonecznego. Jeżeli Pokorny i Kucher mogą je obserwować, ta rodzina planetoid może rzucać światło na wczesną historię Ziemi i Wenus. Oglądając odpowiednimi narzędziami, planetoidy mogą również ujawnić wskazówki dotyczące chemicznej różnorodności Układu Słonecznego.

Ponieważ pierścień Wenus jest rozproszony na większej orbicie, jest znacznie większy niż nowo wykryty pierścień Merkurego. Mający około 25 mln km wysokości i 10 mln km szerokości pierścień jest zaśmiecony pyłem, którego największe ziarna są mniej więcej wielkości ziaren gruboziarnistego papieru ściernego. Jest o około 10% gęstszy niż otaczająca przestrzeń. Mimo to jest rozproszony – zapakuj cały pył w pierścień, a wszystko, co dostaniesz to planetoida o średnicy 3 km.

Używając tuzina różnych narzędzi do modelowania symulacji przemieszczania się pyłu w Układzie Słonecznym, Pokorny wymodelował wszystkie źródła pyłu, jakie mógł wymyślić, szukając symulowanego pierścienia Wenus, który pasowałby do obserwacji. Lista wszystkich źródeł, które wyprodukował, brzmi jak lista wszystkich skalistych obiektów w Układzie Słonecznym: planetoidy Pasa Głównego, komety z Obłoku Oorta, komety typu Halleya, komety z rodziny jowiszowych, niedawne zderzenia w pasie planetoid.

„Ale żadne nie pasowały. Zaczęliśmy więc tworzyć własne źródła pyłu” – powiedział Kuchner.

Być może pył pochodził z planetoid znajdujących się znacznie bliżej Wenus, niż pas planetoid. Może istnieć grupa planetoid współorbitujących Słońce i Wenus - co oznacza, że współdzielą orbitę Wenus, ale pozostają z dala od planety, często po drugiej stronie Słońca. Pokorny i Kuchner uzasadnili, że grupa planetoid na orbicie Wenus mogła pozostawać niewykryta, ponieważ trudno jest skierować ziemskie teleskopy w tamtym kierunku, tak blisko Słońca bez ingerencji światła słonecznego.

Planetoidy współorbitujące są przykładem tego, co nazywa się rezonansem. Pokorny i Kuchner wymodelowali wiele potencjalnych rezonansów: planetoidy, które okrążają Słońce w rezonansie 2:3 lub 9:10 z Wenus. Spośród wszystkich możliwości, jedna grupa sama stworzyła realistyczną symulację pierścienia pyłowego Wenus.

Naukowcy musieli pokazać, że samo istnienie planetoid w Układzie Słonecznym ma sens. Zdawali sobie sprawę, że mało prawdopodobne jest, by planetoidy na tych specjalnych, kołowych orbitach w pobliżu Wenus dostały się tam z innego miejsca, niż pas planetoid. Ich hipoteza byłaby bardziej sensowna, gdyby były tam od samego początku istnienia Układu Słonecznego.

Naukowcy stworzyli kolejny model, tym razem zaczynając od zbioru 10 000 planetoid sąsiadujących z Wenus. Pozwolili, aby symulacja przebiegła szybko przez 4,5 mld lat historii Układu Słonecznego, włączając wszystkie efekty grawitacyjne każdej z planet. Kiedy model dotarł do dzisiejszych czasów, około 800 z ich testowanych planetoid przetrwało próbę czasu.

Pokorny uważa to za wskaźnik przetrwania. Wskazuje, że planetoidy mogły powstać w pobliżu Wenus w chaosie wczesnego Układu Słonecznego, a niektóre mogły pozostać tam do dzisiaj, zasilając znajdujący się w pobliżu pierścień pyłowy.

Następnym krokiem jest obserwacja nieuchwytnych planetoid. „Jeżeli coś tam jest, powinniśmy to znaleźć” – powiedział Pokorny. Ich istnienie można zweryfikować za pomocą kosmicznych teleskopów, takich jak Hubble, a może i kosmicznych sond takich, jak STEREO. Potem astronomowie będą mieli więcej pytań, na które muszą znaleźć odpowiedź: ile ich tam jest i jak duże są? Czy ciągle wyrzucają pył czy było to jednorazowe wyrzucenie przy rozpadzie?

Astronomowie odkryli pyłowe pierścienie w odległych systemach gwiazdowych. Ogromne pierścienie pyłowe mogą być łatwiejsze do wykrycia, niż egzoplanety i mogą być wykorzystane do wnioskowania inaczej ukrytych planet, a nawet ich właściwości orbitalnych.

Ale interpretacja pozasłonecznych pierścieni pyłowych nie jest prosta. „Aby modelować i dokładnie odczytywać pierścienie pyłowe wokół innych gwiazd, musimy najpierw zrozumieć fizykę pyłu na naszym własnym podwórku” – powiedział Kuchner. Badając sąsiednie pierścienie pyłu na orbitach Merkurego, Wenus i Ziemi, gdzie pył śledzi trwałe efekty grawitacyjne w Układzie Słonecznym, naukowcy mogą opracować techniki odczytu między pierścieniami pyłu, zarówno blisko, jak i daleko.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
dust_ring_illo_final.jpg
dust_ring_illo_final.jpg [ 38.57 KiB | Przeglądany 1220 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 marca 2019, 17:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto 83 supermasywne czarne dziury we wczesnym Wszechświecie

Zespół astronomów odkrył w odległym Wszechświecie 83 kwazary zasilane przez supermasywne czarne dziury (SMBH), w epoce, w której miał mniej niż 10% obecnego wieku. Dokonano tego przy użyciu kamery szerokokątnej Hyper Suprime-Cam (HSC) zamontowanej na teleskopie Subaru. Odkrycie to znacznie zwiększa liczbę czarnych dziur znanych w tej epoce i po raz pierwszy ujawnia, jak powszechne we wczesnej historii Wszechświata są SMBH. Ponadto zapewnia nowe spojrzenie na wpływ czarnych dziur na stan fizyczny gazu we wczesnym Wszechświecie w ciągu pierwszego miliarda lat.

Supermasywne czarne dziury znajdują się w centrach galaktyk i mają masy miliony a nawet miliardy razy większe, niż Słońce. Chociaż są powszechne we współczesnym Wszechświecie, nie jest jasne, kiedy po raz pierwszy się uformowały i ile z nich istnieje w odległym Wszechświecie. Podczas, gdy odległe SMBH są identyfikowane jako kwazary, które świecą, gdy gromadzi się na nich gaz, poprzednie badania były czułe tylko na bardzo rzadkie, najbardziej świecące kwazary, a zatem na najbardziej masywne czarne dziury. W nowym odkryciu badano populację SMBH o masach charakterystycznych dla najczęściej występujących czarnych dziur obserwowanych we współczesnym Wszechświecie, co rzuca światło na ich pochodzenie.

Zespół badawczy pod kierownictwem Yoshiki Matsuoki (Ehime University) wykorzystał dane pobrane z najnowocześniejszego instrumentu HSC zamontowanego na teleskopie Subaru. HSC jest szczególnie potężny, ponieważ ma ogromne pole widzenia – 1,77 stopni kwadratowych (7 tarcz Księżyca w pełni) i jest zamontowany na jednym z największych teleskopów na świecie. Zespół HSC prowadzi przegląd nieba wykorzystując czas na teleskopie przez 300 nocy w ciągu pięciu lat. Wybrali odległych kandydatów na kwazary z czułego przeglądu HSC a następnie przeprowadzili intensywną kampanię obserwacyjną w celu uzyskania widm tych kandydatów za pomocą teleskopu Subaru, Gran Telescopio Canarias i teleskopu Gemini. Badanie ujawniło 83 nieznane wcześniej bardzo odległe kwazary. Matsuoka i jego współpracownicy odkryli, że w każdym sześcianie przestrzeni o rozmiarach miliarda lat świetlnych znajduje się jedna supermasywna czarna dziura.

Odkryte kwazary znajdują się w odległości ok. 13 mld lat świetlnych od Ziemi. Innymi słowy widzimy je takimi, jakimi były 13 mld lat temu. Czas, jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu do owej epoki, wynosi zaledwie 5% obecnego wieku Wszechświata (13,8 mld lat) i jest niezwykłe, że te masywne, gęste obiekty mogły się uformować wkrótce po Wielkim Wybuchu. Najodleglejszy kwazar odkryty przez zespół znajduje się w odległości 13,05 mld lat świetlnych i jest związany z drugą najodleglejszą SMBH, jaką kiedykolwiek odkryto.

Powszechnie przyjmuje się, że wodór we Wszechświecie był kiedyś neutralny, ale był „rejonizowany” (czyli podzielony na protony i elektrony), w epoce, w której narodziła się pierwsza generacja gwiazd, galaktyk i SMBH, kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu. Jest to kamień milowy kosmicznej historii, ale wciąż nie jest jasne, co zapewniło niesamowitą ilość energii wymaganej do spowodowania rejonizacji. Przekonujące hipotezy sugerują, że we wczesnym Wszechświecie było o wiele więcej kwazarów, niż wcześniej wykryto, i to ich zintegrowane promieniowanie rejonizowało Wszechświat. Jednak liczba gęstości mierzona przez zespół HSC wyraźnie wskazuje, że tak nie jest; liczba obserwowanych kwazarów jest znacznie mniejsza, niż potrzeba do wyjaśnienia rejonizacji. Była więc spowodowana przez inne źródło energii, najprawdopodobniej liczne galaktyki, które zaczęły tworzyć się w młodym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru

Vega


Załączniki:
fig1.jpg
fig1.jpg [ 1.13 MiB | Przeglądany 1217 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: 15 marca 2019, 13:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
ALMA obserwuje miejsca, w którym powstają planety jak w Układzie Słonecznym

Naukowcy zauważyli miejsca powstawania planet wokół młodej gwiazdy podobnej do Słońca. Dwa pierścienie pyłowe wokół gwiazdy, w odległościach porównywalnych do pasa planetoid i orbity Neptuna w naszym Układzie Słonecznym, sugerują, że jesteśmy świadkami tworzenia się układu planetarnego podobnego do naszego.

Uważa się, że Układ Słoneczny uformował się z kosmicznego obłoku gazu i pyłu 4,6 mld lat temu. Badając młode układy planetarne tworzące się wokół innych gwiazd, astronomowie mają nadzieję dowiedzieć się więcej o naszych początkach.

Tomoyuki Kudo, astronom z NAOJ, i jego zespół obserwowali młodą gwiazdę DM Tau za pomocą ALMA. Znajdująca się w odległości 470 lat świetlnych w konstelacji Byka, DM Tau ma około połowy masy Słońca i od 3 do 5 mln lat.

„Z poprzednich obserwacji wywnioskowano dwa różne modele dysku wokół DM Tau. Niektóre badania sugerowały, że promień pierścienia sięga miejsca, w którym w Układzie Słonecznym znajdowałby się pas planetoid. Inne obserwacje umiejscawiają go w odległości takiej, w jakiej znajdowałby się Neptun. Nasze obserwacje z ALMA dały jasną odpowiedź: obydwa mają rację. DM Tau ma dwa pierścienie, po jednym w każdej z tych lokalizacji” – mówi Kudo.

Naukowcy znaleźli jasną plamę na zewnętrznym pierścieniu. Wskazuje to na lokalne skondensowanie pyłu, które byłoby możliwym miejscem powstawania planety takiej jak Uran lub Neptun.

„Jesteśmy również zainteresowani zobaczeniem szczegółów w wewnętrznym obszarze dysku, ponieważ Ziemia uformowała się w takim obszarze wokół Słońca. Dystrybucja pyłu w wewnętrznym pierścieniu wokół DM Tau dostarczy kluczowych informacji do zrozumienia pochodzenia planet takich, jak Ziemia” – skomentował Jun Hashimoto, badacz z Centrum Astrobiologii w Japonii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
20190314_Kudo_DMTau_Fig2.jpg
20190314_Kudo_DMTau_Fig2.jpg [ 198.21 KiB | Przeglądany 1216 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: 15 marca 2019, 16:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Burzowe szaleństwo w kosmicznej filiżance herbaty

Masz ochotę na filiżankę kosmicznej herbaty? Ta nie jest tak uspokajająca, jak ziemska. W galaktyce, w której znajduje się struktura nazywana „Filiżanka herbaty”, szaleje kosmiczna burza.

Źródłem kosmicznego szkwału jest czarna dziura ukryta w centrum galaktyki, oficjalnie znana jako SDSS 1430+1339. Gdy materia w centralnych regionach galaktyki jest przyciągana w kierunku czarnej dziury, jest zasilana przez potężną grawitację i pola magnetyczne blisko czarnej dziury. Opadająca materia wytwarza więcej promieniowania, niż wszystkie gwiazdy w całej jej galaktyce razem wzięte. Ten rodzaj aktywnej czarnej dziury zwany jest kwazarem.

Znajdująca się około 1,1 mld lat świetlnych od Ziemi galaktyka gospodarz Filiżanki herbaty została pierwotnie odkryta na obrazach w świetle widzialnym przez naukowców obywateli w 2007 r. w ramach projektu Galaxy Zoo, który wykorzystywał dane z Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Od tego czasu zawodowi astronomowie używający teleskopów kosmicznych zgromadzili wskazówki na temat historii tej galaktyki z myślą o prognozowaniu, jak burzliwa będzie w przyszłości. Nowy złożony obraz zawiera dane rentgenowskie z Chandra wraz z widokiem w świetle optycznym z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

„Uszko” Filiżanki to pierścień optycznego i rentgenowskiego światła otaczającego gigantyczną bańkę. Formacja ta, znajdująca się ok. 30 000 lat świetlnych od supermasywnej czarnej dziury, została prawdopodobnie wytworzona przez jedną lub więcej erupcji zasilanych przez czarną dziurę. Emisja radiowa również zarysowuje tę bańkę oraz bańkę o tym samym rozmiarze po drugiej stronie czarnej dziury.

Wcześniejsze obserwacje z użyciem teleskopów optycznych pokazywały, że atomy w uszku Filiżanki były zjonizowane, co oznacza, że zostały naładowane, gdy niektóre z ich elektronów zostały usunięte, prawdopodobnie w wyniku silnego promieniowania kwazara w przeszłości. Ilość promieniowania potrzebnego do jonizacji atomów porównano z tą wynikającą z obserwacji optycznych kwazara. Porównanie to sugeruje, że produkcja promieniowania kwazara zmniejszyła się o czynnik między 50 a 600 w ciągu ostatnich 40 000 do 100 000 lat. Ten wnioskowany ostry spadek doprowadził badaczy do wniosku, że kwazar w Filiżance herbaty zanika lub umiera.

Nowe dane z misji Chandra i XMM-Newton pozwalają astronomom lepiej zrozumieć historię tej galaktycznej burzy. Widma rentgenowskie pokazują, że kwazar jest mocno zasłonięty przez gaz. Oznacza to, że wytwarza znacznie więcej promieniowania jonizującego, niż wskazują na to szacunki oparte wyłącznie na danych z obserwacji optycznych, i że pogłoski o śmierci kwazara mogą być przesadzone. Okazuje się, że kwazar przygasł tylko o czynnik 25 lub mniej w ciągu ostatnich 100 000 lat.

Dane z Chandry pokazują również dowody na to, że w bąblu znajduje się gorętszy gaz, co może oznaczać, że wiatr materii jest wydmuchiwany z czarnej dziury. Taki wiatr, który był napędzany promieniowaniem z kwazara, mógł stworzyć bańki znalezione w Filiżance.

Astronomowie obserwowali wcześniej bańki o różnych rozmiarach w galaktykach eliptycznych, grupach i gromadach galaktyk, które były generowane przez wąskie strumienie zawierające cząsteczki przemieszczające się z prędkością zbliżoną do prędkości światła, wystrzeliwujące z supermasywnych czarnych dziur. Energia dżetów posiada moc wyjściową czarnych dziur a nie promieniowania.

Astronomowie odkryli w tych układach napędzanych strumieniowo, że moc wymagana do wytworzenia bąbli jest proporcjonalna do jasności ich promieniowania rentgenowskiego. Co zaskakujące, kwazar Filiżanka herbaty napędzany promieniowaniem podąża tym wzorem. To sugeruje, że zdominowane przez promieniowanie układy kwazarów oraz ich zdominowani przez dżety kuzyni, mogą mieć podobny wpływ na ich galaktyczne otoczenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
teacup.jpg
teacup.jpg [ 222.61 KiB | Przeglądany 1215 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: 16 marca 2019, 16:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymie gwiazdy w sąsiedztwie naszej czarnej dziury

W jaki sposób supermasywna czarna dziura wpływa na swoje gwiezdne sąsiedztwo? Jednym ze sposobów na zbadanie tej kwestii jest poszukiwanie starych, olbrzymich gwiazd w ekstremalnym otoczeniu centrum Galaktyki.

Supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki prawdopodobnie odgrywa ogromną rolę w ewolucji i dynamice gwiazd w swoim sąsiedztwie a także w przestrzennym rozmieszczeniu.

Teoria przewiduje, że stare, olbrzymie gwiazdy w pobliżu galaktycznego centrum powinny być ułożone w sposób przypominający „wierzchołek”, przy czym liczba gwiazd na sekundę łuku wzrasta gwałtownie w kierunku centralnej czarnej dziury. Słabe czerwone olbrzymy wydają się podążać za spodziewanym rozkładem, ale jaśniejsze czerwone olbrzymy – które mogą zagłębiać się bliżej środka galaktyki – już nie. Zamiast tego gwiazdy te wydają się podążać za rozkładem „rdzeniowym”, z mniejszą liczbą gwiazd na sekundę łuku, niż się spodziewano w centrum Galaktyki.

Zaproponowano wiele teorii wyjaśniających pozorny brak jasnych czerwonych olbrzymów w pobliżu centrum Galaktyki, od zderzeń gwiazd do zakłóceń pływowych przez supermasywną czarną dziurę. Chociaż czynniki te mogą odgrywać pewną rolę, możliwe jest również, że wyzwania obserwacyjne uniemożliwiły astronomom pełne skatalogowanie populacji gwiazdowej w centrum Galaktyki.

Obserwowanie gwiazd tak blisko centrum galaktycznego jest trudne – jest tam tłoczno, a światło gwiazd jest bardzo przygaszone na wielu długościach fali przez obłoki pyłu w płaszczyźnie Galaktyki. Aby zbadać gwiezdną populację w pobliżu galaktycznego centrum, zespół naukowców pod kierownictwem Maryam Habibi (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Niemcy) przeanalizował dane widm gwiazdowych w bliskiej podczerwieni uzyskane ze spektrografu SINFONI znajdującego się na Bardzo Dużym Teleskopie.

Widma wykorzystane w tym badaniu zebrano za pomocą optyki adaptywnej, gdzie zwierciadło teleskopu jest nieznacznie zdeformowane w celu skorygowania skutków turbulencji w ziemskiej atmosferze w czasie zbliżonym do rzeczywistego – istotne dla obserwacji pojedynczych gwiazd w polu tak zatłoczonym, jak centrum Galaktyki!

Autorzy badania określili temperaturę, typ widmowy, wiek, masę i promień dla każdej gwiazdy docelowej. Głębsze widma pomogły im w zidentyfikowaniu starych olbrzymów, które wcześniej były błędnie klasyfikowane jako młodsze gwiazdy, zwiększając liczbę znanych olbrzymów do 21.

Łącząc swoje nowe obserwacje jasnych olbrzymów w centralnym obszarach o rozmiarach sekundy łuku z poprzednio obserwowanymi olbrzymami znajdującymi się dalej od centrum Galaktyki, autorzy odkryli, że rozkład jasnych olbrzymów można opisać za pomocą prawa mocy o wykładniku 0,34 ± 0,04 – definitywnie wykluczając rozproszenie podobne do rdzenia.

Podczas, gdy odkryto wiele zaginionych olbrzymów, autorzy szacują, że w zatłoczonym wnętrzu naszej galaktyki wciąż są gwiazdy czekające na odkrycie, w tym niektóre z najjaśniejszych czerwonych olbrzymów. Przyszłe obserwacje powinny pomóc nam zrozumieć złożony rozkład populacji gwiazd w centrum Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
American Astronomical Society

Vega


Załączniki:
Spitzer_GC.jpg
Spitzer_GC.jpg [ 272.58 KiB | Przeglądany 1199 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 marca 2019, 17:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Jądro galaktyczne jasno świecące w promieniach X

Uważa się, że wszystkie masywne galaktyki posiadają w swoich jądrach supermasywne czarne dziury (SMBH), które rosną dzięki akrecji masy ze swojego środowiska. Obecny wizerunek pokazuje także, że czarne dziury rosną wraz z ewolucją swojej galaktyki, być może dlatego, że ewolucja galaktyk obejmuje akrecję wywoływaną na przykład poprzez połączenie się galaktyk. Ten ogólny obraz galaktyk został potwierdzony przez zebrane dane.

Szczytowa epoka akrecji czarnych dziur może być mierzona przez obserwacje aktywności jądra i zbiega się ze szczytową epoką powstawania gwiazd we Wszechświecie około 10 mld lat po Wielkim Wybuchu. Tworzenie się gwiazd wiąże się z zakłóceniami, które wzbudzają gaz i wywołują akrecję. Ponadto Wszechświat lokalny wykazuje ścisłą korelację między masą SMBH, masą zgrubienia centralnego galaktyki macierzystej i gwiazdowych prędkością rozprzestrzeniania się. Metody te (ale ze słabszym potwierdzeniem) mogą podobnie oszacować rozmiary SMBH w galaktykach we wcześniejszym Wszechświecie i odkryć, że wzrost SMBH i wzrost galaktyk są procesami współewolucyjnymi.

Zarówno wzrost centralnej czarnej dziury, jak i powstawanie gwiazd, są zasilane znaczną ilością gazu molekularnego i pyłu, które mogą być namierzane przez podczerwień emitowaną przez pył. Ziarenka pyłu, ogrzewane promieniowaniem młodych gwiazd i akrecją aktywnych jąder galaktycznych (AGN), silnie promieniują w podczerwieni. Ponieważ aktywność AGN wytwarza również promieniowanie X, oczekuje się, że AGN powinny być namierzane silną emisją pyłu, a emisje promieniowania rentgenowskiego i podczerwonego powinny być skorelowane.

Astronom CfA, Mojegan Azadi, był członkiem zespołu, który badał 703 galaktyki z aktywnymi jądrami SMBH, wykorzystując zarówno dane rentgenowskie z Chandra, jak i podczerwone ze Spitzera i Herschela, największą dotychczasową próbkę dającą takie porównanie. Chociaż zespół znalazł trend zgodny z korelacją w podczerwieni z aktywnością promieni rentgenowskich AGN w szerokim zakresie przypadków, nie znaleźli takiego trendu w porównaniu z wkładem AGN w podczerwieni. Ponieważ promieniowanie podczerwone AGN pochodzi głównie z pyłu z torusa wokół SMBH, różnica może wynikać z kąta, pod jakim obserwujemy torus.

Wyniki te pomagają udoskonalić obecne modele aktywności AGN, ale autorzy pracy zauważają, że bardziej czułe, głębsze obserwacje powinny być w stanie lepiej wyjaśnić procesy fizyczne związane z AGN.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201911.jpg
su201911.jpg [ 254.18 KiB | Przeglądany 1162 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: 19 marca 2019, 14:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Potężna eksplozja meteoroidu w ziemskiej atmosferze, której nikt nie zauważył

Według NASA w grudniu ubiegłego roku w ziemskiej atmosferze eksplodował potężny meteoroid.

Wybuch był drugim co do wielkości w ciągu ostatnich 30 lat i największym od czasów Czelabińska sześć lat temu.

Jednak zjawisko pozostało niezauważone, ponieważ doszło do niego nad Morzem Beringa, niedaleko Kamczatki.

Kosmiczna skała eksplodowała z 10-krotnie większą energią, niż bomba atomowa zrzucona na Hiroszimę.

Lindley Johnson, oficer obrony planetarnej w NASA, powiedział BBC News, że obiekty tak duże wchodzą w ziemską atmosferę 2-3 razy na 100 lat.

18 grudnia, około południa czasu lokalnego, meteoroid wszedł w ziemską atmosferę z prędkością 32 km/s pod kątem siedmiu stopni.

Kosmiczna skała o rozmiarach kilku metrów eksplodowała 25,6 km nad powierzchnią Ziemi z energią 173 kiloton.

„Było to 40% energii uwolnionej w wybuchu w Czelabińsku, ale nie miało takich samych skutków, gdyż doszło do niego nad Morzem Beringa” – powiedział Kelly Fast, menedżer programu obserwowania obiektów zbliżających się do Ziemi w NASA.

Satelity wojskowe zarejestrowały wybuch w zeszłym roku a Siły Powietrzne poinformowały o tym zdarzeniu NASA.

Dr Johnson powiedział, że obiekt pojawił się nad obszarem, w pobliżu którego znajdują się korytarze powietrzne samolotów pasażerskich latających między Ameryką Północną a Azją. Dlatego też naukowcy sprawdzili wśród linii lotniczych, czy nie raportowane o czymś związanym ze zdarzeniem.

W 2005 r. Kongres zlecił NASA znalezienie 90% obiektów zbliżających się do Ziemi, o rozmiarach 140 m i większych, do 2020 r. Kosmiczne skały tej wielkości często nazywane są „problemami z paszportami”, ponieważ mogłyby wpłynąć na całe regiony podczas zderzenie z Ziemią. Jednak naukowcy szacują, że wykonanie tego zadania zajmie im kolejne 30 lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
BBS News

Vega


Załączniki:
_106062480_gettyimages-1127790125.jpg
_106062480_gettyimages-1127790125.jpg [ 13.92 KiB | Przeglądany 1158 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: 20 marca 2019, 18:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Pulsar otrzymał potężne kopnięcie od wybuchu supernowej

Astronomowie korzystający z VLA odkryli pulsar, który uciekł z miejsca, gdzie przypuszczalnie się urodził, z prędkością ponad 1100 km/s, a jego ślad skierowany jest bezpośrednio w środek powłoki gruzu po eksplozji supernowej, która go stworzyła. Odkrycie dostarcza ważnych informacji na temat tego, jak pulsary – bardzo gęste gwiazdy neutronowe pozostałe po wybuchu masywnej gwiazdy – mogą dostać „kopnięcie” prędkości od eksplozji.

Pulsar, nazwany PSR J0002+6216, znajdujący się około 6500 lat świetlnych od Ziemi, został odkryty w 2017 r. przez projekt citizen-science o nazwie Einstein@home. Projekt wykorzystuje czas na komputerach udostępnionych przez ochotników do analizy danych z kosmicznego teleskopu Fermiego. Do tej pory, wykorzystując ponad 10 000 lat czasu obliczeniowego, projekt odkrył w sumie 23 pulsary.

Obserwacje radiowe z VLA wyraźnie pokazują pulsara znajdującego się poza pozostałością po supernowej, z ogonem cząsteczek i energią magnetyczną o długości około 13 lat świetlnych. Ogon wskazuje z powrotem w kierunku środka pozostałości po supernowej a pulsar znajduje się 53 lata świetlne do niej.

„Szczątki eksplozji w pozostałości po supernowej pierwotnie rozszerzały się szybciej, niż wynosi ruch pulsara, jednak zostały spowolnione przez spotkanie z rozrzedzoną materią w przestrzeni międzygwiezdnej, więc pulsar był w stanie je dogonić i wyprzedzić” – powiedział Dale Frail z NRAO.

Astronomowie powiedzieli, że pulsar najwyraźniej dogonił powłokę po około 5000 lat od wybuchu. Układ jest teraz widziany około 10 000 lat po wybuchu.

Naukowcy twierdzą, że prędkość pulsara wynosząca ponad 1100 km/s jest niezwykła, gdyż średnia prędkość pulsarów to tylko ok. 250 km/s. „Ten pulsar porusza się wystarczająco szybko, by ostatecznie uciec z naszej galaktyki” – powiedział Frail.

Astronomowie od dawna widzą, że pulsary dostają kopnięcie, gdy rodzą się z wybuchu supernowej, ale nadal nie są pewni, w jaki sposób to się dzieje.

„Zaproponowano liczne mechanizmy wytwarzania kopnięcia. To, co widzimy w PSR J0002+6216, potwierdza ideę, że niestabilności hydrodynamiczne w wybuchu supernowej są odpowiedzialne za dużą prędkość tego pulsara” – powiedział Frail.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao19df03_cannonball_cropCTB1CGPSVLA_Compsite-1024x1011.jpg
nrao19df03_cannonball_cropCTB1CGPSVLA_Compsite-1024x1011.jpg [ 75.4 KiB | Przeglądany 1154 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: 541 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 17, 18, 19, 20, 21, 22, 23 ... 28  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 5 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