Dzisiaj jest 18 kwietnia 2019, 15:19

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 421 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21, 22  Następna
Autor Wiadomość
Post: 27 grudnia 2018, 21:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Rozbłyski młodych gwiazd mogą tworzyć cegiełki planet

Ogromny rozbłysk na młodej gwieździe został zaobserwowany przez astronomów z University of Warwick, rzucając światło na pochodzenie potencjalnie nadających się do zamieszkania egzoplanet.

Wielka eksplozja energii i plazmy, jedna z największych kiedykolwiek widzianych na tego typu gwieździe, jest około 10 000 raz większa, niż największy rozbłysk słoneczny zarejestrowany na naszej dziennej gwieździe.

Odkrycie zostało szczegółowo opisane w artykule i ujawnia, w jaki sposób ta ogromna „furia” mogła nawet zaburzyć materię krążącą wokół gwiazdy, która tworzyłaby cegiełki dla przyszłych planet.

Rozbłysk był obserwowany na młodej gwieździe typu M, nazwanej NGTS J121939.5-355557, oddalonej od nas o 685 lat świetlnych. Jej wiek jest oceniany na 2 mln lat, co astronomowie często określają jako gwiazdę przed ciągiem głównym, która jeszcze nie osiągnęła rozmiaru, w jakim spędzi większość cyklu swojego życia.

Zdarzenie zostało zaobserwowane w ramach dużego przeglądu rozbłysków tysięcy gwiazd przez doktoranta University of Warwick Jamesa Jackmana, jako część projektu poszukiwania zjawisk wybuchowych na gwiazdach poza naszym Układem Słonecznym. Użył sieci teleskopów Next-Generation Transit Survey (NGTS) w Chile, które zostały zaprojektowane, by znajdować egzoplanety, zbierając pomiary jasności setek tysięcy gwiazd. Jego uwagę zwróciła NGTS J121939.5-355557, ponieważ miała jeden z największych rozbłysków widocznych w tym typie gwiazd.

Rozbłysk gwiazdowy pojawia się, gdy pole magnetyczne gwiazdy zmienia się, uwalniając ogromne ilości energii w tym procesie. Przyspiesza to naładowane cząstki, plazmę, w obrębie gwiazdy, które uderzają w jej powierzchnię, podgrzewając się do około 10 000 stopni. Energia ta wytwarza promieniowania optyczne i podczerwone, ale także rentgenowskie i gamma, które mogą być odbierane przez teleskopy na Ziemi i na jej orbicie.

Pola magnetyczne gwiazd typu M są o wiele silniejsze, niż na Słońcu i astronomowie obliczyli, że ten rozmiar rozbłysku jest rzadkim zdarzeniem, występującym w dowolnym miejscu, raz na trzy do pięciu lat. Zwykle jest to gwiazda, która wykazuje niewielką aktywność i utrzymuje stałą jasność. W tę konkretną noc obserwacyjną astronomowie zauważyli, że na kilka godzin pojaśniała ona nagle siedmiokrotnie, co jest dość ekstremalne. Po tym pojaśnieniu wróciła do normy.

Jest to gwiezdne niemowlę w wieku ok. 2 mln lat. Będzie żyła przez 10 mld lat. Mimo, że jest o wiele chłodniejsza od Słońca (2 000 stopni) i jest mniej więcej tej samej wielkości ale dość duża jak na gwiazdę typu M. Dzieje się tak dlatego, ponieważ wciąż formuje się z gazu w dysku oraz kurczy się i chłodzi, dopóki nie osiągnie ciągu głównego, zachowując pewien promień i jasność przez miliardy lat.

Odkrycie tego rodzaju szczegółów było możliwe tylko dzięki misji Gaia.

Uważa się, że promieniowanie X z tych dużych rozbłysków wpływa na tworzenie się miękkich błyszczących ziaren bogatych w wapń i glin w dyskach protoplanetarnych gwiazd. Gromadzą się one w asteroidy, które ostatecznie łączą się w krążące planety. Badanie to pogłębia naszą wiedzę na temat tego, jak rozbłyski zaburzają dysk protoplanetarny, poruszając się wokół materii działającej na formowanie się planet i wpływającej na ostateczną strukturę układu planetarnego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega


Załączniki:
226765main_pipsqueak (1).jpg
226765main_pipsqueak (1).jpg [ 139.74 KiB | Przeglądany 975 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 grudnia 2018, 17:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Czarne dziury o masach pośrednich odkryte w jądrach galaktycznych

Istnienie czarnych dziur jest dobrze ugruntowane, a obserwacje wykazały, że zarówno obiekty o masach gwiazdowych jak i te gigantyczne, o masach miliony do miliardów razy większych od Słońca znajdują się w centrach galaktyk. Jednak pochodzenie tych masywnych czarnych dziur jest tajemnicą. Małe czarne dziury są prochami supernowych ale masywne prawdopodobnie zaczynają od małych rozmiarów, rosnąc w miarę upływu czasu. Taki wzrost jest jednak bardzo ograniczony, ponieważ zmienny akt akrecji generuje promieniowanie, które hamuje dalszy napływ. Uważa się, że potrzebne są miliardy lat, aby powstała czarna dziura o masie miliarda słońc. Problem pojawia się, ponieważ astronomowie wykryli teraz kwazary z supermasywnymi czarnymi dziurami we wczesnym Wszechświecie – ale od czasu Wielkiego Wybuchu nie minęło wystarczająco dużo czasu, aby mogły one osiągnąć te supermasywne rozmiary. Czarne dziury o masach gwiazdowych powinny ponadto wytworzyć w miarę wzrostu wiele czarnych dziur o masach pośrednich (IMBH), ale tylko nieliczne są kandydatkami na nie, a ich identyfikacja jako IMBH pozostaje kontrowersyjna. Jako rozwiązanie problemu zaproponowano alternatywną sugestię. Bezpośrednie zapadanie się dużego obłoku gazowego we wczesnym Wszechświecie stworzy czarną dziurę o masie pośredniej z masą od setek do tysięcy mas Słońca, pozostawiając wiele czasu, aby wszystkie z nich mogły teraz rozwinąć się w supermasywne obiekty.

Astronom z CfA, Igor Chilingarian, przewodził zespołowi, który po raz pierwszy zidentyfikował zbiór galaktyk z aktywnymi jądrami zawierającymi czarne dziury o masach pośrednich. Wykorzystali przegląd galaktyk w świetle optycznym oraz bliskiej podczerwieni do zidentyfikowania potencjalnych źródeł, wybierając 350 potencjalnych kandydatek na IMBH. Następnie uzyskali pomiary rentgenowskie z misji Chandra i XMM Newton, które potwierdziły, że dziesięć z tych jąder było IMBH i że aktywnie akreowały. Najmniej aktywna IMBH, jaką odkryli w swoim zestawieniu 10 obiektów, miała 36 000 mas Słońca; największa miała około dziesięć razy więcej. Odkrycie to jest niezwykłe nie tylko dlatego, że jest pierwszym miarodajnym wykryciem tych nieuchwytnych obiektów, ale dlatego, że nadaje doktrynę idei, że czarne dziury o masach gwiazdowych zasiewały wczesny Wszechświat, a wiele z nich rozrosło się w supermasywne potwory, które widzimy dzisiaj.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
Active_Galactic_Nuclei.jpg
Active_Galactic_Nuclei.jpg [ 38.67 KiB | Przeglądany 973 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 30 grudnia 2018, 17:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Nowe teorie odpowiadające na podstawowe pytania dotyczące czarnych dziur

Gdy gwiazdy się zapadają, mogą tworzyć czarne dziury, które są wszędzie, w całym Wszechświecie, dlatego ważne jest, aby je badać. Czarne dziury to tajemnicze obiekty z zewnętrzną krawędzią zwaną horyzontem zdarzeń, która więzi wszystko, łącznie ze światłem. Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje, że gdy obiekt wpadnie pod horyzont zdarzeń, kończy w środku czarnej dziury, zwanym osobliwością, gdzie jest całkowicie zmiażdżony. W punkcie osobliwości przyciąganie grawitacyjne jest nieskończone i wszystkie znane prawa fizyki się załamują, łącznie z teorią Einsteina. Fizycy teoretyczni poprzez skomplikowane równania matematyczne zastanawiali się, czy osobliwość rzeczywiście istnieje, jak dotąd jednak z niewielkim powodzeniem. Prof. Parampreet Singh z Louisiana State University oraz jego współpracownicy opracowali nowe równania matematyczne, które wykraczają poza teorię względności Einsteina, pokonując jej kluczowe ograniczenia – centralną osobliwość czarnej dziury.

Fizycy teoretyczni opracowali w latach ‘90 ubiegłego stulecia teorię zwaną pętlową grawitacją kwantową, która łączy grawitację z mechaniką kwantową, co wyjaśnia dynamikę przestrzeni i czasu. Nowe równania opisują czarne dziury w pętli grawitacji kwantowej, i pokazują, że osobliwość czarnej dziury nie istnieje.

Teoria Einsteina zawodzi nie tylko w centrum czarnych dziur, ale także w wyjaśnieniu, w jaki sposób Wszechświat został stworzony z osobliwości w Wielkim Wybuchu. Dlatego dekadę temu Ashtekar, Singh i ich współpracownicy zaczęli rozszerzać fizykę poza Wielki Wybuch i tworzyć nowe prognozy za pomocą pętlowej grawitacji kwantowej. Posługując się równaniami matematycznymi i technikami obliczeniowymi pętlowej grawitacji kwantowej, pokazali, że Wielki Wybuch został zastąpiony przez „Wielkie Bęc” (ang. Big Bounce). Ale problem przezwyciężenia osobliwości czarnych dziur jest wyjątkowo złożony.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Louisiana State University

Vega


Załączniki:
physastro_singh_prl.jpg
physastro_singh_prl.jpg [ 42.1 KiB | Przeglądany 971 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 31 grudnia 2018, 19:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Dlaczego młode układy planetarne są tak bogate w gaz?

Nowe badania przeprowadzone przez międzynarodowy zespół naukowców mogą rzucić światło na tajemnicę formowania się planet: dlaczego młode układy planetarne są tak bogate w gaz?

Aby zrozumieć, dlaczego jest to tak ważne pytanie, cofnijmy się nieco w czasie. Tworzenie się planet jest jednym z najważniejszych procesów, które astronomowie powinni zrozumieć. Jednym z największych pytań ludzkości jest to, czy jesteśmy sami we Wszechświecie. Astrofizycy odkryli już blisko 4000 egzoplanet, a my jesteśmy bliżej, niż kiedykolwiek, aby znaleźć odpowiedź na tę zagadkę. Odpowiedź prawdopodobnie nie będzie pochodzić od bezpośredniego wykrycia życia pozaziemskiego, ale raczej z dobrego zrozumienia pobliskich układów planetarnych. Na przykład obecnie możemy badać układy planetarne na tyle szczegółowo, żeby stwierdzić, czy ich powierzchnie są gościnne dla życia. Jesteśmy również w stanie szukać molekuł, które zostałyby wytworzone przez żywe organizmy, i sprawdzić, czy planeta nie jest bombardowana szkodliwym promieniowaniem. Żyjemy zatem w wyjątkowym momencie historii, gdzie mamy możliwość odpowiadania na egzystencjalne pytania dotyczące obecności życia na innych planetach.

Ponieważ planety są trudne do wykrycia (w końcu są znacznie słabsze i mniejsze od gwiazd), astronomowie często badają układy planetarne na etapie tworzenia się, patrząc na gaz i pył zmieszany z młodymi planetami. Badanie zawartości gazu w bardziej dojrzałych układach planetarnych stało się możliwe dopiero w ciągu ostatnich kilku lat, dzięki najnowszej generacji obserwatoriom na falach milimetrowych (takich, jak np. ALMA). Początkowo astronomowie byli zaskoczeni odkryciem gazu w dojrzałych układach planetarnych. Powszechnie uważano, że gazowy dysk mógłby istnieć tylko na najwcześniejszych etapach życia systemu planetarnego (tzw. faza dysku protoplanetarnego, która trwa zaledwie kilka milionów lat), i dawno nie powinno być go w starszych układach. Ale obserwacje były jasne: starsze układy planetarne, w wieku od 10 do 100 mln lat, również posiadają dyski gazowe. Modele formowania się planet nie przewidywały tego, a astronomowie pracowali ciężko, od kiedy próbowali zrozumieć, skąd ten gaz pochodzi.

Istnieją dwa możliwe rozwiązania. Albo owe dyski gazowe są pozostałością po pierwotnym dysku protoplanetarnym, albo są tworzone osobno w późniejszym czasie (może powstał podczas odparowywania skalistych ciał układu). Model „drugorzędnego pochodzenia” zgadza się z pewnymi obserwacjami – odpowiada ilości gazu, jaką widzimy na przykład w układach, w których wykrywane są małe ilości gazu – ale do tej pory pojawiał się duży problem z tym pomysłem.

Aby zrozumieć problem, musimy przyjrzeć się składowi chemicznemu tego gazu. Gaz w młodych układach planetarnych to głównie wodór, ale zawiera również inne molekuły, takie jak tlenek węgla. CO jest niezwykle ważne: wodór jest prawie niewidoczny dla teleskopów astronomicznych, więc cząsteczki tlenku węgla są tym, na co faktycznie patrzą astronomowie, kiedy mierzą dyski gazowe. Problem polega na tym, że CO jest bardzo delikatną molekułą. Jest łatwo rozpraszany przez wysokoenergetyczne ultrafioletowe fotony z kosmosu. Aby tlenek węgla przetrwał, musi być chroniony (zazwyczaj przez warstwę cząsteczek wodoru). Uważa się, że każdy pierwotny tlenek węgla mógłby istnieć wraz z ochronną otoczką wodorową, umożliwiającą mu przetrwanie, podczas gdy CO, pojawiający się później (pochodzenie wtórne) byłby niechroniony i nie trwałby zbyt długo.

To jest więc problem. Astronomowie obserwują dojrzałe układy planetarne z masywnymi dyskami gazowymi. Ilość gazu i jego rozkład sugerują, że dyski nie są pozostałością po najwcześniejszym układzie, ale powstały później. Jednak każdy tlenek węgla, który pojawił się później, powinien zostać zniszczony przez fotony UV z kosmosu.

To nowe badanie dostarcza nowatorskiego rozwiązania, które wyjaśnia ten paradoks. Okazuje się, że tlenek węgla może sam sobie zaszkodzić! CO, wyparowując z planetozymali bogatych w lotne substancje, zostaje zniszczony przez fotony UV (zgodnie z oczekiwaniami). Ale fragmenty pozostałe po molekule są niszczone – atomy węgla i tlenu – budują i tworzą własną tarczę ochronną. Gdy pierwotny CO zostanie zniszczony, a „tarcza” się rozwinie, dyski CO są chronione i mogą wzrastać.

Autorzy badania przetestowali nowe modele w układzie wokół gwiazdy HD 131835. CO już był obserwowany w tym układzie. Aby przetestować teorię, użyli ALMA do uzyskania nowych obserwacji atomów węgla, które powinny chronić CO. I teoria działa! Po pierwsze, masa atomów węgla w układzie jest rzeczywiście wystarczająco wysoka, aby działać jako osłona dla CO. Po drugie, ilość tlenku węgla jest zgodna z modelem „źródła wtórnego” dla tarczy gazowej. Chociaż jest to jedyny masywny układ z obserwowanymi atomami węgla, autorzy przyglądają się także innym masywnym dyskom gazowym i pokazują, że obserwowane masy CO są zgodne z ich modelami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega


Załączniki:
Untitled.001_0.jpeg
Untitled.001_0.jpeg [ 1.01 MiB | Przeglądany 970 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 01 stycznia 2019, 19:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Wczesna protogwiazda już ma wypaczony dysk

Korzystając z obserwacji wykonanych przez ALMA badacze po raz pierwszy zaobserwowali wypaczony dysk wokół niemowlęcej protogwiazdy, która uformowała się zaledwie kilkadziesiąt tysięcy lat temu. Oznacza to, że niedopasowanie orbit planet w wielu układach planetarnych – także w naszym własnym – może być spowodowane zniekształceniami dysku protoplanetarnego na wczesnym etapie jego istnienia.

Planety w Układzie Słonecznym krążą wokół Słońca w płaszczyznach, które są co najwyżej 7 stopni przesunięte względem równika samego Słońca. Od pewnego czasu wiadomo, że wiele układów pozasłonecznych ma planety, które nie są ustawione w jednej płaszczyźnie gwiazdy. Jednym z wyjaśnień jest to, że niektóre planety mogły zostać dotknięte przez kolizje z innymi obiektami w układzie lub przez gwiazdy przechodzące przez system, które wyrzucały je z ich pierwotnej płaszczyzny orbitalnej.

Jednak nadal istniała możliwość, że formowanie się planet poza normalną płaszczyzną było w rzeczywistości spowodowane wypaczeniem obłoku gwiazdotwórczego, z którego narodziły się planety. Ostatnio obrazy rotujących dysków protoplanetarnych, w których formują się planety wokół gwiazd, faktycznie pokazały takie wypaczenia. Ale wciąż nie było jasne, jak wcześnie to nastąpiło.

W najnowszych badaniach, których wyniki opublikowano w Nature, grupa z RIKEN Cluster for Pioneering Research (CPR) oraz Chiba University w Japonii odkryła, że L1527, dziecięca protogwiazda wciąż osadzona w obłoku, posiada dysk, który ma dwie części – wewnętrzną, rotującą w jednej płaszczyźnie, i zewnętrzną w innej płaszczyźnie. Dysk jest bardzo młody i wciąż rośnie. L1527, która znajduje się w odległości około 450 lat świetlnych w Obłoku Molekularnym Taurusa, jest dobrym obiektem do badań, ponieważ ma dysk, który jest zwrócony do nas prawie krawędzią.

Pozostaje pytanie, co spowodowało wypaczenie dysku? Nami Sakai, kierownik grupy badawczej, sugeruje dwa sensowne wyjaśnienia. Jedna z możliwości jest taka, że nierówności w przepływie gazu i pyłu w obłokach protogwiazdowych nadal pozostają zachowane i objawiają się jako wypaczony dysk. Druga możliwość jest taka, że pole magnetyczne protogwiazdy znajduje się w innej płaszczyźnie, niż płaszczyzna rotacji dysku, a wewnętrzny dysk jest wciągany w inną płaszczyznę od reszty dysku przez pole magnetyczne. Naukowcy planują dalsze badania w celu ustalenia, które zjawisko jest odpowiedzialne za wypaczenie dysku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Vega


Załączniki:
warped.jpg
warped.jpg [ 84.68 KiB | Przeglądany 968 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 stycznia 2019, 17:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Ciemna materia w ruchu

Naukowcy znaleźli dowody na to, że ciemna materia może być podgrzewana i przemieszczać się w wyniku tworzenia się gwiazd w galaktykach. Odkrycia dostarczają pierwszych dowodów obserwacyjnych dla efektu znanego jako „ogrzewanie ciemnej materii” oraz nowych wskazówek dotyczących tego, co tworzy ciemną materię.

W nowej pracy naukowcy postanowili polować na ciemną materię w centrach pobliskich galaktyk karłowatych. Galaktyki karłowate to małe, słabe galaktyki, które zazwyczaj orbitują wokół większych galaktyk, takich jak nasza Droga Mleczna. Mogą też zawierać wskazówki, które pomogą nam lepiej zrozumieć naturę ciemnej materii.

Uważa się, że ciemna materia stanowi większość masy Wszechświata. Ponieważ jednak nie oddziałuje ze światłem w taki sam sposób, jak normalna materia, można ją zaobserwować jedynie poprzez jej efekty grawitacyjne. Kluczem do jej zbadania może być to, jak powstają gwiazdy w tych galaktykach.

Kiedy gwiazdy się tworzą, silne wiatry mogą wypchnąć gaz i pył z serca galaktyki. W rezultacie centrum galaktyki ma mniejszą masę, co wpływa na ilość grawitacji odczuwanej przez pozostałą ciemną materię. Przy mniejszym przyciąganiu grawitacyjnym ciemna materia zyskuje energię i migruje z dala od centrum, efekt zwany „ogrzewaniem ciemnej materii”.

Zespół astrofizyków zmierzył ilość ciemnej materii w centrach 16 galaktyk karłowatych z bardzo różnymi historiami powstawania gwiazd. Odkryli, że galaktyki, które dawno temu przestały tworzyć gwiazdy, miały wyższe gęstości ciemnej materii w swoich jądrach niż te, które dzisiaj tworzą gwiazdy. Potwierdza to teorię, że starsze galaktyki miały mniejsze ogrzewanie ciemnej materii.

Odkrycia dają nowe ograniczenia modelom ciemnej materii: ciemna materia musi być w stanie formować galaktyki karłowate, które wykazują zakres gęstości centralnych, a gęstości te muszą odnosić się do ilości formowania się gwiazd.

Zespół ma nadzieję rozszerzyć tę pracę poprzez pomiar gęstości centralnej ciemnej materii w większej próbce galaktyk karłowatych, posuwając się do jeszcze słabszych galaktyk i testując szerszy zakres modeli ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Royal Astronomical Society

Vega


Załączniki:
dm-heating_full.jpg
dm-heating_full.jpg [ 168.8 KiB | Przeglądany 964 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 stycznia 2019, 18:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Chandra wykrywa torus wokół AGN

Większość galaktyk w swoich jądrach ma supermasywne czarne dziury o masach milionów czy nawet miliardów Słońc. Uważa się, że czarne dziury są otoczone torusami pyłu i gazu oraz dyskiem akrecyjnym, który staje się bardzo gorący, gdy opada na niego materia, ogrzewając torus oraz gaz i pył wokół jądra. Takie aktywne jądro galaktyczne (AGN) promieniuje w całym widmie, podczas gdy pył często blokuje najbardziej wewnętrzne obszary. Często wyrzucane są silne dwubiegunowe dżety naładowanych cząstek. Promieniowanie z torusa można zobaczyć bezpośrednio na falach podczerwonych, a gdy szybko poruszające się są rozpraszane, także w promieniach X.

Aktywne jądra galaktyczne (AGN) należą do najbardziej dramatycznych i interesujących zjawisk w astronomii pozagalaktycznej. Wszystkie standardowe modele AGN przewidują obecność torusa i dysku akrecyjnego, ale szczegóły tego regionu były trudne do zbadania bezpośrednio, ponieważ uważa się, że jest on stosunkowo mały. Jednak ALMA obserwująca na falach milimetrowych umożliwiła ostatnio wykrywanie pobliskich struktur AGN zarówno w ciągłej jak i molekularnej emisji. NGC 5643 to galaktyka spiralna, która posiada AGN oraz dwubiegunowe dżety. W ubiegłym roku ALMA dostrzegła w jądrze wydłużoną strukturę o średnicy 80 lat świetlnych (około 200 lat świetlnych średnicy emisja ze składnika zimnego gazu molekularnego). Naukowcy zaproponowali, że struktura ta jest oczekiwanym torusem AGN i związaną z nim materią molekularną odpowiedzialną za zaciemnienie AGN oraz kolimację dżetów.

Astronomowie CfA, Pepi Fabbiano, Aneta Siemiginowska i Martin Elvis oraz ich koledzy wykorzystali obserwatorium rentgenowskie Chandra do obrazowania tego regionu oraz jego torusa w promieniach X. Patrząc na energię jasnej linii promieniowania rentgenowskiego żelaza, zespół znajduje strukturę rozległą na 200 lat świetlnych, która całkiem dobrze pokrywa się ze strukturą molekularną. Jej rozmiar i szacowana na podstawie obserwacji z ALMA gęstość sugerują, że jest to dysk otaczający jądro. Jest to pierwszy obiekt, w którym zarówno Chandra jak i ALMA zidentyfikowały torus. Dodatkowym znaczeniem jest fakt, że dwie obserwacje obejmują zakres od promieni rentgenowskich do fal milimetrowych. Te zwykle bardzo różne pasma są próbkami odpowiednio bardzo gorącej lub bardzo zimnej materii powstałej z bardzo różnych regionów, ale AGN tworzy bardzo skomplikowane środowisko.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201901.jpg
su201901.jpg [ 91.73 KiB | Przeglądany 945 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 stycznia 2019, 19:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Trzecia planeta satelity TESS

TESS – Transiting Exoplanet Survey Satellite – odkryła trzecią małą planetę poza Układem Słonecznym.

Nowa planeta, nazwana HD 21749b, krąży wokół jasnego, pobliskiego karła znajdującego się około 53 lata świetlne stąd w gwiazdozbiorze Sieci, i wydaje się, że ma najdłuższy okres obiegu z trzech dotychczas zidentyfikowanych przez TESS. HD 21749b okrąża swoją gwiazdę stosunkowo powoli – w czasie 36 dni, w porównaniu do dwóch innych planet – Pi Mensae b, „super-Ziemi”, której obieg wokół gwiazd zajmuje 6,3 dnia oraz LHS 3844b, skalistego świata, który okrąża swoją gwiazdę zaledwie w 11 godzin. Wszystkie trzy planety zostały odkryte w pierwszych trzech miesiącach obserwacji TESS.

Na powierzchni nowej planety panuje prawdopodobnie temperatura ok. 150 st. C – stosunkowo chłodno, biorąc pod uwagę bliskość gwiazdy, która jest prawie tak jasna, jak Słońce.

Planeta jest około trzy razy większa od Ziemi, co stawia ją w kategorii „pod-Neptunów”. Zaskakujące jest to, że jest również 23 razy masywniejsza od Ziemi. Jest mało prawdopodobne, że to planeta skalista i dlatego nadająca się do zamieszkania; bardziej prawdopodobne jest, że to gazowy świat, który jest znacznie gęstszy niż atmosfera Neptuna czy Urana.

Nieoczekiwanie naukowcy wykryli również dowody na istnienie drugiej planety, choć jeszcze niepotwierdzone, w tym samym układzie planetarnym, z krótszą, 7,8-dniową orbitą. Jeżeli zostanie potwierdzona jako planeta, może być pierwszą planetą rozmiarów Ziemi odkrytą przez TESS.

Od momentu rozpoczęcia w kwietniu 2018 r. TESS monitoruje niebo, sektor po sektorze, rejestrując chwilowe spadki jasności 200 000 pobliskich gwiazd. Takie spadki jasności mogą być wywołane obecnością planety, która przechodzi przed tarczą gwiazdy.

Cztery kamery znajdujące się na pokładzie satelity monitorują każdy sektor przez 27 dni, przejmując światło z gwiazd w tym konkretnym fragmencie, przed przejściem do oglądania następnego. W ciągu swojej dwuletniej misji TESS będzie obserwować prawie całe niebo, monitorując i układając razem zachodzące na siebie fragmenty nocnego nieba. Satelita spędzi pierwszy rok na obserwacji nieba na półkuli południowej, po czym obróci się, by przejąć niebo na półkuli północnej.

Do publicznej wiadomości zostały podane wszystkie dane zebrane przez TESS z trzech pierwszych spośród 13 sektorów, które będzie monitorować na niebie południowym. W ramach nowej analizy naukowcy przeanalizowali te dane, zebrane w okresie od 25 lipca do 14 października.

W danych z sektora 1, Diana Dragomir z MIT zidentyfikowała pojedynczy tranzyt lub spadek jasności gwiazdy HD 21749. Ponieważ satelita zbierał dane z sektora tylko przez 27 dni, trudno jest zidentyfikować planety z orbitami dłuższymi, niż ten okres; gdy planeta znów przejdzie przed tarczą gwiazdy, satelita może przesunąć się, by obserwować już inny kawałek nieba.

Żeby sprawa była bardziej skomplikowana, sama gwiazda jest stosunkowo aktywna, a Dragomir nie była pewna, czy pojedynczy tranzyt, który zauważyła, był wynikiem przejścia planety czy błysku gwiezdnej aktywności. Zbadała więc drugi zbiór danych zebranych przez HARPS, wysoce precyzyjny spektrograf zainstalowany na dużym naziemnym teleskopie w Chile.

Kiedy badacze przejrzeli dane z HARPS, odkryli powtarzający się sygnał pochodzący z HD 21749 co 36 dni. Z tego wynika, że gdyby rzeczywiście widzieli tranzyt w danych z TESS z pierwszego sektora, powinien pojawić się 36 dni później, w danych z sektora trzeciego. Kiedy te dane stały się publicznie dostępne, chwilowy błąd spowodował lukę w danych właśnie wtedy, gdy Dragomir spodziewała się drugiego tranzytu.

Ona i jej koledzy porównali wzorzec z pierwszym pełnym tranzytem, i znaleźli niemal idealne dopasowanie – wskazanie, że planeta ponownie przeszła przed swoją gwiazdą na 36-dniowej orbicie.

Wykorzystali także dane z Planet Finder Spectrograph, instrumentu zainstalowanego na Teleskopie Magellana w Chile, aby jeszcze pewniej potwierdzić swoje odkrycia oraz oszacować masę planety i jej orbitę.

Zespół naukowy zobowiązał się, że gdy TESS zakończy swój dwuletni monitoring całego nieba, dostarczy informacji na temat 50 małych planet, o rozmiarach mniejszych, niż czterokrotność Ziemi, dla społeczności astronomicznej w celu dalszej obserwacji, albo za pomocą naziemnych teleskopów, albo przyszłym Kosmicznym Teleskopem Jamesa Webba.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-TESS-Planet-01_0.jpg
MIT-TESS-Planet-01_0.jpg [ 145.24 KiB | Przeglądany 943 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 stycznia 2019, 01:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsza w historii detekcja narodzin czarnej dziury bądź gwiazdy neutronowej

Międzynarodowy zespół kierowany przez Northwestern University jest coraz bliżej zrozumienia tajemniczo jasnego obiektu, który rozbłysnął tego lata na niebie północnym.

17 czerwca dwa bliźniacze teleskopy ATLAS na Hawajach odkryły spektakularnie jasną anomalię w odległości 200 mln lat świetlnych od nas w konstelacji Herkulesa w galaktyce karłowatej CGCG 137-068. Nazwany AT2018cow lub „The Cow” (Krowa), obiekt szybko wybuchł, a następnie zniknął prawie tak samo szybko.

Po połączeniu kilku źródeł obrazowania, w tym twardych promieni rentgenowskich i fal radiowych, zespół spekuluje obecnie, że teleskopy uchwyciły dokładnie moment, w którym gwiazda zapada się, tworząc zwarty obiekt, taki jak czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Gwiezdne szczątki, zbliżające się i wirujące wokół horyzontu zdarzeń obiektu, wywołały niezwykle jasny blask.

To rzadkie wydarzenie pomoże astronomom lepiej zrozumieć fizykę dziejącą się w pierwszych chwilach powstawania czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej. „Uważamy, że Krowa to tworząca się akreująca czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Wiemy z teorii, że czarne dziury i gwiazdy neutronowe powstają, gdy gwiazda umiera, ale nigdy nie widzieliśmy ich zaraz po urodzeniu” – mówi Raffaella Margutti z Northwestern.

Po tym, gdy pierwszy raz ją zauważono, Krowa zdobyła natychmiastowe międzynarodowe zainteresowanie i pozostawiła astronomów z nie lada zagwozdką. „Sądziliśmy, że musi to być supernowa. Ale to, co zaobserwowaliśmy, rzuciło wyzwanie naszym aktualnym wyobrażeniom dotyczącym gwiezdnej śmierci” – powiedziała Margutti.

Po pierwsze, anomalia była nienaturalnie jasna – 10 do 100 razy jaśniejsza, niż typowa supernowa. Rozbłysnęła i zniknęła znacznie szybciej, niż inne znane eksplozje gwiazd, a jej cząsteczki poruszają się z prędkością 30 tys. km/s (10% prędkości światła). W ciągu zaledwie 16 dni obiekt wyemitował już większość swojej energii. We Wszechświecie, w którym pewne zjawiska trwają miliony i miliardy lat, dwa tygodnie to okamgnienie.

Wykorzystując dostęp badaczy z Northwestern do teleskopów Kecka na Hawajach i Obserwatorium MMT w Arizonie, a także zdalny dostęp do teleskopu SoAR w Chile, Margutti bliżej przyjrzała się obiektowi. Wraz z zespołem zbadała skład chemiczny Krowy, znajdując wyraźne dowody na istnienie wodoru i helu, co wykluczało łączenie się zwartych obiektów – jak te, które wytwarzają fale grawitacyjne.

Astronomowie tradycyjnie badali śmierci gwiazd w optycznej długości fali. Z kolei zespół Margutti stosuje bardziej kompleksowe podejście. Obserwowali obiekt w promieniach rentgena, twardych promieniach X (które są 10 razy silniejsze, niż zwykłe promienie rentgenowskie), na falach radiowych oraz w promieniach gamma. Umożliwiło im to dalsze badanie anomalii na długo po tym, jak jej jasność widzialna zbladła.

Po tym, jak ATLAS uchwycił obiekt, zespół Margutti szybko mógł kontynuować obserwacje Krowy za pomocą NuSTAR, INTEGRAL, XMM-Newton oraz anten VLA.

Chociaż gwiazdy cały czas mogą zapadać się do czarnych dziur, duża ilość materii wokół nowo narodzonych czarnych dziur blokuje astronomom widzenie. Na szczęście około 10 razy mniej wyrzutów krąży wokół Krowy, w porównaniu do typowej gwiezdnej eksplozji. Brak materii pozwolił astronomom spojrzeć prosto do „silnika centralnego” obiektu, który ukazał się jako prawdopodobna czarna dziura lub gwiazda neutronowa.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern University

Vega


Załączniki:
189524.jpg
189524.jpg [ 3.03 MiB | Przeglądany 898 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 stycznia 2019, 18:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Oznaki „niechlujnej” gwiazdy, która uczyniła z towarzysza supernową

Wiele gwiazd eksploduje jako świecące supernowe, gdy spalą całe swoje paliwo w syntezie jądrowej. Jednak niektóre gwiazdy mogą przejść do postaci supernowej po prostu dlatego, że mają bliską i nieznośną gwiazdę towarzyszącą, która pewnego dnia zaburzy partnera tak bardzo, że ten eksploduje.

Do tego drugiego zdarzenia może dojść w układach podwójnych gwiazd, gdzie obie próbują dominować. Podczas, gdy eksplodująca gwiazda daje wiele dowodów potwierdzających jej tożsamość, astronomowie muszą dobrze się napracować, aby dowiedzieć się czegoś na temat towarzysza, który wywołał tę eksplozję.

Międzynarodowy zespół astronomów ogłosił, że zidentyfikował rodzaj gwiazdy towarzyszącej, która spowodowała eksplozję swojego towarzysza w układzie podwójnym, jako węglowo-tlenowego białego karła. Dzięki wielokrotnym obserwacjom SN 2015cp, supernowej oddalonej o 545 mln lat świetlnych do Ziemi, zespół wykrył szczątki bogate w wodór, które gwiazda towarzysząca straciła przed eksplozją.

Obecność szczątków oznacza, że towarzysz był albo czerwonym olbrzymem albo podobną gwiazdą, która, zanim uczyniła swoją towarzyszkę supernową, straciła ogromne ilości materii.

Materia z supernowej uderzyła w te gwiezdne szczątki z prędkością 30 tys. km/s (1/10 prędkości światła), powodując, że świeciły one w promieniach ultrafioletowych, które zostały wykryte przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a i inne obserwatoria prawie dwa lata po pierwotnej eksplozji. Szukając dowodów na działanie cząstek przez miesiące lub lata po wybuchu supernowej w układzie podwójnym gwiazd, zespół wierzy, że astronomowie mogli określić, czy towarzysz był niechlujnym czerwonym olbrzymem czy względnie schludną gwiazdą.

Zespół dokonał tego odkrycia w ramach szerszego badania konkretnego rodzaju supernowej, znanej jako supernowa typu Ia. Supernowe tego typu powstają, gdy węglowo-tlenowy biały karzeł eksploduje nagle pod wpływem działania swojego towarzysza w układzie podwójnym. Węglowo-tlenowe białe karły są małe, gęste i całkiem stabilne. Tworzą się z zapadniętych jąder większych gwiazd i, jeżeli pozostają niezakłócone, mogą istnieć miliardy lat.

Supernowe typu Ia zostały wykorzystane w badaniach kosmologicznych, ponieważ ich stała jasność czyni je idealnymi „kosmicznymi latarniami morskimi”. Zostały użyte do oszacowania stopnia ekspansji Wszechświata i służyły jako pośredni dowód na istnienie ciemnej energii.

Jednak naukowcy nie są pewni, jakie gwiazdy towarzyszące mogą wywołać zdarzenie typu Ia. Wiele dowodów wskazuje na to, że dla większości supernowych typu Ia towarzyszem był prawdopodobnie inny węglowo-tlenowy biały karzeł, który nie pozostawił żadnych resztek bogatych w wodór. Jednak modele teoretyczne pokazały, że gwiazdy takie jak czerwone olbrzymy także mogą wywołać supernową typu Ia pozostawiającą szczątki bogate w wodór, które mogą zostać uderzone eksplozją. Spośród tysięcy zbadanych dotąd supernowych typu Ia tylko niewielka ich część została zaobserwowana w wyniku uderzenia materii bogatej w wodór pochodzącej od gwiezdnego towarzysza. Podczas wcześniejszych obserwacji co najmniej dwóch supernowych typu Ia wykryto świecące szczątki kilka miesięcy po eksplozji. Ale naukowcy nie byli pewni, czy zdarzenia te były odosobnione, czy są znakami, że supernowe typu Ia mogą mieć wiele różnych rodzajów gwiazd towarzyszących.

Zespół wykorzystał obserwacje z Hubble’a do zbadania emisji ultrafioletowej z 70 supernowych typu Ia w przybliżeniu od roku do trzech lat po pierwszym wybuchu.

W przypadku SN 2015cp, pierwszej dostrzeżonej supernowej w 2015 r., naukowcy odkryli to, czego szukali. W 2017 roku, 686 dni po eksplozji supernowej, Hubble wyłowił ultrafioletową poświatę gruzu. Szczątki te były oddalone od źródła supernowej o co najmniej 100 mld km. Dla porównania orbita Plutona w aphelium wynosi 7,4 mld km.

Porównując SN 2015cp do innych supernowych typu Ia w swoich badaniach, naukowcy szacują, że nie więcej niż 6% tego typu supernowych ma tak brudnego towarzysza. Wielokrotne, szczegółowe obserwacje innych zdarzeń Ia pomogłyby ustalić te szacunki.

HST był niezbędny do wykrycia ultrafioletowej sygnatury szczątków gwiazdy towarzyszącej dla SN 2015cp. Jesienią 2017 r. naukowcy zaaranżowali dodatkowe obserwacje tej supernowej przez m.in. Obserwatorium Kecka na Hawajach, Karl G. Jansky Very Large Array w Nowym Meksyku i Bardzo Duży Teleskop ESO oraz Neil Gehrels Swift Observatory. Dane te okazały się kluczowe w potwierdzeniu obecności wodoru.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Washington

Vega


Załączniki:
SN2015cp_labeled2_web.jpg
SN2015cp_labeled2_web.jpg [ 855.15 KiB | Przeglądany 864 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 stycznia 2019, 22:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Puls rentgenowski wykryty w pobliżu horyzontu zdarzeń, gdy czarna dziura pożera gwiazdę

22 listopada 2014 r. astronomowie zauważyli rzadkie zdarzenie na nocnym niebie: supermasywną czarną dziurę w galaktyce odległej o 300 mln lat świetlnych od Ziemi, która rozrywa gwiazdę przechodzącą w jej pobliżu. Zdarzenie, znane jako rozbłysk zakłócenia pływowego, dla masywnej siły pływowej czarnej dziury, która rozrywa gwiazdę, spowodowało wybuch aktywności promieni rentgenowskich w pobliżu centrum galaktyki.

Teraz naukowcy z MIT i innych instytucji prześledzili dane z obserwacji wielu teleskopów dotyczące tego wydarzenia i odkryli dziwnie intensywny, stabilny i okresowy puls, lub sygnał, promieniowania rentgenowskiego we wszystkich zestawach danych. Sygnał wydaje się pochodzić z obszaru bardzo zbliżonego do horyzontu zdarzeń czarnej dziury. Sygnał wydaje się okresowo rozjaśniać i gasnąć co 131 sekund, i utrzymuje się przez co najmniej 450 dni.

Naukowcy są przekonani, że cokolwiek emituje ten okresowy sygnał, musi krążyć wokół czarnej dziury, tuż poza horyzontem zdarzeń, w pobliżu najbardziej wewnętrznej orbity stabilnej (Innermost Stable Circular Orbit – ISCO), najmniejszej orbity, na której cząstka może podróżować wokół czarnej dziury.

Biorąc pod uwagę stabilną bliskość sygnału od czarnej dziury oraz masę czarnej dziury, która według naukowców wynosi ok. miliona mas Słońca, zespół obliczył, że wiruje ona z prędkością zbliżoną do 50% prędkości światła.

Pierwszy autor badania, Dheeraj Pasham z Instytutu Astrofizyki i Badań Kosmicznych w MIT, twierdzi, że większość supermasywnych czarnych dziur jest uśpiona i zwykle nie emituje zbyt wiele promieniowania X. Od czasu do czasu uwalniają one wybuchy aktywności, na przykład gdy gwiazdy zbliżają się wystarczająco, by czarne dziury mogły je pożerać. Teraz Pasham mówi, że, biorąc pod uwagę wyniki zespołu, takie rozbłyski zakłóceń pływowych mogą być wykorzystane do oszacowania spinu supermasywnych czarnych dziur – właściwości, która do tej pory była niewiarygodnie trudna do ustalenia.

Modele teoretyczne rozbłysków zakłóceń pływowych pokazują, że kiedy czarna dziura strzępi gwiazdę, część materii gwiazdy może pozostać poza horyzontem zdarzeń, krążąc, przynajmniej tymczasowo, na stabilnej orbicie, takiej jak ISCO, emitując okresowe błyski promieniowania X, przed ostatecznym pochłonięciem przez czarną dziurę. Okresowość błysków promieniowania rentgenowskiego koduje kluczowe informacje o wielkości ISCO, która jest podyktowana szybkością wirowania czarnej dziury.

Pasham i jego koledzy myśleli, że gdyby mogli zobaczyć tak regularne błyski bardzo blisko czarnej dziury, która przeszła ostatnie zjawisko zakłócenia pływowego, sygnały te mogłyby dać im wyobrażenie, jak szybko wiruje czarna dziura.

Skupili swoje poszukiwania na ASASSN-14li, zdarzeniu zakłóceń pływowych, które astronomowie zidentyfikowali w listopadzie 2014 roku, korzystając z naziemnego automatycznego przeglądu All-Sky Automated Survey for SuperNovae (ASASSN).

Zespół przeanalizował zarchiwizowane zestawy danych z trzech obserwatoriów, które zbierały pomiary rentgenowskie zdarzenia od czasu jego odkrycia. Pasham opracował wcześniej kod komputerowy do wykrywania okresowych wzorców z danych astrofizycznych, ale nie w przypadku zdarzeń związanych z zakłóceniami pływowymi. Postanowił zastosować swój kod do trzech zestawów danych dla ASASSN-14li, aby sprawdzić, czy na powierzchni pojawią się zwykłe okresowe wzorce.

To, co obserwował było zaskakująco silnym, stabilnym i okresowym wybuchem promieniowania rentgenowskiego, który wydawał się pochodzić z niemal krawędzi czarnej dziury. Sygnał pulsował co 131 sekund przez 450 dni i był wyjątkowo intensywny – około 40% powyżej średniej jasności promieni rentgenowskich czarnej dziury.

Kiedy Pasham odkrył okresowy sygnał, to do teoretyków zespołu należało znalezienie wyjaśnienia, co mogło je wygenerować. Zespół opracował różne scenariusze, ale to, co wydaje się najbardziej prawdopodobne do stworzenia tak silnego, regularnego błysku promieni X, obejmuje nie tylko czarną dziurę rozrywającą gwiazdę, która się do niej zbliża, ale także mniejszą gwiazdę, znaną jako biały karzeł, orbitującą blisko czarnej dziury.

Według Pasham nadrzędnym znaczeniem wyników jest to, że możliwe jest ograniczenie spinu czarnej dziury, pochodzące od zdarzenia zakłóceń pływowych. Idąc dalej, naukowiec ma nadzieję, że uda się zidentyfikować podobne stabilne wzorce w innych zdarzeniach związanych ze strzępieniem gwiazd przez czarne dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega


Załączniki:
MIT-Event-Horizon_0.jpg
MIT-Event-Horizon_0.jpg [ 38.26 KiB | Przeglądany 862 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 15 stycznia 2019, 16:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Nowe sposoby „karmienia się” supermasywnych czarnych dziur

Supermasywne czarne dziury mają masę od milionów do miliardów razy większą, niż nasze Słońce i znajdują się w centrach większości galaktyk. Taka kilka milionów razy masywniejsza, niż Słońce znajduje się także w sercu naszej Drogi Mlecznej.

Pomimo tego, jak powszechne są we Wszechświecie supermasywne czarne dziury, pozostaje niejasne, jak rosną do tak ogromnych rozmiarów. Niektóre czarne dziury nieustannie pochłaniają gaz ze swojego otoczenia, inne połykają nagle całe gwiazdy. Jednak żadna teoria nie wyjaśnia, w jaki sposób supermasywne czarne dziury mogą tak nagle „włączyć się” i tak szybko narastać przez długi czas.

W lutym 2017 r. All Sky Automated Survey for Supernovae odkrył zdarzenie znane jako AT 2017bgt. Na początku było ono uważane za zdarzenie „połykania gwiazdy” lub „zakłócenie pływowe”, ponieważ promieniowanie emitowane wokół czarnej dziury stało się ponad 50 razy jaśniejsze, niż obserwowane w 2004 r.

Jednak po obszernych obserwacjach z użyciem wielu teleskopów, zespół naukowców prowadzonych przez dr. Benny'ego Trakhtenbrota i dr. Iaira Arcavi z Uniwersytetu w Tel Awiwie, stwierdził, że AT 2017bgt reprezentuje nowy sposób „karmienia” czarnych dziur.

Obserwacje odpowiadały przewidywaniom teoretycznym innego członka zespołu badawczego, prof. Hagai Netzer, również z Uniwersytetu w Tel Awiwie.

Astronomowie ze Stanów Zjednoczonych, Polski, Chile i Wielkiej Brytanii wzięli udział w obserwacjach i analizach, w których wykorzystano trzy różne teleskopy kosmiczne, w tym nowy teleskop NICER zainstalowany na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej.

Zespół badaczy zidentyfikował dwa dodatkowe, niedawno zgłoszone zdarzenia „włączających się” czarnych dziur, które mają takie same właściwości, jak AT 2017bgt. Te trzy zdarzenia tworzą nową i kuszącą klasę czarnych dziur ponownej aktywacji.

„Nie jesteśmy jeszcze pewni co do przyczyny tego dramatycznego i nagłego zwiększenia szybkości żywienia się czarnych dziur. Istnieje wiele znanych sposobów na przyspieszenie wzrostu gigantycznych czarnych dziur, ale zwykle dzieje się to w dłuższym czasie” – podsumowuje dr Trakhtenbrot.

Astronomowie mają nadzieję wykryć o wiele więcej takich zdarzeń i śledzić je za pomocą kilku teleskopów pracujących w tandemie. Jest to jedyny sposób na uzupełnienie obrazu wzrostu czarnych dziur, aby zrozumieć, co go przyspiesza, i być może w końcu rozwikłać tajemnicę tego, jak tworzą się te gigantyczne potwory.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Tel Aviv University

Vega


Załączniki:
434143main_spitzer20100317a-full.jpg
434143main_spitzer20100317a-full.jpg [ 162.74 KiB | Przeglądany 847 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 16 stycznia 2019, 17:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Układ podwójny gwiazd przerzuca dysk protoplanetarny na pozycję biegunową

Nowe badania prowadzone przez astronoma z University of Warwick pokazały pierwszy potwierdzony przykład układu podwójnego gwiazd, w którym do pozycji biegunowej odwrócony jest otaczający go dysk protoplanetarny. Międzynarodowy zespół użył ALMA, aby uzyskać wysokiej rozdzielczości obrazy dysku rozmiarów pasa asteroid.

Cały układ prezentuje niezwykły widok grubego pierścienia gazu i pyłu krążącego pod kątem prostym do orbity układu podwójnego gwiazd. Do tej pory konfiguracja ta istniała tylko w umysłach teoretyków, ale obserwacja ALMA udowodniła, że dyski protoplanetarne tego typu istnieją i mogą być nawet względnie powszechne.

„Dyski bogate w gaz i pył są widoczne wokół niemal wszystkich młodych gwiazd i wiemy, że co najmniej ⅓ krążących wokół pojedynczych gwiazd tworzy planety. Niektóre z tych planet w końcu nie są wyrównywane ze spinem gwiazdy, więc zastanawialiśmy się, czy podobna sytuacja jest możliwa dla planet krążących w układach podwójnych gwiazd. Dziwactwo dynamiki oznacza, że tak zwane przesunięcie biegunowe powinno być możliwe, ale do tej pory nie mieliśmy żadnych dowodów na niewyrównane dyski, w których mogłyby powstawać te planety” – mówi Dr Grant M. Kennedy z University of Warwick.

Dr Kennedy i jego współpracownicy wykorzystali ALMA do ustalenia orientacji w układzie pierścienia gazu i pyłu. Orbita układu podwójnego była znana wcześniej z obserwacji, które określały sposób, w jaki gwiazdy poruszają się względem siebie. Łącząc obie informacje, byli oni w stanie ustalić, że pierścień pyłu był idealnie zgodny z orbitą biegunową. Oznacza to, że podczas, gdy gwiazdy krążą wokół siebie w jednej płaszczyźnie, dysk otaczający je jest usytuowany pod kątem prostym do ich orbit.

Gdyby na wewnętrznej krawędzi pierścienia pyłowego znajdowała się planeta bądź planetoida, sam pierścień wyglądałby z powierzchni jako szerokie pasmo wznoszące się niemal prostopadle od horyzontu. Konfiguracja biegunowa oznacza, że gwiazdy pojawiałyby się i znikały z płaszczyzny dysku. Pory roku na planetach w takim układzie także byłyby inne, niż na Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega


Załączniki:
dust_disk_1.jpg
dust_disk_1.jpg [ 3.14 MiB | Przeglądany 815 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 stycznia 2019, 17:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Chandra odkrywa odbity rykoszetem dżet czarnej dziury

Astronomowie odkryli zachowanie dżetu pochodzącego z gigantycznej czarnej dziury, którego wcześniej nie widzieli. Przy pomocy obserwatorium rentgenowskiego Chandra zaobserwowali strumień, który odbił się od ściany gazu a następnie przedziurawił obłok energetycznych cząstek. Takie zachowanie może powiedzieć naukowcom więcej o tym, w jaki sposób strumienie z czarnych dziur wchodzą w interakcje z otoczeniem.

Odkrycia dokonano w dużej galaktyce Cygnus A znajdującej się w środku gromady galaktyk około 760 mln lat świetlnych od Ziemi. Dane z Chandra pokazują potężne strumienie cząstek i energii elektromagnetycznej wystrzeliwane daleko od szybko rosnącej czarnej dziury w centrum Cygnus A. Po przebyciu ponad 200 000 lat świetlnych po obu stronach czarnej dziury, dżety spowolniły swoją interakcję z międzygalaktycznym gazem o temperaturze wielu milionów stopni, który otacza Cygnus A. Interakcja ta wytworzyła ogromne chmury cząstek elektromagnetycznych, które emitują promieniowanie rentgenowskie i fale radiowe.

Do obserwacji, która trwała 23 dni, naukowcy wykorzystali Chandra do stworzenia bardzo szczegółowej mapy zarówno dżetu jaki i międzygalaktycznego gazu, których używali do śledzenia ścieżki strumieni z czarnej dziury. Dżet z lewej strony rozszerzył się po rykoszecie i wytworzył dziurę w otaczającym obłoku cząsteczek, który ma od 50 000 do 100 000 lat świetlnych głębokości i zaledwie 26 000 lat świetlnych szerokości.

Ostre zdjęcia z Chandra były kluczowe dla tego odkrycia.

Chociaż czarne dziury najlepiej nadają się do tego, aby przyciągać do siebie materię, są również zdolne do usuwania jej z dala od siebie. Gdy czarna dziura wiruje, może wytworzyć rotującą pionową wieżę z potężnymi polami magnetycznymi. Pozwala to czarnej dziurze przekierować część energii uwolnionej przez gaz opadający po spirali w jej kierunku, tworząc energetyczny strumień poruszający się z bardzo dużą prędkością z dala od czarnej dziury. Dżet z Cygnus A jest jednym z największych i najpotężniejszych z kiedykolwiek obserwowanych.

Naukowcy pracują nad określeniem, jakie formy energii niesie strumień. Skład dżetu i rodzaj energii decydują o tym, jak strumień zachowa się, gdy się odbije rykoszetem, tworząc dziurę takich rozmiarów. Teoretyczne modele strumienia i jego interakcje z otaczającym gazem są podobne do wniosków wyciąganych na temat właściwości dżetu.

Energia wytwarzana przez dżety z czarnych dziur może podgrzewać gaz międzygalaktyczny w gromadach galaktyk i zapobiegać chłodzeniu się i tworzeniu dużej liczby gwiazd w galaktyce centralnej, takiej jak Cygnus A.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
base.jpg
base.jpg [ 587.59 KiB | Przeglądany 804 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 18 stycznia 2019, 19:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Co 30 000 gwiezdnych żłobków w 74 galaktykach mówi nam o powstawaniu gwiazd

Teleskop ALMA przeprowadza niespotykany dotąd przegląd pobliskich galaktyk dyskowych – dotychczas 74, obejmujący łącznie 750 godzin obserwacji 30 000 gwiezdnych żłobków. W tym astronomowie zaczynają odkrywać złożony i jak dotąd słabo poznany związek między obłokami gwiazdotwórczymi a ich galaktykami macierzystymi.

Galaktyki mają różne kształty i rozmiary. Niektóre z najbardziej znaczących różnic między galaktykami dotyczą jednak tego, gdzie i jak tworzą nowe gwiazdy. Przekonujące badania wyjaśniające te różnice dotąd były nieuchwytne, ale wkrótce się to zmieni.

Ogromny, nowy projekt badawczy ALMA, znany jako PHANGS-ALMA (Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS), zagłębia się w to pytanie z większą siłą i precyzją, niż kiedykolwiek wcześniej, mierząc demografię i charakterystyki 30 000 indywidualnych gwiezdnych żłobków rozsianych w 74 galaktykach.

PHANGS-ALMA, obecnie trwająca kampania badawcza, zgromadziła już 750 godzin obserwacji i umożliwiła astronomom dużo lepsze zrozumienie tego, jak zmienia się cykl powstawania gwiazd, w zależności od wielkości, wieku i wewnętrznej dynamiki każdej galaktyki z osobna.

Przez dziesięciolecia astronomowie spekulowali, że istnieją fundamentalne różnice w sposobie, w jaki galaktyki dyskowe o różnych rozmiarach przekształcają wodór w nowe gwiazdy. Niektórzy astronomowie sądzą, że większe, i generalnie starsze galaktyki, nie są tak wydajne w produkcję gwiazd, jak ich mniejsi kuzyni. Najbardziej logicznym wytłumaczeniem byłoby to, że te duże galaktyki mają mniej wydajne gwiezdne żłobki. Ale sprawdzenie tego pomysłu za pomocą obserwacji było trudne.

Po raz pierwszy ALMA pozwala astronomom prześledzić niezbędny, zakrojony na szeroką skalę spis, aby określić, jak wielkoskalowe właściwości (rozmiar, ruch, ect.) galaktyki wpływają na cykl powstawania gwiazd w skali pojedynczych obłoków molekularnych. Obłoki te mają zaledwie około kilkudziesięciu do kilkuset lat świetlnych średnicy, co jest niezwykle mało w skali całej galaktyki, zwłaszcza, gdy są obserwowane z odległości milionów lat świetlnych.

Część tajemnicy powstawania gwiazd, jak zauważają astronomowie, ma związek ze środowiskiem międzygwiazdowym – całą materią i energią wypełniającą przestrzeń między gwiazdami.

Astronomowie rozumieją, że istnieje ciągłe sprzężenie zwrotne w gwiezdnych żłobkach i wokół nich. Wewnątrz tych obłoków gromadzą się gęste zapasy gazu i tworzą gwiazdy, które zakłócają ośrodek międzygwiazdowy.

W ramach tych badań ALMA obserwuje cząsteczki węgla (CO) ze wszystkich stosunkowo dużych galaktyk spiralnych widocznych na półkuli południowej. Cząsteczki CO w naturalny sposób emitują światło o długości fali milimetrowej, które ALMA może wykryć. Są szczególnie skuteczne w podkreślaniu położenia obłoków gwiazdotwórczych.

Badanie towarzyszące, PHANGS-MUSE, wykorzystuje Bardzo Duży Teleskop (VLT) do uzyskania obrazowania optycznego pierwszych 19 galaktyk obserwowanych przez ALMA. MUSE to spektroskop zamontowany na VLT (Multi-Unit Spectroscopic Explorer). Kolejny przegląd, PHANGS-HST, wykorzystuje Kosmiczny Teleskop Hubble’a do zbadania 38 z tych galaktyk, aby znaleźć ich najmłodsze gromady gwiazd. Te trzy badania razem dają zaskakująco kompletny obraz tego, jak dobrze galaktyki tworzą gwiazdy, badając zimny gaz molekularny, jego ruch, lokalizację zjonizowanego gazu (obszary, w których gwiazdy już się formują) oraz galaktyki z pełną populacją gwiazd.

Do tej pory PHANGS-ALMA zbadał około 30 000 obiektów podobnych do Mgławicy Oriona w pobliskim Wszechświecie. Oczekuje się, że kampania obejmie ostatecznie 300 000 regionów gwiazdotwórczych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega


Załączniki:
phangs_six.jpg
phangs_six.jpg [ 1.36 MiB | Przeglądany 791 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 stycznia 2019, 16:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Czarna dziura w Galaktyce szybko wiruje wokół własnej osi

Projekt prowadzony przez University of Southampton wykazał, że czarna dziura wiruje wokół własnej osi z prawie maksymalną możliwą prędkością.

Wykorzystując obserwacje w najnowszej technologii, zespół naukowców odkrył, że czarna dziura w naszej galaktyce (znana jako 4U 1630-472) rotuje bardzo szybko (z prędkością 92-95% teoretycznej dopuszczalnej prędkości rotacji) wokół własnej osi podczas pochłaniania opadającej w jej kierunku materii. Jest poddawana naprężeniu grawitacyjnemu i temperaturom tak wysokim, że zaczyna świecić jasno w promieniach X, co astronomowie zaobserwowali.

Zgodnie z ogólną teorią względności Einsteina (OTW), jeżeli czarna dziura szybko wiruje, wtedy zmieni przestrzeń i czas wokół siebie w sposób inny, niż ma to miejsce w przypadku czarnej dziury, która nie rotuje.

Takie modyfikacje z wysokich prędkości wirowania pozostawiają odciski na kształcie promieniowania z materii krążącej wokół czarnej dziury, zanim zniknie. Dlatego, jeżeli można w jakiś sposób określić zmianę kształtu widm emitujących, wówczas OTW można wykorzystać do pomiaru spinu czarnej dziury.

Astronomiczne czarne dziury można w pełni scharakteryzować za pomocą tylko dwóch właściwości: masy i prędkości wirowania. Dlatego pomiary tych dwóch właściwości są wyjątkowo ważne, aby zbadać niektóre skrajne aspekty Wszechświata i podstawową fizykę z nimi związaną.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Southampton

Vega


Załączniki:
Black hole illustration_SIA_JPG_background_image.jpg
Black hole illustration_SIA_JPG_background_image.jpg [ 26.09 KiB | Przeglądany 789 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 19 stycznia 2019, 18:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Tworzenie gwiazd, gdy Wszechświat był w połowie obecnego wieku

Wszechświat ma ok. 13,8 mld lat a jego gwiazdy są prawdopodobnie najbardziej doniosłym jego dziełem. Astronomowie badający zawiłości formowania się gwiazd w kosmicznym czasie próbują zrozumieć, czy gwiazdy i procesy, które je wytwarzają, były takie same, gdy Wszechświat był młodszy, mniej więcej w połowie swojego obecnego wieku. Wiedzą już, że od trzech do sześciu miliardów lat po Wielkim Wybuchu gwiazdy powstawały w tempie około dziesięciu razy szybciej, niż ma to miejsce dzisiaj. Jak to się stało i dlaczego to niektóre z kluczowych pytań stawianych przed kolejną dekadą badań.

Uważa się, że powstawanie gwiazd w galaktyce jest wyzwalane przez przyrost gazu z ośrodka międzygwiazdowego (przypuszcza się, że akrecja gazu przez połączenie między galaktykami odgrywa stosunkowo niewielką rolę w całkowitej liczbie wytworzonych gwiazd). W galaktykach, które aktywnie tworzą gwiazdy, istnieje ścisły związek między ich masą w gwiazdach i stopniem tworzenia się nowych gwiazd, a związek ten w przybliżeniu ma miejsce nie tylko lokalnie, ale nawet wstecz, gdy Wszechświat by miliardy lat młodszy. W przeciwieństwie do tego, galaktyki, które przechodzą aktywne procesy gaszenia formowania się gwiazd, spadają odpowiednio powyżej i poniżej tej relacji. Relacje te wspierają ogólny obraz wzrostu galaktyk przez akrecję gazu, z tą różnicą, że z jakiegoś powodu mniejsze galaktyki wydają się tworzyć mniej mniejszych gwiazd, niż oczekiwano dla ich mas.

Astronom z CfA, Sandro Tacchella, jest członkiem zespołu, który wykorzystał spektroskop MUSE zamontowany na VLT, aby uzyskać widma optyczne galaktyk w słynnym obrazie galaktyk Głębokiego Pola Hubble’a. Mierzyli linie emisji gwiazdowych w 179 odległych galaktykach w polu i wykorzystali je do obliczenia zachowań gwiazdotwórczych po korektach, takich jak ekstynkcja pyłu (co może sprawić, że niektóre linie optyczne wydają się być słabsze, niż są). Stwierdzono, że zagadka zubożonego formowania się gwiazd w małych galaktykach jest prawdziwa na poziomie 5% nawet przy uwzględnieniu szumu i rozproszenia w danych spowodowanych, na przykład, przez efekt ewolucji galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega


Załączniki:
su201902.jpg
su201902.jpg [ 109.8 KiB | Przeglądany 788 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 20 stycznia 2019, 16:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Czy na lodowej planecie super-Ziemi Barnard b istnieje prymitywne życie?

Barnard b (czy GJ 699 b) jest niedawno odkrytą planetą typu super-Ziemia, krążącą wokół gwiazdy Barnarda, co czyni ją drugim układem gwiezdnym bliskim Ziemi. Chociaż prawdopodobnie jest zimna (-170 stopni Celsjusza), nadal może mieć potencjał do utrzymania prymitywnego życia, jeżeli ma duży, gorący rdzeń żelazo-niklowy i zwiększoną aktywność geotermalną. Taki jest wniosek ogłoszony przez astrofizyków z Villanova University – Edwarda Guinana i Scotta Engle'a.

„Ogrzewanie geotermiczne może utrzymywać ‘strefy życia’ pod powierzchnią, podobne do podpowierzchniowych jezior na Antarktydzie. Zauważmy, że temperatura powierzchni na lodowym księżycu Jowisza – Europie – jest podobna do temperatury Gwiazdy Barnarda b, ale, z powodu ogrzewania pływowego, Europa prawdopodobnie ma pod lodową powierzchnią ciekłe oceany” – powiedział Guinan.

Odkrycie planety krążącej wokół gwiazdy Barnarda ogłoszono w listopadzie 2018 r. w Nature. Międzynarodowy zespół pod kierownictwem Ribas of the Institute of Space Studies of Catalonia (IEEC) oraz Institute of Space Sciences (ICE, CSIC), w którym uczestniczyli Guinan i Engle, oparł swoją analizę na 18-letnich obserwacjach połączonych z nowo pozyskanymi danymi.

Gwiazda Barnarda b, o masie nieco ponad trzykrotnie większej niż Ziemia, krąży wokół gwiazdy Barnarda, czerwonego karła, co 233 dni, mniej więcej w tej samej odległości, w jakiej Merkury okrąża Słońce.

Guinan i Engle uzyskali bardzo precyzyjne dane fotometryczne Gwiazdy Barnarda (a także dziesiątek innych gwiazd) w ciągu ostatnich 15 lat. Dane te, w połączeniu z danymi pochodzącymi od innych obserwatorów, zostały uwzględnione w ostatnim kompleksowym artykule autorstwa Borji Toledo-Padrón, doktoranta w Institute of Astrophysics of the Canary Islands, University of La Laguna. Być może dzięki przyszłym bardzo dużym teleskopom będzie możliwe sfotografowanie planety Barnard b. „Takie obserwacje rzucą światło na naturę atmosfery planety, jej powierzchni i potencjalnych możliwości życia na tej planecie” – mówi Guinan.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Villanova University

Vega


Załączniki:
newpaperindi.jpg
newpaperindi.jpg [ 15.32 KiB | Przeglądany 784 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 stycznia 2019, 19:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Tajemnicze orbity obiektów transneptunowych nie są wywołane obecnością „Dziewiątej Planety”

Dziwne orbity pewnych obiektów w najdalszych zakątkach naszego Układu Słonecznego, według niektórych astronomów hipotetycznie ukształtowane przez nieznaną dziewiątą planetę, można wyjaśnić przez połączone siły grawitacyjne małych obiektów krążących wokół Słońca poza orbitą Neptuna.

Alternatywne wyjaśnienie hipotezy tak zwanej „Dziewiątej Planety”, wysunięte przez naukowców z University of Cambridge i American University of Beirut, proponuje dysk złożony z małych lodowych ciał o łącznej masie nawet dziesięciokrotnie większej, niż Ziemia. W połączeniu z uproszczonym modelem Układu Słonecznego, siły grawitacyjne hipotetycznego dysku mogą odpowiadać niezwykłej architekturze orbitalnej wykazywanej przez niektóre obiekty w zewnętrznych częściach Układu Słonecznego.

Podczas, gdy nowa teoria nie jest pierwszą, która proponuje, że siły grawitacyjne masywnego dysku złożonego z małych obiektów są wystarczające, aby uniknąć potrzeby istnienia dziewiątej planety, jest to pierwsza taka teoria, która jest w stanie wyjaśnić istotne cechy obserwowanych orbit, gdyż uwzględnia masę i grawitację pozostałych ośmiu planet Układu Słonecznego.

Za orbitą Neptuna znajduje się Pas Kuipera złożony z małych ciał, które pozostały po procesie formowania się Układu Słonecznego. Neptun i inne planety olbrzymy wpływają na obiekty Pasa Kuipera i poza nim, zwane łącznie obiektami transneptunowymi (trans-Neptunian Objects – TNO), które otaczają Słońce po niemal kołowych orbitach z prawie wszystkich kierunków.

Jednak astronomowie odkryli kilka tajemniczych wartości odstających. Od 2003 r. wykryto ok. 30 TNO na bardzo eliptycznych orbitach: wyróżniają się one od pozostałych TNO, dzieląc, średnio, tę samą orientację przestrzenną. Tego typu grupowanie nie może być wyjaśnione przez istniejącą ośmioplanetarną architekturę Układu Słonecznego i doprowadziło niektórych astronomów do hipotezy, że na niezwykłe orbity może wpływać obecność nieznanej jeszcze dziewiątej planety.

Profesor Jihad Touma z American University of Beirut oraz jego były student, współautor pracy – Antranik Sefilian, wymodelowali pełną przestrzenną dynamikę TNO dzięki połączonemu działaniu zewnętrznych planet olbrzymów i masywnego dysku wydłużonego poza orbitę Neptuna. Obliczenia duetu ujawniły, że taki model może wyjaśnić kłopotliwe przestrzennie skupione orbity niektórych TNO. W procesie tym udało im się zidentyfikować zakresy masy dysku, jego ekscentryczność i wymuszone stopniowe zmiany w jego orientacji (precesja), które wiernie odtwarzały odstające orbity.

Wcześniejsze próby oszacowania całkowitej masy obiektów poza Neptunem dodawały masę jedynie około 1/10 masy Ziemi. Jednakże, aby TNO miały obserwowane orbity i nie było potrzeby istnienia Dziewiątej Planety, model przedstawiony przez Sefiliana i Toumę wymaga, aby połączona masa Pasa Kuipera wynosiła od kilku do dziesięciu mas Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega


Załączniki:
kuiper-belt-crop.jpg
kuiper-belt-crop.jpg [ 14.11 KiB | Przeglądany 743 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Samyang Fish Eye 8mm, FASTRON 5s
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 stycznia 2019, 14:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 919
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie czarnej dziury w centrum Galaktyki

Po dołączeniu ALMA do sieci teleskopów, astronomowie po raz pierwszy odkryli, że emisja z supermasywnej czarnej dziury Sagittarius A* (Sgr A*) w centrum naszej galaktyki pochodzi z mniejszego regionu, niż wcześniej sądzono. Może to wskazywać, że strumień radiowy od Sgr A* jest skierowany prawie bezpośrednio w naszą stronę.

Jak dotąd mglisty obłok gorącego gazu uniemożliwił astronomom wykonanie ostrych zdjęć supermasywnej czarnej dziury Sgr A*, poddając w wątpliwość jej prawdziwą naturę. Po dołączeniu potężnego teleskopu ALMA w północnym Chile do globalnej sieci radioteleskopów, astronomowie nadal mogli obserwować tę mgłę widząc, że źródło to wciąż zaskakuje: obszar pochodzącej z niego emisji jest tak mały, że źródło faktycznie może być skierowane bezpośrednio w stronę Ziemi.

Wykorzystując w obserwacjach technikę interferometrii wielobazowej (VLBI) na częstotliwości 86 GHz, która łączy wiele teleskopów w jeden wirtualny teleskop wielkości Ziemi, udało się stworzyć dokładną mapę rozpraszania światła blokującego nam Sgr A*. Usunięcie większości efektów rozpraszania pozwoliło stworzyć pierwszy obraz otoczenia czarnej dziury.

Nierozproszony obraz wysokiej jakości pozwolił zespołowi nałożyć ograniczenia na teoretyczny model gazu wokół Sagittarius A*. Większość emisji radiowej pochodzi z zaledwie trzystu milionowych stopnia, a jej źródło charakteryzuje się symetryczną morfologią. „Może to wskazywać, że emisja radiowa pochodzi z dysku opadającego gazu, a nie z dżetu radiowego. Gdyby tak było, oznaczałoby to, że Sgr A* jest wyjątkiem w porównaniu z innymi czarnymi dziurami emitującymi promieniowanie radiowe. Alternatywą może być to, że strumień radiowy skierowany jest dokładnie w naszą stronę” – wyjaśnia Sara Issaoun, która przetestowała na tych danych kilka modeli komputerowych.

Heino Falcke, profesor radioastronomii na Uniwersytecie Radboud oraz opiekun naukowy Issaoun mówi, że jest to bardzo nietypowe, ale nie wyklucza takiego rozwiązania. Jeszcze w zeszłym roku Falcke uznałby to za przekombinowany model, ale ostatnio zespół GRAVITY doszedł do podobnego wniosku, używając Bardzo Dużego Interferometru (VLTI) składającego się z teleskopów optycznych.

Supermasywne czarne dziury powszechnie występują w centrach galaktyk i mogą generować najbardziej energetyczne zjawiska w znanym Wszechświecie. Uważa się, że wokół tych czarnych dziur materia opada na rotujący dysk, a jej część jest wyrzucana w przeciwnym kierunku w wąskich strumieniach, zwanych dżetami, z prędkością bliską prędkości światła, co zwykle prowadzi do emisji dużej ilości promieniowania radiowego.

Sagittarius A* jest najbliższą nam supermasywną czarną dziurą o masie około 4 mln Słońc. Jej pozorny rozmiar na niebie jest mniejszy niż sto milionowych części stopnia, co odpowiada rozmiarom piłki tenisowej na Księżycu widzianej z Ziemi. Aby ją zmierzyć, potrzeba techniki VLBI. Rozdzielczość osiągnięta dzięki VLBI jest zwiększana przez częstotliwość obserwacji. Najwyższa dotychczasowa częstotliwość wykorzystywana przez VLBI to 230 GHz. „Pierwsze obserwacje Sgr A* na częstotliwości 86 GHz pochodzą sprzed 26 lat i prowadzone były przy pomocy zaledwie kilku teleskopów. Z biegiem lat jakość danych i możliwość przetwarzania obrazu stale się poprawiały wraz ze zwiększającą się liczbą teleskopów w sieci” – mówi J. Anton Zensus, dyrektor Instytutu Radioastronomii Maxa Plancka.

Udział ALMA w mm-VLBI jest ważny ze względu na jego czułość oraz usytuowanie na półkuli południowej. Oprócz ALMA w sieci uczestniczyło również 12 radioteleskopów w Ameryce Północnej i Europie. Osiągnięta rozdzielczość była dwukrotnie większa niż w poprzednich obserwacjach na tej częstotliwości i pozwoliła na stworzenie pierwszego obrazu Sgr A* całkowicie pozbawionego rozproszenia międzygwiazdowego – efektu spowodowanego przez nieregularność gęstości zjonizowanej materii znajdującej się wzdłuż pola widzenia pomiędzy Sgr A* a Ziemią.

Aby usunąć rozproszenie i uzyskać obraz, zespół wykorzystał technikę opracowaną przez Michaela Johnsona z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). „Mimo, że rozproszenie powoduje rozmycie i zniekształcenie obrazu Sgr A*, niesamowita rozdzielczość tych obserwacji pozwoliła nam dokładnie określić wartość rozproszenia. Mogliśmy usunąć większość efektów rozproszenia i bezpośrednio zobaczyć otoczenie czarnej dziury. Wspaniała informacja jest taka, że obserwacje te pokazują, że rozproszenie nie powstrzyma Teleskopu Horyzontu Zdarzeń przed zobaczeniem cienia czarnej dziury na 230 GHz, jeżeli on w ogóle istnieje” – mówi Johnson.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Max Planck Institute for Radio Astronomy

Vega


Załączniki:
sgra_images_4panels_1.jpg
sgra_images_4panels_1.jpg [ 49.47 KiB | Przeglądany 710 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 700D, EOS 7D, Canon 15-85, 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: 421 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21, 22  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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