Dzisiaj jest 20 października 2020, 08:48

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 745 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38  Następna
Autor Wiadomość
Post: 10 lipca 2020, 22:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
W Drodze Mlecznej odkryto nowy zbiór gwiazd, które w niej nie powstały

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Po stworzeniu katalogu, zespół zastosował go do danych Gaia.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Texas Advanced Computing Center

Vega


Załączniki:
article.jpg
article.jpg [ 157.74 KiB | Przeglądany 1762 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 lipca 2020, 13:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Gorące gwiazdy zombie na twoim terenie

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
zombie_star.jpg
zombie_star.jpg [ 84.18 KiB | Przeglądany 1751 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 lipca 2020, 19:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Świecące jasno przez wieki - supernowe typu Ia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
NGC4526_crop-scaled.jpg
NGC4526_crop-scaled.jpg [ 252.65 KiB | Przeglądany 1747 razy ]

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

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Sól i gorąca woda wokół masywnych protogwiazd

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
Fig3.jpg
Fig3.jpg [ 169.88 KiB | Przeglądany 1740 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 lipca 2020, 16:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Przełom w rozszyfrowywaniu narodzin supermasywnych czarnych dziur

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cardiff University

Vega


Załączniki:
19-breakthrough.jpg
19-breakthrough.jpg [ 111.96 KiB | Przeglądany 1727 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 18 lipca 2020, 11:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Powstawanie masywnych gwiazd

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
potw1636a.jpg
potw1636a.jpg [ 700.16 KiB | Przeglądany 1720 razy ]

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

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie obserwują po raz pierwszy, jak korona czarnej dziury znika a następnie ponownie się pojawia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-Extreme-Black-Holes-01.jpg
MIT-Extreme-Black-Holes-01.jpg [ 178.62 KiB | Przeglądany 1680 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 22 lipca 2020, 21:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Ponowne odkrycie „zaginionego” świata krokiem w kierunku znalezienia planet nadających się do zamieszkania

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Warwick University

Vega


Załączniki:
ngts-4b_scopes_2.jpg
ngts-4b_scopes_2.jpg [ 682.63 KiB | Przeglądany 1669 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 lipca 2020, 20:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto supermasywną czarną dziurę o wyjątkowo niskiej masie

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
0212-takekawa-fig3.jpg
0212-takekawa-fig3.jpg [ 576.46 KiB | Przeglądany 1645 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 sierpnia 2020, 15:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
VLBA odkrywa planetę okrążającą małą, chłodną gwiazdę

Korzystając z VLBA astronomowie odkryli planetę wielkości Saturna, która w bardzo bliskiej odległości okrąża małą, chłodną gwiazdę znajdującą się 35 lat świetlnych od Ziemi. Jest to pierwsze odkrycie planety pozasłonecznej przy użyciu radioteleskopu z wykorzystaniem techniki wymagającej niezwykle precyzyjnych pomiarów pozycji gwiazdy na niebie i dopiero drugie odkrycie planety przy pomocy tej techniki i radioteleskopów.

Technika ta jest znana od dawna, ale okazała się trudna w użyciu. Metoda polega na śledzeniu rzeczywistego ruchu gwiazdy w kosmosie, a następnie wykrywaniu maleńkiego „chybotania” w tym ruchu wywołanego efektem grawitacji planety. Gwiazda i planeta krążą wokół wspólnego środka masy. Planeta jest wykrywana pośrednio, jeżeli wspólny środek masy jest wystarczająco daleko od centrum gwiazdy, aby wywołać chybotanie wykrywalne przez teleskopy.

Oczekuje się, że technika astrometryczna, bo o niej mowa, będzie szczególnie dobra do wykrywania planet podobnych do Jowisza krążących na dalszych orbitach wokół egzoplanet. Dzieje się tak, ponieważ kiedy masywna planeta krąży wokół gwiazdy, wahania wytwarzane przez gwiazdę rosną wraz ze wzrostem odległości między planetą a gwiazdą, a przy danej odległości od gwiazdy, im masywniejsza planeta, tym większe chybotanie wywołuje.

Począwszy od czerwca 2018 roku, astronomowie przez półtorej roku śledzili gwiazdę zwaną TVLM 513–46546, chłodnego karła o masie poniżej 1/10 masy Słońca. Ponadto wykorzystali dane z poprzednich dziesięciu obserwacji gwiazdy wykonanych za pomocą VLBA w okresie od marca 2010 do sierpnia 2011.

Obszerna analiza danych z tych okresów pokazała charakterystyczne chybotanie w ruchu gwiazdy, które wskazuje na obecność planety o masie porównywalnej do Saturna, okrążającej gwiazdę raz na 221 dni. Planeta ta krąży bliżej swojej gwiazdy niż Merkury Słońca.

Małe, chłodne gwiazdy, takie jak TVLM 513–46546, są najliczniejszą populacją gwiazd w Drodze Mlecznej i stwierdzono, że wiele z nich ma mniejsze planety, porównywalne rozmiarami do Ziemi czy Marsa.

„Przewidywania są takie, że planety olbrzymy, takie jak Jowisz czy Saturn, są rzadkością wokół małych gwiazd, takich jak ta, a technika astrometryczna najlepiej sprawdza się w znajdowaniu planet podobnych do Jowisza krążących na odległych orbitach, więc byliśmy zaskoczeni obecnością mniejszej planety o mniejszej masie, zbliżonej do Saturna, na stosunkowo bliskiej orbicie. Spodziewaliśmy się znaleźć masywniejszą planetę, podobną do Jowisza na dalszej orbicie. Wykrywanie ruchów orbitalnych tego planetarnego towarzysza o masie pod-jowiszowej na tak ciasnej orbicie było wielkim wyzwaniem” – powiedział Salvador Curiel z Narodowego Autonomicznego Uniwersytetu Meksyku.

Odkryto ponad 4200 planet krążących wokół gwiazd innych niż Słońce, ale planeta okrążająca TVLM 513–46546 jest dopiero drugą odkrytą za pomocą techniki astrometrycznej. Inna, bardzo skuteczna metoda, zwana techniką prędkości radialnej, również polega na oddziaływaniu grawitacyjnym planety na gwiazdę. Technika ta wykrywa niewielkie przyspieszenie gwiazdy spowodowane jej ruchem wokół barycentrum.

Trzecia technika, zwana metodą tranzytu, również bardzo skuteczna, pozwala wykrywać niewielkie pociemnienia w blasku gwiazd, gdy planeta przechodzi przed nią w stosunku do obserwatora z Ziemi.

Metoda astrometryczna okazała się skuteczna w wykrywaniu pobliskich układów podwójnych gwiazd i już w XIX wieku została uznana jako potencjalny sposób odkrywania planet pozasłonecznych. Z biegiem lat ogłoszono szereg takich odkryć, które nie przetrwały dalszej analizy. Trudność polegała na tym, że obserwowanie z Ziemi chybotania gwiazdy wywołane przez planetę jest tak małe, że wymaga niezwykłej precyzji pomiarów pozycyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao20df05b-1024x576.jpg
nrao20df05b-1024x576.jpg [ 448.18 KiB | Przeglądany 1246 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: 11 sierpnia 2020, 16:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Śledzenie odpływów gazu z galaktyki gwiazdotwórczej

Przepływ gazu do i z galaktyki reguluje wiele cech, takich jak szybkość powstawania gwiazd i zawartość chemiczna. Symulacje komputerowe pozwoliły naukowcom bardziej szczegółowo zbadać te przepływy gazu, ale wciąż pozostaje wiele do odkrycia. Na przykład to, w jakiej skali gaz wypływa z galaktyk aktywnie tworzących gwiazdy.

Obecnie symulacje komputerowe bardzo ogólnie modelują przepływy gazu opuszczającego galaktykę. Jednak wypływy muszą być modelowane z dużo większą szczegółowością, aby uchwycić ich pełny wpływ na galaktyki, co oznacza, że obserwacje odpływów muszą badać znacznie mniejsze skale niż obecnie.

Wypływy zazwyczaj są badane za pomocą spektroskopii absorpcyjnej, która wykorzystuje fakt, że widmo światła przechodzącego przez obłok materii będzie miało nadrukowane cechy charakterystyczne dla materii obłoku. Ale technika ta jest przydatna tylko wtedy, gdy patrzymy na „dół cylindra” odpływu, tak że wypływ pochłania światło za nim, a kształt ten uniemożliwia naukowcom skuteczne badanie wielkości odpływu.

Aby zbadać rozmiary odpływów, potrzebujemy drugiej strony absorpcji: emisji. Materia wyrzucana w galaktycznych odpływach fluoryzuje – absorbuje światło o określonych długościach fal i ponownie je emituje na dłuższych falach. Grupa naukowców pod kierunkiem Bingjie Wang (Johns Hopkins University) prześledziła to promieniowanie emitowane z wypływów w pobliskich galaktykach gwiazdotwórczych przy użyciu danych uzyskanych z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Następnie wykorzystali tę emisję do zbadania rozmiarów odpływów.

Galaktyki gwiazdotwórcze charakteryzują się znacznie wyższym tempem tworzenia gwiazd niż przeciętna galaktyka (np. Droga Mleczna). Oznacza to, że ich wypływy będą również znacznie bardziej widoczne, wraz z emisjami wykorzystywanymi do śledzenia odpływów.

Badając linie emisji fluorescencji, Wang i współpracownicy mogli skupić się na materii wypływającej z galaktyki. Porównanie siły tych linii emisyjnych fluorescencji z typowo wykorzystywanymi znacznikami – liniami absorpcji rezonansu – pozwoliło im następnie wyciągnąć wnioski na temat struktury wypływów i określić, czy interpretujemy je poprawnie.

Wang i jej współpracownicy odkryli, że linie fluorescencyjne są systematycznie słabsze niż linie absorpcji rezonansu. Sugeruje to, że linie fluorescencji widoczne w obrazie z HST są częściej kojarzone ze stacjonarnym ośrodkiem międzygwiazdowym galaktyki lub wolno poruszającymi się centralnymi częściami wypływów, niż śledzeniem szybko poruszającej się materii w zewnętrznych obszarach odpływów.

Więc gdzie są silne linie fluorescencyjne? Wang i jej współpracownicy sugerują, że skoro wypływy zawierają więcej materii, im dalej znajdują się od galaktyki, fluorescencja pojawiłaby się również dalej od centrum galaktyki. Jednak instrument HST użyty w tym badaniu nie jest przystosowany do obserwacji bardzo dużych obszarów, co oznacza, że regiony o silnej fluorescencji prawdopodobnie leżą poza polem widzenia instrumentu i są wykluczane z danych.

Wynik ten sugeruje, że szybkości odpływów dla odległych galaktyk są znacznie niedoszacowane przy wykorzystaniu techniki, której naukowcy używali do ich pomiaru, i nie uwzględniają zmiany siły wraz z odległością od galaktyki. Jedno jest pewne: astronomowie będą potrzebować większego teleskopu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
starburst_galaxy_hubble.jpg
starburst_galaxy_hubble.jpg [ 77.47 KiB | Przeglądany 1203 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 sierpnia 2020, 15:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Identyfikacja długookresowej planety na podstawie pojedynczego tranzytu TESS

W ciągu ostatnich 25 lat odkryto tysiące światów poza naszym Układem Słonecznym. Niemniej jednak niektóre kategorie egzoplanet pozostają nieuchwytne – na przykład planety krążące wokół swoich gwiazd na długich, powolnych orbitach. Nowe badanie pokazuje, jak możemy polować na te światy.

Od czasu pierwszego odkrycia egzoplanety ćwierć wieku temu, znaleziono ponad 4000 potwierdzonych planet krążących wokół innych gwiazd. Wiele z tych odkryć to planety, które przechodzą przed tarczą swojej gwiazdy macierzystej – większość z nich została zidentyfikowana przez Kosmiczny Teleskop Keplera lub, ostatnio, przez TESS. Te egzoplanety są cennym celem, ponieważ tranzyty można wykorzystać do pomiaru właściwości, takich jak promień, gęstość, skład masy a nawet atmosferę planet.

Niestety, ze względu na naturę detekcji tranzytów, nasze obserwacje są właściwie stronnicze: łatwiej jest wykryć i potwierdzić duże planety szybko okrążające gwiazdy, co oznacza, że wiemy dużo o gorących Jowiszach, ale stosunkowo niewiele o chłodniejszych planetach krążących na dalszych orbitach.

Ponieważ TESS obserwuje typowe regiony przez mniej niż miesiąc, planety na dalszych orbitach, dłuższych niż 30 dni zarejestrują – co najwyżej – pojedynczy tranzyt w danych TESS, zanim teleskop przesunie się na następny odcinek nieba. Ale czy możemy w jakiś sposób wykorzystać te pojedyncze tranzyty, aby dowiedzieć się więcej o planetach na wolnych, szerokich orbitach?

Kandydata na planetę z tylko jednego wykrycia tranzytu można potwierdzić za pomocą pomiarów prędkości radialnej gwiazdy macierzystej. Jednak istnieje duże zapotrzebowanie na precyzyjne przyrządy do pomiaru prędkości radialnej! Bez dokładnej wiedzy o okresie orbitalnym planety potwierdzenie jej istnienia i zmierzenie jej właściwości wymagałoby ogromnych nakładów czasu na obserwacje ze strony i tak przepełnionych instrumentów do pomiaru prędkości radialnej.

Jednak zespół naukowców pod przewodnictwem Samuela Gilla (University of Warwick, Wielka Brytania) zademonstrował teraz skuteczny sposób wyłapywania planety po jednym tranzycie TESS.

Gill i jego współpracownicy kontynuowali badanie kandydata na planetę, którego zarejestrował pojedynczy tranzyt TESS we wrześniu 2018 roku. Zespół przeprowadził intensywną kampanię monitorowania fotometrycznego gwiazdy gospodarza kandydata przy użyciu teleskopów NGTS w Chile – i po 79 nocach obserwacji wykryli drugi tranzyt kandydata 390 dni po pierwszym wykrytym przez TESS tranzycie.

Na podstawie połączonych obserwacji fotometrycznych astronomowie byli w stanie zawęzić możliwe okresy orbity dla planety do 13 oddzielnych okresów. Korzystając z tych ograniczeń, mogli następnie przeprowadzić krótkie i wydajne pomiary prędkości radialnej, aby zidentyfikować właściwości planety.

Wynik? NGTS-11 b (lub TOI-1847 b), jak obecnie nazywa się potwierdzona egzoplaneta, jest planetą o masie Saturna na szerokiej, około 35-dniowej orbicie. Ze statyczną temperaturą wynoszącą zaledwie 435 K, NGTS-11 b jest jednym z najchłodniejszych znanych tranzytujących gazowych olbrzymów i cennym celem przyszłej spektroskopii transmisyjnej do zbadania jego atmosfery.

Identyfikacja NGTS-11 b przez Gilla i jego współpracowników z zaledwie jednego tranzytu TESS pokazuje, jak potężna jest naziemna fotometria do namierzania planet na szerokich orbitach. Takie podejście może nam pomóc radykalnie poszerzyć naszą wiedzę na temat wolniej poruszających się, długookresowych światów poza naszym Układem Słonecznym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
PIA19346-scaled.jpg
PIA19346-scaled.jpg [ 170.63 KiB | Przeglądany 1190 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 sierpnia 2020, 14:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Pogłębiająca się tajemnica białego karła GD 394

Podczas podstawowej dwuletniej misji TESS sonda obserwowała 200 000 gwiazd, odkrywając ponad 2000 kandydatów na planety. Jednak pod obserwacją teleskopu znalazły się również inne cele – w tym GD 394, niezwykły biały karzeł zlokalizowany mniej niż 200 lat świetlnych od nas.

GD 394 rzuca wyzwanie naszym oczekiwaniom dotyczącym białych karłów od czasu jego odkrycia w latach 60. XX w. Biały karzeł – gorąca, gęsta gwiezdna pozostałość – ma tak silne przyciąganie grawitacyjne, że oczekuje się, że cięższe pierwiastki szybko opadną do centrum białego karła, pozostawiając tylko lekki wodór, hel, a czasem węgiel i tlen, które możemy zidentyfikować w jego atmosferze.

Jednak wczesne obserwacje GD 394 ukazały w atmosferze nieoczekiwany obiekt zanieczyszczony cięższymi metalami, takimi jak krzem i żelazo. Aby do tego doszło, GD 394 musiałby aktywnie i stale gromadzić świeżą, bogatą w metale materię z jakiegoś zewnętrznego źródła, którego nie mogliśmy wykryć.

Ale te cięższe metale w atmosferze GD 394 były tylko częścią jego tajemnicy. W połowie lat 90. obserwacje wykazały, że emisja skrajnego ultrafioletu (EUV) tego białego karła nie była stała – jej intensywność zmieniała się o około 25% w szybkim tempie ok. 1,15 dnia.

Co może powodować tę zmienność? Odpowiedź pozostaje niejasna, ponieważ próby sprawdzenia różnych hipotez okazały się niewystarczające. Niedawne badanie obserwacji GD 394 wykazało, że krzywa blasku dalekiego ultrafioletu gwiazdy jest stała z dokładnością do 1%. Czy źródło zmienności zniknęło w ciągu ostatnich kilku dekad? A może zmienność występuje tylko w świetle EUV, a nie na dłuższych długościach fali?

W niedawnej publikacji naukowiec David Wilson (McDonald Observatory, University of Texas w Austin) i jego współpracownicy przedstawili nowe obserwacje TESS wykonane na falach optycznych, które jeszcze bardziej pogłębiły tajemnicę GD 394.

Wilson i współpracownicy monitorowali GD 394 przez 52 dni w dwóch sektorach TESS. Na podstawie tych obserwacji zidentyfikowali wyraźny dowód na około 1,15-dniowy okres zmienności na optycznej krzywej blasku białego karła – pierwszy dowód zmienności GD 394 poza długością fali EUV. Jednak w porównaniu ze zmiennością EUV zmienność optyczna jest niewielka, na poziomie zaledwie 0,12%! Tylko wysoka czułość TESS pozwoliła nam wykryć ten subtelny sygnał.

Więc co powoduje długotrwałe zmiany tej gwiazdy? Wiodące teorie, które mogą pasować do obu zestawów obserwacji, obejmują punkty metalu wywołane przez akrecję, zakrycie przez wypływ z orbitującej (ale nie tranzytującej) planety oraz indukowany magnetycznie gorący punkt.

Przyszłe jednoczesne obserwacje z użyciem teleskopu EUV i czułego obserwatorium optycznego, takiego jak TESS, mogą pomóc nam znaleźć różnice między tymi modelami. W międzyczasie TESS rozpoczął swoją rozszerzoną misję – polowanie na więcej planet, charakteryzowanie większej liczby gwiazd i odkrywanie kolejnych kosmicznych tajemnic.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
G29-38_Debris_disk.jpg
G29-38_Debris_disk.jpg [ 291.45 KiB | Przeglądany 1181 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 sierpnia 2020, 16:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na powstawanie gwiazd w najmniejszych galaktykach

Pytanie, w jaki sposób małe, karłowate galaktyki podtrzymywały procesy formowania nowych gwiazd, od dawna wprawia w zakłopotanie astronomów na całym świecie. Obecnie międzynarodowy zespół badaczy odkrył, że uśpione małe galaktyki mogą powoli gromadzić gaz przez wiele miliardów lat. Kiedy ten gaz nagle zapadnie się pod własnym ciężarem, mogą powstać nowe gwiazdy. Nowe badanie zostało opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

W naszym Wszechświecie istnieje około dwóch miliardów galaktyk i podczas gdy nasza galaktyka Drogi Mlecznej zawiera od dwustu do czterystu miliardów gwiazd, małe galaktyki karłowate zawierają tylko dziesiątki tysięcy do kilku miliardów gwiazd. Sposób formowania się gwiazd w tych malutkich galaktykach od dawna owiany jest tajemnicą.

Obecnie zespół badaczy z Uniwersytetu w Lund w Szwecji ustalił, że galaktyki karłowate mogą pozostawać w stanie uśpienia przez kilka miliardów lat, zanim ponownie zaczną formować gwiazdy.

„Szacuje się, że te galaktyki karłowate przestały tworzyć gwiazdy około 12 mld lat temu. Nasze badanie pokazuje, że może to być tymczasowa przerwa” – mówi Martin Rey, astrofizyk z Uniwersytetu w Lund i kierownik badania.

Poprzez symulacje komputerowe wysokiej rozdzielczości naukowcy wykazali, że proces formowania się gwiazd w galaktykach karłowatych kończy się w wyniku ogrzewania i jonizacji silnego światła nowonarodzonych gwiazd. Eksplozje tak zwanych białych karłów – małych, słabych gwiazd zbudowanych z jądra, które pozostaje po śmierci gwiazdy normalnej wielkości – dodatkowo przyczyniają się do zapobiegania procesowi powstawania gwiazd w galaktykach karłowatych.

„Nasze symulacje pokazują, że galaktyki karłowate są w stanie gromadzić paliwo w postaci gazu, który ostatecznie skrapla się i rodzi gwiazdy. To wyjaśnia obserwowane formowanie się gwiazd w istniejących słabych galaktykach karłowatych, które od dawna intryguje astronomów” – stwierdza Rey.

Symulacje komputerowe wykorzystywane przez naukowców w badaniu są niezwykle czasochłonne: każda symulacja trwa nawet dwa miesiące i wymaga odpowiednika 40 laptopów pracujących przez całą dobę. Prace są kontynuowane, ponieważ opracowywane są metody lepszego wyjaśnienia procesów odpowiedzialnych za powstawanie gwiazd w najmniejszych galaktykach naszego Wszechświata.

„Pogłębiając naszą wiedzę na ten temat, uzyskujemy nowy wgląd w modelowanie procesów astrofizycznych, takich jak eksplozje gwiazd, a także ogrzewanie i chłodzenie gazu kosmicznego. Ponadto trwają dalsze prace nad przewidywaniem, ile takich galaktyk karłowatych tworzących gwiazdy istnieje w naszym Wszechświecie, a które mogłyby zostać odkryte przez teleskopy” – podsumowuje Rey.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega


Załączniki:
potw1838a.jpg
potw1838a.jpg [ 1.02 MiB | 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: 15 sierpnia 2020, 17:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Gdy ciemna materia staje się rozmyta

Jaki model ciemnej materii najlepiej opisuje nasz Wszechświat? Nowe badanie wykorzystuje unikalny region w naszej galaktyce, aby ograniczyć jeden konkretny model: rozmytą ciemną materię.

Kwestia modelowania
Obserwacje naszego Wszechświata mówią nam, że tylko 15% materii w nim zawartej jest zwykłą materią barionową, którą jesteśmy w stanie obserwować. Pozostałe 85% to ciemna materia – tajemnicza materia, która ukształtowała strukturę i ewolucję naszego Wszechświata poprzez oddziaływanie grawitacyjne, ale nie emituje żadnego światła.

Ponieważ nie możemy jej bezpośrednio zaobserwować, ciemna materia jest nadal stosunkowo nieznana – i istnieje wiele różnych hipotetycznych modeli, które opisują jej naturę. Czy ciemna materia jest gorąca? Zimna? Składa się z cząstek subatomowych? Albo obiektów makroskopowych, takich jak pierwotne czarne dziury? Istnieje model dla wszystkich tych opcji, a najlepszym sposobem ich przetestowania jest porównanie ich przewidywań z rzeczywistą strukturą, którą obserwujemy.

Ograniczenia dziwnej struktury
Jedną z takich struktur ograniczających jest wyjątkowy region w naszej własnej galaktyce: Centralna Strefa Molekularna (Central Molecular Zone – CMZ). Ten niezwykle gęsty, bogaty zbiór orbitującego gazu molekularnego znajduje się w samym centrum Drogi Mlecznej i ma średnicę zaledwie kilkuset lat świetlnych. Obserwacje sugerują, że obłoki gazu molekularnego krążą w pierścieniu lub dysku o skręconym trójwymiarowym kształcie, ale gruby pył, który spowija centrum galaktyki, ogranicza to, czego możemy się bezpośrednio dowiedzieć o CMZ.

Jednak kształt CMZ nie jest jedyną tajemnicą: nie do końca rozumiemy, co spowodowało rozwój tej dziwnej struktury. Wcześniejsze badania nad narodzinami struktury naszej galaktyki z cienkiego dysku sugerują, że formowanie się CMZ zależy od kombinacji potencjału grawitacyjnego Drogi Mlecznej z poprzeczką i szczególnie gęstego obszaru jądrowego.

W nowym badaniu zespół naukowców wykorzystał ten obraz do ograniczenia modelu ciemnej materii, który opiera się na lekkich cząsteczkach ciemnej materii skoncentrowanych w jądrze Galaktyki.

Dodanie rozmycia do Drogi Mlecznej
Zhi Li (Shanghai Jiao Tong University, Chiny) i jego współpracownicy przeprowadzają serie kosmologicznych symulacji, które modelują powstawanie Drogi Mlecznej z cienkiego dysku w realistycznym potencjale grawitacyjnym. W niektórych z tych symulacji autorzy uwzględniają tylko gęste zgrubienie jądrowe w centrum galaktyki. W innych dodają także jądro galaktyki zgodne z przewidywaniami rozmytej ciemnej materii, model opisujący ciemną materię Wszechświata jako bardzo lekkie bozony, które w niektórych skalach wykazują zachowanie fal.

Autorzy pokazują, że strukturę i dynamikę CMZ można dobrze odtworzyć tylko z wyjątkowo zwartym zgrubieniem centralnym. Ale połączenie mniejszego zgrubienia centralnego i jądra z rozmytej ciemnej materii również starannie odtwarza obserwacje, pozostawiając otwarte drzwi dla tego modelu ciemnej materii.

Czy więc nasza ciemna materia jest rozmyta, czy nie? Nie możemy tego jeszcze jednoznacznie powiedzieć, ale Li i współpracownicy rezerwują niektóre przyszłe obserwacje – takie jak określenie stosunku masy do światła w centrum galaktyki – które pomogą nam odpowiedzieć na to pytanie i lepiej zrozumieć, co się dzieje z tymi niewidzialnymi 85% materii naszego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
milkywaycenter.jpg
milkywaycenter.jpg [ 682.74 KiB | Przeglądany 1146 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 sierpnia 2020, 14:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto gwiazdę poruszającą się z prędkością 8% prędkości światła

W centrum naszej galaktyki setki gwiazd krąży wokół supermasywnej czarnej dziury. Większość z tych gwiazd ma na tyle duże orbity, że ich ruch jest opisany przez zasadę grawitacji Newtona i prawa ruchu Keplera. Ale kilka z nich ma tak ciasne orbity, że można je opisać jedynie za pomocą ogólnej teorii względności Einsteina. Gwiazda o najmniejszej orbicie jest znana jako S62. Przy największym zbliżeniu do czarnej dziury porusza się ona z prędkością większą niż 8% prędkości światła.

Supermasywna czarna dziura w naszej galaktyce znana jest jako Sagittarius A* (Sgr A*) i ma masę ok. 4 mln słońc, a wiemy to dzięki obserwacjom okrążających ją gwiazd. Astronomowie przez dziesięciolecia śledzili ruch tych gwiazd. Obliczając ich orbity, możemy wyznaczyć masę Sgr A*. W ostatnich latach nasze obserwacje stały się tak precyzyjne, że możemy zmierzyć więcej niż masę czarnej dziury. Możemy sprawdzić, czy nasze rozumienie czarnych dziur jest trafne.

Najbardziej znana gwiazda orbitująca wokół Sgr A* jest znana jako S2. To jasny, niebieski olbrzym, który okrąża czarną dziurę raz na 16 lat. W 2018 roku S2 zbliżyła się najbardziej do czarnej dziury, dając astronomom szansę zaobserwowania efektu względności zwanego grawitacyjnym przesunięciem ku czerwieni. Gdy podrzucisz piłkę do góry, zwalnia ona podczas wznoszenia się. Gdy skierujesz wiązkę światła w niebo, światło nie zwalnia ale grawitacja zabiera część jego energii. W rezultacie wiązka światła zostaje przesunięta ku czerwieni gdy wychodzi ze studni grawitacyjnej. Efekt ten zaobserwowano w laboratorium, ale S2 dała nam szansę zobaczenia go w świecie rzeczywistym. Faktycznie, przy największym zbliżeniu światło S2 zmieniło się na czerwone, tak jak przewidywano.

Przez lata uważano, że najbliższą gwiazdą Sgr A* jest S2, ale potem odnaleziono S62. Jak niedawno odkrył zespół naukowców, jest to gwiazda około dwa razy masywniejsza od Słońca, która okrąża czarną dziurę raz na dziesięć lat. Według ich obliczeń, przy największym zbliżeniu jej prędkość zbliża się do 8% prędkości światła. To jest tak szybko, że w grę wchodzi dylatacja czasu. Godzina na S62 trwałaby około 100 ziemskich minut.

Ze względu na bliskość Sgr A* S62 nie porusza się po orbicie keplerowskiej. Zamiast być elipsą, ma charakter spirograficzny, gdzie jej precesja wynosi około 10 stopni w każdym cyklu. Ten rodzaj relatywistycznej precesji został po raz pierwszy zaobserwowany dla orbity Merkurego, ale tylko jako niewielki efekt.

Jesienią 2022 roku S62 po raz kolejny znajdzie się najbliżej Sgr A*. Powinno to pozwolić astronomom na przetestowanie efektów teorii względności nawet dokładniej niż dla największego zbliżenia S2.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Universe Today

Vega


Załączniki:
doppler-768x384.jpg
doppler-768x384.jpg [ 24.9 KiB | Przeglądany 1130 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 sierpnia 2020, 14:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Młoda planeta wielkości pod-Neptuna rzuca światło na formowanie się i ewolucję planet

Szczegółowa charakterystyka młodej planety, nieco mniejszej od Neptuna, daje wgląd w to, jak takie planety powstają i ewoluują. Astronomowie scharakteryzowali masę, promień i nachylenie orbity planety za pomocą spektrografu HPF (Habitable-zone Planet Finder – Szukacz planet w strefie zdatnej do zamieszkania) zainstalowanego na 10-metrowym teleskopie Hobby-Eberly w Obserwatorium McDonalda w Teksasie.

Planety o średnich rozmiarach, takich między Ziemią a Neptunem, to jedne z najczęściej występujących typów planet w Galaktyce, ale nie występującym w naszym Układzie Słonecznym. Pomimo ich ogromnej liczby w Galaktyce, wiele aspektów ich powstawania i ewolucji pozostaje zagadką. Nowe obserwacje zespołu astronomów pomagają rzucić światło na ten proces.

Planeta, nazwana K2-25b, ma nieco mniejszy rozmiar niż Neptun i krąży wokół karła typu M – najliczniejszego typu gwiazd w Galaktyce. Pierwotnie została odkryta przez sondę Kepler obserwującą spadek jasności blasku gwiazdy macierzystej wywołany przez planetę przechodzącą przed jej tarczą względem obserwatora, co wywołało częściową blokadę światła gwiazdy. Planeta okrąża swoją gwiazdę w czasie 3,5 dnia. Ten układ planetarny jest członkiem gromady Hiady, pobliskiej gromady młodych gwiazd o podobnych właściwościach chemicznych, która powstała około 600 mln lat temu w odległości ok. 150 lat świetlnych od Ziemi.

K2-25b to jedna z nielicznych młodych planet krążących wokół małomasywnej gwiazdy, której masa i nachylenie orbity zostały zmierzone. Co ciekawe, chociaż planeta jest mniejsza od Neptuna, ma masę ok. 1,5 raza od niego większą. Planeta ze względu na swój wiek i rozmiar jest gęsta, w przeciwieństwie do innych młodych, krótkookresowych układów pod-Neptunów, które często mają niską gęstość i rozszerzone, parujące atmosfery.

Nachylenie orbity planety – kąt między równikiem gwiazdy a orbitą planety – niesie ze sobą cenne informacje na temat formowania się i ewolucji układów planetarnych. Jednym z najskuteczniejszych sposobów pomiaru nachylenia orbit planet jest badanie widma gwiazd – światła, które ona emituje na wielu różnych długościach fali – uzyskiwanego podczas tranzytów planet. Gdy gwiazda macierzysta rotuje podczas tranzytu planetarnego, jedna połowa dysku gwiazdy jest „przesunięta ku błękitowi” – jej widmo przesuwa się w kierunku krótszych długości fali – dla obserwatora, podczas gdy druga połowa gwiazdy jest „przesunięta ku czerwieni” – przesunięcie w kierunku dłuższych fal. Gdy planeta przechodzi przed różnymi regionami dysku gwiazdy, blokuje różnie przesunięcie światła ku błękitowi i czerwieni, powodując anomalne zmiany prędkości gwiazdy. Mierząc dokładnie te zmiany prędkości, można wywnioskować nachylenie orbity.

„Orbita K2-25b jest wyrównana z równikiem gwiazdy macierzystej, co daje wgląd w to, jak powstają układy planetarne wokół małomasywnych gwiazd. Tylko trzy inne układy planetarne krążące wokół gwiazd o małej masie miały zmierzone nachylenie orbit. Dzięki wykorzystaniu dużej, 10-metrowej apertury teleskopu Hobby-Eberly'ego i czułość HPF w bliskiej podczerwieni – gdzie gwiazdy o małej masie emitują większość swojego światła – jesteśmy podekscytowani mogąc prowadzić podobne obserwacje innych układów planetarnych karłów typu M, aby dalej badać, w jaki sposób tworzą się i ewoluują” – powiedział Suvrath Mahadevan, profesor astronomii i astrofizyki w Penn State i główny badacz spektrografu HPF.

HPF rozpoczął swoją pracę naukową pod koniec 2018 roku. Jest przeznaczony do wykrywania i charakterystyki planet w strefie zdatnej do zamieszkania – regionie wokół gwiazdy, w którym planeta może utrzymywać na swojej powierzchni wodę w stanie ciekłym – wokół pobliskich karłów typu M, ale jest również zdolny do dokonywania czułych pomiarów bliskich planet, poza ekosferą.

„Fotometria wysokiej rozdzielczości z 0,9-metrowego teleskopu WIYN, wykorzystująca innowacyjną technikę dyfuzora jest ważną częścią tego badania, która pozwoliła nam lepiej określić kształt tranzytu, a tym samym dodatkowo ograniczyć rozmiar, gęstość i skład planety. Teleskopy o mniejszej aperturze, wyposażone w najnowocześniejszy sprzęt, mogą stanowić platformy dla programów naukowych o dużym działaniu. Bardzo dokładna fotometria będzie potrzebna do eksploracji gwiazd i planet macierzystych w połączeniu z misjami kosmicznymi i większymi aperturami na Ziemi, a to jest ilustracja roli, jaką 0,9-m teleskop może odegrać w tych wysiłkach” – powiedział Jayadev Rajagopal, astronom z National Science Foundation NOIRLab, które obsługuje Kitt Peak National Observatory.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PSU

Vega


Załączniki:
A - K2-25b-final.jpg
A - K2-25b-final.jpg [ 75.23 KiB | Przeglądany 1121 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 sierpnia 2020, 17:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Dziwne bicie serca promieniowania gamma jest zagadką dla naukowców

Kosmiczny obłok gazu miga synchronicznie z drgającą czarną dziurą.

Naukowcy wykryli tajemnicze „bicie serca” promieniowania gamma pochodzące z kosmicznego obłoku gazu. Niepozorny obłok w Orle bije w rytmie sąsiedniej czarnej dziury, wskazując na położenie między dwoma obiektami. To, w jaki sposób czarna dziura napędza bicie serca promieniowania gamma w obłoku w odległości około 100 lat świetlnych, pozostaje zagadką.

Zespół badawczy, składający się z naukowców z Niemiec, Hiszpanii, Chin i USA, przeanalizował dane z ponad dziesięciu lat pochodzące z kosmicznego teleskopu Fermiego, obserwującego tak zwanego mikrokwazara. Układ, skatalogowany jako SS 433, znajduje się około 15 000 lat świetlnych dalej w Drodze Mlecznej i składa się z olbrzymiej gwiazdy o masie ok. 30 mas Słońca oraz czarnej dziury o masie około 10-20 mas Słońca. Oba obiekty okrążają siebie nawzajem z okresem 13 dni, podczas gdy czarna dziura zasysa materię z olbrzymiej gwiazdy.

„Materia ta gromadzi się w dysku akrecyjnym, zanim wpadnie do czarnej dziury, tak jak dzieje się to z wodą w wirze w odpływie wanny. Jednak część tej materii nie spada do odpływu ale wystrzeliwuje z dużą prędkością dwoma wąskimi strumieniami w przeciwnych kierunkach powyżej i poniżej wirującego dysku akrecyjnego” – wyjaśnia Jian Li, kierownik zespołu. Zjawisko to jest znane z aktywnych galaktyk zwanych kwazarami, które mają w swoich centrach potężne czarne dziury o masach milionów Słońc, wystrzeliwujących w kosmos strumienie materii na dziesiątki tysięcy lat świetlnych. Ponieważ SS 433 wygląda jak pomniejszona wersja takich kwazarów, nazwany został mikrokwazarem.

Cząsteczki o dużej prędkości i ultra silne pole magnetyczne w dżecie wytwarzają promieniowanie rentgenowskie i gamma. Dysk akrecyjny nie leży dokładnie w płaszczyźnie orbity obu obiektów, jest w ruchu precesyjnym. W rezultacie oba dżety wirują w otaczającej przestrzeni, a nie tworzą linię prostą.

Precesja dżetów czarnej dziury trwa około 162 dni. Skrupulatna analiza ujawniła sygnał promieniowania gamma o tym samym okresie z miejsca położonego stosunkowo daleko od dżetów mikrokwazara, który został oznaczony przez naukowców jako Fermi J1913+0515. Znajduje się w pozycji niezwykłego wzmocnienia gazu. Stałe okresy wskazują, że emisja obłoku gazu jest zasilana przez mikrokwazara.

„Znalezienie takiego jednoznacznego połączenia poprzez synchronizację, około 100 lat świetlnych od mikrokwazara, nawet nie wzdłuż kierunku strumieni, jest tak nieoczekiwane, jak niesamowite. Ale to, w jaki sposób czarna dziura może napędzać bicie serca obłoku gazu, nie jest dla nas jasne” – mówi Li. Mało prawdopodobne wydaje się bezpośrednie okresowe oświetlanie dżetu. Alternatywa, którą bada zespół, opiera się na wpływie szybkich protonów (jąder atomów wodoru) wytwarzanych na końcach strumieni lub w pobliżu czarnej dziury, i wstrzykiwanych do obłoku, gdzie te cząsteczki subatomowe uderzają w gaz i wytwarzają promieniowanie gamma. Protony mogą być również częścią wypływu szybkich cząsteczek z krawędzi dysku akrecyjnego. Ilekroć ten wypływ uderza w obłok gazu, rozświetla się promieniowanie gamma, co wyjaśniałoby jego dziwne bicie serca.

Konieczne są dalsze obserwacje, a także prace teoretyczne, aby w pełni wyjaśnić dziwne bicie serca promieniowania gamma tego unikalnego układu poza tym początkowym odkryciem. SS 433 nadal zadziwia obserwatorów i z pewnością przez wiele lat będzie stanowić podstawę dla ich pomysłów na produkcję i rozprzestrzenianie się promieni kosmicznych w pobliżu mikrokwazarów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
DESY

Vega


Załączniki:
Final_Rendering_landscape_thumbnail.jpg
Final_Rendering_landscape_thumbnail.jpg [ 83.49 KiB | Przeglądany 1112 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 sierpnia 2020, 15:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy amatorzy odkryli dziesiątki nowych kosmicznych sąsiadów w danych z NASA

Korzystając z oprogramowania zaprojektowanego przez NASA naukowcy amatorzy pomogli zidentyfikować zbiór brązowych karłów – czasami nazywanych nieudanymi gwiazdami – czających się w naszym kosmicznym sąsiedztwie.

Nie spotkaliśmy do tej pory niektórych z najbliższych sąsiadów Słońca. W nowym badaniu astronomowie donoszą o odkryciu 95 obiektów znanych jako brązowe karły, z których wiele znajduje się w odległości kilkudziesięciu lat świetlnych od Słońca. Leżą daleko poza Układem Słonecznym, więc nie otrzymują ciepła od Słońca, ale nadal „zamieszkują” region, który astronomowie uważają za nasze kosmiczne sąsiedztwo. Ta kolekcja przedstawia jedne z najzimniejszych znanych przykładów tych obiektów, które mają rozmiary między planetami i gwiazdami.

Członkowie społeczności amatorskiej pomogli w tych odkryciach, korzystając z Backyard Worlds: Planet 9, projektu naukowców amatorów finansowanego przez NASA, który jest wynikiem współpracy wolontariuszy i zawodowych naukowców. Backyard Worlds obejmuje dane z satelity NEOWISE wraz z obserwacjami całego nieba zebranymi w latach 2010-2011 pod jego poprzednią nazwą WISE. W analizie uwzględniono również dane z emerytowanego teleskopu Spitzer oraz obiektów NOIRLab.

„Ogromne, współczesne zbiory danych mogą odblokować przełomowe odkrycia i ekscytujące jest to, że jako pierwsi mogli je dostrzec naukowcy amatorzy. Te odkrycia Backyard Worlds pokazują, że członkowie tej społeczności mogą odegrać ważną rolę w przekształceniu naukowego rozumienia sąsiedztwa naszego Słońca” – powiedział Aaron Meisner, asystent naukowca w laboratorium NSF NOIRLab i główny autor badania opisującego brązowe karły.

Dlaczego brązowe karły są tak ważne
Brązowe karły nie są wystarczająco masywne, aby spalać paliwo w swoich jadrach, tak jak gwiazdy, ale wciąż są wielokrotnie cięższe od planet. Pomimo swojej nazwy brązowe karły faktycznie wydają się być purpurowe lub pomarańczowo-czerwone dla ludzkiego oka, gdyby oglądać je z bliska. Podczas gdy brązowe karły mogą być bardzo gorące – nawet tysiące stopni Celsjusza – wiele z nowo odkrytych jest zimniejszych niż temperatura wrzenia wody. Niektóre nawet zbliżają się do temperatury Ziemi i są wystarczająco chłodne, aby gromadzić wodne chmury.

Brązowe karły o niskich temperaturach mają również małą średnicę i dlatego są słabo widoczne w świetle widzialnym. Mimo to wydzielają ciepło w postaci światła podczerwonego, które jest niewidoczne dla ludzkiego oka, ale wykrywalne przez teleskopy, takie jak NEOWISE i Spitzer. W przypadku zimnych brązowych karłów, takich jak te w tym badaniu, sygnał w podczerwieni jest również słaby, więc im bliżej naszego Układu Słonecznego się znajdują tym są łatwiejsze do znalezienia.

Odkrywanie i charakteryzowanie obiektów astronomicznych w pobliżu Słońca ma fundamentalne znaczenie dla zrozumienia naszego miejsca we Wszechświecie i jego historii. Dzięki swoim stosunkowo niskim temperaturom te nowo odkryte brązowe karły stanowią od dawna poszukiwane brakujące ogniwo w populacji brązowych karłów.

W 2014 roku naukowcy, korzystając z danych z misji WISE, odkryli najzimniejszego znanego brązowego karła, zwanego WISE 0855. Jego temperatura wynosi minus 23 stopni C. Żaden inny brązowy karzeł nie zbliżył się do tak niskiej temperatury. Niektórzy badacze zastanawiali się, czy 0855 nie jest w rzeczywistości zbuntowaną egzoplanetą – planetą, która powstała w układzie gwiezdnym, ale została wyrzucona ze swojej orbity. Ten nowy zestaw brązowych karłów, wraz z niedawno odkrytymi przy użyciu NEOWISE i Spitzera, stawia 0855 w kontekście.

Ponieważ te same procesy fizyczne mogą tworzyć zarówno planety jak i brązowe karły, nowe odkrycia dają perspektywy badań światów poza naszym Układem Słonecznym.

To badanie jest dowodem na to, że słoneczne sąsiedztwo jest wciąż niezbadanym terytorium, a naukowcy amatorzy są doskonałymi astronomicznymi kartografami. Mapowanie najzimniejszych brązowych karłów do najniższych mas daje nam kluczowe spojrzenie w proces formowania się gwiazd o niskiej masie, dostarczając jednocześnie listę celów do szczegółowych badań odpowiedników Jowisza.

Jak współpracowali zawodowi astronomowie z naukowcami amatorami
Aby pomóc w znalezieniu najzimniejszych, najbliższych sąsiadów naszego Słońca, zawodowi astronomowie z projektu Backyard Worlds zwrócili się do ogólnoświatowej sieci ponad 100 000 naukowców amatorów. Wolontariusze pilnie badali biliony pikseli obrazów z teleskopu, aby zidentyfikować subtelne ruchy brązowych karłów. Pomimo możliwości uczenia maszynowego i superkomputerów, nic nie zastąpi ludzkiego oka, jeżeli chodzi o przeglądanie obrazów z teleskopu pod kątem poruszających się obiektów. W przypadku tej nowej grupy brązowych karłów, 20 naukowców amatorów z 10 różnych krajów jest wymienionych jako współautorzy badania.

Wolontariusze Backyard Worlds badają przede wszystkim mapy nieba utworzone na podstawie obserwacji WISE i NEOWISE. Następnie uczestnicy przeszukują dodatkowe zbiory danych archiwalnych, takie jak te z 4-metrowego teleskopu Nicholas U. Mayall w Krajowym Obserwatorium Kitt Peak i 4-metrowego Teleskopu Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory, programy NSF NOIRLab. Spitzer, który przeszedł na emeryturę w styczniu 2020 roku, dostarczył kluczowych szacunków dotyczących temperatury brązowego karła. Wyniki zostaną opublikowane w The Astrophysical Journal.

Wolontariusze Backyard Worlds odkryli już ponad 1500 zimnych światów w pobliżu Słońca. Nowe odkrycie 95 brązowych karłów jest największą opublikowaną próbką tych obiektów, jaką kiedykolwiek odkryto w ramach amatorskiego projektu naukowego.

Podejście projektu Backyard Worlds – poszukiwanie rzadkich obiektów w dużych zbiorach danych – jest również jednym z celów Obserwatorium Very C. Rubin, które jest obecnie budowane na Cerro Pachón na pustyni Atacama w Chile. Obserwatorium Rubin będzie wykonywać zdjęcia całego południowego nieba co trzy noce przez 10 lat, dostarczając ogromnej ilości danych, które dostarczą nowych sposobów prowadzenia badań astrofizycznych.

Nowe odkrycia Backyard Worlds podkreślają również pionierskie dziedzictwo Spitzera polegające na ujawnieniu najzimniejszych sąsiadów Słońca. Przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba również będzie potężnym narzędziem do badania brązowych karłów, aby uzyskać więcej informacji na temat tych tajemniczych obiektów i tego, co mogą one ujawnić na temat formowania się planet i ich atmosfer.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
JPL

Vega


Załączniki:
cold-brown-dwarf-16.jpg
cold-brown-dwarf-16.jpg [ 378.84 KiB | Przeglądany 1098 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 sierpnia 2020, 19:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Nowe narzędzie pomaga interpretować przyszłe poszukiwania życia na egzoplanetach

Jednym ze sposobów ustalenia, czy na innej planecie istnieje życie, jest poszukiwanie biosygnatur w świetle rozpraszanym poza jej atmosferą. Naukowcy z EPFL i Uniwersytetu Rzymskiego Tor Vergata opracowali oryginalny model, który interpretuje wyniki tej analizy.

Czy istnieje życie na odległej planecie? Jednym ze sposobów, w jaki astronomowie próbują się o tym dowiedzieć, jest analiza światła rozproszonego w atmosferze planety. Część tego światła, pochodzącego od gwiazdy, wokół której planeta krąży, wchodzi w interakcję z atmosferą i dostarcza ważnych wskazówek dotyczących zawartości w niej gazów. Jeżeli wykryte zostaną gazy takie jak tlen, metan lub ozon, może to wskazywać na obecność żywych organizmów. Gazy te znane są jako biosygnatury. Zespół naukowców z EPFL i Uniwersytetu Tor Vergata w Rzymie opracował model statystyczny, który może pomóc astronomom w interpretacji wyników poszukiwań tych „oznak życia”.

Od czasu odkrycia pierwszej egzoplanety – planety krążącej wokół gwiazdy innej niż Słońce – 25 lat temu, zidentyfikowano ponad 4300 kolejnych. Lista wciąż się powiększa: co dwa lub trzy dni odkrywana jest nowa. Około 200 z dotychczas znalezionych egzoplanet składa się głównie ze skał, tak jak Ziemia. Chociaż nie jest to jedyny wymóg, aby planeta mogła gościć życie – musi również posiadać wodę w stanie ciekłym i znajdować się w pewnej odległości od swojego słońca – jest to jedno z kryteriów, które astronomowie wykorzystują skupiając się na swoich poszukiwaniach.

W nadchodzących latach wykorzystanie spektroskopii gazu do wykrywania biosygnatur w atmosferach planet będzie stawało się coraz ważniejszym elementem astronomii. Wiele programów badawczych w tej dziedzinie jest już w toku, jak na przykład satelita CHEOPS do polowania na egzoplanety, który na orbicie jest od grudnia 2019 roku.

Chociaż poczyniono znaczne postępy w wykrywaniu egzoplanetarnych sygnatur biologicznych, pozostaje kilka znaków zapytania. Jakie są implikacje tego rodzaju badań? Jak powinniśmy interpretować wyniki? A jeżeli na planecie zostanie wykryta tylko jedna biosygnatura? A co, jeżeli nie zostaną wykryte żadne biosygnatury – jakie wnioski powinniśmy wyciągnąć? Na tego rodzaju pytania postanowili odpowiedzieć naukowcy z EPFL-Tor Vergata, przedstawiając swój nowy model.

Tradycyjnie astronomowie szukali życia na innych planetach bazując na tym, co wiemy o życiu i ewolucji biologicznej na Ziemi. Jednak dzięki nowej metodzie naukowcy zaczęli od niewiadomego: ile innych planet w naszej galaktyce posiada jakąkolwiek formę życia? Ich model obejmuje takie czynniki, jak szacunkowa liczba innych gwiazd podobnych do Słońca w Galaktyce oraz liczba planet typu ziemskiego, które mogą krążyć na orbicie w nadającej się do zamieszkania odległości od tych gwiazd. Model wykorzystuje statystyki bayesowskie – szczególnie dobrze dopasowane do próbek małych rozmiarów – do obliczenia prawdopodobieństwa życia w naszej galaktyce na podstawie liczby wykrytych biosygnatur: jednej, kilku lub żadnej.

Biorąc pod uwagę niewielką liczbę planet, które prawdopodobnie zostaną zbadane w najbliższej przyszłości, i zakładając, że życie powstanie niezależnie na dowolnej planecie, badanie EPFL-Tor Vergata wykazało, że jeżeli wykryje się choćby jedną biosygnaturę, możemy stwierdzić, że prawdopodobieństwo, że w Galaktyce jest ponad 100 000 zamieszkałych planet, przekracza 95% - to więcej niż liczba pulsarów, które są obiektami powstającymi, gdy masywna gwiazda wybucha pod koniec swojego życia. Z drugiej strony, jeżeli nie zostaną wykryte żadne sygnatury biologiczne, nie możemy koniecznie wywnioskować, że inne formy życia nie istnieją gdzie indziej w Drodze Mlecznej.

Naukowcy przyjrzeli się również teorii panspermii, która stwierdza, że zamiast pojawić się niezależnie na danej planecie, formy życia mogą być przenoszone z innej planety – na przykład poprzez materię organiczną lub mikroskopijne organizmy przenoszone na kometach lub rozprzestrzeniać się między sąsiednimi planetami. Oznacza to, że prawdopodobieństwo życia na planecie zależy również od tego, jak daleko znajduje się ona od innych planet i jak łatwo różne formy życia – których cechy fizyczne mogą bardzo różnić się od tych, które znamy – są w stanie oprzeć się ekstremalnym warunkom kosmicznym, podróżować i dostać się na inne planety. Uwzględnienie panspermii zmienia przewidywalną liczbę zamieszkałych planet w innych częściach Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
EPFL

Vega


Załączniki:
1108x622.jpg
1108x622.jpg [ 157.77 KiB | Przeglądany 1082 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: 745 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 0 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