Dzisiaj jest 03 sierpnia 2020, 17:15

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 689 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 31, 32, 33, 34, 35  Następna
Autor Wiadomość
Post: 10 czerwca 2020, 13:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znajdują region ukryty za kosmicznym pyłem

Astronomowie prawdopodobnie rozwiązali zagadkę dotyczącą młodych, wciąż formujących się gwiazd i regionów bogatych w cząsteczki organiczne ciasno otaczające niektóre z nich. Wykorzystali instrumenty VLA aby uwidocznić jeden taki region, który wcześniej wymykał się detekcji, a to wykrycie pozwoliło odpowiedzieć na od dawna zadawane pytanie.

Regiony wokół młodych protogwiazd zawierają złożone cząsteczki organiczne, które w przyszłości mogą się łączyć w molekuły prebiotyczne będące pierwszym etapem na drodze do powstania życia. Regiony te są zwykle mniej więcej wielkości Układu Słonecznego i są znacznie cieplejsze niż ich otoczenie, chociaż według ziemskich standardów nadal są dość zimne.

Pierwszy taki gorący region odkryto w 2003 roku, i jak dotąd znaleziono ich tylko kilkanaście. Większość z nich znajduje się w układach podwójnych, z tworzącymi się jednocześnie dwiema gwiazdami.

Astronomowie byli zaskoczeni faktem, że w niektórych z tych układów podwójnych znaleźli dowody na istnienie takiego gorącego regionu wokół jednej z protogwiazd ale nie obu.

Złożone cząsteczki organiczne znaleziono poprzez wykrycie określonych linii spektralnych emitowanych przez cząsteczki. Te charakterystyczne linie spektralne są jak „odciski palców” do identyfikacji związków chemicznych. Astronomowie zauważyli, że wszystkie związki chemiczne znalezione w gorących regionach zostały znalezione przez wykrycie tych „odcisków palców” na częstotliwościach radiowych odpowiadających długości fali zaledwie kilku milimetrów.

Astronomowie użyli VLA do zaobserwowania pary protogwiazd nazwanej IRAS 4A, znajdującej się w regionie tworzącym gwiazdy około 1000 lat świetlnych od Ziemi. Obserwowali je na falach o długościach centymetrowych. Na tych długościach fali szukali emisji radiowych pochodzących od metanolu, CH3OH. Była to para, w której jedna protogwiazda miała wyraźnie gorący obszar, a druga nie, co widać przy użyciu znacznie krótszych długości fali.

Wyniki potwierdziły ich przeczucia.

„Dzięki użyciu VLA wiemy, że obie protogwiazdy wykazują mocne dowody na otaczający je metanol. Oznacza to, że obie mają gorące regiony, a powodem, dla którego nie widzieliśmy go na krótkich długościach fali przy jednej z nich, jest pył” – powiedziała Marta de Simone, która przeprowadziła analizę danych dla tego obiektu.

Astronomowie zwracają uwagę na to, że chociaż wiadomo, że obydwa gorące regiony zawierają metanol, nadal mogą występować między nimi pewne różnice chemiczne. Dodają, że można to ustalić, szukając innych cząsteczek na długościach fal przechodzących przez pył.

„Wynik ten mówi nam, że używanie centymetrowych długości fal radiowych jest niezbędne do prawidłowego badania gorących regionów. Planowane na przyszłość teleskopy, takie jak nowej generacji VLA i SKA, będą bardzo pomocne w zrozumieniu tych obiektów” – mówi Claudio Codella z Arcetri Astrophysical Observatory we Florencji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao20df04c_highres-1024x704.jpg
nrao20df04c_highres-1024x704.jpg [ 411.96 KiB | Przeglądany 1512 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 czerwca 2020, 15:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Bijące serce czarnej dziury

Pierwsze potwierdzone „bicie serca” czarnej dziury wciąż staje się mocniejsze chociaż minęło ponad dziesięć lat od pierwszej obserwacji.

Obserwacje rentgenowskie wykryły powtarzający się rytm po tym, jak jego sygnał został zablokowany przez nasze Słońce na wiele lat.

Astronomowie twierdzą, że jest to najdłużej trwające „bicie serca”, jakie kiedykolwiek zaobserwowano od czarnej dziury, i mówi nam więcej o wielkości i strukturze bliskiej horyzontowi zdarzeń – przestrzeni wokół czarnej dziury, z której nic, w tym światło, nie może uciec.

Obserwacje satelitarne

„Bicie serca” czarnej dziury po raz pierwszy wykryto w 2007 roku w centrum galaktyki o nazwie RE J1034+396, która znajduje się około 600 mln lat świetlnych od Ziemi i posiada aktywne jądro galaktyczne (AGN).

Sygnał tego galaktycznego olbrzyma powtarza się co godzinę, a zachowanie to było widoczne na kilku migawkach wykonanych zanim obserwacje satelitarne zostały zablokowane przez Słońce w 2011 roku.

W 2018 roku satelita rentgenowski XMM-Newton był w stanie ponownie zaobserwować czarną dziurę i, ku zaskoczeniu naukowców, powtarzające się sygnały wciąż były widoczne.

Supermasywna czarna dziura

Materia opadająca na czarną dziurę, gdy ta żywi się ze swojego otoczenia, uwalnia ogromną ilość energii ze stosunkowo niewielkiego obszaru przestrzeni, ale rzadko jest to postrzegane jako specyficzny powtarzalny wzór jak bicie serca.

Czas pomiędzy sygnałami może nam powiedzieć o wielkości i strukturze materii blisko horyzontu zdarzeń czarnej dziury.

„Bicie serca” dowodzi także, że takie sygnały pochodzące z supermasywnej czarnej dziury mogą być bardzo silne i trwałe.

Kolejnym krokiem w badaniach jest przeprowadzenie kompleksowej analizy tego intrygującego sygnału i porównanie go z zachowaniem innych czarnych dziur o masie gwiazdowej w Drodze Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Durham University

Vega


Załączniki:
blackholeshe.jpg
blackholeshe.jpg [ 218.16 KiB | Przeglądany 1496 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 czerwca 2020, 18:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Jasne eksplozje czy ciche kolapsy? Naukowcy badają losy masywnych gwiazd

Zespół naukowców opublikował artykuł dotyczący badania tego, co dzieje się z rotującymi masywnymi gwiazdami, gdy osiągają koniec życia.

Gwiazdy tworzą energię poprzez fuzję w jądrze lżejszych pierwiastków w cięższe: wodór w hel, następnie hel w węgiel, tlen i tak dalej, aż do żelaza. Energia wytwarzana przez tę fuzję jądrową zapewnia wsparcie ciśnienia wewnątrz gwiazdy, co równoważy siłę grawitacji i pozwala gwieździe pozostać w równowadze.

Proces ten zatrzymuje się na żelazie. Ciężkie, żelazne jądro gwiazdy kurczy się pod wpływem grawitacji, tworząc gwiazdę neutronową, lub, jeżeli jest wystarczająco ciężkie, czarną dziurę. Tymczasem zewnętrzne warstwy gwiazdy eksplodują we wspaniałym błysku, obserwowanym jako supernowa. Jednak niektóre masywne gwiazdy wydają się całkowicie znikać bez żadnej eksplozji. Teorie sugerują, że masywne gwiazdy całkowicie zapadają się w czarne dziury. Ale czy to możliwe?

Zespół badaczy postanowił odpowiedzieć na to pytanie. Byli szczególnie zainteresowani zrozumieniem, czy wirująca gwiazda może po cichu zapaść się w czarną dziurę.

W swoim artykule opisują zestaw symulacji badających zapadanie się wirującego obłoku gazu w czarną dziurę. Stwierdzono, że jeżeli gaz rotuje zbyt szybko na początku, nie może skutecznie się zapaść. Zamiast tego gaz tworzy torus wokół równika czarnej dziury.

Naukowcy postawili hipotezę, że ciepło wytwarzane przez opadający gaz uderzający w ten torus wirującego gazu, rozpuści zewnętrzne warstwy gwiazdy i stworzy wybuch podobny do supernowej. Stwierdzono również, że niewielki procent wszystkich gwiazd wiruje wystarczająco wolno, i rzeczywiście mogą cicho zapaść się do postaci czarnych dziur.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
supernova-outflow_orig.jpg
supernova-outflow_orig.jpg [ 138.35 KiB | Przeglądany 1488 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 czerwca 2020, 14:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Układ potrójny GW Ori i jego dysk okołogwiazdowy

GW Ori to układ trzech gwiazd, które są związane ze sobą grawitacyjnie. Oprócz tego, że jest to układ potrójny, GW Ori wyróżnia się także z innego powodu – kryje w sobie dysk okołogwiazdowy otaczający wszystkie trzy gwiazdy.

GW Ori znajduje się w gromadzie zwanej Lambda Orionis, którą widać w pobliżu Betelgezy. Wewnętrzne gwiazdy układu GW Ori A i GW Ori B krążą wokół siebie w odległości ok. 1 jednostki astronomicznej (j.a.). Trzecia gwiazda, GW Ori C okrąża je w odległości ok. 8 j.a.

Dysk okołogwiazdowy GW Ori jest ogromny w stosunku do orbit swoich gwiazd. Pyłowy składnik dysku ma średnicę ok. 400 j.a., przy czym składnik gazowy obejmuje 1300 j.a. Dla porównania, Neptun krąży w odległości 30 j.a. od Słońca!

Modele GW Ori zasugerowały lukę w dysku między 25 a 55 j.a. od jego centrum. W niedawnych badaniach Jiaqing Bi z University of Victoria podjął próbę przetestowania tych modeli i zbadania struktury GW Ori bezpośrednio, wykorzystując obserwacje z ALMA.

Bi i współpracownicy wykorzystali obserwacje ALMA wykonane na wielu częstotliwościach w celu zbadania gazu i pyłu z dysku okołogwiazdowego. Składnik pyłowy ma charakterystyczną emisję, którą można zaobserwować na długości 1,3 mm, podczas gdy gazowy można badać przy użyciu określonego przejścia tlenku węgla.

Obserwacje gazu wykazały oczekiwaną jego rotację, a dodatkowa struktura dysku była natychmiast widoczna w obserwacjach pyłu. Bi i współpracownicy zidentyfikowali trzy pierścienie pyłowe w dysku W Ori około 46, 88 i 338 j.a. od jego centrum, przy czym najbardziej wewnętrzny pierścień był tym, który był sugerowany przez poprzednie modele. Dodatkowo ujawniono nieoczekiwany wynik – pierścienie pyłowe mogą być bardzo nierówno ustawione względem siebie!

Zespół odkrył, że pierścienie pyłowe wykazują znaczne nachylenie w stosunku do płaszczyzny orbit GW Ori A i GW Ori B – konkretnie 11, 35 i 40 stopni, zaczynając od pierścienia najbardziej wewnętrznego.

Dodatkowe analizy i symulacje przeprowadzone przez zespół sugerują, że gwiazdy GW Ori same nie mogły być odpowiedzialne za to nachylenie. Wewnętrzny pierścień przedstawia również kolejną zagadkę do tego układu: oprócz tego, że jest źle ustawiony, ma także niezerową mimośrodowość.

Możliwym wyjaśnieniem mogą być dodatkowe składniki GW Ori, które również rzeźbią ścieżki na dysku. Zjawisko to zostało zaobserwowane wcześniej przez ALMA na dyskach protoplanetarnych. W takim wypadku byłby to pierwszy przypadek wykrycia towarzysza wokół układu potrójnego. Czas pokaże, jak jest naprawdę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
lambda_orionis_ring-scaled.jpg
lambda_orionis_ring-scaled.jpg [ 1.14 MiB | Przeglądany 1472 razy ]

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

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy coraz bliżej odebrania sygnału sprzed 12 mld lat

Dzisiaj nocne niebo wypełniają gwiazdy. Ale kiedy Wszechświat był w powijakach, nie miał żadnych gwiazd. Międzynarodowy zespół naukowców jest jeszcze bliżej niż kiedykolwiek od wykrycia, zmierzenia i zbadania sygnału z tej epoki, który podróżuje przez kosmos od czasu, gdy era bezgwiezdna zakończyła się ok. 13 mld lat temu.

Zespół ten poinformował w zeszłym roku w Astrophysical Journal, że osiągnął prawie dziesięciokrotną poprawę danych emisji radiowej zebranych przez Murchison Widefield Array. Członkowie zespołu analizują obecnie dane z tego radioteleskopu w poszukiwaniu sygnału z tego słabo poznanego i rozumianego „ciemnego wieku” naszego Wszechświata.

Poznanie tego okresu pomoże odpowiedzieć na najważniejsze pytania dotyczące Wszechświata.

„Uważamy, że właściwości Wszechświata w tym okresie miały znaczący wpływ na powstawanie pierwszych gwiazd i wprawiły w ruch dzisiejsze aspekty strukturalne Wszechświata. Sposób, w jaki materia była rozmieszczona we Wszechświecie w tamtym okresie, prawdopodobnie wpłynął na dzisiejszy rozkład galaktyk i gromad galaktyk” – powiedział członek zespołu Miguel Morales, profesor fizyki na Uniwersytecie Waszyngtona.

Przed tą ciemną erą Wszechświat był gorący i gęsty. Elektrony i fotony regularnie wzajemnie „łapały się w sidła”, przez co Wszechświat był nieprzezroczysty. Ale kiedy miał mniej niż milion lat, interakcje elektron-proton stały się rzadkością. Rozszerzający się Wszechświat stawał się coraz bardziej przejrzysty i ciemny, rozpoczynając ciemną erę.

Era bezgwiezdna trwała setki milionów lat, podczas który neutralny wodór dominował w kosmosie.

„W tej ciemnej erze nie ma oczywiście sygnału opartego na świetle, który moglibyśmy badać, aby dowiedzieć się na jego temat – nie było światła widzialnego! Ale istnieje konkretny sygnał, którego możemy szukać. Pochodzi z całego neutralnego wodoru. Nigdy nie mierzyliśmy tego sygnału, ale wiemy, że tam jest. I trudno go wykryć, bo w ciągu 13 mld lat od momentu wyemitowania tego sygnału nasz Wszechświat stał się bardzo ruchliwym miejscem, wypełnionym inną aktywnością gwiazd, galaktyk a nawet naszą technologią, która zagłusza sygnał od neutralnego wodoru” – powiedział Morales.

Sygnał sprzed 13 mld lat, za którym podąża Morales i jego zespół, to elektromagnetyczna emisja radiowa z neutralnego wodoru o długości fali 21 cm. Od tego czasu Wszechświat rozszerzył się, rozciągając sygnał na prawie 2 metry.

Morales powiedział, że sygnał ten powinien zawierać informację o ciemnej erze i wydarzeniach, które ją zakończyły.

Kiedy Wszechświat miał zaledwie 1 mld lat, atomy wodoru zaczęły się zespalać i tworzyć pierwsze gwiazdy, co zakończyło ciemną erę. Światło tych pierwszych gwiazd rozpoczęło nową erę - Epokę Rejonizacji – w której energia z tych gwiazd przekształciła większość neutralnego wodoru w zjonizowaną plazmę. Plazma ta dominuje do dzisiaj w przestrzeni międzygwiazdowej.

„Epoka Rejonizacji i poprzedzająca ją ciemna era są krytycznymi okresami dla zrozumienia właściwości naszego Wszechświata, np. dlaczego niektóre obszary są pełne galaktyk, a inne stosunkowo puste, jego rozkład materii, a potencjalnie nawet ciemnej materii i ciemnej materii” – powiedział Morales.

Murchison Widefield Array jest podstawowym narzędziem zespołu. Ten radioteleskop składa się z 4096 anten dipolowych, które mogą odbierać sygnały o niskiej częstotliwości, takie jak elektromagnetyczna struktura neutralnego wodoru.

Ale tego rodzaju sygnały o niskiej częstotliwości są trudne do wykrycia ze względu na elektromagnetyczny „szum” pochodzący z innych źródeł tętniących w kosmosie, w tym galaktyk, gwiazd i aktywności człowieka. Morales i jego koledzy opracowali jeszcze bardziej wyrafinowane metody filtrowania hałasu i zbliżania się do tego sygnału. W 2019 roku naukowcy ogłosili, że odfiltrowali zakłócenia elektromagnetyczne – w tym nasze własne audycje radiowe – z ponad 21 godzin danych z MWA.

Idąc dalej, zespół ma około 3000 godzin dodatkowych danych na temat emisji zebranych przez radioteleskop. Naukowcy próbują odfiltrować zakłócenia i zbliżyć się do tego nieuchwytnego sygnału od neutralnego wodoru – i ciemnego wieku, który może oświetlić.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Washington

Vega


Załączniki:
MWA-at-night.jpg
MWA-at-night.jpg [ 1.28 MiB | Przeglądany 1447 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 czerwca 2020, 15:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Nowe badania dotyczące fazy wspólnej otoczki układów podwójnych

Większość masywnych gwiazd rodzi się w układach podwójnych a czasami i wielokrotnych. Wraz z wiekiem gwiazdy te stają się coraz większe – nawet stukrotnie bądź tysiąckrotnie! Kiedy gwiazdy w układach podwójnych rozszerzają się, pewna część zbliża się do gwiazdy towarzysza, której grawitacja może następnie oderwać zewnętrzne warstwy zbliżającej się gwiazdy. Rezultatem jest przeniesienie masy z jednej gwiazdy na drugą.

Zwykle masa jest przenoszona stopniowo. Ale czasem im więcej masy jest przenoszone, tym bardziej ta masa jest pobierana, w niekontrolowanym procesie. Zewnętrzne warstwy jednej gwiazdy całkowicie otaczają drugą w fazie znanej jako wspólna otoczka. Podczas tej fazy gęste jądra dwóch gwiazd krążą wokół siebie w obłoku (otoczce) gazu. Gaz ciągnie jądra gwiazdowe doprowadzając je do krążenia po spirali. To powoduje rozgrzanie wspólnej otoczki, która może zostać usunięta. Rdzenie mogą znaleźć się stukrotnie bliżej siebie niż były na początku.

Uważa się, że ta faza wspólnej otoczki odgrywa kluczową rolę w tworzeniu skrajnie zwartych obiektów podwójnych, w tym źródeł fal grawitacyjnych. Jednak nadal jest to dość słabo rozumiany proces.

W swoim artykule Soumi De i jej współpracownicy badali fazę wspólnej otoczki za pomocą szczegółowych symulacji komputerowych. Użyli „modeli tunelu aerodynamicznego”, w których jądro gwiazdowe, gwiazda neutronowa lub czarna dziura są uderzane przez „wiatr” gazu reprezentującego jej orbitę przez otoczkę. Chociaż jest to uproszczenie pełnej fizyki trójwymiarowej wspólnej otoczki, istnieje nadzieja, że takie podejście umożliwi zrozumienie kluczowych właściwości problemu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
pia18848-hires_orig.jpg
pia18848-hires_orig.jpg [ 186.53 KiB | Przeglądany 1436 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 czerwca 2020, 13:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Radioteleskopy pokazują atmosferę Antaresa

Międzynarodowy zespół astronomów stworzył najbardziej szczegółową mapę atmosfery czerwonego nadolbrzyma – Antaresa. Doskonała czułość i rozdzielczość zarówno ALMA jak i VLA ukazały rozmiar i temperaturę atmosfery Antaresa tuż nad powierzchnią gwiazdy, na całej powierzchni jej chromosfery aż do regionu wiatru.

Czerwone nadolbrzymy, takie jak Antares i jego bardziej znana kuzynka Betelgeza, są ogromnymi, stosunkowo zimnymi gwiazdami zbliżającymi się do końca swojego życia. Są na najlepszej drodze do wyczerpania paliwa, zapadnięcia się i stania się supernowymi. Poprzez swoje potężne wiatry gwiazdowe wypuszczają w kosmos ciężkie pierwiastki, odgrywając tym samym ważną rolę w dostarczaniu niezbędnych budulców dla życia we Wszechświecie. Ale tajemnicą jest, w jaki sposób uruchamiają te olbrzymie wiatry. Szczegółowe badanie atmosfery Antaresa, najbliższego Ziemi nadolbrzyma, stanowi kluczowy krok w kierunku znalezienia odpowiedzi na to pytanie.

Mapa Antaresa wykonana przez ALMA i VLA jest najbardziej szczegółową mapą radiową spośród wszystkich gwiazd innych niż Słońce. ALMA obserwowało Antaresa blisko jego fotosfery (powierzchni) na krótszych długościach fal, a na dłuższych był obserwowany przez VLA, który pokazał jego atmosferę jeszcze dalej. W świetle widzialnym średnica Antaresa jest 700 razy większa niż Słońca. Ale kiedy ALMA i VLA ukazały jego atmosferę w promieniowaniu radiowym, nadolbrzym okazał się jeszcze bardziej ogromny.

„Rozmiar gwiazdy może się znacznie różnić w zależności od długości fali, na jakiej obserwujemy. Dłuższe fale VLA pokazały atmosferę nadolbrzyma sięgającą blisko 12-krotności jego średnicy” – wyjaśnia Eamon O’Gorman z Dublin Institute for Advanced Studies w Irlandii, główny autor badania opublikowanego 16 czerwca w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Teleskopy radiowe mierzyły temperatury większości gazu i plazmy w atmosferze Antaresa. Najbardziej zauważalna była temperatura w chromosferze. Jest to obszar nad powierzchnią gwiazdy, który jest podgrzewany przez pola magnetyczne i fale uderzeniowe wytwarzana przez energiczną konwekcję płonącą na powierzchni gwiazdy. Niewiele wiadomo o chromosferach, i po raz pierwszy region ten został wykryty na falach radiowych.

Dzięki ALMA i VLA naukowcy odkryli, że chromosfera gwiazdy rozciąga się do 2,5-krotności jej promienia (chromosfera Słońca ma zaledwie 1/200 promienia). Odkryli również, że temperatura chromosfery jest niższa niż sugerowały to wcześniejsze obserwacje optyczne i UV. Temperatura osiąga wartość szczytową 3500 stopni Celsjusza, po czym stopniowo maleje. Dla porównania, chromosfera Słońca osiąga temperaturę prawie 20 000 stopni Celsjusza.

„Uważamy, że czerwone nadolbrzymy, takie jak Antares i Betelgeza, mają niejednorodną atmosferę. Wyobraź sobie, że ich atmosfera jest obrazem złożonym z wielu kropek o różnych kolorach, reprezentujących różne temperatury. Większość obrazu zawiera kropki letniego gazu, które widzą radioteleskopy, ale są też zimne kropki, które widzą tylko teleskopy na podczerwień, i gorące kropki, które widzą teleskopy UV. W tej chwili nie możemy obserwować tych kropek indywidualnie, ale chcemy tego spróbować w przyszłych badaniach” – powiedział współautor pracy, Keiichi Ohnaka z Universidad Católica del Norte w Chile, który wcześniej obserwował atmosferę Antaresa w świetle podczerwonym.

W danych z ALMA i VLA astronomowie po raz pierwszy dostrzegli wyraźne różnice między chromosferą a regionem, w którym zaczynają powstawać wiatry.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao20in06_Antares_illustration_06052020-03-1024x748.jpg
nrao20in06_Antares_illustration_06052020-03-1024x748.jpg [ 643.82 KiB | Przeglądany 1430 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 czerwca 2020, 15:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Dżety z kwazarów są akceleratorami cząstek o długości tysięcy lat świetlnych

Międzynarodowy zespół naukowców wykazał, że bardzo wysokoenergetyczna emisja promieniowania gamma z kwazarów nie koncentruje się w regionie w pobliżu centralnej czarnej dziury, ale rozciąga się na kilka tysięcy lat świetlnych wzdłuż strumieni plazmy. Odkrycie to wstrząsnęło bieżącymi scenariuszami zachowania takich dżetów.

W ciągu ostatnich kilku lat naukowcy obserwowali Wszechświat za pomocą promieni gamma, które są fotonami o bardzo wysokiej energii. Promienie gamma, stanowiące część promieni kosmicznych, które nieustannie bombardują Ziemię, pochodzą z regionów Wszechświata, w których cząsteczki są przyspieszane do ogromnych energii nieosiągalnych w ziemskich akceleratorach. Promienie gamma są emitowane między innymi przez kwazary, które są aktywnymi galaktykami o wysoce energetycznym jądrze. Intensywność promieniowania emitowanego z tych układów może zmieniać się w bardzo krótkim czasie, nawet do jednej minuty. Naukowcy wierzyli zatem, że źródło tego promieniowania jest bardzo małe i znajduje się w pobliżu supermasywnej czarnej dziury, która może mieć masę kilka miliardów razy większą niż nasze Słońce. Uważa się, że czarna dziura pochłania materię spiralnie i wyrzuca jej niewielką część w postaci dużych dżetów plazmy, z relatywistycznymi prędkościami, zbliżonymi do prędkości światła, przyczyniając się w ten sposób do dystrybucji materii na cały Wszechświat.

Korzystając z obserwatorium H.E.S.S. w Namibii, międzynarodowy zespół astrofizyków obserwował radiogalaktykę (galaktykę, która jest bardzo jasna, gdy jest obserwowana na falach radiowych) przez ponad 200 godzin, w niesłychanie dużej rozdzielczości. Jako najbliższa Ziemi galaktyka radiowa, Centaurus A, jest korzystny dla naukowców do takich badań, umożliwiając im identyfikację regionu emitującego promieniowanie o bardzo wysokiej energii podczas badania trajektorii strumieni plazmy. Udało się im wykazać, że źródło promieniowania rozciąga się na odległość kilku tysięcy lat świetlnych. Ta rozległa emisja wskazuje, że przyspieszenie cząstek nie zachodzi wyłącznie w pobliżu czarnej dziury, ale także na całej długości strumienia plazmy. Na podstawie tych nowych wyników obecnie uważa się, że cząsteczki są ponownie przyspieszane w losowych procesach wzdłuż dżetu. Odkrycie to sugeruje, że wiele galaktyk radiowych z wydłużonymi strumieniami przyspiesza elektrony do ekstremalnych energii i może emitować promienie gamma, prawdopodobnie wyjaśniając pochodzenie znacznej części rozproszonego pozagalaktycznego promieniowania tła gamma.

Odkrycia te dostarczają nowych, ważnych informacji na temat kosmicznych emiterów promieniowania gamma, a w szczególności na temat roli galaktyk radiowych jako wysoce wydajnych relatywistycznych akceleratorów elektronów. Ze względu na ich dużą liczbę wydaje się, że radiogalaktyki przyczyniają się bardzo znacząco do redystrybucji energii w ośrodku międzygalaktycznym. Wyniki tego badania wymagały obszernych obserwacji i zoptymalizowanych technik analizy z H.E.S.S., najbardziej czułego obserwatorium promieniowania gamma. Teleskopy nowej generacji (Cherenkov Telescope Array – CTA) bez wątpienia umożliwią bardziej szczegółowe obserwowanie tego zjawiska.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CNRS

Vega


Załączniki:
CenA4_web.jpg
CenA4_web.jpg [ 497.52 KiB | Przeglądany 1408 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 czerwca 2020, 16:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
XMM-Newton obserwuje najmłodszego jak dotąd zaobserwowanego pulsara

Kampania obserwacyjna prowadzona przez obserwatorium kosmiczne XMM-Newton pokazała najmłodszego pulsara, jakiego kiedykolwiek widziano – pozostałość niegdyś masywnej gwiazdy – który jest również „magnetarem”, mającym pole magnetyczne 70 biliardów razy silniejsze niż ziemskie.

Pulsary są jednymi z najbardziej egzotycznych obiektów we Wszechświecie. Tworzą się, gdy masywne gwiazdy kończą swoje życie jako supernowe w postaci potężnych wybuchów, pozostawiając po sobie ekstremalne gwiezdne pozostałości: gorące, gęste i silnie namagnesowane. Czasami pulsary podlegają również okresom znacznie wzmożonych aktywności, w czasie których wyrzucają ogromne ilości promieniowania elektromagnetycznego w skali czasu od milisekund do lat.

Mniejsze impulsy często oznaczają początek wzmocnionego „wybuchu”, kiedy emisja promieniowania rentgenowskiego może stać się tysiąc razy bardziej intensywna. Kampania obserwacyjna prowadzona przez XMM-Newton uchwyciła taki wybuch pochodzący z najmłodszego zaobserwowanego pulsara: Swift J1818.0−1607, który pierwotnie został odkryty przez obserwatorium Swift.

Pulsar ten nie tylko jest najmłodszym z 3000 znanych w naszej galaktyce, ale należy również do bardzo rzadkiej kategorii pulsarów: magnetarów, obiektów kosmicznych o najsilniejszych polach magnetycznych, jakie kiedykolwiek mierzono we Wszechświecie.

„Swift J1818.0−1607 znajduje się w odległości 15 000 lat świetlnych stąd, w Drodze Mlecznej. Odkrycie czegoś tak młodego zaraz po tym, jak powstało we Wszechświecie, jest niezwykle ekscytujące. Ludzie na Ziemi byliby w stanie zobaczyć wybuch supernowej, który uformował tego młodego magnetara około 240 lat temu, w samym środku rewolucji amerykańskiej i francuskiej” – powiedział główny autor pracy Paolo Esposito z University School for Advanced Studies IUSS Pavia, Włochy.

Magnetar ma jeszcze więcej powodów do bycia sławnym. Jest to jeden z najszybciej wirujących z tego typu znanych obiektów, wirując raz na 1,36 sekundy – mimo, że ma masę dwóch Słońc upakowaną do pozostałości gwiazdowej o średnicy zaledwie 25 km.

Natychmiast po odkryciu astronomowie przyjrzeli się temu obiektowi bardziej szczegółowo przy użyciu XMM-Newton, satelitów rentgenowskich Swift i NuSTAR oraz radioteleskopu Sardinia Radio Telescope we Włoszech.

W przeciwieństwie do większości magnetarów, które można zaobserwować tylko w promieniach X, obserwacje ujawniły, że Swift J1818.0−1607 jest jednym z nielicznych, który wykazuje również pulsacyjną emisję fal radiowych.

Magnetary są uważane za rzadkość we Wszechświecie – astronomowie odkryli tylko około 30 – i zakłada się, że różnią się od innych rodzajów pulsarów, które wykazują silne promieniowanie radiowe.

Ale badacze rentgenowscy od dawna podejrzewali, że magnetary mogą być znacznie powszechniejsze niż sugeruje ten pogląd. To nowe odkrycie potwierdza ideę, że zamiast być egzotycznymi, mogą stanowić znaczną część pulsarów znalezionych w Drodze Mlecznej.

Ponadto może nie być tak szerokiej różnorodności pulsarów, jak początkowo sądzono. Charakterystyczne zjawiska wykazywane przez magnetary mogą również występować w innych rodzajach pulsarów, podobnie jak Swift J1818.0−1607 wykazuje cechy charakterystyczne – emisję radiową – zwykle nie przypisywane magnetarom.

Przykłady zdarzeń przejściowych obejmują rozbłyski gamma, bardzo świecące wybuchy supernowych i tajemnicze szybkie rozbłyski radiowe. Te energetyczne zdarzenia są potencjalnie związane z powstawaniem i istnieniem młodych, silnie namagnesowanych obiektów, takich jak Swift J1818.0−1607.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega


Załączniki:
XMM-Newton_observes_baby_magnetar_pillars.jpg
XMM-Newton_observes_baby_magnetar_pillars.jpg [ 216.54 KiB | Przeglądany 1400 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 czerwca 2020, 18:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Promienie X od nowo narodzonej gwiazdy wskazują najwcześniejsze dni naszego Słońca

Astronomowie ogłosili pierwsze wykrycie promieni rentgenowskich z najwcześniejszej fazy ewolucji gwiazdy takiej jak nasze Słońce. Odkrycie dokonane przy użyciu obserwatorium rentgenowskiego Chandra może pomóc odpowiedzieć na niektóre stawiane sobie obecnie pytania dotyczące Słońca i Układu Słonecznego.

Promieniowanie X pochodziło z rozbłysku emitowanego przez obiekt o nazwie HOPS 383, znajdujący się około 1400 lat świetlnych od Ziemi w regionie gwiazdotwórczym Kompleksu Obłoku Molekularnego Oriona. Astronomowie określają HOPS 383 jako młodą „protogwiazdę”, ponieważ jest w najwcześniejszej fazie ewolucji, która następuje bezpośrednio po rozpoczęciu się kolapsu dużego obłoku gazu i pyłu. Po osiągnięciu dojrzałości HOPS 383 będzie mieć masę około połowy masy Słońca.

Chociaż naukowcy wiedzą, że młode gwiazdy znacznie bardziej aktywnie emitują promieniowanie X niż starsze, wciąż debatowali o momencie, w którym rozpoczyna się ta emisja promieniowania rentgenowskiego.

„Nie mamy wehikułu czasu, który pozwala nam bezpośrednio obserwować nasze Słońce w momencie, gdy zaczynało swoje życie, więc najlepszym rozwiązaniem jest obserwowanie analogicznych obiektów, takich jak HOPS 383. Na ich podstawie możemy odtworzyć ważne części przeszłości naszego Układu Słonecznego” – powiedział główny autor badania Nicolas Grosso z Astrophysics Laboratory of Marseille na Uniwersytecie Aix-Marseille we Francji.

Obserwacje Chandra z grudnia 2017 roku pokazały rozbłysk rentgenowski w HOPS 383, który trwał około 3 godzin i 20 minut. Nie wykryto promieni X z protogwiazdy poza tym okresem ekspansji, co sugeruje, że w tym czasie HOPS 383 była co najmniej średnio dziesięć razy słabsza niż w swoim maksimum. Jest także 2000 razy jaśniejsza niż najjaśniejszy rozbłysk rentgenowski obserwowany ze Słońca, gwiazdy w średnim wieku o stosunkowo niskiej masie.

Podczas najwcześniejszych etapów ewolucji protogwiazd – reprezentowanych przez obiekty takie jak HOPS 383 – około połowa masy protogwiazdy znajduje się w kokonie gazu i pyłu, który opada na dysk otaczający gwiazdę centralną. Światło od niemowlęcej gwiazdy w HOPS 383 musi przebić się przez ten kokon. Na szczęście promienie X są wystarczająco silne, aby to zrobić.

Gdy materia z kokonu opada do środka w kierunku dysku, dochodzi również do ucieczki gazu i pyłu. Ten „wypływ” usuwa moment pędu z układu, umożliwiając materii opadanie z dysku na rosnącą młodą protogwiazdę. Astronomowie widzieli taki wypływ z HOPS 383 i sądzą, że potężny rozbłysk promieniowania X, taki jak ten obserwowany przez Chandra, może pozbawić elektrony atomów. Może to być ważne do napędzania wypływu siłami magnetycznymi.

Jeżeli powiązanie między rozbłyskami promieniowania X a wypływami jest prawidłowe, podobne rozbłyski mogły odegrać ważną rolę w tworzeniu się naszego Słońca.

Co więcej, kiedy gwiazda wybuchnie w promieniach X, prawdopodobnie spowoduje również energetyczne przepływy cząstek, które zderzyły się z ziarnami pyłu znajdującymi się na wewnętrznej krawędzi wirującego wokół protogwiazdy dysku materii. Zakładając, że coś podobnego wydarzyło się w naszym Słońcu, reakcje jądrowe wywołane tym zderzeniem mogą wyjaśnić niezwykłe obfitości pierwiastków w niektórych typach meteorytów znalezionych na Ziemi.

Nie zostały wykryte żadne inne rozbłyski z HOPS 383 w ciągu trzech obserwacji Chandra z całkowitą ekspozycją wynoszącą nieco poniżej jednego dnia. Astronomowie będą potrzebowali dłuższych obserwacji rentgenowskich, aby ustalić, jak często takie rozbłyski występują w bardzo wczesnej fazie rozwoju gwiazd takich, jak nasze Słońce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega


Załączniki:
hops383.jpg
hops383.jpg [ 328.43 KiB | Przeglądany 1390 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 czerwca 2020, 16:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie wykonują kompozycję rysunków czarnych dziur

Kiedy dwie galaktyki się zderzają, ich centralne czarne dziury łączą się, emitując fale grawitacyjne. Astronomowie twierdzą, że efekt odrzutu czasem wykopuje połączoną czarną dziurę z galaktyki, jednocześnie ciągnąc pobliskie gwiazdy.

Astronomowie sądzą, że wszystkie masywne galaktyki zawierają w swoim wnętrzu czarną dziurę ważącą miliony do miliardów mas Słońca. Mniejsze czarne dziury mogą być obecne w jądrach galaktyk karłowatych. Najbardziej znana centralna czarna dziura to ta wewnątrz galaktyki M87, która stała się pierwszą sfotografowaną czarną dziurą w 2019 roku. Kiedy dwie galaktyki łączą się, ich gwiazdy w większości po prostu mieszają się bez kolizji, ale dwie centralne czarne dziury się łączą. Fuzja wytwarza fale grawitacyjne przenoszące ekstremalne ilości energii, porównywalne do bomby atomowej o masie kilku słońc. Można sobie wyobrazić, że jeżeli ta energia zostanie wypromieniowana nawet nieco asymetrycznie, nastąpi odrzut w przeciwnym kierunku. Jeżeli odrzut jest wystarczająco silny, powstająca połączona czarna dziura zostaje wyrzucona z własnej galaktyki. Jakiekolwiek gwiazdy, które były z nią związane grawitacyjnie, zostaną podczas tego zdarzenia wyszarpnięte. Tak powstają bardzo zwarte gromady gwiazd (hypercompact stellar clusters – HCSC). A przynajmniej zgodnie z teorią; obserwacyjnie nie zostały jeszcze potwierdzone.

Grupa astronomów doszła do wniosku, że HCSC mogą być ukryte w istniejących bazach danych, w tym tych z teleskopu Gaia oraz przeglądu SDSS. Ale szybko zdali sobie sprawę, że nikt nie poczynił wystarczająco szczegółowych prognoz dotyczących tego, jak będą wyglądać w bazie danych. Tak więc, jako pierwszy krok w swoich poszukiwaniach, opracowali własne prognozy i opublikowali je w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Zespół prognozuje kolory, obrazy i widma HCSC specjalnie dostosowane do każdej bazy danych. Obliczyli również, jak wyglądałaby gromada w dwuwymiarowym obrazie teleskopu.

Jeżeli naukowcom uda się zidentyfikować pierwszą rzeczywistą HCSC, mogą wyliczyć prędkość “kopnięcia”, jaką otrzymała z odrzutu po połączeniu się dwóch galaktyk, z których wyłoniła. Zostało to obliczone na podstawie symulacji fal grawitacyjnych, ale są one oparte na teoriach, które należy potwierdzić obserwacjami.

Wszelkie wyrzucane czarne dziury na obrzeżach Galaktyki będą wynikiem połączenia galaktyki karłowatej z młodą Drogą Mleczną, która niedawno zapoczątkowała formowanie od zera masywnej czarnej dziury w swoim centrum. Te połączone czarne dziury powinny być o masie pośredniej; od setek do tysięcy mas Słońca. „Dyskutuje się o istnieniu czarnych dziurach o masie pośredniej. Jeżeli rzeczywiście znajdziemy HCSC, jednocześnie pokażemy istnienie takich czarnych dziur. Możemy to następnie potwierdzić, mierząc masę czarnych dziur za pomocą obserwacji spektroskopowych HCSC” – powiedział Davide Lena, pierwszy autor pracy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SRON

Vega


Załączniki:
4-astronomersm.jpg
4-astronomersm.jpg [ 61.32 KiB | Przeglądany 1366 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 czerwca 2020, 18:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Każdego roku naukowcy nie zauważają 2 mln zjawisk łączenia się czarnych dziur

W ubiegłym roku w zaawansowanej sieci detektorów fal grawitacyjnych LIGO-Virgo zaobserwowano dane z 35 łączących się czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Świetny wynik – ale co przegapili naukowcy? Według dr. Rorya Smitha z ARC Center of Excellence in Gravitational Wave Discovery na Monash University w Australii – prawdopodobne jest, że jest tam kolejne 2 mln zdarzeń fal grawitacyjnych pochodzących z łączących się czarnych dziur – para czarnych dziur co 200 sekund i para gwiazd neutronowych co 15 sekund, których naukowcy nie wychwytują.

Dr Smith i jego koledzy opracowali metodę wykrywania obecności tych słabych zdarzeń, które do tej pory pozostawały niezauważone, bez konieczności wykrywania każdego z nich indywidualnie.

Metoda – która jest obecnie testowana przez społeczność LIGO – „oznacza, że możemy być w stanie spojrzeć o ponad 8 mld lat świetlnych dalej, niż obecnie. Daje nam to migawkę tego, jak wyglądał wczesny Wszechświat, a jednocześnie zapewnia spojrzenie w ewolucję Wszechświata” – powiedział dr Smith.

W artykule opublikowanym niedawno w czasopiśmie Royal Astronomical Society szczegółowo opisano, w jaki sposób badacze zmierzą właściwości fal grawitacyjnych z milionów nieobserwowanych zdarzeń łączenia się czarnych dziur.

Łączące się układy podwójne czarnych dziur uwalniają ogromne ilości energii w postaci fal grawitacyjnych i są obecnie rutynowo wykrywane przez zaawansowaną sieć detektorów LIGO-Virgo. Według współautora pracy, Erica Thrane'a z OzGrav-Monash, te fale grawitacyjne generowane przez pojedyncze połączenie się układu podwójnego czarnych dziur „niosą informacje o czasoprzestrzeni w najbardziej ekstremalnych środowiskach Wszechświata. Poszczególne obserwacje fal grawitacyjnych śledzą ewolucję gwiazd, gromad gwiazd i galaktyk” – powiedział.

„Łącząc informacje z wielu zdarzeń związanych z fuzjami, możemy zacząć rozumieć otoczenie, w którym żyją i ewoluują gwiazdy oraz co powoduje, że w końcu stają się czarnymi dziurami. Im dalej widzimy fale grawitacyjne z tych połączeń, tym młodszy był Wszechświat, kiedy powstały. Możemy prześledzić ewolucję gwiazd i galaktyk w czasie kosmicznym, aż do czasów, gdy Wszechświat miał ułamek obecnego wieku.”

Naukowcy mierzą właściwości populacji łączących się czarnych dziur, takie jak rozkład mas czarnych dziur. Zdecydowana większość zwartych układów podwójnych łączących się czarnych dziur wytwarza fale grawitacyjne, które są zbyt słabe, aby uzyskać jednoznaczne wykrycie – tak więc w naszych obserwatoriach brakuje ogromnej ilości informacji.

„Ponadto, wyciągnięte wnioski na temat populacji czarnych dziur mogą być podatne na ‘fałszywą selekcję’ z uwagi na fakt, że widzimy tylko garść najgłośniejszych, najbliższych układów. Fałszywa selekcja oznacza, że możemy uzyskać migawkę czarnych dziur zamiast pełnego obrazu” – ostrzegł Smith.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
grav-wave-stochastic-background-a-jpg_orig.jpg
grav-wave-stochastic-background-a-jpg_orig.jpg [ 339.74 KiB | Przeglądany 1339 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
SOS PTMA
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 czerwca 2020, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Tranzytujące brązowe karły wykryte z pomocą TESS

Brązowe karły to obiekty o masach od 13 do 80 mas Jowisza jednak ich promień jest zbliżony do promienia naszego gazowego olbrzyma (0,7-1,4 promienia). Dolna granica masy oddziela je od planet; w przeciwieństwie do planet, jądra brązowych karłów są wystarczająco masywne, aby spalić deuter. Z drugiej strony, jeżeli staną się zbyt masywne (80 mas Jowisza), wówczas ich jądra zaczynają spalać wodór i stają się gwiazdami ciągu głównego.

Podobnie jak planeta, brązowy karzeł przechodząc przed swoją gwiazdą macierzystą, powoduje spadek jasności jej blasku. Pozwala to astronomom wykrywać brązowe karły przy pomocy teleskopów kosmicznych, takich jak np. TESS.

Ponieważ mają promień zbliżony do jowiszowego i większą masę, tranzyty brązowych karłów powinny być tak łatwe do wykrycia, jak tranzyty planet olbrzymów – ale znamy tylko 23 tranzytujące brązowe karły. Ten brak znany jest jako „pustynia brązowych karłów”. Odpowiedź na ten problem może leżeć w mechanizmie formowania się – czy formują się jak gwiazdy czy jak planety. Dokładne parametry pomiarów masy, promienia i orbity są niezbędne, aby zrozumieć powstawanie i ewolucję brązowych karłów.

W swoim badaniu naukowcy donoszą o odkryciu dwóch nowych tranzytów brązowych karłów, którym wykonano wiarygodnie dokładne pomiary masy, promienia i wieku obiektów. Mając wiek ponad 3 mld lat, są najstarszymi tranzytującymi brązowymi karłami z dobrze określonymi pomiarami. Obiekty otrzymały nazwy TOI-569 i TOI-1406.

Ponieważ głębokość tranzytu zależy od stosunku promienia brązowego karła do jego gwiazdy macierzystej, autorzy są w stanie zmierzyć promień brązowych karłów na podstawie krzywych zmian blasku. Jednak obiekty w zakresie mas mogą mieć ten sam promień, dlatego potrzebne są dodatkowe pomiary prędkości radialnych w celu zmierzenia masy i sprawdzenia, czy obiekt tranzytujący jest w rzeczywistości brązowym karłem.

Aby uzyskać wiarygodne pomiary masy i promieni brązowych karłów, naukowcy jednocześnie dopasowali krzywe blasku i prędkości radialnych. Pomiary masy i promienia pokazują, że TOI-569b ma masę 64,1 mas Jowisza i promień 0,75 jowiszowego a TOI-1406b odpowiednio 46 mas Jowisza i 0,86 promienia.

Naukowcy zakładają, że brązowe karły mają wiek taki sam, jak ich gwiazdy macierzyste i wynoszą: 4,7 mld lat dla TOI-569b i 3,2 mld lat dla TOI-1406b.

Jednym ze sposobów przetestowania modeli ewolucyjnych brązowych karłów jest użycie diagramu masa-promień. W przeciwieństwie do gwiazdy, jądro stopionego deuteru brązowego karła nie wytwarza wystarczającej ilości energii do walki z zapadaniem grawitacyjnym, powodując zmniejszenie promienia karła w miarę jego starzenia się. Oznacza to, że brązowy karzeł w pewnym wieku ma oczekiwane położenie na diagramie masa-promień.

TESS do tej pory pozwoliła na odkrycie czterech nowych tranzytujących brązowych karłów i może znaleźć ich jeszcze więcej w przyszłości. Jednak potrzeba jeszcze wielu odkryć, aby w pełni zrozumieć powstawanie i ewolucję brązowych karłów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
1200px-Artist’s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026.jpg
1200px-Artist’s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026.jpg [ 209.99 KiB | Przeglądany 1061 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 czerwca 2020, 21:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Co się dzieje z gwiazdą, zanim wybuchnie i umrze?

Ostatnie badania nad neutrinami pochodzącymi tuż sprzed wybuchu supernowej zbliżyły naukowców do zrozumienia, co dzieje się z gwiazdami, zanim te wybuchną i umrą. W nowym badaniu prześledzono modele ewolucji gwiazd do przetestowania niepewnych prognoz.

Kiedy gwiazda umiera, emituje ogromną liczbę neutrin, które, jak się przypuszcza, napędzają powstającą supernową. Neutrina przepływają swobodnie przez gwiazdę, zanim eksplozja osiągnie jej powierzchnię. Następnie naukowcy mogą wykryć neutrina przed pojawieniem się supernowej; w rzeczywistości wykryto kilkadziesiąt neutrin z supernowej, która wybuchła w 1987 roku, kilka godzin przed tym, nim eksplozja została zauważona w świetle widzialnym.

Oczekuje się, że detektory neutrin nowej generacji wykryją około 50 000 neutrin z podobnego rodzaju supernowych. Technologia stała się tak potężna, że naukowcy przewidują, że wykryją słabe sygnały neutrin, które pojawiają się na kilka dni przed eksplozją; podobnie jak prognozy pogody supernowych, da to astronomom możliwość złapania pierwszego światła supernowej. Jest to również jeden z wielu sposobów na bezpośrednie wydobywanie informacji z jądra gwiazdy.

Chociaż istnieje ogólne zrozumienie tego, w jaki sposób masywna gwiazda ewoluuje i wybucha, naukowcy wciąż nie są pewni, co prowadzi do wybuchu supernowej. Wielu fizyków próbowało modelować te końcowe fazy życia gwiazd, ale wyniki wydają się przypadkowe. Nie można potwierdzić, czy są poprawne. Ponieważ wykrywanie neutrin sprzed wybuchu supernowej pozwala naukowcom lepiej ocenić te modele, zespół naukowców zbadał modele późnych etapów ewolucji gwiazd i to, jak może to wpłynąć na oszacowania neutrin pochodzących sprzed eksplozji supernowych.

Ryosuke Hirai z OzGrav i współautor pracy, mówi: „Pomoże nam to w pełni wykorzystać informacje z przeszłych detekcji neutrin pochodzących sprzed wybuchu supernowych. W pierwszym badaniu zbadaliśmy niepewność pojedynczej gwiazdy, która jest 15 razy masywniejsza od Słońca. Emisja neutrin obliczona na podstawie tych modeli gwiazdowych różniła się znacznie pod względem jasności neutrin. Oznacza to, że oszacowanie neutrin sprzed eksplozji są bardzo wrażliwe na te małe szczegóły modelu gwiezdnego.”

Badanie pokazało znaczną niepewność prognozowania neutrin sprzed wybuchu supernowej, a także ujawniło związek między właściwościami neutrin i gwiazd.

“Następna supernowa w naszej galaktyce może pojawić się w każdej chwili, a naukowcy czekają na wykrycie neutrin sprzed eksplozji, aby zrozumieć kluczowe części ewolucji masywnych gwiazd i mechanizmy wybuchu supernowych.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
480px-g299-remnants-supernova-type1a-20150218_orig.jpg
480px-g299-remnants-supernova-type1a-20150218_orig.jpg [ 83.36 KiB | Przeglądany 884 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 lipca 2020, 18:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Głodna czarna dziura wśród najbardziej masywnych we Wszechświecie

Dzięki nowym badaniom wiemy już, jak ogromna jest najszybciej rozwijająca się we Wszechświecie czarna dziura, a także ile je.

Wg dr. Christophera Onkena i jego współpracowników, jest 34 mld razy masywniejsza od naszego Słońca i pochłania prawie równowartość jednego Słońca każdego dnia. Jest też 8000 razy masywniejsza od czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej.

„Gdyby czarna dziura w naszej galaktyce chciała urosnąć tak gruba, musiałaby pochłonąć dwie trzecie wszystkich gwiazd Drogi Mlecznej” – powiedział dr Onken.

Ta olbrzymia czarna dziura – znana jako J2157 – została odkryta przez ten sam zespół badaczy w 2018 roku. Widzimy ją w czasie, kiedy Wszechświat miał zaledwie 1,2 mld lat, czyli mniej niż 10% obecnego wieku. Jest to także największa czarna dziura we wczesnym okresie Wszechświata, którą „zważono”. Pisaliśmy o niej tutaj

To, w jaki sposób czarne dziury we wczesnym etapie życia Wszechświata urosły aż tak bardzo, nadal pozostaje tajemnicą, ale zespół szuka czarnych dziur w nadziei, że mogą one dostarczyć wskazówek.

Naukowcy użyli Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) w Chile, aby dokładnie zmierzyć masę tej czarnej dziury.

„Przy tak ogromnej czarnej dziurze cieszymy się, że zobaczymy także, czego możemy się dowiedzieć o galaktyce, w której ona rośnie” – powiedział dr Onken.

Czy ta galaktyka jest jednym z olbrzymów wczesnego Wszechświata, czy też czarna dziura po prostu pochłonęła niezwykłe ilości swojego otoczenia, pozostaje kwestią dalszych badań zespołu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ANU

Vega


Załączniki:
blackholeclouds_0.jpg
blackholeclouds_0.jpg [ 63.67 KiB | Przeglądany 865 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 lipca 2020, 19:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto układ planet typu super-Ziemia wokół pobliskiego czerwonego karła

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył dwie, a być może trzy egzoplanety wielkości „super-Ziemi” krążące wokół jednego z naszych najbliższych sąsiadów – jasnego i niezwykle spokojnego czerwonego karła. Obserwacje zespołu uzyskano w ramach projektu Red Dots #2, którego celem jest odkrycie najbliższych Słońcu egzoplanet wielkości Ziemi będących najlepszym celem do badania atmosfery małych, skalistych egzoplanet i poszukiwania oznak życia poza Układem Słonecznym.

Gliese 887 to pobliski czerwony karzeł (karzeł typu M) o rozmiarach około połowy naszego Słońca. Czerwone karły są najmniejszym, najchłodniejszym, i zdecydowanie najczęstszym typem gwiazd ciągu głównego w Galaktyce i występują obficie w pobliżu Ziemi. Znajdując się w odległości zaledwie 11 lat świetlnych Gliese 887 jest jedną z 12 najbliższych Słońcu gwiazd, a także najjaśniejszym czerwonym karłem widocznym z Ziemi.

Wiele planet typu ziemskiego zostało odkrytych wokół pobliskich czerwonych karłów: w 2016 roku zespół Red Dots odkrył egzoplanetę o masie ziemskiej krążącą wokół najbliższej Słońcu gwiazdy – Proxima Centauri. Niedługo potem ogłosili odkrycie super-Ziemi krążącej wokół gwiazdy Barnarda, drugiej najbliższej nam gwiazdy. W 2019 roku zespół odkrył również układ trzech planet krążących wokół gwiazdy GJ 1061. Kilka innych zespołów również odniosło sukces, a jednym z nich jest niewątpliwie układ TRAPPIST-1, który kryje w sobie siedem (!) niesamowitych światów wielkości Ziemi. Niestety, czerwone karły zwykle są bardzo aktywnymi gwiazdami, a wiele badań wskazuje na komplikacje, jakie mogą one stwarzać dla warunków zdatnych do zamieszkania, takie jak zablokowanie pływowe orbity, brak wystarczającej ilości fotonów UV niezbędnych do podtrzymania fotosyntezy i częste rozbłyski od potężnych wiatrów gwiazdowych zdolne usunąć atmosferę egzoplanet i całkowicie sterylizujących najbliższe planety. Pomimo tych ograniczeń, czerwone karły oferują także szereg korzyści w poszukiwaniu planet o masie ziemskiej: ich najmniejsza masa może oznaczać, że egzoplaneta wielkości Ziemi może przekazywać mierzalny sygnał prędkości radialnej, a ponieważ mają niższą jasność, strefa zdatna do zamieszkania znajduje się bliżej gwiazdy macierzystej, umieszczając planetę w bardziej dostępnym obszarze zarówno dla badań prędkości radialnej, jak i tranzytu.

Zespół, pod kierownictwem dr Sandry Jeffers z Uniwersytetu w Getyndze, obserwował Gliese 887 codziennie przez okres 80 nocy za pomocą spektrografu HARPS w ESO i uzupełnił swoje obserwacje o archiwalne pomiary sięgające blisko dwóch dekad. Szukali charakterystycznego drgania gwiazdy wywołanego grawitacyjnym holowaniem niewidzialnego towarzysza, gdy oba ciała krążą wokół wspólnego środka masy układu. Takie drganie można w zasadzie wykryć przez pomiar przesunięcia dopplerowskiego widma gwiazdy.

Naukowcy wykryli niepowtarzalne sygnały okresowe od dwóch egzoplanet – Gliese 887 b i Gliese 887 c – znajdujących się w pobliżu gwiazdy macierzystej, z okresami orbitalnymi wynoszącymi odpowiednio 9,3 i 21,8 dnia i masami odpowiednio 4,2 ± 0,6 i 7,6 ± 1,2 masy Ziemi. Liczby te umieszczają obie planety w kategorii super-Ziem, zidentyfikowanych jako planety o masie przekraczającej Ziemi, ale znacznie mniejszej niż nasze własne lodowe olbrzymy – Uran i Neptun. Te dwie nowo odkryte planety mogą mieć skalisty skład i znajdować się w pobliżu wewnętrznej krawędzi ekosfery gwiazdy. Zespół odkrył także wskazówki dotyczące trzeciej planety położonej dalej i potencjalnie wewnątrz ekosfery, chociaż przyznają, że równie dobrze może to być fałszywy sygnał związany z niewielkimi zmiennościami gwiazdy o podobnym okresie.

Zespół wykorzystał również TESS do monitorowania poziomów aktywności gwiazd i odkrył, że Gliese 887 wygląda na niemal wyjątkową wśród innych pobliskich gwiazd tego typu, ponieważ wydaje się, że ma niezwykle niską aktywność. Oznacza to, że wszelkie bliskie jej planety mogły zostać oszczędzone przed najgorszymi skutkami rozbłysków i silnych wiatrów gwiazdowych i mogły zachować gęstą atmosferę. Ogólny bezruch i niska zmienność fotometryczna Gliese 887 może również oferować lepszy stosunek sygnału do szumu w przyszłych obserwacjach wykonywanych zaawansowanymi teleskopami z Ziemi i kosmosu.

Odkrycia zespołu potwierdzają rosnącą świadomość, że planety, w tym małe, skaliste światy, są powszechne w całej Galaktyce i zapewniają doskonałe cele do przyszłych obserwacji, które mogą być jedną z najlepszych okazji do poszukiwania oznak życia w innym miejscu we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega


Załączniki:
Screenshot-2020-06-28-at-19.59.38-1024x593.png
Screenshot-2020-06-28-at-19.59.38-1024x593.png [ 403.46 KiB | Przeglądany 845 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 lipca 2020, 19:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto młodą populację ukrytych dżetów

Szukasz fajerwerków na nocnym niebie? Spróbuj sprawdzić odległy Wszechświat, w którym potężne dżety wyrzucane z supermasywnych czarnych dziur uderzają w swoje otoczenie, rozświetlając niebo. Chociaż dżety są ukryte za kurtynami gazu i pyłu, nowe badania pokazały niektóre z tych młodych elektrowni.

Połączenie galaktyka – czarna dziura
W burzliwych jądrach aktywnych galaktyk (AGN) deszcze gazu i pyłu opadają na supermasywne czarne dziury wyzwalając dżety, które wbijają się w otaczającą materię i rozświetlają w całym spektrum elektromagnetycznym.

Uważa się, że wzrost supermasywnej czarnej dziury jest ściśle związany z ewolucją jej macierzystej galaktyki, a sprzężenie zwrotne, takie jak te dżety, może zapewnić to połączenie. Gdy strumienie zderzają się z gazem i pyłem otaczającym jądro galaktyki, mogą one wywoływać szereg efektów – od fal uderzeniowych, które napędzają powstawanie gwiazd, po usuwanie gazu, co gasi proces powstawania gwiazd.

Aby lepiej zrozumieć związek między supermasywnymi czarnymi dziurami i ich macierzystymi galaktykami, naukowcy szczególnie chcieliby obserwować AGN-y w czasie znanym jako Kosmiczne Południe. Okres ten miał miejsce około 10 mld lat temu i jest okresem, w którym formowanie się gwiazd i wzrost supermasywnych czarnych dziur były najsilniejsze.

Ukryty świat Kosmicznego Południa
Ale jest pewien haczyk: wokół Kosmicznego Południa galaktyki były mocno spowite gęstym gazem i pyłem. Ta zaciemniająca materia utrudnia naukowcom obserwowanie tych systemów na krótkich długościach fal, takich jak optyczne i rentgenowskie. Zamiast tego muszą wykazać się kreatywnością, szukając celów na innych długościach fal.

Ponieważ emisja AGN jest absorbowana przez otaczający pył i ponownie promieniuje w podczerwieni, naukowcy mogą wykorzystać detektory na podczerwień do znalezienia przesłoniętych ale świecących źródeł. Aby odróżnić ukryte skupiska gwiazdotwórcze od ukrytego AGN, szukają również zwartego radioźródła – sygnatury wskazującej strumień emitowany z centralnej czarnej dziury.

Nowo wystrzelone dżety przyłapane na gorącym uczynku
Pallavi Patil i jej współpracownicy obserwowali próbkę 155 wybranych źródeł w podczerwieni a następnie obrazowanych w wysokiej rozdzielczości na Jansky Very Large Array w celu identyfikacji zwartych źródeł radiowych. Na podstawie obserwacji i modelowania dżetów autorzy pracy szacują właściwości tych źródeł.

Autorzy stwierdzili jaskrawe światło, małe rozmiary i wysokie ciśnienie dżetu – wszystko to sugeruje, że złapali nowo uruchomione strumienie w krótkotrwałej, wyjątkowej fazie ewolucji AGN, gdzie dżety nadal są osadzone w gęstych rezerwuaru gazu ich macierzystej galaktyki. Dżety rozszerzają się powoli, ponieważ muszą ciężko pracować, aby przepchnąć się przez grube obłoki otaczającej materii. Z czasem dżety prawdopodobnie rozszerzą się na większą skalę i oczyszczą otaczającą materię, powodując, że źródła ewoluują w bardziej klasycznie wyglądające galaktyki radiowe.

Co dalej? Naukowcy pracują obecnie nad badaniem towarzyszącym, aby dalej eksplorować kształty dżetów i ich bezpośrednie otoczenia. Te młode, ukryte źródła zapewnią cenne spojrzenie na to, jak supermasywne czarne dziury ewoluują wraz z ich macierzystymi galaktykami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega


Załączniki:
eso1710a.jpg
eso1710a.jpg [ 163.59 KiB | Przeglądany 821 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 lipca 2020, 18:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Obfitość metali rzadkich wskazuje na brakującą gwiazdę towarzyszącą supernowej Kasjopeja A

Świeże analizy danych rentgenowskich sugerują, że jedna z najbardziej znanych supernowych miała gwiazdę towarzyszącą.

Analiza spektroskopowa przeprowadzona przez astrofizyków z RIKEN sugeruje, że masywna gwiazda, która eksplodowała, tworząc supernową znaną jako Kasjopeja A, najprawdopodobniej miała gwiazdę towarzyszącą, która nie została jeszcze zauważona. Daje to świeży impuls do poszukiwania tego towarzysza.

Supernowe są jednymi z najbardziej gwałtownych zdarzeń we Wszechświecie. Dochodzi do nich, gdy masywna gwiazda wyczerpie zapasy paliwa, a jej jądro zapadnie się pod jej ogromną grawitacją.

Chociaż wysunięto teorie w celu wyjaśnienia związanych z tym zjawiskiem procesów, nie zostały one jeszcze potwierdzone obserwacjami. „Mechanizmy wybuchu masywnych gwiazd to od dawna problem w astrofizyce. Mamy scenariusze teoretyczne, ale chcielibyśmy je potwierdzić obserwacjami” – zauważa Toshiki Sato z RIKEN High Energy Astrophysics Laboratory.

Ważnym parametrem w badaniu ewolucji gwiazd jest stosunek cięższych pierwiastków do wodoru, najlżejszego pierwiastka – stosunek znany jako metaliczność. Krótko po Wielkim Wybuchu były tylko trzy pierwiastki: wodór, hel i lit. Ale z każdą kolejną generacją gwiazd coraz więcej pierwiastków stawało się bardziej liczniejszymi.

Początkowa metaliczność gwiazd jest ważnym czynnikiem decydującym o jej losie i wpływa na sposób, w jaki gwiazda umiera, dlatego bardzo ważne jest zbadanie jej, aby zrozumieć, jak gwiazda wybuchła.

Teraz Sato i jego współpracownicy po raz pierwszy określili początkową metaliczność Kasjopei A. Dokonali tego, łącząc dane z 13 obserwacji supernowej wykonanych przez obserwatorium rentgenowskie Chandra w ciągu ostatnich 18 lat, aby znaleźć stosunek manganu do chromu w czasie wybuchu. Na tej podstawie oszacowano, że początkowa metaliczność Kasjopei A była niższa niż metaliczność Słońca.

Kasjopeja A jest znana jako supernowa ze zdartą otoczką, ponieważ jej zewnętrzna warstwa wodorowa została usunięta. Ale niska początkowa metaliczność implikuje, że wiatr gwiazdowy byłby zbyt słaby, aby usunąć tę warstwę wodorową. Jedynym wyjaśnieniem, jakie pozostaje, jest to, że została ona usunięta przez gwiazdę towarzyszącą – zaskakujące odkrycie, ponieważ jak dotąd nie znaleziono żadnych oznak gwiezdnego towarzysza.

Powodem, dla którego jej nie zaobserwowano, może być to, że jest zwartym, słabym obiektem, takim jak czarna dziura, gwiazda neutronowa lub biały karzeł. Odkrycie to stanowi zatem nowy kierunek zrozumienia pochodzenia Kasjopei A. Naukowcy mają nadzieję, że doprowadzi to do znacznego postępu w zrozumieniu mechanizmu wybuchów supernowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega


Załączniki:
casa_elements.jpg
casa_elements.jpg [ 347.06 KiB | Przeglądany 799 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 lipca 2020, 21:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Gwiezdne fajerwerki w olbrzymiej gromadzie gwiazd

Astronomowie stworzyli obraz przedstawiający gwiezdne fajerwerki w gromadzie gwiazd G286.21+0.17.

Większość gwiazd we Wszechświecie, w tym nasze Słońce, urodziła się w masywnych gromadach gwiazd. Gromady te są budulcem galaktyk, ale ich tworzenie się z gęstych obłoków molekularnych nadal w dużej mierze pozostaje tajemnicą.

Obraz gromady G286.21+0.17, uchwycony w trakcie jej formowania się, jest mozaiką wielu długości fal, wykonaną z ponad 750 indywidualnych obserwacji radiowych z pomocą ALMA i 9 obrazów w podczerwieni uzyskanych z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Gromada znajduje się w regionie Carina naszej galaktyki, około 8 000 lat świetlnych stąd.

Gęste obłoki złożone z gazu molekularnego zostały sfotografowane przez ALMA. Teleskop obserwował ruchy turbulentnego gazu wpadającego do gromady, tworząc gęste jądra, które ostatecznie utworzą pojedyncze gwiazdy.

Gwiazdy na zdjęciu, w tym duża ich grupa wystrzeliwująca z jednej strony obłoku, są widoczne dzięki ich promieniowaniu podczerwonemu i sfotografowane za pomocą Hubble’a. Potężne wiatry i promieniowanie z najbardziej masywnej spośród nich, wysadzają obłoki molekularne, pozostawiając słabe strzępy świecącego, gorącego pyłu.

Hubble pokazał około tysiąca nowo powstałych gwiazd o szerokim zakresie mas. Ponadto ALMA wykazało, że w gęstym gazie jest o wiele więcej masy, która wciąż musi ulec zapadnięciu. Ogólnie, proces ten może potrwać co najmniej milion lat.

To pokazuje, jak dynamiczny i chaotyczny jest proces narodzin gwiazd. Widzimy w akcji konkurujące ze sobą siły: grawitację i turbulencje z obłoków z jednej strony oraz wiatry gwiazdowe i ciśnienie promieniowania z młodych gwiazd z drugiej. Ten proces rzeźbi region. Nasze Słońce i Układ Słoneczny również powstały w podobnym procesie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega


Załączniki:
nrao20in08_Mosaic_ALMA_HST_comp_purple_05192020-1024x1024.jpg
nrao20in08_Mosaic_ALMA_HST_comp_purple_05192020-1024x1024.jpg [ 1.32 MiB | Przeglądany 768 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 lipca 2020, 19:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1212
Oddział PTMA: Kraków
Tajemnicza wirująca gwiazda neutronowa wykryta w Drodze Mlecznej okazuje się niezwykłym odkryciem

12 marca 2020 roku kosmiczny teleskop Swift wykrył wybuch promieniowania w Drodze Mlecznej. W ciągu tygodnia odkryto, że nowe źródło promieniowania X, nazwane Swift J1818.0–1607, jest magnetarem, rzadkim rodzajem wolno rotującej gwiazdy neutronowej z jednym z najpotężniejszych pól magnetycznych we Wszechświecie.

Wirując raz na 1,44 sekundy, jest najszybszym znanym wirującym magnetarem i prawdopodobnie jedną z najmłodszych gwiazd neutronowych w Drodze Mlecznej. Emituje również impulsy radiowe, takie jak te obserwowane z pulsarów – innego rodzaju wirujących gwiazd neutronowych w naszej galaktyce. W momencie wykrycia znane były tylko cztery inne magnetary emitujące impulsy radiowe, co czyni Swift J1818.0–1607 niezwykle rzadkim odkryciem.

W niedawno opublikowanym badaniu przeprowadzonym przez zespół OzGrav stwierdzono, że impulsy z magnetara stają się znacznie słabsze przy przechodzeniu z niskich do wysokich częstotliwości radiowych: ma „strome” spektrum radiowe. Jego emisja radiowa jest nie tylko bardziej stroma niż czterech innych magnetarów radiowych, ale także bardziej niż ~90% wszystkich pulsarów! Ponadto odkryli, że magnetar stał się ponad 10 razy jaśniejszy w ciągu zaledwie dwóch tygodni.

Dla porównania pozostałe cztery magnetary radiowe mają prawie stałą jasność przy różnych częstotliwościach radiowych. Obserwacji tych dokonano z użyciem systemu odbiorników Ultra Wideband-Low (UWL) zainstalowanych na radioteleskopie Parkes. Podczas gdy większość teleskopów ogranicza się do obserwacji fal radiowych na bardzo wąskich pasmach częstotliwości, odbiornik Parkes UWL może wykrywać jednocześnie fale radiowe o bardzo szerokim zakresie częstotliwości.

Po dalszej analizie zespół znalazł interesujące podobieństwa do wysokoenergetycznego pulsara radiowego o nazwie PSR J1119–6127. Pulsar doznał wybuchu magnetycznego w 2016 roku, gdzie również doświadczyła gwałtownego wzrostu jasności i rozwinął strome spektrum radiowe. Jeżeli wybuchy tego pulsara i Swift J1818.0–1607 mają to samo źródło mocy, to powoli z czasem spektrum magnetara powinno zacząć przypominać inne obserwowane magnetary radiowe.

Wiek młodego magnetara (pomiędzy 240 a 320 lat) mierzono zarówno na podstawie jego okresu rotacji, jak i tego, jak szybko zwalnia na przestrzeni czasu; jest jednak mało prawdopodobne, aby był tak dokładny. Wskaźniki rozpadu magnetarów są bardzo zmienne w rocznych przedziałach czasowych, szczególnie po wybuchach, i mogą prowadzić do błędnych szacunków wieku. Jest to również wzmacniane przez brak pozostałości po supernowej w pozycji magnetarów.

Główny autor badania, Marcus Lower, zaproponował teorię wyjaśniającą tajemnicze właściwości magnetara: ”Swift J1818.0–1607 mógł rozpocząć życie jako bardziej zwykły pulsar radiowy, który z czasem uzyskał właściwości rotacyjne magnetara. Może się to zdarzyć, jeżeli bieguny magnetyczne i rotacyjne gwiazdy neutronowej gwałtownie się wyrównają lub jeżeli materia supernowej opadnie na gwiazdę neutronową i zasłoni jej pole magnetyczne.”

Zasłonięte pole magnetyczne powoli wyłaniało by się z powrotem na powierzchnię przez tysiące lat. Potrzebne są ciągłe obserwacje Swift J1818.0–1607 przez wiele miesięcy lub lat, aby przetestować te teorie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega


Załączniki:
mysterioussp.jpg
mysterioussp.jpg [ 595.3 KiB | Przeglądany 725 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: 689 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 31, 32, 33, 34, 35  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 9 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