Dzisiaj jest 11 grudnia 2019, 02:38

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 541 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 23, 24, 25, 26, 27, 28  Następna
Autor Wiadomość
Post: 19 września 2019, 16:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Badania ujawniły sześć galaktyk przechodzących nagłe, dramatyczne transformacje

Galaktyki mają różne kształty, rozmiary i jasności, od zwykłych galaktyk po niezwykle świecące aktywne galaktyki. Podczas gdy zwykła galaktyka jest widoczna głównie dzięki światłu gwiazd, aktywna galaktyka świeci najjaśniej w swoim centrum, w którym supermasywna czarna dziura emituje stały ładunek jasnego promieniowania, gdyż zachłannie pochłania pobliski gaz i pył.

Gdzieś pomiędzy zwykłymi i aktywnymi galaktykami znajduje się jeszcze inna klasa, znana jako low-ionization nuclear emission-line region (LINER). Chociaż LINERy są dość powszechne (stanowią ok. ⅓ wszystkich pobliskich galaktyk), astronomowie zaciekle debatowali nad głównym źródłem emisji światła z LINERów. Niektórzy twierdzą, że odpowiedzialne są za nie słabe aktywne jądra galaktyczne, podczas gdy inni utrzymują, że regiony gwiazdotwórcze poza jądrem galaktycznym wytwarzają najwięcej światła.

Zespół astronomów zaobserwował sześć zwykłych galaktyk LINER przekształcających się w wygłodniałe kwazary – miejsce dla najjaśniejszych ze wszystkich jąder galaktycznych. Zespół opisał swoje obserwacje, które mogą pomóc w zdemistyfikowaniu natury zarówno LINERów, jak i kwazarów, jednocześnie odpowiadając na nurtujące pytania dotyczące ewolucji galaktyk, w The Astronomical Journal. Na podstawie ich analiz, naukowcy sugerują, że odkryli zupełnie nowy rodzaj aktywności czarnej dziury w centrach tych sześciu galaktyk LINER.

„W przypadku jednego z sześciu obiektów pierwotnie pomyśleliśmy, że zaobserwowaliśmy zdarzenie zakłócenia pływów, które ma miejsce, gdy gwiazda przechodzi zbyt blisko supermasywnej czarnej dziury i ulega rozszarpaniu. Ale później odkryliśmy, że była to uśpiona wcześniej czarna dziura przechodząca transformację, którą astronomowie nazywają ‘zmieniającym się wyglądem’, czego skutkiem jest jasny kwazar. Obserwacja tych sześciu zmian stosunkowo spokojnych galaktyka LINER, sugeruje, że zidentyfikowaliśmy zupełnie nową klasę aktywnego jądra galaktycznego” – mówi Sara Frederick, absolwentka Wydziału Uniwersytetu Maryland astronomii i główna autorka artykułu.

Wszystkie sześć zaskakujących zmian zaobserwowano w ciągu pierwszych dziewięciu miesięcy pracy Zwicky Transient Facility (ZTF), projektu zautomatyzowanego badania nieba w Obserwatorium Palomar Caltech niedaleko San Diego w Kalifornii, który rozpoczął obserwacje w marcu 2018 r.

Zmiany w wyglądzie zostały udokumentowane w innych galaktykach – najczęściej w klasie aktywnych galaktyk, zwanych galaktykami Seyferta. Z definicji wszystkie galaktyki Seyferta mają jasne, aktywne jądra galaktyczne, ale galaktyki Seyferta typu 1 i typu 2 różnią się ilością emitowanego światła o określonych długościach fali. Według Frederick wielu astronomów podejrzewa, że różnica ta wynika z kąta patrzenia na galaktyki.

Uważa się, że galaktyki Seyferta typu 1 są zwrócone przodem do Ziemi, zapewniając niezakłócony widok na ich jądra, podczas gdy galaktyki Seyferta typu 2 są nachylone pod kątem, tak że ich jądra są częściowo zasłonięte gęstym, pierścieniem w kształcie torusa gęstego, gazowo-pyłowego obłoku. Tak więc transformacja zmieniającego się wyglądu między dwiema klasami stanowi zagadkę dla astronomów, ponieważ nie oczekuje się, że orientacja galaktyki w stosunku do Ziemi ulegnie zmianie.

Nowe obserwacje Frederick i jej współpracowników mogą podważyć te założenia.

„Zaczęliśmy od próby zrozumienia transformacji zmieniającego się wyglądu w galaktykach Seyferta. Ale zamiast tego, znaleźliśmy nową klasę aktywnego jądra galaktycznego zdolnego do przekształcenia cichej galaktyki w świecący kwazar. Teoria sugeruje, że uruchomienie się kwazara powinno zająć tysiące lat, ale te obserwacje sugerują, że może to nastąpić bardzo szybko. Mówi nam, że cała teoria jest błędna. Myśleliśmy, że transformacja Seyferta była główną zagadką. Ale teraz mamy większy problem do rozwiązania” – mówi Suvi Gezari, profesor astronomii UMD i współautor pracy.

Frederick i jej koledzy chcą zrozumieć, w jaki sposób cicha wcześniej galaktyka o spokojnym jądrze może nagle przejść do jasnej latarni galaktycznego promieniowania. Aby dowiedzieć się więcej, wykonali obserwacje obiektów za pomocą Discovery Channel Telescope, który jest obsługiwany przez Obserwatorium Lowella we współpracy z UMD, Uniwersytetem Boston, Uniwersytetem Toledo i Uniwersytetem Północnej Arizony. Obserwacje te pomogły wyjaśnić aspekty przemian, w tym sposób, w jaki szybko transformujące się jądra galaktyczne oddziałują z galaktykami gospodarzami.

„Nasze obserwacje potwierdzają, że LINERy mogą w rzeczywistości przyjmować aktywne supermasywne czarne dziury w swoich ośrodkach. Ale te sześć transformacji było tak nagłych i dramatycznych, że mówią nam, że w tych galaktykach dzieje się coś zupełnie innego. Chcemy wiedzieć, w jaki sposób tak ogromne ilości gazu i pyłu mogą nagle zacząć spadać do czarnej dziury. Ponieważ złapaliśmy te przejścia w czasie ich trwania, otwiera to wiele możliwości porównania tego, jak wyglądały jądra przed i po transformacji” – powiedziała Frederic.

W przeciwieństwie do wielu kwazarów, które oświetlają otaczające obłoki gazu i pyłu daleko poza jądrem galaktycznym, naukowcy odkryli, że tylko gaz i pył znajdujące się najbliżej jądra zostały wyłączone. Frederick, Gezari i ich współpracownicy podejrzewają, że aktywność ta stopniowo rozprzestrzenia się z jądra galaktyki – i może zapewnić możliwość mapowania rozwoju nowo narodzonego kwazara.

„Zaskakujące jest to, że każda galaktyka może zmienić swój wygląd w ludzkiej skali czasu. Zmiany te zachodzą szybciej, niż możemy ją wyjaśnić obecną teorią dotyczącą kwazarów. Potrzeba trochę pracy, aby zrozumieć, co zaburzyć strukturę akrecji galaktyki i wywołać zmiany w tak krótkim czasie. W grę muszą wchodzić bardzo ekstremalne i dramatyczne siły” – powiedziała Frederic.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UMD

Vega


Załączniki:
1.jpg
1.jpg [ 432.01 KiB | Przeglądany 1256 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 września 2019, 17:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Pulsujące promieniowanie gamma z gwiazdy neutronowej wirującej 707 razy na sekundę

Drugi znany najszybciej rotujący pulsar radiowy jest także pulsarem gamma.

Międzynarodowy zespół badawczy odkrył, że pulsar radiowy J0952-0607 emituje również pulsacyjne promieniowanie gamma. J0952-0607 wiruje 707 razy w ciągu jednej sekundy i zajmuje drugie miejsce na liście szybko rotujących gwiazd neutronowych. Analizując dane pochodzące z kosmicznego teleskopu Fermiego promieniowania gamma z 8,5 roku, obserwacji radiowych z LOFAR z ostatnich dwóch lat, z obserwacji z dwóch dużych teleskopów optycznych oraz dane fal grawitacyjnych z detektorów LIGO zespół zbadał szczegółowo układ podwójny złożony z pulsara i jego lekkiego towarzysza. Ich badanie pokazuje, że ekstremalne układy pulsarów ukrywają się w katalogach Fermiego i motywują do dalszych poszukiwań. Analiza jest bardzo obszerna ale rodzi również nowe pytania na temat tego układu.

Pulsary są zwartymi pozostałościami gwiezdnych eksplozji, które mają silne pola magnetyczne i szybko wirują. Emitują promieniowanie kosmiczne niczym latarnia morska i mogą być obserwowane jako pulsary radiowe i/lub pulsary gamma, w zależności od ich orientacji w stosunku do Ziemi.

Najszybszy pulsar poza gromadami kulistymi

PSR J0952-0607 (nazwa oznaczająca położenie na niebie) został po raz pierwszy odkryty w 2017 r. podczas radiowych obserwacji źródła zidentyfikowanego przez kosmiczny teleskop Fermiego jako prawdopodobny pulsar. W danych z Large Area Telescope (LAT) na pokładzie Fermiego nie wykryto pulsacji promieniowania gamma. Obserwacje za pomocą sieci radioteleskopów LOFAR zidentyfikowały pulsujące źródło radiowe i – wraz z obserwacjami z teleskopu optycznego – pozwoliły zmierzyć niektóre właściwości pulsara. Okrąża on wspólny środek masy w czasie 6,2 godziny wraz z gwiazdą towarzyszącą, która waży zaledwie 50 mas Słońca. Pulsar wiruje 707 razy na sekundę co czyni go najszybciej rotującym w naszej galaktyce poza gęstym środowiskiem gwiazdowym gromad kulistych.

Poszukiwanie bardzo słabych sygnałów

Korzystając z wcześniejszych informacji na temat tego układu podwójnego pulsarów, Lars Nieder, doktorant w AEI Hannover, postanowił sprawdzić, czy pulsar emituje również pulsacyjne promienie gamma. „To poszukiwanie jest niezwykle trudne, ponieważ teleskop Fermiego zarejestrował jedynie odpowiednik około 200 promieni gamma ze słabego pulsara w ciągu 8,5 lat obserwacji. W tym czasie sam pulsar obrócił się 220 mld razy. Innymi słowy tylko raz na miliard obrotów zaobserwowano promień gamma! Dla każdego z tych promieni gamma badanie musi dokładnie określić, kiedy podczas każdego z 1,4 milisekundowych obrotów został on wyemitowany” – wyjaśnia Nieder.

Wymaga to przeszukiwania danych z bardzo dokładną rozdzielczością, aby nie przegapić żadnego możliwego sygnału. Wymagana jest ogromna moc obliczeniowa. Bardzo czułe poszukiwanie słabych pulsacji promieniowania gamma zajęłoby 24 lata na komputerze jednordzeniowym. Dzięki zastosowaniu klastra komputerowego Atlas w AEI Hannover zakończyło się zaledwie w 2 dni.

Dziwna pierwsza detekcja

„Nasze wyszukiwanie znalazło sygnał, ale coś było nie tak! Sygnał był bardzo słaby i znajdował się niezupełnie tam, gdzie powinien. Powód: nasze wykrycie promieni gamma z J0952-0607 ukazało błąd w pozycji początkowych obserwacji za pomocą teleskopu optycznego, które wykorzystaliśmy do ukierunkowania naszej analizy. Nasze odkrycie pulsacji promieniowania gamma spowodowało dość słabe – ale istotne statystycznie – odkrycie pulsara gamma w skorygowanej pozycji.”

Po odkryciu i potwierdzeniu istnienia pulsującego promieniowania gamma z pulsara zespół powrócił do danych z Fermiego i wykorzystał całe z 8,5 roku od sierpnia 2008 r. do stycznia 2017 roku do określenia parametrów fizycznych pulsara i jego układu podwójnego. Ponieważ promieniowanie gamma z J0952-0607 było tak słabe, musieli udoskonalić opracowaną wcześniej metodę analizy, aby poprawnie uwzględnić wszystkie niewiadome.

Kolejna niespodzianka: brak pulsacji gamma przed lipcem 2011

Wprowadzone rozwiązanie zawierało kolejną niespodziankę, ponieważ niemożliwe było wykrycie pulsacji promieniowania gamma z pulsara w danych sprzed lipca 2011 r. Powód, dla którego pulsar wydaje się pulsować dopiero po tej dacie, jest nieznany. Różnice w ilości emitowanych promieni gamma mogą być jednym z powodów, ale pulsar jest tak słaby, że nie można było przetestować tej hipotezy z wystarczającą dokładnością. Zmiany na orbicie pulsara widoczne w podobnych układach mogą również stanowić wyjaśnienie, ale w danych nie było nawet wskazówki, że tak się dzieje.

Obserwacje optyczne rodzą dalsze pytania

Zespół wykorzystał również obserwacje wykonane za pomocą teleskopu NTT ESO znajdującego się w Obserwatorium La Silla oraz Gran Telescopio Canarias na La Palmie, aby zbadać gwiezdnego towarzysza pulsara. Najprawdopodobniej jest ona związana pływowo z pulsarem, jak Księżyc z Ziemią, tak że jedna strona zawsze jest zwrócona w kierunku pulsara i nagrzewana przez jego promieniowanie. Podczas gdy towarzysz okrąża wspólny środek masy układu podwójnego, jego gorąca „dzienna” strona i chłodniejsza „nocna” strona są widoczne z Ziemi, a obserwowana jasność i barwa się różnią.

Obserwacje te ukazują kolejną zagadkę. Podczas gdy obserwacje radiowe wskazują na odległość 4400 lat świetlnych do pulsara, obserwacje optyczne sugerują odległość trzykrotnie większą. Gdyby układ znajdował się stosunkowo blisko Ziemi, zawierałby niespotykanego dotąd niezwykle kompaktowego towarzysza o wysokiej gęstości, podczas gdy większe odległości są zgodne z gęstością znanych podobnych towarzyszy pulsara. Wyjaśnieniem tej rozbieżności może być istnienie fal uderzeniowych w wietrze cząsteczek z pulsara, co może prowadzić do innego nagrzewania towarzysza. Więcej obserwacji promieniowania gamma za pomocą LAT Fermiego powinno pomóc odpowiedzieć na to pytanie.

Poszukiwanie ciągłych fal grawitacyjnych

Inna grupa naukowców szukała ciągłej emisji fali grawitacyjnej z pulsara przy użyciu danych z LIGO. Pulsary mogą emitować fale grawitacyjne, gdy mają niewielkie nierówności. Badanie nie wykryło żadnych fal grawitacyjnych, co oznacza, że kształt pulsara musi być bardzo zbliżony do idealnej kuli z najwyższymi nierównościami mniejszymi niż ułamek milimetra.

Szybko wirujące gwiazdy neutronowe

Zrozumienie szybko wirujących pulsarów jest ważne, ponieważ są to próbniki ekstremalnej fizyki. Szybkość wirowania gwiazd neutronowych przed rozerwaniem się w wyniku działania sił odśrodkowych jest nieznana i zależy od nieznanej fizyki jądrowej. Pulsary milisekundowe, takie jak J0952-0607, wirują szybko, ponieważ zostały rozkręcone przez akrecję materii od swojego towarzysza. Uważa się, że proces ten zmniejsza pole magnetyczne pulsara. Dzięki długoterminowym obserwacjom promieniowania gamma zespół badawczy wykazał, że J0952-0607 ma jedno z dziesięciu najniższych pól magnetycznych mierzonych kiedykolwiek dla pulsara, zgodnie z oczekiwaniami teorii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 32.25 KiB | Przeglądany 1251 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 września 2019, 18:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Brama do wewnętrznego Układu Słonecznego

Nowe badanie może zasadniczo zmienić nasze rozumienie tego, w jaki sposób komety przybywają z obrzeży Układu Słonecznego i są kierowane do wewnętrznych jego obszarów, zbliżając się do Ziemi.

Na spotkaniu EPSC-DPS w Genewie planetolog dr Jordan Steckloff przedstawił odkrycie orbitalnej „Bramy”, przez którą wiele komet przechodzi tuż przed naszym Słońcem. Brama została odkryta jako część zestawu symulacji orbitalnych Centaurów, grupy małych lodowych ciał poruszających się po chaotycznych orbitach między Jowiszem a Neptunem. Zespół badawczy modelował ewolucję ciał spoza orbity Neptuna, przez region olbrzymiej planety i wewnątrz orbity Jowisza. Te lodowe ciała są uważane za niemal nieskazitelne pozostałości materii narodzin naszego Układu Słonecznego.

Przez długi czas omawiano drogę ewolucji komet z ich pierwotnego położenia w procesie formowania się, aż do Słońca. „W jaki sposób nowe komety, kontrolowane przez wpływ Jowisza, zastępują te, które zniknęły? Gdzie jest przejście między przebywaniem w zewnętrznym Układzie Słonecznym, jako małe uśpione ciała, a stawaniem się aktywnymi ciałami wewnętrznego Układu Słonecznego, wykazującymi rozległą otoczkę gazu i pyłu oraz warkocz?” – zapytał Steckloff. Te pytania do tej pory pozostawały bez odpowiedzi. „To, co odkryliśmy, model Bramy jako ‘kolebkę komet’, zmieni sposób myślenia o historii lodowych ciał” – powiedział Gal Sarid (University of Central Florida), główny naukowiec badania.

Uważa się, że Centaury pochodzą z regionu Pasa Kuipera znajdującego się poza orbitą Neptuna i że są populacją źródłową komet z rodziny jowiszowej, które zajmują wewnętrzny Układ Słoneczny. Chaotyczna natura orbit Centaurów zaciemnia ich dokładne ścieżki, co utrudnia przewidywanie ich przyszłości jako komet. Kiedy lodowe ciała, takie jak Centaury czy komety, zbliżają się do Słońca, zaczynają uwalniać gaz i pył, aby stworzyć komę i rozległy warkocz, które nazywamy kometami. Pokaz ten jest jednym z najbardziej imponujących zjawisk obserwowanych nocnym niebie, ale jest także przelotnym błyskiem piękna, po którym szybko następuje zniszczenie komety lub jej ewolucja w stan uśpienia, powiedziała członek zespołu, Kathryn Volk (Lunar and Planetary Laboratory, The University of Arizona).

Pierwotnym celem dochodzenia było zbadanie osobliwego Centaura – 29P/Schwassmann-Wachmann 1 (SW1). To średniej wielkości Centaur krążący po prawie kołowej orbicie tuż za Jowiszem. SW1 od dawna intryguje astronomów swoją wysoką aktywnością i częstymi wybuchami, które występują w pewnej odległości od Słońca, gdzie lód nie powinien faktycznie parować. Zarówno jej orbita jak i aktywność stawiają SW1 na ewolucyjnym środku między innymi Centaurami i kometami z rodziny Jowiszowych. Zespół badawczy chciał sprawdzić, czy obecne warunki SW1 są zgodne z postępem orbitalnym innych Centaurów.

„Odkryliśmy, że więcej niż ⅕ Centaurów, które śledziliśmy, wchodzi na orbitę podobną do orbity SW1. Zamiast być swoistą wartością odstającą, SW1 to Centaur złapany na akcie dynamicznej ewolucji w kometę rodziny jowiszowej” – powiedziała dr Maria Womack (Florida Space Institute), naukowiec i współautor badania.

Oprócz powszechnej natury orbity SW1, symulacje prowadzą do jeszcze bardziej zaskakującego odkrycia. „Centaury przechodzące przez ten region są źródłem ponad ⅔ wszystkich komet rodziny jowiszowej, co czyni go główną Bramą, przez którą te komety są tworzone” – powiedział członek zespołu dr Walter Harris (Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona). Region Bramy nie przetrzymuje długo rezydentów, a większość Centaurów staje się kometami z rodziny jowiszowej w ciągu kilku tysięcy lat. Jest to krótka część życia dowolnego obiektu Układu Słonecznego, która może obejmować miliony, a czasem miliardy lat.

Obecność Bramy zapewnia od dawna poszukiwany sposób identyfikacji Centaurów na trajektorii zbliżającej się w kierunku wewnętrznego Układu Słonecznego. SW1 jest obecnie największym i najbardziej aktywnym z garstki obiektów odkrytych w regionie Bramy, co czyni go „głównym kandydatem do pogłębienia naszej wiedzy na temat orbitalnych i fizycznych przejść, które kształtują populację komet, jakie widzimy dzisiaj”, powiedziała członek zespołu, dr Laura Woodney (California State University San Bernardino).

Naukowcy twierdzą, że nasze rozumienie komet jest ściśle związane ze znajomością wczesnego składu i ewolucji warunków do powstania atmosfer i życia Układu Słonecznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Europlanet Society

Vega


Załączniki:
Steckloff-1024x576.jpg
Steckloff-1024x576.jpg [ 44.52 KiB | Przeglądany 1249 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: 27 września 2019, 16:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Trzy czarne dziury na kursie kolizyjnym

Astronomowie odkryli trzy olbrzymie czarne dziury w tytanicznym zderzeniu trzech galaktyk. Kilka obserwatoriów, w tym Obserwatorium Rentgenowskie Chandra i inne teleskopy kosmiczne, uchwyciło niezwykły układ.

„W tym czasie szukaliśmy tylko par czarnych dziur, a jednak dzięki naszej technice selekcji natknęliśmy się na ten niesamowity układ. To najsilniejszy jak dotąd dowód na istnienie takiego potrójnego układu aktywnego karmienia czarnych dziur” – powiedział Ryan Pfeifle z George Mason University w Fairfax w stanie Wirginia, pierwszy autor artykułu.

Układ jest znany jako SDSS J084905.51+111447.2 (w skrócie SDSS J0849+1114) i znajduje się miliard lat świetlnych od Ziemi.

Aby odkryć ten rzadki układ potrójny czarnych dziur, badacze musieli połączyć zarówno dane z teleskopów naziemnych jak i kosmicznych. Najpierw teleskop Sloan Digital Sky Survey (SDSS), który skanuje duże obszary nieba w świetle optycznym z Nowego Meksyku, zobrazował SDSS J0849+1114. Z pomocą naukowców społecznych uczestniczących w projekcie o nazwie Galaxy Zoo zostało on następnie oznaczony jako układ zderzających się galaktyk.

Następnie dane z misji WISE ujawniły, że układ intensywnie świecił w świetle podczerwonym podczas fazy łączenia się galaktyk, gdy oczekiwano, że więcej niż jedna z czarnych dziur będzie szybko karmiona. Aby podążać za tymi wskazówkami, astronomowie skorzystali z teleskopu Chandra i Large Binocular Telescope (LBT) w Arizonie.

Dane z Chandra ukazały źródła promieniowania rentgenowskiego – charakterystyczny znak konsumpcji materii przez czarną dziurę – w jasnych jądrach każdej galaktyki podczas zderzenia, dokładnie tam, gdzie naukowcy spodziewali się istnienia supermasywnych czarnych dziur. Satelity Chandra i NuSTAR również znalazły dowody na duże ilości gazu i pyłu wokół jednej z czarnych dziur, typowy dla łączącego się układu tych obiektów.

Tymczasem dane optyczne z SDSS i LBT wykazały charakterystyczne widmowe ślady materii konsumowanej przez trzy supermasywne czarne dziury.

Jednym z powodów, dla których trudno jest znaleźć triplet supermasywnych czarnych dziur, jest to, że prawdopodobnie są one otoczone gazem i pyłem blokującymi większość światła. Obrazy w podczerwieni z WISE, widma w podczerwieni z LBT i zdjęcia rentgenowskie z Chandra omijają ten problem, ponieważ promieniowanie podczerwone i rentgenowskie przechodzą przez obłoki gazu znacznie łatwiej, niż światło widzialne.

„Dzięki wykorzystaniu dużych obserwatoriów zidentyfikowaliśmy nowy sposób rozpoznawania potrójnych supermasywnych czarnych dziur. Każdy teleskop daje nam inną wskazówkę dotyczącą tego, co dzieje się w tych układach. Mamy nadzieję rozszerzyć naszą pracę, aby znaleźć więcej tripletów przy użyciu tej samej techniki” – powiedział Pfeifle.

„Podwójne i potrójne czarne dziury są niezwykle rzadkie, ale układy takie są w rzeczywistości naturalną konsekwencją zderzenia galaktyk, a naszym zdaniem to sposób, w jaki galaktyki rosną i ewoluują” – powiedziała współautorka, Shobita Satyapal, także z George Mason University.

Trzy łączące się supermasywne czarne dziury zachowują się inaczej, niż dwie. Kiedy trzy czarne dziury oddziałują, para powinna połączyć się w większą czarną dziurę znacznie szybciej, niż gdyby dwie były same. Może to być rozwiązanie teoretycznej zagadki zwanej „final parsec problem”, w którym dwie supermasywne czarne dziury mogą zbliżyć się na dystans kilku lat świetlnych do siebie, ale potrzebowały by dodatkowego przyciągania do wewnątrz, aby się połączyć, ze względu na nadmiar energii, jaką niosą na orbitach. Wpływ trzeciej czarnej dziury, jak w przypadku SDSS J0849+1114, może w końcu je połączyć.

Symulacje komputerowe wykazały, że 16% par supermasywnych czarnych dziur w zderzających się galaktykach będzie oddziaływać z trzecią supermasywną czarną dziurą przed ich połączeniem. Takie połączenia wywołają fale grawitacyjne, które będą miały niższą częstotliwość, niż są w stanie wykryć detektory LIGO i Virgo. Można je jednak wykryć za pomocą obserwacji radiowych pulsarów, a także przyszłych obserwatoriów kosmicznych, takich jak Laser Interferometer Space Antenna (LISA), które będzie wykrywać czarne dziury o masie do miliona mas Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
3blackholes.jpg
3blackholes.jpg [ 257.77 KiB | Przeglądany 1239 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 września 2019, 16:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy obserwują czarną dziurę niszczącą gwiazdę

Dzięki satelicie poszukującemu nowe planety astronomowie otrzymali nieoczekiwane spojrzenie na czarną dziurę rozrywającą gwiazdę na strzępy.

Jest to jedno z najdokładniejszych do tej pory spojrzeń na zjawisko, zwane zdarzeniem powodującym rozerwanie pływowe (tidal disruption event – TDE), i pierwsze dla TESS.

Kamień milowy osiągnięto dzięki światowej sieci robotycznych teleskopów o nazwie ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). Odkrycie zostało opublikowane w The Astrophysical Journal.

„Uważnie monitorujemy obszary nieba, które TESS obserwuje wraz z naszymi teleskopami ASAS-SN, ale mieliśmy to szczęście, że ten płat nieba, który TESS ciągle obserwuje, jest niewielki, a okazał się być jednym z najjaśniejszych TDE, jakie widzieliśmy. Dzięki szybkiemu odkryciu ASAS-SN i niewiarygodnym danym TESS mogliśmy zobaczyć to TDE znacznie wcześniej, niż inne – daje nam to nowe spojrzenie na sposób, w jaki kształtują się TDE” – powiedział Patrick Vallely, współautor badania i absolwent National Science Foundation Graduate Research Fellow w Ohio State.

Do zdarzeń rozerwania pływowego dochodzi, gdy gwiazda zbytnio zbliży się do czarnej dziury. W zależności od wielu czynników, w tym wielkości gwiazdy, rozmiaru czarnej dziury, czarna dziura może pochłonąć lub rozerwać gwiazdę na długie, przypominające spaghetti pasmo.

„Dane TESS pozwalają nam dokładnie zobaczyć, kiedy to niszczycielskie zdarzenie, nazwane ASASSN-19bt, zaczęło jaśnieć, czego nigdy wcześniej nie byliśmy w stanie zrobić. Ponieważ szybko odkryliśmy rozerwanie pływowe dzięki naziemnym ASAS-SN, byliśmy w stanie wykonać wielofalowe obserwacje w ciągu pierwszych kilku dni. Wczesne dane będą niezwykle pomocne w modelowaniu fizyki tych wybuchów” – powiedział Thomas Holoien z Carnegie Observatories w Pasadenie, Kalifornia.

ASAS-SN był pierwszym systemem, który zobaczył, jak czarna dziura rozrywa gwiazdę na strzępy. Holoien pracował w Obserwatorium Las Campanas w Chile 29 stycznia 2019 roku, kiedy dostał alert z jednego z teleskopów ASAS-SN w Południowej Afryce. Holoien skierował dwa teleskopy Las Campanas na rozerwanie pływowe a następnie poprosił o obserwacje innych teleskopów na całym świecie.

TESS zdążył już monitorować dokładnie tę część nieba, w której teleskop ASAS-SN odkrył zdarzenie rozerwania pływowego. To nie było jedynie szczęście w obserwacjach – po wystartowaniu TESS w lipcu 2018 roku zespół odpowiedzialny za ASAS-SN poświęcił więcej teleskopowego czasu ASAS-SN na obserwowane przez TESS obszary nieba.

Ale szczęściem jest, że TDE nastąpiło w linii widzenia systemu, powiedział Chris Kochanek, prof. astronomii na Ohio State University.

Rozerwania pływowe są rzadkie, zdarzają się raz na 10 000 – 100 000 lat w galaktyce wielkości Drogi Mlecznej. Dla porównania, supernowe zdarzają się co 100 lat. Naukowcy zaobserwowali około 40 TDE w całej historii (ASAS-SN widzi kilka w ciągu roku). Jak mówi Kochanek, zdarzenia są rzadkie głównie dlatego, że gwiazdy muszą znajdować się bardzo blisko czarnej dziury – mniej więcej średnia odległość Ziemi od Słońca – aby je stworzyć.

Ponieważ ASAS-SN wykrywał wcześniej zdarzenie powodujące rozerwanie pływowe, Holoien był w stanie wytrenować dodatkowe teleskopy na tym zdarzeniu, rejestrując bardziej szczegółowy wygląd, niż było to możliwe wcześniej. Następnie astronomowie mogli spojrzeć na dane z TESS – które, ponieważ pochodziły z satelity umieszczonego w kosmosie, były dostępne dopiero kilka tygodni po wydarzeniu – aby sprawdzić, czy potrafią dostrzec to zdarzenie w trakcie trwania. Dane z TESS oznaczały, że widzieli oznaki rozerwań pływowych w danych z około 10 dni przed ich wystąpieniem.

„Wczesne dane z TESS pozwalają nam widzieć światło bardzo blisko czarnej dziury, znacznie bliżej, niż byliśmy w stanie widzieć wcześniej. Pokazują nam również, że wzrost jasności ASASSN-19bt był bardzo płynny, co pomaga nam stwierdzić, że zdarzenie to było rozerwaniem pływowym a nie innym rodzajem wybuchu, np. z galaktycznego centrum czy supernowej” – powiedział Vallely.

Zespół Holoiena wykorzystał ultrafioletowe dane z Neil Gehrels Swift Observatory NASA w celu ustalenia, że temperatura spadła o około 50%, z ok. 40 000 do 20 000 stopni Celsjusza, w ciągu kilku dni. Holoien powiedział, że po raz pierwszy zaobserwowano tak wczesny spadek temperatury w wyniku rozerwania pływowego, chociaż kilka teorii to przewidziało.

Bardziej typowy dla tego rodzaju zdarzeń był niski poziom emisji promieniowania rentgenowskiego obserwowany przez Swift. Naukowcy nie do końca rozumieją, dlaczego TDE produkują tak dużą emisję UV i tak mało promieniowania rentgenowskiego.

Astronomowie uważają, że supermasywna czarna dziura, która wygenerowała ASASSN-19bt, ma masę ok. 6 mln mas Słońca. Znajduje się ona w centrum galaktyki o nazwie 2MASX J07001137-6602251, leżącej ok. 375 mln lat świetlnych stąd w konstelacji Latającej Ryby. Zniszczona gwiazda mogła być wielkości zbliżonej do naszego Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OSU

Vega


Załączniki:
1920_tdeimage-925999.jpg
1920_tdeimage-925999.jpg [ 68.03 KiB | Przeglądany 1238 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 września 2019, 20:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Planeta, która nie powinna istnieć

Astronomowie wykryli olbrzymią planetę krążącą wokół małej gwiazdy. Planeta ma znacznie większą masę, niż przewidują modele teoretyczne. Podczas, gdy tego zaskakującego odkrycia dokonał zespół hiszpańsko-niemiecki, badacze z University of Bern zbadali, jak ta tajemnicza egzoplaneta mogła powstać.

GJ 3512 to czerwony karzeł znajdujący się 30 lat świetlnych od nas. Chociaż gwiazda ma zaledwie 1/10 masy Słońca, posiada olbrzymią planetę. „Wokół takich gwiazd powinny krążyć tylko planety wielkości Ziemi lub nieco bardziej masywne super-Ziemie. GJ 3512b jest jednak olbrzymią planetą o masie połowy Jowisza, a zatem co najmniej jeden rząd wielkości masywniejsza, niż planety przewidywane przez modele teoretyczne dla tak małych gwiazd” – powiedział Christoph Mordasini, profesor na Uniwersytecie w Bernie i członek Narodowego Centrum Kompetencji w Badaniach (NCCR) PlanetS.

Tajemnicza planeta została wykryta przez hiszpańsko-niemieckie konsorcjum badawcze CARMENES, które postawiło sobie za cel odkrywanie planet krążących wokół mniejszych gwiazd. W tym celu konsorcjum zbudowało nowy instrument, który został zainstalowany w Obserwatorium Calar Alto na wysokości 2100 m n.p.m. w południowej Hiszpanii. Obserwacje w podczerwieni za pomocą tego spektrografu wykazały, że mała gwiazda regularnie zbliżała się do nas i oddalała – zjawisko wywołane przez towarzysza, który w tym przypadku musiał być szczególnie masywny. Ponieważ odkrycie to było tak nieoczekiwane, konsorcjum skontaktowało się m.in. z grupą badawczą Mordasiniego, jednego z wiodących światowych ekspertów w teorii formowania planet, w celu omówienia prawdopodobnych scenariuszy uformowania się tej olbrzymiej egzoplanety.

„Nasz berneński model dotyczący powstawania i ewolucji planet przewiduje, że wokół małych gwiazd powstanie duża liczba małych planet”, podsumowuje Mordasini, odwołując się do innego znanego układu planetarnego, jako przykładu: TRAPPIST-1. Ta gwiazda, porównywalna z GJ 3512 ma siedem planet o masach w przybliżeniu równych a nawet mniejszych, niż Ziemia. W tym przypadku obliczenia modelu berneńskiego dobrze zgadzają się z obserwacjami. Nie w przypadku GJ 3512. „Nasz model przewiduje, że wokół takich gwiazd nie powinno być planet olbrzymów” – mówi Mordasini. Jednym z możliwych wyjaśnień niepowodzenia obecnej teorii może być mechanizm leżący u podstaw modelu, znany jako akrecja rdzeniowa. Planety powstają w wyniku stopniowego wzrostu małych ciał w coraz większe masy. Naukowcy nazywają to „procesem oddolnym”.

Być może olbrzymia planeta GJ 3512b została utworzona przez zasadniczo inny mechanizm, tak zwane zapadanie grawitacyjne. „Część gazowego dysku, w którym powstają planety, zapada się bezpośrednio pod wpływem własnej grawitacji”, wyjaśnia Mordasini. „Proces odgórny”. Ale nawet to wyjaśnienie sprawia problemy. „Dlaczego w tym przypadku planeta nie rośnie i nie migruje bliżej gwiazdy? Można by się spodziewać obydwu, gdyby dysk gazowy miał wystarczającą masę, aby stać się niestabilny pod wpływem grawitacji. Planeta GJ 3512b jest zatem ważnym odkryciem, które powinno poprawić nasze zrozumienie, w jaki sposób planety formują się wokół takich gwiazd” – mówi ekspert.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NCCR

Vega


Załączniki:
PR_Image_6-768x400.png
PR_Image_6-768x400.png [ 362.53 KiB | Przeglądany 1237 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 października 2019, 19:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Starzejąc się razem: ostrzejsze spojrzenie na czarne dziury i ich galaktyki macierzyste

Niektóre relacje zapisane są w gwiazdach. Zgodnie z najnowszymi badaniami Yale University zdecydowanie tak jest w przypadku supermasywnych czarnych dziur i ich galaktyk macierzystych.

„Specjalny związek” między supermasywnymi czarnymi dziurami (SMBH) a ich galaktykami macierzystymi – coś, co obserwowali astronomowie i fizycy od dłuższego czasu – można teraz rozumieć jako więź, która rozpoczyna się na wczesnym etapie powstawania galaktyki i ma wpływ na to, jak galaktyka i SMBH w jej centrum rosną z czasem.

Czarna dziura to punkt w przestrzeni, w którym materia została zagęszczona tak mocno, że wytwarza ogromną grawitację. Ta grawitacja jest na tyle silna, że nawet światło nie może uciec przed jej przyciąganiem. Czarne dziury mogą być tak małe jak pojedynczy atom lub tak duże, że mają średnicę miliardów km. Największe nazywają się „supermasywnymi” czarnymi dziurami i mają masy równe milionom a nawet miliardom słońc.

SMBH często znajdują się w jądrach dużych galaktyk, w tym w naszej własnej galaktyce, Drodze Mlecznej. Chociaż teoretycznie przewidywano istnienie SMBH, pierwsze wskazówki obserwacyjne wykryto w latach sześćdziesiątych; na początku tego roku Teleskop Horyzontu Zdarzeń opublikował pierwszą sylwetkę czarnej dziury w galaktyce M87. Astrofizycy kontynuują teoretyzowanie na temat pochodzenia czarnych dziur, ich wzrostu i blasku oraz interakcji z galaktykami macierzystymi w różnych środowiskach astronomicznych.

„Istnieje duża niepewność co do połączenia SMBH-galaktyka, w szczególności czy wzrost SMBH była ściślej powiązana z szybkością formowania się gwiazd lub masą galaktyki gospodarza. Wyniki te stanowią najbardziej dokładny dowód teoretyczny na te pierwsze – tempo wzrostu czarnych dziur wydaje się być ściśle powiązane z szybkością, z jaką tworzą się gwiazdy w galaktyce macierzystej” – powiedziała Priyamvada Natarajan, astrofizyk, starszy badacz nowego badania.

Natarajan wniosła znaczący wkład w nasze rozumienie tworzenia się i rozwoju SMBH w odniesieniu do ich okolic. Jej praca mówi o zasadniczym pytaniu, czy te powiązania są jedynie korelacjami czy oznakami głębszego związku przyczynowego.

Natarajan i jej zespół wykorzystali skomplikowane zestawy symulacji, aby dokonać odkrycia. Symulacja kosmologiczna, zwana Romulus, śledzi ewolucję różnych regionów Wszechświata tuż po Wielkim Wybuchu do dnia dzisiejszego i obejmuje tysiące symulowanych galaktyk, które znajdują się w różnych środowiskach kosmicznych.

Symulacje Remulus oferują najwyższej rozdzielczości migawkę wzrostu czarnej dziury, zapewniając w pełni wyłaniający się i ostrzejszy obraz wzrostu czarnej dziury w szerokim zakresie galaktyk macierzystych, od najbardziej masywnych galaktyk zlokalizowanych w centrum gromad galaktyk do znacznie bardziej powszechnych galaktyk karłowatych.

Angelo Ricarte, były doktorant Natarajan zauważył, że jednym z bardziej intrygujących wyników badań jest sposób, w jaki największe czarne dziury we Wszechświecie oddziałują z galaktykami macierzystymi w czasie. Naukowcy odkryli, że SMBH i galaktyki macierzyste rosną w tandemie i że związek jest „samokorygujący”, niezależnie od środowiska, w którym żyją.

„Jeżeli SMBH zaczyna rosnąć zbyt szybko i staje się zbyt duża dla swojej macierzystej galaktyki, procesy fizyczne zapewniają spowolnienie wzrostu w stosunku do galaktyki. Z drugiej strony, jeżeli masa SMBH jest zbyt mała dla galaktyki, tempo wzrostu SMBH zwiększa się w stosunku do wielkości galaktyki, aby to zrekompensować” – wyjaśnił Michael Tremmel z Yale.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Yale

Vega


Załączniki:
growingoldto.jpg
growingoldto.jpg [ 364.38 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: 06 października 2019, 18:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Spitzer dostrzega rozgwieżdżony region z bąblami

Ten obraz w podczerwieni pochodzący z kosmicznego teleskopu Spitzera pokazuje obłok gazu i pyłu pełen bąbli, które są napompowane wiatrem i promieniowaniem młodych, masywnych gwiazd. Każda bańka jest wypełniona setkami a nawet tysiącami gwiazd, które tworzą się z gęstych obłoków gazu i pyłu.

W oparciu o to, co astronomowie wiedzą o tych bąblach oraz o innych, szacuje się, że mają one od 10 do 30 lat świetlnych średnicy. Określenie dokładnych rozmiarów poszczególnych bąbli może być trudne, ponieważ ich odległość od Ziemi jest trudna do zmierzenia, a obiekty wydają się mniejsze, im dalej się znajdują.

Przepływ cząsteczek emitowanych przez gwiazdy, zwane wiatrem gwiazdowym, a także ciśnienie promieniowania wytworzonego przez gwiazdy, mogą wypychać otaczającą materię na zewnątrz, czasem tworząc wydatny obwód.

Ten aktywny obszar formowania się gwiazd znajduje się w Drodze Mlecznej w konstelacji Orła. Czarne miejsca biegnące w obłoku to regiony szczególnie gęstego zimnego pyłu i gazu, w których prawdopodobnie powstanie jeszcze więcej nowych gwiazd.

Spitzer widzi w świetle podczerwonym, które jest niewidoczne dla ludzkiego oka. Wiele mgławic międzygwiazdowych (obłoki gazu i pyłu w przestrzeni kosmicznej), takich jak ten, najlepiej obserwować w świetle podczerwonym, ponieważ podczerwone długości fal mogą przechodzić przez warstwy pyłu w Drodze Mlecznej. Światło widzialne jest bardziej blokowane przez pył.

Bąble i łuk uderzeniowy widoczne na zdjęciach zostały zidentyfikowane w ramach projektu Zooniverse.org, którego celem jest mapowanie formowania się gwiazd w całej Galaktyce. Wolontariusze przejrzeli zdjęcia z publicznego archiwum Spitzera i zidentyfikowali najwięcej bąbli, jak tylko mogli. Przyczyniło się do tego ponad 78 000 użytkowników. Astronomowie prowadzący ten program niedawno opublikowali katalog kandydatów na bąble, które zidentyfikowali wolontariusze. Pełen katalog Milky Way Project, którego częścią jest Zooniverse, zawierający łącznie 2600 bąbli i 599 łuków uderzeniowych, został opisany w artykule opublikowanym niedawno w Monthly Notices.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Spitzer

Vega


Załączniki:
PIA23402_hires.jpg
PIA23402_hires.jpg [ 1.61 MiB | Przeglądany 1093 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 października 2019, 16:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Pożywienie dla młodych bliźniaczych gwiazd

Gwiazdy rodzą się w środku dużych obłoków gazu i pyłu. Lokalne zagęszczenia najpierw tworzą „zarodki”, które następnie gromadzą materię i rosną. Ale jak dokładnie działa ten proces, zwany akrecją? A co się stanie, gdy w dysku materii uformują się dwie gwiazdy? Obrazy w wysokiej rozdzielczości z ALMA młodego układu podwójnego gwiazd po raz pierwszy ukazują złożoną sieć włókien akrecyjnych kształtujących dwie protogwiazdy w dysku. Dzięki tym obserwacjom międzynarodowy zespół astronomów pod przewodnictwem Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics był w stanie zidentyfikować dwupoziomowy proces akrecji, ograniczając warunki prowadzące do powstania i ewolucji układów podwójnych gwiazd.

Większość gwiazd we Wszechświecie występuje postaci par – układów podwójnych – lub nawet układów wielokrotnych. Teraz po raz pierwszy zaobserwowano powstanie takiego układu podwójnego na obrazach wysokiej rozdzielczości pochodzących z ALMA. Międzynarodowy zespół astronomów celował w układ [BHB2007] 11, najmłodszego członka małej gromady młodych obiektów gwiazdowych w jądrze Barnard 59 w obłoku molekularnym mgławicy Fajka. Podczas gdy poprzednie obserwacje wykazały powłokę akrecyjną otaczającą dysk wokół układu podwójnego, nowe obserwacje pokazują teraz jej wewnętrzną strukturę.

„Widzimy dwa zwarte źródła, które interpretujemy jako dyski wokół dwóch młodych gwiazd. Rozmiar każdego z tych dysków jest podobny do pasa planetoid w naszym Układzie Słonecznym, a ich wzajemna odległość wynosi ok. 28 jednostek astronomicznych” – wyjaśnia Felipe Alves z MPE, który prowadził badanie. Obie protogwiazdy są otoczone dyskiem okołogwiazdowym o całkowitej masie ok. 80 mas Jowisza, co pokazuje złożoną sieć struktur pyłu rozmieszczonego w spiralnych kształtach. Kształt włókien sugeruje strumienie opadającej materii, co potwierdza obserwacje molekularnych linii emisji.

Astronomowie interpretują filamenty jako strumienie wypływające z rozszerzonego dysku otaczającego układ podwójny, w którym dysk wokół mniej masywnej gwiazdy układu protogwiazd otrzymuje większą moc wejściową, zgodnie z przewidywaniami teoretycznymi. Szacowana szybkość akrecji wynosi tylko ok. 0,01 masy Jowisza rocznie, co zgadza się z szybkościami szacowanymi dla innych układów protogwiazdowych. W podobny sposób, w jaki dysk otaczający układ podwójny zasila dyski okołogwiazdowe, każdy dysk okołogwiazdowy zasila protogwiazdę w jego środku. Jednak na poziomie dysku gwiazdowego współczynnik akrecji wyprowadzony z obserwacji jest wyższy dla bardziej masywnego obiektu. Obserwacja emisji z rozszerzonego strumienia radiowego dla obiektu północnego potwierdza ten wynik, który jest niezależnym wskaźnikiem, że ta protogwiazda rzeczywiście akreuje więcej materii.

„Oczekujemy, że ten dwupoziomowy proces akrecji będzie napędzał dynamikę układu podwójnego podczas fazy akrecji masy. Chociaż dobra zgodność obserwacji z teorią jest już bardzo obiecująca, będziemy musieli szczegółowo zbadać więcej młodych układów podwójnych, aby dodatkowo ograniczyć warunki, które prowadzą do gwiezdnej wielokrotności” – stwierdza Alves.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 800.78 KiB | Przeglądany 946 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 października 2019, 16:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Masywne włókna zasilają wzrost galaktyk i supermasywnych czarnych dziur

Międzynarodowa grupa naukowców wykorzystała dane obserwacyjne ze spektroskopu MUSE zainstalowanego na VLT w Chile oraz Suprime-Cam na teleskopie Subaru, aby dokonać szczegółowych obserwacji włókna gazu łączące galaktyki w dużej, odległej protogromadzie we wczesnym Wszechświecie. W oparciu o bezpośrednie obserwacje odkryli, że zgodnie z przewidywaniami modelu formowania się galaktyk zimnej ciemnej materii, włókna są rozległe, rozciągają się na ponad 1 milion parseków – parsek to odległość równa 3,26 roku świetlnego – i dostarczają paliwo do intensywnego formowania się gwiazd i wzrostu supermasywnych czarnych dziur w protogromadzie.

Obserwacje, które stanowią bardzo szczegółową mapę filamentów, wykonano na SSA22, masywnej protogromadzie galaktyk leżącej w odległości około 12 mld lat świetlnych stąd w konstelacji Wodnika, co czyni ją strukturą bardzo wczesnego Wszechświata.

Odkrycia dają kluczowe spojrzenie na model formowania się galaktyk. Obecnie powszechnie uważa się, że włókna we wczesnym Wszechświecie napędzały powstawanie galaktyk i supermasywnych czarnych dziur w miejscach krzyżowania się włókien, tworząc gęste obszary materii. Zgodnie z tym grupa stwierdziła, że skrzyżowanie pomiędzy ogromnymi włóknami, które zidentyfikowali, jest domem dla aktywnych jąder galaktycznych – supermasywnych czarnych dziur – i galaktyk, które są bardzo aktywne w formowanie się gwiazd. Określają ich lokalizację na podstawie obserwacji przeprowadzonych za pomocą ALMA i obserwatorium Kecka.

Ich obserwacje opierają się na wykryciu promieniowania znanego jako Lyman alfa – światło ultrafioletowe, które powstaje gdy neutralny wodór ulega jonizacji, a następnie powraca do stanu podstawowego – za pomocą przyrządu MUSE. Stwierdzono, że promieniowanie jest intensywne – zbyt wysokie, aby pochodziło od ultrafioletowego promieniowania tła Wszechświata. Ich obliczenia wykazały, że wysokie promieniowanie zostało wywołane przez galaktyki gwiazdotwórcze oraz formujące się czarne dziury.

Według Hideki Umehata z RIKEN Cluster for Pioneering Research i University of Tokyo, pierwszego autora artykułu: Sugeruje to bardzo mocno, że gaz opadający wzdłuż włókien pod wpływem siły grawitacji powoduje powstawanie galaktyk gwiazdotwórczych i supermasywnych czarnych dziur, nadając Wszechświatowi strukturę, którą widzimy dzisiaj.”

I dalej kontynuuje: „Wcześniejsze obserwacje wykazały, że emisje z kropel gazu rozciągają się poza galaktyki, ale teraz jesteśmy w stanie wyraźnie wykazać, że włókna te są wyjątkowo długie i wychodzą nawet poza nasze brzeg pole widzenia oglądanego przez nas obrazu. To dodaje wiarygodności idei, że włókna te rzeczywiście napędzają intensywną aktywność, którą widzimy w galaktykach wewnątrz włókien.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega


Załączniki:
20191004_1-3.png
20191004_1-3.png [ 354.25 KiB | Przeglądany 943 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 października 2019, 17:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
W jaki sposób powstają magnetary, najsilniejsze magnesy we Wszechświecie?

W jaki sposób niektóre gwiazdy neutronowe stają się najsilniejszymi magnesami we Wszechświecie? Niemiecko-brytyjski zespół astrofizyków znalazł możliwą odpowiedź na pytanie, jak powstają tak zwane magnetary. Naukowcy wykorzystali duże symulacje komputerowe, aby wykazać, w jaki sposób połączenie dwóch gwiazd wytwarza silne pola magnetyczne. Jeżeli takie gwiazdy eksplodują w postaci supernowych, mogą powstać magnetary.

Nasz Wszechświat jest opleciony przez pole magnetyczne. Na przykład Słońce ma otoczkę, w której konwekcja stale wytwarza pola magnetyczne. „Mimo, że masywne gwiazdy nie mają takich powłok, wciąż obserwujemy silne, wielkoskalowe pole magnetyczne na powierzchni około 10% z nich” – wyjaśnia dr Fabian Schneider z Centrum Astronomii Uniwersytetu w Heidelbergu, który jest pierwszym autorem badania. Chociaż takie pola zostały odkryte już w 1947 roku, ich pochodzenie jak dotąd pozostaje nieznane.

Ponad dziesięć lat temu naukowcy zasugerowali, że silne pola magnetyczne powstają, gdy zderzają się dwie gwiazdy. „Ale do tej pory nie byliśmy w stanie przetestować tej hipotezy, ponieważ nie mieliśmy niezbędnych narzędzi obliczeniowych” – mówi dr Sebastian Ohlmann z centrum obliczeniowego Max Planck Society w Garching pod Monachium. Tym razem naukowcy wykorzystali kod AREPO, wysoce dynamiczny kod symulacyjny działający na klastrach obliczeniowych Instytutu Badań Teoretycznych w Heidelbergu (HITS), aby wyjaśnić właściwości Tau Scorpii (τ Sco), magnetara znajdującego się 500 lat świetlnych od Ziemi.

Już w 2016 roku Fabian Schneider i Philipp Podsiadłowski z University of Oxford zdali sobie sprawę, że τ Sco jest tak zwanym niebieskim maruderem. Niebieskie marudery są produktem połączonych gwiazd. „Zakładamy, że Tau Scorpii uzyskała silne pole magnetyczne podczas procesu łączenia” – wyjaśnia dr Philipp Podsiadłowski. Dzięki symulacjom komputerowym τ Sco niemiecko-brytyjski zespół badawczy wykazał teraz, że silne turbulencje podczas połączenia się dwóch gwiazd mogą stworzyć takie pole.

Zdarzenia łączenia się gwiazd są dość częste: naukowcy zakładają, że około 10% wszystkich masywnych gwiazd Drogi Mlecznej jest efektem takich procesów. Zdanie dr Schneidera jest to zgodne z częstością występowania masywnych gwiazd magnetycznych. Astronomowie uważają, że te same gwiazdy mogą tworzyć magnetary, gdy wybuchają jako supernowe.

Może to się zdarzyć również w przypadku τ Sco, gdy pod koniec swojego życia eksploduje. Symulacje komputerowe sugerują, że wygenerowane pole magnetyczne wystarczyłoby do wyjaśnienia wyjątkowo silnych pól magnetycznych w magentarach. „Uważa się, że magnetary mają najsilniejsze pola magnetyczne we Wszechświecie – do stu miliardów razy silniejsze, niż najsilniejsze pole magnetyczne wytworzone kiedykolwiek przez ludzkość” – mówi prof. Dr Friedrich Röpke z HITS.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Heidelberg University

Vega


Załączniki:
simulation_2_500.jpg
simulation_2_500.jpg [ 238.5 KiB | Przeglądany 916 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 października 2019, 16:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Czarne dziury hamują wzrost galaktyk karłowatych

Astronomowie z Uniwersytetu Kalifornijskiego odkryli, że potężne wiatry napędzane przez supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk karłowatych mają znaczący wpływa na ewolucję tych galaktyk poprzez tłumienie procesu formowania się gwiazd.

Galaktyki karłowate to małe galaktyki zawierające od 100 mln do kilku miliardów gwiazd. Droga Mleczna natomiast ma 200-400 mld gwiazd. Galaktyki karłowate są najliczniejszym rodzajem galaktyk we Wszechświecie i często krążą wokół większych galaktyk.

„Spodziewałyśmy się, że będziemy potrzebować obserwacji o znacznie wyższej rozdzielczości i czułości, i planowałyśmy uzyskać ich jako kontynuację naszych początkowych obserwacji. Widziałyśmy jednak znaki silnie i wyraźnie w początkowych obserwacjach. Wiatry były silniejsze, niż się spodziewałyśmy” – powiedziała Gabriela Canalizo, profesor fizyki i astronomii na UC Riverside, która kierowała zespołem badawczym.

Canalizo wyjaśniła, że astronomowie od kilku dziesięcioleci podejrzewają, że supermasywne czarne dziury w centrach dużych galaktyk mogą mieć głęboki wpływ na sposób wzrostu i starzenia się dużych galaktyk.

„Nasze odkrycia wskazują teraz, że ich efekt może być tak samo dramatyczny, jeśli nie bardziej, w galaktykach karłowatych” – powiedziała.

Badaczki wykorzystały część danych z przeglądu SDSS (Sloan Digital Sky Survey), który mapuje ponad 35% nieba, w celu identyfikacji 50 galaktyk karłowatych, z których 29 wykazało oznaki związane z czarnymi dziurami w ich centrach. Sześć z tych 29 galaktyk wykazywało dowody na wiatry – w szczególności wypływów zjonizowanego gazu o dużej prędkości – pochodzących z ich aktywnych czarnych dziur.

„Korzystając z teleskopów Kecka na Hawajach byłyśmy w stanie nie tylko wykryć ale także zmierzyć określone właściwości tych wiatrów, takie jak ich kinematyka, rozkład i źródło zasilania – zrobiono to po raz pierwszy. Znalazłyśmy dowody na to, że wiatry te mogą się zmieniać w tempie, w jakim galaktyki są zdolne do formowania gwiazd” – powiedziała Canalizo.

Christina Manzano-King, pierwsza autorka badania, wyjaśniła, że badając galaktyki karłowate, można rozwiązać wiele pytań dotyczących ewolucji galaktyk, które pozostają bez odpowiedzi.

„Większe galaktyki często powstają, gdy galaktyki karłowate łączą się ze sobą. Są one zatem przydatne do zrozumienia ewolucji galaktyk. Galaktyki karłowate są małe, ponieważ po powstaniu w jakiś sposób uniknęły łączenia się z innymi galaktykami. Dzięki temu służą jako skamieliny, odkrywając, jak wyglądało środowisko wczesnego Wszechświata. Galaktyki karłowate to najmniejsze galaktyki, w których po raz pierwszy bezpośrednio widzimy wiatry – gaz przepływa z prędkością do 1000 km/s” – powiedziała Manzano-King.

Manzano-King wyjaśniła, że gdy materia wpada do czarnej dziury, ulega nagrzaniu z powodu tarcia i silnych pól grawitacyjnych i uwalnia energię promieniowania. Energia ta wypycha otaczający gaz z centrum galaktyki na zewnątrz do przestrzeni międzygalaktycznej.

„Co ciekawe, w sześciu galaktykach karłowatych wiatry te są wypychane przez aktywne czarne dziury, a nie przez procesy gwiazdowe, takie jak supernowe. Zazwyczaj wiatry napędzane procesami gwiazdowymi są powszechne w galaktykach karłowatych i stanowią dominujący proces regulacji ilości gazu w nich dostępnego do formowania się gwiazd” – powiedziała.

Astronomowie podejrzewają, że gdy wiatr z czarnej dziury jest wypychany, kompresuje gaz przed wiatrem, co może zwiększyć powstawanie gwiazd. Ale jeżeli cały wiatr zostanie wydalony z centrum galaktyki, gaz staje się niedostępny i powstawanie gwiazd może się zmniejszyć. Wydaje się, że to ostatnie zachodzi w sześciu galaktykach karłowatych, które zidentyfikowały badaczki.

„W tych sześciu przypadkach wiatr ma negatywny wpływ na powstawanie gwiazd. Modele teoretyczne tworzenia i ewolucji galaktyk nie uwzględniają wpływu czarnych dziur w galaktykach karłowatych. Widzimy jednak dowody tłumienia powstawania gwiazd w tych galaktykach. Nasze odkrycia pokazują, że modele formowania galaktyk muszą obejmować czarne dziury jako ważne, jeżeli nie dominujące, regulatory formowania się gwiazd w galaktykach karłowatych” – powiedziała Laura Sales.

Następnie, badaczki planują zbadanie masy i pędu wypływów gazu w galaktykach karłowatych.

„To by lepiej poinformowało teoretyków, którzy polegają na takich danych do budowy modeli. Modele te z kolei uczą astronomów obserwacyjnych, w jaki sposób wiatry wpływają na galaktyki karłowate. Planujemy również systematyczne poszukiwanie większej próbki SDSS w celu zidentyfikowania galaktyk karłowatych z odpływami z aktywnych czarnych dziur” – powiedziała Manzano-King.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of California

Vega


Załączniki:
NGC1569_image.jpg
NGC1569_image.jpg [ 117.48 KiB | Przeglądany 901 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 października 2019, 15:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Gwałtowne rozbłyski w sercu czarnej dziury

Międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał najnowocześniejsze kamery, aby stworzyć film o prędkości 300 klatek na sekundę przedstawiający rosnący układ czarnej dziury z niespotykaną dotąd szczegółowością. W trakcie tego procesu odkryli nowe wskazówki pozwalające zrozumieć bezpośrednie otoczenie tych zagadkowych obiektów.

Czarne dziury mogą karmić pobliską gwiazdę i tworzyć ogromne dyski akrecyjne. Tutaj wpływ silnej grawitacji czarnej dziury i własnego pola magnetycznego materii może spowodować gwałtowne zmieniający się poziom promieniowania emitowanego z układu jako całości.

Promieniowanie to zostało wykryte w świetle widzialnym przez instrument HiPERCAM Gran Telescopio Canarias (La Palma, Wyspy Kanaryjskie) oraz w promieniach X przez obserwatorium NICER na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej.

Badany układ czarnej dziury nazywa się MAXI J1820+070 i został odkryty na początku 2018 roku. Znajduje się około 10 000 lat świetlnych stąd, w naszej własnej Drodze Mlecznej i ma masę ok. 7 słońc.

Badanie takich układów jest zwykle trudne, ponieważ ich odległości sprawiają, że są zbyt słabe i zbyt małe, aby je zobaczyć – nawet przy użyciu Teleskopu Horyzontu Zdarzeń, który niedawno wykonał obraz czarnej dziury w centrum galaktyki M87. Instrumenty HiPERCAM i NICER pozwalają jednak naukowcom tworzyć „filmy” zmieniającego się światła z układu z prędkością ponad 300 klatek na sekundę, rejestrując gwałtowne „pęknięcia” i „rozbłyski” światła widzialnego i rentgenowskiego.

John Paice z University of Southampton i Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics w Indiach był głównym autorem badania prezentującego te wyniki, a także artystą, który stworzył film. Wyjaśnił pracę w następujący sposób: „Film powstał przy użyciu realnych danych, ale został spowolniony do 1/10 rzeczywistej prędkości, aby ludzkie oko mogło rozpoznać najszybsze rozbłyski. Widzimy, jak materia wokół czarnej dziury jest tak jasna, że przyćmiewa gwiazdę, którą pochłania, a najszybsze migotanie trwa tylko kilka milisekund – to wydajność setek Słońc i więcej emitowana w okamgnieniu.”

Naukowcy odkryli również, że spadkom na poziomie promieni rentgenowskich towarzyszy wzrost światła widzialnego (i odwrotnie). Najszybsze błyski w świetle widzialnym pojawiły się ułamek sekundy po promieniach X. Takie wzory pośrednio ujawniają obecność wyraźnej plazmy.

Nie pierwszy raz znaleziono coś takiego; ułamek sekundy różnicy między promieniowaniem rentgenowskim a światłem widzialnym została zauważona w dwóch innych układach, w których znajdują się czarne dziury, ale nigdy nie zaobserwowano tego poziomu szczegółowości.

Dr Poshak Gandhi ze Southampton skomentował znaczenie tych odkryć: „Fakt, że widzimy to teraz w trzech układach, wzmacnia przekonanie, że jest to cecha jednocząca takie rosnące czarne dziury. Jeżeli to prawda, to musi nam powiedzieć coś fundamentalnego na temat działania plazmy wokół czarnej dziury.”

„Nasze najnowsze pomysły odwołują się do głębokiego związku między opadającymi po spirali a odpływającymi kawałkami plazmy. Ale są to ekstremalne warunki fizyczne, których nie możemy odtworzyć w laboratoriach na Ziemi i nie rozumiemy, jak natura tym zarządza. Takie dane będą miały kluczowe znaczenie dla prawidłowej teorii.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Southampton

Vega


Załączniki:
1-violentflari.jpg
1-violentflari.jpg [ 394.29 KiB | Przeglądany 900 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 października 2019, 16:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Astrofizycy używają sztucznej inteligencji do określania rozmiarów egzoplanet

Zespół naukowców opublikował artykuł, który pokazuje, że znając masę i temperaturę równowagową egzoplanety, można określić jej promień z większą dokładnością, niż poprzednimi metodami.

Solène Ulmer-Moll, doktorantka na Wydziale Nauki Uniwersytetu w Porto (FCUP) wyjaśnia, że wynik ten uzyskano dzięki wykorzystaniu wiedzy z różnych dziedzin: „Ten nowatorski sposób przewidywania promienia egzoplanety jest doskonałym przykładem synergii między nauką o egzoplanetach i techniką uczenia się maszyn.”

Aby scharakteryzować planetę, musimy znać zarówno jej masę jak i promień, aby wyznaczyć gęstość planety i na tej podstawie wywnioskować jej skład. Ale te dane są dostępne tylko dla ograniczonej liczby egzoplanet, ponieważ masa jest często określana przez pomiary prędkości radialnej, podczas gdy promień jest mierzony metodą tranzytową.

Zespół opracował algorytm, który dokładnie prognozuje promień szerokiego zakresu egzoplanet, jeżeli znanych jest kilka innych parametrów planetarnych i gwiezdnych, głównie masy egzoplanet i temperatury równowagowej. Solène Ulmer-Moll dodaje: „Dla setek planet odkrytych metodą prędkości radialnej jesteśmy teraz w stanie przewidzieć ich promień. Możemy wtedy zrozumieć, czy te egzoplanety są potencjalnie skalistymi światami.”

Do tej pory tylko masa egzoplanety była wykorzystywana do przewidywania jej promienia, ale zespół pracuje nad zmianą tego paradygmatu, używając innych parametrów planetarnych i gwiazdowych do wzmocnienia swoich prognoz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instituto de Astrofísica

Vega


Załączniki:
2019Out09_1.jpg
2019Out09_1.jpg [ 1.37 MiB | Przeglądany 898 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 października 2019, 16:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Ogromna gromada galaktyk jako szkło powiększające w promieniach X

Nowa technika soczewek wykrywa maleńką galaktykę karłowatą w pierwszych, wysokoenergetycznych stadiach formowania gwiazd.

Astronomowie wykorzystali ogromną gromadę galaktyk jako szkło powiększające do prześwietlenia promieniami X, aby spojrzeć wstecz w czasie, prawie 9,4 mld lat temu. W trakcie tego procesu zauważyli maleńką galaktykę karłowatą w jej pierwszych, wysokoenergetycznych stadiach formowania gwiazd.

Podczas gdy gromady galaktyk były używane do powiększania obiektów na optycznych długościach fal, naukowcy po raz pierwszy wykorzystali te masywne grawitacyjne olbrzymy do przybliżenia ekstremalnych, odległych zjawisk emitujących promieniowanie X.

To, co wykryli wydaje się być niebieską plamką nowonarodzonej galaktyki, rozmiarów mniej więcej 0,0001 wielkości Drogi Mlecznej, w trakcie tworzenia jej pierwszych gwiazd – supermasywnych, kosmicznie krótkotrwałych obiektów emitujących promieniowanie rentgenowskie o wysokiej energii, które naukowcy wykryli w postaci jasnoniebieskiego łuku.

„Ta mała niebieska plama, oznaczająca, że jest to bardzo mała galaktyka zawierająca wiele bardzo gorących, bardzo masywnych młodych gwiazd, które powstały niedawno. Galaktyka ta jest podobna do pierwszych galaktyk, które powstały we Wszechświecie…. takich, jakich nikt wcześniej nie widział na zdjęciach rentgenowskich w odległym Wszechświecie” – mówi Matthew Bayliss, naukowiec z Mav's Kavli Institute for Astrophysics and Space Research.

Bayliss twierdzi, że wykrycie tej pojedynczej, odległej galaktyki jest dowodem na to, że naukowcy mogą wykorzystać gromady galaktyk jako naturalne rentgenowskie szkła powiększające, aby wykrywać ekstremalne, wysokoenergetyczne zjawiska we wczesnej historii Wszechświata.

„Dzięki tej technice w przyszłości moglibyśmy powiększać odległą galaktykę i datować jej różne części – powiedzmy, ta część ma gwiazdy, które powstały 200 mln lat temu, w porównaniu z inną częścią, która powstała 50 mln lat temu i rozdzielać je w sposób, którego nie można zrobić inaczej” – mówi Bayliss.

Gromady galaktyk to najbardziej masywne obiekty we Wszechświecie, złożone z tysięcy galaktyk, wszystkie połączone grawitacyjnie jedną, ogromną, potężną siłą. Gromady galaktyk są tak masywne, a ich przyciąganie grawitacyjne tak silne, że mogą one zniekształcać czasoprzestrzeń, zaginając Wszechświat i dowolne otaczające światło.

Naukowcy wykorzystali gromady galaktyk jako kosmiczne szkła powiększające, w technice zwanej soczewkowaniem grawitacyjnym. Chodzi o to, że jeżeli naukowcy są w stanie podać w przybliżeniu masę gromady galaktyk, mogą oszacować jej wpływ grawitacyjny na dowolne otaczające światło, a także kąt, pod jakim gromada może zakrzywiać to światło.

Astronomowie wykorzystali gromady galaktyk do powiększania obiektów na optycznych długościach fal, ale nigdy w paśmie rentgenowskim widma elektromagnetycznego, głównie dlatego, że gromady galaktyk same emitują ogromne ilości promieniowania rentgenowskiego. Naukowcy sądzili, że jakiekolwiek promieniowanie X pochodzące ze źródła tła byłoby niemożliwe do odróżnienia od światła własnego gromady.

Naukowcy zastanawiali się, czy mogliby usunąć emisje rentgenowskie pochodzące z gromady galaktyk, aby zobaczyć znacznie słabsze promieniowanie X pochodzące z obiektu znajdującego się za i powiększonego przez gromadę?

Zespół przetestował ten pomysł na podstawie obserwacji przeprowadzonych przez Obserwatorium Chandra, jeden z najpotężniejszych teleskopów rentgenowskich na świecie. Przyjrzeli się szczególnie pomiarom gromady Feniks, odległej gromady galaktyk znajdującej się 5,7 mld lat świetlnych stąd o szacowanej masie ok. kwadryliona mas Słońca, z efektami grawitacyjnymi, które powinny uczynić ją potężną, naturalną soczewką.

Bayliss i jego koledzy analizowali obserwacje gromady Feniks, stale wykonywane za pomocą Chandra przez ponad miesiąc. Obejrzeli także zdjęcia gromady wykonane przez dwa teleskopy optyczne i podczerwone – Kosmiczny Teleskop Hubble’a i Teleskop Magellana w Chile. Przy tych wszystkich różnych spojrzeniach, zespół opracował model do scharakteryzowania efektów optycznych gromady, który pozwolił naukowcom precyzyjnie zmierzyć emisje rentgenowskie z samej gromady i odjąć je od danych.

Pozostały im dwa podobne wzorce emisji promieniowania X wokół gromady, które, jak ustalili, były „soczewkowane” lub grawitacyjnie zakrzywione przez gromadę. Kiedy prześledzili emisje wstecz w czasie, odkryli, że wszystkie pochodzą z jednego, odległego źródła: maleńkiej galaktyki karłowatej sprzed 9,4 mld lat – około ⅓ obecnego wieku Wszechświata.

Połączenie naturalnej mocy soczewkowania gromady Feniks pozwoliło zespołowi zobaczyć maleńką galaktykę ukrywającą się za gromadą, powiększoną około 60 razy. Przy tej rozdzielczości udało im się przybliżyć tak, by dostrzec dwie wyraźne grupy w galaktyce, z których jedna wytwarza znacznie więcej promieniowanie X niż druga.

Ponieważ promienie X są zwykle wytwarzane podczas ekstremalnych, krótkotrwałych zjawisk, naukowcy uważają, że pierwsza grupa bogata w promienie X sygnalizuje część galaktyki karłowatej, która niedawno utworzyła supermasywne gwiazdy, podczas gdy cichszy region to starszy obszar, który zawiera bardziej dojrzałe gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-galaxy-lens-01_0.jpg
MIT-galaxy-lens-01_0.jpg [ 179.34 KiB | Przeglądany 883 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 października 2019, 16:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Droga Mleczna porwała kilka małych galaktyk od swojego sąsiada

Zgodnie z przewidywaniami kosmologii, tak jak Księżyc krąży wokół Ziemi a Ziemia wokół Słońca, tak galaktyki krążą wokół siebie.

Na przykład ponad 50 odkrytych galaktyk satelitarnych okrąża naszą własną galaktykę, Drogę Mleczną. Największą z nich jest Wielki Obłok Magellana (LMC), duża galaktyka karłowata, która na nocnym niebie półkuli południowej przypomina słabą chmurę.

Zespół astronomów odkrył, że kilka małych – albo „karłowatych” – galaktyk krążących wokół Drogi Mlecznej zostało prawdopodobnie skradzionych z LMC, w tym kilka skrajnie słabych karłowatych, ale także stosunkowo jasnych i dobrze znanych galaktyk satelitarnych, takich jak Carina i Fornax.

Naukowcy dokonali tego odkrycia wykorzystując nowe dane zgromadzone przez teleskop kosmiczny Gaia na temat ruchu kilku pobliskich galaktyk i porównując to z najnowszymi kosmologicznymi symulacjami hydrodynamicznymi. Zespół wykorzystał pozycje na niebie i przewidywane prędkości materii, takiej jak ciemna materia, towarzyszącej LMC, stwierdzając, że co najmniej dwie skrajnie słabe i dwie klasyczne galaktyki karłowate, Carina i Fornax, były kiedyś satelitami LMC. Naukowcy podają, że dzięki trwającemu procesowi łączenia masywniejsza Droga Mleczna wykorzystała swoje potężne pole grawitacyjne do rozerwania LMC i kradzieży jego satelitów.

„Wyniki te są ważnym potwierdzeniem naszych modeli kosmologicznych, które przewidują, że małe galaktyki karłowate we Wszechświecie powinny być również otoczone populacją mniejszych, słabszych galaktyk towarzyszących. Po raz pierwszy jesteśmy w stanie odwzorować hierarchię formowania się struktury na tak słabe i skrajnie słabe galaktyki karłowate” – powiedziała Laura Sales, adiunkt fizyki i astronomii, która kierowała zespołem badawczym.

Odkrycia te mają ważne implikacje dla całkowitej masy LMC, a także dla powstania Drogi Mlecznej.

„Jeżeli tak wiele karłów pojawiło się wraz z LMC dopiero niedawno, oznacza to, że właściwości populacji satelity Drogi Mlecznej zaledwie 1 mld lat temu były radykalnie różne, co wpłynęło na nasze zrozumienie, w jaki sposób powstają i ewoluują najsłabsze galaktyki” – powiedziała Sales.

Galaktyki karłowate to małe galaktyki, które zawierają od kilku tysięcy do kilku miliardów gwiazd. Naukowcy wykorzystali symulacje komputerowe z projektu Feedback In Realistic Environments, aby pokazać, że LMC i podobne galaktyki są gospodarzami dla wielu małych galaktyk karłowatych, z których wiele nie zawiera wcale gwiazd – tylko ciemną materię, rodzaj materii, który zdaniem naukowców stanowi większość masy Wszechświata.

„Duża liczba małych galaktyk karłowatych wydaje się sugerować, że zawartość ciemnej materii w LMC jest dość duża, co oznacza, że Droga Mleczna przechodzi najbardziej masywne połączenie w swojej historii, z LMC, jej partnerem, przynosząc aż ⅓ masy w halo Drogi Mlecznej – halo niewidzialnej materii otaczającej naszą galaktykę – powiedział Ethan Jahn, pierwszy autor artykułu i doktorant w grupie badawczej Sales.

Jahn wyjaśnił, że liczba maleńkich galaktyk karłowatych w LMC może być wyższa niż wcześniej oszacowali astronomowie i że wiele z tych małych satelitów nie ma gwiazd.

„Małe galaktyki są trudne do zmierzenie i możliwe, że niektóre znane już skrajnie słabe galaktyki karłowate są w rzeczywistości związane z LMC. Możliwe jest również, że odkryjemy skrajnie słabe powiązane z LMC” – powiedział.

Galaktyki karłowate mogą być satelitami większych galaktyk lub mogą być „odizolowane”, istnieć samodzielnie i niezależnie od większych obiektów. Jak wyjaśnił Jahn, LMC był odizolowany ale został przechwycony przez grawitację Drogi Mlecznej i teraz jest jej satelitą. Według niego LMC był gospodarzem siedmiu własnych galaktyk satelitarnych, w tym Małego Obłoku Magellana, zanim zostały one schwytane przez Drogę Mleczną.

Następnie zespół zbada, w jaki sposób galaktyki wielkości LMC tworzą swoje gwiazdy i jaki to ma związek z ilością masy ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of California

Vega


Załączniki:
LMC_0.png
LMC_0.png [ 247.74 KiB | Przeglądany 873 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 października 2019, 16:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Gazowe „wodospady” ujawniają niemowlęce planety wokół młodej gwiazdy

Po raz pierwszy astronomowie korzystający z ALMA byli świadkami trójwymiarowych ruchów gazu w dysku protoplanetarnym. W trzech miejscach w dysku wokół młodej gwiazdy HD 163296 gaz płynie jak wodospad w szczelinach, które najprawdopodobniej powstają w trakcie formowania się planet. Te przepływy gazu były od dawna prognozowane i miałyby bezpośredni wpływ na skład chemiczny atmosfer planet.

Miejsce narodzin planet to dyski złożone z gazu i pyłu. Astronomowie badają te tak zwane dyski protoplanetarne, aby zrozumieć procesy formowania się planet. Piękne obrazy dysków wykonane za pomocą ALMA pokazują wyraźne szczeliny i właściwości pierścienia w pyle, które mogą być wywołane przez planety niemowlęce.

Aby uzyskać większą pewność, że luki te faktycznie są wywołane przez planety, i aby uzyskać pełniejszy obraz formowania się planet, naukowcy oprócz pyłu badają również gaz z dysku. 99% masy dysku protoplanetarnego to gaz, którego tlenek węgla (CO) jest najjaśniejszym składnikiem świecącym na falach milimetrowych, które może obserwować ALMA.

W ubiegłym roku dwa zespoły astronomów zademonstrowały nową technikę polowania na planety przy użyciu tego gazu. Zmierzyli prędkość CO rotującego w dysku wokół młodej gwiazdy HD 163296. Zlokalizowane zakłócenia ruchów gazu ujawniły na dysku trzy wzory podobne do planet.

W nowym badaniu główny autor Richard Teague z University of Michigan i jego zespół wykorzystali nowe dane ALMA o wysokiej rozdzielczości z Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP) do bardziej szczegółowego badania prędkości gazu. „Dzięki wysokiej dokładności danym z tego programu, byliśmy w stanie zmierzyć prędkość gazu w trzech kierunkach zamiast tylko jednym. Po raz pierwszy zmierzyliśmy ruch gazu krążącego wokół gwiazdy, w kierunku gwiazdy lub od niej oraz w górę lub w dół w dysku” – powiedział Teague.

Teague i jego koledzy widzieli, jak gaz przemieszcza się z górnych warstw w kierunku środka dysku w trzech różnych lokalizacjach. „Najbardziej prawdopodobne jest to, że planeta na orbicie wokół gwiazdy odsuwa na bok gaz i pył, otwierając lukę. Gaz powyżej szczeliny zapada się w nią jak wodospad, powodując rotacyjny przepływ gazu w dysku” – wyjaśnił Teague.

Jest to jak dotąd najlepszy dowód na to, że wokół HD 163296 faktycznie powstają planety. Ale astronomowie nie mogą ze stuprocentową pewnością stwierdzić, że przepływy gazu są powodowane przez planety. Na przykład pole magnetyczne gwiazdy również może powodować zaburzenia w gazie. „W tej chwili tylko bezpośrednia obserwacja planet mogła wykluczyć inne opcje. Ale wzorce tych przepływów gazu są wyjątkowe i jest bardzo prawdopodobne, że mogą być wywołane tylko przez planety” – powiedział współautor Jaehan Bae z Carnegie Institution for Science, który przetestował tę teorię za pomocą symulacji komputerowej dysku.

Lokalizacja trzech przewidywanych w tym badaniu planet odpowiada wynikom z ubiegłego roku: prawdopodobnie są one zlokalizowane na 87, 140 i 237 jednostce astronomicznej (j.a. – średnia odległość Ziemia-Słońce). Najbliższa planeta do HD 163296 jest szacowana na połowę masy Jowisza, środkowa planeta ma masę Jowisza a najdalsza jest dwa razy masywniejsza, niż nasz gazowy olbrzym.

Od lat 90. modele teoretyczne przewidują, że istnieją przepływy gazu z powierzchni w kierunku środka płaszczyzny dysku protoplanetarnego, ale zaobserwowane zostały po raz pierwszy. Można ich używać nie tylko do wykrywania planet niemowlęcych. Kształtują także nasze rozumienie tego, w jaki sposób gazowe olbrzymy utrzymują atmosferę.

„Planety tworzą się w centralnej warstwie dysku, tak zwanej płaszczyźnie środkowej. To zimne miejsce, osłonięte przed promieniowaniem gwiazdy. Uważamy, że luki wywołane przez planety dostarczają cieplejszy gaz z bardziej aktywnych chemicznie zewnętrznych warstw dysku i że gaz ten tworzy atmosferę planety” – wyjaśnia Teague.

Teague i jego zespół nie spodziewali się, że będą w stanie zobaczyć to zjawisko. „Dysk wokół HD 163296 jest najjaśniejszym i największym dyskiem, jaki możemy zobaczyć z ALMA. Ale wielką niespodzianką było zobaczyć tak wyraźnie przepływ gazu. Dyski wydają się być bardziej dynamiczne, niż sądziliśmy” – powiedział Teague.

„To daje nam o wiele bardziej kompletny obraz powstawania planet, niż kiedykolwiek marzyliśmy. Charakteryzując te przepływy, możemy ustalić, w jaki sposób rodzą się planety takie jak Jowisz, i określić ich skład chemiczny w chwili narodzin. Możemy to wykorzystać do śledzenia miejsca narodzin tych planet, ponieważ mogą się one przemieszczać podczas procesu formowania” – powiedział jego współautor Ted Bergin z University of Michigan.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
Teague_artistimp_SD-1024x755.png
Teague_artistimp_SD-1024x755.png [ 495.95 KiB | Przeglądany 866 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 października 2019, 16:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Pogoda w gromadach galaktyk może mieć wpływ na brak chłodzenia gazu potrzebnego do formowania gwiazd

Zdaniem zespołu badaczy „pogoda” w gromadach galaktyk może wyjaśnić wieloletnią łamigłówkę. Naukowcy zastosowali wyrafinowane symulacje, aby pokazać, w jaki sposób potężne strumienie z supermasywnych czarnych dziur są zakłócane przez ruch gorącego gazu i galaktyk, uniemożliwiając chłodzenie gazu, który w przeciwnym razie mógłby tworzyć gwiazdy.

Typowe gromady galaktyk składają się z kilku tysięcy galaktyk, które mogą być bardzo różne od naszej Drogi Mlecznej i różnić się rozmiarem i kształtem. Układy te są osadzone w bardzo gorącym gazie znanym jako intracluster medium (ICM), z których wszystkie żyją w niewidzialnym halo tak zwanej „ciemnej materii”.

Duża liczba galaktyk posiada w swoim centrum supermasywne czarne dziury, a one często mają strumienie materii o dużych prędkościach, rozciągające się na tysiące lat świetlnych, które mogą nadmuchać bardzo gorące płaty w ICM.

Naukowcy przeprowadzili najnowocześniejsze symulacje, patrząc na płaty dżetów w najdrobniejszych szczegółach oraz promienie rentgenowskie emitowane jako rezultat. Model ten rejestruje narodziny i kosmologiczną ewolucję gromady galaktyk i pozwolił naukowcom z niespotykanym realizmem zbadać, w jaki sposób napompowane przez nie dżety i płaty oddziałują z dynamicznym ICM.

Odkryli, że obserwacje rentgenowskie symulowanej gromady ukazały tak zwane „wnęki rentgenowskie” i „jasne obręcze rentgenowskie” generowane przez dżety supermasywnych czarnych dziur, które same są zniekształcone przez ruchy w gromadzie, niezwykle przypominające te znalezione w obserwacjach prawdziwych gromad galaktyk.

Symulacja pokazuje, że gdy galaktyki poruszają się w gromadzie, tworzą one rodzaj „pogody”, poruszając się, odkształcając i niszcząc gorące płaty gazu znajdujące się na końcu dżetów czarnej dziury. Płaty dżetów są niezwykle potężne i jeżeli zostaną zakłócone, dostarczają ogromne ilości energii do ICM.

Zespół uważa, że ten mechanizm zakłócania pogody w gromadach może rozwiązać trwały problem: zrozumienie, dlaczego gaz ICM nie chłodzi się i nie tworzy gwiazd w centrum gromady. Pytanie to nęka fizyków do 25 lat.

Przeprowadzone symulacje dostarczają nowe kuszące rozwiązanie tego problemu. Dr Martin Bourne z Institute of Astronomy w Cambridge skomentował: „Połączenie ogromnych energii pompowanych do płatów dżetów przez supermasywną czarną dziurę i zdolność pogody gromady do zakłócania płatów i redystrybucji tej energii do ICM dostarcza prosty i jednocześnie elegancki mechanizm rozwiązania problemu przepływu chłodzenia.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega


Załączniki:
SMB jet artist impression.jpg
SMB jet artist impression.jpg [ 2.34 MiB | Przeglądany 850 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 października 2019, 17:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Ciemna materia rozpędza najmasywniejsze galaktyki spiralne do oszałamiających prędkości

Jak szybko wiruje galaktyka? Droga Mleczna, średnia galaktyka spiralna, obraca się z prędkością 210 km/s w okolicy naszego Słońca. Nowe badania wykazały, że najbardziej masywne galaktyki spiralne wirują szybciej niż oczekiwano. Te „super spiralne”, z których największa waży około 20 razy więcej, niż Droga Mleczna, wirują z prędkościami do 570 km/s.

Super spiralne galaktyki są wyjątkowe pod każdym względem. Oprócz tego, że są znacznie masywniejsze, niż Droga Mleczna, są również jaśniejsze i większe pod względem rozmiarów fizycznych. Rozpiętość największej z nich to 450 000 lat świetlnych w porównaniu do średnicy 100 000 lat świetlnych w przypadku Drogi Mlecznej. Do tej pory znanych jest tylko około 100 takich galaktyk. Zostały odkryte jako ważna nowa klasa galaktyk podczas badania danych z SDSS i z NED.

Patrick Ogle ze Space Telescope Science Institute w Baltimore jest pierwszym autorem artykułu opublikowanego 10 października b.r. w Astrophysical Journal Letters. W pracy przedstawiono nowe dane na temat prędkości obrotowych tych galaktyk zebranych za pomocą SALT, największego pojedynczego teleskopu optycznego na półkuli południowej. Dodatkowe dane uzyskano przy użyciu 5-metrowego teleskopu Hale’a z Obserwatorium Palomar. Dane z misji WISE uzyskane w podczerwieni miały kluczowe znaczenie dla pomiaru mas galaktyk w gwiazdach i tempie ich powstawania.

Nawiązując do nowego badania, Tom Jarrett z Uniwersytetu w Kapsztadzie w Południowej Afryce mówi: „Ta praca pięknie ilustruje potężną synergię między obserwacjami galaktyk w zakresie optycznym i podczerwonym, ujawniając ruchy gwiazd na podstawie spektroskopii SDSS i SALT oraz inne właściwości gwiazdowe poprzez obrazowanie WISE w podczerwieni.”

Teoria sugeruje, że galaktyki te wirują szybko, ponieważ znajdują się w niewiarygodnie dużych halo ciemnej materii. Od dziesięcioleci ciemną materię wiąże się z rotacją galaktyk. Astronom Vera Rubin była pionierem prac nad szybkościami rotacji galaktyk, pokazując, że galaktyki spiralne wirują szybciej, niż gdyby ich grawitacja była wywołana jedynie obecnością gwiazd i gazu. Dodatkowa, niewidoczna substancja, zwana ciemną materią musi wpływać na rotację galaktyki. Oczekuje się, że galaktyka spiralna o danej masie w gwiazdach będzie się obracać z określoną prędkością. Zespół Ogle stwierdza, że galaktyki te znacznie przekraczają spodziewaną prędkość rotacji.

Super spiralne galaktyki rezydują też w znacznie większych halo ciemnej materii. Najbardziej masywne halo, które mierzył Ogle, zawiera wystarczającą ilość ciemnej materii, aby ważyła co najmniej 40 bilionów razy więcej, niż Słońce. Ta ilość ciemnej materii zwykle zawierałaby grupę galaktyk, a nie pojedynczą galaktykę.

„Wygląda na to, że spin galaktyki jest ustalony przez masę halo ciemnej materii” – wyjaśnia Ogle.

Fakt, że galaktyki te łamią zwykły związek między masą galaktyki zawartą w gwiazdach a szybkością rotacji, jest nowym dowodem przeciwko alternatywnej teorii grawitacji znanej jako zmodyfikowana dynamika newtonowska (MOND). MOND sugeruje, że w największych skałach, takich jak galaktyki i gromady galaktyk, grawitacja jest nieco silniejsza niż byłaby przewidywana przez Newtona lub Einsteina. Spowodowałoby to na przykład, że zewnętrzne obszary galaktyki spiralnej obracały by się szybciej, niż można by się tego spodziewać na podstawie masy gwiazdowej. MOND ma na celu odtworzenie standardowej zależności prędkości rotacji galaktyk spiralnych, dlatego nie może wyjaśniać wartości odstających, takich jak super spiralne galaktyki. Obserwacje ich sugerują, że nie jest wymagana dynamika nienewtonowska.

Pomimo tego, że są one najmasywniejszymi galaktykami we Wszechświecie, w rzeczywistości mają niedowagę w postaci gwiazd w porównaniu z tym, czego można się spodziewać po ilości zawartej w nich ciemnej materii. Sugeruje to, że sama ilość ciemnej materii hamuje powstawanie gwiazd. Istnieją dwie możliwe przyczyny: 1 – każdy dodatkowy gaz, który jest wciągany do galaktyki, rozbija się i nagrzewa, uniemożliwiając jej ochłodzenie i tworzenie gwiazd, lub 2 – szybka rotacja galaktyki utrudnia zapadanie się.

Mimo tych zakłócających wpływów, galaktyki te wciąż mogą tworzyć gwiazdy. Pomimo, że największe galaktyki eliptyczne uformowały wszystkie lub większość swoich gwiazd ponad 10 mld lat temu, super spiralne galaktyki nadal tworzą gwiazdy. Każdego roku przekształcają około 30 mas Słońca materii w gwiazdy, co jest normalne dla galaktyk tej wielkości. Dla porównania, nasza Droga Mleczna formuje równowartość około 1 masy Słońca gwiazd rocznie.

Ogle i jego zespół zaproponowali dodatkowe obserwacje, aby pomóc odpowiedzieć na kluczowe pytania na temat tych galaktyk, w tym obserwacje mające na celu lepsze badanie ruchu gazu i gwiazd w ich dyskach. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba dzięki dużemu polu widzenia będzie mógł badać je na większych odległościach i odpowiednio młodszych grupach wiekowych, aby dowiedzieć się więcej na temat tych galaktyk, które są niezwykle rzadkie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
low_STSCI-H-p1954a-k-1340x520.png
low_STSCI-H-p1954a-k-1340x520.png [ 133.1 KiB | Przeglądany 817 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: 23 października 2019, 16:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1060
Oddział PTMA: Kraków
Zakłócając przepływ wokół supermasywnej czarnej dziury

W centrum galaktyki NGC 1068 supermasywna czarna dziura ukrywa się w gęstym obłoku pyłu i gazu o kształcie pączka. Kiedy astronomowie wykorzystali ALMA w celu dokładniejszego zbadania tego obłoku, dokonali nieoczekiwanego odkrycia, które może wyjaśnić, dlaczego supermasywne czarne dziury tak szybko rosły we wczesnym Wszechświecie.

Dzięki niesamowitej rozdzielczości ALMA astronomowie zmierzyli ruch gazu na wewnętrznych orbitach wokół czarnej dziury i znaleźli dwa dyski gazu rotujące w przeciwnych kierunkach.

Supermasywne czarne dziury istniały już, gdy Wszechświat był młody – zaledwie miliard lat po Wielkim Wybuchu. Ale to, w jaki sposób ekstremalne obiekty, których masy są nawet miliardy razy większe, niż masa Słońca, zdążyły urosnąć w tak stosunkowo krótkim czasie, jest wyjątkowym pytaniem wśród astronomów. Nowe odkrycie ALMA może być wskazówką. „Przeciwnie rotujące strumienie gazu są niestabilne, co oznacza, że obłoki wpadają do czarnej dziury szybciej niż w przypadku dysku z jednym kierunkiem rotacji. To może być sposób, w jaki czarna dziura zdoła szybko rosnąć” – mówi Violette Impellizzeri z NRAO i główna autorka publikacji.

NGC 1068 (znana również jako M 77) to galaktyka spiralna oddalona o ok. 47 mln lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Wieloryba. W jej centrum znajduje się aktywne jądro galaktyczne, supermasywna czarna dziura, która aktywnie karmi się z cienkiego, rotującego dysku gazu i pyłu, znanego również jako dysk akrecyjny.

Poprzednie obserwacje ALMA pokazały, że czarna dziura nie tylko połyka materię, ale także wyrzuca gaz z niewiarygodnie dużymi prędkościami – do 500 km/s. Ten gaz, który zostaje wydalony z dysku akrecyjnego, prawdopodobnie przyczynia się do ukrycia obszaru wokół czarnej dziury przed teleskopami optycznymi.

Impellizzeri i jej zespół wykorzystali doskonałą zdolność obiektywu zmiennoogniskowego ALMA do obserwacji gazu molekularnego wokół czarnej dziury. Nieoczekiwanie znaleźli dwa przeciwnie rotujące dyski gazu. Wewnętrzny dysk rozciąga się na 2-4 lata świetlne i podążą za rotacją galaktyki, podczas gdy dysk zewnętrzny (zwany również torusem) rozciąga się na 4-22 lata świetlne i wiruje w przeciwnym kierunku.

„Nie spodziewaliśmy się tego. Normalnie gaz opadający do czarnej dziury wirowałby wokół niej tylko w jednym kierunku. Coś musiało zakłócić przepływ, ponieważ niemożliwe jest, aby część dysku samodzielnie zaczęła wirować wstecz” – powiedziała Impellizzeri.

Rotacja wsteczna nie jest niezwykłym zjawiskiem w kosmosie. „Widzimy to w galaktykach, zwykle tysiące lat świetlnych od jąder galaktycznych. Rotacja wsteczna zawsze wynika z kolizji lub interakcji między dwiema galaktykami. Tym, co czyni ten wynik niezwykłym, jest to, że widzimy go na znacznie mniejszą skalę, dziesiątki lat świetlnych zamiast tysięcy od centralnej czarnej dziury” – wyjaśnił współautor pracy Jack Gallimore z Bucknell University w Lewisburg w Pensylwanii.

Astronomowie sądzą, że wsteczny przepływ w NGC 1068 może być wywołany gazowymi obłokami, które wypadły z galaktyki gospodarza, lub małą przechodzącą w pobliżu galaktyką na przeciwbieżnej orbicie uchwyconą przez dysk.

W tej chwili zewnętrzny dysk wydaje się znajdować na stabilnej orbicie wokół dysku wewnętrznego. „Zmieni się to, gdy zewnętrzny dysk zacznie opadać na dysk wewnętrzny, co może się zdarzyć po kilku orbitach lub kilkuset tysiącach lat. Rotujące strumienie gazu zderzą się i staną się niestabilne, a dyski prawdopodobnie zapadną się w świetlnym zdarzeniu, gdy gaz molekularny wpadnie do czarnej dziury. Niestety, nie będzie nas tam, aby być świadkami fajerwerków” – powiedział Gallimore.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
artist_impression-1170x600.jpg
artist_impression-1170x600.jpg [ 74.12 KiB | Przeglądany 776 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 ... 23, 24, 25, 26, 27, 28  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 1 gość


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

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