Dzisiaj jest 06 lipca 2022, 09:37

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1129 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 53, 54, 55, 56, 57
Autor Wiadomość
Post: 19 czerwca 2022, 16:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Badanie procesów formowania się skrajnie masywnych węglowo-tlenowych białych karłów

Białe karły są najliczniejszymi przedstawicielami gwiezdnego cmentarzyska. Powszechnie uważa się, że ponad 97% gwiazd we Wszechświecie przekształci się w białego karła. Obiekty te uważa się także za potężne narzędzie do zrozumienia procesów formowania się i ewolucji gwiazd, historii naszej Galaktyki oraz populacji gwiazd.

W pracy opublikowanej w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society grupa naukowców kierowana przez docenta WU Chengyuana z Yunnan Observatories Chińskiej Akademii Nauk badała powstawanie skrajnie masywnych węglowo-tlenowych białych karłów.

Zgodnie z modelem ewolucji gwiazd, białe karły o masach mniejszych niż około 0,45 masy Słońca to helowe białe karły, a te o masach pomiędzy 0,45 a 1,05 masy Słońca to węglowo-tlenowe białe karły. Natomiast te o masach większych niż 1,05 masy Słońca mogą posiadać jądra tlenowo-neonowe i są zwykle nazywane skrajnie masywnymi białymi karłami.

Skrajnie masywne białe karły odgrywają kluczową rolę w naszym zrozumieniu wybuchów supernowych typu Ia, występowania procesów fizycznych w fazie asymptotycznej gałęzi olbrzymów, istnienia białych karłów o wysokim polu magnetycznym oraz wystąpienia połączeń dwóch białych karłów – powiedział WU.

Ostatnio dane z Gaia ujawniły wzmocnienie skrajnie masywnych białych karłów na diagramie Hertzsprunga-Russella, co wskazuje, że w tych obiektach może istnieć dodatkowy mechanizm opóźnienia chłodzenia, taki jak krystalizacja i sedymentacja pierwiastków. Dalsze badania sugerują, że niektóre skrajnie masywne białe karły powinny doświadczyć dość długich opóźnień w chłodzeniu, co sugeruje, że są to węglowo-tlenowe białe karły. Jednak mechanizm powstawania skrajnie masywnych białych karłów jest nadal niejasny.

We wspomnianej pracy naukowcy sprawdzili, czy fuzje masywnych węglowo-tlenowych białych karłów z helowymi białymi karłami mogą ewoluować w skrajnie masywne białe karły. Wyniki dynamicznych symulacji 3D połączenia podwójnych białych karłów pokazują, że fuzja taka jest bardzo szybkim procesem, który może uformować gorącą koronę na pierwotnym białym karle. Aby skonstruować początkowe struktury pozostałości po fuzji, przyjęliśmy metodę szybkiej akrecji do symulacji procesu łączenia w modelach 1D i otrzymaliśmy struktury pozostałości podobne do tych w modelach 3D – powiedział WU.

Po skonstruowaniu struktur pozostałości po połączeniu naukowcy odkryli, że jej ewolucja jest podobna do gwiazdy R Coronae Borealis (R CrB). Spalanie helu z otoczki helowego białego karła prowadzi do wzrostu masy jądra węglowo-tlenowego białego karła. Końcowa masa węglowo-tlenowego białego zależy od tempa utraty masy wiatru podczas ewolucji po połączeniu i nie może przekroczyć 1,2 masy Słońca. Na pozostałościach o masie jądra większej niż 1,2 masy Słońca dochodzi do powierzchniowego zapłonu węgla, co może ostatecznie zakończyć ich życie jako tlenowo-neonowe białe karły.

Obecne wyniki sugerują, że przynajmniej niektóre skrajnie masywne białe karły, które doświadczają wyjątkowo długich opóźnień w chłodzeniu, mogą pochodzić z połączenia się białych karłów węglowo-tlenowych z helowymi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna białego karła. Źródło: Pixabay/CC0 Public Domain.


Załączniki:
white-dwarf-star.jpg
white-dwarf-star.jpg [ 610.66 KiB | Przeglądany 184 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 czerwca 2022, 18:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Dokładne pomiary egzoplanety Gliese 486 b

Międzynarodowy zespół naukowców zmierzył masę i promień egzoplanety podobnej do Ziemi z niespotykaną dotąd dokładnością. Szczegółowa analiza pozwala na dokonanie solidnych przewidywań dotyczących struktury i składu jej wnętrza i atmosfery.

Od czasu odkrycia pierwszej egzoplanety wokół gwiazdy podobnej do Słońca, 51 Pegasi b, w 1995 roku, społeczność astronomiczna wciąż znajduje nowe egzoplanety, które są coraz mniej masywne, coraz bliższe i coraz bardziej podobne do Ziemi.

Najnowsze badania, prowadzone przez Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA), pozwoliły na modelowanie wnętrza i oszacowanie względnych rozmiarów (metalicznego) jądra i (skalistego) płaszcza egzoplanety Gliese 486 b, gorącej superziemi odkrytej w 2021 roku, krążącej wokół pobliskiego czerwonego karła Gliese 486, znajdującego się zaledwie 26 lat świetlnych od Słońca

Dzięki starannym danym uzyskanym za pomocą zestawu instrumentów i teleskopów kosmicznych, takich jak CHARA, CHEOPS, Kosmiczny Teleskop Hubble’a, MAROON-X, TESS i CARMENES, zespół dokonał badania składu atmosfery planety i jej wykrywalności za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, który wkrótce skieruje swoje segmentowe zwierciadło na układ planetarny.

Gliese 486 b stała się kamieniem z Rosetty egzoplanetologicznej – wyjaśnia José A. Caballero, naukowiec z CAB, który kierował badaniami. W Układzie Słonecznym mamy planety typu ziemskiego: Merkury, Wenus, Ziemię i Marsa. Obecnie piątą najlepiej zbadaną planetą typu ziemskiego we Wszechświecie jest Gliese 486 b.

Dla zespołu naukowego najważniejsze są nie same wartości, ale możliwości, jakie dają one przyszłym badaniom. Należą do nich te związane z powstawaniem planetarnych pól magnetycznych w ciekłym metalicznym jądrze zewnętrznym, ponieważ Gliese 486 b wydaje się mieć takie pole jak nasza Ziemia. Te pola magnetyczne mogą działać jako osłona przed burzami pochodzącymi od gwiezdnego gospodarza i zapobiegać erozji atmosfery.

Chociaż Gliese 486 b wydaje się być zbyt gorąca, by nadawała się do zamieszkania, dzięki jej precyzyjnej i dokładnej charakterystyce może stać się pierwszą (i na razie jedyną) planetą, dla której możemy sformułować istotne pytania, np. czy ma prymitywną atmosferę zbudowaną z wodoru i helu, czy składa się z dwutlenku węgla i pary wodnej pochodzącej z erupcji wulkanicznych, a nawet czy ma tektonikę.

Znaczna część danych wykorzystanych w pracy została uzyskana za pomocą spektrografu CARMENES, zamontowanego na 3,5-metrowym teleskopie Calar Alto w Almerii (Hiszpania). W skład konsorcjum tego instrumentu wchodzi jedenaście instytucji badawczych z Hiszpanii i Niemiec. Jego celem jest obserwacja około 350 czerwonych karłów w poszukiwaniu oznak obecności planet o niskiej masie.

Naukowcy wykonali również obserwacje spektroskopowe za pomocą instrumentu MAROON-X na 8,1-metrowym teleskopie Gemini North oraz za pomocą instrumentu STIS na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Obserwacje fotometryczne pozwalające określić rozmiary planety pochodzą z sond CHEOPS i TESS.

Promień gwiazdy został zmierzony za pomocą instrumentu CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) na Mount Wilson w Kalifornii. Do wyznaczenia okresu rotacji gwiazdy wykorzystano baterię mniejszych teleskopów, w tym należące do astronomów amatorów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak


Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna hipotetycznej atmosfery i struktury wewnętrznej egzoplanety Gliese 486 b. Źródło: RenderArea.


Załączniki:
Exoearth.7.png
Exoearth.7.png [ 764.96 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 czerwca 2022, 16:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na powstawanie układów gwiezdnych o różnej konfiguracji

Grupa astronomów doszła do wniosku, że tajemnicze ustawienie orbit w niektórych układach gwiazdowych nie jest spowodowane zakłóceniami z zewnątrz, lecz pochodzi z wnętrza samych układów gwiazdowych.

Powstaje tajemnica
Uważa się, że kiedy tworzy się układ gwiazdowy, wszystko jest ułożone w jednej linii: gwiazda formuje się, zapoczątkowuje syntezę jądrową, a cały pozostały gaz i pył krążą w jednej płaszczyźnie i w tym samym kierunku, w którym wiruje gwiazda. Ten teoretyczny obraz początkowo wydawał się pasować do układów planetarnych, które znaliśmy… dopóki ostatnie misje kosmiczne nie odkryły tysiące nowych planet i nie zaczęły wywracać tej teorii do góry nogami. Nagle astronomowie zaczęli odkrywać gwiazdy, których osie wirowania były przesunięte względem orbit ich planet. Ale jak doszło do takiej sytuacji? Czy moment pędu układu nie powinien rozciągać się na osie obrotu gwiazd i wszystko powinno być wyrównane? Z ostatnich odkryć egzoplanet wynika, że najwyraźniej nie!

Pytania te pozostają gorącym tematem w dziedzinie formowania się planet. Jednym z proponowanych wyjaśnień jest to, że zewnętrzna gwiazda towarzysząca może wywierać moment obrotowy na obszar formowania się gwiazd i spowodować niewłaściwe ułożenie. Zespół astronomów pod kierownictwem Marguerite Epstein-Martin (California Institute of Technology i Columbia University) uważa, że przyczyną kłopotów są siły wewnętrzne: siły działające w samym dysku.

Nieoczekiwany podejrzany
Dyski protoplanetarne są zwykle modelowane jako obiekty sztywne. Jednak ostatnie obserwacje pokazują, że ~85% dysków zawiera luki z przesunięciami pomiędzy wewnętrznym i zewnętrznym dyskiem, które wynikają z formowania się masywnych planet lub obecności gwiezdnego towarzysza. Zespół wysunął hipotezę, że w tych przypadkach niewspółosiowości dysku wewnętrznego i zewnętrznego, dysk zewnętrzny może odgrywać rolę towarzysza gwiazdowego i wpływać na dynamikę orientacji dysk wewnętrzny-gwiazda. Następnie zespół wykorzystał równania do modelowania tych układów i stwierdził, że istnieje hierarchia momentu pędu w układzie: dysk zewnętrzny ma największy moment pędu i będzie wywierał moment obrotowy na dysk wewnętrzny, który z kolei będzie wywierał moment obrotowy na gwiazdę. Jest to analogiczne do dynamiki pomiędzy gwiazdą, nieprzerwanym dyskiem i zewnętrznym towarzyszem, który powodował niewspółosiowość w poprzednich teoriach.

Identyfikacja sprawcy
Używając szeregu złożonych równań, które przedstawiają dynamikę w takich układach, zespół ustalił, że biorąc pod uwagę skalę czasową, kurczenie się gwiazdy i czas życia dysku, będzie wystarczająco dużo czasu na wystąpienie zaburzeń, które spowodują nieprawidłowe ustawienie gwiazdy względem orbit jej ewentualnych planet. Chociaż to pasuje do obserwacji, zespół zauważa, że zastosował kilka uproszczeń i założeń. Ogólnie rzecz biorąc, badania te otwierają nową drogę do poznania procesów formowania się dysków przesuniętych względem spinów gwiazdy macierzystej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy otoczonej dyskiem protoplanetarnym. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
Screen-Shot-2022-06-22-at-9.55.51-AM.png
Screen-Shot-2022-06-22-at-9.55.51-AM.png [ 1006.45 KiB | Przeglądany 100 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: 30 czerwca 2022, 15:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywna czarna dziura w naszej Galaktyce

Wiele galaktyk posiada w swoich jądrach supermasywne czarne dziury, które są tysiąc raz większe od naszej, np. jądro M87, którego obraz został wykonany przez Teleskop Horyzontu Zdarzeń (EHT) w 2020 roku. Ale Sgr A* jest stosunkowo blisko nas, zaledwie około 25 000 lat świetlnych, a jej bliskość oferuje astronomom unikalną możliwość zbadania supermasywnej czarnej dziury.

Supermasywna czarna dziura w jądrze naszej Galaktyki, Sagittarius A*, ma skromne rozmiary – zaledwie 4,15 miliona mas Słońca. Naukowcy pracujący przy programie EHT opublikowali niedawno submilimetrowy obraz, na którym widać ją oświetloną przez jej świecące otoczenie.

Gaz i pył powoli akreują na otaczające czarną dziurę gorące, podobne do dysku środowisko i promieniują w całym spektrum elektromagnetycznym. Epizodyczna akrecja i zmienne wybuchy promieniowania dostarczają wskazówek co do natury akrecji, rozmiarów i lokalizacji każdego zdarzenia w złożonym środowisku czarnej dziury (w torusie lub jego pobliżu? w jakiejś części wiatru?), a także jak te epizody mogą być powiązane ze sobą i z własnościami czarnej dziury, na przykład z jej spinem. Każda długość fali niesie ze sobą własne informacje, a jednym z kluczowych narzędzi diagnostycznych jest różnica czasu pomiędzy rozbłyskami na różnych długościach fali, która pozwala prześledzić, gdzie w wybuchu zachodzą różne mechanizmy produkcji. Sgr A* jest na tyle blisko, że jest monitorowana na falach radiowych od czasu jej odkrycia w latach 50-tych; średnio Sgr A* akreuje materię w bardzo niskim tempie, kilka setnych części masy Ziemi na rok, ale wystarczająco, aby wytworzyć zmienność, jak również bardziej dramatyczne rozbłyski.

Astronomowie CfA wraz ze współpracownikami zakończyli analizę czasową skoordynowanych, równoczesnych obserwacji Sgr A* w bliskiej podczerwieni, promieniach X i na falach submilimetrowych przy użyciu kamery IRAC znajdującej się na Kosmicznym Teleskopie Spitzera, teleskopu rentgenowskiego Chandra, misji NuSTAR, ALMA oraz instrumentu GRAVITY na interferometrze VLTI; kampania wymagała złożonego planowania misji i redukcji wielu rodzajów zbiorów danych. Rozbłyski miały miejsce w dniach 17-26 lipca 2019 roku. Zespół zauważa, że aktywność z 2019 roku wydaje się odzwierciedlać niezwykle wysoki wskaźnik akrecji. Podczas gdy niektóre zdarzenia obserwowano jako występujące jednocześnie, rozbłysk submilimetrowy (ALMA) pojawił się około 20 minut po rozbłyskach w podczerwieni i promieniowaniu rentgenowskim (Chandra).

Naukowcy rozważają trzy scenariusze: emisja podczerwieni i rentgenowska w tych rozbłyskach powstała z naładowanych cząstek poruszających się spiralnie w potężnych polach magnetycznych; podczerwień i fale submilimetrowe pochodziły z tego pierwszego procesu, ale emisja rentgenowska powstała, gdy fotony podczerwieni zderzyły się z naładowanymi cząsteczkami poruszającymi się z prędkością bliską prędkości światła; i wreszcie, że tylko promieniowanie submilimetrowe pochodziło z pierwszego procesu, a wszystkie inne pasma zostały wytworzone przez drugi. Niestety obserwacje naziemne nie mogą być ciągłe, w związku z czym nie udało się zaobserwować szczytu emisji rozbłysku submilimetrowego, co utrudniło ustalenie jakiegokolwiek opóźnienia czasowego między nim a promieniowaniem rentgenowskim, które mogłoby sygnalizować jego powstanie w innym miejscu lub z innego procesu. Zespół, łącząc swoje wyniki z wcześniejszymi badaniami zmienności, znalazł jeden spójny obraz, w którym podczerwień i promieniowanie X pochodzą z drugiego procesu, po którym następuje submilimetrowa emisja z pierwszego w rozszerzającej się, chłodzącej namagnesowanej plazmie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizualizacja symulowanej aktywności rozbłyskowej i obłoków materii wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum Galaktyki, Sgr A*. Źródło: ESO, Gfycat.


Załączniki:
visual-simulation-ESO-su.jpg
visual-simulation-ESO-su.jpg [ 19.86 KiB | Przeglądany 85 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: 01 lipca 2022, 15:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spojrzenie na ewolucję podwójnej czarnej dziury

Wykrycie fal grawitacyjnych otworzyło nową drogę do badania podwójnych czarnych dziur w kosmicznym czasie. Czego możemy się dowiedzieć o ewolucji podwójnych czarnych dziur z układów, które wykryliśmy za pomocą fal grawitacyjnych?

Badanie zdarzeń fal grawitacyjnych
Wraz ze wzrostem wykrywanych przez nas łączących się układów podwójnych czarnych dziur, możemy zacząć odpowiadać na fundamentalne pytania dotyczące tego, jak te fascynujące układy powstają i ewoluują. A ponieważ czarne dziury są punktem końcowym ewolucji gwiazd, badanie, w jaki sposób populacja czarnych dziur mogła zmienić się w czasie, może również dostarczyć wglądu w ewolucję gwiazd.

W nowej publikacji zespół kierowany przez Sylvię Biscoveanu (Massachusetts Institute of Technology) wykorzystał bogactwo danych dotyczących czarnych dziur do poszukiwania trendów spinów czarnych dziur w układach podwójnych. Korzystając ze zbioru 69 zdarzeń podwójnych czarnych dziur z trzeciego katalogu Gravitational-Wave Transient Catalog LIGO, zespół dążył do ustalenia, czy spiny czarnych dziur są skorelowane z ich masami, czy z przesunięciem ku czerwieni, w którym znajduje się układ podwójny.

Obliczenia z wyselekcjonowanego katalogu
Biscoveanu i współpracownicy odkryli, że średni spin podwójnych czarnych dziur różnił się nieznacznie wraz z przesunięciem ku czerwieni (wskaźnik kosmicznego czasu) lub masą, ale rozkład spinów rozszerzał się przy wyższych przesunięciach ku czerwieni. Innymi słowy, czarne dziury w układach podwójnych miały ten sam średni spin 10 miliardów lat temu, co dzisiaj, ale w przeszłości było więcej czarnych dziur wirujących szybciej – zarówno z wyższym dodatnim, jak i ujemnym spinem – niż obecnie.

Zespół przeanalizował syntetyczne dane dotyczące czarnej dziury i zastosował nowe modele do istniejących danych, aby wykluczyć możliwość, że poszerzenie
1. jest spowodowane wzrostem niepewności w pomiarach spinu układów podwójnych o wysokim przesunięciu ku czerwieni,
2. odzwierciedleniem leżącej u podstaw korelacji między innymi czynnikami, takimi jak masa czarnej dziury i przesunięcie ku czerwieni, lub
3. konsekwencją zastosowania niewłaściwego modelu do danych.
Analizy te sugerowały, że trend jest prawdziwy. W rzeczywistości rozkład, który rozszerza się wraz ze wzrostem przesunięcia ku czerwieni, powinien być łatwiejszy do wykluczenia niż inne trendy, ponieważ szybko wirujące czarne dziury są ogólnie łatwiejsze do wykrycia niż te, które wirują powoli, więc niewykrycie ich przy wysokim przesunięciu ku czerwieni wykluczałoby rozszerzający się rozkład.

Szersze spojrzenie na wirowanie czarnej dziury
Poszerzenie rozkładu spinu z przesunięciem ku czerwieni może mieć wiele przyczyn fizycznych. Może to wskazywać, że istnieje kilka ścieżek formacji dla układów podwójnych czarnych dziur, a każda ścieżka ma inny rozkład spinu. Inną możliwością jest to, że układy podwójne czarnych dziur mogą powstawać tylko jedną ścieżką, ale następnie ewoluują w taki sposób, że spiny zmieniają się w czasie.

Jednak chociaż obie hipotezy mogą prowadzić do powstania czarnych dziur o wysokim dodatnim spinie przy dużym przesunięciu ku czerwieni, nie mogą jeszcze wyjaśnić wzrostu liczby czarnych dziur o wysokim ujemnym spinie, które są niezbędne do stworzenia obserwowanego przez nas szerokiego rozkładu spinu. Jedną z możliwości jest to, że te układy o ujemnym spinie – w którym spin pojedynczej czarnej dziury jest odbiegający od momentu pędu układu podwójnego – mogłyby powstać, gdyby czarne dziury we wczesnym Wszechświecie uzyskały większe niż dzisiaj „kopnięcie” grawitacyjne, gdy się rodzą. Wciąż jest wiele do zbadania, a wraz z powiększaniem się naszego katalogu układów podwójnych czarnych dziur, nasze odpowiedzi prawdopodobnie będą dalej ewoluować!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca dwie czarne dziury zbliżające się do połączenia. Źródło: LIGO/Caltech/MIT/Sonoma State (Aurore Simonnet).


Załączniki:
binary-black-hole-spin.jpg
binary-black-hole-spin.jpg [ 93.8 KiB | Przeglądany 78 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 lipca 2022, 16:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Na obrzeżach Andromedy odkryto relikt najwcześniejszych galaktyk

Astronom amator badający archiwalne dane odkrył na zewnętrznych obrzeżach Galaktyki Andromedy niezwykłą, bardzo słabą galaktykę karłowatą. Badania przeprowadzone przez profesjonalnych astronomów ujawniły, że ta galaktyka karłowata zawiera bardzo mało cięższych pierwiastków i prawdopodobnie jest skamieliną pierwszych galaktyk.

Niezwykła skrajnie słaba galaktyka karłowata została odkryta na skraju Galaktyki Andromedy przy pomocy kilku urządzeń należącego do NSF NOIRLab. Galaktyka, nazwana Pegaz V, została po raz pierwszy wykryta w ramach systematycznego poszukiwania galaktyk karłowatych w Andromedzie koordynowanego przez Davida Martineza-Delgado z Instituto de Astrofísica de Andalucía w Hiszpanii, gdy astronom amator Giuseppe Donatiello znalazł interesujące „smugi” w danych na obrazie z przeglądu DESI Legacy Imaging Surveys. Zdjęcie zostało wykonane za pomocą Dark Energy Camera na 4-metrowym teleskopie Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO).

Dalsze, głębsze obserwacje przeprowadzone przez astronomów używających większego, 8,1-metrowego teleskopu Gemini North z instrumentem GMOS, ujawniły słabe gwiazdy w Pegazie V, potwierdzając, że jest to skrajnie słaba galaktyka karłowata na obrzeżach Galaktyki Andromedy.

Obserwacje z Gemini pokazały, że galaktyka wydaje się być wyjątkowo uboga w ciężkie pierwiastki w porównaniu z podobnymi galaktykami karłowatymi, co oznacza, że jest skamieliną pierwszych galaktyk we Wszechświecie.

Znaleźliśmy niezwykle słabą galaktykę, której gwiazdy uformowały się bardzo wcześnie w historii Wszechświata – komentuje Michelle Collins, astronom z University of Surrey w Wielkiej Brytanii i główna autorka pracy ogłaszającej to odkrycie. To odkrycie oznacza pierwszy raz, kiedy tak słaba galaktyka została znaleziona w Galaktyce Andromedy przy użyciu przeglądu astronomicznego, który nie był zaprojektowany specjalnie do tego zadania.

Najsłabsze galaktyki są uważane za skamieliny pierwszych galaktyk, które się uformowały, a te galaktyczne relikty zawierają wskazówki dotyczące powstawania najwcześniejszych gwiazd. Chociaż astronomowie spodziewają się, że Wszechświat jest pełen słabych galaktyk takich jak Pegaz V, nie odkryli ich jeszcze tak wiele, jak przewidują ich teorie. Jeżeli rzeczywiście jest mniej słabych galaktyk niż przewidywano, oznaczałoby to poważny problem w rozumieniu przez astronomów kosmologii i ciemnej materii.

Odkrywanie przykładów słabych galaktyk jest zatem ważnym, ale i trudnym przedsięwzięciem. Częścią wyzwania jest to, że słabe galaktyki są niezwykle trudne do zauważenia, pojawiając się jako kilka nielicznych gwiazd ukrytych w ogromnych obrazach nieba.

Silna koncentracja starych gwiazd, którą zespół znalazł w Pegazie V, sugeruje, że obiekt ten jest prawdopodobnie skamieliną pierwszych galaktyk. W porównaniu z innymi słabymi galaktykami wokół Andromedy, Pegaz V wydaje się wyjątkowo stara i uboga w metale, co wskazuje, że jej proces formowania się gwiazd zakończył się bardzo wcześnie.

Mamy nadzieję, że dalsze badania właściwości chemicznych Pegaza V dostarczą wskazówek dotyczących najwcześniejszych okresów formowania się gwiazd we Wszechświecie – podsumowała Collins. Ta mała galaktyka z wczesnego Wszechświata może pomóc nam zrozumieć, jak tworzą się galaktyki i czy nasze rozumienie ciemnej materii jest poprawne.

Przyszłe urządzenia astronomiczne mają rzucić więcej światła na słabe galaktyki. Pegaz V była świadkiem okresu w historii Wszechświata znanego jako era rejonizacji, a inne obiekty z tego okresu będą wkrótce obserwowane przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Astronomowie mają również nadzieję odkryć w przyszłości inne tak słabe galaktyki za pomocą Obserwatorium Very C. Rubin, które przeprowadzi bezprecedensowy, dziesięcioletni optyczny przegląd nieba znany jako Legacy Survey of Space and Time (LSST).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Skrajnie słaba galaktyka karłowata Pegaz V. Źródło: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA.


Załączniki:
noirlab2214b.jpg
noirlab2214b.jpg [ 214.43 KiB | Przeglądany 56 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: 03 lipca 2022, 15:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymia czarna dziura, która wiruje wolniej niż jej rówieśniczki

Astronomowie pobili rekord pomiaru spinu czarnej dziury – jednej z dwóch jej podstawowych właściwości. Obserwatorium rentgenowskie Chandra pokazało, że ta czarna dziura wiruje wolniej niż większość jej mniejszych kuzynek.

Jest to najbardziej masywna czarna dziura z dokładnym pomiarem spinu i daje wskazówki na temat tego, jak rosną niektóre z największych czarnych dziur we Wszechświecie.

Supermasywne czarne dziury mają miliony lub nawet miliardy razy więcej masy niż Słońce. Astronomowie uważają, że prawie każda duża galaktyka ma w swoim sercu centralną supermasywną czarną dziurę. Chociaż istnienie supermasywnych czarnych dziur nie jest kwestionowane, naukowcy wciąż pracują nad zrozumieniem ich rozwoju i ewolucji. Jedną z krytycznych informacji jest ta, jak szybko czarne dziury wirują.

Każda czarna dziura może być zdefiniowana przez zaledwie dwie liczby: jej spin i masę – powiedziała Julia Sisk-Reynes z Instytutu Astronomii (IoA) na Uniwersytecie Cambridge w Wielkiej Brytanii, która kierowała nowymi badaniami. Chociaż brzmi to dość prosto, rozgryzienie tych wartości dla większości czarnych dziur okazało się niewiarygodnie trudne.

Aby uzyskać ten wynik, badacze obserwowali promieniowanie rentgenowskie, które odbiło się od dysku materii wirującego wokół czarnej dziury w kwazarze znanym jako H1821+643. Kwazary posiadają szybko rosnące supermasywne czarne dziury, które generują duże ilości promieniowania w małym regionie wokół czarnej dziury. Znajdująca się w gromadzie galaktyk około 3,4 miliarda lat świetlnych od Ziemi czarna dziura w kwazarze H1821+643 ma masę około trzech do 30 miliardów mas Słońca, co czyni ją jedną z najmasywniejszych, jakie znamy. Dla porównania supermasywna czarna dziura w centrum naszej Galaktyki ma masę około czterech milionów Słońc.

Potężne siły grawitacyjne w pobliżu czarnej dziury zmieniają intensywność promieniowania X przy różnych energiach. Im większa zmiana, tym bliżej wewnętrznej krawędzi dysku musi być punkt bez powrotu czarnej dziury, znany jako horyzont zdarzeń. Ponieważ wirująca czarna dziura ciągnie za sobą przestrzeń i pozwala materii orbitować bliżej niej niż jest to możliwe w przypadku dziury nie wirującej, dane rentgenowskie mogą pokazać, jak szybko czarna dziura wiruje.

Odkryliśmy, że czarna dziura w H1821+643 wiruje mniej więcej o połowę szybciej niż większość czarnych dziur o masie od około miliona do dziesięciu milionów Słońc – powiedział współautor artykułu Christopher Reynolds, również z IoA. Pytanie za milion dolarów brzmi: dlaczego?

Odpowiedź może leżeć w tym, jak te supermasywne czarne dziury rosną i ewoluują. Ten stosunkowo powolny obrót wspiera ideę, że najbardziej masywne czarne dziury, takie jak H1821+643 przechodzą większość swojego wzrostu przez łączenie się z innymi czarnymi dziurami lub przez przyciąganie gazu do wewnątrz w losowych kierunkach, gdy ich duże dyski akrecyjne zostają rozerwane.

Rosnące w ten sposób supermasywne czarne dziury często ulegają dużym zmianom rotacji, w tym spowolnieniu lub wykręceniu w przeciwnym kierunku. Przewiduje się zatem, że najbardziej masywne czarne dziury powinny mieć szerszy zakres szybkości wirowania niż ich mniej masywne krewne.

Z drugiej strony, naukowcy spodziewają się, że mniej masywne czarne dziury gromadzą większość swojej masy z wirującego wokół nich gazu. Ponieważ oczekuje się, że takie dyski są stabilne, napływająca materia zawsze zbliża się z kierunku, który sprawi, że czarne dziury będą wirować szybciej, aż osiągną maksymalną możliwą prędkość, czyli prędkość światła.

Umiarkowany spin tego skrajnie masywnego obiektu może być świadectwem gwałtownej, chaotycznej historii największych czarnych dziur Wszechświata – powiedział współautor James Matthews, również z IoA. Może to również dać wgląd w to, co stanie się z supermasywną czarną dziurą w naszej Galaktyce za miliardy lat, kiedy Droga Mleczna zderzy się z Andromedą i innymi galaktykami.

Ta czarna dziura dostarcza informacji, które uzupełniają to, czego astronomowie dowiedzieli się o supermasywnych czarnych dziurach widocznych w naszej Galaktyce i w M87, które zostały zobrazowane za pomocą Teleskopu Horyzontu Zdarzeń. W tych przypadkach masa czarnej dziury jest dobrze znana, ale jej spin nie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Kwazar H1821+643 z centralną supermasywną czarną dziurą. Źródło: X-ray: NASA/CXC/Univ. of Cambridge/J. Sisk-Reynés i inni; Radio: NSF/NRAO/VLA; Optical: PanSTARRS.


Załączniki:
h1821.jpg
h1821.jpg [ 194.93 KiB | Przeglądany 44 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: 04 lipca 2022, 18:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano początek rotacji galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie odkryli rotację najbardziej odległej galaktyki, jaką kiedykolwiek zaobserwowano, co sugeruje początkowy etap rozwoju ruchu wirowego.

Po Wielkim Wybuchu powstały najwcześniejsze galaktyki. Ze względu na rozszerzanie się Wszechświata, galaktyki te oddalają się od nas. To powoduje, że ich emisje ulegają przesunięciu ku czerwieni (w kierunku dłuższych fal). Badając te przesunięcia ku czerwieni, można scharakteryzować „ruch” w galaktykach oraz ich odległość. W nowym badaniu astronomowie z Waseda University ujawnili prawdopodobny ruch obrotowy jednej z takich odległych galaktyk.

W miarę, jak teleskopy stawały się coraz bardziej zaawansowane i potężne, astronomowie byli w stanie wykryć coraz bardziej odległe galaktyki. Są to jedne z najwcześniej powstałych galaktyk, które zaczęły się od nas oddalać w miarę rozszerzania się Wszechświata. W rzeczywistości, im większa odległość, tym szybciej galaktyka wydaje się od nas oddalać. Co ciekawe, możemy oszacować, jak szybko galaktyka się porusza, a co za tym idzie, kiedy powstała, na podstawie tego, jak bardzo jest „przesunięta ku czerwieni” jej emisja. Jest to podobne do zjawiska zwanego efektem Dopplera, gdzie obiekty oddalające się od obserwatora emitują światło, które wydaje się dla obserwatora przesunięte ku czerwieni.

Teleskop Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) jest szczególnie dobrze przystosowany do obserwacji takich przesunięć ku czerwieni w emisjach galaktyk. Niedawno międzynarodowy zespół badaczy zaobserwował przesunięcie ku czerwieni emisji odległej galaktyki, MACS 1149-JD1 (dalej JD1), co doprowadziło ich do kilku interesujących wniosków. Poza odnajdywaniem galaktyk o wysokim przesunięciu ku czerwieni, czyli bardzo odległych, badanie ich wewnętrznego ruchu gazu i gwiazd dostarcza motywacji do zrozumienia procesu powstawania galaktyk w najwcześniejszym możliwym Wszechświecie – wyjaśnia profesor Richard S. Ellis z University College London.

Formowanie się galaktyk rozpoczyna się od nagromadzenia gazu, z którego następnie powstają gwiazdy. Z czasem formowanie się gwiazd postępuje od centrum na zewnątrz, powstaje dysk galaktyczny, a galaktyka nabiera określonego kształtu. W trakcie formowania się gwiazd, nowsze gwiazdy tworzą się w wirującym dysku, podczas gdy starsze pozostają w części centralnej. Badając wiek obiektów gwiazdowych oraz ruch gwiazd i gazu w galaktyce, można określić, na jakim etapie ewolucji znalazła się galaktyka.

Prowadząc serię obserwacji przez okres dwóch miesięcy, astronomowie z powodzeniem zmierzyli niewielkie różnice w przesunięciu ku czerwieni z pozycji na pozycję wewnątrz galaktyki i odkryli, że JD1 spełnia kryterium galaktyki zdominowanej przez rotację. Następnie wymodelowali galaktykę jako obracający się dysk i stwierdzili, że bardzo dobrze odtwarza ona obserwacje. Obliczona prędkość rotacji wynosiła około 50 km/s, co porównano z prędkością rotacji Drogi Mlecznej, która wynosi 220 km/s. Zespół zmierzył również średnicę JD1, stanowiącą 3 000 lat świetlnych, czyli znacznie mniejszą niż średnica Drogi Mlecznej wynosząca 100 000 lat świetlnych.

Znaczenie ich wyników jest takie, że JD1 jest zdecydowanie najodleglejszym, a zatem najwcześniejszym znalezionym źródłem, które posiada rotujący dysk gazu i gwiazd. Wraz z podobnymi pomiarami bliźniaczych układów w literaturze naukowej, umożliwiło to zespołowi nakreślenie stopniowego rozwoju wirujących galaktyk przez ponad 95% naszej kosmicznej historii.

Co więcej, masa oszacowana na podstawie prędkości rotacji galaktyki była zgodna z masą gwiazdową oszacowaną wcześniej na podstawie sygnatury widmowej galaktyki i pochodziła w przeważającej części od „dojrzałych” gwiazd, które uformowały się 300 milionów lat temu. To pokazuje, że populacja gwiazd w JD1 uformowała się w jeszcze wcześniejszej epoce kosmicznej – mówi dr Takuya Hashimoto z Uniwersytetu w Tsukubie.

Prędkość rotacji JD1 jest znacznie wolniejsza niż ta, którą można znaleźć w galaktykach w późniejszych epokach oraz w naszej Galaktyce i prawdopodobnie JD1 jest na początkowym etapie rozwoju ruchu wirowego – mówi prof. Akio Inoue z Waseda University. Dzięki niedawno uruchomionym Kosmicznemu Teleskopowi Jamesa Webba, astronomowie planują teraz identyfikować lokalizacje młodych i starych gwiazd w galaktyce, aby zweryfikować i zaktualizować swój scenariusz powstawania galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Waseda University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna formującej się i wirującej galaktyki MACS 1149-JD1 we wczesnym Wszechświecie. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).


Załączniki:
galaxy.jp_-2000x918.jpg
galaxy.jp_-2000x918.jpg [ 538.1 KiB | Przeglądany 36 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: 05 lipca 2022, 17:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1661
Oddział PTMA: Kraków
Czy aktywne galaktyki wyczerpują gaz gwiazdotwórczy?

Jak obecność akreującej materię supermasywnej czarnej dziury wpływa na zdolność galaktyki macierzystej do tworzenia gwiazd? Aby się o tym przekonać, w nowym badaniu przeanalizowano zasoby gazu gwiazdotwórczego w ponad 10 000 galaktyk.

Zahamowane procesy gwiazdotwórcze?
Gwiazdy powstają z zimnego, gęstego gazu wodorowego. Każdy proces, który podgrzewa ten gaz, rozprasza go lub powoduje turbulencje, może potencjalnie zakłócić proces formowania się gwiazd. Z tego powodu astronomowie od dawna podejrzewali, że promieniowanie i strumienie cząstek pochodzące z aktywnych jąder galaktycznych (AGN) – niezwykle jasnych centrów galaktyk zasilanych przez supermasywną czarną dziurę akreującą materię – mogą hamować procesy gwiazdotwórcze w zamieszkiwanych przez nie galaktykach.

Jeżeli tak jest, to galaktyki z AGN powinny mieć mniejsze zasoby zimnego, gwiazdotwórczego wodoru niż te bez nich, ponieważ gaz został podgrzany lub wydmuchany. Jednak dotychczasowe poszukiwania spadku ilości zimnego gazu nie przyniosły rezultatów. Czy nowa analiza może znaleźć trendy, które zostały niezauważone w poprzednich badaniach?

Grupowanie galaktyk
Zespół kierowany przez Honga Guo (Shanghai Astronomical Observatory, Chiny) przeanalizował olbrzymią próbkę galaktyk obserwowanych przez Sloan Digital Sky Survey i Obserwatorium Arecibo, aby określić, jaki wpływ – jeżeli w ogóle – ma obecność aktywnego jądra galaktycznego na dostawy zimnego, gwiazdotwórczego gazu do macierzystej galaktyki. Guo i współpracownicy pogrupowali > 10 000 galaktyk w swojej próbce według ich mas, tempa formowania gwiazd i jasności ich AGN.

Używając techniki układania w stosy do wyznaczenia średniej masy zimnego gazu wodorowego zawartego w każdej komórce, autorzy pracy porównali podaż gazu gwiazdotwórczego pomiędzy galaktykami z AGN i tymi bez nich. Stwierdzili, że zimny gaz jest uszczuplony w galaktykach posiadających aktywne jądro galaktyczne o masach do 10 miliardów mas Słońca. Dla galaktyk w tym zakresie mas, zubożenie zimnego gazu jest największe w galaktykach o wysokim tempie formowania się gwiazd i silnie świecących aktywnych jąder galaktycznych. Jednak trend ten jest słaby lub nie występuje w galaktykach o wyższych masach – tych od 10 do 100 miliardów mas Słońca.

Hipoteza wysokiej masy
Dlaczego Guo i współpracownicy odkryli, że obecność AGN koreluje z mniejszą ilością gazu gwiazdotwórczego w niektórych galaktykach, podczas gdy poprzednie prace nie wykazały takiego trendu w żadnej z nich? Autorzy spekulują, że podzielenie próbki galaktyk według masy i tempa formowania się gwiazd pozwoliło im odkryć trend; ponieważ masa gazu gwiazdotwórcze zależy również od tempa formowania się gwiazd w galaktyce, skupienie galaktyk o wszystkich tempach formowania się gwiazd razem może maskować jakąkolwiek korelację.

Guo i współautorzy sugerują, że galaktyki o dużej masie mogą być po prostu zbyt duże, aby cały ich rezerwuar zimnego gazu mógł zostać podgrzany lub zakłócony, gdy aktywne jądro galaktyczne jest „włączone”. W takim przypadku AGN może mieć duży wpływ na wewnętrzne regiony galaktyki, ale wpływ ten może nie sięgać wystarczająco daleko, aby można było go zaobserwować. Przyszłe badania w wysokiej rozdzielczości zimnego gazu powinny lepiej naświetlić tę kwestię, szczególnie w przypadku galaktyk o niskiej masie, gdzie aktywne jądra galaktyczne mają ogromny wpływ.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Centaurus A, jeden z najbardziej znanych przykładów galaktyk posiadających AGN. Źródło: ESO.


Załączniki:
eso0005b.jpg
eso0005b.jpg [ 232.37 KiB | Przeglądany 19 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: 1129 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 53, 54, 55, 56, 57

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 15 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