Dzisiaj jest 03 sierpnia 2021, 22:24

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 929 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 43, 44, 45, 46, 47
Autor Wiadomość
Post: 20 lipca 2021, 13:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Potencjalny nowy wskaźnik formowania się egzoplanet

Międzynarodowy zespół astronomów jako pierwszy na świecie wykrył izotopy węgla w atmosferze egzoplanety. Dotyczy to różnych form węgla w gazowym olbrzymie TYC 8998-760-1 b, znajdującym się w odległości 300 lat świetlnych w kierunku konstelacji Muchy. Pomiary słabego sygnału dokonano przy pomocy Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) ESO w Chile, z których wydaje się wynikać, że planeta jest stosunkowo bogata w węgiel-13. Astronomowie przypuszczają, że jest to wywołane tym, że planeta uformowała się w dużej odległości od swojej gwiazdy macierzystej.

Izotopy to różne formy tego samego atomu, ale różnią się liczbą neutronów w jądrze. Np. węgiel z sześcioma protonami ma zazwyczaj sześć neutronów (węgiel-12), ale czasem siedem (węgiel-13) lub osiem (węgiel-14). Ta właściwość nie zmienia zbytnio właściwości chemicznych węgla. Mimo to izotopy tworzą się w różny sposób i często reagują nieco inaczej na panujące warunki. Izotopy znajdują zatem zastosowanie w wielu dziedzinach badań: od wykrywania chorób układu krążenia lub nowotworów po badanie zmian klimatycznych i określania wieku skamieniałości i skał.

Zespół astronomów odkrył niezwykły stosunek tych izotopów w atmosferze młodego olbrzyma TYC 8998-760-1 b. Węgiel występuje głównie w postaci tlenku węgla (CO). Sama planeta ma masę około 14 mas Jowisza i jest prawie dwa razy od niego większa. Dlatego jest klasyfikowana jako super-Jowisz.

Naukowcy z powodzeniem odróżnili węgiel-13 od węgla-12, ponieważ absorbuje on promieniowanie o nieco innych barwach. Astronomowie spodziewali się, że około 1 na 70 atomów węgla będzie węglem-13, ale w przypadku tej planety wydaje się, że jest to dwa razy więcej. Pomysł jest taki, że większa ilość węgla-13 jest w jakiś sposób związana z formowaniem się egzoplanet.

Paul Mollière z Instytutu Astronomii Maxa Plancka wyjaśnia: Planeta znajduje się ponad 150 razy dalej od swojej gwiazdy macierzystej niż Ziemia od Słońca. W tak dużej odległości prawdopodobnie utworzyły się lody z większą ilością węgla-13, powodując wyższą frakcję tego izotopu w dzisiejszej atmosferze planety. Przypuśćmy, że wzbogacenie w węgiel-13 jest związane z zamrożeniem CO w tworzących planety dyskach protoplanetarnych. W takim przypadku mogłoby to oznaczać, że planety Układu Słonecznego nie zgromadziły dużo lodu bogatego w węgiel-13. Powodem może być fakt, że w Układzie Słonecznym odległość, poza którą CO zaczyna zamarzać z fazy gazowej, znana jako linia śniegu CO, leży poza orbitą Neptuna. Dlatego też lody CO rzadko wchodziły w skład planet Układu Słonecznego, co prowadzi do wyższego stosunku izotopów. Mollière napisał oprogramowanie do analizy danych i przyczynił się do interpretacji wyników.

Sama egzoplaneta, TYC 8998-760-1 b, została odkryta zaledwie dwa lata temu (2019) przez dr. Alexandra Bohna, współautora artykułu.

Ignas Snellen, profesor w Lejdzie, który od lat jest siłą napędową tego tematu, jest przede wszystkim dumny: Oczekuje się, że w przyszłości izotopy jeszcze bardziej pomogą zrozumieć dokładnie jak, gdzie i kiedy tworzą się planety. Ten wynik to dopiero początek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPIA

Vega

Na ilustracji: Kreskówka o odkryciu węgla-13 w atmosferze egzoplanety. Źródło: Daniëlle Futselaar (Artsource)


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 185.61 KiB | Przeglądany 191 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 lipca 2021, 19:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
W galaktyce Sombrero zaobserwowano duży strumień pływowy

Zgodnie z najnowszymi modelami kosmologicznymi, duże galaktyki spiralne, takie jak Droga Mleczna, rozrastały się poprzez pochłanianie mniejszych galaktyk, https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka coś w rodzaju galaktycznego kanibalizmu. Dowodem tego są obserwowane wokół nich bardzo duże struktury, pływowe strumienie gwiazd, które są pozostałościami po tych galaktykach satelitarnych. Jednak większość z tych przypadków jest trudna do zbadania, ponieważ te strumienie gwiazd są bardzo słabe, a wykryto jedynie pozostałości po ostatnich fuzjach.

Badania prowadzone przez zespół naukowców pozwoliły na szczegółowe obserwacje dużego przepływu pływowego wokół galaktyki Sombrero, której dziwna morfologia wciąż nie została ostatecznie wyjaśniona. Wyniki zostały opublikowane 21 lipca 2021 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Galaktyka Sombrero (Messier 104) to galaktyka odległa o około 30 mln lat świetlnych, będąca częścią Supergromady Lokalnej (grupy galaktyk obejmującej Gromadę w Pannie oraz Grupę Lokalną zawierającą Drogę Mleczną). Ma ona mniej więcej ⅓ średnicy Drogi Mlecznej i wykazuje cechy obu dominujących typów galaktyk we Wszechświecie – spiralnych i eliptycznych. Posiada ramiona spiralne oraz bardzo duże jasne zgrubienie centralne, co sprawia, że wygląda jak hybryda tych dwóch typów.

Naszym motywem do uzyskania tych bardzo głębokich obrazów galaktyki Sombrero było poszukiwanie pozostałości po jej połączeniu z bardzo masywną galaktyką. To przypuszczalne zderzenie zostało niedawno zasugerowane na podstawie badań populacji gwiazd w jej bardzo dziwnym halo, uzyskanych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a – mówi David Martínez-Delgado, badacz z IAA-CSIC i pierwszy autor pracy.

Obserwacje z Hubble’a w 2020 roku pokazały, że halo, rozległy i słaby region otaczający galaktykę Sombrero, pokazuje wiele gwiazd bogatych w metale, pierwiastki cięższe od wodoru i helu. Jest to cecha typowa dla nowych generacji gwiazd, które zwykle znajdują się w dyskach galaktyk, i jest dość niezwykła w galaktycznym halo, które są zaludnione przez stare gwiazdy. Aby wyjaśnić ich obecność astronomowie zasugerowali coś, co znane jest jako „mokra fuzja”, czyli scenariusz, w którym duża galaktyka eliptyczna jest odmładzana przez duże ilości gazu i pyłu z innej masywnej galaktyki, które dostały się do formującego się dysku, jaki obserwujemy teraz.

Zespół badawczy odrzuca pomysł, że duży pływowy strumień gwiazd, znany od ponad trzech dekad, mógłby być związany ze zdarzeniem, które wytworzyło dziwną morfologię galaktyki Sombrero, która, gdyby była wywołana mokrą fuzją, wymagałaby interakcji dwóch galaktyk o dużych masach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Galaktyka Sombrero (M104). Źródło: Manuel Jiménez/Giuseppe Donatiello.


Załączniki:
Galaxia del Sombrero (M104) web.jpg
Galaxia del Sombrero (M104) web.jpg [ 240.88 KiB | Przeglądany 176 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 23 lipca 2021, 16:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywne czarne dziury hamują procesy gwiazdotwórcze

Czarne dziury o masach odpowiadających milionom Słońc hamują powstawanie nowych gwiazd – twierdzą astronomowie. Wykorzystując uczenie maszynowe i trzy najnowocześniejsze symulacje, aby wesprzeć wyniki wielkiego przeglądu nieba, naukowcy rozwiązują trwającą od 20 lat debatę na temat powstawania gwiazd. Joanna Piotrowska, doktorantka na Uniwersytecie w Cambridge, 20 lipca 2021 roku zaprezentowała nową pracę na wirtualnym spotkaniu National Astronomy Meeting (NAM 2021).

Powstawanie gwiazd w galaktykach od dawna stanowi główny punkt badań astronomicznych. Dekady udanych obserwacji i modelowania teoretycznego zaowocowały dobrym zrozumieniem tego, w jaki sposób gaz zapada się tworząc gwiazdy zarówno w naszej Drodze Mlecznej, jak i poza nią. Jednak, dzięki programom obserwacyjnym, takim jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS), astronomowie zdali sobie sprawę, że nie wszystkie galaktyki w lokalnym Wszechświecie są aktywne gwiazdotwórczo – istnieje liczna populacja obiektów „spokojnych”, które tworzą gwiazdy ze znacznie mniejszą prędkością.

Pytanie, co powstrzymuje powstawanie gwiazd w galaktykach, pozostaje największą niewiadomą w naszym rozumieniu ewolucji galaktyk, nad którą debatowano przez ostatnie 20 lat. Piotrowska i jej zespół przeprowadzili eksperyment, aby dowiedzieć się, jakie procesy mogą być za to odpowiedzialne.

Wykorzystując trzy najnowocześniejsze symulacje kosmologiczne – EAGLE, Illustris i IllustrisTNG – astronomowie zbadali, czego moglibyśmy się spodziewać w prawdziwym Wszechświecie obserwowanym przez SDSS, gdyby różne procesy fizyczne powstrzymywały powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach.

Astronomowie zastosowali algorytmy uczenia maszynowego do klasyfikacji galaktyk na gwiazdotwórcze i spokojne, pytając, który z trzech parametrów: masa supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach galaktyk (te monstrualne obiekty mają zwykle miliony, a nawet miliardy razy większą masę niż nasze Słońce), całkowita masa gwiazd w galaktyce czy masa halo ciemnej materii wokół galaktyk, najlepiej przewiduje, jak potoczą się losy galaktyk.

Parametry te pozwoliły zespołowi na ustalenie, który proces fizyczny: zastrzyk energii od supermasywnych czarnych dziur czy wstrząsowe podgrzewanie gazu w masywnych halo jest odpowiedzialny za zmuszanie galaktyk do połowicznego spoczynku.

Nowe symulacje przewidują, że masa supermasywnej czarnej dziury jest najważniejszym czynnikiem hamującym powstawanie gwiazd. Co istotne, wyniki symulacji pasują do obserwacji lokalnego Wszechświata, co dodaje wagi odkryciom naukowców.

Piotrowska mówi: To naprawdę ekscytujące móc zobaczyć, jak symulacje przewidują dokładnie to, co widzimy w prawdziwym Wszechświecie. Supermasywne czarne dziury – obiekty o masach odpowiadających milionom, a nawet miliardom Słońc – naprawdę wywierają ogromny wpływ na swoje otoczenie. Te monstrualne obiekty zmuszają galaktyki będące ich gospodarzami do swoistej pół-emerytury od tworzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Obraz galaktyki Wir (M101) wykonany za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Jasne, niebieskie grudki w ramionach spiralnych to miejsca niedawnego formowania się gwiazd. Źródło: NASA, ESA, K. Kuntz (JHU), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (NOAO), Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana), oraz STScI


Załączniki:
M101 Pinwheel Galaxy HST.jpeg
M101 Pinwheel Galaxy HST.jpeg [ 69.15 KiB | Przeglądany 167 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 lipca 2021, 16:18 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Nowe obserwacje dotyczące gwiazdowych czarnych dziur

Czy czarne dziury mają preferowany rozmiar? Nowe przeglądy badały populacje czarnych dziur uczestniczących w katastrofalnych zderzeniach emitujących fale grawitacyjne – i wyłonił się z nich interesujący wzór.

Kwestia masy
Populacja tak zwanych czarnych dziur o masie gwiazdowej we Wszechświecie stanowi interesującą zagadkę: jakiej wielkości są one zazwyczaj, i dlaczego?

Przed rokiem 2015 naukowcy zmierzyli masę niewielkiej liczby czarnych dziur o masie gwiazdowej za pomocą obserwacji elektromagnetycznych. Te czarne dziury ważyły pomiędzy ~5 do ~20 mas Słońca, dając naukowcom – lub tak im się wydawało – dość spójny obraz tych tajemniczych ciał.

Obraz ten został jednak zaburzony przez pierwszą detekcję fal grawitacyjnych pochodzących od łączącej się pary czarnych dziur, odebraną przez detektory LIGO/Virgo. Sygnał pochodzi od czarnych dziur o masach ~30 i ~35 mas Słońca – obie były znacznie cięższe od wcześniej obserwowanych czarnych dziur o masach gwiazdowych. Od tego czasu, kolejne łączące się czarne dziury obserwowane przez LIGO/Virgo nadal mają masę powyżej 20 mas Słońca. Niektóre z nich ważą nawet ponad 80 lub 90 razy więcej niż Słońce!

Teraz, gdy naukowcy zebrali już wiele obserwacji, mogą zacząć zastanawiać się, jak wygląda rozkład masy w bazowej populacji łączących się czarnych dziur o masie gwiazdowej. Nowe badania przeprowadzone przez zespół naukowców Vaibhava Tiwari i Stephena Fairhursta (Uniwersytet w Cardiff, Wielka Brytania) zagłębiają się w katalog detekcji LIGO/Virgo w poszukiwaniu odpowiedzi.

Budowanie dystrybucji
Tiwari i Fairhurst używają GWTC-2, drugiego katalogu detekcji LIGO/Virgo, do analizy populacji 39 silnych sygnałów połączeń podwójnych czarnych dziur. Autorzy wykorzystują model statystyczny, aby zrekonstruować bazową populację łączących się czarnych dziur na podstawie tych danych, oraz badać rozkłady spinów i mas tej populacji.

Najprościej byłoby, gdyby masy czarnych dziur podążały za malejącym prawem potęgowym: ponieważ czarne dziury powstają z masywnych gwiazd, a mniejsze gwiazdy są liczniejsze niż większe, spodziewalibyśmy się płynnie malejącego rozkładu mas czarnych dziur.

Zamiast tego, Tiwari i Fairhurst wykrywają strukturę w rozkładzie na szczycie malejącego prawa mocy: zestaw czterech szczytów, które wypadają przy masach składników 9, 16, 30 i 57 mas Słońca.

Ślady wskazują na więcej zderzeń
Co się dzieje? Autorzy pokazują, że może to być wskazówka, jak uformowały się te czarne dziury.

W scenariuszu hierarchicznej fuzji, gdzie czarne dziury powstają poprzez kolejne zderzenia mniejszych czarnych dziur, spodziewalibyśmy się spiętrzenia masy w miejscu pierwszego szczytu w rozkładzie masy, a następnie kolejnych szczytów oddalonych od siebie o współczynnik około 2.

Być może więc wykrycie przez autorów uporządkowanego rozkładu wskazuje na to, że wiele łączących się gwiazdowych czarnych dziur w naszym Wszechświecie nie ewoluowało w izolacji, ale zamiast tego uformowało się w wyniku kolejnych zderzeń w gęstych środowiskach gwiazdowych.

Tiwari i Fairhurst ostrzegają, że wyniki są obecnie oparte na bardzo małej liczbie punktów danych i będziemy musieli poczekać, aż zgromadzimy więcej detekcji, aby móc wysunąć jakiekolwiek solidne twierdzenia. Jeżeli jednak przyszłe obserwacje potwierdzą te trendy, może to dostarczyć cennego wglądu w czarne dziury o masie gwiazdowej we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zderzających się czarnych dziur. Źródło: Aurore Simonnet/Sonoma State/Caltech/MIT/LIGO


Załączniki:
02BLACKHOLE-superJumbo.jpg
02BLACKHOLE-superJumbo.jpg [ 482.2 KiB | Przeglądany 163 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 lipca 2021, 17:15 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Promieniowanie kosmiczne pomaga wybuchom supernowych nadać większy pęd

Końcowa faza kataklizmicznych eksplozji umierających masywnych gwiazd, zwanych supernowymi, może z pomocą promieniowania kosmicznego nawet sześciokrotnie silniej oddziaływać na otaczający gaz międzygwiazdowy – wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców z Uniwersytetu w Oksfordzie. Praca ta zostanie zaprezentowana przez doktoranta Francisco Rodrígueza Montero 19 lipca 2021 roku na wirtualnym Narodowym Spotkaniu Astronomicznym (NAM 2021).

Kiedy supernowe wybuchają, emitują światło i miliardy cząstek w przestrzeń kosmiczną. Podczas gdy światło może swobodnie dotrzeć do nas, cząsteczki zostają uwięzione w spiralnych pętlach przez fale magnetyczne uderzeniowe generowane podczas eksplozji. Przechodząc tam i z powrotem przez fronty uderzeniowe, cząstki te są przyspieszane niemal do prędkości światła, a po ucieczce z supernowych są uważane za źródło tajemniczej formy promieniowania znanego jako promieniowanie kosmiczne.

Ze względu na swoją ogromną prędkość, promienie kosmiczne doświadczają silnych efektów relatywistycznych, efektywnie tracąc mniej energii niż zwykła materia i umożliwiając im podróżowanie na ogromne odległości przez galaktykę. Po drodze wpływają one na energię i strukturę gazu międzygwiazdowego na swojej drodze i mogą odgrywać kluczową rolę w zatrzymaniu procesu tworzenia nowych gwiazd w gęstych skupiskach gazu. Jednak do tej pory wpływ promieniowania kosmicznego na ewolucję galaktyk nie został dobrze poznany.

W pierwszym tego typu badaniu numerycznym o wysokiej rozdzielczości, zespół przeprowadził symulacje ewolucji fal uderzeniowych pochodzących z wybuchów supernowych na przestrzeni kilku milionów lat. Odkryli, że promieniowanie kosmiczne może odgrywać krytyczną rolę w końcowych etapach ewolucji supernowej i jej zdolności do wstrzykiwania energii do otaczającego ją galaktycznego gazu.

Rodríguez Montero wyjaśnia: Początkowo wydaje się, że dodanie promieniowania kosmicznego nie zmienia tego, jak rozwija się eksplozja. Niemniej jednak, kiedy supernowa osiągnie etap, w którym nie może uzyskać większego pędu z konwersji energii termicznej supernowej na energię kinetyczną, odkryliśmy, że promieniowanie kosmiczne może nadawać dodatkowy impuls gazowi, pozwalając, aby ostateczny nadany pęd był nawet 4-6 razy większy niż wcześniej przewidywano.

Wyniki sugerują, że wypływy gazu z ośrodka międzygwiazdowego do otaczającego ośrodka okołogalaktycznego, będą znacznie bardziej masywne niż wcześniej szacowano.

Wbrew najnowszym teoretycznym argumentom, symulacje sugerują również, że dodatkowy impuls dostarczany przez promieniowanie kosmiczne jest bardziej znaczący, gdy masywne gwiazdy eksplodują w środowiskach o niskiej gęstości. Mogłoby to ułatwić tworzenie się super-bąbli napędzanych przez kolejne generacje supernowych, wymiatając gaz z ośrodka międzygwiazdowego i wypuszczając go z dysków galaktycznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Obraz pozostałości po supernowej Keplera. Źródło: NASA / CXC / NCSU / JPL-Caltech / M. Burkey i inni.


Załączniki:
kepler_lg.jpg
kepler_lg.jpg [ 44.3 KiB | Przeglądany 159 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 26 lipca 2021, 18:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE, naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgławice planetarne w odległych galaktykach. Zastosowana metoda, algorytm filtrujący w przetwarzaniu danych obrazowych, otwiera nowe możliwości pomiaru odległości kosmicznych – a tym samym wyznaczania stałej Hubble’a.

Mgławice planetarne w sąsiedztwie Słońca znane są jako kolorowe obiekty, które pojawiają się pod koniec życia gwiazdy, gdy przechodzi ona ze stadium czerwonego olbrzyma do białego karła: gdy gwiazda zużyje paliwo potrzebne do syntezy jądrowej, wydmuchuje swoją gazową otoczkę do przestrzeni międzygwiazdowej, kurczy się, staje się niezwykle gorąca i pobudza rozszerzającą się otoczkę gazową do świecenia. W przeciwieństwie do ciągłego widma gwiazdy, jony niektórych pierwiastków w tej gazowej otoczce, takich jak wodór, tlen, hel i neon, emitują światło tylko w określonych długościach fal. Specjalne filtry optyczne dostrojone do tych długości fali mogą sprawić, że słabe mgławice staną się widoczne. Najbliższym tego typu obiektem w naszej Drodze Mlecznej jest Mgławica Ślimak, odległa o 650 lat świetlnych.

Wraz ze wzrostem odległości od mgławicy planetarnej, jej pozorna średnica na obrazie maleje, a zintegrowana jasność pozorna maleje z kwadratem odległości. W naszej sąsiedniej galaktyce, Galaktyce Andromedy, znajdującej się w odległości prawie 4000 razy większej, Mgławica Ślimak byłaby widoczna jedynie jako kropka, a jej jasność pozorna byłaby prawie 15 mln razy mniejsza. Dzięki nowoczesnym, dużym teleskopom i długim czasom naświetlania, takie obiekty mogą być mimo wszystko obrazowane i mierzone przy użyciu filtrów optycznych lub spektroskopii obrazowej. Martin Roth, pierwszy autor nowych badań, mówi: Używając spektrofotometru PMAS (Potsdam MultiAperture Spectrophotometer) udało nam się to po raz pierwszy zrobić za pomocą spektroskopii integralnego pola dla kilku mgławic planetarnych w Galaktyce Andromedy w latach 2001-2002 na 3,5-metrowym teleskopie Obserwatorium Calar Alto. Jednak stosunkowo małe pole widzenia PMAS nie pozwoliło jeszcze na zbadanie większej próbki obiektów.

Potrzeba było dobrych 20 lat, aby te pierwsze eksperymenty rozwinąć dalej, stosując potężniejszy instrument o ponad 50-krotnie większym polu widzenia na znacznie większym teleskopie. MUSE na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Chile został opracowany przede wszystkim z myślą o odkrywaniu niezwykle słabych obiektów na obserwowalnych obecnie krawędziach Wszechświata. Właśnie ta właściwość odgrywa rolę również przy wykrywaniu bardzo słabych mgławic planetarnych w odległych galaktykach.

Galaktyka NGC 474 jest szczególnie dobrym przykładem galaktyki, która w wyniku zderzenia z innymi, mniejszymi galaktykami, utworzyła widoczną strukturę pierścieniową z gwiazd rozproszonych w wyniku oddziaływań grawitacyjnych. Znajduje się ona w odległości 110 mln lat świetlnych, czyli około 170 000 razy dalej niż Mgławica Ślimak. Pozorna jasność mgławicy planetarnej w tej galaktyce jest zatem prawie 30 mld razy mniejsza niż w przypadku Mgławicy Ślimak i znajduje się w zakresie galaktyk interesujących pod względem kosmologicznym, dla których zespół zaprojektował instrument MUSE.

Zespół naukowców z AIP, wraz z kolegami z USA, opracował metodę wykorzystania MUSE do wyodrębnienia i precyzyjnego pomiaru niezwykle słabych sygnałów mgławic planetarnych w odległych galaktykach z wysoką czułością. Ważną rolę odgrywa tu szczególnie efektywny algorytm filtrowania w przetwarzaniu danych obrazowych. Dla galaktyki soczewkowatej NGC 474 dostępne były dane archiwalne ESO, oparte na dwóch bardzo głębokich ekspozycjach MUSE, z których każda miała 5 godzin czasu obserwacji. Rezultat obróbki danych: po zastosowaniu algorytmu filtrów uwidoczniło się w sumie 15 niezwykle słabych mgławic planetarnych.

Ta wysoce czuła procedura otwiera nową metodę pomiaru odległości, która może przyczynić się do rozwiązania dyskutowanej obecnie rozbieżności w wyznaczaniu stałej Hubble’a. Mgławice planetarne mają tę właściwość, że fizycznie nie może być przekroczona pewna maksymalna jasność. Funkcja rozkładu jasności próbki w galaktyce, czyli funkcja jasności mgławicy planetarnej, urywa się na jasnym końcu. Jest to własność świecy standardowej, która może być wykorzystana do obliczenia odległości metodami statystycznymi. Metoda funkcji jasności mgławicy planetarnej została opracowana już w 1989 roku przez członków zespołu George'a Jacoby'ego (NSF's NOIRLab) i Robina Ciardullo (Penn State University). W ciągu ostatnich 30 lat została z powodzeniem zastosowana do ponad 50 galaktyk, ale była ograniczona przez stosowane do tej pory filtry. Galaktyki o odległościach większych niż te w Gromadach w Pannie czy Piecu były poza zasięgiem. Badanie, opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal, pokazuje, że MUSE może osiągnąć ponad dwukrotnie większy zasięg, umożliwiając niezależny pomiar stałej Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AIP

Vega

Na ilustracji: Galaktyka NGC 474 w odległości około 110 mln lat świetlnych. Struktura pierścienia powstała w wyniku procesów łączenia się zderzających się galaktyk. Źródło: DES/DOE/Fermilab/NCSA & CTIO/NOIRLab/NSF/AURA


Załączniki:
NGC474_MUSE_pointings.original.jpg
NGC474_MUSE_pointings.original.jpg [ 1.05 MiB | Przeglądany 153 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 lipca 2021, 17:12 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Wypełnianie braków za pomocą uczenia maszynowego

Satelita Gaia wykonuje najdokładniejsze jak dotąd pomiary ruchu gwiazd. Konkretnie, mierzy pozycje, prędkości i paralaksy gwiazd na całym niebie. Są to niezwykle przydatne informacje, ale nie dają one pełnego obrazu ruchu gwiazd. Na przykład, jak gwiazdy poruszają się wzdłuż naszej linii widzenia?

Nie na wszystkich wymiarach
Obecnie, Gaia zwraca „astrometrię 5D” dla większości obserwowanych gwiazd, która składa się z dwóch współrzędnych położenia, dwóch prędkości i paralaksy. Na podstawie tych danych przeprowadzono już wiele badań naukowych, takich jak badanie pochodzenia strumieni gwiazd otaczających Drogę Mleczną.

Jednak większość astrometrii dostarczanej przez Gaia jest ograniczona do płaszczyzny nieba, co oznacza, że nie widzimy, jak gwiazdy poruszają się wzdłuż naszej linii widzenia – to znaczy, czy poruszają się w naszym kierunku, czy też oddalają od nas. To sprawia, że niektóre fascynujące nauki, takie jak mapowanie subtelnych struktur gwiazdowych i struktur ciemnej materii w Drodze Mlecznej są poza zasięgiem. Badania spektroskopowe mogą dać nam prędkości w linii widzenia, ale są one czasochłonne i ograniczone objętością przestrzeni, którą mogą pokryć. Dodatkowo, niewiele badań spektroskopowych pokrywa się z obszarem obserwowanym przez Gaia.

Nie wszystko jest jednak stracone! Najnowsze badania przeprowadzone przez Adrianę Dropulic (Uniwersytet Princeton) pokazują, w jaki sposób uczenie maszynowe może być wykorzystane do przewidywania prędkości w linii prostej dla gwiazd w astrometrii 5D z Gaia.

Trening sieci neuronowej
Aby rozwinąć swoją technikę uczenia maszynowego, Dropulic i jej współpracownicy zaczęli od publicznie dostępnego katalogu próbnych danych Gaia, które zawierały prędkości w linii widzenia. Dodali również gwiazdy podobne do tych w Gaia-Enceladus, które pojawiają się, gdy wykreśla się prędkości. Katalog próbny obejmował przestrzeń w promieniu około pięciu kiloparseków (16 000 lat świetlnych) od Słońca i zawierał około 75 mln gwiazd. Katalog został następnie podzielony na zbiory treningowe, walidacyjne i testowe, z których pierwszy przyjmował prawdziwą próbkę Gaia, zawierającą informacje o prędkościach w linii widzenia, czyli informacje „6D”.

Następnie Dropulic i współpracownicy wytrenowali sieć neuronową, aby przewidzieć prędkość danej gwiazdy w linii widzenia i związaną z nią przypadkowość. Ważnym zastrzeżeniem tej metody jest to, że nie ma ona na celu niemal idealnego odgadnięcia prędkości w linii widzenia dla pojedynczej gwiazdy. Celem jest raczej uzyskanie rozsądnego oszacowania rozkładu prędkości dla całej grupy gwiazd.

Przejście od próbnych danych
Zaletą posiadania danych wyjściowych sieci było to, że Dropulic i jej współpracownicy byli w stanie skonstruować rozkłady prędkości “próbkowane błędem”, które są tworzone przez uśrednienie wielu przewidywań prędkości i niepewności dla pojedynczej gwiazdy i powtórzenie dla całego rozkładu. Te rozkłady prędkości z próbkowaniem błędów okazały się bliższe rozkładom rzeczywistym niż rozkładom przewidywanym.

Następnym krokiem w tej pracy jest trenowanie sieci neuronowej na rzeczywistym katalogu danych Gaia, a także zbadanie bardziej odległych regionów Drogi Mlecznej. Nadchodzące trzecie wydanie danych z Gaia będzie zawierało około 30 mln gwiazd z pełną astrometrią 6D, więc nie minie dużo czasu, zanim ta metoda uczenia maszynowego będzie mogła zostać wprowadzona w życie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna sondy kosmicznej Gaia. Źródło: ESA


Załączniki:
Gaia_Spacecraft_625.jpg
Gaia_Spacecraft_625.jpg [ 289.96 KiB | Przeglądany 143 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 lipca 2021, 18:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Stwierdzono rotację wewnętrzną satelitarnych karłowatych galaktyk sferoidalnych

Międzynarodowy zespół astrofizyków odkrył obecność rotacji poprzecznej w trzech karłowatych galaktykach sferoidalnych, bardzo słabym i trudnym do zaobserwowania typie galaktyk, które krążą wokół Drogi Mlecznej; pomaga to prześledzić ich historię ewolucji. Odkrycia dokonano na podstawie najnowszych danych z satelity Gaia. Wyniki badań zostały właśnie opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Galaktyki karłowate mają szczególnie znaczenie dla kosmologii. Standardowy model kosmologiczny sugeruje, że ten typ galaktyk uformował się jako pierwszy. Większość z nich została zniszczona i pochłonięta przez duże galaktyki, takie jak Droga Mleczna. Jednak te, które pozostały, mogą być badane i zawierają cenne informacje o wczesnym Wszechświecie.

Jedną z podklas galaktyk karłowatych są karłowate galaktyki sferoidalne. Są one bardzo rozproszone, mają niską jasność powierzchniową, zawierają duże ilości ciemnej materii i niewiele lub wcale gazu. Od czasu ich odkrycia są one przedmiotem intensywnych badań. Jednak ich wewnętrzna kinematyka jest wciąż słabo poznana, ze względu na trudności techniczne niezbędne do ich szczegółowego zbadania.

Różne wcześniejsze badania wykazały, że karłowate galaktyki sferoidalne nie mają wzorców rotacji wewnętrznej, lecz ich gwiazdy poruszają się po przypadkowych orbitach, głównie w kierunku centrum galaktyki i z dala od niego. Natomiast galaktyki należące do innej głównej podklasy galaktyk karłowatych, galaktyki nieregularne, mają duże ilości gazu i w niektórych przypadkach wykazują rotację wewnętrzną. Różnice te sugerują inne pochodzenie tych dwóch typów galaktyk karłowatych lub zupełnie inną historię ewolucji, w której oddziaływania z dużymi galaktykami, w tym przypadku z Drogą Mleczną, odegrały kluczową rolę w wyeliminowaniu rotacji wewnętrznej karłowatych galaktyk sferoidalnych.

Aby przeprowadzić obecne badania, zespół astrofizyków wykorzystał najnowsze dane z Gaia do zbadania wewnętrznej kinematyki sześciu karłowatych galaktyk sferoidalnych, satelitów Drogi Mlecznej, i odkrył obecność rotacji poprzecznej w trzech z nich: Carina, Piec i Rzeźbiarz. Są to pierwsze detekcje tego typu rotacji w karłowatych galaktykach sferoidalnych, z wyjątkiem galaktyki sferoidalnej w Strzelcu, która jest silnie zniekształcona przez potencjał grawitacyjny Drogi Mlecznej, a zatem nie jest reprezentatywna dla swojego typu.

Wynik ten jest bardzo istotny, ponieważ, ogólnie rzecz biorąc, wewnętrzna kinematyka galaktyk, w tym przypadku ich rotacja, jest ważnym wskaźnikiem ich ewolucji oraz warunków, w jakich układ został uformowany – wyjaśnia Alberto Manuel Martínez-García, doktorant w IAC i ULL oraz pierwszy autor artykułu.

Chociaż standardowy model kosmologiczny zakłada, że galaktyki karłowate uformowały się jako pierwsze, nie jest jasne, czy są one prostymi układami, czy też te, które obserwujemy, powstały w wyniku aglomeracji innych, jeszcze prostszych układów, mniejszych i starszych. Obecność rotacji sugeruje drugą opcję. Sugeruje również wspólne pochodzenie dla wszystkich galaktyk karłowatych, tych, które są obecnie bogate w gaz (nieregularne) i tych, które nie są (sferoidalne) – wyjaśnia Andrés del Pino, badacz z STScI i współautor artykułu.

Mimo to, jak twierdzą naukowcy, badania oparte na danych z Gaia wiążą się z wieloma trudnościami technicznymi. Przede wszystkim trzeba ustalić, które z gwiazd w bazie danych rzeczywiście należą do galaktyk satelitarnych, a które do samej Drogi Mlecznej, gdyż te ostatnie mają tendencję do zanieczyszczania próbki. Problem polega na tym, że choć analizowane dane są ograniczone do regionu i rozmiarów kątowych badanej karłowatej galaktyki sferoidalnej, co odpowiada ¼ średnicy kątowej Księżyca, to zdecydowana większość gwiazd wykrytych w tym obszarze należy do Drogi Mlecznej i rzeczywiście zanieczyszcza próbkę.

Ponadto, odległość badanych karłowatych galaktyk sferoidalnych, sięgająca około pół miliona lat świetlnych, oraz niska jasność ich wewnętrznych gwiazd sugerują, że pomiary są obarczone znacznym poziomem szumu. Z tych wszystkich powodów analiza danych wymaga dokładnej filtracji i głębokiej analizy różnych parametrów obserwacyjnych, aby móc wyciągnąć wiarygodne wnioski.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Karzeł Pieca. Źródło: ESO/Digitized Sky Survey 2.


Załączniki:
Galaxia esferoidal enana Fornax web.jpg
Galaxia esferoidal enana Fornax web.jpg [ 349.75 KiB | Przeglądany 75 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 02 sierpnia 2021, 13:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1457
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie pokazują, jak planety powstają w układach podwójnych nie ulegając zniszczeniu

Astronomowie opracowali najbardziej realistyczny jak dotąd model formowania się planet w układach podwójnych gwiazd.

Zespół naukowców pokazał, w jaki sposób egzoplanety w układach podwójnych gwiazd – takie jak planety „Tatooine” dostrzeżone przez Kosmiczny Teleskop Keplera – powstały bez zniszczenia w chaotycznym środowisku narodzin.

Badali oni typ układu podwójnego, w którym mniejsza gwiazda towarzysząca okrąża większą gwiazdę macierzystą mniej więcej raz na 100 lat – nasz najbliższy sąsiad, Alfa Centauri, jest przykładem takiego układu.

Dr Roman Rafikov z Wydziału Matematyki Stosowanej i Fizyki Teoretycznej w Cambridge i współautor pracy dr Kedron Silsbee z Instytutu Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka odkryli, że aby w tych układach podwójnych mogły powstać planety, planetozymale – planetarne bloki konstrukcyjne orbitujące wokół młodej gwiazdy – muszą mieć na początku średnicę co najmniej 10 km, a dysk pyłu, lodu i gazu otaczającego gwiazdę, w którym tworzą się planety, musi być stosunkowo okrągły.

Badania, które zostały opublikowane w Astronomy and Astrophysics, wprowadzają studia nad formowaniem się planet w układach podwójnych na nowy poziom realizmu i wyjaśniają, w jaki sposób takie planety, których pewna liczba została wykryta, mogły się uformować.

Uważa się, że formowanie się planet rozpoczyna się w dysku protoplanetarnym – zbudowanym głównie z wodoru, helu oraz drobnych cząsteczek lodu i pyłu – krążącym wokół młodej gwiazdy. Zgodnie z wiodącą obecnie teorią powstawania planet, zwaną akrecją jądra, cząsteczki pyłu przylegają do siebie, tworząc w końcu coraz większe ciała stałe. Jeżeli proces ten zatrzyma się wcześnie, rezultatem może być skalista planeta podobna do Ziemi. Jeżeli planeta stanie się większa od Ziemi, jej grawitacja będzie wystarczająca, aby uwięzić dużą ilość gazu z dysku, co doprowadzi do powstania gazowego olbrzyma, takiego jak Jowisz.

Teoria ta ma sens w przypadku układów planetarnych formujących się wokół pojedynczej gwiazdy, ale formowanie się planet w układach podwójnych jest bardziej skomplikowane, ponieważ gwiazda towarzysząca działa jak olbrzymia trzepaczka do jajek, dynamicznie pobudzając dysk protoplanetarny – powiedział Rafikov.

W układzie z pojedynczą gwiazdą cząsteczki z dysku poruszają się z małymi prędkościami, więc łatwo sklejają się ze sobą podczas zderzenia, co pozwala im rosnąć – powiedział Silsbee. Ale z powodu grawitacyjnego efektu „ubijacza jaj” przez towarzyszącą gwiazdę w układzie podwójnym, stałe cząsteczki zderzają się tam ze sobą z dużo większą prędkością. Tak więc kiedy się zdarzają, niszczą się wzajemnie.

Wiele egzoplanet zostało zauważonych w układach podwójnych, więc pojawia się pytanie, jak się tam znalazły. Niektórzy astronomowie sugerują nawet, że być może planety te unosiły się w przestrzeni międzygwiazdowej i zostały wessane przez grawitację układu podwójnego.

Rafikov i Silsbee przeprowadzili serię symulacji, aby pomóc w rozwiązaniu tej zagadki. Stworzyli szczegółowy model matematyczny wzrostu planet w układzie podwójnym wykorzystującym realistyczne dane fizyczne i uwzględniającym procesy, które często są pomijane, takie jak grawitacyjny wpływ dysku gazowego na ruch planet w nich zawartych.

Ich model wykazał, że planety mogą powstawać w układach podwójnych, takich jak Alfa Centauri, pod warunkiem, że rozmiary planetozymali zaczynają się od co najmniej 10 km średnicy, a sam dysk protoplanetarny jest zbliżony do kołowego, bez większych nieregularności. Gdy te warunki są spełnione, planetozymale w pewnych częściach dysku poruszają się na tyle wolno względem siebie, że zamiast niszczyć, sklejają się ze sobą.

Odkrycia te pokazują, że szczególny mechanizm powstawania planet, zwany niestabilnością strumieniową, jest integralną częścią procesu formowania się planet. Niestabilność ta jest efektem kolektywnym, obejmującym wiele cząstek stałych w obecności gazu będącego w stanie skupić ziarna pyłu o rozmiarach od kamyka do głazu, tworząc kilka różnych planetozymali, które przetrwają większość zderzeń.

Wyniki tej pracy dostarczają ważnych spostrzeżeń dla teorii powstawania planet zarówno wokół gwiazd podwójnych, jak i pojedynczych, a także dla symulacji hydrodynamicznych dysków protoplanetarnych w układach podwójnych. W przyszłości model ten może być również użyty do wyjaśnienia pochodzenia planet typu „Tatooine” – egzoplanet krążących wokół obu składników układu podwójnego – których około tuzin został zidentyfikowany przez Kosmiczny Teleskop Keplera.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna planty wokół Alfa Centauri B. Źródło: ESO/L. Calçada/N. Risinger


Załączniki:
alphacentauri.jpg
alphacentauri.jpg [ 33.76 KiB | Przeglądany 22 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 929 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 43, 44, 45, 46, 47

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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