Dzisiaj jest 19 lipca 2018, 02:15

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 245 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 9, 10, 11, 12, 13
Autor Wiadomość
Post: 08 lipca 2018, 15:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 728
Oddział PTMA: Kraków
Wielka kolizja, która zmieniła Drogę Mleczną

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył stare i dramatyczne zderzenie się Drogi Mlecznej z mniejszym obiektem, który nazwano galaktyką „Kiełbasa”. Ta kosmiczna katastrofa była definiującym wydarzeniem we wczesnej historii Drogi Mlecznej i przekształciła strukturę naszej galaktyki, kształtując zarówno jej zgrubienie centralne, jak i otoczkę zewnętrzną.

Astronomowie wnioskują, że około 8-10 mld lat temu nieznana galaktyka karłowata uderzyła w Drogę Mleczną. Nie przetrwała ona zderzenia, rozpadła się bardzo szybko a szczątki są teraz wszędzie wokół nas.

Nowe artykuły opisują najważniejsze cechy tego niezwykłego zdarzenia. GyuChul Myeong z Cambridge wraz z kolegami wykorzystali dane z satelity Gaia, która mapuje gwiezdną zawartość Drogi Mlecznej, rejestrując tory gwiazd podczas ich podróży przez naszą galaktykę. Dzięki Gaia astronomowie znają teraz pozycje i trajektorie naszych niebiańskich sąsiadów z niespotykaną dokładnością.

Ścieżki gwiazd z galaktycznej kolizji zasłużyły na pseudonim „Kiełbaski Gai”. Gdy astronomowie nakreślili prędkości gwiazd, ukazał im się właśnie kształt kiełbasy. Gdy mniejsza galaktyka rozpadła się, jej gwiazdy zostały rzucone na bardzo radialne orbity. Są one tym, co pozostało z tego wielkiego połączenia z Drogą Mleczną.

Droga Mleczna kontynuuje zderzenia z innymi galaktykami, takimi jak słaba galaktyka karłowata Strzelca. Jednak galaktyka Kiełbasa była znacznie masywniejsza. Całkowita masa jej gazu, gwiazd i ciemnej materii była ponad 10 mld razy większa, niż masa Słońca. Kiedy Kiełbasa uderzyła w młodą Drogę Mleczną, jej trajektoria spowodowała wiele chaosu. Resztki Kiełbasy rozproszyły się po wewnętrznych częściach naszej galaktyki, tworząc zgrubienie w jej centrum oraz otoczkę gwiezdnego halo.

Symulacje numeryczne mogą odtworzyć te cechy. W symulacjach prowadzonych przez Denisa Erkla i jego współpracowników, gwiazdy z Kiełbasy wchodzą na rozciągnięte orbity, które są dodatkowo wydłużone przez rosnący dysk Drogi Mlecznej, który puchnie i staje się grubszy po kolizji.

Dowody tej galaktycznej przebudowy widoczne są w torach gwiazd odziedziczonych z galaktyki karłowatej. Gwiazdy Kiełbasy skręcają w przybliżeniu w tej samej odległości od centrum Galaktyki. Skręcanie to powoduje, że gęstość w halo Drogi Mlecznej zmniejsza się dramatycznie tam, gdzie gwiazdy zmieniają kierunki. Nowa praca wyjaśnia, w jaki sposób gwiazdy wpadły na tak ciasne orbity.

W nowych badaniach zidentyfikowano również co najmniej osiem dużych, sferycznych skupisk gwiazd zwanych gromadami kulistymi, które zostały dostarczone do Drogi Mlecznej przez Kiełbasę. Małe galaktyki na ogół nie mają własnych gromad kulistych, więc galaktyka Kiełbasa musiała być wystarczająco duża, by pomieścić zbiór gromad.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Simons Foundation

Vega


Załączniki:
thegaiasausa.jpg
thegaiasausa.jpg [ 296.92 KiB | Przeglądany 40 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 lipca 2018, 16:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 728
Oddział PTMA: Kraków
Co rozświetla najjaśniejsze galaktyki?

Od dawna wiadomo, że interakcje pomiędzy galaktykami ma wpływ na ich ewolucję. Są to zjawiska powszechne we Wszechświecie, a większość galaktyk wykazuje oznaki wzajemnego oddziaływania. Najbardziej dramatyczne zderzenia między galaktykami powodują ich świecenie, szczególnie w podczerwieni, a zarazem są one jednymi z najjaśniejszych obiektów na niebie. Ich jasność pozwala badać je na odległościach kosmologicznych, co pozwala astronomom odtworzyć aktywność we wczesnym Wszechświecie.

Za takie zwiększone promieniowanie są odpowiedzialne dwa procesy: intensywne procesy gwiazdotwórcze lub zasilanie supermasywnych czarnych dziur w jądrze galaktyki (AGN – Active Galactic Nuclei czyli aktywne jądra galaktyczne). Chociaż procesy te są bardzo różne i powinny być łatwe do rozróżnienia (AGN emituje znacznie cieplejsze promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie), jednak w praktyce cechy odróżniające obydwa zdarzenia mogą być słabe i/lub zasłonięte przez pył w galaktykach. Dlatego astronomowie często wykorzystują kształt profilu całkowitej emisji galaktyki (jej widmowy rozkład energii – SED), aby ocenić procesy w niej zachodzące. Pył, który pochłania większość promieniowania, także emituje je ponownie na dłuższych falach w podczerwieni a programy komputerowe wykorzystywane przez naukowców mogą na tej podstawie modelować i odkrywać przed nimi liczne struktury fizyczne galaktyk.

Gdyby procesy gwiazdotwórcze były odpowiedzialne za rozświetlanie jasnych galaktyk we wczesnym Wszechświecie, to wiele dzisiejszych gwiazd też mogło powstać w takim środowisku. Jednak jeżeli byłyby zasilane głównie przez AGN, wtedy powinno być obserwowanych więcej dżetów i mniej nowych gwiazd. Astronomowie z CfA przeanalizowali dwadzieścia cztery stosunkowo bliskie, jasne, łączące się galaktyki, aby stwierdzić, jak często i w jakim stopniu aktywność AGN jest odpowiedzialna za ich jasność. Naukowcy uzyskali najdokładniejsze wyniki SED w trzydziestu trzech pasmach widma, zdobyte w siedmiu różnych misjach obserwacyjnych NASA dla tych galaktyk. Następnie wykorzystali nowy kod obliczeniowy, aby dopasować kształt SED i wyliczyć najbardziej prawdopodobną wartość wkładu AGN oraz do zmierzenia szybkości powstawania gwiazd, właściwości pyłu i wielu innych parametrów fizycznych. Naukowcy przetestowali wiarygodność kodu, wykorzystując go w symulacjach łączenia się galaktyk i znaleźli doskonałą zgodność.

Astronomowie stwierdzili, że udział AGN w ich próbce galaktyk sięga nawet 90% całkowitej jasności a w pozostałych przypadkach spada poniżej 20% i jest prawdopodobnie pomijany. Zespół stara się odnieść skalę wkładu AGN do etapu procesu łączenia się układu galaktyk, jednak ich niewielka próbka ograniczyła możliwość uogólnienia wniosków. Naukowcy rozszerzają swoją analizę do kilkuset układów łączących się galaktyk, aby wzmocnić wyciągnięte wnioski.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201827.jpg
su201827.jpg [ 70.91 KiB | Przeglądany 34 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 lipca 2018, 19:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 728
Oddział PTMA: Kraków
Nasza skalista sąsiadka nie jest bliźniaczką Ziemi

Zeszłej jesieni świat podekscytowało odkrycie egzoplanety Ross 128b, która znajduje się zaledwie 11 lat świetlnych od Ziemi. Nowe badania przeprowadzone przez zespół astronomów pod kierownictwem Diogo Souto z brazylijskiego Observatório Nacional, po raz pierwszy określiły szczegółowo skład chemiczny gwiazdy macierzystej tej planety – Ross 128.

Zrozumienie, które pierwiastki i w jakich ilościach obecne są w gwieździe może pomóc naukowcom oszacować budowę egzoplanet, które ją okrążają, a to umożliwi sprawdzenie, na ile są one do podobne Ziemi.

Gwiazda macierzysta egzoplanety, Ross 128, podobnie jak około 70% gwiazd Drogi Mlecznej, jest czerwonym karłem. Jest zatem znacznie chłodniejsza i mniejsza, niż Słońce. W oparciu o wyniki z dużych projektów poszukiwania egzoplanet, astronomowie szacują, że wiele z tych czerwonych karłów posiada co najmniej jedną egzoplanetę. W ciągu ostatnich lat kilka układów planetarnych wokół takich gwiazd było sensacjami prasowymi, w tym Proxima b, planeta okrążająca gwiazdę najbliższą Słońcu, Proximę Centauri oraz siedem planet okrążających TRAPPIST-1, gwiazdę niewiele większą od Jowisza.

Wykorzystując spektroskop APOGEE, zespół przeanalizował widmo gwiazdy w bliskiej podczerwieni, w celu określenia zawartości w niej węgla, tlenu, magnezu, glinu, potasu, wapnia, tytanu i żelaza.

Kiedy gwiazdy są młode, otoczone są rotującymi dyskami gazu i pyłu, z którego powstają planety skaliste. Skład chemiczny gwiazdy może mieć wpływ na zawartość dysku, a co za tym idzie na mineralogię i strukturę wnętrza planet, które z niego powstają. Na przykład ilość magnezu, żelaza i krzemu w planecie będzie kontrolowała stosunek mas jądra i płaszcza planety.

Zespół ustalił, że Ross 128 ma poziom żelaza zbliżony do naszego Słońca. Chociaż nie byli w stanie zmierzyć obfitości krzemu w niej, stosunek żelaza do magnezu w gwieździe wskazuje, że jądro planety Ross 128b, powinno być większe, niż ziemskie.

Ponieważ zespół znał minimalną masę Ross 128b oraz obfitość pierwiastków w gwieździe, był w stanie oszacować zakres promienia planety, którego nie można zmierzyć bezpośrednio ze względu na orientację orbity planety wokół gwiazdy względem Ziemi.

Poznanie masy i promienia planety jest ważne przy zrozumieniu, z czego jest ona zbudowana, gdyż obydwa pomiary mogą być wykorzystane do obliczenia gęstości planety. Co więcej, kwantyfikując planety w ten sposób, astronomowie zdali sobie sprawę, że planety o promieniu większym, niż 1,7 promienia Ziemi prawdopodobnie otoczone są gazową otoczką, podobnie jak Neptun, a te o mniejszych promieniach są prawdopodobnie bardziej skaliste, tak jak nasza własna planeta.

Szacowany promień Ross 128b wskazuje, że powinna ona być skalista.

W końcu, mierząc temperaturę Ross 128 i szacując promień planety, zespół był w stanie określić, ile światła gwiazdy odbija się od powierzchni planety, odkrywając, że nasza druga pod względem odległości skalista sąsiadka prawdopodobnie ma umiarkowany klimat, a na jej powierzchni może występować woda w stanie ciekłym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Carnegie Institution for Science

Vega


Załączniki:
eso1736a-800x800.jpg
eso1736a-800x800.jpg [ 36.37 KiB | Przeglądany 29 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 16 lipca 2018, 13:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 728
Oddział PTMA: Kraków
Hubble i Gaia wykonują najdokładniejsze w historii pomiary ekspansji Wszechświata

Wykorzystując moc i współdziałanie dwóch teleskopów kosmicznych, astronomowie dokonali najbardziej dokładnego pomiaru dotychczasowego tempa ekspansji Wszechświata.

Wyniki dodatkowo uwydatniają różnice między pomiarami tempa ekspansji pobliskiego i odległego, pierwotnego Wszechświata – zanim jeszcze powstały gwiazdy i galaktyki.

Łącząc obserwacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Obserwatorium Kosmicznego Gaia, astronomowie udoskonalili poprzednią wartość stałej Hubble’a – tempo, w jakim Wszechświat się rozszerza od momentu Wielkiego Wybuchu 13,8 mld lat temu.

Ponieważ jednak pomiary stały się bardziej precyzyjne, ustalenie przez zespół stałej Hubble’a coraz bardziej różni się od pomiarów z innego obserwatorium kosmicznego, misji Planck, która przewiduje inną jej wartość.

Planck odwzorował pierwotny Wszechświat z okresu zaledwie 360 000 lat po Wielkim Wybuchu. Całe niebo jest naznaczone podpisem Wielkiego Wybuchu, zakodowanym w mikrofalach. Planck zmierzył rozmiar zmarszczek w kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła. Drobne szczegóły tych zmarszczek zawierają informacje na temat tego, ile jest ciemnej materii i normalnej materii, trajektorii Wszechświata w tamtym czasie oraz innych parametrów kosmologicznych.

Te pomiary, nadal jeszcze oceniane, pozwalają naukowcom przewidzieć, w jaki sposób wczesny Wszechświat najprawdopodobniej przekształcił by się do stopnia ekspansji, który możemy zmierzyć dzisiaj. Jednak przewidywania te wydają się nie pasować do nowych pomiarów naszego pobliskiego współczesnego Wszechświata.

Po dodaniu nowych danych z Gai i Hubble’a, pojawiają się poważne sprzeczności z danymi z Cosmic Microwave Background (CMB). Sprzeczności dotyczą poglądu naukowców na temat wczesnego i późniejszego Wszechświata.

W 2005 roku Adam Riess ze Space Telescope Science Institute, oraz członkowie zespołu SHOES (Supernova H0 for the Equation of State) postanowili zmierzyć tempo rozszerzania się Wszechświata z niespotykaną dotąd dokładnością. Dzięki połączeniu danych z Gai i Hubble’a, zespół zmniejszył niepewność pomiaru do zaledwie 2,2%.

Ponieważ stała Hubble’a jest potrzebna do oszacowania wieku Wszechświata, wartość ta jest jedną z najbardziej poszukiwanych liczb w kosmosie. Jej nazwa pochodzi od nazwiska amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, który blisko sto lat temu odkrył, że Wszechświat rozszerza się równomiernie we wszystkich kierunkach. Odkrycie to zrodziło współczesną kosmologię.

Wydaje się, że galaktyki oddalają się od nas proporcjonalnie do ich odległości, co oznacza, że im dalej się znajdują, tym szybciej wydają się oddalać. Jest to konsekwencją rozszerzania się przestrzeni, a nie wartość rzeczywistej prędkości kosmicznej. Mierząc wartość stałej Hubble’a w czasie, astronomowie mogą skonstruować obraz naszej kosmicznej ewolucji, wnioskować o stworzeniu Wszechświata i odkryć wskazówki dotyczące jego ostatecznego losu.

Dwie główne metody pomiaru tej liczby dają sprzeczne wyniki. Jedna metoda jest bezpośrednia – zbudowana kosmiczna „drabina odległości” do pomiaru gwiazd w naszym lokalnym wszechświecie. Druga metoda wykorzystuje CMB do pomiaru trajektorii Wszechświata krótko po Wielkim Wybuchu, a następnie wykorzystuje fizykę do opisania Wszechświata i ekstrapolacji do obecnego stopnia ekspansji. Razem, pomiary te powinny dostarczyć kompleksowego testu naszej podstawowej wiedzy na temat tak zwanego „modelu standardowego” Wszechświata. Jednak, kawałki do siebie nie pasują.

Korzystając z Hubble’a oraz nowych danych z Gaia, zespół Reissa zmierzył obecne tempo ekspansji i otrzymał wynik 73,5 km na sekundę na megaparsek. Jednak wyniki Plancka przewidują, że Wszechświat powinien się dzisiaj rozszerzać z prędkością zaledwie 67 km na sekundę na megaparsek. Ponieważ pomiary zespołów stały się bardziej precyzyjne, przepaść między nimi stale się poszerza.

Na przestrzeni lat zespół Reissa udoskonalił wartość stałej Hubble’a, upraszczając i wzmacniając „kosmiczną drabinę odległości”, używaną do dokładnych pomiarów odległości do pobliskich i odległych galaktyk. Porównali oni te odległości z ekspansją Wszechświata mierzoną przez przesunięciem światła z pobliskich galaktyk. Wykorzystując pozorną prędkość ucieczki na każdej odległości, obliczyli stałą Hubble’a.

Aby ocenić odległości między pobliskimi galaktykami, zespół użył specjalnego typu gwiazd, jako kosmicznego miernika. Te pulsujące gwiazdy zmienne, zwane cefeidami, zmieniają swój blask z prędkościami odpowiadającymi ich wewnętrznej jasności. Porównując wewnętrzną jasność z pozorną jasnością obserwowaną z Ziemi, naukowcy mogą obliczyć odległości do nich.

Gaia dodatkowo udoskonaliła to kryterium poprzez geometryczne pomiary do 50 zmiennych cefeid w Drodze Mlecznej. Pomiary te zostały połączone z precyzyjnymi pomiarami ich jasności uzyskanymi z Hubble’a. Pozwoliło to astronomom dokładniej skalibrować cefeidy, a następnie wykorzystać te widziane poza Drogą Mleczną jako kosmiczne mierniki.

Aby móc poprawnie używać cefeid jako kosmicznych mierników, trzeba znać zarówno ich jasność jak i odległość. Hubble dostarczył informacji o ich jasności a Gaia informacji na temat paralaks, potrzebnych do dokładnego określenia odległości.

„Hubble jest naprawdę niesamowity jako obserwatorium ogólnego przeznaczenia, ale Gaia to nowy złoty standard kalibracji odległości. Jest przeznaczona do pomiaru paralaksy. Dostarcza nowej umiejętności ponownej kalibracji wszystkich pomiarów odległości z przeszłości, i wydaje się potwierdzać naszą poprzednią pracę. Otrzymujemy tę samą odpowiedź na stałą Hubble’a, jeżeli zastąpimy wszystkie poprzednie kalibracje drabiny odległości paralaksami tylko z Gai. Jest to porównanie dwóch bardzo silnych i precyzyjnych obserwatoriów” – mówi Stefano Casertano ze Space Telescope Science Institute i członek zespołu SHOES.

Celem zespołu Reissa jest praca z Gaią, aby przekroczyć próg udoskonalenia stałej Hubble’a do wartości zaledwie 1% na początku lat 20. tego wieku. Tymczasem astrofizycy prawdopodobnie nadal będą borykać się z ponownym przeglądem swoich pomysłów na temat fizyki wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega


Załączniki:
stsci-h-p1834a-f-1725x1800.jpg
stsci-h-p1834a-f-1725x1800.jpg [ 2.15 MiB | Przeglądany 24 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 lipca 2018, 17:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 728
Oddział PTMA: Kraków
Energetyczne młode galaktyki karłowate, które nas otaczają

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że niektóre z małych galaktyk orbitujących wokół Drogi Mlecznej mogą modyfikować wewnętrzną strukturę ich halo ciemnej materii już w pierwszych fazach swojego życia dzięki energii wytwarzanej przez eksplozje supernowych.

Uważa się, że większość materii we Wszechświecie ma postać materii niebarionowej, prawdopodobnie zbudowanej z cząstek, które nie zostały jeszcze odkryte. Gdyby wzajemne oddziaływania grawitacyjne były ważne w procesie formowania się i ewolucji galaktyk, to jak przewidują obecne teorie, galaktyki powinny być otoczone przez wydłużone sferoidy, złożone z cząstek ciemnej materii o określonym rozkładzie, z gęstością wzrastającą wraz ze zbliżaniem się do centrum.

Jednak jest coraz większa zgoda co do tego, że procesy związane z barionowym składnikiem galaktyk mogą zmieniać rozkład ciemnej materii, czyniąc ją mniej gęstą w centrum.

Obliczenia analityczne oraz symulacje pokazują, że w zasadzie energia z wybuchów supernowych typu II występujących w cyklach związanych z tworzeniem się gwiazd, może wielokrotnie wypychać gaz na zewnątrz. Spowodowałoby to zmianę potencjału grawitacyjnego w centralnych regionach galaktyk, modyfikując rozkład ciemnej materii, która stałaby się mniej gęsta w tych obszarach.

Kluczowe znaczenie ma uchwycenie tego, jak wiele procesów związanych ze śmiercią gwiazd może wpłynąć na właściwości rozkładu ciemnej materii, ponieważ pomaga to astronomom badać teorię ciemnej materii.

W swojej pracy autorzy wykorzystali dokładną determinację ilości gwiazd powstałych we wczesnych fazach życia 16 galaktyk karłowatych będących członkami tzw. Lokalnej Grupy Galaktyk, do których należy także Droga Mleczna. Grupa Lokalna daje wyjątkową możliwość określenia, ile gwiazd uformowało się i umarło w historii swoich galaktyk od najwcześniejszych czasów, ponieważ dzięki temu można badać te układy z wyjątkową dokładnością ze względu na ich bliskie odległości.

Obliczając ilość energii związanej z masywnymi gwiazdami, które, jak się oczekuje, eksplodowały jako supernowe typu II w pierwszych miliardach lat życia tych galaktyk, kiedy Wszechświat miał dopiero ¼ swojego obecnego wieku, autorzy doszli do wniosku, że jeżeli więcej niż 90% tej energii jest wypromieniowane, obserwacje potwierdzają pogląd, że procesy te mogą wywoływać znaczące zmiany w gęstości halo ciemnej materii analizowanych galaktyk.

Astronomowie nawet ośmielają się przewidzieć, który z tych układów będzie najbardziej obiecujący, a który będzie dodatkowo badany. Przewidują, że wśród galaktyk okrążających Drogę Mleczną największe odchylenia od początkowej struktury halo ciemnej materii powinny występować w stosunkowo jasnych galaktykach karłowatych Rzeźbiarz i Fornax. Natomiast dimmer Draco i Ursa Minor powinny być tymi bardziej zdolnymi do zachowania centralnej gęstości swojej ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instituto de Astrofísica de Canarias

Vega


Załączniki:
img_prensa_prensa1414_3266_hi.jpg
img_prensa_prensa1414_3266_hi.jpg [ 504.69 KiB | Przeglądany 17 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 350D, EOS 700D, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 245 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 9, 10, 11, 12, 13

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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