Dzisiaj jest 20 czerwca 2019, 21:54

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 452 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20 ... 23  Następna
Autor Wiadomość
Post: 16 listopada 2018, 19:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto nieuchwytną gwiazdę kryjącą się za supernową typu Ic

Astronomowie nareszcie mogli odkryć długo poszukiwanego prekursora określonego typu eksplodującej gwiazdy, przeczesując archiwalne dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Uważa się, że supernowa typu Ic wybuchnie, gdy jej masywna gwiazda zostanie pozbawiona zewnętrznych warstw wodoru i helu.

Te gwiazdy mogą należeć do najbardziej masywnych znanych – co najmniej 30 razy masywniejszych, niż Słońce. Oczekuje się, że nawet po zrzuceniu części materii w późnym okresie życia będą nadal duże i jasne. Do tej pory pozostawało więc tajemnicą, dlaczego astronomowie nie byli w stanie uchwycić takiej gwiazdy na zdjęciach sprzed eksplozji.

Wreszcie, w 2017 roku astronomowie mieli szczęście. Pobliska gwiazda zakończyła swoje życie jako supernowa typu Ic. Dwa zespoły astronomów przeglądały obrazy z Hubble’a, aby odkryć przypuszczalna gwiazdę prekursora na zdjęciach sprzed eksplozji, wykonanych w 2007 r. Supernowa, skatalogowana jako SN 2017 ein, pojawiła się w pobliżu centrum pobliskiej galaktyki spiralnej NGC 3938, znajdującej się w około 65 mln lat świetlnych stąd.

Astronomowie mieli szczęście, że gwiazda znajdowała się w pobliżu i była bardzo jasna (5-10 razy jaśniejsza od innych supernowych typu Ic), co mogło ułatwić im jej odnalezienie. Badacze zaobserwowali wiele supernowych typu Ic, ale znajdują się one zbyt daleko, aby Hubble mógł je analizować. Wygląda na to, że większość supernowych typu Ic jest mniej masywna, i dlatego mniej jasna, i to może być powód, dla którego naukowcy nie byli w stanie ich wykryć.

Analizy barw obiektu wskazują, że jest on niebieski i bardzo gorący. Na podstawie tej oceny obydwa zespoły sugerują dwie możliwości identyfikacji źródła. Progenitor może być pojedynczą, potężną gwiazdą 45 -55 razy większą, niż Słońce. Inny pomysł jest taki, że może to być masywny układ podwójny gwiazd, z których jedna waży 60-80 mas Słońca, a druga około 48 Słońc. W tym drugim scenariuszu gwiazdy krążą wokół siebie po ciasnych orbitach i wchodzą ze sobą w interakcje. Bardziej masywna gwiazda zostaje pozbawiona wodoru i helu przez swojego towarzysza, i ostatecznie eksploduje jako supernowa.

Oczekiwania dotyczące tożsamości przodków supernowych typu Ic były zagadką. Astronomowie wiedzieli, że supernowe miały niedobory wodoru i helu, początkowo proponowali, że niektóre potężne gwiazdy wyrzuciły tę materię w postaci silnego wiatru (strumienia naładowanych cząstek), zanim eksplodowały. Gdy nie znaleziono gwiazd progenitorów, które powinny być niezwykle masywne i jasne, zaproponowali drugą metodę wytwarzania wybuchających gwiazd obejmującą parę bliźniaczych, mniej masywnych gwiazd. W tym scenariuszu potężna gwiazda jest pozbawiona wodoru i helu przez towarzysza. Ale „rozebrana” gwiazda jest wciąż wystarczająco masywna, by ostatecznie wybuchnąć jako supernowa typu Ic.

Rozwikłanie tych dwóch scenariuszy powstawania supernowych typu Ic wpływa na nasze rozumienie ewolucji i formowania się gwiazd, w tym także tego, w jaki sposób masy gwiazd są rozmieszczane, gdy się rodzą, i jak wiele gwiazd tworzy się we wzajemnie oddziałujących układach podwójnych.

Zespoły ostrzegają, że nie będą w stanie potwierdzić tożsamości źródła, dopóki supernowa nie zniknie za około 2 lata. Astronomowie mają nadzieję, że użyją HST lub przyszłego teleskopu Jamesa Webba, aby sprawdzić, czy kandydatka na gwiazdę przodka zniknęła, czy też znacznie przygasła. Będą także w stanie odseparować światło supernowej od światła gwiazd w jej otoczeniu, aby dokładniej wykonać pomiar jasności i masy obiektu.

SN 2017 ein została odkryta w maju 2017 roku przy pomocy Tenagra Observatories w Arizonie. Potrzeba było jednak ostrej rozdzielczości teleskopu Hubble’a, aby dokładnie określić lokalizację możliwego źródła. Zespół Schuylera Van Dyka zaobserwował młodą supernową w czerwcu 2017 roku za pomocą Wide Field Camera 3 Hubble'a. Astronomowie wykorzystali ten obraz z archiwalnych zdjęć Hubble’a wykonanych w grudniu 2007 roku przez Wide Field Planetary Camera 2, aby wskazać kandydatkę na gwiazdę przodka znajdującą się w jednym z ramion spiralnych galaktyki.

Grupa Charlesa Kilpatricka również obserwowała w podczerwieni supernową w czerwcu 2017 roku przy użyciu jednego z 10-metrowych teleskopów Kecka. Następnie zespół przeanalizował te same zdjęcia archiwalne z Hubble’a, co zespół Van Dyka, aby odkryć możliwe źródło.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STSCI-H-p1847b-f-1556x1539.jpg
STSCI-H-p1847b-f-1556x1539.jpg [ 359.22 KiB | Przeglądany 2156 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 listopada 2018, 17:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Kolizja galaktyk w gromadzie Abell 1033 przypomina statek kosmiczny Enterprise

Kolizja ukryta w odległej gromadzie galaktyk to smugi gazu przypominające statek kosmiczny Enterprise – kultowy statek z serii Star Trek.

Gromady galaktyk – kosmiczne struktury zawierające setki lub nawet tysiące galaktyk – są największymi obiektami we Wszechświecie utrzymywanymi razem poprzez grawitację. Gaz o temperaturze wielu milionów wypełnia przestrzeń pomiędzy poszczególnymi galaktykami. Masa gorącego gazu jest około sześć razy większa, niż łączna masa wszystkich galaktyk w gromadzie. Ów przegrzany gaz jest niewidoczny dla teleskopów optycznych, jednak świeci bardzo jasno w promieniach X, więc do jego badania niezbędny jest teleskop rentgenowski, taki jak na przykład Obserwatorium Chandra.

Łącząc promieniowanie X z innymi długościami fali, takimi jak fale radiowe, możemy uzyskać pełniejszy obraz tych ważnych kosmicznych obiektów. Nowy, złożony obraz gromady galaktyk Abell 1033, w tym zdjęcia z Chandra (kolor fioletowy) i w emisji radiowej uzyskane dzięki LOFAR (kolor niebieski), właśnie to robi. Przedstawiono również emisję optyczną z SDSS. Gromada ta znajduje się około 1,6 mld lat świetlnych od Ziemi.

Korzystając z danych rentgenowskich oraz radiowych, naukowcy ustalili, że Abell 1033 to właściwie dwie gromady galaktyk w procesie zderzania. To niezwykle energetyczne zdarzenie, wywołało turbulencje i fale uderzeniowe podobne do uderzeń akustycznych wytwarzanych przez samolot poruszający się z prędkością naddźwiękową.

W Abell 1033 zderzenie wchodziło w reakcję z innym energetycznym procesem kosmicznym – wytwarzaniem strumieni cząstek o dużej prędkości przez materię, która opada na supermasywną czarną dziurę, w tym przypadku zlokalizowaną w galaktyce znajdującej się w jednej z gromad. Emisja radiowa jest wytwarzana przez elektrony wirujące wokół linii pola magnetycznego, proces zwany emisją synchrotronu.

Elektrony w dżetach poruszają się z prędkością zbliżoną do prędkości światła. Gdy galaktyka wraz ze swoją czarną dziurą przesunęła się w kierunku dolnej części obrazu, dżet z prawej strony zwolnił, gdy zderzył się z gorącym gazem w drugiej gromadzie galaktyk. Strumień po lewej nie zwalniał, ponieważ napotkał znacznie mniej gorącego gazu, nadając dżetowi zniekształcony wygląd, a nie linii prostej, którą zwykle się obserwuje.

To zdjęcie Abell 1033 stanowi również przykład „pareidolii”, zjawiska psychologicznego, w którym znajome kształty i wzory są widziane w przypadkowych rzeczach. W Abell 1033 struktury tworzą niesamowite podobieństwo do fikcyjnego statku kosmicznego Enterprise ze Star Trek.

Jeżeli chodzi o badania astrofizyczne, szczegółowe studiowanie obrazu, że energia elektronów w „sekcji spodka” i szyjka emisji radiowej w kształcie statku kosmicznego w Abell 1033 jest wyższa, niż w „sekcji napędu gwiezdnego” w kierunku lewo-dół. Sugeruje to, że elektrony wytwarzające emisję radiową zwykle tracą znaczne ilości energii w ciągu dziesiątek, a nawet setek milionów lat, kiedy promieniują. Emisja radiowa byłaby wówczas niewykrywalna. Jednak znacznie rozszerzona emisja radiowa obserwowana w Abell 1033, rozciągająca się na około 500 000 lat świetlnych oznacza, że energetyczne elektrony są obecne w większych ilościach i mają wyższe energie, niż wcześniej sądzono. Jeden z pomysłów jest taki, że elektrony otrzymały dodatkowy zastrzyk energii poprzez dodatkowe wstrząsy i turbulencje.

Inne źródła emisji radiowej na obrazie, oprócz obiektu w kształcie statku kosmicznego, to krótsze dżety z innej galaktyki i „radiowy feniks”, składające się z chmury elektronów, które osłabły w emisji radiowej, a następnie zostały jeszcze raz zasilone, gdy fale uderzeniowe skompresowały obłok. Spowodowało to, że obłok ponownie rozbłysnął na częstotliwościach radiowych.

Zespół, który wykonał badania, wykorzysta obserwacje z Chandra i LOFAR, aby szukać dalszych przykładów zderzających się gromad galaktyk ze zniekształconą emisją radiową, aby pogłębić swoją wiedzę na temat tych energetycznych obiektów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
abel 1033.jpg
abel 1033.jpg [ 179.88 KiB | Przeglądany 2152 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 listopada 2018, 14:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda w Drodze Mlecznej grozi rzadkim rozbłyskiem gamma

Układ gwiazd otoczonych wężowatymi chmurami, nazwany Apep po egipskim bogu chaosu, wkrótce wybuchnie. Naukowcy z Sydney twierdzą, że Apep ma warunki na idealną gwiezdną burzę do stworzenia rozbłysków promieniowania gamma.

Astronomowie z Uniwersytetu Sydney, współpracując z międzynarodowymi naukowcami, odkryli układ gwiazd, którego dotąd nie widziano w naszej galaktyce. Badacze są przekonani, że jedna z gwiazd – odległa od nas o 8000 lat świetlnych – jest pierwszym znanym w Drodze Mlecznej kandydatem do wytworzenia niebezpiecznego rozbłysku promieniowania gamma, jednego z najbardziej energetycznych wydarzeń we Wszechświecie, gdy eksploduje i umrze.

Układ, składający się z pary gwiazd został nazwany przez astronomów Apep, za wężowatym egipskim bogiem chaosu. Jedna z gwiazd znajduje się na skraju potężnej eksplozji jako supernowa.

Odkrycia te są dosyć kontrowersyjne, ponieważ w Drodze Mlecznej nie wykryto dotąd żadnego błysku gamma. Jednak w konstelacji nieba południowego – Węgielnica – położonej tuż pod ogonem Skorpiona, astronomowie odkryli ten wyjątkowy układ gwiazd.

W jego sercu, owinięty w elegancko wyrzeźbiony pióropusz pyłu i gazu, leży potężny układ podwójny gwiazd. Dwie gorące, błyszczące gwiazdy – znane astronomom jako gwiazdy Wolfa-Rayeta – okrążają siebie nawzajem z okresem stu lat.

Ten gwiezdny taniec jest wyrzeźbiony na szybkim wietrze spływającym z gwiazd. Za pomocą spektroskopii astronomowie zmierzyli prędkość wiatrów gwiazdowych i okazało się, że dochodzi ona do 12 mln km/h, czyli około 1% prędkości światła.

Zakrzywiony ogon jest utworzony przez orbitujący układ podwójny gwiazd w środku, które wtłaczają pył w rozprzestrzeniający się wiatr, tworząc wzór przypominający rotujący zraszacz trawników. Ponieważ wiatr rozprzestrzenia się tak bardzo, wyrzuca małe zwoje pyłu, odsłaniając naturę gwiazd w samym sercu układu.

Jednak dane z pióropusza stanowiły zagadkę: wiatr rozprzestrzeniał się dziesięć razy szybciej, niż pył. Według doktora Benjamina Pope'a, współautora pracy, kluczem do zrozumienia dziwacznych zachowań wiatru jest rotacja gwiazd centralnych.

To, co astronomowie znaleźli w układzie Apep, to prekursor supernowej, która wydaje się szybko rotować, tak szybko, że może być bliska rozpadu.

Gwiazdy Wolfa-Rayeta, jak te, które napędzają pióropusz Apep, znane są z tego, że w końcowej fazie życia są bardzo masywne; w każdej chwili mogą eksplodować jako supernowa.

Szybka rotacja umieszcza Apep w zupełnie nowej klasie. Normalne supernowe już są ekstremalnymi zdarzeniami, ale dodanie do tego rotacji może dolać oliwy do ognia.

Naukowcy sądzą, że może to być recepta na doskonałą gwiezdną burzę do stworzenia rozbłysku gamma, który jest najbardziej ekstremalnym zdarzeniem we Wszechświecie, po Wielkim Wybuchu. Na szczęście wygląda na to, że Apep nie jest skierowany w Ziemię, ponieważ uderzenie z rozbłysku gamma z tej odległości może oddzielić ozon z atmosfery, drastycznie zwiększając naszą ekspozycję na promieniowanie UV pochodzące ze Słońca.

Niestety, nie wiemy, czego w przyszłości możemy spodziewać się ze strony Apep. Układ może zwolnić na tyle, by eksplodować jako zwyczajna supernowa, a nie rozbłysk gamma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sydney

Vega


Załączniki:
Apep.jpg
Apep.jpg [ 50.26 KiB | Przeglądany 2145 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 listopada 2018, 18:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Gigantyczny relikt rozerwanej galaktyki

Zespół astronomów z Izraela, Stanów Zjednoczonych i Rosji zidentyfikował rozerwaną galaktykę przypominającą olbrzymią kijankę, z eliptyczną głową i długim, prostym ogonem, znajdującą się około 300 mln lat świetlnych od Ziemi. Galaktyka ma długość 1 mln lat świetlnych czyli dziesięć razy więcej, niż Droga Mleczna.

Gdy galaktyki są rozrywane i znikają, ich gwiazdy zostają włączone do masywniejszych galaktyk, bądź są wyrzucane w przestrzeń międzygalaktyczną. „To, co czyni ten obiekt niezwykłym to fakt, że sam ogon ma długość 500 000 lat świetlnych. Gdyby znajdował się w takiej odległości od nas, jak galaktyka Andromedy, leży 2,5 mln lat świetlnych stąd, sięgałby ⅕ odległości do Galaktyki” – mówi prof. R. Michael Rich z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Los Angeles.

Według badań, olbrzymia „kijanka” została stworzona z rozbicia małej, wcześniej niewidocznej galaktyki karłowatej, zawierającej głównie gwiazdy. Kiedy siły grawitacyjne dwóch widocznych galaktyk przyciągnęły gwiazdy w tej galaktyce, te znajdujące się bliżej pary stworzyły „głowę” kijanki. Gwiazdy ocalałe z rozerwanej galaktyki utworzyły jej „ogon”.

„Kijanka” zawiera układ dwóch bliskich, „normalnych” galaktyk, każda o średnicy około 40 000 lat świetlnych. Wraz z innymi galaktykami w pobliżu tworzą one zwartą grupę. Omawiana galaktyka jest częścią grupy galaktyk o nazwie HCG098, która połączy się w jedną w ciągu następnych miliardów lat.

Takie zwarte grupy galaktyk po raz pierwszy zidentyfikował w 1982 roku astronom Paul Hickson, który opublikował katalog 100 takich grup. Zwarte grupy Hicksona są idealne do badania środowiska o dużej gęstości galaktyk, które nie są jądrem gromady galaktyk (gromady zawierają tysiące galaktyk). „Galaktyka kijanka” jest wymieniona jako nr 98 w katalogu Zwartych Grup Hicksona.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega


Załączniki:
tadpole-galaxy-image_0.jpg
tadpole-galaxy-image_0.jpg [ 413.52 KiB | Przeglądany 2142 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: 25 listopada 2018, 19:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Od promieniowania gamma do promieniowania rentgenowskiego: nowa metoda wyznaczania emisji pulsarów

Opierając się na nowym modelu teoretycznym, zespół naukowców zbadał bogate archiwum danych z obserwatoriów kosmicznych XMM-Newton i Chandra, w celu znalezienia pulsujących emisji promieniowania X z trzech źródeł. Odkrycie, opierające się na wcześniejszych obserwacjach pulsarów w promieniach gamma, dostarcza nowatorskiego narzędzia do badania tajemniczych mechanizmów emisji pulsarów, które będą ważne dla zrozumienia tych fascynujących obiektów i wykorzystania ich w przyszłości w kosmicznej nawigacji.

Latarnie Wszechświata – pulsary – są szybko rotującymi gwiazdami neutronowymi, które emitują wiązki promieniowania. Gdy pulsar obraca się a wiązki naprzemiennie zbliżają się i oddalają od Ziemi, źródło oscyluje między jaśniejszymi i ciemniejszymi stanami, dając sygnał, który wydaje się „pulsować” z okresem kilka milisekund do sekund, a ich regularność rywalizuje nawet z zegarami atomowymi.

Pulsary są niesamowicie gęstymi, niezwykle magnetycznymi reliktami masywnych gwiazd i należą do najbardziej ekstremalnych obiektów we Wszechświecie. Zrozumienie, w jaki sposób zachowują się cząsteczki w tak silnym polu magnetycznym, ma fundamentalne znaczenie dla zrozumienia, jak materia i pola magnetyczne oddziałują bardziej ogólnie.

Pierwotnie wykryto je poprzez emisję fal radiowych, ale obecnie pulsary emitują również inne rodzaje promieniowania, choć zwykle w mniejszych ilościach. Część tej emisji to standardowe promieniowanie cieplne – takie, które emituje wszystko o temperaturze powyżej zera absolutnego. Pulsary wyzwalają promieniowanie cieplne na przykład gdy gromadzą materię od innej gwiazdy.

Ale pulsary emitują także promieniowanie nietermiczne, które często powstaje w najbardziej ekstremalnych środowiskach kosmicznych. W pulsarach promieniowanie nietermiczne może być wytworzone za pomocą dwóch procesów: promieniowania synchrotronu i promieniowania krzywiznowego. Obydwa procesy obejmują naładowane cząstki, które są przyspieszane wzdłuż linii pola magnetycznego, co powoduje emisję promieniowania mogącą zmieniać się w zakresie długości fal od radiowych do promieniowania gamma.

Promieniowanie nietermiczne wynika głównie z promieniowania synchrotronowego, podczas gdy promieniowanie gamma może przechodzić z tak zwanej emisji synchro-krzywiznowej – kombinacji dwóch mechanizmów. Stosunkowo łatwo jest znaleźć pulsary, które emitują promieniowanie gamma – Kosmiczny Teleskop Fermiego wykrył ponad 200 z nich w ciągu ostatniej dekady, dzięki możliwości skanowania całego nieba. Ale stwierdzono, że tylko około 20 pulsuje w nietermicznych promieniach rentgenowskich.

Mając świadomość, że powinno być wiele pulsarów emitujących wcześniej niewykryte nietermiczne promieniowanie X, Diego Torres z Institute of Space Sciences w Barcelonie opracował model, który łączy promieniowanie synchrotronowe i krzywiznowe, aby przewidzieć, czy pulsary wykryte w promieniach gamma mogą również pojawić się w promieniach rentgenowskich.

Model opisuje emisję gamma pulsarów wykrytych przez teleskop Fermiego – w szczególności jasność obserwowaną na różnych długościach fali – i łączą tę informację z trzema parametrami, które określają emisję pulsara. Pozwala to przewidzieć ich jasność na innych długościach fali, na przykład w promieniowaniu X.

Torres nawiązał współpracę z zespołem naukowców pod kierownictwem Jian Li z Deutsches Elektronen Synchrotron w Zeuthen koło Berlina, aby wybrać trzy znane pulsary emitujące promieniowanie gamma, w stosunku do których oczekiwano, w oparciu o modele, że świecą jasno także w promieniowaniu X. Przejrzeli archiwa danych z XMM-Newton i Chandra, aby znaleźć dowody na nietermiczną emisję promieniowania rentgenowskiego pochodzącego od każdego z nich.

Zespół nie tylko odkrył pulsacje rentgenowskie ze wszystkich trzech obiektów, ale także to, że widmo promieni X było prawie takie samo, jak przewidywał model. Oznacza to, że model bardzo dokładnie opisuje procesy emisji w pulsarze.

W szczególności dane XMM-Newton pokazały wyraźną emisję promieniowania rentgenowskiego z PSR J1826-1256 – radiowo cichego pulsara gamma z okresem 110,2 milisekundy. Widmo światła otrzymane z tego pulsara było bardzo bliskie spektrum przewidywanemu przez model. Emisja promieniowania X z pozostałych dwóch pulsarów (obydwa rotują nieco szybciej), została pokazana przy użyciu danych z teleskopu Chandra.

Odkrycie to stanowi już znaczący wzrost całkowitej liczby pulsarów, o których wiadomo, że emitują nietermiczne promieniowanie rentgenowskie. Zespół spodziewa się, że w ciągu najbliższych kilku lat zostanie odkrytych o wiele więcej tych obiektów, ponieważ model można wykorzystać do dokładnego ich wyszukiwania.

Znalezienie kolejnych pulsarów rentgenowskich jest ważne dla ukazania ich właściwości globalnych, w tym charakterystyki populacji. Lepsze zrozumienie pulsarów jest również istotne dla potencjalnego wykorzystania ich dokładnych sygnałów czasowych do przyszłych działań nawigacji kosmicznej.

Rezultatem jest krok w kierunku zrozumienia zależności między emisją pulsarów w różnych częściach widma elektromagnetycznego, umożliwiając w ten sposób przewidywanie jasności pulsara na dowolnej długości fali. To pomoże nam lepiej zrozumieć wzajemne oddziaływanie między cząsteczkami i polami magnetycznymi w pulsarach i poza nimi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
XMM-Newton_View_of_Pulsar_J1826-1256_1280px.gif
XMM-Newton_View_of_Pulsar_J1826-1256_1280px.gif [ 613.45 KiB | Przeglądany 2129 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 listopada 2018, 16:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie ustalają odległość do Pętli Łabędzia

Pętla Łabędzia (znana również jako Veil Nebula) jest pozostałością po wybuchu supernowej, resztkami wybuchowej śmierci masywnej gwiazdy sprzed około dziesięciu do dwudziestu tysięcy lat. Szczegółowe modelowanie jej włóknistego kształtu sugeruje, że wybuch nastąpił wewnątrz międzygwiezdnej jamy stworzonej przez gwiazdę przodka. Jak to często bywa w astronomii, wiele precyzyjnych właściwości fizycznych obiektu jest określona niedokładnie ze względu na niepewność odległości do niego. Przez dziesięciolecia, bazując na analizach ruchu mgławicy, dokonanych przez Hubble’a w 1937 r. oraz Minkowskiego w 1987 r., astronomowie używali wartości odległości do niej na 2500 lat świetlnych. Wiele ostatnich szacunków dystansu zmieniło się, ale najczęściej przytaczaną wartością jest 1500-2100 lat świetlnych, oszacowaną na podstawie badań z 2005 roku.

W ciągu ostatnich dwóch dekad astronomowie próbowali oszacować dystans mierząc odległości do gwiazd znajdujących się poza lub wewnątrz mgławicy, określając ją na podstawie obserwacji absorpcji linii widmowych pochodzących z mgławicy, ale odległości do tych gwiazd także nie są pewne. Również pomiary paralaksy odległości do niektórych gwiazd były niepewne. Ostatnio podjęto również wysiłki, aby zmierzyć odległość bezpośrednio wykorzystując ruchy gazów mgławicowych, a opublikowane dane sugerują, że odległość jest mniejsza, niż 2500 lat świetlnych.

Gaia wykonała bardzo dokładne pomiary paralaks liniowych, a najnowszy katalog został już opublikowany. Astronom CfA, John Raymond, wraz z czworgiem kolegów zastosował dane Gaia do problemu odległości do Pętli Łabędzia, szukając sygnatur absorpcji z gazu od dwóch tuzinów widm gwiazdowych, tym samym grupując gwiazdy jako obiekty pierwszego planu lub gwiazdy tła. Ich wynik: 2420 lat świetlnych do centralnej części mgławicy, z niepewnością 3,4%. Zidentyfikowali także gwiazdę, której wiatr oddziałuje z pozostałością po supernowej. Nowy wynik pomiaru odległości ma kilka ważnych implikacji. Oznacza to, że supernowa, która wytworzyła Pętlę Łabędzia, miała mniej energii, niż wcześniej sądzono, być może nawet o czynnik 4 (ilość energii, jaką by Słońce emitowało za 6 mld lat). Oznacza to również, że mgławica prawdopodobnie ma kształt niesferyczny, a część wschodnia znajduje się bliżej nas, niż zachodnia i ma średnicę około 20 lat świetlnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201847.jpg
su201847.jpg [ 58.34 KiB | Przeglądany 2099 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: 30 listopada 2018, 18:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Tysiące gromad kulistych rozproszonych pośród galaktyk w Warkoczu Bereniki

Wpatrując się w ogromne miasto galaktyk odległe o 300 mln lat świetlnych od nas, przy użyciu teleskopu Hubble’a astronomowie dokonali kompleksowego przeglądu najmniejszych jego członków: 22 646 gromad kulistych.

Przegląd, opublikowany 9 listopada 2018 r. w Astrophysical Journal, pozwolił wykorzystać astronomom pola gromad kulistych do mapowania rozkładu materii i ciemnej materii w Gromadzie Warkocza Bereniki, zawierającej ponad 1000 galaktyk.

Ponieważ gromady kuliste są znacznie mniejsze od całych galaktyk – i bardziej liczniejsze – są znacznie lepszym wskaźnikiem tego, w jaki sposób struktura przestrzeni jest zakrzywiana przez grawitację Gromady Warkocza. W rzeczywistości gromada ta jest jednym z pierwszych miejsc, w którym obserwowane anomalie grawitacyjne były uważane za wskazówki na obecność dużej ilości niewidocznej masy – później nazwanej ciemną materią.

Gromady kuliste przypominają kule śnieżne, które zawierają kilkaset tysięcy starych gwiazd. Są integralną częścią narodzin i rozwoju galaktyk. Około 150 gromad kulistych krąży wokół Drogi Mlecznej, a ponieważ zawierają one najstarsze znane gwiazdy we Wszechświecie, były obecne we wczesnych latach formowania się Galaktyki.

Niektóre gromady kuliste Drogi Mlecznej są widoczne nieuzbrojonym okiem jako „rozmyte gwiazdy”. Jednak w odległości, w jakiej znajduje się Gromada Warkocza Bereniki, gromady kuliste w jej wnętrzu nawet dla teleskopu Hubble’a są tylko punktami światła. Badanie pokazało gromady kuliste rozproszone w przestrzeni pomiędzy galaktykami. Zostały osierocone przez swoje galaktyki macierzyste podczas bliskich przejść jednych galaktyk obok drugich w zatłoczonej gromadzie. Hubble pokazał, że niektóre gromady kuliste ustawiają się wzdłuż linii przypominającej most między galaktykami. Jest to wyraźny dowód na interakcje między galaktykami, w których obiekty wzajemnie odkształcają się grawitacyjnie.

Astronom Juan Madrid z Australian Telescope National Facility w Sydney po raz pierwszy pomyślał o rozkładzie gromad kulistych w Warkoczu, kiedy badał obrazy z Hubble’a pokazujące gromady kuliste rozciągające się aż do krawędzi każdego dowolnego zdjęcia galaktyk w Gromadzie Warkocza.

Oczekiwał na więcej danych z jednego z przeglądów realizowanych przy pomocy Hubble’a, którego celem było pozyskanie danych z całej gromady Warkocza Bereniki – Coma Cluster Treasury Survey. Jednak w połowie programu, w 2006 r. potężna kamera Advanced Camera for Surveys (ACS) uległa awarii (ACS została później naprawiona przez astronautów w 2009 r. w ramach misji serwisowej).

Aby wypełnić luki w danych, Madrid i jego zespół starannie kolekcjonowali liczne zdjęcia przedstawiające gromadę galaktyk, wykonane za pomocą innych programów badawczych Hubble’a. Zdjęcia są archiwizowane w Mikulski Archive for Space Telescopes w Baltimore, Maryland. Madrid stworzył następnie mozaikę centralnego regionu gromady.

Zespół opracował algorytm analizowania zdjęć Gromady Warkocza, na których zebrano co najmniej 100 000 potencjalnych źródeł. Program wykorzystywał barwę gromad kulistych (zdominowaną przez poświatę starzejących się czerwonych gwiazd) oraz sferyczny kształt, aby wyeliminować zbędne obiekty – głównie galaktyki tła niezwiązane z Gromadą Warkocza Bereniki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STSCI-H-p1844b-m-2000x1124.png
STSCI-H-p1844b-m-2000x1124.png [ 2.87 MiB | Przeglądany 2090 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 02 grudnia 2018, 17:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Nowo odkryta supernowa komplikuje teorie ich pochodzenia

Supernowa odkryta przez międzynarodową grupę astronomów dostarcza niespotykanego spojrzenia na pierwsze momenty gwałtownej eksplozji gwiazdy. Promieniowanie z pierwszych godzin wybuchu pokazało nieoczekiwany wzorzec, który Anthony Piro z Carnegie przeanalizował, aby odkryć, że geneza tych zjawisk jest jeszcze bardziej tajemnicza, niż wcześniej sądzono.

Supernowe typu Ia są istotne dla naszego zrozumienia kosmosu. Są kluczowe w produkcji wielu pierwiastków w naszym środowisku a także używane jako kosmiczne miarki do pomiaru odległości w całym Wszechświecie. Pomimo ich znaczenia, faktyczny mechanizm, który wyzwala wybuch supernowej typu Ia, od dziesięcioleci pozostaje zagadką.

Dlatego właśnie kluczowe jest złapanie ich na gorącym uczynku.

Astronomowie od dawna próbowali uzyskać szczegółowe dane z początkowych momentów tych eksplozji, mając nadzieję na ustalenie, w jaki sposób są one wyzwalane. Ostatecznie, w lutym tego roku odkryto supernową typu Ia nazwaną ASASSN-18bt (znaną również jako SN 2018oh).

ASASSN-18bt została odkryta przez All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN), międzynarodową sieć teleskopów, które rutynowo skanują niebo w poszukiwaniu supernowych i innych kosmicznych eksplozji. Jednocześnie kosmiczny teleskop Keplera był w stanie zebrać uzupełniające dane z tego wydarzenia. Kepler został zaprojektowany do swojej misji poszukiwania planet pozasłonecznych tak, by być niezwykle czułym na niewielkie zmiany w świetle, dzięki czemu był w stanie uzyskać wyjątkowo szczegółowe informacje o genezie wybuchu.

Dzięki połączonym danym z ASAS-SN, Keplera oraz teleskopów na świecie, astronomowie zdali sobie sprawę, że ASASSN-18bt wyglądała nietypowo przez pierwszych kilka dni.

Supernowe typu Ia pochodzą z eksplozji termojądrowej białego karła – martwego jądra pozostałego po gwieździe podobnej do Słońca, która wyczerpała już swoje paliwo. Aby wywołać eksplozję, materia musi zostać przejęta przez białego karła od gwiazdy towarzyszącej. Jednak charakter i sposób, w jaki gwiazda towarzysząca przekazuje paliwo, były tematem długich debat.

Jedna z możliwości jest taka, że dodatkowe promieniowanie widoczne podczas wczesnych etapów supernowej może pochodzić od wybuchającego białego karła zderzającego się z gwiezdnym towarzyszem. Chociaż była to pierwotna hipoteza, szczegółowe porównania z modelowaniem teoretycznym wykonanym przez Piro pokazały, że to dodatkowe promieniowanie może mieć inne, niewyjaśnione pochodzenie.

Potwierdza to hipotezę wysuniętą w ostatnich pracach Carnegie Supernova Project, kierowanego przez Maximiliana Stritzingera z Aarhus University we współpracy z Benem Shappeem i Piro, że mogą istnieć dwie odrębne populacje supernowych typu Ia – te, które wykazują wczesną emisję oraz te, które tego nie robią.

Dzięki ASAS-SN i przeglądom kolejnych generacji, które co noc monitorują niebo, astronomowie znajdą jeszcze więcej nowych supernowych i uchwycą je w momencie wybuchu. Ponieważ więcej tych zdarzeń zostanie odkrytych i zbadanych, mają nadzieję, że będą mogli znaleźć rozwiązanie długotrwałej tajemnicy dotyczącej tego, co daje początek tym kosmicznym eksplozjom.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Carnegie Science

Vega


Załączniki:
ASASSN18bt_disc_CROPPED.jpg
ASASSN18bt_disc_CROPPED.jpg [ 34.59 KiB | Przeglądany 2078 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 grudnia 2018, 19:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Obłoki gazowe wirujące wokół czarnej dziury tworzą serce wyjątkowo odległego, jasnego obiektu

Odkrycie to jest pierwszą szczegółową obserwacją okolic masywnej czarnej dziury znajdującej się poza Drogą Mleczną.

W 1963 roku astronom Maarten Schmidt zidentyfikował pierwszą „niby gwiazdę” – kwazar – bardzo jasny ale odległy obiekt. Odkrył, że pojedynczy kwazar, aktywne jądro odległej galaktyki, znanej astronomom jako 3C 273, jest 100 razy jaśniejszy, niż wszystkie gwiazdy razem w Drodze Mlecznej.

Obecnie międzynarodowy zespół naukowców GRAVITY doszedł do wniosku, że wokół centralnej czarnej dziury znajdującej się w samym sercu kwazara, szybko rotują obłoki gazowe.

Pierwszy pomiar masy czarnej dziury wewnątrz 3C 273, przy użyciu starszej metody, przeprowadzono w 2000 r. we Florence and George Wise Observatory w ramach badań doktoranckich prowadzonych przez dr Shai Kaspi z Tel Aviv University a następnie studenta z grupy prof. Netzera z TAU. Wynik ten został potwierdzony przez obserwacje GRAVITY.

Badania są pierwszą szczegółową obserwacją obłoków gazowych wirujących wokół centralnej czarnej dziury znajdującej się poza naszą galaktyką. Zdaniem naukowców pomiary GRAVITY staną się punktem odniesienia dla pomiaru mas czarnych dziur w tysiącach innych kwazarów.

Instrument GRAVITY, ulokowany w Paranal, Chile, ma niespotykane dotąd możliwości. Łączy on zespół czterech teleskopów, tworząc wirtualny teleskop zwany interferometrem, o średnicy 130 metrów. Przyrząd może wykrywać odległe obiekty astronomiczne w bardzo wysokiej rozdzielczości.

Kwazary należą do najdalszych obiektów astronomicznych, jakie możemy zaobserwować. Odgrywają one również istotną rolę w historii Wszechświata, ponieważ ich ewolucja jest ściśle powiązana z rozwojem galaktyki. Podczas, gdy prawie każda duża galaktyka posiada w swoim jądrze masywną czarną dziurę, do tej pory zaledwie tylko jedna w Drodze Mlecznej była dostępna do tak szczegółowych badań.

Do tej pory takie obserwacje nie były możliwe ze względu na małe rozmiary kątowe wewnętrznego obszaru kwazara – wielkość mniej więcej Układu Słonecznego widzianego z odległości 2,5 mld lat świetlnych.

Szerokie linie emisyjne wytwarzane przez gaz w pobliżu czarnej dziury są obserwacyjnymi cechami charakterystycznymi kwazarów. Dotychczas odległość gazu od czarnej dziury i przypadkowy wzorzec ruchu można było zmierzyć tylko za pomocą starszej metody, która wykorzystywała lekkie zmiany blasku kwazara. Przy pomocy instrumentu GRAVITY astronomowie mogą rozróżnić struktury na poziomie 10 milisekund łuku, co odpowiada rozmiarowi monety 1€ znajdującej się na powierzchni Księżyca.

Informacje o ruchu i odległości gazu bezpośrednio wokół czarnej dziury są kluczowe dla pomiaru jej masy. Po raz pierwszy stara metoda została przetestowana eksperymentalnie i zdała test, potwierdzając wcześniejsze szacunki dla czarnej dziury na ok. 300 mas Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
American Friends of Tel Aviv University

Vega


Załączniki:
187272_web.jpg
187272_web.jpg [ 48.34 KiB | Przeglądany 2070 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 grudnia 2018, 13:08 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Znaleziono nieznaną skarbnicę planet ukrytą w pyle

Nowe badania przeprowadzone przez międzynarodowy zespół naukowców sugerują, że tzw. super ziemie i planety rozmiarów Neptuna mogą powstawać wokół młodych gwiazd znacznie częściej, niż wcześniej sądzono.

Obserwując próbki młodych gwiazd w regionie gwiazdotwórczym w konstelacji Byka, naukowcy odkryli, że wiele z nich otaczają struktury, które najlepiej można wytłumaczyć jako wyrzeźbione przez niewidoczne, młode planety. Badania pomogą naukowcom zrozumieć, jak powstał nasz własny Układ Słoneczny.

Około 4,6 mld lat temu nasz Układ Słoneczny był toczącym się, falującym wirem gazu i pyłu otaczającym nowo narodzone Słońce. We wczesnych etapach ten tak zwany dysk protoplanetarny nie miał żadnych dostrzegalnych cech, ale wkrótce jego fragmenty zaczęły łączyć się w bryłki materii – przyszłe planety. Gdy zbliżały się do nowej materii na drodze wokół Słońca, rozrastały się i zaczynały tworzyć wzory szczelin i pierścieni w dysku, z którego się uformowały. Z biegiem czasu dysk pyłowy ustąpił miejsca względnie uporządkowanemu układowi, jaki znamy dzisiaj, składający się z planet, księżyców, planetoid i czasem komety.

Naukowcy opierają scenariusz powstania Układu Słonecznego na podstawie obserwacji dysków protoplanetarnych wokół innych gwiazd, które są na tyle młode, że obecnie tworzą swoje planety. Korzystając z ALMA składającego się z 45 anten radiowych zlokalizowanych na chilijskiej pustyni Atacama, zespół przeprowadził badanie młodych gwiazd w regionie gwiazdotwórczym Byka, rozległego obłoku gazu i pyłu znajdującego się w odległości zaledwie 450 lat świetlnych od Ziemi. Kiedy badacze zaobserwowali 32 gwiazdy otoczone dyskami protoplanetarnymi odkryli, że 12 z nich – 40 procent – ma pierścienie i szczeliny, struktury, które zgodnie z pomiarami i obliczeniami najlepiej można wytłumaczyć obecnością powstających planet.

Podczas, gdy niektóre dyski protoplanetarne wyglądają jak jednolite, podobne do naleśnika obiekty pozbawione jakichkolwiek właściwości czy wzorów, zaobserwowane zostały koncentryczne jasne pierścienie rozdzielone szczelinami. Od kiedy poprzednie przeglądy skupiały się na najjaśniejszych z tych obiektów, gdyż są one łatwiejsze do znalezienia, nie było jasne, jak powszechne we Wszechświecie są dyski ze strukturami pierścieni i szczelin. W tym badaniu przedstawiono wyniki pierwszego obiektywnego przeglądu, w którym docelowe dyski zostały wybrane niezależnie od ich jasności. Inaczej mówiąc, naukowcy, gdy wybierali je do badania nie wiedzieli, czy którykolwiek z nich ma struktury pierścieniowe.

Zespół zmierzył właściwości pierścieni za pomocą ALMA i przeanalizował dane, aby ocenić możliwe mechanizmy, które mogły je spowodować. Podczas, gdy te struktury mogą być rzeźbione przez planety, wcześniejsze badania sugerują, że mogły być także stworzone przez inne efekty.

Ponieważ bezpośrednie wykrycie planet jest niemożliwe ze względu na przyćmiewającą je jasność gwiazdy macierzystej, zespół wykonał obliczenia, aby uzyskać wyobrażenia o rodzajach planet, które mogą się formować w regionie gwiazdotwórczym Byka. Zgodnie z odkryciami, planety gazowe wielkości Neptuna lub tak zwane super ziemie (planety ziemskie do rozmiarów 20 Ziem) powinny być najbardziej rozpowszechnione. Tylko dwa z dysków mogłyby potencjalnie posiadać potwory rywalizujące z Jowiszem, największą planetą Układu Słonecznego.

Idą dalej, grupa badawcza planuje przesunąć anteny ALMA dalej, co powinno zwiększyć jej rozdzielczość do około 5 jednostek astronomicznych oraz spowodować, że będą bardziej czułe na innych częstotliwościach, co spowoduje lepszą czułość na inne rodzaje pyłu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Arizona

Vega


Załączniki:
esa_herschel_taurus1.jpg
esa_herschel_taurus1.jpg [ 220.49 KiB | Przeglądany 2027 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 grudnia 2018, 17:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Radiowe poszukiwania sztucznych emisji z 'Oumuamua

Po raz pierwszy w okolicy pojawił się gość z innego układu gwiezdnego. Ale czym on jest? Asteroidą, kometą... czy obcym artefaktem?

Naukowcy z Instytutu SETI próbowali odpowiedzieć na to pytanie z wykorzystaniem radioteleskopów ATA (Allen Telescope Array) w obserwacji 'Oumuamua, gdy ta znajdowała się w odległości około 270 mln km od nas. Ich zamiarem były pomiary sztucznych transmisji radiowych, które, jeżeli znalezione, byłyby mocnym dowodem na to, że obiekt ten nie jest po prostu skałą wyrzuconą w przestrzeń kosmiczną przez przypadkową interakcję grawitacyjną, do której doszło w jej macierzystym układzie gwiezdnym.

Od odkrycia w październiku 2017 r. 'Oumuamua była obiektem powszechnych spekulacji na temat możliwego nienaturalnego pochodzenia, głównie dlatego, że przypominała międzygwiezdny statek kosmiczny z powieści Arthur C. Clarke’a „Spotkanie z Ramą”. Jej bardzo wydłużony kształt i fakt, że nie zaobserwowano żadnego warkocza kometarnego, dla niektórych umocnił tę hipotezę, gdyż jest to nietypowe dla komet czy asteroid.

Niedawny artykuł opublikowany w Astrophysical Journal Letters przez naukowców z Harvardu zasugerował również możliwość, że 'Oumuamua jest celową konstrukcją. Twierdzą oni, że niewielkie, nieoczekiwane przyspieszenie zaobserwowane dla tego obiektu może być spowodowane ciśnieniem światła słonecznego, gdy 'Oumuamua przechodziła w pobliżu Słońca. Ich hipoteza głosi, że obiekt może być żaglem słonecznym celowo lub przypadkiem wysłanym w pobliżu nas. Takie rozważanie pochodzenia uważane jest za nieco bardziej prawdopodobne, ponieważ nasz Układ Słoneczny jest zbyt małym celem dla obiektu, który nie jest docelowy.

Takie argumenty wzmacniają znaczenie obserwacji takich, jak te prowadzone przez ATA, które mogą wymusić prawdziwy charakter 'Oumuamua.

Obserwacje przeprowadzono między 23 listopada a 5 grudnia 2017 roku z wykorzystaniem szerokopasmowego korelatora ATA na częstotliwościach od 1 do 10 GHz i rozdzielczości 100 kHz. Nie znaleziono sygnałów, które byłyby stworzone przez wielokierunkowy nadajnik o mocy ok. 10 watów lub większej. W widmie radiowym, które jest nieustannie zagracane przez telemetrię satelitarną, próg był wyższy. We wszystkich przypadkach te ograniczenia energii, które można by wykryć, są dość skromne.

Chociaż nie znaleziono sygnałów pochodzących z ‘Oumuamua, rodzaje obserwacji zgłaszane przez naukowców z Instytutu SETI mogą mieć zastosowanie w ograniczaniu charakteru wszelkich obiektów międzygwiezdnych wykrytych w przyszłości a nawet małych, dobrze znanych obiektów w naszym Układzie Słonecznym. Od dawna sądzono, że niektóre z nich mogą być międzygwiezdnymi sondami, a obserwacje radiowe oferują sposób na rozwiązanie tego zmyślonego, ale w żadnym wypadku nie niemożliwego, pomysłu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SETI

Vega


Załączniki:
oumuamua.jpg
oumuamua.jpg [ 55.48 KiB | Przeglądany 2021 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 grudnia 2018, 20:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Kampania ALMA dostarcza niespodziewanego wejrzenia na narodziny planet

Astronomowie skatalogowali już blisko 4000 egzoplanet krążących wokół innych gwiazd. Choć nauczyliśmy się wiele o nowo odkrytych światach, wciąż niewiele wiemy o kolejnych etapach formowania się planet oraz kosmicznym przepisie na to, jak rodzą się odkryte już takie obiekty, jak np. gorące Jowisze, masywne skaliste światy, lodowe planety karłowate a może i w przyszłości odległe odpowiedniki Ziemi.

Aby odpowiedzieć na te oraz inne intrygujące pytania na temat rodzin planet, zespół astronomów wykorzystujący ALMA przeprowadził jedno z najgłębszych badań na temat dysków protoplanetarnych.

Ten duży program ALMA, zwany Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP), przyniósł oszałamiające obrazy wysokiej rozdzielczości 20 pobliskich dysków protoplanetarnych i dał astronomom nowy wgląd w różnorodność właściwości, jakie one zawierają oraz szybkość, z jaką planety mogą powstać.

Według naukowców najbardziej przekonującą interpretacją tych obserwacji jest to, że duże planety, prawdopodobnie pod względem wielkości i składu podobne do Neptuna lub Saturna, formują się szybko, znacznie szybciej, niż wskazuje na to obecna teoria. Mają też tendencję do tworzenia się w zewnętrznych obszarach swoich układów słonecznych, w ogromnych odległościach od macierzystych gwiazd.

Takie przedwczesne tworzenie się mogłoby także pomóc wyjaśnić, w jaki sposób skaliste, ziemskie światy są w stanie ewoluować i wzrastać, zachowując swój przypuszczalny autodestrukcyjny okres dorastania.

Celem miesięcznej kampanii obserwacyjnej ALMA było poszukiwanie strukturalnych podobieństw i różnic w dyskach protoplanetarnych. Wyjątkowo ostry obraz ALMA pokazał niewidoczne wcześniej struktury i niespodziewanie skomplikowane wzory. Widać wyraźne szczegóły wokół szerokiego asortymentu młodych gwiazd o różnych masach. Najbardziej przekonującą interpretacją tych bardzo różnorodnych właściwości jest to, że niewidoczne planety wchodzą w interakcje z materią dysku.

Wiodące modele formowania się planet utrzymują, że planety powstają w wyniku stopniowego gromadzenia się pyłu i gazu wewnątrz dysku protoplanetarnego, poczynając od ziaren pyłu, które łączą się tworząc coraz większe skały, aż do pojawienia się planetoid, planetozymali i planet. Ten hierarchiczny proces powinien zająć wiele milionów lat, co sugeruje, że jego wpływ na dyski protoplanetarne byłby najbardziej powszechny w starszych układach. Jednak zgromadzone dowody wskazują, że nie zawsze tak jest.

Wcześniejsze obserwacje ALMA młodych dysków protoplanetarnych (niektóre z nich mające około miliona lat) ujawniają zastanawiające i zaskakujące struktury w tym wyraźne pierścienie i szczeliny, które wydają się być znakami rozpoznawczymi planet. Astronomowie początkowo ostrożnie przypisywali te cechy działaniom planet, ponieważ w grę mógł wchodzić inny, naturalny proces.

Ponieważ zestaw próbek był tak mały, nie można było wyciągnąć żadnych nadrzędnych wniosków. Możliwe, że astronomowie obserwowali nietypowe układy. Konieczne było zatem wykonanie więcej obserwacji różnych dysków protoplanetarnych w celu określenia najbardziej prawdopodobnej przyczyny właściwości, które widzieli astronomowie.

Kampania DSHARP została zaprojektowana właśnie po to, by zbadać względnie niewielki rozkład cząsteczek pyłu wokół 20 pobliskich dysków protoplanetarnych. Te cząsteczki pyłu świecą w naturalny sposób na długościach milimetrowych, co pozwala ALMA dokładnie odwzorować rozkład gęstości małych cząsteczek wokół młodych gwiazd.

Naukowcy odkryli, że wiele podstruktur – koncentrycznych szczelin, wąskich pierścieni – jest wspólnych dla prawie wszystkich dysków, podczas gdy w niektórych przypadkach występują również wielkoskalowe spiralne wzory i właściwości przypominające łuk. Ponadto dyski i szczeliny są obecne w szerokim zakresie odległości od ich gwiazd macierzystych, od kilku do ponad stu jednostek astronomicznych, co stanowi ponad trzykrotną odległości Neptuna od Słońca.

Właściwości te, które mogą być odciskami wielkich planet, mogą wyjaśnić, w jaki sposób skaliste planety podobne do Ziemi mogą się kształtować i rozwijać. Przez dziesięciolecia astronomowie głowili się nad poważną przeszkodą w teorii powstawania planet: kiedy planetozymale osiągną odpowiednią wielkość – około 1 km średnicy – dynamika gładkiego dysku protoplanetarnego skłoniłaby je do wpadnięcia w gwiazdę, i nigdy nie przejęły by masy niezbędnej do utworzenia takich planet, jak Mars, Wenus i Ziemia.

Gęste pyłowe pierścienie, które teraz widzimy dzięki ALMA, wytworzyły by bezpieczną przystań dla skalistych światów, aby te w pełni dojrzały. Ich wyższa gęstość i stężenie cząsteczek pyłu tworzą perturbacje w dysku, tworząc strefy, w których planetozymale będą miały więcej czasu, aby wyrosnąć na w pełni rozwinięte planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
181212-header-880x405.png
181212-header-880x405.png [ 139.59 KiB | Przeglądany 1988 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 grudnia 2018, 19:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Szukając brakujących światów, Hubble znajduje szybko znikającą planetę

Rybacy byliby zdziwieni, gdyby łowili jedynie duże i małe ryby, ale niewiele tych średniej wielkości. Astronomowie również byli zakłopotani odkrywając planety pozasłoneczne. Znaleźli gorące planety rozmiarów Jowisza i gorące super-ziemie (planety nie większe, niż 1,5 średnicy Ziemi). Planety te są gorące, ponieważ krążą bardzo blisko swoich macierzystych gwiazd. Ale tak zwane „gorące Neptuny”, których atmosfera jest podgrzewana do prawie 1000 ºC, były znacznie trudniejsze do znalezienia. W rzeczywistości do tej pory znaleziono zaledwie garstkę gorących Neptunów.

W rzeczywistości większość planet pozasłonecznych jest zaledwie „ciepła”, ponieważ krążą one dalej od swoich gwiazd, niż te w regionie, w którym astronomowie spodziewają się znaleźć gorące Neptuny. Tajemniczy deficyt gorących Neptunów sugeruje, że takie obce światy są rzadkością lub że były kiedyś powszechne, ale od tego czasu zniknęły.

Kilka lat temu naukowcy korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a odkryli, że jeden z najcieplejszych znanych Neptunów (GJ 436b) traci swoją atmosferę. Planeta nie powinna wyparować, ale cieplejsze Neptuny mogły nie mieć tyle szczęścia.

Teraz astronomowie użyli teleskopu Hubble’a, aby złapać drugiego „bardzo ciepłego” Neptuna (GJ 3470b), który traci swoją atmosferę w tempie 100 razy szybszym, niż (GJ 436b). Obie planety znajdują się w odległości około 6 mln km od swoich gwiazd. To 1/10 odległości pomiędzy Słońcem a Merkurym (najbardziej wewnętrzna planeta Układu Słonecznego).

Podobnie jak w przypadku wcześniej odkrytych parujących planet, intensywne promieniowanie gwiazdy ogrzewa atmosferę do momentu, w którym ucieka ona przed przyciąganiem grawitacyjnym planety. Jednym z powodów, dla których GJ 3470b może parować szybciej, niż GJ 436b jest to, że nie jest ona tak gęsta, więc jest mniej zdolna do grawitacyjnego utrzymania gorącej atmosfery.

Co więcej, gwiazda macierzysta GJ 3470b ma zaledwie 2 mld lat a ta, którą okrąża GJ 436b jest w wieku pomiędzy 4 a 8 mld lat. Młodsza gwiazda jest bardziej energetyczna, więc bardziej bombarduje promieniowaniem swoją planetę, niż starsza promieniuje w GJ 436b. Obie gwiazdy są czerwonymi karłami, które są mniejsze, niż nasze Słońce i żyjące dłużej, niż ono.

Odkrycie dwóch parujących, ciepłych Neptunów wzmacnia pogląd, że gorętsza wersja tych odległych światów może być klasą planet przejściowych, których ostatecznym przeznaczeniem jest zmniejszenie się do najbardziej powszechnego typu znanych egzoplanet, mini-Neptunów – planet o ciężkich, zdominowanych przez wodór atmosferach, większych od Ziemi ale mniejszych od Neptuna. Ostatecznie, planety te mogą zmniejszać się jeszcze bardziej, aby stać się super-ziemiami, masywniejszym, skalistymi wersjami Ziemi.

Naukowcy wykorzystali spektrograf obrazowania teleskopu Hubble’a w celu wykrycia promieniowania ultrafioletowego pochodzącego od wodoru w olbrzymim kokonie otaczającym planetę, która przechodzi na tle tarczy swojej gwiazdy. Ten kokon wodoru odfiltrowuje część światła gwiazdy. Wyniki te są interpretowane jako dowód na to, że atmosfera planety ulatuje w kosmos.

Zespół szacuje, że planeta straciła aż 35% materii w ciągu swojego życia, ponieważ prawdopodobnie szybciej traciła masę, gdy czerwony karzeł był młodszy i emitował jeszcze więcej promieniowania. Jeżeli planeta nadal będzie szybko tracić materię, zmniejszy się do rozmiarów mini-Neptuna w ciągu kilku milionów lat.

Wodór prawdopodobnie nie jest jedynym pierwiastkiem wyparowującym z planety. Naukowcy planują użyć Hubble’a do polowania na pierwiastki cięższe, niż wodór i hel, które połączyły się z wodorem, aby uciec z planety. Uważają oni, że wodór może przenosić cięższe pierwiastki, takie jak węgiel, który znajduje się głębiej w atmosferze, w górę i na zewnątrz w kosmos.

Obserwacje te są częścią przeglądu Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury (PanCET), programu Hubble’a, w ramach którego astronomowie przyjrzą się 20 egzoplanetom, głównie gorącym Jowiszom, w pierwszym badaniu porównawczym na wielką skalę odległych światów w ultrafiolecie, świetle widzialnym oraz podczerwieni.

Obserwowanie parowania tych dwóch ciepłych Neptunów jest zachęcające, ale członkowie zespołu wiedzą, że muszą dowiedzieć się więcej, aby potwierdzić przewidywania. Niestety, być może nie istnieją inne planety tej klasy znajdujące się wystarczająco blisko Ziemi, aby można było je obserwować. Problem polega na tym, że wodoru nie można wykryć w ciepłych Neptunach w odległości większej, niż 150 lat świetlnych od Ziemi, ponieważ jest zasłonięty przez gaz międzygwiazdowy. GJ 3470b znajduje się w odległości 97 lat świetlnych od nas.

Hel także jest pierwiastkiem uciekającym z atmosfery gorącego Neptuna. Astronomowie mogliby wykorzystać Hubble’a a w przyszłości także Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba do poszukiwania w podczerwieni promieniowania helu, ponieważ nie jest on blokowany przez materię międzygwiazdową.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega


Załączniki:
STScI-H-v1852a_GJ3470b_f3840x2160.jpg
STScI-H-v1852a_GJ3470b_f3840x2160.jpg [ 2.27 MiB | Przeglądany 1972 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 2018, 17:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Nowa egzoplaneta rozmiarów Neptuna

Niezwykłe odkrycia egzoplanet dokonane przez misje Kepler i K2 umożliwiły astronomom połączenie historii Ziemi i zrozumienie, dlaczego różni się ona od rozmaitych egzoplanetarnych kuzynów. Dwie wciąż wyróżniające się zagadki dotyczą różnic między tworzeniem się i ewolucją skalistych i nieskalistych małych planet, oraz tego, dlaczego wydaje się, że istnieje bardzo mało planet pozasłonecznych o rozmiarach 2 Ziem (planety z mniejszą średnicą mają skład podobny do skalistych planet ziemskich). Aby oszacować skład egzoplanety, należy zbadać jej gęstość, zmierzyć masę i rozmiar. O ile promień można oszacować na podstawie kształtu krzywej podczas tranzytu planety, gdyż blokuje ona światło gwiazdy, to masę już trudniej jest określić. Aby jednak uzyskać wyłaniający się obraz, potrzebne są precyzyjne i dokładne pomiary masy dla większej liczby planet podobnych do Ziemi.

Misja K2 jest reaktywowaną wersją misji Kepler. Razem odkryły tysiące egzoplanet oraz nieoczekiwaną różnorodność populacji egzoplanet. K2 jest czuła tylko na planety krótkookresowe (znalazła jedynie kilka z okresami obiegu dłuższymi, niż 40 dni). Egzoplaneta K2-263b krąży wokół gwiazdy mniej masywnej niż Słońce (0,86 jego masy) i znajduje się 536 lat świetlnych stąd, co zmierzono przy pomocy satelity Gaia. Egzoplaneta ma promień 2,41 promienia Ziemi (z tolerancją 5%). Astronomowie z CfA użyli spektroskopu HARPS-N zamontowanego na Telescopio Nazionale Galileo w La Palma w Hiszpanii aby zmierzyć okresową prędkość egzoplanety podczas jej orbitowania, a tym samym wyznaczyć jej masę.

Pomiary prędkości uzyskane z HARPS-N były niezwykle precyzyjne. Z danych orbitalnych naukowcy wyznaczyli masę planety na 14,8 mas Ziemi co znaczy, że jej gęstość wynosi 5,6 grama na cm sześcienny (dla porównania gęstość skalistej Ziemi to 5,51 g/cm sześcienny). Naukowcy wywnioskowali, że K2-263b najprawdopodobniej zawiera równoważne ilości lodów w porównaniu ze skałami, mniej więcej zgodną z aktualnymi koncepcjami na temat formowania się planet i względną obfitością w mgławicy protoplanetarnej pierwiastków takich jak żelazo, nikiel, magnez, krzem, tlen, węgiel i azot.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201850.jpg
su201850.jpg [ 14.36 KiB | Przeglądany 1959 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 grudnia 2018, 19:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Tajemnica korony wokół supermasywnych czarnych dziur się pogłębia

Naukowcy z RIKEN wykorzystali obserwacje z ALMA do pomiaru siły pól magnetycznych w pobliżu dwóch supermasywnych czarnych dziur w centrum ważnej grupy aktywnych galaktyk. Zaskakujące jest to, że siły pól magnetycznych wydają się niewystarczające do zasilania koron, obłoków przegrzanej plazmy, które są obserwowane wokół czarnych dziur w centrach tych galaktyk.

Od dawna wiadomo, że supermasywne czarne dziury, które znajdują się w centrach galaktyk, czasami przewyższające blaskiem swoje macierzyste galaktyki, są otoczone koroną przegrzanej plazmy, tak jak Słońce. W przypadku czarnych dziur korony te mogą być podgrzane do fenomenalnej temperatury sięgającej miliarda stopni Celsjusza. Od dawna zakładano, że, podobnie jak Słońce, korony były ogrzewane energią pola magnetycznego. Jednak, owe pola nigdy nie zostały zmierzone, pozostawiając niepewność dotyczącą ich dokładnego mechanizmu.

W artykule opublikowanym w 2014 r. grupa naukowców przewidziała, że elektrony w plazmie otaczającej czarne dziury emitują specjalny rodzaj światła, znanego jako promieniowanie synchrotronowe, ponieważ istnieją w koronach razem z siłami magnetycznymi. Konkretnie promieniowanie to byłoby w paśmie radiowym, co oznacza światło o bardzo dużej długości fali i niskiej częstotliwości. Grupa postanowiła zmierzyć te pola.

Postanowili przyjrzeć się danym z dwóch „pobliskich” – w skali astronomicznej – aktywnych jąder galaktycznych – IC 4329A, oddalonego o około 200 mln lat świetlnych, oraz NGC 985, oddalonej o około 580 mln lat świetlnych stąd. Rozpoczęto od pomiarów z obserwatorium ALMA w Chile, a następnie porównano je z obserwacjami z dwóch innych radioteleskopów: obserwatorium VLA w USA oraz ATCA w Australii, które badają nieco inne pasma; i rzeczywiście wykryli nadmiar promieniowania radiowego pochodzącego od promieniowania synchrotronowego, oprócz emisji z dżetów od czarnych dziur.

Dzięki obserwacjom, zespół wywnioskował, że korona ma rozmiar około 40 promieni Schwartzchilda i siłę około 10 gaussów, czyli postać, która jest nieco większa, niż pole magnetyczne na powierzchni Ziemi i mniejsza, niż w typowym magnesie na lodówkę.

Zaskoczeniem jest to, że chociaż potwierdzili emisję radiowego promieniowania synchrotronowego z korony w obu obiektach, okazuje się, że pole mierzonego pola magnetycznego jest zbyt słabe, aby być w stanie napędzać intensywne ogrzewanie korony wokół tych czarnych dziur. To samo zjawisko zostało zaobserwowane w obu galaktykach, co sugeruje, że może być ono powszechne.

Patrząc w przyszłość, grupa planuje szukać oznak silnych promieni gamma, które powinny towarzyszyć emisjom radiowym, aby lepiej zrozumieć, co dzieje się w bliskim otoczeniu supermasywnych czarnych dziur.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
201812_Inoue_fig.jpg
201812_Inoue_fig.jpg [ 226.47 KiB | Przeglądany 1239 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 22 grudnia 2018, 17:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Młoda gwiazda przyłapana na rozjaśnianiu się

Naukowcy odkryli młodą gwiazdę w środku rzadkiego zrywu wzrostu – dramatycznej fazy ewolucji gwiazd, kiedy materia wirująca wokół niej opada na nią, łącząc się z jej masą. Gwiazda należy do klasy tzw. kapryśnych gwiazd, znanych jako FU Ori, nazwane od pierwotnego członka klasy, FU Orionis (duże litery określają schemat nazewnictwa gwiazd zmiennych, a Orionis oznacza gwiazdozbiór Oriona). Zazwyczaj gwiazdy te mają mniej, niż kilka milionów lat, są ukryte za gęstymi obłokami pyłu i trudne do zaobserwowania. Nowy obiekt to zaledwie 25. jak dotąd odnaleziony członek tej klasy, i jeden z zaledwie kilkunastu uchwyconych w akcie rozbłysku.

Nowo odkryta gwiazda, nazwana Gaia 17bpi, po raz pierwszy została zauważona przez satelitę Gaia, który nieprzerwanie skanuje niebo dokonując dokładnych pomiarów gwiazd w świetle widzialnym. Gdy Gaia dostrzega zmianę jasności gwiazdy, alarm trafia do społeczności astronomicznej. Absolwent Uniwersytetu w Exeter i współautor nowego badania, Sam Morrell, jako pierwszy zauważył, że gwiazda pojaśniała. Inni członkowie zespołu poszli w jego ślady i odkryli, że pojaśnienie gwiazdy zostało niespodziewanie uchwycone w świetle podczerwonym przez satelitę NEOWISE, który szuka planetoid, w tym samym czasie, co Gaia, oraz półtora roku wcześniej.

Teleskop Spitzera, który obserwuje w podczerwieni, również w 2014 roku był świadkiem rozpoczęcia fazy pojaśniania gwiazdy, co dało badaczom olbrzymią ilość danych w podczerwieni.

Nowe obserwacje rzucają światło na niektóre z długotrwałych tajemnic dotyczących ewolucji młodych gwiazd. Jedno z pytań bez odpowiedzi brzmi: w jaki sposób gwiazda nabywa całą swoją masę? Gwiazdy tworzą się z zapadających się kul gazu i pyłu. Z czasem dysk materii formuje się wokół gwiazdy, która nadal pobiera z niego materię. Ale, zgodnie z poprzednimi obserwacjami, gwiazdy nie przyciągają materii do siebie wystarczająco szybko, aby osiągnąć swoją ostateczną masę.

Teoretycy uważają, że zdarzenia FU Ori – w których masa jest zrzucana z dysku na gwiazdę w ciągu całego okresu około 100 lat – mogą pomóc rozwiązać zagadkę. Naukowcy uważają, że wszystkie gwiazdy podlegają w swoim życiu około 10 do 20 wydarzeniom podobnym do tych FU Ori, ale ponieważ ta faza gwiazdowa jest często ukryta za pyłem, dane są ograniczone.

Nowe badania pokazują w największych szczegółach, jak materia porusza się od środku dysku, w rejonie położonym około 1 jednostki astronomicznej od gwiazdy, do samej gwiazdy. NEOWISE i Spitzer jako pierwsze wykryły oznaki nagromadzenia się materii w środku dysku. Gdy materia zaczyna gromadzić się w dysku, rozgrzewa się, emitując promieniowanie podczerwone. Potem, gdy ta materia opada na gwiazdę, rozgrzewa się jeszcze bardziej, emitując światło widzialne, co wykryła Gaia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło
CalTech

Vega


Załączniki:
Disk3-FULL.jpg
Disk3-FULL.jpg [ 151.23 KiB | Przeglądany 1235 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 23 grudnia 2018, 17:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Słabe światło gwiazd na obrazach Hubble’a pokazuje rozkład ciemnej materii

Astronomowie wykorzystujący dane z kosmicznego teleskopu Hubble’a zastosowali rewolucyjną metodę wykrywania ciemnej materii w gromadach galaktyk. Metoda ta pozwala astronomom „widzieć” rozkład ciemnej materii bardziej precyzyjnie, niż jakakolwiek inna metoda stosowana do tej pory i mogłaby zostać wykorzystana do zbadania ostatecznej natury ciemnej materii.

Przez ostatnie dziesięciolecia astronomowie próbowali zrozumieć prawdziwą naturę tajemniczej substancji, która składa się na większość materii we Wszechświecie – ciemnej materii – i odwzorować jej rozkład we Wszechświecie. Obecnie dwoje astronomów z Australii i Hiszpanii wykorzystało dane z Frontier Fields na teleskopie Hubble’a, aby dokładnie zbadać rozkład ciemnej materii.

Światło wewnątrz gromady jest produktem ubocznym oddziaływań między galaktykami. W trakcie tych interakcji gwiazdy zostają wyrwane ze swoich galaktyk i swobodnie płyną w gromadzie. Gdy uwolnią się od galaktyk, kończą tam, gdzie znajduje się większość masy gromady, głównie ciemnej materii.

Zarówno ciemna materia jak i odizolowane gwiazdy, które tworzą światło wewnątrz gromady, działają jak bezkolizyjne składniki. Podążają one za potencjałem grawitacyjnym samej gromady. Badanie wykazało, że światło wewnątrz gromady jest wyrównane z ciemną materią, śledząc jej rozkład dokładniej, niż jakakolwiek inna metoda wykorzystująca dotychczas używane wskaźniki świecenia.

Metoda ta jest również wydajniejsza, niż bardziej złożona metoda soczewkowania grawitacyjnego. Podczas, gdy ta ostatnia wymaga zarówno dokładnej rekonstrukcji soczewki, jak i czasochłonnych kampanii spektroskopowych, metoda przedstawiona przez Mireię Montes wykorzystuje tylko głębokie obrazowanie. Oznacza to, że w tej samej ilości czasu obserwacyjnego za pomocą nowej metody można badać więcej gromad.

Wyniki badań przedstawiają możliwość eksploracji ostatecznej natury ciemnej materii. Jeżeli ciemna materia oddziałuje ze sobą, można to wykryć jako małe odchylenia w rozkładzie ciemnej materii w porównaniu do słabej poświaty gwiazd. Obecnie wszystko, co wiadomo na temat ciemnej materii to to, że wydaje się oddziaływać z grawitacyjnie z regularną materią, ale nie w żaden inny sposób. Stwierdzenie, że będzie ona współoddziaływać, będzie mieć istotne ograniczenia dla jej tożsamości.

Na razie Montes i Trujillo planują przeprowadzić więcej przeglądów pierwotnych sześciu gromad aby sprawdzić, czy ich metoda jest dokładna. Kolejnym ważnym testem ich metody będzie obserwacja i analiza dodatkowych gromad galaktyk przez inne zespoły badawcze, aby uzupełnić zestaw danych i potwierdzić ich wyniki.

Zespół może również oczekiwać zastosowania tych samych technik z wykorzystaniem przyszłych teleskopów kosmicznych, takich jak teleskop Jamesa Webba, które będą posiadały jeszcze bardziej czułe instrumenty zdolne do rozpoznawania słabego światła wewnątrz gromady w odległym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
HST

Vega


Załączniki:
heic1820a.jpg
heic1820a.jpg [ 353.53 KiB | Przeglądany 1233 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 2018, 17:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Gwiezdne zwłoki dostarczają wskazówek dotyczących brakującego gwiezdnego pyłu

Zgodnie z nowymi obserwacjami tajemniczego obiektu znajdującego się w odległości 15 000 lat świetlnych od Ziemi, pochodzenie pyłu gwiezdnego, który składa się na większość materii w naszym Układzie Słonecznym, włączając nas, jest bardziej skomplikowane, niż wcześniej sądzono.

Wszystko wokół ciebie – twoje biurko, twój laptop, twoja filiżanka kawy – w gruncie rzeczy nawet ty – zbudowane jest z gwiezdnego pyłu, materii wykutej w ognistych piecach gwiazd, które umarły przed narodzeniem naszego Słońca. Badając przestrzeń otaczającą tajemnicze gwiezdne zwłoki naukowcy z Uniwersytetu Arizony dokonali odkrycia, które może pomóc w rozwiązaniu odwiecznej tajemnicy: skąd bierze się gwiezdny pył?

Kiedy gwiazdy umierają, rozsiewają w kosmos wokół siebie pierwiastki, które łączą się w nowe gwiazdy, planety, asteroidy i komety. Większość wszystkiego, co składa się na Ziemię, nawet samo życie, zbudowane jest z pierwiastków wytworzonych przez poprzednie gwiazdy, w tym z krzemu, węgla, azotu i tlenu. Ale to nie jest cała historia. Meteoryty zwykle zawierają ślady gwiezdnego pyłu, który do tej pory uważany był, jako powstający tylko w wyjątkowo gwałtownych, wybuchowych zdarzeniach śmierci gwiazd znanych jako nowe lub supernowe – zbyt rzadkie, by wyjaśnić obfitość zachowaną w meteorytach.

Naukowcy z UA wykorzystali radioteleskopy w Arizonie i Hiszpanii, aby obserwować obłoki gazu w młodej mgławicy planetarnej K4-47, enigmatycznym obiekcie znajdującym się 15 000 lat świetlnych od Ziemi. Sklasyfikowana jako mgławica, K4-47 jest gwiezdną pozostałością, o której astronomowie sądzą, że powstała, gdy gwiazda zrzuciła część swojej materii do powłoki wypływającego gazu, zanim zakończyła swoje życie jako biały karzeł.

Ku swojemu zaskoczeniu, naukowcy odkryli, że niektóre z pierwiastków składających się na mgławicę – węgiel, azot i tlen – są bardzo bogate w pewne odmiany, które pasują do obfitości obserwowanej w niektórych cząstkach meteorytu, ale poza tym są rzadkością w Układzie Słonecznym: nazwane ciężkimi izotopami węgla, azotu i tlenu. Izotopy te różnią się od swoich bardziej powszechnych form poprzez umieszczenie w ich jądrze dodatkowego neutronu.

Łączenie się dodatkowego neutronu z jądrem atomowym wymaga ekstremalnych temperatur przekraczających 100 mln stopni Celsjusza, co prowadzi naukowców do wniosku, że izotopy te mogą powstawać jedynie w gwałtownych wybuchach energii w starzejących się układach podwójnych gwiazd – i supernowych, w których gwiazda wybucha w kataklizmicznej eksplozji.

Zamiast zdarzeń eksplozji kataklizmicznych, z których wykuwają się ciężkie izotopy, zespół sugeruje, że mogą być wyprodukowane, gdy gwiazda średniej wielkości, taka jak nasze Słońce, stanie się niestabilna pod koniec swojego życia i zostanie poddana tak zwanemu błyskowi helowemu, w którym super gorący hel z rdzenia gwiazdy przebije się przez otaczającą go powłokę wodorową.

Odkrycie stało się możliwe dzięki współpracy między dyscyplinami, które zwykle pozostają względnie odrębne: astronomii i kosmochemii. Zespół wykorzystał radioteleskopy Arizona Radio Observatory oraz Institut de Radioastronomie Millimetrique (IRAM) do obserwacji widm rotacyjnych emitowanych przez cząsteczki w mgławicy K4-47, które ujawniają wskazówki na temat rozkładu ich masy oraz ich tożsamości.

Naukowcy oczekują z niecierpliwością odkryć, które stoją przed misją OSIRIS-REx wysłaną do asteroidy, prowadzonej przez Uniwersytet Arizona. Zaledwie dwa tygodnie temu statek kosmiczny dotarł do swojej docelowej asteroidy, Bennu, z której będzie zbierać próbki nieskazitelnej materii w 2020 roku. Jednym z głównych celów misji jest zrozumienie ewolucji Bennu i początków Układu Słonecznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Arizona

Vega


Załączniki:
the_twin_jet_nebula.jpg
the_twin_jet_nebula.jpg [ 383.74 KiB | Przeglądany 1231 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: 25 grudnia 2018, 22:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Ziarna olbrzymich galaktyk powstałe we wczesnym Wszechświecie

Międzynarodowy zespół badaczy wykazał, że największe galaktyki we Wszechświecie mogły rozpocząć swoje istnienie jako skrajnie gęste obiekty wczesnego Wszechświata, które następnie rozszerzały się w czasie.

Współczesne galaktyki pokazują dużą różnorodność, jak galaktyki karłowate, nieregularne, spiralne oraz masywne galaktyki eliptyczne. Ten ostatni typ, masywne galaktyki eliptyczne, dostarcza astronomom zagadek. Chociaż są to najbardziej masywne galaktyki z największą liczbą gwiazd, prawie wszystkie ich gwiazdy są stare. W pewnym momencie w przeszłości przodkowie masywnych galaktyk eliptycznych musieli szybko uformować wiele gwiazd, a następnie z jakiegoś powodu proces gwiazdotwórczy zatrzymał się.

Na szczęście skończona prędkość światła daje naukowcom możliwość cofnięcia czasu i zobaczenia wczesnego Wszechświata. Jeżeli galaktyka znajduje się 12 mld lat świetlnych stąd, to światło od niej musiało przebyć 12 mln lat, zanim dotarło do Ziemi. Oznacza to, że światło, które obserwujemy dzisiaj, musiało opuścić galaktykę 12 mld lat temu. Obserwując galaktyki w różnych odległościach od Ziemi, astronomowie mogą zrekonstruować historię Wszechświata.

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał dane z teleskopu Subaru oraz innych teleskopów do wyszukiwania galaktyk leżących 12 mld lat świetlnych stąd. Pośród tej próbki zidentyfikowali masywne, spokojne galaktyki, czyli masywne galaktyki, w których nie formują się nowe gwiazdy, jako prawdopodobnych przodków współczesnych olbrzymich galaktyk eliptycznych. Zaskakujące jest to, że dorosłe olbrzymie galaktyki istniały już bardzo wcześnie, kiedy Wszechświat miał zaledwie około 13% obecnego wieku.

Następnie zespół wykorzystał teleskop Subaru do wykonania obserwacji w wysokiej rozdzielczości w bliskiej podczerwieni dla 5 najjaśniejszych masywnych spokojnych galaktyk leżących 12 mld lat świetlnych stąd.

Wyniki pokazują, że chociaż masywne, spokojne galaktyki są zwarte (tylko ok. 2% wielkości Drogi Mlecznej), są prawie tak ciężkie, jak współczesne galaktyki. Oznacza to, że aby stać się współczesnymi galaktykami eliptycznymi, musiały się rozdmuchać ponad 100-krotnie, zwiększając masę jedynie o 5 razy. Porównując obserwacje do modeli zabawek, zespół wykazał, że byłoby to możliwe, gdyby wzrost był napędzany, nie przez duże fuzje, w których dwie podobne galaktyki łączą się w większe ale przez mniejsze fuzje, gdy duża galaktyka pochłania mniejszą.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAOJ

Vega


Załączniki:
fig1e.jpg
fig1e.jpg [ 340.98 KiB | Przeglądany 1228 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 2018, 21:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 955
Oddział PTMA: Kraków
Szafiry i diamenty na niebie

Naukowcy z uniwersytetów w Zurychu i Cambridge odkryli nową, egzotyczną klasę planet poza Układem Słonecznym. Te super-Ziemie powstały w wysokich temperaturach blisko gwiazdy macierzystej i zawierają duże ilości wapnia, aluminium i ich tlenków – w tym szafiru i rubinu.

Dwadzieścia jeden lat świetlnych stąd, w gwiazdozbiorze Kasjopei, planeta o nazwie HD219134 b okrąży swoją gwiazdę raz na trzy dni (rok trwa na niej 3 dni). Mając masę prawie pięciu ziem, jest nazywana super-Ziemią. Jednak w przeciwieństwie do naszej planety, najprawdopodobniej nie ma ona masywnego żelaznego jądra, ale zamiast tego jest bogata w wapń i aluminium. HD219134 b jest jedną z trzech kandydatek, które prawdopodobnie należeć będą do nowej, egzotycznej klasy planet pozasłonecznych.

Naukowcy wykorzystują modele teoretyczne do badania formowania się planet i porównywania swoich wyników z danymi obserwacyjnymi. Wiadomo, że podczas formowania się, gwiazdy takie jak Słońce, były otoczone dyskiem gazu i pyłu, w którym rodziły się planety. Skaliste planety, takie jak Ziemia, powstały ze stałych ciał pozostałych po rozproszeniu protoplanetarnego dysku gazowego. Te bloki budowlane są skondensowane z mgławicy gazowej jako chłodzony dysk.

Ale są też rejony blisko gwiazdy, gdzie jest o wiele cieplej. Wiele pierwiastków wciąż znajduje się w gazowym stadium, a bloki planetarne mają zupełnie inny skład. W swoich modelach zespół badawczy obliczył, jak wyglądałaby planeta powstająca w tak gorącym regionie. Odkryli, że wapń i aluminium są głównymi składnikami obok magnezu i krzemu oraz że prawie brak w nich żelaza. Z tego powodu planety takie nie mogą posiadać pola magnetycznego, takiego jak Ziemia. A ponieważ struktura wewnętrzna jest tak różna, ich system chłodzenia i atmosfera będą się różnić od normalnych super-Ziemi. Zespół zatem mówi o nowej, egzotycznej klasie super-Ziem powstałej z kondensatów o wysokiej temperaturze.

Z obliczeń wynika, że planety mają od 10 do 20% mniejsze gęstości, niż Ziemia. Naukowcy przeanalizowali także inne egzoplanety o podobnie niskiej gęstości. Sprawdzili różne scenariusze, aby wyjaśnić zaobserwowane gęstości. Na przykład gruba atmosfera może prowadzić do obniżenia ogólnej gęstości. Ale dwie z badanych egzoplanet, 55 Cancri e i WASP-47 e, okrążają swoją gwiazdę tak blisko, że ich temperatura powierzchniowa wynosi prawie 3 000 stopni i dawno straciłyby tę gazową powłokę. Na HD219134 b jest mniej gorąco i sytuacja jest bardziej skomplikowana. Na pierwszy rzut oka niższą gęstość można wytłumaczyć głębokimi oceanami. Ale druga planeta krążąca wokół gwiazdy nieco dalej sprawia, że ten scenariusz jest mało prawdopodobny. Porównanie dwóch obiektów wykazało, że wewnętrzna planeta nie może zawierać więcej wody lub gazu niż zewnętrzna. Nadal nie jest jasne, czy oceany magmy mogą przyczynić się do niższej gęstości.

W ten sposób naukowcy znaleźli trzy kandydatki, które należą do nowej klasy super-Ziem z tą egzotyczną kompozycją. Korygują również wcześniejszy obraz super-Ziemi, 55 Cancri e, która w 2012 r. trafiła na nagłówki gazet jako „diament na niebie”. Wcześniej badacze zakładali, że planeta składa się głównie z węgla, ale na podstawie kolejnych obserwacji musieli odrzucić tę teorię.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Zurich

Vega


Załączniki:
Exoplanets_1000.jpg
Exoplanets_1000.jpg [ 174.32 KiB | Przeglądany 1226 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: 452 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20 ... 23  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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