Dzisiaj jest 25 lutego 2021, 06:21

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 831 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 37, 38, 39, 40, 41, 42  Następna
Autor Wiadomość
Post: 09 grudnia 2020, 20:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Technika odsiewania pierwotnych fal grawitacyjnych Wszechświata

Identyfikacja pierwotnych fal grawitacyjnych byłaby kluczem do zrozumienia warunków panujących we wczesnym Wszechświecie.

W chwilach bezpośrednio po Wielkim Wybuchu pojawiły się pierwsze fale grawitacyjne. Produkt fluktuacji kwantowych w nowej zupie pierwotnej materii, te najwcześniejsze zmarszczki w strukturze czasoprzestrzeni, zostały szybko wzmocnione przez procesy inflacyjne, które doprowadziły Wszechświat do gwałtownej ekspansji.

Pierwotne fale grawitacyjne, wyprodukowane prawie 13,8 mld lat temu, wciąż odbijają się echem we Wszechświecie. Ale są zagłuszane przez trzask fal grawitacyjnych wytwarzanych przez nowsze wydarzenia, takie jak zderzanie się czarnych dziur i gwiazd neutronowych.

Obecnie zespół naukowców opracował metodę wydobywania bardzo słabych sygnałów pierwotnych zmarszczek z danych fal grawitacyjnych. Ich wynik został opublikowany 9 grudnia 2020 r. w Physical Review Letters.

Fale grawitacyjne są wykrywane niemal codziennie przez LIGO i inne detektory fal grawitacyjnych, ale pierwotne sygnały grawitacyjne są o kilka rzędów wielkości słabsze niż te, które te detektory mogą zarejestrować. Oczekuje się, że następna generacja detektorów będzie wystarczająco czuła, aby wychwycić te najwcześniejsze zmarszczki czasoprzestrzeni.

W następnej dekadzie, gdy zostaną uruchomione bardziej czułe instrumenty, nowa metoda może zostać zastosowana do odkopania ukrytych sygnałów pierwszych fal grawitacyjnych Wszechświata. Wzór i właściwości tych pierwotnych fal mogą następnie ukazać wskazówki dotyczące wczesnego Wszechświata, takie jak warunki, które doprowadziły do inflacji.

Szum koncertowy
Polowanie na pierwotne fale grawitacyjne koncentrowało się głównie na mikrofalowym promieniowaniu tła (CMB – cosmic microwave background), które jest uważane za promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu. Dzisiaj promieniowanie to przenika Wszechświat jako energia najbardziej widoczna w paśmie mikrofalowym widma elektromagnetycznego. Naukowcy są przekonani, że kiedy pierwotne fale grawitacyjne rozchodziły się, pozostawiły ślad na CMB w postaci modów B, rodzaju subtelnego wzoru polaryzacji.

Fizycy szukali oznak modów B, najbardziej znanych z BICEP Array, serii eksperymentów, w tym BICEP2, który według naukowców odkrył w 2014 roku mody B. Okazało się jednak, że sygnał pochodzi od pyłu galaktycznego.

Podczas gdy naukowcy nadal poszukują pierwotnych fal grawitacyjnych w CMB, inni polują na zmarszczki bezpośrednio w danych fal grawitacyjnych. Ogólny pomysł polegał na próbie odjęcia „astrofizycznego pierwszego planu” – dowolnego sygnału fali grawitacyjnej, który pochodzi z astrofizycznego źródła, takiego jak zderzenie się czarnych dziur, gwiazd neutronowych i wybuchających supernowych. Dopiero po ich odjęciu fizycy mogą uzyskać oszacowanie cichszych, nieastrofizycznych sygnałów, które mogą zawierać pierwotne fale grawitacyjne.

Problem z tymi metodami polega na tym, że astrofizyczny pierwszy plan zawiera słabsze sygnały, na przykład z odleglejszych połączeń, które są zbyt słabe, aby je dostrzec i trudne do oszacowania w końcowym odejmowaniu.

Pierwotny zastrzyk
W swoim nowym podejściu naukowcy bazowali na modelu opisującym bardziej oczywiste „rozmowy” astrofizycznego pierwszego planu. Model przewiduje wzór sygnałów fal grawitacyjnych, które powstałyby w wyniku połączenia obiektów astrofizycznych o różnych masach i spinach. Zespół wykorzystał ten model do stworzenia symulowanych danych wzorów fal grawitacyjnych, zarówno silnych, jak i słabych źródeł astrofizycznych, takich jak łączące się czarne dziury.

Następnie zespół próbował scharakteryzować każdy sygnał astrofizyczny czający się w tych symulowanych danych, na przykład w celu zidentyfikowania mas i spinów podwójnych czarnych dziur. W obecnej sytuacji parametry te są łatwiejsze do zidentyfikowania dla głośniejszych sygnałów i tylko słabo ograniczone dla najdelikatniejszych sygnałów. Podczas gdy poprzednie metody wykorzystują tylko „najlepsze przypuszczenie” dla parametrów każdego sygnału w celu odjęcia go od danych, nowa metoda uwzględnia niepewność w każdej charakterystyce wzorca, dzięki czemu jest w stanie wykryć obecność najsłabszych sygnałów, nawet jeśli nie są one dobrze scharakteryzowane. Sylvia Biscoveanu, doktorantka w Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, mówi, że zdolność do ilościowego określenia niepewności pomaga naukowcom uniknąć jakichkolwiek błędów w pomiarach pierwotnego tła.

Po zidentyfikowaniu takich odrębnych, nielosowych wzorów w danych fal grawitacyjnych, pozostały im bardziej losowe sygnały pierwotnych fal grawitacyjnych i szum instrumentalny specyficzny dla każdego detektora.

Uważa się, że pierwotne fale grawitacyjne przenikają Wszechświat jako rozproszony, trwały szum, który według naukowców powinien wyglądać tak samo, a zatem być skorelowany, w dowolnych dwóch detektorach.

W przeciwieństwie do tego, reszta przypadkowego szumu odebranego w detektorze powinna być specyficzna dla tego detektora i nieskorelowana z innymi detektorami. Na przykład szum generowany przez pobliski ruch uliczny powinien być różny w zależności od lokalizacji danego detektora. Porównując dane z dwóch detektorów po uwzględnieniu źródeł astrofizycznych zależnych od modelu, można było wydobyć parametry pierwotnego tła.

Naukowcy przetestowali nową metodę, najpierw symulując 400 sekund danych fal grawitacyjnych, które rozproszyli za pomocą wzorów fal reprezentujących źródła astrofizyczne, takie jak łączenie się czarnych dziur. Wprowadzili również sygnał do wszystkich danych, podobnych do trwałego szumu pierwotnej fali grawitacyjnej.

Następnie podzielili te dane na czterosekundowe segmenty i zastosowali swoją metodę do każdego segmentu, aby sprawdzić, czy mogą dokładnie zidentyfikować każde połączenia czarnych dziur, a także wzór fali, którą wstrzyknęli. Po przeanalizowaniu każdego segmentu danych w wielu przebiegach symulacji i w różnych warunkach początkowych, udało się im się wyodrębnić zakopane pierwotne tło.

„Udało nam się jednocześnie dopasować zarówno pierwszy plan, jak i tło, więc sygnał tła, który otrzymujemy, nie jest zanieczyszczony resztką pierwszego planu” – powiedziała Biscoveanu.

Biscoveanu ma nadzieję, że gdy jeszcze czulsze detektory nowej generacji zostaną uruchomione, nowa metoda będzie mogła zostać wykorzystana do krzyżowej korelacji i analizy danych z różnych detektorów, aby oddzielić pierwotny sygnał. Wtedy naukowcy mogą mieć użyteczny wątek, który będą mogli prześledzić wstecz do warunków wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-Primordial-Waves-01_0.jpg
MIT-Primordial-Waves-01_0.jpg [ 546.46 KiB | Przeglądany 1594 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 grudnia 2020, 20:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Hubble obserwuje dziwną egzoplanetę na odległej orbicie

Planeta znajdująca się na nietypowej orbicie wokół gwiazdy podwójnej oddalonej o 336 lat świetlnych od nas może stanowić wskazówkę do tajemnicy kryjącej się znacznie bliżej naszego domu: hipotetycznego, odległego ciała w naszym Układzie Słonecznym, zwanego „Dziewiątą Planetą”.

Jest to pierwszy raz, kiedy astronomowie byli w stanie zmierzyć ruch masywnej planety podobnej do Jowisza, krążącej bardzo daleko od swoich gwiazd macierzystych i widocznego dysku szczątków. Dysk ten jest podobny do naszego Pasa Kuipera, tworu złożonego z małych, lodowych ciał, znajdującego się za orbitą Neptuna. W naszym Układzie Słonecznym podejrzana Dziewiąta Planeta również leżałaby daleko poza Pasem Kuipera na podobnie dziwnej orbicie. Chociaż poszukiwania Dziewiątej Planety trwają, odkrycie egzoplanety jest dowodem na to, że tak istnienie dziwnych orbit jest możliwe.

„Układ ten przedstawia potencjalnie unikalne porównanie z naszym Układem Słonecznym. Planeta leży bardzo daleko od swoich gwiazd macierzystych na ekscentrycznej i bardzo niewyrównanej orbicie, takiej, jaką się przewiduje dla Dziewiątej Planety. To nasuwa pytanie, w jaki sposób te planety powstały i ewoluowały, aby znaleźć się w swojej obecnej konfiguracji” – wyjaśnia główny autor artykułu, Meiji Nguyen z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley.

Układ, w którym przebywa ten gazowy olbrzym, ma zaledwie 15 mln lat. To sugeruje, że nasza Dziewiąta Planeta – jeżeli istnieje – mogła powstać na bardzo wczesnym etapie ewolucji naszego liczącego 4,6 mld lat Układu Słonecznego.

Ekstremalna orbita
Egzoplaneta o masie 11 mas Jowisza, zwana HD 106906 b, została odkryta w 2013 roku za pomocą teleskopów Magellana w Obserwatorium Las Campanas na pustyni Atakama w Chile. Astronomowie jednak nie wiedzieli nic na temat orbity tej planety. Wymagało to zebrania bardzo dokładnych pomiarów ruchu z niezwykłą precyzją dotyczących włóczęgi przez ponad 14 lat. Zespół wykorzystał archiwalne dane Hubble’a, które dostarczyły dowodów na ten ruch, czegoś, co mógł zrobić tylko Kosmiczny Teleskop Hubble'a.

Egzoplaneta znajduje się bardzo daleko od swojej pary macierzystych, jasnych, młodych gwiazd – ponad 730 razy dalej niż wynosi odległość Ziemi od Słońca, czyli prawie 110 mld km. Ta duża separacja sprawiła, że określenie orbity trwającej 15 000 lat, w tak stosunkowo krótkim przedziale czasowym obserwacji Hubble’a, było ogromnym wyzwaniem. Planeta bardzo powoli pełznie po swojej orbicie, co jest zasługą słabego przyciągania grawitacyjnego jej bardzo odległych gwiazd macierzystych.

Zespół Hubble’a był zaskoczony, gdy odkrył, że odległy świat ma ekstremalną orbitę, która jest bardzo niewyrównana, wydłużona i położona na zewnątrz dysku szczątków, który otacza gwiazdę podwójną planety. Sam dysk szczątków wygląda bardzo nietypowo, być może z powodu przyciągania niesfornej planety.

Jak to się tam dostało?
Jak więc egzoplaneta dotarła na tak odległą i dziwnie nachyloną orbitę? Dominująca teoria głosi, że uformowała się ona znacznie bliżej swoich gwiazd, około trzy razy dalej niż wynosi odległość Ziemia-Słońce. Jednak opór w dysku gazowym układu spowodował rozpad orbity planety, zmuszając ją do migracji do wewnątrz w kierunku pary gwiazd. Efekt grawitacyjny wirującej gwiazdy podwójnej wyrzucił ją następnie na ekscentryczną orbitę, co prawie wyrzuciło ją z układu w pustkę przestrzeni międzygwiazdowej. Następnie przelatująca w pobliżu gwiazda spoza układu ustabilizowała orbitę egzoplanety i uniemożliwiła jej opuszczenie macierzystego układu.

Korzystając z precyzyjnych pomiarów odległości i ruchu wykonanych przez satelitę badawczego Gaia , przechodzące w pobliżu gwiazdy zostały zidentyfikowane w 2019 roku przez członków zespołu Roberta De Rosę z Europejskiego Obserwatorium Południowego w Santiago w Chile i Paula Kalasa z Uniwersytetu Kalifornijskiego.

Pełnomocnik Dziewiątej Planety?
Ten scenariusz dla dziwacznej orbity HD 106906 b jest pod pewnymi względami podobny do tego, co mogło spowodować, że hipotetyczna Dziewiąta Planeta znalazła się w zewnętrznych krańcach naszego Układu Słonecznego, daleko poza orbitami innych planet i poza Pasem Kuipera. Mogła ona powstać w wewnętrznym Układzie Słonecznym i zostać wyrzucona w wyniku interakcji z Jowiszem. Jednak Jowisz najprawdopodobniej wyrzuciłby Dziewiątą Planetę daleko poza Plutona. Przechodzące w pobliżu gwiazdy mogłyby ustabilizować orbitę wyrzuconej planety, odsuwając ścieżkę orbity od Jowisza i innych planet w wewnętrznym Układzie Słonecznym.

Jak dotąd astronomowie mają zaledwie poszlaki dotyczące Dziewiątej Planety. Znaleźli gromadę małych ciał niebieskich za Neptunem, które poruszają się po nietypowych orbitach w porównaniu z resztą Układu Słonecznego. Konfiguracja ta, jak twierdzą niektórzy astronomowie, sugeruje, że obiekty te były połączone wspólnie przez grawitację ogromnej, niewidocznej planety. Alternatywna teoria głosi, że nie ma jednej olbrzymiej, zakłócającej planety, a brak równowagi jest spowodowany połączonym wpływem wielu, znacznie mniejszych obiektów. Inna teoria głosi, że Dziewiąta Planeta w ogóle nie istnieje, a zgrupowanie mniejszych ciał może być tylko statystyczną anomalią.

Cel dla Teleskopu Webba
Naukowcy będą chcieli wykorzystać przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba do uzyskania danych dotyczących HD 106906 b, aby zrozumieć planetę w szczegółach. „Jedno pytanie, które możemy zadać, brzmi: czy planeta posiada krążący wokół jej osi swój własny dysk szczątków? Czy przechwytuje materię za każdym razem, gdy zbliża się do swoich gwiazd macierzystych? I czy bylibyśmy w stanie zmierzyć to za pomocą danych z JWST? Ponadto, jeżeli chodzi o pomoc w zrozumieniu orbity, myślę, że Webb byłby przydatny w potwierdzeniu naszego wyniku” – powiedział De Rosa.

Ponieważ Webb jest czulszy na mniejsze planety o masie Saturna, może być w stanie wykryć inne egzoplanety, które zostały wyrzucone z tego i innych wewnętrznych układów planetarnych. Dzięki JWST astronomowie będą mogli zacząć szukać planet, które są zarówno nieco starsze jak i nieco słabsze. Wyjątkowa czułość i możliwość obrazowania Webba otworzą nowe możliwości wykrywania i badania tych niekonwencjonalnych planet i układów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Hubblesite

Vega


Załączniki:
STScI-H-p2053b-d-1280x720.jpg
STScI-H-p2053b-d-1280x720.jpg [ 58.9 KiB | Przeglądany 1583 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 grudnia 2020, 20:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Rozbłysk radiowy ze zderzających się gwiazd?

Kiedy zderzają się dwie gwiazdy neutronowe, emitują pokaz jak sztucznych ogni. Czy niektóre z niskoenergetycznych źródeł energii wytwarzanych podczas tych połączeń mogą być wykrywalne po latach? Zespół naukowców uważa, że tak – i są prawie pewni, że znaleźli przykład.

Tęcza sygnałów
Oprócz fal grawitacyjnych, w wyniku połączenia się dwóch gwiazd neutronowych wytwarzany jest szereg promieniowania elektromagnetycznego, obejmującego spektrum od promieni gamma do fal radiowych.

W 2017 roku słynna już kolizja dwóch gwiazd neutronowych GW170817 dała nam pierwsze spojrzenie na tę przypuszczalną emisję: ujawniła krótki rozbłysk gamma, podczerwień i światło optyczne z wyrzutu w kilonowej oraz stosunkowo krótkotrwałe promieniowanie rentgenowskie i radiowe poświaty wywołane szybkimi odpływami.

Ale jest jeden oczekiwany rodzaj emisji, którego brakowało z GW170817 i nigdy wcześniej nie został zauważony w żadnym zderzeniu gwiazd neutronowych: rozbłyski radiowe.

Tajemnice radiowe ujawnione
Modele łączenia się gwiazd neutronowych przewidują, że kiedy wyrzuty zostaną wystrzelone od zderzających się gwiazd, rozszerzą się w przestrzeni kosmicznej, ostatecznie wpadając do otaczającego je ośrodka międzygwiazdowego gazu i pyłu. Późniejsze oddziaływanie wyrzutu z ośrodkiem międzygwiazdowym powinno wywołać rozbłyski radiowe.

Oczekuje się, że emisja tych rozbłysków radiowych będzie dość długotrwała – trwająca latami a nawet dziesięcioleciami – co oznacza, że możemy mieć nadzieję na znalezienie tych sygnałów na długo po wybuchu, który je wytworzył. Ale rozbłyski radiowe mogą być również stosunkowo słabe, więc możemy spodziewać się tylko tych z pobliskich kolizji (w odległości ~650 mln lat świetlnych). Dodatkowo, tylko połączenia, które występują w środowiskach z gęstym gazem i pyłem otaczającym je, będą świecić wystarczająco jasno, aby można je było dostrzec.

Biorąc pod uwagę te ograniczenia, nie jest zaskakujące, że nie znaleźliśmy jeszcze żadnych rozbłysków radiowych oznaczających wcześniejsze zderzenia. Ale zespół naukowców kierowany przez Kyung-hwan Lee (University of Florida) niedawno przebrnął przez zbierane przez dziesięciolecia dane radiowe z Very Large Array (VLA) – a w niedawnej publikacji ogłaszają, że taki jeden krótkotrwały może być pierwszym zidentyfikowanym rozbłyskiem z gwiezdnej kolizji.

Kolizja sprzed dziesięcioleci
FIRST J141918.9+394036 to radioźródło znajdujące się w galaktyce karłowatej oddalonej od nas o 280 mln lat świetlnych. Lee i jego współpracownicy zbierają dane z badań tego źródła z 23 lat i oceniają możliwe wyjaśnienia związane z tą radiową emisją.

Chociaż źródło to może być potencjalnie wytłumaczone jako poświata z długiego wybuchu promieniowania gamma – światło z dżetu wytwarzanego przez zapadającą się gwiazdę – dane radiowe nie są najlepiej dopasowane przez ten obraz. Zamiast tego autorzy pokazują za pomocą modeli, że krzywą jasności tego radioźródła najlepiej opisać jako rozpad rozbłysku radiowego, tak jak przewidywano na podstawie połączeń gwiazd neutronowych. Znaczy to, że FIRST J141918.9+394036 prawdopodobnie oznacza zderzenie dwóch gwiazd sprzed kilkudziesięciu lat.

W ciągu kilku lat dalsze obserwacje FIRST J141918.9+394036 pozwolą nam lepiej rozróżnić modele i potwierdzić ich naturę. A ponieważ znajdujemy więcej sygnałów takich jak ten, możemy wykorzystać te obserwacje do lepszego zrozumienia pochodzenia i fizyki połączeń gwiazd neutronowych - potencjalnie oświetlając wszystko, od kanału powstawania układów podwójnych po równanie stanu gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
NeutronStarMergerNewSciRelease_01019.jpg
NeutronStarMergerNewSciRelease_01019.jpg [ 268.86 KiB | Przeglądany 1569 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 grudnia 2020, 18:12 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Wykonano bezpośredni obraz nowo odkrytego brązowego karła

Astronomowie korzystający z obserwatoriów Maunakea odkryli wzorcowego brązowego karła krążącego wokół gwiazdy podobnej do Słońca, znajdującej się zaledwie 86 lat świetlnych od Ziemi, co stanowi kluczowy punkt odniesienia do zrozumienia właściwości pierwszych egzoplanet, które zostały bezpośrednio zobrazowane.

Teleskop Subaru jako pierwszy wykrył i wykonał niezwykle ostre zdjęcia obiektu. Zespół naukowców przeprowadził uzupełniające obserwacje teleskopem Subaru aby wykonać bardziej bezpośrednie zdjęcia, oraz wykorzystał Obserwatorium Kecka do uzyskania obserwacji w podczerwieni i potwierdził, że obiekt jest orbitującym towarzyszem gwiazdy HD 33632 Aa, a nie niepowiązaną gwiazdą tła. W połączeniu z uzupełniającymi danymi z satelity Gaia, naukowcy odkryli również, że brązowy karzeł ma masę około 46 Jowiszów.

Nazwany HD 33632 Ab, brązowy karzeł jest jednym z nielicznych znanych obiektów tego rodzaju, krążących wokół gwiazdy niemal bliźniaczej do Słońca w prawie bliźniaczej skali naszego Układu Słonecznego (od Merkurego do Plutona).

Brązowe karły to klasa obiektów mniejszych niż gwiazdy, ale masywniejszych niż planety olbrzymie, takie jak Jowisz. Są one nazywane nieudanymi gwiazdami, ponieważ nie są wystarczająco masywne, aby wywołać syntezę jądrową w swoich rdzeniach i świecić jak prawdziwe gwiazdy.

Zespół wykonał zdjęcia obiektu HD 33632 przy użyciu potężnej technologii optyki adaptatywnej (AO) w obu Obserwatoriach Maunakea – najnowocześniejszego systemu obrazowania egzoplanet Subaru Telescope, SCExAO/CHARIS i zaawansowanego AO Obserwatorium Kecka w połączeniu z kamerą bliskiej podczerwieni (NIRC2). Technologie te usuwają rozmycie atmosfery, które zniekształca obrazy astronomiczne, pozwalając uzyskać ostrzejsze zdjęcia obiektów.

Dane z teleskopu Subaru wykazały, że atmosfera brązowego karła może zawierać wodę i tlenek węgla.

„Dzięki niewiarygodnie ostrym obrazom otrzymanym z SCExAO/CHARIS możemy nie tylko zobaczyć HD 33632 Ab, ale także uzyskać bardzo precyzyjne pomiary jego położenia i widma, co daje ważne wskazówki na temat jego właściwości atmosferycznych i dynamiki” – powiedział Thayne Currie, współpracownik badacz w Subaru Telescope i główny autor tego badania.

HD 33632 Ab zapewnia nowe, krytyczne spojrzenie w atmosfery planet w HD 33632 – pierwszym układzie pozasłonecznym, któremu wykonano zdjęcie – ponieważ jego temperatura jest prawdopodobnie bardzo podobna, chociaż jest starszy, ma większą masę i większą grawitację.

Badając egzoplanety HD 33632 Ab i HR 8799, astronomowie mają nadzieję dowiedzieć się więcej na temat tego, jak warunki atmosferyczne planet i brązowych karłów są powiązane z różnorodnością ich wieku i składu, takich jak masa, temperatury i właściwości chemiczne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Vega


Załączniki:
fig1e-20201210-science.png
fig1e-20201210-science.png [ 67.79 KiB | Przeglądany 1560 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 grudnia 2020, 22:26 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy identyfikują miejsca, w których olbrzymie dżety z czarnych dziur rozładowują swoją energię

Supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk to najbardziej masywne obiekty we Wszechświecie. Ich masy wahają się w przedziale od 1 mln do 10 mld mas Słońca. Niektóre z nich wyrzucają również olbrzymie, bardzo rozgrzane strumienie plazmy z prędkością bliską prędkości światła. Głównym sposobem, w jaki dżety rozładowują tę potężną energię ruchu, jest przekształcanie jej w bardzo energetyczne promienie gamma. Jednak nadal pozostaje otwartą kwestią to, w jaki sposób to promieniowanie powstaje.

Dżet musi gdzieś rozładować swoją energię, a poprzednie prace naukowe nie są zgodne co do tego, gdzie to ma miejsce. Głównymi kandydatami są dwa regiony złożone z gazu i światła otaczające czarną dziurę, zwane obszarem szerokopasmowym i torusem molekularnym.

Dżet czarnej dziury ma potencjał przekształcania światła widzialnego i podczerwonego w obu regionach w wysokoenergetyczne promienie gamma poprzez oddawanie części swojej energii. Nowe badania dr. fizyki Adama Harveya rzucają światło na tę kontrowersję, dostarczając mocnych dowodów na to, że dżety uwalniają energię głównie w torusie molekularnym, a nie w obszarze szerokopasmowym. Badanie zostało opublikowane w październiku 2020 roku w Nature Communications.

Obszar szerokopasmowy znajduje się bliżej centrum czarnej dziury, w odległości około 0,3 roku świetlnego. Torus molekularny znajduje się znacznie dalej – ponad 3 lata świetlne. Chociaż dla osób niebędących astronomami wszystkie te odległości wydają się ogromne, nowa praca „mówi nam, że otrzymujemy rozpraszanie energii z dala od czarnej dziury w odpowiednich skałach” – wyjaśnia Harvey.

„Implikacje są niezwykle ważne dla naszego zrozumienia dżetów wyrzucanych przez czarne dziury” – mówi Harvey. To, który region pochłania energię dżetu, dostarcza wskazówek, jak początkowo tworzą się, przyspieszają i przybierają kształt kolumny. Na przykład „oznacza to, że dżet nie jest wystarczająco przyspieszany w mniejszych skalach, aby zapoczątkować rozpraszanie energii” – powiedział Harvey.

Inni badacze zaproponowali sprzeczne pomysły dotyczące struktury i zachowania dżetów. Ze względu na sprawdzone metody, które Harvey zastosował w swojej nowej pracy, spodziewają się jednak, że wyniki zostaną szeroko przyjęte w środowisku naukowym. „Wyniki zasadniczo pomagają ograniczyć te możliwości – te różne modele – powstawania dżetu”.

Aby dojść do swoich wniosków, Harvey zastosował standardową technikę statystyczną do danych z 62 obserwacji dżetów czarnej dziury. „Wiele z tego, co pojawiło się przed tym artykułem, było bardzo zależne od modelu. W innych pracach przyjęto bardzo wiele szczegółowych założeń, podczas gdy nasza metoda jest bardzo ogólna. Niewiele jest rzeczy, które mogłyby podważyć analizę. To dobrze poznane metody, wykorzystujące tylko dane obserwacyjne. Więc wynik powinien być poprawny” – wyjaśnia Harvey.

W analizie kluczowa była wartość zwana współczynnikiem początkowym. Współczynnik ten wskazuje, skąd pochodzą fale świetlne, które dżet przekształca w promienie gamma. Jeżeli przekształcenie zachodzi w torusie molekularnym, oczekuje się jednego współczynnika początkowego. Jeżeli dzieje się to w regionie szerokopasmowym, współczynnik początkowy będzie inny.

Harvey obliczył współczynniki początkowe dla wszystkich 62 obserwacji. Okazało się, że współczynniki początkowe spadały z normalnym rozkładem dopasowanym prawie idealnie do oczekiwanej wartości torusa molekularnego. Wyniki te zdecydowanie sugerują, że energia z dżetu wyładowuje się w postaci fal świetlnych w torusie molekularnym, a nie w regionie szerokopasmowym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UMBC

Vega


Załączniki:
Tidal_Disruption_4k_print_NASA.jpg
Tidal_Disruption_4k_print_NASA.jpg [ 189.62 KiB | Przeglądany 1199 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 18 grudnia 2020, 19:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Czy białe karły mogą pomóc rozwiązać kosmologiczny problem litu?

Według badań przeprowadzonych przez naukowców z University of North Carolina w Chapel Hill, opublikowanych w internetowym wydaniu Science, po raz pierwszy w atmosferze wypalonych gwiazd zwanych białymi karłami zidentyfikowano i zmierzono lit, który jest trudny do wyśledzenia.

Lit pomaga zasilać telefony komórkowe i komputery oraz stabilizować nastroje. Jednak naukowców zdumiało to, co stało się z litem, którego oczekiwali po Wielkim Wybuchu, rozbieżności znanej jako „kosmologiczny problem litu”.

Podczas gdy naukowcy są przekonani, że eksplodujące gwiazdy pomagają rozprowadzać lit w całej galaktyce i dostarczają większość litu, który obecnie używamy w elektronice i medycynie, niedawne badanie może pomóc w zmierzeniu ilości litu powstałego w początkowej fazie formowania się Wszechświata.

Nowe spojrzenie dokonane przez naukowców dostarcza wskazówek niezbędnych do śledzenia galaktycznej ewolucji litu.

Odkrycie było możliwe dzięki zastosowaniu spektrografu Goodman-Spectrograph zamontowanego na teleskopie Southern Astrophysical Research. Autor badania i astrofizyk z UNC-Chapel Hill, J. Christopher Clemens, kierował projektem unikalnego spektrografu, który mierzy ilość światła emitowanego przez białego karła.

Białe karły są resztkami jąder, które pozostają po śmierci gwiazd i mogą być otoczone skalistymi światami.

W badaniu naukowcy opisują wykrywanie pokruszonych szczątków dużych obiektów przypominających asteroidy w atmosferach dwóch bardzo starych białych karłów, których planety uformowały się 9 mld lat temu – na długo przed rozwojem naszego Słońca, Ziemi i Układu Słonecznego.

Zespół był w stanie zmierzyć skład chemiczny asteroid i po raz pierwszy zidentyfikował i zmierzył zarówno lit, jaki i potas w skalistym ciele pozasłonecznym.

„Nasze pomiary litu ze skalistego ciała w innym układzie słonecznym stanowią podstawę bardziej niezawodnej metody śledzenia ilości litu w Galaktyce na przestrzeni czasu” – powiedział Clemens.

Wielki Wybuch, główne wyjaśnienie tego, w jaki sposób Wszechświat powstał 13,8 mld lat temu, wyprodukował trzy pierwiastki: wodór, hel i lit. Jednak pomiary litu w gwiazdach podobnych do Słońca nigdy nie potwierdziły przewidywań naukowców.

Spośród tych trzech pierwiastków, lit stanowi największą tajemnicę.

„W końcu przy wystarczającej liczbie tych białych karłów, na które spadły asteroidy, będziemy mogli przetestować przewidywania ilości litu powstałego w Wielkim Wybuchu” – powiedział Ben Kaiser, autor pierwszego badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of North Carolina

Vega


Załączniki:
ngc6388.jpg
ngc6388.jpg [ 1.19 MiB | Przeglądany 1193 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 grudnia 2020, 15:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazdy w galaktyce zawierają wskazówki dotyczące jej historii. Zatem, gdy spojrzymy na populacje gwiazdowe kilku galaktyk i na właściwości samych galaktyk, być może będziemy w stanie określić trendy w ewolucji galaktyk.

Galaktyki i gwiazdy, które je tworzą
Jakich właściwości gwiazd można użyć do badania ewolucji galaktyk? Kluczowy jest ich wiek. Populacja bardziej starych gwiazd sugeruje, że galaktyka uformowała większość swoich gwiazd dawno temu, podczas gdy populacja zdominowana przez młode gwiazdy wskazuje na świeższe powstawanie gwiazd.

Również ważna jest obfitość różnych pierwiastków, które nie są wodorem i helem, względem wodoru (metaliczność) oraz obfitość izotopów alfa pierwiastków, takich jak węgiel i tlen względem żelaza. Pierwszy wskaźnik może nam powiedzieć, ile generacji gwiazd gościła galaktyka, a drugi to, jak długo galaktyka tworzyła gwiazdy.

Jeżeli chodzi o same galaktyki, ich ogólną masę i rozmiar można powiązać z gwiazdami, które zawierają. Inną przydatną właściwością jest dyspersja prędkości, czyli sposób poruszania się gwiazd w galaktyce. Ostatnio bardziej subtelne właściwości, takie jak powierzchniowy rozkład masy w galaktyce i jej potencjał grawitacyjny, zostały wykorzystane do badania ewolucji galaktyk. W ramach nowych badań grupa naukowców zbadała, w jaki sposób te strukturalne właściwości mogą być powiązane z właściwościami gwiazd.

Łączenie rzeczy razem
Tania Barone (The Australian National University/The University of Sydney) i jej współpracownicy skupili się w tym badaniu na galaktykach gwiazdotwórczych. Chociaż każda galaktyka tworzy gwiazdy, to aby nazwać ją gwiazdotwórczą musi je tworzyć z szybkością wyższą niż średnia. Owo rozróżnienie jest ważne, ponieważ łączenie wyników z różnych typów galaktyk mogłoby przesłaniać wszelkie istniejące trendy.

Wiek i obfitość pierwiastków można obliczyć przy różnych założeniach, jednym opartym na jasności galaktyki, a drugim na jej masie. Jednak Baron i jej zespół odkryli, że przy obu tych założeniach wiek wydaje się korelować z powierzchniową gęstością masy, a metaliczność koreluje z potencjałem grawitacyjnym. Co ciekawe, obie te zależności zaobserwowano również w podobnych badaniach dotyczących wczesnych galaktyk, które powstały, gdy Wszechświat był młodszy.

Zatem co te zależności mówią o ewolucji galaktyk? Korelacja między wiekiem a masą i gęstością sugeruje, że powstawanie gwiazd jest podyktowane dostępnością i gęstością gazu tworzącego gwiazdy. Relacja metaliczność-grawitacja-potencjał sugeruje, że galaktykom o niższym potencjale trudniej jest powstrzymać materię przed unoszeniem przez wiatry astronomiczne.

Jednym ze sposobów dalszego zbadania tych relacji – oprócz obserwacji – jest wykorzystanie symulacji kosmologicznych. Na razie badanie to jest przykładem tego, w jaki sposób możemy zebrać wskazówki, które mamy, aby rozwiązać zagadkę ewolucji galaktyk!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
NGC-1559.jpg
NGC-1559.jpg [ 153.87 KiB | Przeglądany 1182 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 grudnia 2020, 20:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Plusy niestabilnej pogody kosmicznej

Chociaż gwałtowne i nieprzewidywalne, rozbłyski gwiazdowe emitowane przez gwiazdę macierzystą egzoplanety niekoniecznie zapobiegają powstaniu życia na jej powierzchni – mówi nowe badanie naukowców z Northwestern University.

Emitowane przez gwiazdy rozbłyski to nagłe błyski energii magnetycznej. Na Ziemi rozbłyski słoneczne czasami uszkadzają satelity i zakłócają komunikację radiową. Jednak w innych częściach Wszechświata potężne flary gwiazdowe mają również zdolność do wyczerpania i niszczenia gazów atmosferycznych, takich jak ozon. Zniszczenie takich gazów może pozwolić na przenikanie przez atmosferę planety szkodliwym poziomom promieniowania UV, zmniejszając w ten sposób szansę egzoplanety na bycie przyjazną dla jej życia.

Łącząc chemię atmosferyczną i modelowanie klimatu 3D z obserwowanymi danymi dotyczącymi rozbłysków z odległych gwiazd, zespół naukowców odkrył, że rozbłyski gwiazdowe mogą odgrywać ważną rolę w długoterminowej ewolucji atmosfery planety i jej zdolności do zamieszkania.

„Porównaliśmy chemię atmosferyczną planet doświadczających częstych rozbłysków z planetami, które ich nie doświadczają. Długoterminowa chemia atmosferyczna jest zupełnie inna” – powiedział Howard Chen z Northwestern, pierwszy autor badania.

„Odkryliśmy, że rozbłyski gwiazdowe nie muszą wykluczać istnienia życia. W niektórych przypadkach nie powodują erozji całego ozonu atmosferycznego. Życie na powierzchni wciąż może mieć szansę na walkę” – dodał Daniel Horton, starszy autor badania.

Wszystkie gwiazdy – w tym nasze własne Słońce – doświadczają rozbłysków lub losowo uwalniają zmagazynowaną energię. Na szczęście dla Ziemian, rozbłyski słoneczne mają zwykle minimalny wpływ na planetę.

W przeciwieństwie do Ziemi, której gwiazda macierzysta nie jest już tak aktywna a sama planeta posiada silne pole magnetyczne chroniące ją przed promieniowaniem słonecznym, większość egzoplanet potencjalnie nadających się do zamieszkania nie ma tyle szczęścia. Aby planety mogły być potencjalnym siedliskiem życia, muszą znajdować się takiej odległości od swojej gwiazdy, aby woda na ich powierzchni pozostawała w stanie ciekłym.

„Badaliśmy planety krążące w ekosferze karłów typu M i K – najpospolitszych gwiazd we Wszechświecie. Strefy zdatne do zamieszkania wokół tych gwiazd są węższe, ponieważ karły są mniejsze i słabsze niż gwiazdy takie, jak nasze Słońce. Z drugiej strony uważa się, że karły typu M i K mają częstszą aktywność rozbłyskową niż nasze Słońce i jest mało prawdopodobne, aby na ich planetach, zamkniętych pływowo, pola magnetyczne pomagały odchylać ich wiatry gwiazdowe” – powiedział Horton.

Chen i Horton wcześniej przeprowadzili badanie długoterminowych średnich klimatycznych układów gwiazdowych karłów typu M. Jednak rozbłyski pojawiają się w skalach długości godzin lub dni. Chociaż tak krótkie skale mogą być trudne do symulowania, uwzględnienie skutków rozbłysków jest ważne, aby stworzyć pełniejszy obraz atmosfer egzoplanet. Osiągnięto to poprzez włączenie do swoich symulacji modelowych danych dotyczących rozbłysków gwiazd uzyskanych z satelity TESS

Poprzednie prace zakładały, że jeżeli na egzoplanetach krążących wokół karłów typu M i K istnieje życie, rozbłyski gwiazdowe mogą ułatwić ich wykrycie, np. zwiększając obfitość gazów wskazujących życie (takich jak dwutlenek azotu, podtlenek azotu i kwas azotowy) z poziomów niezauważalnych dla wykrycia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern University

Vega


Załączniki:
theupsideofv.jpg
theupsideofv.jpg [ 560.41 KiB | Przeglądany 1142 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 grudnia 2020, 17:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Związek między formowaniem się gwiazd i gazem w pobliskich galaktykach

Sposób formowania się gwiazd w galaktykach pozostaje ważnym otwartym pytaniem. Ponowna analiza pomiarów obserwacyjnych rzuca nowe światło na ten problem.

Gwiazdy rodzą się w gęstych obłokach wodoru molekularnego, który przenika przestrzeń międzygwiazdową większości galaktyk. Chociaż fizyka powstawania gwiazd jest złożona, w ostatnich latach nastąpił znaczny postęp w rozumieniu, jak w galaktycznym środowisku tworzą się gwiazdy. Jednak nadal otwartą kwestią pozostaje to, co ostatecznie decyduje o poziomie powstawania gwiazd w galaktykach.

Zasadniczo na aktywną gwiazdotwórczość wpływają dwa główne czynniki: ilość gazu molekularnego obecnego w galaktykach oraz skala czasowa, w której rezerwuar gazu zostaje wyczerpany przekształcając się w gwiazdy. Podczas gdy masa gazu w galaktykach jest regulowana przez wpływy, wypływy i zużycie gazu, fizyka przekształcania się gazu w gwiazdy nie jest obecnie dobrze poznana. Biorąc pod uwagę jego potencjalnie krytyczną rolę, podjęto wiele wysiłków, aby na podstawie obserwacji określić skalę czasową wyczerpywania się gazu. Doprowadziło to do sprzecznych wyników, częściowo ze względu na wyzwanie związane z pomiarem mas gazów przy obecnych granicach wykrywalności.

Niniejsze badanie wykorzystuje nową metodę statystyczną opartą na modelowaniu bayesowskim do właściwego uwzględnienia galaktyk z niewykrytą ilością wodoru molekularnego lub atomowego, aby zminimalizować błąd obserwacyjny. Nowa analiza pokazuje, że w typowych galaktykach gwiazdotwórczych wodór molekularny i atomowy są przekształcane w gwiazdy w przybliżeniu w stałych skalach czasowych odpowiednio 1 i 10 mld lat. Jednakże okazało się, że niezwykle aktywne galaktyki mają znacznie krótsze skale czasowe wyczerpywania się gazu. Odkrycia te sugerują, że powstawanie gwiazd w typowych galaktykach jest rzeczywiście bezpośrednio powiązane z ogólnym rezerwuarem gazu, a zatem zależy od szybkości, z jaką gaz wchodzi do galaktyki lub ją opuszcza. W przeciwieństwie do tego, znacznie wyższa aktywność powstawania gwiazd w rozbłyskach gwiazdotwórczych ma prawdopodobnie inne fizyczne pochodzenie, takie jak interakcje galaktyk lub niestabilności dysków galaktycznych.

Analiza ta oparta jest na danych obserwacyjnych pobliskich galaktyk. Obserwacje przy pomocy ALMA, SKA i innych obserwatoriów umożliwiają badanie zawartości gazu w dużej liczbie galaktyk w całej kosmicznej historii. Nadrzędne znaczenie będzie miało kontynuowanie rozwoju metod statystycznych i naukowych aby dokładnie wyodrębnić fizyczne zawartości tych nowych obserwacji i w pełni odkryć tajemnice powstawania gwiazd w galaktykach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Zurich

Vega


Załączniki:
Gas Star.jpg
Gas Star.jpg [ 375.1 KiB | Przeglądany 1127 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: 26 grudnia 2020, 19:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Pierwotne czarne dziury i poszukiwanie ciemnej materii z multiwszechświata

Pierwotne czarne dziury, które powstały we wczesnym Wszechświecie zanim narodziły się galaktyki i gwiazdy, mogą stanowić całość lub część ciemnej materii, być odpowiedzialne za niektóre z obserwowanych sygnałów fal grawitacyjnych i supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrum Drogi Mlecznej i innych galaktyk. Mogą również odgrywać rolę w syntezie ciężkich pierwiastków, gdy zderzają się z gwiazdami neutronowymi i niszczą je, uwalniając materię bogatą w neutrony. W szczególności istnieje ekscytująca możliwość, że tajemnicza ciemna materia, która stanowi większość materii we Wszechświecie składa się z pierwotnych czarnych dziur. Nagroda Nobla w 2020 roku została przyznana teoretykowi Rogerowi Penrose’owi oraz dwóm astronomom, Reinhardowi Genzelowi i Andrei Ghez, za ich odkrycia potwierdzające istnienie czarnych dziur. Ponieważ wiadomo, że w przyrodzie istnieją czarne dziury, są one bardzo atrakcyjnymi kandydatkami na ciemną materię.

Zespół naukowców przyjrzał się wczesnemu Wszechświatowi szukając wskazówek, by dowiedzieć się więcej o pierwotnych czarnych dziurach. Wczesny Wszechświat był tak gęsty, że wszelkie dodatnie wahania gęstości przekraczające 50% stworzyłyby czarną dziurę. Jednak wiadomo, że kosmologiczne perturbacje, które są obsadzone galaktykami, są znacznie mniejsze. Niemniej jednak, szereg procesów we wczesnym Wszechświecie mógł stworzyć odpowiednie warunki do powstania czarnych dziur.

Jedną z ekscytujących możliwości jest to, że pierwotne czarne dziury mogły powstać z „wszechświatów niemowlęcych” utworzonych podczas inflacji, okresu gwałtownej ekspansji, który, jak się uważa, odpowiedzialny jest za wysiew struktur obserwowanych dzisiaj, takich jak galaktyki i gromady galaktyk. Podczas inflacji niemowlęce wszechświaty mogą rozgałęziać się od naszego Wszechświata. Mały niemowlęcy wszechświat ostatecznie się zapadnie, ale duża ilość energii uwolnionej w małej objętości spowoduje powstanie czarnej dziury.

Jeszcze bardziej osobliwy koniec czeka większy wszechświat niemowlęcy. Jeżeli jest większy niż pewien rozmiar krytyczny, teoria grawitacji Einsteina pozwala wszechświatowi niemowlęcemu istnieć w stanie, który wydaje się różny dla obserwatora wewnątrz i na zewnątrz. Wewnętrzny obserwator widzi go jako wszechświat rozszerzający się, podczas gdy zewnętrzny obserwator (taki jak my) widzi go jako czarną dziurę. W obu przypadkach, duży i mały wszechświat niemowlęcy są przez nas postrzegane jako pierwotne czarne dziury, które ukrywają podstawową strukturę multiwszechświata za swoimi horyzontami zdarzeń. Horyzont zdarzeń jest granicą, poniżej której wszystko, nawet światło, jest uwięzione i nie może uciec z czarnej dziury.

W swoim artykule zespół opisał nowatorski scenariusz powstawania pierwotnych czarnych dziur i pokazał, że czarne dziury ze scenariusza multiwszechświata można znaleźć za pomocą Hyper Suprime-Cam (HSC) zamontowanej na 8,2-metrowym teleskopie Subaru olbrzymiej kamery cyfrowej. Ich praca jest pasjonującym przedłużeniem poszukiwań pierwotnych czarnych dziur przez HSC, które prowadzą Masahiro Takada, główny badacz z Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, i jego zespół.

Dlaczego HSC była niezbędna w tych badaniach? Ponieważ ma unikalną zdolność obrazowania całej gromady Andromedy co kilka minut. Jeżeli czarna dziura przechodzi przez pole widzenia do jednej z gwiazd, grawitacja czarnej dziury zakrzywia promienie światła (efekt soczewkowania grawitacyjnego) i sprawia, że gwiazda przez krótki okres czasu wydaje się jaśniejsza niż wcześniej. Czas trwania rozjaśnienia gwiazdy mówi astronomom o masie czarnej dziury. Dzięki obserwacjom HSC można jednocześnie obserwować sto milionów gwiazd, tworząc szeroką sieć dla pierwotnych czarnych dziur, które mogą przecinać jedną z linii pola widzenia.

Pierwsze obserwacje HSC odnotowały już intrygujące zdarzenie kandydata zgodnego z pierwotną czarną dziurą z multiwszechświata, z czarną dziurą o masie porównywalnej z masą Księżyca. Zachęcony tym pierwszym znakiem i kierujący się nowym teoretycznym zrozumieniem, zespół prowadzi nową rundę obserwacji, aby rozszerzyć poszukiwania i dostarczyć odpowiedniego testu dotyczącego tego, czy pierwotne czarne dziury ze scenariusza multiwszechświata mogą odpowiadać za całą ciemną materię.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IPMU

Physical Review Letters

Vega


Załączniki:
Fig4.Andromeda-PBH-rev.png
Fig4.Andromeda-PBH-rev.png [ 437.34 KiB | Przeglądany 1103 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 grudnia 2020, 18:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Trzy smaki są lepsze niż jeden – także w badaniach supernowych

Badania pokazują, że ignorujemy kluczowe wskazówki pomagające zrozumieć śmierć gwiazd.

Nowe badania przeprowadzone na Northwestern University wykazały, że badając wszystkie trzy „smaki” występujące w supernowej, naukowcy odkryli więcej wskazówek na temat tego, jak i dlaczego umierają gwiazdy.

Naukowcy przyglądają się neutrinom w poszukiwaniu istotnych informacji o wybuchach supernowych. Podczas gdy poprzednie badania zidentyfikowały trzy „smaki” neutrin, wielu naukowców nadal upraszczało badania na ten temat, badając „wanilię”, a ignorując „czekoladę” i „truskawkę”.

Uwzględniając w badaniu wszystkie trzy smaki, naukowcy z Northwestern pogłębili wiedzę o umierających gwiazdach i zaczęli wyjaśniać istniejące hipotezy.

Podczas eksplozji supernowej 99% energii martwej gwiazdy jest emitowane przez neutrina. Podróżując prawie z prędkością światła i niezwykle słabo oddziałując z materią, neutrina są pierwszymi posłańcami, którzy dotarli do Ziemi i wskazują, że gwiazda umarła.

Od czasu pierwszego wykrycia neutrin w latach pięćdziesiątych XX wieku, fizycy cząstek elementarnych i astrofizycy poczynili ważne postępy w zrozumieniu, wykrywaniu i tworzeniu neutrin. Aby jednak ograniczyć złożoność modeli, wiele osób badających cząsteczki subatomowe przyjmuje założenia upraszczające badania – na przykład, że neutrina nieelektronowe zachowują się identycznie, gdy są wyrzucane z supernowej.

Częścią tego, co sprawia, że badanie neutrin jest skomplikowane, jest to, że pochodzą one ze zwartych obiektów (wnętrza gwiazdy), a następnie oddziałują ze sobą. Oznacza to, że gdy jeden smak oddziałuje, jego ewolucja ma wpływ na wszystkie pozostałe smaki w układzie.

W rezultacie, kiedy ogromna ilość neutrin jest gwałtownie wysyłana podczas masywnej eksplozji supernowej związanej z zapadnięciem się jądra masywnej gwiazdy, zaczynają oscylować. Interakcje między neutrinami zmieniają właściwości i zachowanie całego układu, tworząc sprzężony związek.

Dlatego też, gdy gęstość neutrin jest wysoka, część neutrin wymienia smaki. Kiedy różne smaki są emitowane w różnych kierunkach w głębi gwiazdy, przekształcenia zachodzą szybko i nazywane są „szybkimi konwersjami”. Co ciekawe, badania wykazały, że wraz ze wzrostem liczby neutrin, niezależnie od masy, rosną ich współczynniki konwersji.

W badaniu naukowiec stworzył nieliniową symulację „szybkiej konwersji”, gdy obecne są trzy aromaty neutrin, gdzie szybką konwersję cechują oddziałujące neutrina i zmieniające się smaki. Naukowcy usunęli założenie, że trzy smaki neutrin – neutrina mionowe, elektronowe i tau – mają ten sam rozkład kątowy, nadając każdemu inny rozkład.

Dwusmakowy układ tej samej koncepcji dotyczy neutrin elektronowych i neutrin “x”, w których x może oznaczać neutrina mionowe lub tau, a różnice między nimi są nieznaczne.

Naukowcy pokazali, że w rzeczywistości wszystkie smaki są istotne, a ignorowanie obecności mionów nie jest dobrą strategią. Uwzględniając je pokazują, że poprzednie wyniki są niekompletne i że drastycznie się one zmieniają, gdy uwzględni się trzy smaki.

Chociaż badania mogą mieć poważne implikacje zarówno dla fizyków cząstek, jak i astrofizyków, nawet modele użyte w tych badaniach zawierały uproszczenia. Zespół ma nadzieję, że ich wyniki będą bardziej ogólne poprzez uwzględnienie wymiarów przestrzennych oprócz składowych pędu i czasu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern University

Physical Review Letters

Vega


Załączniki:
miller-supernova640.jpg
miller-supernova640.jpg [ 63.76 KiB | Przeglądany 1100 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: 29 grudnia 2020, 16:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Jak rosły odległe kwazary?

Krótko po Wielkim Wybuchu zjonizowana plazma, z której składa się Wszechświat, ostygła, umożliwiając (ponowne) połączenie elektronów i protonów w neutralny wodór. W końcu, po uformowaniu się źródeł światła, promieniowanie zaczęło ponownie jonizować neutralny wodór – okres znany jako epoka rejonizacji. Uważa się, że jednym ze źródeł, które pomogły w ponownej jonizacji Wszechświata są aktywne jądra galaktyk zwane kwazarami. Kwazary to jedne z najstarszych obiektów we Wszechświecie, co pozwala nam obserwować je przy przesunięciu ku czerwieni z > 6,5, zanim rejonizacja została zakończona. Kwazary są jednymi z najbardziej użytecznych narzędzi do badania epoki rejonizacji, chociaż tylko około 50 z nich zostało odkrytych przy tak dużym przesunięciu ku czerwieni.

Nadal pozostaje niejasne, w jaki sposób te kwazary powstały. Po czasie krótszym niż miliard lat akreujące supermasywne czarne dziury, które zasilają kwazary z czasów rejonizacji, nie miały wystarczająco dużo czasu, aby urosnąć do mierzonych w miliardach mas Słońca. Aby spróbować zrozumieć fizykę stojącą za akrecją supermasywnych czarnych dziur (a tym samym wzrostem), autorzy cytowanej pracy wykorzystują obserwacje rentgenowskie i podczerwone do badania wewnętrznych obszarów kwazarów.

Praca naukowców przedstawia nowe obserwacje Chandra dla pięciu kwazarów przy z > 6,5, co prawie podwaja liczbę kwazarów, które obserwowano rentgenowsko, z takim przesunięciem ku czerwieni (wcześniej było tylko 6 takich kwazarów!). W połączeniu z istniejącymi obserwacjami sześciu kwazarów i archiwalną spektroskopią w bliskiej podczerwieni, autorzy przeprowadzili systematyczną analizę zależności między ultrafioletowymi/optycznymi i rentgenowskimi właściwościami odległych kwazarów.

Czy sposób akrecji supermasywnych czarnych dziur zależy od przesunięcia ku czerwieni?
Przy takich przesunięciach ku czerwieni emisja promieniowania rentgenowskiego nadal będzie obserwowana jako promieniowanie X w zakresie energii dla obserwatorium Chandra, ale emisja UV będzie obserwowana w bliskiej podczerwieni. Autorzy pracy wykorzystują archiwalne dane spektroskopowe z obserwatoriów, takich jak Magellan, Gemini i VLT, aby dopasować widma bliskiej podczerwieni i uzyskać jasność UV. Dodatkowo, pomiar jasności przy 3000 angstremów pozwala oszacować masę czarnej dziury i szybkość akrecji.

Uzyskanie jasności promieniowania rentgenowskiego jest nieco skomplikowane, ponieważ dopasowanie widmowe wymaga więcej fotonów niż faktycznie obserwujemy. Zamiast tego autorzy przyjmują jedną wartość dla indeksu fotonów Γ = 2, aby oszacować przepływ promieniowania rentgenowskiego każdego kwazara.

Aby uzupełnić niskie liczby fotonów i faktycznie obliczyć indeks fotonów, autorzy łączą widma rentgenowskie 6 kwazarów na dwa różne sposoby. Najpierw dopasowali jednocześnie wszystkie 6 widm i stwierdzili, że Γ = 2,32. Druga metoda polega na „ułożeniu” sześciu widm (z uwzględnieniem przesunięcia ku czerwieni) w celu utworzenia pojedynczego widma o łącznej liczbie fotonów wynoszącej 64, co daje Γ = 2,11.

Dwie zmierzone wartości dla Γ są zgodne z poprzednimi pomiarami przy podobnych przesunięciach ku czerwieni, ale wyższych niż te dla kwazarów o niższym przesunięciu ku czerwieni, co oznacza, że przy dużym przesunięciu ku czerwieni emisja z kwazara zmierza w kierunku promieni X o niższej energii.

Autorzy zauważają, że ich próbka kwazarów o wysokim przesunięciu ku czerwieni reprezentuje tylko najjaśniejsze obiekty – więc wszelkie wnioski odnoszą się do tej populacji – i potrzeba większej próbki kwazarów o wysokim i niskim przesunięciu ku czerwieni zarówno z obserwacji rentgenowskich jak i bliskiej podczerwieni. Korzystają z obserwacji na różnych długościach fal, aby przeprowadzić systematyczne badanie fizyki akrecji czarnych dziur i znaleźć korelacje, które w większości są zgodne z kwazarami o niższym przesunięciu ku czerwieni i innymi pracami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
pttu731661.jpg
pttu731661.jpg [ 45.6 KiB | Przeglądany 1094 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: 31 grudnia 2020, 17:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie dostrzegają najodleglejszą znaną nam galaktykę

Międzynarodowy zespół astronomów uzyskał spektroskopowe potwierdzenie najodleglejszego znanego do tej pory obiektu astrofizycznego.

Naukowcy za pomocą Multi-Object Spectrograph for Infrared Exploration (MOSFIRE), spektroskopu zainstalowanego na teleskopie Keck I, uzyskali widma w bliskiej podczerwieni i pomyślnie zmierzyli odległość bardzo słabej galaktyki oddalonej o 13,4 mld lat świetlnych stąd (przesunięcie ku czerwieni z = 10,957).

Na podstawie istniejących danych z Hubble’a uważano, że galaktyka nazwana GN-z11 ma przesunięcie ku czerwieni większe niż 10, prawdopodobnie bliżej 11. Jednak dokładna wartość nie była znana aż do teraz.

Podczas obserwacji zespół nieoczekiwanie wykrył również jasny błysk pochodzący z galaktyki. Po przeprowadzeniu kompleksowej analizy wykluczyli możliwość, że pochodził on z jakichkolwiek znanych źródeł, takich jak sztuczne satelity lub poruszające się obiekty w Układzie Słonecznym, i ustalił, że mógł zostać wytworzony przez rozbłysk gamma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Nature Astronomy

Nature Astronomy

Vega


Załączniki:
Picture1-300x226.png
Picture1-300x226.png [ 99.86 KiB | Przeglądany 1050 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 stycznia 2021, 16:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie odkrywają 591 gwiazd o dużej prędkości

Zespół naukowców, kierowany przez astronomów z National Astronomical Observatories of Chinese Academy of Sciences (NAOC), odkrył 591 gwiazd o dużej prędkości wykorzystując dane ze spektroskopu LAMOST i teleskopu kosmicznego Gaia, a także to, że 43 z nich może nawet opuścić Galaktykę.

Po odkryciu w 2005 roku pierwszej gwiazdy o dużej prędkości, w ciągu 15 lat przy pomocy wielu teleskopów odkryto 550 takich gwiazd. „Odkryte tym razem 591 gwiazd o dużej prędkości podwoiło liczbę wcześniej odkrytych, co daje obecnie wartość przekraczającą 1000” – mówi dr LI Yinbi, główny autor badania.

Gwiazdy o dużej prędkości są rodzajem szybko poruszających się gwiazd i nawet mogą uciec z Galaktyki. „Chociaż rzadkie w Drodze Mlecznej, gwiazdy o dużej prędkości, mające unikalną kinetykę, mogą zapewnić głębokie wejrzenie w szeroki zakres nauk o Galaktyce, od centralnej supermasywnej czarnej dziury po odległe galaktyczne halo” – powiedział prof. LU Youjun z NAOC, współautor artykułu.

Na podstawie kinematyki i chemii zespół odkrył, że 591 gwiazd o dużej prędkości to wewnętrzne gwiazdy halo. „Ich niska metaliczność wskazuje, że większość gwiezdnego halo utworzyła się w wyniku akrecji i pływowego rozerwania galaktyk karłowatych” – powiedział prof. ZHAO Gang z NAOC, współautor pracy.

Odkrycie takich gwiazd mówi nam, że połączenie wielu dużych przeglądów nieba w przyszłości pomoże nam odkryć więcej gwiazd o dużej prędkości i innych rzadkich gwiazd, które zostaną wykorzystane do badania nierozwikłanej tajemnicy dotyczącej naszej galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega


Załączniki:
W020201228398668142440.jpg
W020201228398668142440.jpg [ 775.82 KiB | Przeglądany 1023 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 stycznia 2021, 14:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Polowanie na zaginioną olbrzymią czarną dziurę

Pomimo poszukiwań przy pomocy Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a astronomowie nie mają dowodów na to, że odległa czarna dziura o szacowanej masie 3 do 100 mld mas Słońca może być gdziekolwiek znaleziona.

Ta zaginiona czarna dziura powinna znajdować się w ogromnej galaktyce w centrum gromady galaktyk Abell 2261 odległej o 2,7 mld lat świetlnych stąd. Uzyskany obraz Abell 2261 zawiera dane optyczne z HST i teleskopu Subaru pokazujące galaktyki w gromadzie i galaktyki tła, a także dane rentgenowskie z Chandra pokazujące gorący gaz przenikający gromadę. Środek obrazu przedstawia dużą galaktykę eliptyczną w centrum gromady.

Prawie każda duża galaktyka we Wszechświecie posiada w swoim centrum supermasywną czarną dziurę, której masa jest miliony lub miliardy razy większa od masy Słońca. Ponieważ masa centralnej czarnej dziury jest zależna od masy samej galaktyki, astronomowie spodziewają się, że galaktyka w centrum gromady Abell 2261 będzie posiadać supermasywną czarną dziurę, która rywalizuje z niektórymi z największych znanych czarnych dziur we Wszechświecie.

Korzystając z danych z Chandra uzyskanych w 1999 i 2004 roku, astronomowie przeszukali centrum dużej galaktyki centralnej w gromadzie Abell 2261, poszukując oznak supermasywnej czarnej dziury. Szukali materii, która została podgrzana, gdy opadała w kierunku czarnej dziury i wytwarzała promieniowanie rentgenowskie, ale nie wykryli takiego źródła.

Teraz, dzięki nowym, dłuższym obserwacjom z użyciem Chandra uzyskanym w 2018 roku, zespół kierowany przez Kayhana Gultekina z University of Michigan w Ann Arbor przeprowadził głębsze poszukiwania czarnej dziury w centrum galaktyki. Rozważali również alternatywne wyjaśnienie, w którym czarna dziura została wyrzucona z centrum macierzystej galaktyki. To gwałtowne zdarzenie mogło wynikać z połączenia dwóch galaktyk, co utworzyło obserwowaną galaktykę, która posiada jedną ogromną czarną dziurę powstałą w wyniku połączenia się dwóch centralnych czarnych dziur.

Kiedy czarne dziury się łączą, tworzą zmarszczki w czasoprzestrzeni, zwane falami grawitacyjnymi. Gdyby ogromna ilość fal grawitacyjnych emitowanych przez takie zdarzenia była silniejsza w jednym kierunku niż w drugim, to, jak przewiduje teoria, jeszcze masywniejsza czarna dziura zostałaby wysłana z dala od centrum galaktyki, w przeciwnym kierunku. Nazywa się to cofającą się czarną dziurą.

Astronomowie nie znaleźli ostatecznych dowodów na cofanie się czarnych dziur i nie wiadomo, czy supermasywne czarne dziury zbliżają się wystarczająco blisko siebie, aby wytworzyć fale grawitacyjne i połączyć się; jak dotąd astronomowie zweryfikowali tylko połączenia znacznie mniejszych czarnych dziur.

Galaktyka w centrum Abell 2261 jest doskonałą gromadą do poszukiwania cofającej się czarnej dziury, ponieważ istnieją dwa pośrednie znaki, że mogło dojść do połączenia się dwóch masywnych czarnych dziur. Po pierwsze dane z obserwacji optycznych pokazują jądro galaktyki – region centralny, w którym liczba gwiazd w danym skrawku galaktyki jest równa lub bliska wartości maksymalnej – które jest znacznie większe niż oczekiwano dla galaktyki tej wielkości. Drugim znakiem jest to, że najgęstsze skupisko gwiazd w tej galaktyce znajduje się ponad 2000 lat świetlnych od jej centrum, co jest bardzo odległe.

Cechy te zostały po raz pierwszy zaobserwowane przez Marca Postmana z Space Telescope Science Institute (STScI) i jego współpracowników na wcześniejszych zdjęciach z Hubble’a i Subaru, co skłoniło ich do zasugerowania pomysłu z połączoną czarną dziurą w Abell 2261. Podczas połączenia, supermasywna czarna dziura w każdej galaktyce opada w kierunku centrum nowo powstałej galaktyki. Jeżeli zostaną związane ze sobą grawitacyjnie, a ich orbita zacznie się kurczyć, oczekuje się, że czarne dziury wejdą w interakcje z otaczającymi gwiazdami i wyrzucą je z centrum galaktyki. To by wyjaśniało duże jądro Abell 2261. Koncentracja gwiazd poza centrum również mogła być wywołana gwałtownym zdarzeniem, takim jak połączenie dwóch supermasywnych czarnych dziur i wynikający z tego odrzut pojedynczej, większej czarnej dziury.

Mimo tego, że istnieją wskazówki, że doszło do połączenia się czarnych dziur, ani dane z Chandra, ani z HST nie wykazały dowodów na istnienie samej czarnej dziury. Gultekin i większość jego współpracowników wykorzystywali wcześniej teleskop Hubble’a do poszukiwania skupiska gwiazd, które mogło zostać porwane przez cofającą się czarną dziurę. Przebadali trzy skupiska w pobliżu centrum galaktyki i zbadali, czy ruchy gwiazd w nich są wystarczająco duże, aby sugerować, że zawierają czarną dziurę o masie dziesięciu miliardów mas Słońca. Nie znaleziono wyraźnych dowodów na obecność czarnej dziury w dwóch skupiskach, a gwiazdy w następnej były zbyt słabe, aby wyciągnąć użyteczne wnioski.

Wcześniej studiowali również obserwacje Abell 2261 przy pomocy VLA (Very Large Array). Emisja radiowa wykryta w pobliżu centrum galaktyki pokazała dowód, że aktywność supermasywnej czarnej dziury miała tam miejsce 50 mln lat temu, ale nie wykazuje, że obecnie w centrum galaktyki znajduje się taka czarna dziura.

Następnie przejrzeli dane z Chandra, aby poszukać materii, która została podgrzana i wytworzyła promieniowanie rentgenowskie podczas opadania w kierunku czarnej dziury. Chociaż dane z Chandra pokazały, że najgęstszy gorący gaz nie znajdował się w centrum galaktyki, nie ujawniły żadnych możliwych rentgenowskich sygnatur rosnącej supermasywnej czarnej dziury – nie znaleziono żadnego źródła promieniowania rentgenowskiego w centrum gromady lub w jakiejkolwiek grupie gwiazd, ani w miejscu emisji radiowej.

Autorzy pracy doszli do wniosku, że albo w żadnym z tych miejsc nie ma czarnej dziury, albo że wciąga ona materię zbyt wolno, aby wytworzyć wykrywalny sygnał rentgenowski.

Tajemnica lokalizacji olbrzymiej czarnej dziury trwa. Chociaż poszukiwania zakończyły się niepowodzeniem, pozostaje nadzieja dla astronomów poszukujących tej supermasywnej czarnej dziury w przyszłości. Po wystrzeleniu, Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba może być w stanie wykryć obecność supermasywnej czarnej dziury w centrum galaktyki lub w jednym ze skupisk gwiazd. Jeżeli JWST nie będzie w stanie znaleźć tam czarnej dziury, najlepszym wytłumaczeniem będzie to, że czarna dziura wycofała się z galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
a2261.jpg
a2261.jpg [ 70.29 KiB | Przeglądany 1001 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 stycznia 2021, 19:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Wpływ aktywności magnetycznej na transfer masy w układzie podwójnym

Układy podwójne typu Algola składają się z gwiazdy ciągu głównego o typie widmowym B-A-F oraz olbrzyma lub podolbrzyma typu F-G-K jako towarzysza.

Zgodnie z wyjaśnieniem paradoksu Algola, początkowo masywniejszy składnik ewoluuje, aby najpierw wypełnić powierzchnię Roche’a i przenieść materię na drugi składnik układu, co prowadzi do odwrócenia stosunku masy i powstania układów podwójnych typu Algola. Dlatego transfer masy odgrywa ważną rolę w ewolucji tego rodzaju układu podwójnego.

Zespół naukowców kierowany przez prof. QIAN Shengbanga z obserwatoriów Yunnan Chińskiej Akademii Nauk przeanalizował aktywność magnetyczną oddziałujących układów podwójnych i ujawnił jej wpływ na transfer masy układu podwójnego. Badanie zostało opublikowane w The Astronomical Journal 23 grudnia 2020 roku.

Naukowcy przebadali układ podwójny KIC 06852488. Jego głównym składnikiem jest pulsująca gwiazda ciągu głównego typu δ Sct, a drugim składnikiem jest gwiazda o silnej aktywności magnetycznej.

Okazało się, że zmienność dwóch maksimów na krzywej blasku była związana z tą samą długością cyklu ~2000 dni i różnicą fazy 180 stopni, a zmienność wtórnych maksimów zbiegła się z krzywą O-C minimów pierwotnych.

„Zmienność krzywej blasku KIC 06852488 jest silnie skorelowana ze zmiennością krzywej O-C” – powiedział SHI Xiangdong, pierwszy autor badania.

Po przeanalizowaniu krzywych blasku przez satelity Kepler i TESS, naukowcy odkryli, że ten układ podwójny jest bliźniaczym układem o stosunku masy 0,46. Drugi składnik wypełnia swoją krytyczną powierzchnię Roche'a.

„Zmienność efektu O'Connell'a można wytłumaczyć ewoluującym gorącym punktem na składniku głównym układu i ewoluującym chłodnym punktem na drugim składniku układu, a ich pozycje są prawie symetryczne z wewnętrznym punktem Lagrange'a L1” – powiedział prof. QIAN. To pokazuje, że transfer masy układu podwójnego może być związany z aktywnością magnetyczną.

Rozbłyski, pulsacja składnika, transfer masy i aktywność plamotwórcza sprawiają, że układ jest naturalnym laboratorium astrofizycznym do badania transferu mas układów podwójnych, populacji gwiazdowej i aktywności magnetycznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega


Załączniki:
binarystar.jpg
binarystar.jpg [ 610.66 KiB | Przeglądany 957 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 stycznia 2021, 18:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Wiatry i strumienie dżetów znalezione na najbliższym brązowym karle

Planetolodzy zastanawiali się, czy atmosfery brązowych karłów zdominowały pasma wiatrów czy wirujące burze. Nowe badania przeprowadzone przez naukowców z University of Arizona rozwiązały tę zagadkę.

Zespół astronomów odkrył pasma i wstęgi na najbliższym Ziemi układzie podwójnym brązowych karłów.

Brązowe karły to tajemnicze obiekty niebieskie, które są nie do końca gwiazdami ani planetami. Są mniej więcej rozmiarów Jowisza, ale zazwyczaj dziesiątki razy od niego masywniejsze. Mimo to są znacznie mniej masywne niż najmniej masywne gwiazdy, więc ich jądra nie mają wystarczającego ciśnienia, aby połączyć atomy w taki sposób, jak robią to gwiazdy. Gdy się tworzą, są gorące i stopniowo się ochładzają, świecąc słabo i powoli gasnąc przez całe życie, co utrudnia ich odnalezienie. Żaden teleskop nie widzi wyraźnie atmosfery brązowego karła.

Prof. Daniel Apai z Lunar and Planetary Laboratory, główny autor pracy, wraz ze swoim zespołem odkrył, że brązowe karły są uderzająco podobne pod względem wyglądu do Jowisza. Wzory w atmosferach pokazują szybkie wiatry biegnące równolegle do ich równików. Wiatry te mieszają atmosferę, redystrybuując ciepło, które wyłania się z ich gorących wnętrz. Podobnie jak w przypadku Jowisza, w regionach polarnych brązowych karłów dominują wiry.

Według Apai, niektóre modele atmosferyczne przewidują taki wzór w atmosferach brązowych karłów.

„Wzory wiatru i cyrkulacja atmosferyczna na dużą skalę często mają głęboki wpływ na atmosfery planet, od ziemskiego klimatu po wygląd Jowisza, a teraz wiemy już, że takie wielkoskalowe dżety atmosferyczne kształtują również atmosfery brązowych karłów” – powiedział Apai.

„Wiedza na temat tego, w jaki sposób wiatry wieją i redystrybuują ciepło na jednym z najlepiej zbadanych i najbliższych brązowych karłów, pomaga nam zrozumieć klimat, ekstremalne temperatury i ogólną ewolucję brązowych karłów” – dodaje Apai.

Zespół wykorzystał teleskop TESS do zbadania dwóch brązowych karłów leżących najbliżej Ziemi. Znajdujący się zaledwie 6,5 roku świetlnego od nas układ podwójny brązowych karłów został nazwany Luhman 16 A i B. Chociaż obydwa są mniej więcej rozmiarów Jowisza, ich gęstość jest znacznie większa dlatego są znacznie masywniejsze. Luhman A jest około 34 razy masywniejszy od Jowisza, a Luhman B – który był głównym przedmiotem badań Apai – jest około 28 razy masywniejszy niż Jowisz i około 800 stopni Celsjusza cieplejszy.

Ponieważ kosmiczny teleskop zapewnia niezwykle precyzyjne pomiary a jego działanie nie jest zakłócane przez światło dzienne, zespół zebrał więcej pomiarów zmian jasności układu podczas jego rotacji, niż kiedykolwiek wcześniej, co dostarczyło najbardziej szczegółowy widok cyrkulacji atmosferycznej brązowego karła.

Żaden teleskop nie jest wystarczająco duży, aby dostarczyć szczegółowe obrazy planet albo brązowych karłów. Ale mierząc, jak zmienia się jasność tych rotujących brązowych karłów w czasie, możliwe jest stworzenie prymitywnych map ich atmosfer. Technika ta w przyszłości mogłaby być wykorzystana do tworzenia map planet podobnych do Ziemi znajdujących się w innych układach planetarnych, które są trudne do zobaczenia.

Wyniki zespołu pokazują, że istnieje duże podobieństwo między cyrkulacją atmosferyczną planet Układu Słonecznego a brązowymi karłami. W rezultacie brązowe karły mogą w przyszłych badaniach służyć jako masywniejsze analogie planet olbrzymów poza Układem Słonecznym.

Zespół Apai ma nadzieję na dalsze badanie chmur, układów burzowych i stref cyrkulacji obecnych na brązowych karłach i planetach pozasłonecznych, aby pogłębić wiedzę na temat atmosfer poza Układem Słonecznym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Arizona

Vega


Załączniki:
brown dwarf.jpg
brown dwarf.jpg [ 150.11 KiB | Przeglądany 922 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 stycznia 2021, 19:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Mikrokwazary: „nieuchwytne” emitery promieni gamma

Mikrokwazary to układy podwójne w Galaktyce, składające się z gwiazdy i zwartego obiektu (czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej), który pochłania materię ze swojego towarzysza, zwykle za pośrednictwem dysku akrecyjnego, co prowadzi do relatywistycznych dżetów, czyli strumieni cząsteczek poruszających się prawie z prędkością światła. Te dżety, które mogą być strukturami przerywanymi lub trwałymi w zależności od określonego stanu układu, pochodzą z sąsiedztwa zwartego obiektu i mogą rozszerzać się na lata świetlne z dala od układu podwójnego.

Słowo „mikrokwazar” po raz pierwszy zostało użyte w 1992 roku do opisania galaktycznego układu podwójnego 1E1740.7–2942, charakteryzującego się dwustronnymi dżetami emitującymi promieniowanie radiowe. Dżety przypominały relatywistyczne skolimowane odpływy wystrzeliwane przez kwazary (aktywne galaktyki z supermasywnymi czarnymi dziurami w swoich jądrach, które pożerają otaczającą materię), chociaż w tym drugim przypadku potężne dżety osiągają odległości do milionów lat świetlnych. Zatem można powiedzieć, że mikrokwazary, jak sama nazwa wskazuje, są małym rodzeństwem kwazarów, mającymi wiele podobieństw. Jedną z zalet badania mikrokwazarów jest to, że biorąc pod uwagę ich mniejszy rozmiar, procesy wewnątrz układu i dżety zdarzają się w krótszym czasie, co pozwala naukowcom analizować szybkie zmienności w ich emisji.

Odpływy mikrokwazarów są wydajnymi miejscami ekstremalnego przyspieszenia cząstek i są odpowiedzialne za przejściowe i trwałe promieniowanie nietermiczne, rozciągające się od energii radiowej po energię promieniowania gamma. Niemniej jednak emisja energii GeV i TeV z mikrokwazarów była do tej pory obserwowana tylko sporadycznie, co czyni te układy klasą emiterów nietermicznych, które w rzeczywistości są „nieuchwytne” w zakresie energii promieniowania gamma. Dzięki lepszej czułości w porównaniu z obecnymi instrumentami wykorzystującymi promieniowanie gamma, CTA będzie miał fundamentalne znaczenie w badaniu tych układów i procesów fizycznych zachodzących w dżetach. W ciągu ostatnich kilku lat szczególną uwagę zwracały dwa mikrokwazary: SS 433 i Cygnus X-1.

Długotrwałe obserwacje SS 443 przy pomocy obserwatorium High Altitude Water Cherenkov (HAWC) pozwoliły rozdzielić dwa płaty o energiach ~20 TeV związane z końcowymi częściami jego dżetów, gdzie relatywistyczne odpływy oddziałują z otaczającym środowiskiem. Zdaniem autorów pracy, aby wytworzyć taki teraelektronowoltowy (TeV) sygnał, układ musi przyspieszać cząstki do energii petaelektronowoltów (PeV) wzdłuż dżetów. Wciąż pozostają pewne tajemnice: do jakiej maksymalnej energii przyspieszane są cząsteczki w dżetach? Czy emisja promieniowania gamma występuje w pobliżu lub wnętrzu układu podwójnego? Jakie są dokładne miejsca i mechanizmy przyspieszania? Doskonała rozdzielczość kątowa CTA będzie odgrywać kluczową rolę w odpowiedzi na te pytania.

W regionie Łabędzia (Cygnus) zaobserwowano trzy mikrokwazary powyżej 50 MeV: Cygnus X-1, Cygnus X-3 i V404 Cygni. Przypadek Cygnus X-1 jest intrygujący. Przy energiach GeV, została wykryta krótkotrwała emisja przejściowa i stała emisja pochodząca z dżetów, podczas gdy przy energiach TeV MAGIC odnotował jedynie wskazówkę podczas krótkiego, twardego promieniowania rentgenowskiego. Dlatego, chociaż teoretycznie przewidywano, nie wykryto jeszcze wyraźnego komponentu TeV. Zgodnie z ostatnimi symulacjami, macierz CTA-North wykryłaby krótkotrwałe zdarzenie przejściowe, podobne do wskazówki zgłoszonej przez MAGIC, w zaledwie kilka minut, i byłaby w stanie scharakteryzować stałą emisję TeV z dżetu za pomocą zestawu długookresowych obserwacji.

Dzięki CTA naukowcy spodziewają się uchwycić czas ewentualnego rozbłysku TeV w kontekście wielu długości fal, maksymalnego limitu przyspieszenia wzdłuż dżetów, charakteru mechanizmów emisji odpowiedzialnych za bardzo wysokoenergetyczne promieniowanie gamma i więcej. Szczególnie wysoka czułość CTA w zakresie od 20 GeV do 300 TeV pozwoli zagłębić się w te źródła jak nigdy dotąd: przy najniższych energiach naukowcy będą w stanie zrozumieć mechanizmy fizyczne zachodzące między składową promieniowania gamma GeV i TeV (np. Cygnus X-1) i przy najwyższych energiach będą w stanie otworzyć nowe okno na najwyższym końcu widma elektromagnetycznego, aby zbadać oddziaływania pośredniego dżetu (np. w SS 443). Dzięki ulepszonej rozdzielczości CTA, niższemu progowi energetycznemu i szybkiemu przestawieniu teleskopu w celu reagowania na zewnętrzne wyzwalacze zdarzeń przejściowych, lepsze zrozumienie fizyki ekstremalnego przyspieszenia cząstek w mikrokwazarach będzie wreszcie w ich zasięgu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CTA

Vega


Załączniki:
MQ-1536x864.jpg
MQ-1536x864.jpg [ 135.3 KiB | Przeglądany 915 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 stycznia 2021, 17:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Chandra bada nadzwyczajnego magnetara

W 2020 roku, dzięki odkryciu magnetara, astronomowie dodali nowego członka do ekskluzywnej rodziny egzotycznych obiektów. Nowe badania z wykorzystaniem Obserwatorium rentgenowskiego Chandra potwierdzają tezę, że jest to również pulsar, co oznacza, że emituje regularne impulsy światła.

Magnetar to rodzaj gwiazdy neutronowej, niezwykle gęstego obiektu składającego się głównie z ciasno upakowanych neutronów, który powstaje z zapadniętego jądra masywnej gwiazdy po wybuchu supernowej.

To, co odróżnia magnetary od innych gwiazd neutronowych, to fakt, że mają one także najpotężniejsze znane we Wszechświecie pola magnetyczne. Dla porównania, siła pola magnetycznego naszej planety ma wartość około jednego Gaussa, podczas gdy magnes na lodówkę ma wartość około 100 Gaussów. Magnetary mają zaś pola magnetyczne o wartości 10^14 Gaussów. Gdyby magnetar znajdował się w odległości ⅙ dystansu Ziemia-Księżyc (ok. 65 000 km), wymazałby dane ze wszystkich kart kredytowych na Ziemi.

12 marca 2020 roku, za pomocą teleskopu Neil Gehrels Swift, astronomowie odkryli nowego magnetara. To dopiero 31 znany magnetar spośród około 3000 znanych gwiazd neutronowych.

Po dalszych obserwacjach naukowcy ustalili, że obiekt ten, nazwany J1818.0-1607, był wyjątkowy jeszcze z innych powodów. Po pierwsze może to być najmłodszy znany magnetar, którego wiek szacuje się na około 500 lat, bazując na szybkości zmniejszania się prędkości wirowania i założeniu, że rozpoczął znacznie szybsze wirowanie. Po drugie rotuje znacznie szybciej niż jakikolwiek odkryty wcześniej magnetar, z prędkością obrotu raz na 1,4 sekundy.

Obserwacje J1818.0-1607 wykonane przez Chandra niecały miesiąc po odkryciu za pomocą Swift dały astronomom pierwszy wysokiej rozdzielczości obraz w promieniach X. Dane z Chandra pokazały punktowe źródło, w którym znajdował się magnetar, otoczone rozproszoną emisją promieniowania rentgenowskiego, prawdopodobnie wywołaną promieniowaniem X odbijającym się od pyłu znajdującego się w jego pobliżu. (Część tej rozproszonej emisji promieniowania X może także pochodzić z wiatrów wiejących z dala od gwiazdy neutronowej).

Ten złożony obraz zawiera szerokie pole widzenia w podczerwieni uzyskane z dwóch misji: Spitzer i WISE, wykonane przed odkryciem magnetara. Obrazy w promieniach X pokazują magnetara w kolorze fioletowym. Znajduje się on blisko płaszczyzny Drogi Mlecznej, w odległości około 21 000 lat świetlnych od Ziemi.

Inni astronomowie także obserwowali J1818.0-1607 za pomocą radioteleskopów, takich jak Very Large Array (VLA) i ustalili, że emituje on fale radiowe. Oznacza to, że posiada także właściwości podobne do typowego „pulsara o napędzie rotacyjnym”, typu gwiazdy neutronowej emitującej wiązki promieniowania, które są wykrywane jako powtarzające się impulsy emisji, gdy rotuje ona i zwalnia. Zarejestrowano tylko pięć magnetarów, w tym ten, który również działa jak pulsary, stanowiące mniej niż 0,2% znanej populacji gwiazd neutronowych.

Obserwacje z Chandra mogą również stanowić wsparcie tej ogólnej teorii. Harsha Blumer z West Virginia University i Samar Safi-Harb z University of Manitoba w Kanadzie, autorzy pracy, zbadali, jak skutecznie J1818.0-1607 przekształca energię z malejącej prędkości wirowania na promieniowanie rentgenowskie. Doszli do wniosku, że wydajność ta jest mniejsza niż typowa dla magnetarów i prawdopodobnie mieści się w zakresie znalezionym dla innych pulsarów o napędzie rotacyjnym.

Oczekiwano, że eksplozja, która stworzyła magnetara w tym wieku, pozostawiła po sobie wykrywalne pole szczątków. Aby szukać tej pozostałości po supernowej, Safi-Harb i Blumer przejrzeli dane rentgenowskie uzyskane z Chandra, dane w podczerwieni ze Spitzera i dane radiowe z VLA. Bazując na danych ze Spitzera i VLA znaleźli możliwe dowody na istnienie pozostałości, ale w stosunkowo dużej odległości od magnetara. Aby pokonać tę odległość, magnetar musiałby podróżować z prędkością znacznie przekraczającą prędkość najszybszych znanych gwiazd neutronowych, nawet zakładając, że jest znacznie starszy niż oczekiwano, co by dawało więcej czasu na podróż.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
j1818.jpg
j1818.jpg [ 1.27 MiB | Przeglądany 908 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 stycznia 2021, 19:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1356
Oddział PTMA: Kraków
Dokonano pomiaru masy masywnej młodej gromady galaktyk

Astronomowie przeprowadzili najbardziej szczegółowe jak dotąd badanie niezwykle masywnej, młodej gromady galaktyk. Obraz wykonany na wielu długościach fali pokazuje tę gromadę galaktyk, noszącą nazwę IDCS J1426.5+3508 (w skrócie IDCS J1426), w promieniach rentgenowskich z obserwatorium Chandra, świetle widzialnym z HST i w podczerwieni ze Spitzera.

Ta rzadka gromada galaktyk, znajdująca się w odległości 10 mld lat świetlnych od Ziemi, waży prawie 500 bilionów Słońc. Obiekt ten ma ważne implikacje dla zrozumienia, w jaki sposób te megastruktury tworzyły się i ewoluowały we wczesnym Wszechświecie. Astronomowie zaobserwowali IDCS J1426, gdy Wszechświat miał mniej niż ⅓ obecnego wieku. Jest to najmasywniejsza wykryta gromada galaktyk w tak wczesnym okresie.

Po raz pierwszy odkryta przez teleskop Spitzera w 2012 roku, IDCS J1426 została następnie zaobserwowana przy pomocy teleskopu Hubble’a i Obserwatorium Kecka, aby określić jej odległości. Obserwacje z Combined Array for Millimeter Wave Astronomy (CARMA) wykazały, że była ona niezwykle masywna. Nowe dane z Chandra potwierdzają masę gromady i pokazują, że około 90% jej masy jest w postaci ciemnej materii, tajemniczej substancji, która do tej pory była wykrywana tylko przez jej przyciąganie grawitacyjne normalnej materii złożonej z atomów.

W pobliżu środka gromady, ale nie dokładnie w środku, znajduje się obszar jasnej emisji promieniowania X. Lokalizacja tego „jądra” gazu sugeruje, że gromada stosunkowo niedawno, być może w ciągu ostatnich 500 mln lat, doświadczyła kolizji lub interakcji z innym masywnym układem galaktyk. Spowodowałoby to, że jądro „rozchlapałoby się” jak wino w ruchomym kieliszku i zostałoby przesunięte, jak to wynika z danych Chandra. Taka kolizja nie byłaby zaskakująca, zważywszy na to, że astronomowie obserwują IDCS J1426, gdy Wszechświat miał zaledwie 3,8 mld lat. Naukowcy uważają, że aby ogromna struktura mogła powstać tak szybko, zderzenia z mniejszymi gromadami prawdopodobnie odegrałyby rolę w rozwoju dużej gromady.

Jądro to, chociaż wciąż bardzo gorące, zawiera gaz chłodniejszy niż jego otoczenie. To najodleglejsza gromada galaktyk, w której zaobserwowano takie „chłodne jądro” gazu. Astronomowie uważają, że te chłodne rdzenie są ważne dla zrozumienia tego, jak szybko gorący gaz ochładza się w gromadach, wpływając na tempo narodzin gwiazd. To tempo stygnięcia może zostać spowolnione przez wybuchy znajdującej się w centrum gromady supermasywnej czarnej dziury. Oprócz chłodnego jądra gorący gaz w gromadzie jest niezwykle symetryczny i gładki. Jest to kolejny dowód na to, że IDCS J1426 powstała bardzo szybko we wczesnym Wszechświecie. Pomimo dużej masy i gwałtownej ewolucji tej gromady, jej istnienie stanowi zagrożenie dla standardowego modelu kosmologicznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
idcs1426.jpg
idcs1426.jpg [ 505.93 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  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 831 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 37, 38, 39, 40, 41, 42  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 13 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