Dzisiaj jest 20 października 2020, 01:59

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 745 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 28, 29, 30, 31, 32, 33, 34 ... 38  Następna
Autor Wiadomość
Post: 19 marca 2020, 18:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Tykające kosmiczne zegary pokazują ewolucję gwiazd na przestrzeni milionów lat

Pulsary – rodzaj wirujących gwiazd neutronowych – są dobrze znane z tego, że są wykorzystane jako niezwykle stabilne zegary astrofizyczne. Ich regularność, stosowana do pomiaru pulsów radiowych, doprowadziła do jednych z najbardziej ekscytujących testów ogólnej teorii względności Einsteina i pozwoliła naukowcom zbadać zachowanie bardzo gęstej materii wewnątrz gwiazd neutronowych.

Ale podobnie, jak zwykłe zegary tutaj na Ziemi, pulsary nie są idealnymi wskaźnikami czasu. Ale dokładna prędkość, z jaką wirują pulsary, wydaje się losowo wahać w niewielkich ilościach w skali miesiąca do dekady na długich przedziałach czasowych.

Rotacje niewielkiej części pulsarów również gwałtownie przyspieszają – zaczynają „tykać” nieco szybciej, niż zwykle. Efekty te, zwane „szumem rotacyjnym” i „usterkami”, zmieniają się z pulsara na pulsar i mogą nam wiele powiedzieć o tym, jak gwiazdy neutronowe ewoluowały przez miliony lat. Wymaga to jednak precyzyjnego śledzenia setek obrotów pulsara przez wiele lat.

Dzięki serii aktualizacji w ciągu ostatniej dekady Teleskop Mongolo – który w 2015 r. obchodził swoje 50. urodziny – może wykonywać obserwacje spinów setek pulsarów co dwa tygodnie! Umożliwiło to naukowcom z OzGrav znalezienie trzech nowych zdarzeń usterki i zmierzyć siłę szumu rotacyjnego u trzystu pulsarów.

W niedawno opublikowanym badaniu, przeprowadzonym przez doktora OzGrav, Marcusa Lowera, badacze zebrali 280 pulsarów, które są najbardziej reprezentatywne dla normalnej ewolucji pulsarów i opracowali metodę statystyczną podobną do tej stosowanej do analizy zdarzeń fal grawitacyjnych wykrytych przez LIGO i Virgo. Wyniki pokazały, że szum rotacyjny wydaje się zmniejszać wraz z wiekiem pulsara i że istnieje zależność między siłą szumu spinu, jak szybko pulsar wiruje i jak szybko ta prędkość zwalnia na przestrzeni czasu.

Marcus wyjaśnia: „W miarę, jak szum rotacyjny staje się bardziej oczywisty, im dłużej patrzy się na pulsara, można być w stanie dodać kolejne do ponownej analizy zestawu danych Mongolo w przyszłości. Możemy również zastosować metodę statystyczną do danych z teleskopów, które śledziły wirowania pulsarów przez dziesięciolecia.”

Połączenie dodatkowych pulsarów i dużych zestawów danych poprawiłoby obecne pomiary w badaniu i pozwoliło naukowcom ustalić przyczynę szumu rotacyjnego w pulsarach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
pulsar_orig.jpg
pulsar_orig.jpg [ 59.1 KiB | Przeglądany 3155 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 20 marca 2020, 16:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Połączenie dwóch gwiazd doprowadziło do powstania kultowej supernowej

Symulacje astrofizyków sugerują, że supernowa w pobliskiej galaktyce mogła powstać z eksplozji niebieskiego nadolbrzyma powstałego z połączenia się dwóch gwiazd. Asymetryczny charakter tej eksplozji może dostarczyć wskazówek, gdzie szukać nieuchwytnej gwiazdy neutronowej zrodzonej z tego gwiezdnego kataklizmu.

Do eksplozji supernowej z zapadniętego jądra dochodzi, gdy jądro masywnej gwiazdy nie jest już w stanie wytrzymać własnej grawitacji. Jądro zapada się, wywołując gwałtowną eksplozję, pozostawiając gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

W 1987 roku astronomowie zobaczyli, że w Wielkim Obłoku Magellana, jednym z najbliższych sąsiadów Drogi Mlecznej, eksploduje gwiazda. Od tego czasu naukowcy intensywnie badali następstwa tej supernowej, znanej jako SN 1987A, aby zrozumieć naturę gwiazdy progenitora i jej losy.

Progenitorem tego typu supernowej jest zwykle czerwony nadolbrzym, ale obserwacje wykazały, że SN 1987A była wywołana przez gęstego niebieskiego nadolbrzyma. Było tajemnicą, dlaczego gwiazdą progenitorem był niebieski nadolbrzym.

Tymczasem obserwacje rentgenowskie i gamma SN 1987A ujawniły skupiska radioaktywnego niklu w wyrzucanej materii. Ten nikiel uformował się w jądrze gwiazdy podczas jego zapadania się, a teraz pędzi z dala od gwiazdy z prędkością ponad 4000 km/s. Poprzednie symulacje supernowej nie były w stanie w pełni wyjaśnić, w jaki sposób ten nikiel może tak szybko uciekać.

Masaomi Ono z RIKEN Astrophysical Big Bang Laboratory i jego współpracownicy przeprowadzili symulację asymetrycznego wybuchu supernowej z zapadniętym jądrem dla czterech gwiazd progenitorów i porównali je z obserwacjami SN 1987A. Najbliższe dopasowanie dotyczyło niebieskiego nadolbrzyma jako gwiazdy progenitora, powstałego w wyniku połączenia się dwóch gwiazd: czerwonego nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego. Podczas łączenia większa gwiazda oderwała by materię od swojego mniejszego towarzysza, który opadałaby spiralnie do wnętrza, aż do całkowitego wchłonięcia, tworząc szybko wirującego niebieskiego nadolbrzyma.

Ono twierdzi, że po raz pierwszy przetestowano scenariusz łączenia się układu podwójnego pod kątem zbrylania niklu tej supernowej. Symulacja dokładnie odtworzyła przyspieszenie brył niklu wraz z dwoma dżetami wyrzutu.

Symulacja może również pomóc w znalezieniu gwiazdy neutronowej uformowanej podczas supernowej, która nie została odnaleziona pomimo 30 lat poszukiwań. Podczas niesferycznej eksplozji, gwiazda neutronowa mogła zostać wykopana w przeciwnym kierunku do wyrzutu, a zespół Ono sugeruje, że astronomowie powinni szukać jej w północnej części wewnętrznego obszaru wyrzucanej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega


Załączniki:
FY20190062.jpg
FY20190062.jpg [ 21.24 KiB | Przeglądany 3153 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 marca 2020, 17:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Dziwne orbity dysków planetarnych „Tatooine”

Astronomowie korzystający z ALMA odkryli zastanawiające geometrie orbitalne w dyskach protoplanetarnych wokół gwiazd podwójnych. Podczas, gdy dyski krążące wokół najbardziej zwartych układów podwójnych dzielą prawie tę samą płaszczyznę, dyski otaczające szerokie układy podwójne mają mocno nachylone płaszczyzny orbit. Układy te mogą uczyć nas o tworzeniu się planet w złożonych środowiskach.

W ciągu ostatnich dwóch dekad znaleziono tysiące planet krążących wokół gwiazd innych niż nasze Słońce. Niektóre z tych planet krążą wokół dwóch gwiazd, tak jak Tatooine, dom Luke’a Skywalkera. Planety rodzą się w dyskach protoplanetarnych, ale większość badanych dotychczas dysków krąży wokół pojedynczych gwiazd. Egzoplanety „Tatooine” tworzą się w dyskach wokół gwiazd podwójnych.

Badanie miejsc narodzin planet „Tatooine” zapewnia wyjątkową okazję do zapoznania się z tym, jak planety tworzą się w różnych środowiskach. Astronomowie już wiedzą, że orbity układów podwójnych mogą wypaczać i nachylać dyski krążące wokół nich, co powoduje, że dyski takie nie są współosiowe względem płaszczyzn orbit swoich gwiazd macierzystych.

„Dzięki naszym badaniom chcieliśmy się dowiedzieć czegoś więcej na temat dysków okrążających układy podwójne” – powiedział astronom Ian Czekala z University of California w Berkeley. Czekala i jego zespół wykorzystali dane ALMA do określenia stopnia nachylenia dziewiętnastu dysków protoplanetarnych krążących wokół gwiazd podwójnych.

Astronomowie porównali dane z ALMA dotyczące dysków protoplanetarnych z tuzinem planet „Tatooine”, które zostały odkryte za pomocą teleskopu Keplera. Ku swojemu zaskoczeniu zespół stwierdził, że stopień, w jakim gwiazdy podwójne i ich dyski protoplanetarne nie są współosiowe, jest silnie zależny od okresu orbitalnego gwiazd macierzystych. Im krótszy jest okres orbitalny gwiazdy podwójnej, tym większe jest prawdopodobieństwo, że dysk znajdzie się na takiej samej orbicie. Jednak układy podwójne o okresach dłuższych niż miesiąc zazwyczaj mają niewspółosiowe dyski.

Ponieważ podstawowa misja Kepler trwała 4 lata, astronomowie mogli odkryć planety wokół gwiazd podwójnych, które krążą wokół siebie w czasie krótszym niż 40 dni. I orbity wszystkich tych planet są takie same, jak ich gwiazd macierzystych. Tajemnica, która nadal pozostaje dotyczy tego, czy Keplerowi będzie trudno znaleźć planety z orbitami ustawionym pod innym kątem względem gwiazd-gospodarzy.

Czekala chce się dowiedzieć, dlaczego istnieje tak silny związek pomiędzy (nie)współosiowym dyskiem a okresem orbitalnym gwiazd podwójnych. „Chcemy wykorzystać obecne i przyszłe urządzenia, takie jak ALMA i nowej generacji VLA do badania struktur dysku z wyjątkową precyzją, i staramy się zrozumieć, w jaki sposób wypaczone lub nachylone dyski wpływają na środowisko formowania się planet i jak to może wpływać na populację planet tworzących się w tych dyskach” – dodaje.

„Badania te są dokładnym przykładem tego, w jaki sposób nowe odkrycia opierają się na wcześniejszych obserwacjach. Rozpoznanie trendów w populacji dysków protoplanetarnych było możliwe tylko dzięki wykorzystaniu archiwalnych programów obserwacyjnych podjętych przez społeczność ALMA w poprzednich cyklach” – powiedział Joe Pesce, dyrektor programu National Science Foundation dla NRAO i ALMA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
Czekala_AKScoHD98800_composite_03052020-1024x512.jpg
Czekala_AKScoHD98800_composite_03052020-1024x512.jpg [ 24.2 KiB | Przeglądany 3151 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 marca 2020, 17:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Drugie wykrycie układu podwójnego gwiazd neutronowych przez LIGO. Czy aby na pewno?

Jeżeli przegapiliście wiadomości ze stycznia bieżącego roku to informujemy, że obserwatorium LIGO wykryło prawdopodobnie drugie zdarzenie połączenia się dwóch gwiazd neutronowych (pisałam o tym tutaj).

25 kwietnia 2019 roku detektor LIGO w Livingston w Luizjanie wykrył sygnał fali grawitacyjnej z połączenia obiektów znajdujących się około 520 mln lat świetlnych stąd. Obserwacja ta, wykonana na zaledwie jednym detektorze – ten w Hanford chwilowo był wyłączony a Virgo nie zarejestrował zjawiska – była jednak wystarczająco silna, aby można ją było zakwalifikować jako wyraźne wykrycie zdarzenia połączenia.

Analiza sygnału z GW190425 wskazuje, że widzieliśmy zderzenie układu podwójnego o łącznej masie 3,3 – 3,7 razy większej od masy Słońca. Podczas, gdy szacowane masy łączących się obiektów w przedziale pomiędzy 1,1 do 2,5 masy Słońca są zgodne z oczekiwanymi masami gwiazd neutronowych, ta zmierzona całkowita masa jest znacznie większa niż jakiegokolwiek układu podwójnego gwiazd neutronowych, który zaobserwowaliśmy w naszej galaktyce. Znamy 17 galaktycznych par gwiazd neutronowych o zmierzonych masach całkowitych, a masy te wahają się w przedziale od zaledwie 2,5 do 2,9 mas Słońca. Dlaczego zatem GW190425 jest tak ciężki?

Niezwykła masa GW190425 może wskazywać, że ukształtował się inaczej niż znane galaktyczne układy podwójne gwiazd neutronowych.

Teoria sugeruje, że masywne, szybko łączące się pary gwiazd neutronowych, takie jak GW190425, potencjalnie mogą pochodzić od gwiazd o szczególnie niskiej metaliczności, rozwijających się w ciasnych układach podwójnych. W odpowiednich warunkach kopnięcia energetyczne wywołane eksplozjami supernowych mogą zostać stłumione, pozwalając obiektom pozostać razem w ciasnym układzie podwójnym nawet po ich ewolucji do gwiazd neutronowych.

W takim przypadku GW190425 może reprezentować populację podwójnych gwiazd neutronowych, których wcześniej nie obserwowano. Te układy podwójne pozostawały niewidoczne ze względu na ich bardzo ciasne orbity z okresami poniżej godziny. Gwałtowne przyspieszenia tych obiektów przesłaniały by ich sygnały w pomiarach pulsarowych. Najkrótszy okres układu podwójnego gwiazd neutronowych, który został wykryty w takich pomiarach, ma okres 1,88 godziny i nie połączy się przez kolejnych 46 mln lat. GW190425 może reprezentować zupełnie inną populację podwójnych gwiazd neutronowych, która jest tak powszechna, jak populacja galaktyczna, którą znamy.

Niestety, obserwacja GW190425 za pomocą jednego detektora oznacza, że naukowcy nie byli w stanie dobrze określić lokalizacji źródła fali grawitacyjnej – więc obserwacje uzupełniające nie wykryły jeszcze elektromagnetycznego odpowiednika, takiego jak w przypadku GW170817, pierwszego połączenia się dwóch gwiazd neutronowych zaobserwowanego przez LIGO.

Oznacza to, że brakuje zewnętrznych informacji potwierdzających, że był to układ podwójny gwiazd neutronowych. Dlatego możliwe jest, że jeden bądź oba obiekty były czarnymi dziurami. Jeżeli tak, byłyby mniejsze niż jakiekolwiek czarne dziury, które naukowcy wykrywali do tej pory, i musieliby znacznie przebudować swoje modele dotyczące tworzenia się układów podwójnych czarnych dziur.

Dzięki ostatnim licznym aktualizacjom detektorów LIGO i Virgo możemy wkrótce spodziewać się większej liczby detekcji układów podwójnych gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
neutronstarbinary.jpg
neutronstarbinary.jpg [ 146.92 KiB | Przeglądany 3148 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 marca 2020, 20:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Zwyczaje żywieniowe rentgenowskich układów podwójnych z gwiazdami typu Be

Ludzkość bada światło gwiazd od początku swojej historii, jednak dopiero niedawno odkryliśmy, że gwiazdy nie lubią być same.

Układy podwójne - zawierające dwie gwiazdy krążące wokół siebie - są jednym z najczęstszych rodzajów wiązań grawitacyjnych kolekcji gwiazd, ale ich ewolucja jest złożona. Astronomowie próbują ułożyć puzzle różnych obserwacji gwiezdnych, aby uzyskać szerszy obraz. Wykorzystując zrozumienie ewolucji układów podwójnych, naukowcy mogą symulować populacje gwiazd podwójnych za pomocą kodu syntezy populacji gwiazdowej COMPAS.

Badacze z OzGrav, we współpracy z Instytutem Maxa Plancka niedawno przeprowadzili badanie, aby móc zrozumieć pochodzenie właściwości tzw. układów podwójnych rentgenowskich z gwiazdami typu Be (ang. Be X-ray) w Małym Obłoku Magellana.

Układy podwójne typu Be X-ray to układy złożone z gwiazdy neutronowej krążącej wokół szybko rotującej masywnej gwiazdy. Ta rotacja powoduje, że masywna gwiazda wytwarza dysk z wypływającej materii – część jej jest gromadzona przez gwiazdę neutronową. Następnie gwiazda neutronowa wystrzeliwuje promienie rentgenowskie, które naukowcy mogą obserwować i mierzyć.

W badaniu przeprowadzonym przez Serenę Vinciguerra wykorzystano kod COMPAS do symulacji w środowisku takim, jak Mały Obłok Magellana. Porównując właściwości orbitalne symulowanych układów typu Be X-ray z obserwowanymi, badacze pokazali prawdopodobną ewolucję tych układów gwiazd.

Początkowo, dwie gwiazdy rodzą się w ciasnym układzie podwójnym. Masywniejsza gwiazda ewoluuje szybciej i rozszerza się. Ze względu na bliskość między obiema gwiazdami, napompowana masywna gwiazda „karmi” swoją materią mniejszą gwiazdę. Z czasem masywna gwiazda może karmić i tracić większość swojej masy, jednak mniejsza gwiazda może być zbyt „pełna” i nie przyjmować całej materii.

Indywidualna „dieta” każdej gwiazdy zależy nie tylko od jej budowy i wieku, ale także od masywnej gwiazdy, która ją karmi. W układach typu Be X-ray diety gwiazd są bogatsze, niż wcześniej zakładali astronomowie. W rezultacie dobrze odżywione gwiazdy stają się masywne i szybko wirują.

Później w swojej ewolucji pierwotna masywniejsza gwiazda może eksplodować jako supernowa, pozostawiając po sobie małą, ale bardzo gęstą gwiazdę neutronową. Jeżeli gwiazdy przetrwają eksplozję, stworzą układ typu Be X-ray, z gwiazdą neutronową krążącą wokół masywnej i szybko rotującej gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
artist-impression-of-the-double-star-system-gg-tauri-a_orig.jpg
artist-impression-of-the-double-star-system-gg-tauri-a_orig.jpg [ 64.13 KiB | Przeglądany 3136 razy ]
diagram_orig.jpg
diagram_orig.jpg [ 47.89 KiB | Przeglądany 3136 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 marca 2020, 19:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Ciemna strona materii

Tylko niewielki ułamek całkowitej masy Wszechświata tworzą znane cząsteczki (materia barionowa i neutrina), podczas gdy reszta składa się z ciemnej materii. To sprawia, że ciemna materia jest integralną częścią tzw. modelu kosmologicznego Lambda Cold Dark Matter, który naukowcy wykorzystują do opisania natury Wszechświata zgodnie z jego wiekiem, tempem ekspansji, historią i zawartością.

Istnienie ciemnej materii po raz pierwszy zostało wskazane w latach 30. XX wieku, kiedy szwajcarski astrofizyk Fritz Zwicky znalazł anomalię, gdy próbował oszacować masę dużych gromad galaktyk za pomocą pomiarów prędkości poszczególnych galaktyk w tych gromadach. Stwierdził, że obserwowane prędkości były zaskakująco wysokie i postulował, że galaktyki muszą podlegać polu grawitacyjnemu znacznie silniejszemu niż to, które tworzy masa obserwowanych układów, a zatem dodatkowa masa była wynikiem jakiejś formy nieobserwowalnego rodzaju „ciemnej” materii. Potwierdzenie tych prognoz zajęło 40 lat, kiedy to amerykańska astrofizyk Vera Rubin przedstawiła solidne dowody obserwacyjne rozbieżności między przewidywanym a obserwowanym ruchem obrotowym gwiazd w galaktykach. W związku z tym wiemy teraz, że wszystkie galaktyki znajdują się w centrach „halo” ciemnej materii, charakteryzujących się dużą gęstością centralną, ale rozciągających się daleko poza rozmiar widzialnej galaktyki.

Podczas, gdy obserwacje mówią nam o tym, że ciemna materia istnieje, jej natura nadal pozostaje jedną z największych tajemnic nauki.

Model standardowy fizyki cząstek może wyjaśnić znane cząstki i siły we Wszechświecie, nie może jednak wyjaśnić istnienia tajemniczej ciemnej materii. Okazuje się, że żadna z cząstek tworzących model standardowy nie jest w stanie w pełni zaspokoić właściwości ciemnej materii, czego wymagają obserwacje kosmologiczne. Luka ta sugeruje, że model standardowy jest niekompletny i że rozwiązanie zagadki ciemnej materii może być łącznikiem z innymi nierozwiązanymi problemami w fizyce cząstek, więc jej badanie może spowodować znaczący przełom w naszym podstawowym zrozumieniu natury.

Od dawna kandydatami na cząsteczki ciemnej materii są tzw. słabo oddziałujące masywne cząsteczki (Weakly Interacting Massive Particles – WIMP). WIMPy pojawiły się jako idealny kandydat na ciemną materię: cząsteczki teoretyczne o masie 100-1000 razy większej od masy protonu (ok. 100 GeV - 1 TeV), które naturalnie powstałyby z odpowiednią obfitością we Wszechświecie. WIMPy nie są jednak jedynym kandydatem. Szeroki zakres proponowanych kandydatów obejmuje masę około 40 rzędów wielkości: od wyjątkowo lekkich, takich jak „aksjony”, przez znacznie cięższe „WIMPZille” po obiekty makroskopowe, takie jak pierwotne czarne dziury.

Grawitacja doprowadziła do odkrycia istnienia ciemnej materii i wciąż jest jedyną siłą, dzięki której cząsteczki ciemnej materii oddziałują. Jeżeli jednak cząsteczka ciemnej materii ma uzupełnić standardowy model cząsteczek podstawowych, istnieje nadzieja, że będzie ona także w stanie oddziaływać z innymi znanymi cząsteczkami, co może dostarczyć kolejnej możliwości jej wykrycia.

W ciągu ostatnich kilku dziesięcioleci społeczność naukowa połączyła siły i opracowała jasną (wstępną) strategię poszukiwania WIMP: poprzez ich produkcję w zderzeniach cząstek (jak np. w Wielkim Zderzaczu Hadronów), poprzez rozproszenie w modelu standardowym w dedykowanych detektorach i poprzez obserwacje astrofizyczne. Główną ideą tego ostatniego jest to, że w regionach Wszechświata, w których gęstość ciemnej materii jest wysoka, cząsteczki ciemnej materii mogą ulegać samozniszczeniu albo rozpadowi, wytwarzając cząsteczki modelu standardowego, które docierają do nas w postaci promieniowania kosmicznego a także promieni gamma.

Zatem nie ma wątpliwości, że Cherenkov Telescope Array (Teleskop Czerenkowa – CTA) będzie działać jako potężny instrument do wykrywania ciemnej materii: CTA wykryje bardzo wysokoenergetyczne promieniowanie gamma, obiecujący sposób poszukiwania ciemnej materii, gdy promienie gamma przemieszczają się w liniach prostych (w przeciwieństwie do naładowanego promieniowania kosmicznego) i są łatwiejsze do złapania niż neutrina. CTA wykorzysta w szczególności swoją niespotykaną czułość i rozdzielczość energetyczną do przechwytywania promieniowania gamma dokładnie w zakresie energii odpowiadającym cięższemu końcowi masy WIMPów.

Różne eksperymenty przeprowadzone w ciągu ostatnich dekad zbadały i wykluczyły znaczną część lżejszych kandydatów na WIMPy. Chociaż obecne instrumenty nie są wystarczająco czułe, aby wykryć niektóre z najlepiej uzasadnionych modeli WIMP, ich sygnały mogą chować się dokładnie w optymalnym zakresie energii CTA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CTA

Vega


Załączniki:
Screenshot-2020-03-25-at-09.30.09.png
Screenshot-2020-03-25-at-09.30.09.png [ 1.25 MiB | Przeglądany 3124 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 marca 2020, 19:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Tsunami z kwazarów rozdziera galaktyki

Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a zespół astronomów odkrył najbardziej energetyczne odpływy, jakie kiedykolwiek miały miejsce we Wszechświecie. Pochodzą z kwazarów i przedzierają się przez przestrzeń międzygwiazdową jak tsunami, siejąc spustoszenie w galaktykach, w których kwazary żyją.

Kwazary to niezwykle odległe obiekty niebieskie, emitujące wyjątkowo duże ilości energii. Zawierają supermasywne czarne dziury zasilane przez opadającą na nie materię, która może świecić 1000 razy jaśniej niż ich macierzyste galaktyki posiadające setki miliardów gwiazd.

Gdy czarna dziura pochłania materię, gorący gaz otacza ją i emituje intensywne promieniowanie, tworząc kwazar. Wiatry, napędzane przez ciśnienie promieniowania z okolic czarnej dziury, odpychają materię od centrum galaktyki. Odpływy te przyspieszają do niesamowitych prędkości stanowiących kilka procent prędkości światła.

Żadne inne zjawisko nie przenosi takiej ilości energii mechanicznej. W ciągu 10 mln lat odpływy te wytwarzają milion razy więcej energii niż rozbłysk promieniowania gamma. Wiatry wypychają setki mas Słońca każdego roku. Ilość energii mechanicznej, jaką niosą te odpływy, jest nawet kilkaset razy wyższa niż jasność całej Drogi Mlecznej.

Wiatry z kwazara wieją przez cały dysk galaktyczny. Materia, która w innym przypadku wytworzyła by nowe gwiazdy, została gwałtownie zmieciona z galaktyki, powodując tym samym zaprzestanie narodzin gwiazd. Promieniowanie wypycha gaz i pył na znacznie większe odległości niż wcześniej sądzili naukowcy, tworząc zdarzenie obejmujące całą galaktykę.

Gdy to kosmiczne tsunami uderza w materię międzygwiazdową, temperatura na froncie uderzeniowym wzrasta do miliardów stopni, gdzie materia świeci głównie w promieniach X, ale także w szerokim spektrum światła. Każdy, kto byłby świadkiem tego zdarzenia, widziałby wspaniały pokaz na niebie.

Symulacje numeryczne ewolucji galaktyk sugerują, że takie odpływy mogą wyjaśnić niektóre ważne zagadki kosmologiczne, takie jak ta, dlaczego astronomowie obserwują tak mało dużych galaktyk we Wszechświecie i dlaczego istnieje związek między masą galaktyki a masą jej centralnej czarnej dziury. To badanie pokazuje, że takie potężne odpływy z kwazara powinny występować we wczesnym Wszechświecie.

Naukowcy od dziesięcioleci wiedzą, że istnieje pewien proces fizyczny, który wyłącza powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach, ale jego natura pozostawała tajemnicą. Umieszczenie obserwowanych odpływów w tych symulacjach rozwiązuje te wyjątkowe problemy w ewolucji galaktyk.

Astronomowie zbadali 13 odpływów z kwazarów i byli w stanie zanotować czas trwania karkołomnej prędkości gazu przyspieszanego przez wiatr kwazara, patrząc na widmowe „odciski palców” światła z rozjarzonego gazu. Dane UV z Hubble’a pokazują, że te właściwości absorpcji światła stworzone przez materię wzdłuż ścieżki światła zostały przesunięte w widmie poprzez szybki ruch gazu w przestrzeni. Tylko teleskop Hubble’a ma określony zakres czułości na ultrafiolet, który pozwala astronomom uzyskać niezbędne obserwacje prowadzące do tego odkrycia.

Oprócz pomiaru najbardziej energetycznych kwazarów, jakie kiedykolwiek zaobserwowano, zespół odkrył także inne odpływy przyspieszające szybciej niż jakiekolwiek inne. Wzrosły z prawie 70 mln km/h do ok. 75 mln km/h w okresie trzech lat. Naukowcy są przekonani, że przyspieszenia te będą z czasem rosły.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
STScI-H-p2010a-h-1920x1080.jpg
STScI-H-p2010a-h-1920x1080.jpg [ 230.62 KiB | Przeglądany 3120 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 marca 2020, 17:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Ewolucja Ziemi wykorzystana jako przewodnik w polowaniu na egzoplanety

Astronomowie z Cornell University stworzyli pięć modeli reprezentujących kluczowe punkty z ewolucji naszej planety, takie jak chemiczne migawki z epok geologicznych Ziemi.

Wykorzystują je w nadchodzącej nowej erze potężnych teleskopów jako widmowe szablony w polowaniu na planety podobne do Ziemi, znajdujące się w odległych układach słonecznych.

Nowa generacja zarówno kosmicznych jak i naziemnych teleskopów, w połączeniu z tymi modelami pozwoli naukowcom zidentyfikować planety takie, jak nasza Ziemia krążące w odległości od 50 do 100 lat świetlnych od nas.

Używając naszą własną planetę jako klucz, astronomowie modelowali pięć różnych epok Ziemi aby stworzyć szablon pokazujący, w jaki sposób mogą scharakteryzować potencjalną egzo-Ziemię – od młodej prebiotycznej Ziemi po nasz współczesny świat. Modele pozwalają również zbadać, w którym momencie ewolucji Ziemi odległy obserwator może zidentyfikować życie na „błękitnych kropkach” i innych podobnych światach.

Zespół stworzył modele atmosferyczne, które pasują do Ziemi sprzed 3,9 mld lat, gdy dwutlenek węgla gęsto pokrywał młodą planetę. Drugi model przedstawia planetę wolną od tlenu sprzed 3,5 mld lat. Trzy inne modele ukazują wzrost zawartości tlenu w atmosferze od stężenia 0,2% do współczesnego poziomu 21%.

Nasza Ziemia i powietrze, którym oddychamy, zmieniły się drastycznie od czasu jej powstania 4,5 mld lat temu. I po raz pierwszy naukowcy poruszyli kwestię dotyczącą tego, w jaki sposób astronomowie próbujący znaleźć światy takie, jak nasz mogą dostrzec zarówno młode jak i współczesne ziemiopodobne planety w zjawiskach tranzytów, wykorzystując historię naszej własnej Ziemi jako szablon.

Linia czasowa wzrostu tlenu i jego obfitości w historii Ziemi nie jest jasna. Ale jeżeli astronomowie będą w stanie znaleźć egzoplanety o zawartości blisko 1% obecnego poziomu tlenu na Ziemi, zaczną znajdować wyłaniającą się nową biologię, ozon i metan – i mogą ją dopasować do ziemskiego szablonu.

Korzystając z przyszłych teleskopów, takich jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, który ma wystartować w marcu 2021 r. lub z Ekstremalnie Dużego Teleskopu w Chile, którego pierwsze światło zaplanowane jest na 2025 rok, astronomowie będą mogli obserwować, jak planeta przechodzi przed tarczą swojej macierzystej gwiazdy, ukazując swoją atmosferę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cornell University

Vega


Załączniki:
0326_geotime.jpg
0326_geotime.jpg [ 218.01 KiB | Przeglądany 3113 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 marca 2020, 16:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
ALMA analizuje gaz uderzany przez młode dżety z supermasywnych czarnych dziur

Astronomowie korzystający z ALMA uzyskali pierwszy dokładny obraz zaburzonych gazowych obłoków w galaktyce odległej o 11 mld lat świetlnych. Zespół odkrył, że zaburzenia te są wywołane przez młode potężne dżety wyrzucane z supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum macierzystej galaktyki. Wynik ten rzuca światło na tajemnicę procesu ewolucyjnego galaktyk we wczesnym Wszechświecie.

Powszechnie wiadomo, że czarne dziury wywierają silne przyciąganie grawitacyjne na otaczającą materię. Jednak mniej wiadomo na temat tego, że niektóre czarne dziury mają szybko poruszające się strumienie zjonizowanej materii, zwane dżetami. W niektórych pobliskich galaktykach rozwinięte dżety zdmuchują galaktyczne obłoki gazowe, powodując tłumienie procesu formowania się gwiazd. Dlatego, aby zrozumieć ewolucję galaktyk, niezwykle ważne jest obserwowanie współzależności między dżetami supermasywnych czarnych dziur i obłokami gazowymi w całej kosmicznej historii. Jednak trudno było uzyskać wyraźne dowody takiej interakcji, szczególnie we wczesnym Wszechświecie.

Aby uzyskać tak wyraźne dowody, zespół wykorzystał ALMA do zaobserwowania interesującego obiektu znanego jako MG J0414+0534. Charakterystyczną cechą MG J0414+0534 jest to, że ścieżki światła podróżujące od niego do Ziemi są znacznie zniekształcone przez grawitację innej galaktyki (soczewki) znajdującej się pomiędzy MG J0414+0534 a nami, co powoduje znaczne powiększenie jego obrazu.

Inna jego cecha jest taka, że MG J0414+0534 posiada supermasywną czarną dziurę z dwubiegunowymi dżetami w centrum macierzystej galaktyki. Zespół był w stanie zrekonstruować „prawdziwy” obraz gazowych obłoków, a także dżetów w MG J0414+0534, dokładnie uwzględniając efekty grawitacyjne wywierane przez galaktykę soczewkującą.

Dzięki doskonałej rozdzielczości uzyskanego obrazu zespół stwierdził, że gazowe obłoki wzdłuż dżetów poruszają się gwałtownie z prędkościami ponad 600 km/s, ukazując wyraźne dowody uderzanego gazu. Ponadto okazało się, że rozmiar uderzonych obłoków gazu i dżetów jest znacznie mniejszy niż typowy rozmiar galaktyki w tym wieku.

„Być może jesteśmy świadkami bardzo wczesnej fazy ewolucji dżetów w galaktyce. Może to być już tak wcześniej, jak kilkadziesiąt tysięcy lat po wystrzeleniu strumieni” – mówi Satoki Matsushita, pracownik naukowy w Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics.

MG J0414+0534 jest doskonałym przykładem, ponieważ posiada bardzo młode dżety. Naukowcy znaleźli wyraźne dowody znaczącego oddziaływania między dżetami i obłokami gazu nawet w bardzo wczesnej fazie ewolucji strumieni. Astronomowie mają nadzieję, że ich odkrycie utoruje drogę do lepszego zrozumienia procesu ewolucyjnego galaktyk we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
20200327_Inoue_quasar-art_l.jpg
20200327_Inoue_quasar-art_l.jpg [ 458.47 KiB | Przeglądany 3109 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 marca 2020, 19:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Swobodnie płynące gwiazdy w zgrubieniu centralnym Drogi Mlecznej

Jak wyjaśnia ogólna teoria względności, ścieżka światła ulega zakrzywieniu w obecności masy. Zatem masywny obiekt może działać jak soczewka – tak zwana „soczewka grawitacyjna” – zniekształcając obraz obiektu widzianego za nią. Mikrosoczewkowanie jest zjawiskiem pokrewnym: powstaje krótki błysk światła, gdy poruszające się ciało kosmiczne, działające jak soczewka grawitacyjna, moduluje intensywność światła gwiazdy tła, gdy przypadkowo przechodzi między nią a obserwatorem. Około pięćdziesiąt lat temu naukowcy przewidzieli, że jeżeli kiedykolwiek będzie możliwe zaobserwowanie błysku mikrosoczewkowania z dwóch oddzielonych od siebie punktów obserwacyjnych, pomiar paralaksy określi odległość ciemnego obiektu.

Jennifer Yee, astronom z CfA, jest członkiem dużego międzynarodowego zespołu astronomów wykonującego pomiary paralaksy mikrosoczewkowania małych obiektów gwiazdowych. Technika ta jest potężnym narzędziem do badania pojedynczych obiektów, takich jak swobodnie płynące planety, brązowe karły, gwiazdy o małej masie i czarne dziury. Przy niskim poziomie masy, mikrosoczewkowanie wykryło już kilka kandydatów na swobodnie płynące planety, w tym kilka potencjalnych obiektów o masie Ziemi. Odkrycia takie mają kluczowe znaczenie dla testowania teorii o pochodzeniu i ewolucji planet swobodnie płynących. Podobnie obserwacje mikrosoczewkowania bardziej masywnych obiektów, takich jak pojedyncze brązowe karły, pozwoliły zidentyfikować niektóre obiekty krążące w kierunku przeciwnym do normalnych gwiazd dysku. Obiekty o masie gwiazdowej znalezione dzięki mikrosoczewkowaniu grawitacyjnemu ukazują czarne dziury o masie gwiazdowej i gwiazdy neutronowe.

Nowe obserwacje paralaksy mikrosoczewkowania pozwoliły określić masy i odległości do dwóch małych, pojedynczych gwiazd. Jedna ma masę ok. 0,6 masy Słońca i znajduje się około 23 700 lat świetlnych od nas. Modelowanie drugiej nie jest jednoznaczne, co oznacza, że ma albo 0,4 masy Słońca i znajduje się w odległości ok. 24 800 lat świetlnych, albo 0,38 masy Słońca w odległości 24 300 lat świetlnych. Obie gwiazdy są czerwonymi olbrzymami i znajdują się w zgrubieniu starych gwiazd (w wieku ok. 10 mld lat) w Drodze Mlecznej, którego promień wynosi około 7000 lat świetlnych i znajduje się w centralnym regionie naszej galaktyki. Nowe wyniki, wraz z sześcioma wcześniejszymi pomiarami paralaksy mikrosoczewkowania, mocno wspierają obecne modele Galaktyki i formowania się jej zgrubienia centralnego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA


Vega


Załączniki:
su202011.jpg
su202011.jpg [ 17.14 KiB | Przeglądany 3078 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 kwietnia 2020, 18:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Hubble znajduje najlepszy dowód na czarną dziurę o masie pośredniej

Nowe dane z Kosmicznego teleskopu Hubble’a dostarczyły najsilniejszych jak dotąd dowodów na istnienie we Wszechświecie czarnych dziur o masach pośrednich. Hubble potwierdza, że taka czarna dziura mieszka w gęstej gromadzie gwiazd.

Czarne dziury o masach pośrednich (Intermediate-mass black holes – IMBH) są od dawna poszukiwanym „brakującym ogniwem” w ewolucji czarnych dziur. Do tej pory znaleziono kilku innych kandydatów na IMBH. Są mniejsze niż supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrach dużych galaktyk, ale większe niż czarne dziury o masie gwiazdowej powstałe w wyniku rozpadu masywnych gwiazd. Nowo odkryta czarna dziura ma masę ponad 50 000 razy większą niż Słońce.

W 2006 roku obserwatoria Chandra i XMM-Newton wykryły potężny rozbłysk promieni rentgenowskich, ale nie było jasne, czy pochodzi on z wnętrza naszej galaktyki czy spoza niej. Naukowcy przypisali je rozerwaniu gwiazdy po zbytnim jej zbliżeniu się do potężnego grawitacyjnie, zwartego obiektu, takiego jak czarna dziura.

Co zaskakujące, źródło promieniowania X o nazwie 3XMM J215022.4−055108, nie znajdowało się w centrum galaktyki, gdzie zwykle znajdują się masywne czarne dziury. Wzbudziło to nadzieję, że sprawcą jest IMBH, ale najpierw trzeba było wykluczyć inne możliwe źródło rozbłysku rentgenowskiego: gwiazdę neutronową w naszej własnej Drodze Mlecznej, ochładzającą się po ogrzaniu do bardzo wysokiej temperatury. Gwiazdy neutronowe są niezwykle gęstymi pozostałościami eksplodującej gwiazdy.

Hubble został skierowany na źródło promieniowania X, aby ustalić jego dokładną lokalizację. Głębokie obrazowanie w wysokiej rozdzielczości potwierdziło, że promieniowanie rentgenowskie nie pochodzi z pojedynczego źródła w naszej galaktyce, ale znajduje się w odległej gęstej gromadzie gwiazd na obrzeżach innej galaktyki – po prostu w miejscu, w którym astronomowie spodziewali się znaleźć dowody na istnienie IMBH. Poprzednie badania Hubble’a wykazały, że im bardziej masywna jest galaktyka, tym większa jest znajdująca się w niej czarna dziura. Dlatego ten nowy wynik sugeruje, że gromada gwiazd, w której znajduje się 3XMM J215022.4−055108, może być odartym jądrem małomasywnej galaktyki karłowatej, która została grawitacyjnie i pływowo rozerwana przez jej bliskie interakcje z obecnie większą galaktyką gospodarzem.

IMBH są szczególnie trudne do znalezienia, ponieważ są mniejsze i mniej aktywne niż supermasywne czarne dziury; nie mają łatwo dostępnych źródeł paliwa, ani grawitacji, która jest wystarczająco silna, aby stale przyciągać gwiazdy i inną materię kosmiczną i wytwarzać charakterystyczne promieniowanie rentgenowskie. Astronomowie zatem muszą „złapać” IMBH na gorącym uczynku w stosunkowo rzadkim akcie „pożerania” gwiazdy. Zespół naukowców przeczesywał archiwum danych XMM-Newton, przeszukując setki tysięcy źródeł, aby znaleźć mocne dowody na tego jednego kandydata na IMBH. Raz znalezione, promieniowanie X z postrzępionej gwiazdy pozwoliło astronomom oszacować masę czarnej dziury.

Potwierdzenie jednej IMBH otwiera możliwość, że w mrokach czai się ich o wiele więcej, czekających, aż zostaną ujawnione przez przechodzącą zbyt blisko gwiazdę. Dacheng Lin z University of New Hampshire, kierownik zespołu, planuje kontynuować tę drobiazgową pracę, stosując metody, które dla jego zespołu okazały się skuteczne.

Badanie pochodzenia i ewolucji czarnych dziur o masach pośrednich da odpowiedź na pytanie, w jaki sposób powstały supermasywne czarne dziury, które znajdują się w jądrach masywnych galaktyk.

Czarne dziury są jednym z najbardziej ekstremalnych środowisk, których ludzie są świadomi, dlatego są poligonem doświadczalnym dla praw fizyki i naszego zrozumienia, jak działa Wszechświat. Czy supermasywna czarna dziura wyrasta z IMBH? Jak powstają same IMBH? Czy gęste gromady gwiazd są ich ulubionym domem? Dzięki pewnemu wnioskowi jednej tajemnicy Lin i inni astronomowie zajmujący się czarnymi dziurami odkrywają, że mają o wiele więcej ekscytujących pytań.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
HST

Vega


Załączniki:
heic2005a.jpg
heic2005a.jpg [ 107.66 KiB | Przeglądany 3063 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 kwietnia 2020, 18:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie tajemnicy czarnych dziur: naukowcy udostępniają publicznie kody gwiazdowe

Dzisiaj zespół COMPAS (Compact Object Mergers: Population Astrophysics and Statistics) ogłosił pierwszą publiczną wersję beta swojego kodu szybkiej syntezy populacji układów podwójnych (dostępny tutaj).

Początkowo kod został stworzony do badania obserwacji fal grawitacyjnych. Fale grawitacyjne to fale w czasoprzestrzeni, które promieniują ze zderzenia dwóch przyspieszających mas, takich jak gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. COMPAS wykorzystuje modele ewolucji gwiazd podwójnych do prognozowania szybkości i właściwości tych kolizji.

Od tego czasu COMPAS się rozszerzył o inne obserwacyjne sygnatury ewolucji układów podwójnych. Różne obserwacje dostarczają nowych informacji na temat badań fal grawitacyjnych i pomagają uzupełnić obraz astrofizyki układów podwójnych.

Wiadomo, że większość masywnych gwiazd rodzi się w układach podwójnych. Interakcje między gwiazdami towarzyszącymi zmieniają ewolucję gwiazd i układu podwójnego. Fizyczne procesy związane z tworzeniem i ewolucją układów podwójnych obecnie są niepewne. Jednak naukowcy zaczynają je lepiej rozumieć poprzez obserwacje zjawisk astrofizycznych na różnych etapach ewolucji tych układów. Kod COMPAS łączy narzędzia do analizy statystycznej i selekcji modeli z szybką syntezą populacji, umożliwiając naukowcom głębsze wnikanie w ewolucję gwiazd i układów podwójnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
compas2_orig.jpg
compas2_orig.jpg [ 23.22 KiB | Przeglądany 3054 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 kwietnia 2020, 17:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znaleźli układ podwójny białych karłów z jądrami helowymi - źródło fal grawitacyjnych

Naukowcy z CfA ogłosili dzisiaj wykrycie J2322+0509, rozdzielonego układu podwójnego białych karłów, w którym gwiazdy mają jądra helowe i krótki okres orbitalny. Układ zapewne jest źródłem fal grawitacyjnych i będzie mógł posłużyć do przetestowania możliwości przyszłego detektora fal grawitacyjnych LISA.

Teorie przewidują istnienie wielu układów podwójnych białych karłów z jądrami helowymi. To odkrycie stanowi oparcie dla tych modeli i do przeprowadzenia przyszłych eksperymentów, tak aby astronomowie mogli znaleźć więcej takich gwiazd i ustalić ich prawdziwą liczbę.

Odkrywcy układu sugerują, aby gwiazda została wykorzystana do weryfikacji możliwości kosmicznego laboratorium fal grawitacyjnych LISA (Laser Interferometer Space Antenna), którego uruchomienie planowane jest na 2034 rok.

Na początku okazało się, że J2322+0509 stanowi wyzwanie dla badaczy Dr Warren Brown, astronom CfA i główny autor badania, stwierdził, że badania optyczne krzywej zmian jasności nie przyniosły żadnego rezultatu. Ten układ podwójny nie miał zmian w krzywej jasności. Jednak dodatkowe badania spektroskopowe przyniosły wskazówki na temat układu podwójnego i pokazały jego ruch orbitalny.

„Stwierdziliśmy, że układy podwójne, które mogą być najtrudniejsze do wykrycia, mogą być w rzeczywistości najsilniejszymi źródłami fal grawitacyjnych. Ten układ podwójny był trudny do wykrycia, ponieważ jest zwrócony przodem do nas a nie krawędzią. Co ciekawe, fale grawitacyjne z układów podwójnych o takiej konfiguracji są 2,5 razy silniejsze niż gdyby były zorientowane krawędzią, jak układ podwójny zaćmieniowy” – powiedział Brown.

Para gwiazd zorganizowała także kolejną niespodziankę dla badaczy. Jej okres orbitalny wynosi nieco ponad 20 minut, co jest trzecim najkrótszym okresem ze wszystkich znanych układów podwójnych rozdzielonych. Ten układ znajduje się na skraju gwiazd o krótkich okresach orbitalnych, a na dodatek orbita składników „zanika”. Emitowane fale grawitacyjne powodują, że para traci energię i za 6-7 mln lat połączy się w jednego, bardziej masywnego białego karła.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 1.37 MiB | Przeglądany 3048 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 kwietnia 2020, 18:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Formowanie się egzoplanet w układzie TRAPPIST-1

TRAPPIST-1 to układ siedmiu planet wielkości Ziemi krążących wokół bardzo zimnego karła znajdującego się około 40 lat świetlnych stąd. Do odkrycia tych planet została użyta kamera IRAC zamontowana na teleskopie Spitzera. Trzy z tych planet krążą w tak zwanej ekosferze gwiazdy. Uważa się, że gwiazda, a tym samym jej planety, ma około 8 mld lat, prawie dwa razy więcej niż nasz Układ Słoneczny. Dla naukowców poszukujących dowodów na życie gdzie indziej, zaawansowany wiek układów planetarnych stanowi więcej czasu do działania chemii i ewolucji niż miało to miejsce na Ziemi. Z drugiej strony, wszystkie planety znajdują się blisko gwiazdy (pod wpływem działania pływów gwiazdy, zawsze zwrócone tą samą stroną w jej kierunku), i w rezultacie otrzymałyby miliardy razy więcej wysokoenergetycznego promieniowania w ciągu roku od wiatrów gwiazdy, być może niekorzystnie wpływających na atmosfery wszystkich, które je posiadają.

Niemniej jednak trzy planety w ekosferze mogłyby mieć wodę w stanie ciekłym, jeżeli uformowałyby się z odpowiednim składem i/lub gdyby woda została następnie osadzona na ich powierzchni. Pas Kuipera w naszym Układzie Słonecznym jest orbitującym dyskiem komet i małych obiektów, który rozciąga się w przybliżeniu od Neptuna do 50 jednostek astronomicznych od Słońca (jedna j.a. to średnia odległość Ziemia-Słońce). Uważa się, że komety dostarczały wodę na Ziemię w młodości, a komety w Pasie Kuipera TRAPPIST-1 – jeżeli taki tam istnieje – mogą stanowić sposób na dostarczenie wody na jego siedem planet. Przy odpowiednich warunkach atmosferycznych trzy planety w strefie zdatnej do zamieszkania mogą mieć nawet płynną wodę na swoich powierzchniach.

Zespół naukowców wykorzystał ALMA do badania układu TRAPPIST-1 w celu znalezienia śladów pasa egzo-Kuipera i wskazówek dotyczących formowania się jego planet. Naukowcy poszukiwali promieniowania emitowanego przez ziarna pyłu i tlenek węgla, ale nie znaleźli żadnego. Ograniczenia były jednak wystarczająco czułe, aby wyciągnąć ważne wnioski w połączeniu z ostrożnymi szacunkami wieku i ewolucji układu. Naukowcy wnioskują, że układ TRAPPIST-1 prawdopodobnie powstał z dyskiem planetarnym o promieniu mniejszym niż 40 j.a., jego masa była mniejsza niż około 20 Ziem, a ponadto bardzo możliwe, że większość ziaren pyłu w dysku została przetransportowana do wewnątrz i wykorzystana do stworzenia siedmiu planet. Naukowcy wykorzystali swój kod modelujący do zbadania archiwalnych danych ALMA dotyczących pobliskiej gwiazdy Proxima Centauri i jej układu planetarnego. Wykazali także jedynie górne granice emisji pyłu i gazu, co sugeruje, że jej młody dysk był mniej masywny niż około 1/10 tego, z którego uformował się nasz Układ Słoneczny. Wyniki te pozostawiają pytanie o wczesny transport wody niepewny w tych układach, ale zachęciły naukowców do zastosowania swoich technik do młodszych i bliższych układów gwiazdowych w celu zwiększenia wykrywalności i udoskonalenia modeli.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su202013.jpg
su202013.jpg [ 68.34 KiB | Przeglądany 3026 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 kwietnia 2020, 17:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Zaglądając w atmosferę najgorętszej znanej planety

Gdy bardzo gorąca planeta typu Jowisza – KELT-9b – błyszczy przechodząc przed tarczą swojej macierzystej gwiazdy, astronomowie mają okazję zbadać jej płonącą atmosferę.

W naszych staraniach, aby dowiedzieć się więcej o światach poza naszym Układem Słonecznym, atmosfera stanowi kluczowy element. Charakterystyka atmosfery egzoplanet może dostarczyć nam wglądu w skład chemiczny i klimat planet, ich ewolucję a nawet – z pewnymi potencjalnymi zastrzeżeniami – ich zdatność do zamieszkania.

W szczególności tranzytujące planety dają nam wyjątkową ku temu okazję. Gdy planeta przechodzi przed gwiazdą macierzystą, krótko obserwujemy światło gwiazdy filtrowane przez atmosferę planety. Badając widmo tego światła, nie tylko możemy zidentyfikować obecność określonych atomów i cząsteczek w atmosferze planety, ale możemy również dowiedzieć się więcej o tym, gdzie się znajdują oraz o właściwościach atmosferycznych w tych lokalizacjach.

W nowym badaniu prowadzonym przez Jake'a Turnera (Cornell University) zespół naukowców zagłębia się w takie widmo transmisji egzoplanety KELT-9b.

KELT-9b to ekstremalny świat. Jest to najgorętsza znana planeta z temperaturą po dziennej stronie przekraczającą 4500K – gorętsza niż wiele gwiazd! Ten bardzo gorący Jowisz krąży w odległości zaledwie 0,035 jednostki astronomicznej od swojej wrzącej gwiazdy typu A lub B, wirując wokół niej w ciągu zaledwie 1,5 dnia.

Intensywne bombardowanie promieniowaniem KELT-9b prawie na pewno ma swoje następstwa: to energetyczne światło powinno dysocjować cząsteczki na ich atomy składowe i jonizować metale w gorącej atmosferze, i nadmuchać wodorową otoczkę wokół planety do punktu, w którym gorący gaz ucieka.

Turner i jego współpracownicy badają ekstremalne warunki w atmosferze KELT-9b za pomocą widm transmisyjnych o wysokiej rozdzielczości wykonanych instrumentem CARMENES znajdującym się na 3,5-metrowym teleskopie Calar Alto w Hiszpanii.

Autorzy pracy znajdują linie absorpcyjne wskazujące na obecność zjonizowanego wapnia, Ca II, w widmach atmosfery KELT-9b. To zaledwie drugi przypadek, gdy zaobserwowano Ca II w atmosferze gorącego Jowisza. Znajdują także widoczną absorpcję Hα – dowód, który potwierdza istnienie rozległej powłoki wodorowej otaczającej napromieniowaną planetę.

Dzięki modelowaniu widm, które uzyskują dla KELT-9b, naukowcy są w stanie zidentyfikować ciśnienia, wysokości i temperatury, w których te linie widmowe tworzą się w atmosferze. Badając atmosferę odkryli linie Ca II na wysokości 1,32-1,40 promienia planety. Linia Hα dostarcza informacji z wysokości ponad 1,44 promienia planety.

Łącznie te linie absorpcyjne działają jak termometry atmosferyczne, dostarczając obraz profilu temperatury atmosferycznej KELT-9b i zapewniając spojrzenie na energię, która wchodzi i opuszcza atmosferę planety.

Wyniki te pokazują moc wykorzystanej techniki, ukazując niezwykłe bogactwo informacji, które możemy uzyskać z odległego światła gwiazdy przefiltrowanego przez atmosferę ekstremalnego świata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AASNova

Vega


Załączniki:
Kelt9b.jpg
Kelt9b.jpg [ 42.27 KiB | Przeglądany 2994 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 kwietnia 2020, 17:11 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Dramatyczne procesy gwiazdotwórcze ukryte w protogromadach sprzed 12 miliardów lat

Zespół astronomów wykrył silną emisję podczerwieni z protogromady pochodzącej sprzed 12 mld lat, wykorzystując głęboki i szeroki pozagalaktyczny przegląd z instrumentu Hyper Suprime-Cam (HSC) zamontowanego na Teleskopie Subaru oraz archiwalne dane w podczerwieni zebrane przez różne teleskopy kosmiczne. Wykryte emisje w podczerwieni były jaśniejsze niż te, których można było się spodziewać po populacji galaktykach obserwowanych w świetle widzialnym. Wyniki te wskazują na dramatyczne formowanie się gwiazd i wzrost masywnych czarnych dziur, które świecą w podczerwieni.

We Wszechświecie jest wiele galaktyk. Istnieje zależność środowiskowa typów galaktyk, taka, że galaktyki eliptyczne dominują w gromadach galaktyk, podczas gdy galaktyki spiralne dominują na polach ogólnych. Aby zbadać, w jaki sposób rozwinęła się zależność galaktyki od środowiska, zespół zbadał prekursorów współczesnych gromad galaktyk, zwanych protogromadami.

Aby ograniczyć typowe właściwości protogromad, naukowcy musieli obserwować statystycznie wiele z nich. Jednak liczba powierzchniowa gęstości protogromad jest zbyt niska, aby łatwo je wyszukać. Dlatego znana jest tylko niewielka ilość protogromad, które istniały ponad 10 mld lat temu.

Instrument HSC na teleskopie Subaru umożliwia skuteczne wyszukiwanie protogromad. HSC to kamera optyczna o niezwykle szerokim polu widzenia (ok. 1,8 stopnia kwadratowego, co odpowiada powierzchni 9 Księżyców w pełni) i wysokiej czułości. Obecnie trwa głęboki i szeroki pozagalaktyczny przegląd z HSC (HSC-SSP). Z przeglądu obejmującego 120 stopni kwadratowych zespół wybrał około 180 kandydatów na protogromady. Jest to największy w historii katalog protogromad.

Teleskop Subaru jest teleskopem optycznym, ale aby bardziej szczegółowo zbadać właściwości galaktyk, potrzebne są obserwacje na różnych długościach fali. W przypadku galaktyki z szybkim procesem formowania się gwiazd, większość światła z jej młodych gwiazd jest pochłaniana przez otaczający pył. Zespół musiał obserwować emisje podczerwone/radiowe ponownie emitowane z pyłu, aby prawidłowo ocenić tempo powstawania gwiazd w galaktyce. Jednak trudno jest obserwować w podczerwieni za pomocą teleskopów naziemnych, ponieważ większość tej emisji jest absorbowana przez parę wodną w ziemskiej atmosferze. Nie ma działającego kosmicznego teleskopu o czułości wymaganej do obserwowania galaktyk sprzed 12 mld lat w podczerwieni. ALMA może obserwować odległe galaktyki na radiowych długościach fali, jednak dostępny zakres długości fali jest ograniczony i niepraktyczne jest obserwowanie ponad 100 protogromad.

Aby zbadać właściwości galaktyk w protogromadach w podczerwieni, zespół naukowców skoncentrował się na archiwalnych zdjęciach z przeglądu całego nieba w średniej podczerwieni wykonanych przez pięć teleskopów kosmicznych, takich jak Planck, IRAS, WISE, Herschel oraz AKARI. Rozdzielczość przestrzenna i czułość tych obrazów są zbyt niskie, aby pojedynczo analizować odległe galaktyki, jednak zestawienie 180 kandydatów do protogromad wybrane z HSC, skutecznie ograniczyły średni całkowity strumień podczerwieni z protogromad. Szczególnie nieznany jest strumień średniej podczerwieni o długości 30-200 mikronów z galaktyk sprzed 12 mld lat.

Zaskakujące jest to, że średni całkowity strumień podczerwieni w protogromadach jest jaśniejszy niż ten, którego oczekiwano od populacji galaktyk znalezionych przez HSC. Oznacza to, że istnieją galaktyki, których nie można zaobserwować w świetle optycznym, ale które świecą w podczerwieni.

Jakie jest źródło tej silnej emisji w podczerwieni? Zespół zbadał rozkład strumienia do długości fali w podczerwieni i stwierdził, że średnia temperatura pyłu w protogromadach jest wyższa niż w typowej galaktyce tworzącej gwiazdy. Oznacza to, że istnieją nie tylko typowe galaktyki tworzące gwiazdy, ale także rosnące supermasywne czarne dziury w gromadach galaktyk (tzw. aktywne jądra galaktyczne) i/lub młode gorące zakurzone galaktyki tworzące gwiazdy, które podgrzewają pył do wyższych temperatur.

Aby bardziej szczegółowo zbadać galaktyki w protogromadach, poszczególne galaktyki w nich zawarte muszą być rozdzielone w średniej i dalekiej podczerwieni, jednak w tym momencie nie ma teleskopu zdolnego do takich obserwacji. W przyszłości SPICA, teleskop planowany przez Japonię i ESA ujawni kształty odległych galaktyk w średniej podczerwieni. Z drugiej strony, w przeciwieństwie do HSC, SPICA nie będzie przeznaczony do przeglądów szerokiego pola.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru Telescope

Vega


Załączniki:
fig1e.png
fig1e.png [ 397.8 KiB | Przeglądany 2983 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 kwietnia 2020, 19:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Odległe gwiazdy dokładnie widoczne dzięki pracy zespołowej teleskopów

Gwiazdy leżące bardzo, bardzo daleko mogą stać się znacznie bliższe gdy będziemy je oglądać przez nasze teleskopy dzięki nowym badaniom wykonanym w Australian National University.

Badania przyniosły również informacje na temat właściwości pobliskich gwiazd z niespotykaną dotąd precyzją i mogły pozwolić naukowcom odkryć warunki planet, które w przyszłości będą krążyć wokół nich.

Doktorant z Australian National University (ANU), Adam Rains, zastosował nowatorskie podejście do pomiaru właściwości 16 gwiazd, czyniąc je zrozumialszymi niż wcześniej.

„Inaczej mówiąc, uzyskana precyzja pomiaru jest taka, jakby spojrzeć na monetę z odległości 4600 km i zmierzyć jej średnicę z dokładnością do 0,25 mm. Teraz znamy temperaturę tych gwiazd z podobną dokładnością! Na przykład – to tak, jakby zmierzyć temperaturę gwiazdy, która ma 5000 stopni z dokładnością do 50 stopni. Aby to osiągnąć, połączyliśmy światło z wielu teleskopów” – mówi Rains.

Właściwości gwiazd, takie jak rozmiar i temperatura są trudne do bezpośredniego zmierzenia. Większość gwiazd jest po prostu zbyt daleko a nasze obecne teleskopy są zbyt małe, aby można je było badać na poziomie szczegółowości lub rozdzielczości, jakie osiągnięto w tym badaniu.

Gwiazdy, które naukowcy obserwowali, znajdują się stosunkowo blisko. Dlatego te badania są tak bardzo ważne – tak znaczna ilość wiedzy o gwiazdach we Wszechświecie opiera się na tym, czego dowiedzieliśmy o najbliższych nam gwiazdach.

Kilka z gwiazd zaobserwowanych w tym badaniu posiada planety, dzięki czemu zgromadzone na ich temat informacje są jeszcze bardziej cenne.

„Wiedząc, jak duże, jak gorące i jak jasne są te gwiazdy, jesteśmy w stanie lepiej dowiedzieć się, jakie warunki mogą panować na dowolnych planetach krążących wokół nich” – dodaje Rains.

Rains obserwował wiele gwiazd, takich jak Tau Ceti, które wcześniej obserwowali inni astronomowie, aby upewnić się, że jego wyniki są zgodne.

Badanie przeprowadzono metodą interferometrii, aby wykorzystać moc wielu teleskopów.

Interferometria łączy światło z oddzielnych teleskopów, aby zwiększyć ich rozdzielczość w stosunku do każdego z poszczególnych teleskopów, dzięki czemu stanowią jeden wielki teleskop, większy niż suma średnic wszystkich pojedynczych.

Obecnie największe teleskopy naziemne mają zwierciadła o średnicy 10 metrów. Budowane są jeszcze większe teleskopy, jednak istnieją praktyczne ograniczenie co do ich wielkości.

Dzięki interferometrii możemy osiągnąć rozdzielczość znacznie większego teleskopu, bez budowania następnego. To tak, jakby mieć dostępny teleskop o średnicy 130 metrów.

Jednak aby ta technika zadziałała, sygnał od gwiazdy musi docierać w tym samym czasie do wszystkich kamer. Osiąga się to dzięki tzw. „lustrom-pociągom”. Lustra są umieszczane na wagonach, które poruszają się wzdłuż systemu szyn, aby kontrolować, kiedy światło z każdego teleskopu uderza w kamerę.

Im teleskopy znajdują się dalej od siebie, tym dłuższy musi być system szyn, ale ta technika jest jedyną, która pozwala nam badać inne gwiazdy w tak wysokiej rozdzielczości. Badania Rainsa były wykonywane z użyciem Bardzo Dużego Teleskopu w Chile.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ANU

Vega


Załączniki:
milky-way-2695569_1920.jpg
milky-way-2695569_1920.jpg [ 256.38 KiB | Przeglądany 2971 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 kwietnia 2020, 16:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Czy udało się rozwiązać zagadkę powstawania rozbłysków gamma?

Przełomowe badania przeprowadzone w Bath University sugerują, że najjaśniejsze źródło energii we Wszechświecie zasilane jest przez zapadnięcie się pola magnetycznego umierającej gwiazdy.

Kiedy masywna gwiazda w odległej galaktyce zapada się tworząc czarną dziurę, z jej jądra wystrzeliwują dwa olbrzymie strumienie (dżety) plazmy. Te niezwykle jasne rozbłyski gamma (GRB) są najpotężniejszymi eksplozjami we Wszechświecie, a gdy dżet skierowany jest w stronę Ziemi, poświatę można wykryć przy pomocy naziemnych i kosmicznych teleskopów. Materia nie tylko katapultuje się z eksplodującej gwiazdy, ale również przyspiesza do bardzo wysokich prędkości wzdłuż wąskiej wiązki strumienia promieniowanie gamma, co powoduje, że astrofizycy zastanawiają się nad źródłem mocy napędzającym te niezwykłe eksplozje. Obecnie nowe badanie rzuca światło na to tajemnicze zjawisko.

Wielu astronomów opowiada się za wyjaśnieniem GRB bazując na barionowym modelu dżetu. Wynika z niego, że powtarzające się gwałtowne zderzenia między materią wystrzeloną podczas eksplozji a materią otaczającą umierającą gwiazdę wytwarzając błysk gamma, a następnie blednącą poświatę – umierające zarzewie rozszerzającej się kuli ognia.

Druga hipoteza, zwana modelem magnetycznym, zakłada, że ogromne, pierwotne pole magnetyczne gwiazdy zapada się w ciągu kilku sekund po pierwszej eksplozji, co uwalnia energię napędzającą kolejne wybuchy.

Teraz, po raz pierwszy, międzynarodowy zespół naukowców znalazł dowody potwierdzające model magnetyczny. Astrofizycy zbadali sygnał GRB 190114C pochodzący z zapadnięcia się masywnej gwiazdy w galaktyce oddalonej od nas o 4,5 mld lat świetlnych.

Naukowcy zauważyli zaskakująco niski poziom polaryzacji w rozbłysku gamma tuż po zapadnięciu się gwiazdy, co wskazuje, że pole magnetyczne gwiazdy zniszczone zostało podczas wybuchu.

Nuria Jordana-Mitjans, główna autorka artykułu, powiedziała: „Na podstawie poprzednich badań spodziewaliśmy się wykrycia polaryzacji na poziomie 30% w ciągu pierwszych stu sekund po wybuchu. Zaskoczył nas więc pomiar na poziomie 7,7% na minutę po wybuchu, a chwilę później gwałtowny jej spadek do 2%. To mówi nam, że pola magnetyczne zapadły się zaraz po wybuchu, uwalniając swoją energię i zasilając jasne światło wykryte w widmie elektromagnetycznym.”

GRB są wykrywane przez dedykowane satelity krążące wokół Ziemi, jednak nikt nie jest w stanie przewidzieć, gdzie i kiedy GRB się pojawią, więc naukowcy polegają na autonomicznych automatycznych teleskopach szybkiego reagowania, aby uchwycić szybko gasnące światło poświaty. Kilka sekund po tym, jak obserwatorium NASA zidentyfikowało GRB 190114C, robotyczne teleskopy znajdujące się na Wyspach Kanaryjskich i w Południowej Afryce otrzymały powiadomienie o zmianie miejsca obserwacji i zostały skierowane w stronę sygnału. W ciągu jednej minuty od odkrycia GRB teleskopy już zbierały informacje o tej emisji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Bath University

Vega


Załączniki:
49730475576_de4a5867b1_b.jpg
49730475576_de4a5867b1_b.jpg [ 264.83 KiB | Przeglądany 2948 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 kwietnia 2020, 18:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Gorący Jowisz z wyjątkowym towarzyszem

Przez stulecia ludzkość zastanawiała się, czy istnieją inne planety poza Układem Słonecznym, czy też jesteśmy wyjątkowi. Pierwsze zarejestrowane próby zaobserwowania innych planet datowane są na ok. XIX wiek – chociaż spekulacje na temat egzoplanet trwają od XVI wieku – ale do ostatnich kilku dekad ludzkość nie dysponowała technologią umożliwiającą szczegółowe pomiary wymagane do wykrycia planet krążących wokół innych gwiazd. Pierwsza wykryta egzoplaneta – 51 Pegasi b – została odkryta w 1995 roku, i od tego czasu dowiedzieliśmy się, że egzoplanety są w rzeczywistości bardziej regułą niż wyjątkiem. Niektóre z najczęściej występujących egzoplanet, jakie jesteśmy w stanie wykryć, nazywane są gorącymi Jowiszami – duże gazowe olbrzymy, takie jak nasz Jowisz, ale krążące tak blisko swoich macierzystych gwiazd, że ich okresy orbitalne wynoszą zaledwie 10 dni lub mniej – oraz mini Neptunami, podobnymi w składzie do naszego Neptuna, ale będące mniejszymi.

W swoim artykule autorzy omawiają unikalny układ o nazwie TOI-1130, który posiada zarówno gorącego Jowisza, jak i mini Neptuna. Gorący Jowisz, TOI-1130 c, został potwierdzony dzięki pomiarom prędkości radialnej i ma masę ok. 0,974 MJup (masy Jowisza) a jego okres orbitalny wynosi 8,4 dnia. Mniej natomiast wiadomo o mini Neptunie, TOI-1130 b, ponieważ astronomowie nie posiadają detekcji jego prędkości radialnej, ale autorzy są w stanie ustalić górną granicę masy na 40 mas Ziemi. Robią to dopasowując dane prędkości radialnej w oparciu o założenie, że istnieją dwie planety i określając w oparciu o znaną masę gorącego Jowisza, jaka mogłaby być największa masa drugiej planety.

Ale dlaczego ten układ planetarny jest tak wyjątkowy? TOI-1130 jest jednym z zaledwie trzech znanych układów, w których gorąca egzoplaneta typu jowiszowego ma jako towarzysza inną planetę orbitującą wokół tej samej gwiazdy. Pozostałe dwa układy to WASP-47 i Kepler-730. Taki układ uważany jest za dziwny, zarówno dlatego, że posiadamy niewielką próbkę takich układów, jak i dlatego, że obecne modele migracji wskazują, że Jowisz zrzuciłby mniejsze planety z drogi przesuwając się na swoją obecną orbitę.

Pomimo powszechnego występowania gorących Jowiszów, sposób ich powstawania jest wciąż palącym tematem badań, a układy takie jak te trzy mogą rzucić więcej światła na problem formowania się tychże. Trzy główne teorie formowania się gorących Jowiszów wymienione w tym artykule to:
1. Migracja: gorący Jowisz uformował się dalej w dysku protoplanetarnym i wędrował do wewnątrz układu w różnych potencjalnych procesach;
2. Tworzenie się in situ: gorący Jowisz powstał tam, gdzie jest teraz, bardzo blisko swojej macierzystej gwiazdy;
3. Rozpraszanie planeta-planeta: planety, które przechodzą blisko siebie, oddziałują na siebie grawitacyjnie i popychają się na nowe, różne orbity.

W układach takich jak TOI-1130, pierwsza teoria dotycząca migracji może być prawdopodobnie wykluczona ze względu na brak wpływu na mini Neptuna. To wskazuje, że różne mechanizmy formowania się mogą działać na różne gorące Jowisze. Jest kilka aktualnych i planowanych na przyszłość instrumentów zdolnych do przeprowadzania dużych przeglądów egzoplanet, takich jak Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), James Webb Space Telescope (JWST, jeżeli kiedykolwiek poleci w kosmos) oraz Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST). Gdyby można było znaleźć większą próbkę takich układów za pomocą tego typu instrumentów, moglibyśmy prawdopodobnie dowiedzieć się więcej o mechanizmach powstawania gorących Jowiszów, a także ich mniej znanych kuzynów, ciepłych Jowiszów (ich okres orbitalny zawiera się w przedziale 10-100 dni). Ponadto, ponieważ gorący Jowisz w układzie TOI-1130 ma dłuższy okres orbitalny niż te w układzie WASP-47 czy w Kepler-130, autorzy uważają, że zdobycie większej ilości wiedzy o nim może rzucić światło na różnice pomiędzy formowaniem się krótkookresowych i długookresowych olbrzymich egzoplanet, ponieważ ich okres orbitalny jest bliski 10-dniowemu limitowi dla planet, które są uważane za gorące Jowisze. TOI-1130 ma również tę zaletę, że gwiazda macierzysta układu jest znacznie jaśniejsza niż te w układzie WASP-47 czy Kepler-130, co ułatwia obserwowanie zmian w kształcie widma gwiazdy wywołanych przez egzoplanety. Dowiadując się więcej na temat tych dziwnych układów, możemy mieć nadzieję, że uda nam się lepiej zrozumieć, jak tworzą się te inne układy planetarne oraz jakiego rodzaju układów możemy spodziewać się w przyszłości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS Nova

Vega


Załączniki:
full_jpg-scaled.jpg
full_jpg-scaled.jpg [ 165.37 KiB | Przeglądany 2928 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 kwietnia 2020, 17:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1268
Oddział PTMA: Kraków
Jak rosną olbrzymie galaktyki?

To, jak dokładnie formują się galaktyki, nadal pozostaje otwartym pytaniem w astrofizyce. Nie jest tak, że możemy obserwować ewolucję galaktyki, większość z nich ma 12 mld lat.

Istnieją dwa sposoby obejścia tego problemu. Pierwszym jest po prostu spojrzenie w przeszłość w czasie. Światło potrzebuje skończonej ilości czasu, aby do nas dotrzeć, więc im dalej patrzymy, tym obserwowany obiekt jest starszy. Zatem także im galaktyka odleglejsza, tym ją widzimy młodszą. Zamiast obserwować ewolucję pojedynczej galaktyki, możemy porównać odleglejsze („młodsze”) galaktyki do bliższych („starszych”) galaktyk i interpolować, co mogło spowodować jakiekolwiek zmiany.

Drugi sposób polega na obserwowaniu ewolucji galaktyk w symulowanym kosmosie. Autorzy pracy wykorzystali IllustrisTNG100, część zestawu dużych kosmologicznych symulacji ewolucji galaktyk.

Właściwości kinematyczne (sposób poruszania się) galaktyk gwiazdotwórczych są silnie powiązane z tym, w jaki sposób uzyskały swoją masę. Zespół porównał dyspersję prędkości „młodszych” galaktyk przy przesunięciu ku czerwieni z=3,0-3,8 do „starszych" galaktyk z poprzednich badań z przesunięciem ku czerwieni z~2 i stwierdzili, że ich najbardziej masywne galaktyki miały mniejsze dyspersje prędkości niż masywne „starsze” galaktyki.

Zarówno dziwne historie powstawania gwiazd, jak i dyspersje prędkości wskazują na coś, co dzieje się pomiędzy z=3 i z=2 co zmienia masywne galaktyki. Aby ustalić, co to może być, autorzy wracają do symulacji.

Symulacja IllustrisTNG100 rozpoczyna się od rozkładu masy przy przesunięciu z=127 i trwa do dnia dzisiejszego, z=0. Podczas tego okresu losowe fluktuacje gęstości przy z=127 zamieniają się w galaktyki, które rosną, tworzą gwiazdy i łączą się. Autorzy chcieli się przyjrzeć temu, jak te galaktyki zdobyły swoje gwiazdy na przestrzeni czasu.

Istnieją dwa sposoby, w jakie galaktyka może zyskać gwiazdy: albo poprzez formowanie się z gazu należącego do galaktyki (in situ), albo przez akrecję gwiazd z innych, głównie mniejszych, galaktyk (ex situ). Symulacje pokazują ułamek masy gwiazdowej, który był nagromadzony ex situ, a nie uformowały w galaktyce.

Autorzy spekulują, że ten wzrost frakcji masy gwiazdowej ex situ obserwowany w symulacjach może być odpowiedzialny za wzrost dyspersji prędkości widziany w obserwowanych masywnych galaktykach między z=3 i z=2. Turbulencje i niestabilności grawitacyjne wywołane akrecją gwiazd i gazu zwiększyłyby losowość (dyspersję) prędkości.

Może to również tłumaczyć różnicę w historii formowania się gwiazd między masywnymi galaktykami przy z=2 i z=3. Gaz jest niezbędny do formowania się gwiazd i jeżeli galaktyka przy z=2 byłaby w stanie uzyskać gaz z akrecji, byłaby w stanie zwiększyć tempo formowania się gwiazd. Natomiast mniejsza frakcja masy gwiezdnej ex situ dla z=3 galaktyk wskazuje na mniejszą akrecję i mniejszą szansę na pozyskanie nowego gazu.

Zasadniczo młodsze galaktyki przy z=3 miały mniej czasu na połączenie się z innymi galaktykami, co prowadzi do mniejszych dyspersji prędkości i mniejszej gwiazdotwórczości.

Autorzy zauważają, że ich wnioski są ograniczone przez wiele czynników, w tym np. niewielką liczbę próbki. Są to jednak obiecujące wyniki i pokazują, ile można zyskać, porównując obserwacje i symulacje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
IllustrisTNG100.jpg
IllustrisTNG100.jpg [ 224.03 KiB | Przeglądany 2886 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 745 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 28, 29, 30, 31, 32, 33, 34 ... 38  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 4 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