Dzisiaj jest 02 grudnia 2023, 00:15

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1410 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 66, 67, 68, 69, 70, 71  Następna
Autor Wiadomość
Post: 24 września 2023, 15:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
FRB odkrywa gromady galaktyk pierwszego planu

Powtarzający się FRB w swojej podróży na Ziemię przebył niezwykle dużą ilość materii. Czy niezidentyfikowane gromady galaktyk, które oddzielają nas od źródła tego rozbłysku, mogą wyjaśnić, dlaczego?

Astrofizyczna tajemnica
Szybkie błyski radiowe (FRB) są jednymi z najbardziej tajemniczych zjawisk obecnych we Wszechświecie. Większość tych potężnych błysków radiowych, trwających zaledwie milisekundy, pojawia się tylko raz, co sprawia, że każdy z nich jest astronomicznym fenomenem, który pozostawia naukowców zastanawiających się nad jego pochodzeniem. Jednak w rzadkich przypadkach FRB powtarzają się, co daje nam pewne wskazówki, że przynajmniej niektóre źródła tych tajemniczych błysków przetrwały pochodzące od nich zdarzenia.

FRB podczas swojego przemieszczania się przez odległości od milionów do miliardów lat świetlnych oświetlają gaz i pył, co umożliwia badanie materii znajdującej się wzdłuż ich drogi. Ten efekt jest odzwierciedlony w mierze dyspersji, która jest związana z ilością materii, przez którą błysk przechodzi od swojego źródła do obserwatora na Ziemi. Naukowcy określają miarę dyspersji FRB mierząc opóźnienie między pojawieniem się najwyższej i najniższej częstotliwości.

Materia, która powoduje opóźnienie najniższej częstotliwości fal radiowych w błysku, czyli swobodnie poruszające się elektrony, może znajdować się w różnych miejscach na drodze błysku. Może to być bezpośrednio przy źródle, w galaktyce macierzystej źródła, w przestrzeni międzygalaktycznej lub nawet w naszej własnej Galaktyce. Aby dokładnie zrozumieć wkład tych różnych regionów, naukowcy muszą spojrzeć na tę sytuację z szerokiej perspektywy.

Badanie wspaniałego błysku
Miara dyspersji dla powtarzającego się szybkiego błysku radiowego FRB 20190520B okazała się ponad dwukrotnie większa niż oczekiwano, biorąc pod uwagę odległość tego zjawiska. Ta niezwykle wysoka wartość przyciągnęła uwagę zespołu badawczego pod przewodnictwem Khee-Gana Lee (Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe), który prowadzi przegląd FLIMFLAM (Fast Radio Burst Line-of-sight Ionization Measurement From Lightcone AAOmega Mapping). Celem tego badania jest mapowanie rozkładu świecącej materii we Wszechświecie poprzez identyfikację grup galaktyk, które są ujawniane przez szybkie błyski radiowe.

Poprawiony szacunek
Na podstawie niezwykle wysokiej dyspersji FRB 20190520B, wcześniejsze badania oszacowały, że dyspersja w galaktyce macierzystej jest najwyższa spośród wszystkich znanych FRB, co było trudne do pogodzenia z innymi obserwacjami dotyczącymi tej galaktyki. Jednak dzięki nowym szacunkom uwzględniającym udział galaktyk pierwszego planu, została przypisana bardziej umiarkowana wartość dyspersji dla galaktyki macierzystej FRB 20190520B, która jest zgodna z jej właściwościami obserwacyjnymi. To badanie pokazuje, że nawet skupiając się na pojedynczym FRB, nadal istotne jest poszerzanie perspektywy i uwzględnianie szerszego obrazu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna FRB podróżującego od źródła w odległej galaktyce do obserwatora na Ziemi. Na tej drodze błysk przechodzi przez halo innej galaktyki, co wpływa na sygnał radiowy. Źródło: ESO/M. Kornmesser


Załączniki:
eso1915a.jpg
eso1915a.jpg [ 56.41 KiB | Przeglądany 13285 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 września 2023, 19:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie odkrywają nowo narodzone galaktyki za pomocą teleskopu Webba

Badanie prowadzone przez międzynarodowy zespół naukowców stanowi przełom w naszym zrozumieniu wczesnej ewolucji galaktyk. Dzięki niemu otrzymaliśmy niezwykłe spojrzenie na fundamentalne procesy, które miały kluczowe znaczenie w kształtowaniu Wszechświata.

Zespół badawczy z Danii i Australii wykorzystał niezwykłe możliwości Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, aby cofnąć się w czasie o miliardy lat, do okresu krótko po Wielkim Wybuchu, kiedy galaktyki formowały się po raz pierwszy.

Współautorka badania i astrofizyk, profesor nadzwyczajny Claudia Lagos z Uniwersytetu Australii Zachodniej w Międzynarodowym Centrum Radioastronomii (ICRAR), wyjaśniła, że naukowcy dokonali fascynującego odkrycia. Okazało się, że przez ponad 12 miliardów lat galaktyki przestrzegały tych samych zasad dotyczących tempa formowania się gwiazd, ich masy oraz składu chemicznego.

Profesor Lagos podkreśla, że odkrycie to podważa wcześniejsze koncepcje dotyczące ewolucji galaktyk we wczesnym Wszechświecie. Sugeruje, że na początku galaktyki były ściśle związane z otaczającą je przestrzenią i pozostawały pod wpływem ich kosmicznego sąsiedztwa.

Najbardziej zaskakującym odkryciem było to, że starożytne galaktyki produkowały znacznie mniej ciężkich pierwiastków, niż przewidywano na podstawie tego, co wiemy o galaktykach, które powstały później. Obfitość chemiczna tych galaktyk była około cztery razy niższa niż przewidywano na podstawie relacji fundamentalnej metaliczności obserwowanej w późniejszych galaktykach.

Profesor Lagos wyjaśnia, że wczesne galaktyki nieustannie otrzymywały nowy, nieskazitelny gaz ze swojego otoczenia, a napływ gazu rozcieńczał ciężkie pierwiastki wewnątrz galaktyk, czyniąc je mniej skoncentrowanymi. To odkrycie podważa istniejące teorie na temat ewolucji galaktyk i stawia pytania dotyczące mechanizmów działających w latach formowania się Wszechświata, otwierając tym samym drzwi do dalszych badań nad kosmicznymi procesami, które wpłynęły na rozwój wczesnych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Western Australia

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie uchwycone przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Źródło: JWST


Załączniki:
space-card.jpg
space-card.jpg [ 284.83 KiB | Przeglądany 13267 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 września 2023, 20:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Sygnały radiowe ujawniają sekrety ukrytych supermasywnych czarnych dziur

Astronomowie odkryli zaskakujący związek między ilością pyłu otaczającego supermasywną czarną dziurę a siłą emisji radiowej generowanej przez niezwykle jasne galaktyki.

Międzynarodowy zespół astronomów użył nowych danych z instrumentu Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), który prowadzi pięcioletnie badania struktury kosmicznej we Wszechświecie. Badania obejmują analizę widm optycznych około 3 milionów kwazarów – niezwykle jasnych galaktyk zasilanych przez supermasywne czarne dziury. Odkryli oni, że kwazary, które zawierały więcej pyłu, a zatem wydawały się bardziej czerwone, miały większe prawdopodobieństwo silniejszej emisji radiowej w porównaniu z kwazarami, które miały bardzo mało lub wcale pyłu i wydawały się bardzo niebieskie. Odkrycie zostało opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Prawie każda znana galaktyka, włączając w to naszą Drogę Mleczną, posiada w swoim centrum supermasywną czarną dziurę. Supermasywna czarna dziura to czarna dziura o masie od milionów do miliardów mas Słońca. W niektórych galaktykach, w centrum znajduje się ogromna ilość materii, która zasila i powiększa supermasywną czarną dziurę, czyniąc ją bardzo energetyczną i „aktywną”.

Najpotężniejszym typem takich aktywnych galaktyk są tzw. kwazary, które należą do najjaśniejszych obiektów we Wszechświecie. Kwazary wydają się bardzo jasne i często mają niebieski kolor, ze względu na jasny dysk materii, który krąży wokół centralnej czarnej dziury i ją zasila. Ten dysk jest szczególnie jasny w zakresie optycznym i ultrafioletowym.

Jednak astronomowie zauważyli, że znaczna część kwazarów wydaje się być bardzo czerwona, co jest interesującym odkryciem, ponieważ nie jest jeszcze w pełni zrozumiane, dlaczego tak się dzieje. Obecnie trwają badania mające na celu lepsze poznanie natury tych obiektów.

Aby zgłębić tajemnice fizyczne tych czerwonych kwazarów, niezbędne są pomiary spektroskopowe, które umożliwiają analizę światła kwazarów na różnych długościach fal. Kształt widma kwazara może dostarczyć informacji na temat ilości pyłu otaczającego obszar centralny. Ponadto, obserwacja emisji radiowej pochodzącej z kwazarów może ujawnić informacje na temat energii emitowanej przez centralną czarną dziurę, czy też czy wypuszcza ona potężne strumienie, które mogą kształtować otaczającą galaktykę.

Zrozumieć tajemnice czerwonych kwazarów
Nowe badanie, przeprowadzone przez dr Victorię Fawcett z Uniwersytetu w Newcastle, korzysta z obserwatorium spektroskopowego DESI w celu pomiaru ilości pyłu (poczerwienienia) w próbce około 35 000 kwazarów oraz zbadania związku między tym poczerwienieniem a obserwowaną emisją radiową. Badacze odkryli, że DESI jest w stanie zaobserwować znacznie większą liczbę ekstremalnie czerwonych (zapylonych) kwazarów w porównaniu do poprzednich badań spektroskopowych, takich jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ponadto, stwierdzono, że bardziej czerwone kwazary częściej wykazują silną emisję radiową w porównaniu do typowych niebieskich kwazarów.

Dr Fawcett powiedziała: To było naprawdę ekscytujące zobaczyć niesamowitą jakość danych DESI i odkryć tysiące tych, wcześniej rzadkich, czerwonych kwazarów. Mam wrażenie, że to badanie łączy wiele elementów układanki w naszym rozumieniu czerwonych kwazarów i definitywnie łączy pył w kwazarze z jego emisją radiową. Myślę, że jest to jak dotąd najmocniejszy dowód na to, że czerwone kwazary są kluczowym elementem ewolucji galaktyk.

Ten związek między poczerwienieniem a emisją radiową prawdopodobnie wynika z silnego wypływu gazu z supermasywnej czarnej dziury, który uderza w otaczający pył, powodując wstrząsy i emisję radiową. Te wypływy gazu ostatecznie usuwają cały pył i gaz z centralnego obszaru galaktyki, odsłaniając niebieski kwazar i powodując słabszą emisję radiową. Ta obserwacja jest zgodna z rozwijającym się obrazem, że czerwone kwazary są młodszą, „wybuchową” fazą ewolucji galaktyk. Czerwone kwazary mogą więc odgrywać niezwykle istotną rolę w zrozumieniu ewolucji galaktyk w czasie.

Dr Fawcett kontynuuje: Nadal istnieje wiele niewyjaśnionych pytań dotyczących czerwonych kwazarów, takich jak to, czy wiatry czarnych dziur lub strumienie radiowe są ostatecznie odpowiedzialne za tę zwiększoną emisję radiową. Jednak jestem przekonana, że wraz z rosnącą próbką czerwonych kwazarów, którą DESI będzie badać w ciągu najbliższych kilku lat, jesteśmy na progu pełnego zrozumienia natury tych obiektów. Dzięki temu będziemy w stanie odpowiedzieć na wiele pytań i zgłębić tajemnice związane z czerwonymi kwazarami. Jestem podekscytowana perspektywą przyszłych badań i oczekuję, że odkryjemy jeszcze więcej na temat tych fascynujących obiektów kosmicznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Newcastle University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czerwonego kwazara. Źródło: S. Munro & L. Klindt


Załączniki:
black-holes-radio-signals-grid.jpg
black-holes-radio-signals-grid.jpg [ 89.41 KiB | Przeglądany 13250 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 września 2023, 20:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Pierwsze widmo planety TRAPPIST-1 z JWST

W układzie słonecznym o nazwie TRAPPIST-1, 40 lat świetlnych od Ziemi, siedem planet wielkości Ziemi krąży wokół zimnej gwiazdy.

Astronomowie uzyskali nowe dane z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST) dotyczące planety TRAPPIST-1b, która jest częścią układu TRAPPIST-1 i znajduje się najbliżej swojej gwiazdy. Nowe obserwacje dostarczają cennych informacji na temat wpływu tej gwiazdy na egzoplanety znajdujące się w ekosferach chłodnych gwiazd. Interesujący jest fakt, że w strefie złotowłosej, czyli na odpowiedniej odległości od gwiazdy, woda w stanie ciekłym może nadal istnieć na powierzchni tej planety.

Zespół opublikował swoje wyniki w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters.

Po naszych obserwacjach nie znaleźliśmy żadnych śladów atmosfery wokół TRAPPIST-1b. To oznacza, że planeta może być gołą skałą, posiadać chmury wysoko w atmosferze lub mieć bardzo ciężkie cząsteczki, takie jak dwutlenek węgla, które sprawiają, że atmosfera jest zbyt mała, aby ją wykryć – powiedział Ryan MacDonald. Jednakże, zauważamy, że gwiazda jest absolutnie dominującym czynnikiem we wszystkich naszych obserwacjach, i to samo dotyczy innych planet w tym układzie.

Większość badań zespołu koncentrowała się na tym, jak wiele można dowiedzieć się o wpływie gwiazdy na obserwacje planet układu TRAPPIST-1.

Jeżeli teraz nie wymyślimy, jak poradzić sobie z gwiazdą, będzie nam znacznie, znacznie trudniej, gdy spojrzymy na planety w ekosferze – TRAPPIST-1 d, e i f – aby dostrzec jakiekolwiek sygnały atmosferyczne – powiedział MacDonald.

Obiecujący układ egzoplanetarny
TRAPPIST-1, gwiazda znacznie mniejsza i chłodniejsza od naszego Słońca, znajdująca się około 40 lat świetlnych od Ziemi, przyciągnęła uwagę naukowców i entuzjastów kosmosu od czasu odkrycia w 2017 roku siedmiu egzoplanet wielkości Ziemi. Światy te, ciasno upakowane wokół swojej gwiazdy, z których trzy znajdują się w ekosferze, podsyciły nadzieje na znalezienie potencjalnie nadających się do zamieszkania środowisk poza naszym Układem Słonecznym.

W badaniu przeprowadzonym przez Oliwię Lim z Trottier Institute for Research on Exoplanets na Uniwersytecie w Montrealu zastosowano technikę znaną jako spektroskopia transmisyjna, aby uzyskać istotny wgląd we właściwości TRAPPIST-1b. Poprzez analizowanie światła emitowanego przez centralną gwiazdę, które przechodzi przez atmosferę egzoplanety podczas tranzytu, astronomowie są w stanie dostrzec unikalne „odciski palców” pozostawione przez cząsteczki i atomy obecne w tej atmosferze.

Poznaj swoją gwiazdę, poznaj swoją planetę
Badanie ujawniło kluczowe odkrycie dotyczące znaczącego wpływu aktywności gwiazdowej i zanieczyszczeń na próbę określenia natury egzoplanety. Zanieczyszczenie gwiazdowe dotyczy wpływu cech charakterystycznych dla gwiazd, takich jak ciemne obszary zwane plamami i jasne obszary, na pomiary atmosfery egzoplanety.

Zespół dokonał przekonującego odkrycia, które wskazuje na kluczową rolę zanieczyszczenia gwiazdowego w kształtowaniu widm transmisyjnych TRAPPIST-1b oraz prawdopodobnie innych planet w tym układzie. Aktywność gwiazdy centralnej może generować tzw. sygnały duchy, które mogą wprowadzić obserwatora w błąd, sugerując wykrycie określonej cząsteczki w atmosferze egzoplanety.

Wynik tego badania jednoznacznie podkreśla istotę uwzględnienia zanieczyszczenia gwiazdowego podczas planowania przyszłych obserwacji układów egzoplanetarnych. Szczególnie ważne jest to w przypadku układów podobnych do TRAPPIST-1, który jest skoncentrowany wokół czerwonego karła. Czerwone karły mogą być szczególnie aktywne, wykazując plamy gwiazdowe oraz częste rozbłyski. Wobec tego konieczne jest uwzględnienie tych czynników, aby móc dokładniej analizować widma transmisyjne egzoplanet.

Oprócz zanieczyszczenia pochodzącego z plam gwiazdowych, zaobserwowaliśmy rozbłysk gwiazdowy, nieprzewidywalne zdarzenie, podczas którego gwiazda wygląda jaśniej przez kilka minut do godzin – powiedziała Lim. Ten rozbłysk wpłynął na nasze pomiary ilości światła blokowanego przez planetę. Takie oznaki aktywności gwiazdowej są trudne do modelowania, ale musimy je uwzględnić, aby upewnić się, że prawidłowo interpretujemy dane.

Brak znaczącej atmosfery na TRAPPIST-1 b
Podczas gdy wszystkie siedem planet w układzie TRAPPIST-1 stanowiło kuszących kandydatów do poszukiwania egzoplanet o rozmiarze zbliżonym do Ziemi z atmosferą, TRAPPIST-1b, ze względu na bliską odległość od swojej gwiazdy, znajduje się w bardziej ekstremalnych warunkach niż jej rodzeństwo. Ta planeta otrzymuje czterokrotnie większe natężenie promieniowania od swojej gwiazdy niż Ziemia od Słońca, co skutkuje temperaturą powierzchni wynoszącą od 120 do 220 stopni Celsjusza.

Gdyby jednak TRAPPIST-1b posiadała atmosferę, byłaby najbardziej wykrywalna i opisywalna spośród wszystkich planet w układzie. Ze względu na bliskie położenie TRAPPIST-1b wobec swojej gwiazdy, która czyni ją najgorętszą planetą w układzie, tranzyt tej planety generuje silniejszy sygnał. Wszystkie te czynniki sprawiają, że TRAPPIST-1b jest kluczowym, ale jednocześnie trudnym obiektem do obserwacji.

Aby uwzględnić wpływ zanieczyszczeń gwiazdowych, zespół przeprowadził dwie niezależne analizy atmosfery, co stanowi technikę pozwalającą określić rodzaj atmosfery na TRAPPIST-1b, w oparciu o obserwacje. W pierwszym podejściu z danych przed analizą usunięto zanieczyszczenie gwiazdowe. W drugim podejściu, przeprowadzonym przez MacDonalda, modelowano i dopasowywano jednocześnie zanieczyszczenie gwiazdowe i atmosferę planety.

W obu przypadkach wyniki wskazywały, że widma TRAPPIST-1b mogą być dobrze dopasowane wyłącznie przez modelowane zanieczyszczenie gwiazdowe. Sugeruje to brak dowodów na istnienie znaczącej atmosfery na planecie. Taki wynik pozostaje bardzo cenny, ponieważ mówi astronomom, które typy atmosfer są zgodne z obserwowanymi danymi.

Na podstawie zebranych obserwacji JWST, Lim i jej zespół przeprowadzili badania na różnych modelach atmosferycznych dla TRAPPIST-1b, analizując różne możliwe składy i scenariusze. Ich odkrycie polegało na wykluczeniu, na podstawie danych prawdopodobieństwa, bezchmurnych atmosfer bogatych w wodór. W rezultacie stwierdzono, że wokół TRAPPIST-1b nie istnieje wyraźna, rozległa atmosfera.

Jednak na podstawie zebranych danych nie można jednoznacznie wykluczyć istnienia cieńszych atmosfer wokół TRAPPIST-1b, takich jak atmosfera składająca się z czystej wody, dwutlenku węgla lub metanu, ani atmosfery podobnej do atmosfery Tytana, księżyca Saturna i jedynego księżyca w Układzie Słonecznym posiadającego znaczącą atmosferę. Wyniki tych badań, czyli pierwsze widmo planety TRAPPIST-1, są zgodne z wcześniejszymi obserwacjami JWST dotyczącymi strony dziennej TRAPPIST-1b, które były prowadzone przy użyciu instrumentu MIRI i ograniczały się do jednego koloru.

Ponieważ astronomowie nadal prowadzą badania innych skalistych planet w niezmierzonej przestrzeni kosmicznej, uzyskane wyniki stanowią podstawę dla przyszłych programów obserwacyjnych przy użyciu JWST i innych teleskopów. Te badania przyczyniają się do bardziej wszechstronnego zrozumienia atmosfer egzoplanet i ich potencjalnej zdatności do zamieszkania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Michigan

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czerwonego karła TRAPPIST-1 pokazująca jego bardzo aktywną naturę. Egzoplaneta TRAPPIST-1 b, najbliższa centralnej gwieździe układu, na pierwszym planie, bez widocznej atmosfery. Egzoplaneta TRAPPIST-1 g, jedna z planet w strefie zamieszkiwalnej układu, widoczna jest w tle na prawo od gwiazdy. Źródło: Benoît Gougeon, Université de Montréal


Załączniki:
jwsts-first-spectrum-of-a-trappist-1-planet-TRAPPIST-1_4K-scaled.jpg
jwsts-first-spectrum-of-a-trappist-1-planet-TRAPPIST-1_4K-scaled.jpg [ 363.56 KiB | Przeglądany 13196 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 października 2023, 19:58 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda traci olbrzymie ilości masy tuż przed wybuchem jako supernowa

Dowody na ekstremalną utratę masy przez wybuch w niedawno odkrytej supernowej sugerują, że w ostatnim roku życia gwiazdy może dziać się więcej, niż wcześniej sądzono.

Nowo odkryta supernowa w naszym sąsiedztwie, której gwiazda w ciągu roku przed eksplozją wyrzuciła materię o masie równoważnej masie Słońca, kwestionuje tradycyjną teorię ewolucji gwiazd. Nowe obserwacje dostarczają astronomom wglądu w to, co się dzieje w ostatnim roku przed śmiercią i wybuchem gwiazdy.

W maju 2023 roku, astronom amator Kōichi Itagaki z Yamagata w Japonii odkrył nową supernową typu II oznaczoną jako SN 2023ixf tuż po wybuchu jej gwiazdy macierzystej. Ta supernowa znajduje się w odległości 20 milionów lat świetlnych w galaktyce Wiatraczek. Jej bliskość do Ziemi, ekstremalna jasność oraz młody wiek stanowią niezwykle cenne źródło obserwacji dla naukowców badających śmierć masywnych gwiazd w eksplozjach supernowych.

Supernowe typu II, znane również jako supernowe z zapadniętym jądrem, powstają, gdy czerwone nadolbrzymy o masie co najmniej ośmiokrotnie, a nawet 25-krotnie większej od masy Słońca, zapadają się pod własnym ciężarem i eksplodują. Pierwsze obserwacje SN 2023ixf sugerowały, że pasuje ona do charakterystyki supernowych typu II. Jednak dalsze badania przeprowadzone przez astronomów z Centrum Astrofizyki | Harvard & Smithsonian (CfA) przy użyciu szerokiej gamy teleskopów ujawniły nowe i nieoczekiwane zachowanie tej supernowej na wielu długościach fali.

Kilka godzin po wybuchu supernowej, supernowe typu II emitują błysk światła, który pojawia się, gdy fala uderzeniowa z eksplozji dociera do zewnętrznej krawędzi gwiazdy. Jednak SN 2023ixf wygenerowała nietypową krzywą blasku, która nie pasowała do oczekiwanego zachowania. W celu lepszego zrozumienia tego wybuchu, zespół naukowców przeanalizował dane z różnych teleskopów. Badanie, które uwzględniało różne długości fal, zostało opublikowane w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters. Odkrycia te wykazały, że wybuch SN 2023ixf był opóźniony o kilka dni, co stoi w sprzeczności z oczekiwaniami i teorią ewolucji gwiazd.

Hiramatsu zauważył, że opóźniony wybuch supernowej stanowi bezpośredni dowód na obecność gęstej materii, która powstała w wyniku niedawnej utraty masy. To niezwykła i nietypowa sytuacja dla supernowych typu II. Nasze nowe obserwacje ujawniły znaczną i nieoczekiwaną utratę masy, która była zbliżona do masy Słońca, w ostatnim roku przed wybuchem – powiedział Hiramatsu.

SN 2023ixf stawia przed astronomami wyzwanie zrozumienia ewolucji masywnych gwiazd i ich przemiany w supernowe. Chociaż naukowcy mają świadomość, że supernowe typu II odgrywają kluczową rolę w powstawaniu i ewolucji atomów, gwiazd neutronowych oraz czarnych dziur w kosmosie, wciąż istnieje niewiele informacji na temat lat poprzedzających gwiezdne eksplozje. Nowe obserwacje wskazują na potencjalną niestabilność w ostatnich latach życia gwiazdy, co prowadzi do ekstremalnej utraty masy. Istnieje możliwość, że jest to związane z końcowymi etapami wypalania jądrowego pierwiastków o dużej masie, takich jak krzem, w jądrze gwiazdy.

Wraz z obserwacjami przeprowadzonymi na wielu długościach fal przez Hiramatsu i Edo Berger, profesora astronomii na Harvardzie i CfA oraz mentora Hiramatsu, przeprowadzono również obserwacje supernowej w zakresie fal milimetrowych za pomocą Submillimeter Array (SMA) na szczycie Maunakea na Hawajach. Dane te, opublikowane w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters, umożliwiły bezpośrednie śledzenie zderzenia pozostałości po supernowej z gęstą materią, która została utracona przed wybuchem. SN 2023ixf eksplodowała dokładnie we właściwym czasie – powiedział Berger. Zaledwie kilka dni wcześniej rozpoczęliśmy nowy ambitny trzyletni program badania wybuchów supernowych przy użyciu SMA, a ta fascynująca supernowa w naszym sąsiedztwie była naszym pierwszym celem.

Jedynym sposobem na zrozumienie zachowania się masywnych gwiazd w ich ostatnich latach życia, aż do chwili wybuchu, jest odkrywanie supernowych, gdy są one bardzo młode i najlepiej w naszym sąsiedztwie, a następnie badanie ich na różnych długościach fal – powiedział Berger. Dzięki korzystaniu zarówno z teleskopów optycznych, jak i milimetrowych, efektywnie przekształciliśmy SN 2023ixf w rodzaj wehikułu czasu, który pozwala nam odtworzyć to, co działo się w gwieździe macierzystej aż do jej śmierci.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna eksplozji supernowej typu II. Źródło: Melissa Weiss/CfA


Załączniki:
cfa-034-rsg_snK-feature.jpg
cfa-034-rsg_snK-feature.jpg [ 29.74 KiB | Przeglądany 13189 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 października 2023, 18:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Zrewidowana masa Drogi Mlecznej jest znacznie mniejsza niż oczekiwania kosmologii

Międzynarodowy zespół astronomów dokonał najdokładniejszego pomiaru masy Drogi Mlecznej. Badanie to otwiera ważne pytania w kosmologii, w szczególności dotyczące ilości ciemnej materii zawartej w naszej Galaktyce.

Całkowita masa Drogi Mlecznej jest szacowana na zaledwie dwieście miliardów razy większą niż masa Słońca, co oznacza znaczną korektę w dół – około cztery do pięciu razy mniej niż poprzednie szacunki.

Nowa wartość została obliczona na podstawie trzeciego wydania katalogu danych Gaia, opublikowanego w 2022 roku. Ten katalog dostarcza kompleksowych danych dla 1,8 miliarda gwiazd, obejmujących wszystkie trzy składowe przestrzenne i trzy składowe prędkości w sześciowymiarowej przestrzeni w obrębie Drogi Mlecznej.

Znośna lekkość Drogi Mlecznej
Korzystając z danych Gaia, naukowcy byli w stanie skonstruować najdokładniejszą krzywą rotacji, jaką kiedykolwiek zaobserwowano dla galaktyki spiralnej, w tym przypadku naszej własnej Galaktyki, i wydedukować jej masę. Przed Gają uzyskanie solidnej krzywej rotacji dla naszej Galaktyki stanowiło wyzwanie, w przeciwieństwie do zewnętrznych galaktyk spiralnych. Wyzwanie to wynikało z naszego położenia w obrębie Drogi Mlecznej, co uniemożliwiło precyzyjne rozróżnienie ruchów i odległości gwiazd w dysku galaktycznym.

W opublikowanym 27 września 2023 roku badaniu, które ukazało się w czasopiśmie Astronomy and Astrophysics, stwierdzono, że krzywa rotacji naszej Galaktyki jest nietypowa. W przeciwieństwie do innych dużych galaktyk spiralnych, krzywa rotacji Drogi Mlecznej nie jest płaska.

Wręcz przeciwnie, na obrzeżach dysku Galaktyki krzywa ta zaczyna gwałtownie spadać, zgodnie z przewidywaniami znanymi jako spadek keplerowski.

Kwestionowanie kosmologii
Uzyskanie krzywej rotacji Drogi Mlecznej, która wykazuje spadek keplerowski, wymaga umiejscowienia naszej Galaktyki w ramach kosmologicznych.

Rzeczywiście, jednym z głównych przełomów we współczesnej astronomii było odkrycie, że prędkości rotacji dużych dysków galaktyk spiralnych były znacznie większe niż można by oczekiwać na podstawie spadku keplerowskiego. W latach 70. astronomowie Vera Rubin, wykorzystując obserwacje zjonizowanego gazu, oraz Albert Bosma, badający gaz neutralny, przeprowadzili badania, które wykazały, że prędkość rotacji galaktyk spiralnych pozostaje stała na dużo większych odległościach, daleko poza ich dyskami optycznymi. To odkrycie wskazywało na obecność znacznych ilości niewidocznej materii, znanej jako ciemna materia, która utrzymuje rotację galaktyk na tak dużych odległościach.

Bezpośrednią konsekwencją tego odkrycia było wysunięcie propozycji istnienia ciemnej materii – dodatkowej formy materii, która nie jest widoczna w obserwacjach, rozproszonej w halo otaczającym dyski galaktyk spiralnych. Istnienie ciemnej materii jest niezbędne do wyjaśnienia obserwowanych krzywych rotacji galaktyk. Bez udziału ciemnej materii, krzywe rotacji galaktyk podlegałyby spadkowi keplerowskiemu, co sugerowałoby brak znacznych ilości materii poza dyskiem optycznym.

Tak jest, zgodnie z obecnym badaniem, w przypadku Drogi Mlecznej. Analizując zwykłą materię, czyli gwiazdy i zimny gaz obecny w naszej Galaktyce, jej łączna masa jest ogólnie szacowana na nieco ponad 0,6 x 10^11 mas Słońca. Ta zwykła materia stanowi około 1/3 całkowitej masy Drogi Mlecznej.

Stanowi to rewolucję w kosmologii, ponieważ do tej pory zgadzano się, że ciemna materia powinna być co najmniej sześć razy bardziej obfita niż zwykła materia.

Dwa wstępne wyjaśnienia
Jeżeli większość innych dużych galaktyk spiralnych nie wykazuje krzywej rotacji ze spadkiem keplerowskim, co sprawia, że nasza Galaktyka jest inna?

Jednym z możliwych wyjaśnień może być fakt, że Droga Mleczna doświadczyła stosunkowo niewielu zakłóceń spowodowanych gwałtownymi zderzeniami galaktyk. Jej ostatnia większa fuzja miała miejsce około 9 milionów lat temu, w przeciwieństwie do średnio 6 milionów lat w przypadku innych galaktyk spiralnych. W każdym razie wskazuje to, że krzywa rotacji uzyskana dla Drogi Mlecznej jest szczególnie dokładna, ponieważ nie ma na nią wpływu pozostałość po tak starej kolizji.

Druga możliwość może wynikać z różnic metodologicznych między krzywą rotacji uzyskaną z sześciowymiarowych danych gwiazd dostarczonych przez satelity Gaia, w tym naszej Galaktyki, a krzywymi rotacji uzyskanymi przy użyciu obserwacji gazu neutralnego dla innych galaktyk.

Praca ta toruje drogę do ponownej oceny krzywych rotacji dużych galaktyk spiralnych i ich zawartości w zwykłej i ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Observatoire de Paris-PSL

Vega

Na ilustracji: Krzywa rotacji Drogi Mlecznej przedstawiająca prędkość obrotową gwiazd w funkcji odległości od centrum Galaktyki. Białe kropki i słupki błędów przedstawiają pomiary uzyskane z katalogu Gaia DR3. Niebieska krzywa przedstawia najlepsze dopasowanie krzywej rotacji przez model obejmujący zwykłą materię i ciemną materię. Żółta część krzywej pokazuje spadek keplerowski z V malejącym jako R-1/2, który zaczyna się poza dyskiem optycznym naszej Galaktyki. Źródło: Jiao, Hammer i inni/Observatoire de Paris – PSL/CNRS/ESA/Gaia/ESO/S. Brunier


Załączniki:
hammer.png
hammer.png [ 372.22 KiB | Przeglądany 13172 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 października 2023, 20:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Błyski formowania się gwiazd wyjaśniają tajemniczą jasność kosmicznego świtu

Intensywne błyski światła, a nie masa, rozwiązują zagadkę niemożliwej jasności wczesnych galaktyk.

Gdy naukowcy zobaczyli pierwsze zdjęcia najwcześniejszych galaktyk Wszechświata wykonane przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST), byli zaskoczeni. Okazało się, że młode galaktyki były zbyt jasne, zbyt masywne i zbyt dojrzałe, aby mogły powstać tak szybko po Wielkim Wybuchu. To było porównywalne do sytuacji, w której niemowlę wyrosło na dorosłego w ciągu zaledwie kilku lat.

To zaskakujące odkrycie skłoniło niektórych fizyków do podważenia standardowego modelu kosmologicznego i zastanowienia się, czy nie powinien on ulec zmianie.

Zespół astrofizyków z Northwestern University odkrył, korzystając z nowych symulacji, że te galaktyki prawdopodobnie nie są tak masywne, jak początkowo sądzono. Choć jasność galaktyki zazwyczaj wiąże się z jej masą, nowe odkrycia sugerują, że galaktyki o mniejszej masie mogą świecić równie jasno, dzięki nieregularnym i błyskotliwym wybuchom gwiazdotwórczym.

Odkrycie to nie tylko wyjaśnia, dlaczego młode galaktyki wydają się zwodniczo masywne, ale także pasuje do standardowego modelu kosmologicznego.

Wyniki zostały opublikowane 3 października 2023 roku w Astrophysical Journal Letters.

Odkrycie tych galaktyk było dużym zaskoczeniem, ponieważ były one znacznie jaśniejsze niż przewidywano – powiedział Claude-André Faucher-Giguère z Northwestern, starszy autor badania. Zazwyczaj galaktyka jest jasna, ponieważ jest duża. Ale ponieważ te galaktyki powstały u kosmicznego zarania, od Wielkiego Wybuchu nie minęło wystarczająco dużo czasu. Jak tak masywne galaktyki mogły powstać tak szybko? Nasze symulacje pokazują, że galaktyki nie mają problemu z uzyskaniem takiej jasności przed kosmicznym świtem.

Kluczem jest odtworzenie wystarczającej ilości światła w systemie w krótkim czasie – dodał Guochao Sun, który kierował badaniem. Może się to zdarzyć albo dlatego, że system jest naprawdę masywny, albo dlatego, że ma zdolność do szybkiego wytwarzania dużej ilości światła. W tym drugim przypadku układ nie musi być aż tak masywny. Jeżeli formowanie się gwiazd odbywa się w seriach, będą one emitować błyski światła. Dlatego widzimy kilka bardzo jasnych galaktyk.

Okres po Wielkim Wybuchu, trwający od około 100 milionów do miliarda lat, nazywany kosmicznym świtem, był czasem, w którym powstawały pierwsze gwiazdy i galaktyki we Wszechświecie. Przed wystrzeleniem Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba astronomowie mieli bardzo niewielką wiedzę na temat tej starożytnej epoki.

JWST dostarczył nam niezwykłą wiedzę na temat kosmicznego świtu – powiedział Sun. Przed pojawieniem się JWST większość naszej wiedzy na temat wczesnego Wszechświata opierała się na spekulacjach opartych na danych pochodzących z wielu różnych źródeł. Dzięki ogromnemu wzrostowi mocy obserwacyjnej jesteśmy teraz w stanie dostrzec fizyczne szczegóły galaktyk i wykorzystać te solidne dowody obserwacyjne do badania fizyki i zrozumienia, jakie zjawiska mają miejsce.

W najnowszym badaniu Sun, Faucher-Giguère i ich zespół wykorzystali zaawansowane symulacje komputerowe do modelowania procesu formowania się galaktyk tuż po Wielkim Wybuchu. Symulacje te doprowadziły do powstania galaktyk kosmicznego świtu, które wykazywały równie intensywne jasności, co te obserwowane przez JWST.

Symulacje FIRE łączą teorię astrofizyczną z zaawansowanymi algorytmami, aby umożliwić modelowanie procesu formowania się galaktyk. Te modele pozwalają badaczom zbadać, jak galaktyki powstają, rosną i zmieniają swoje kształty, biorąc pod uwagę energię, masę, pęd i pierwiastki chemiczne, które są wytwarzane przez gwiazdy.

Kiedy Sun, Faucher-Giguère i ich zespół przeprowadzali symulacje mające na celu modelowanie wczesnych galaktyk powstałych na początku kosmosu, odkryli, że gwiazdy formowały się poprzez serię wybuchów, co jest znane jako „gwałtowne formowanie się gwiazd”. W przypadku masywnych galaktyk, takich jak Droga Mleczna, gwiazdy tworzą się równomiernie i ich liczba stopniowo wzrasta wraz z upływem czasu. Jednak w przypadku gwałtownego formowania się gwiazd, proces ten zachodzi naprzemiennie – powstaje wiele gwiazd naraz, a następnie przez miliony lat powstaje bardzo niewiele nowych gwiazd, po czym znowu następuje faza intensywnego tworzenia się gwiazd.

Wybuchowe powstawanie gwiazd jest szczególnie powszechne w galaktykach o niskiej masie – powiedział Faucher-Giguère. Szczegóły dotyczące tego, dlaczego tak się dzieje, są nadal przedmiotem trwających badań. Sądzimy jednak, że dzieje się to w ten sposób, że powstaje wiele gwiazd, które kilka milionów lat później eksplodują jako supernowe. Gaz zostaje wyrzucony na zewnątrz, a następnie opada z powrotem, tworząc nowe gwiazdy, napędzając cykl formowania się gwiazd. Ale gdy galaktyki stają się wystarczająco masywne, mają znacznie silniejszą grawitację. Gdy wybuchają supernowe, nie są one wystarczająco silne, aby wyrzucić gaz z układu. Grawitacja utrzymuje galaktykę razem i doprowadza ją do stabilnego stanu.

Symulacje były również w stanie wygenerować taką samą liczbę jasnych galaktyk, jaką obserwuje JWST. Innymi słowy, ilość jasnych galaktyk przewidzianych przez symulacje jest zgodna z ilością jasnych galaktyk obserwowanych przez JWST.

Chociaż inni astrofizycy wysunęli hipotezę, że gwałtowne formowanie się gwiazd może być odpowiedzialne za niezwykłą jasność galaktyk kosmicznego świtu, naukowcy z Northwestern jako pierwsi wykorzystali szczegółowe symulacje komputerowe, aby udowodnić, że jest to możliwe. Co więcej, dokonali tego bez dodawania nowych czynników, które są sprzeczne z naszym standardowym modelem Wszechświata.

Większość światła w galaktyce pochodzi od najbardziej masywnych gwiazd – powiedział Faucher-Giguère. Ponieważ masywniejsze gwiazdy spalają się z większą prędkością, ich czas życia jest krótszy. Szybko zużywają swoje paliwo w reakcjach jądrowych. Tak więc jasność galaktyk jest bezpośrednio związana z liczbą gwiazd, które powstały w ciągu ostatnich kilku milionów lat, niż z masą galaktyki jako całości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna wczesnych galaktyk gwiazdotwórczych. Gwiazdy i galaktyki pokazane są w jasnych białych punktach światła, podczas gdy bardziej rozproszona ciemna materia i gaz są pokazane w fioletach i czerwieniach. Źródło: Aaron M. Geller, Northwestern, CIERA + IT-RCDS


Załączniki:
fire1940__FitMaxWzk3MCw2NTBd.jpg
fire1940__FitMaxWzk3MCw2NTBd.jpg [ 86.39 KiB | Przeglądany 13008 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: 06 października 2023, 20:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Zderzające się gwiazdy neutronowe zapewniają nowy sposób pomiaru ekspansji Wszechświata

W ostatnich latach astronomia przeżywała pewien kryzys: Chociaż wiemy, że Wszechświat się rozszerza i chociaż wiemy w przybliżeniu, jak szybko, dwa podstawowe sposoby pomiaru tej ekspansji nie są zgodne.

Wszechświat się rozszerza
Wiemy o tym od czasu, gdy około 100 lat temu Edwin Hubble i inni astronomowie zmierzyli prędkość wielu otaczających galaktyk. Galaktyki we Wszechświecie są „unoszone” od siebie w wyniku tej ekspansji i dlatego oddalają się od siebie.

W miarę wzrostu odległości między dwiema galaktykami, ich oddalanie się od siebie również przyspiesza. Tempo tego ruchu jest jednym z najważniejszych parametrów w dziedzinie kosmologii. Wielkość ta jest określana jako „stała Hubble'a” i występuje w wielu równaniach oraz modelach dotyczących struktury Wszechświata i jego składników.

Kłopoty z Hubble’em
Aby zrozumieć Wszechświat, musimy zatem znać stałą Hubble’a możliwie najdokładniej. Istnieje kilka metod jej pomiaru; metody, które są od siebie niezależne, ale na szczęście dają prawie taki sam wynik.

Najprostszą metodą, którą stosowali Edwin Hubble i jego koledzy, było zlokalizowanie grupy galaktyk i pomiar ich odległości oraz prędkości. Wykorzystywali do tego poszukiwanie galaktyk z eksplodującymi gwiazdami, nazywanymi supernowymi. Dodatkowo, naukowcy analizowali nieregularności w mikrofalowym promieniowaniu tła, które pochodzi z czasów krótko po Wielkim Wybuchu.

Obie metody – metoda supernowej i metoda promieniowania tła – zawsze przynosiły nieco różne wyniki. Jednak każdy pomiar wiąże się z pewnym stopniem niepewności, a kilka lat temu niepewności te były na tyle znaczące, że można było je przypisać za rozbieżności.

Niemniej jednak, dzięki postępowi technik pomiarowych, niepewności zostały zredukowane, a teraz dotarliśmy do punktu, w którym możemy stwierdzić z dużym stopniem pewności, że obie metody nie mogą być jednocześnie poprawne.

Źródło tych „kłopotów z Hubble'em – czy to są nieznane efekty systematyczne wpływające na jeden z wyników, czy też wskazują na nową fizykę, która dopiero zostanie odkryta – jest obecnie jednym z najbardziej dyskutowanych tematów w astronomii.

Zderzające się gwiazdy neutronowe mogą pomóc w znalezieniu odpowiedzi
Jednym z największych wyzwań w astronomii jest precyzyjne określenie odległości do galaktyk. Jednak w nowych badaniach doktorant astrofizyki Albert Sneppen z Cosmic Dawn Center w Niels Bohr Institute w Kopenhadze proponuje innowacyjną metodę pomiaru odległości, która może przyczynić się do rozwiązania trwającego sporu.

Kiedy dwie skrajnie zwarte gwiazdy neutronowe – które same w sobie są pozostałościami po supernowych – krążą wokół siebie i ostatecznie łączą się, wybuchają w nowej eksplozji, nazywanej kilonową – wyjaśnia Albert Sneppen. Niedawno udowodniliśmy, że ta eksplozja ma niezwykle symetryczny charakter, co okazuje się nie tylko piękne, ale również niezwykle użyteczne.

W trzeciej pracy, która właśnie została opublikowana, doktorant pokazuje, że kilonowe, pomimo ich złożoności, można opisać za pomocą jednej temperatury. Okazuje się też, że symetria i prostota kilonowych pozwala astronomom dokładnie wydedukować, ile światła emitują.

Porównując jasność kilonowej z ilością światła docierającą do Ziemi, naukowcy są w stanie obliczyć odległość, na jakiej znajduje się ta eksplozja. Ta nowa, niezależna metoda pomiaru umożliwia obliczenie odległości do galaktyk zawierających kilonowe.

Darach Watson jest profesorem nadzwyczajnym w Cosmic Dawn Center i współautorem badań. Wyjaśnia: Supernowe, które do tej pory były wykorzystywane do pomiaru odległości galaktyk, nie zawsze emitują taką samą ilość światła. Co więcej, wymagają one najpierw skalibrowania odległości przy użyciu innego rodzaju gwiazd, tak zwanych cefeid, które z kolei również muszą zostać skalibrowane. Dzięki kilonowym możemy ominąć te komplikacje, które wprowadzają niepewność do pomiarów.

Potwierdzenie jednej z dwóch metod
Aby wykazać potencjał tej metody, astrofizycy zastosowali ją do analizy kilonowej odkrytej w 2017 roku. Wyniki wskazują na stałą Hubble'a, która jest bliższa wartości uzyskanej przy użyciu metody promieniowania tła. Jednak naukowcy nie są jeszcze pewni, czy metoda kilonowej może w pełni rozwiązać problem z Hubble'em i stwierdzić to z pewnością.

Obecnie mamy do dyspozycji tylko jedno badanie przypadku i potrzebujemy wielu innych przykładów, aby uzyskać wiarygodne wyniki – powiedział Albert Sneppen. Jednak nasza metoda przynajmniej eliminuje niektóre znane źródła niepewności i jest bardzo „czystym” systemem badawczym. Nie wymaga kalibracji ani współczynnika korelacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Niels Bohr Institute

Vega

Na ilustracji: Galaktyki leżą dość nieruchomo w przestrzeni, ale sama przestrzeń się rozszerza. Powoduje to, że galaktyki oddalają się od siebie w coraz szybszym tempie. Dokładne tempo tego procesu jest jednak zagadką. Źródło: ESO/L. Calçada.


Załączniki:
billede1-nyhed1100.jpg
billede1-nyhed1100.jpg [ 151.41 KiB | Przeglądany 12714 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: 08 października 2023, 18:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Pulsary mogą powodować świecenie ciemnej materii

Astrofizycy badają ciemną materię, aby dowiedzieć się z czego jest zbudowana. Jedną z możliwości jest, że ciemna materia składa się z cząstek zwanych aksjonami.

Astrofizycy z uniwersytetów w Amsterdamie i Princeton prowadzą badania nad ciemną materią, które mają na celu odpowiedzieć na pytanie: z czego jest zbudowana? Jedną z możliwych odpowiedzi jest, że ciemna materia może składać się z cząstek zwanych aksjonami. Teraz, ten zespół naukowców wykazał, że jeśli ciemna materia rzeczywiście składa się z aksjonów, może to ujawnić się poprzez subtelne dodatkowe światło pochodzące z pulsujących gwiazd.

Ciemna materia jest jednym z najbardziej poszukiwanych składników naszego Wszechświata. Jest niezwykłe, że ta tajemnicza forma materii, której fizycy i astronomowie nie byli dotąd w stanie wykryć, stanowi ogromną część istniejącej materii. Szacuje się, że co najmniej 85% materii we Wszechświecie jest „ciemna” i obecnie można ją zaobserwować jedynie poprzez jej oddziaływanie grawitacyjne na inne obiekty astronomiczne. Zrozumiałe jest, że naukowcy pragną poznać więcej. Chcą zobaczyć ciemną materię w prawdziwej postaci – lub przynajmniej bezpośrednio wykryć jej obecność, zamiast wnioskować o niej jedynie na podstawie jej efektów grawitacyjnych. Oczywiście, mają także pragnienie zrozumieć, czym dokładnie jest ciemna materia.

Rozwiązanie dwóch problemów
Jedno jest pewne: ciemna materia nie może być takim samym rodzajem materii, z jakiego jesteśmy zbudowani. Gdyby tak było, ciemna materia zachowywałaby się jak zwykła materia – tworzyłaby gwiazdy, świeciłaby i nie byłaby „ciemna”. Naukowcy poszukują zatem czegoś zupełnie nowego – rodzaju cząstek, które dotąd nie zostały wykryte i prawdopodobnie bardzo słabo oddziałują znanymi nam rodzajami cząstek.

W latach 70. wprowadzono hipotetyczny rodzaj cząstek, zwanych aksjonami, aby rozwiązać problem separacji ładunków dodatnich i ujemnych wewnątrz neutronu. Naukowcy odkryli, że obecność tych słabo oddziałujących cząstek może wyjaśnić niewielką separację ładunków w neutronie. Wprowadzenie aksjonów było inspiracją dla nazwy tej nowej cząstki, którą wymyślił laureat Nagrody Nobla Frank Wilczek. Nazwa „aksjon” jest podobna do innych nazw cząstek, takich jak proton, neutron, elektron i foton, i została również zainspirowana detergentem o tej samej nazwie. Aksjon powstał jako rozwiązanie konkretnego problemu związanego z budową atomów.

Rzucanie światła na ciemną materię
Na szczęście istnieje nadzieja na rozwiązanie zagadki aksjonów. Jeśli teorie przewidujące istnienie tych cząstek są prawdziwe, istnieje możliwość, że aksjony są produkowane masowo we Wszechświecie. Co więcej, w obecności silnych pól elektromagnetycznych, niektóre aksjony mogą ulec przemianie w światło. Odkrycie światła pochodzącego od aksjonów może być kluczem do wykrycia tajemniczej ciemnej materii.

Aby zweryfikować tę teorię, naukowcy musieli najpierw zastanowić się, gdzie we Wszechświecie występują najpotężniejsze pola elektryczne i magnetyczne. Odpowiedź na to pytanie jest związana z regionami wokół gwiazd neutronowych, które są również nazywane pulsarami. Pulsary są skondensowanymi obiektami o masie zbliżonej do masy naszego Słońca, ale o promieniu około 100 000 razy mniejszym, wynoszącym zaledwie około 10 km. Ze względu na swoje małe rozmiary, pulsary obracają się z ogromną prędkością, emitując jasne, wąskie wiązki promieniowania radiowego wzdłuż osi swojego obrotu. Podobnie jak latarnia morska, promienie pulsara mogą przemierzać przestrzeń kosmiczną, co sprawia, że pulsująca gwiazda jest łatwa do zaobserwowania.

Jednak ogromny moment obrotowy pulsara ma jeszcze większe znaczenie. Powoduje on, że gwiazda neutronowa staje się niezwykle silnym elektromagnesem. To z kolei sugeruje, że pulsary mogą być bardzo wydajnymi fabrykami aksjonów. Przeciętny pulsar byłby w stanie wyprodukować aż 50-cyfrową liczbę aksjonów w ciągu jednej sekundy. Dzięki silnemu polu elektromagnetycznemu wokół pulsara, część tych aksjonów mogłaby przekształcić się w obserwowalne światło.

Symulacja subtelnego blasku
Jak zawsze w nauce, rzeczywiste przeprowadzenie takiej obserwacji nie jest oczywiście łatwe. Światło emitowane przez aksjony, które mogłoby być wykryte w postaci fal radiowych, stanowiłoby jedynie niewielki ułamek całkowitego światła emitowanego przez te jasne kosmiczne latarnie morskie. Aby móc zauważyć różnicę – nie mówiąc już o dokładnym pomiarze tej różnicy i przeliczeniu jej na ilość ciemnej materii – konieczne jest bardzo dokładne poznanie wyglądu pulsara zarówno bez aksjonów, jak i z aksjonami.

Tego właśnie dokonał zespół fizyków i astronomów, którzy opracowali kompleksowe ramy teoretyczne, umożliwiające szczegółowe zrozumienie procesu powstawania aksjonów, ich ucieczki przed przyciąganiem grawitacyjnym gwiazdy neutronowej oraz przekształcania się w niskoenergetyczne promieniowanie radiowe podczas ucieczki.

Wyniki teoretyczne zostały następnie wprowadzone do komputera, gdzie przeprowadzono modelowanie produkcji aksjonów wokół pulsarów za pomocą zaawansowanych numerycznych symulacji plazmy. Te symulacje pierwotnie zostały opracowane w celu zrozumienia fizyki, która kieruje emisją fal radiowych przez pulsary. Po wirtualnym stworzeniu aksjonów, naukowcy symulowali propagację tych cząstek przez pola elektromagnetyczne gwiazdy neutronowej. Dzięki temu byli w stanie ilościowo zrozumieć proces produkcji fal radiowych i modelować, w jaki sposób ten proces generuje dodatkowy sygnał radiowy, oprócz wewnętrznej emisji generowanej przez sam pulsar.

Testowanie modeli aksonowych
Wyniki teorii i symulacji zostały następnie poddane pierwszemu testowi obserwacyjnemu. Naukowcy porównali obserwowane fale radiowe z 27 pobliskich pulsarów z modelami, aby sprawdzić, czy istnieje jakikolwiek zmierzony nadmiar, który może stanowić dowód na istnienie aksjonów. Niestety, odpowiedź brzmiała „nie” – lub może bardziej optymistycznie: „jeszcze nie”. Aksjony nie są od razu zauważalne, ale można się było tego spodziewać. Gdyby ciemna materia była tak łatwo dostrzegalna, już dawno zostałaby zaobserwowana.

Nadzieja na wykrycie aksjonów teraz kierowana jest w stronę przyszłych obserwacji. Tymczasem brak obserwacji sygnałów radiowych pochodzących od aksjonów stanowi sam w sobie interesujący wynik. Pierwsze porównanie między symulacjami a rzeczywistymi pulsarami wprowadziło najbardziej restrykcyjne ograniczenie na interakcję aksjonów ze światłem dotychczas osiągnięte.

Ostatecznym celem jest oczywiście osiągnięcie czegoś więcej niż tylko ustalanie ograniczeń. Chodzi o to, aby udowodnić istnienie aksjonów lub mieć pewność, że jest to bardzo mało prawdopodobne, by aksjony były składnikami ciemnej materii. Nowe wyniki stanowią jedynie pierwszy krok w tym kierunku; są one początkiem czegoś, co może stać się zupełnie nowym i wysoce interdyscyplinarnym obszarem badań, mającym potencjał znacznie przyspieszyć poszukiwania związane z aksjonami.

Wyniki badań zostały opublikowane 15 września 2023 roku w Physical Review Letters.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Amsterdam

Vega

Na ilustracji: Mgławica Krab – pozostałość po wybuchu supernowej, w której centrum znajduje się pulsar. Pulsar sprawia, że zwykła materia w postaci gazu w mgławicy rozświetla się. Jak wykazali naukowcy, może on robić to samo z ciemną materią w postaci aksjonów, prowadząc do subtelnej dodatkowej poświaty, którą można zmierzyć. Źródło: NASA/CXC/ASU/J. Hester i inni


Załączniki:
chandra-crab.jpg
chandra-crab.jpg [ 99.35 KiB | Przeglądany 12224 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: 09 października 2023, 14:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Początki formowania się planet ujawnione przez obserwacje ALMA

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał moc ALMA aby naświetlić początki formowania się planet. Skupili się na badaniu protogwiazdy, która wykazywała gładki dysk protoplanetarny.

Według naukowców, planety powstają z pyłu i gazu międzygwiezdnego w dysku protoplanetarnym otaczającym protogwiazdę. Jednak początek tego procesu pozostaje tajemnicą. Choć wiele obserwowanych za pomocą ALMA dysków wykazuje struktury przypominające pierścienie, co sugeruje obecność planet, znalezienie czystego dysku pozbawionego takich sygnatur okazało się nieuchwytne.

Przełomowe odkrycie nastąpiło podczas obserwacji DG Taurus (DG Tau), młodej protogwiazdy. Wykorzystując ALMA, naukowcy dostrzegli jednolity, gładki dysk, który nie posiadał charakterystycznych pierścieni, często obserwowanych w starszych protogwiazdach. Ta obserwacja wskazuje na możliwość, że DG Tau znajduje się na progu formowania planet. Odszyfrowanie pochodzenia planet podobnych do Ziemi jest kluczowe dla naszego zrozumienia początków życia.

Badając dysk protoplanetarny na różnych długościach fal, zespół naukowców poszerzył swoje badania, aby uzyskać lepszy wgląd w rozmiar i rozkład pyłu. Odkrycia, które dokonali, w fascynujący sposób sugerują, że zewnętrzne części dysku mogą być potencjalnym punktem początkowym dla formowania się planet. To podważa wcześniejsze przekonanie, że głównym punktem początkowym jest wewnętrzny dysk. Warto zauważyć, że środkowa płaszczyzna dysku wykazywała wysoki stosunek pyłu do gazu, co sugeruje, że dysk jest gotowy do formowania planet w najbliższej przyszłości.

ALMA dotychczas była w stanie uchwycić szeroką gamę struktur dyskowych i ujawnić istnienie planet. Jednak aby odpowiedzieć na pytanie, jak dokładnie rozpoczyna się proces formowania planet, istotne jest obserwowanie gładkiego dysku pozbawionego oznak formowania się planet. Uważamy, że to badanie ma ogromne znaczenie, ponieważ pozwala nam poznać początkowe warunki tworzenia się planet – skomentował profesor Satoshi Ohashi z Narodowej Obserwatorium Astronomicznego Japonii (NAOJ).

Badania te zostały opublikowane 28 sierpnia 2023 roku w czasopiśmie The Astrophysical Journal.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie dysku protoplanetarnego DG Tau na długości fali 1,3 mm. Gładki wygląd, bez struktur pierścieniowych, wskazuje na fazę krótko poprzedzającą formowanie się planety. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Ohashi i inni.


Załączniki:
Picture1.jpg
Picture1.jpg [ 17.51 KiB | Przeglądany 12059 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: 13 października 2023, 17:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Zrewolucjonizowano zrozumienie promieniowania akrecyjnego z supermasywnych czarnych dziur w kwazarach

Naukowcy z USTC przeprowadzili badania, które mają istotne konsekwencje dla naszego zrozumienia fizyki akrecji supermasywnych czarnych dziur w centrach kwazarów.

Profesorowie CAI Zhenyi i WANG Junxian z Wydziału Astronomii Chińskiego Uniwersytetu Nauki i Technologii (USTC) Chińskiej Akademii Nauk (CAS) odkryli, że promieniowanie optyczne generowane przez akrecję supermasywnych czarnych dziur w centrach kwazarów jest niezależne od wewnętrznej jasności tych kwazarów. To odkrycie wywraca tradycyjne rozumienie w tej dziedzinie. Badania profesorów ujawniły również znaczące odchylenie średniego rozkładu energii widmowej kwazarów w skrajnym ultrafiolecie od przewidywań klasycznej teorii dysku akrecyjnego. Odkrycie to stanowi wyzwanie dla klasycznego modelu i stanowi istotne wsparcie dla modeli, które uwzględniają rozległe wiatry dysku akrecyjnego. Wyniki tych badań zostały opublikowane w czasopiśmie Nature Astronomy 5 października 2023 roku.

Kwazary to niezwykle jasne obiekty pozagalaktyczne, których centra zawierają masywne supermasywne czarne dziury, nieustannie pożerające gaz w jądrach swoich galaktyk macierzystych. Energia grawitacyjna jest uwalniana na dysku akrecyjnym, gdzie gaz przekształca się w energię cieplną i promieniowanie elektromagnetyczne, tworząc jasne jądro galaktyki. Kwazary są znane jako „kosmiczne behemoty” ze względu na swoją wyjątkowo wysoką jasność. Według standardowej teorii dysków akrecyjnych, dyski te wykazują charakterystyczne „big blue bump” w widmowym rozkładzie energii, z maksimum w obszarze skrajnego ultrafioletu. Im większa masa centralnej czarnej dziury, tym niższa oczekiwana temperatura dysku akrecyjnego i tym bardziej miękkie jest widmo skrajnego ultrafioletu. Obserwacje wykazały, że bardziej jasne kwazary, które posiadają większe masy supermasywnych czarnych dziur, wykazują stosunkowo słabsze linie emisyjne, co jest wyjaśniane przez bardziej miękkie widma w skrajnym ultrafiolecie. Ten efekt jest znany jako efekt Baldwina, który wydaje się być zgodny z klasycznym modelem dysku akrecyjnego.

Badania profesorów CAI Zheny i WANG Junxina dotyczą rozkładu energii widmowej kwazarów w zakresie od optycznej do UV. W trakcie tych badań wykorzystano dane z naziemnego przeglądu SDSS oraz z kosmicznego teleskopu GALEX w celu skorygowania niekompletności detekcji UV.

Wyniki badań wykazały, że średni rozkład energii widmowej kwazarów w zakresie UV nie zależy od ich jasności wewnętrznej. To odkrycie sugeruje, że różnice w jasności wewnętrznej nie wyjaśniają efektu Baldwina i podważa przewidywania standardowej teorii dysku akrecyjnego.

Naukowcy również zaproponowali nowe fizyczne źródło efektu Baldwina. Według ich teorii, bardziej jasne kwazary mają słabsze fluktuacje temperatury dysku akrecyjnego, co uniemożliwia im wyemitowanie większej liczby chmur linii emisyjnych.

Dodatkowo, w ramach badania skorygowano wpływ absorpcji ośrodka międzygalaktycznego. Istotnym odkryciem było stwierdzenie, że średnie widmo kwazarów w skrajnym UV jest bardziej miękkie niż wyniki badań wcześniejszych. Ta rozbieżność stanowi poważne wyzwanie dla standardowego modelu, który obejmuje wiatry dysku akrecyjnego. Sugeruje to istnienie wiatrów dyskowych w kwazarach.

Wyniki tego badania mają szerokie implikacje dla lepszego zrozumienia różnych aspektów fizyki akrecyjnej supermasywnych czarnych dziur, takich jak wzrost ich masy, kosmiczna rejonizacja, pochodzenie obszarów szerokiej linii, ekstremalna ekstynkcja pyłu w UV i wiele innych. W przyszłości, projekty satelitarne umożliwiające detekcję promieniowania ultrafioletowego, takie jak Chinese Space Station Telescope (CSST), będą miały ogromne znaczenie w dalszym zgłębianiu fizycznych właściwości kwazarów i podobnych obiektów niebieskich.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Science and Technology of China

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna supermasywnej czarnej dziury akreującej gaz i świecącej w dysku akrecyjnym. Źródło: Pixabay


Załączniki:
4B944CDC900F4BAA2D449BEBCD7_19447600_2AC582.png
4B944CDC900F4BAA2D449BEBCD7_19447600_2AC582.png [ 2.67 MiB | Przeglądany 11986 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: 15 października 2023, 19:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Nowe obserwacje rozbłysków odległej gwiazdy mogą pomóc w poszukiwaniu planet zdatnych do zamieszkania

Astrofizycy wykorzystali Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, aby przyjrzeć się z bliska niestabilnej gwieździe.

Naukowcy z międzynarodowego zespołu przeprowadzili szczegółowe badania czterech rozbłysków słonecznych, które wystąpiły wokół gwiazdy TRAPPIST-1. Ta mała i aktywna gwiazda znajduje się około 40 lat świetlnych od Ziemi. Odkrycia te mają potencjał pomóc naukowcom w poszukiwaniu odległych egzoplanet, które przypominają naszą własną planetę, a być może nawet posiadają warunki umożliwiające istnienie życia.

Dzięki JWST po raz pierwszy w historii jesteśmy w stanie szukać planet wokół innych gwiazd, które mają takie rodzaje atmosfer wtórnych, jakie można znaleźć wokół, powiedzmy, Ziemi, Wenus lub Marsa – powiedział Ward Howard, główny autor badań i stypendysta NASA Sagan na Wydziale Nauk Astrofizycznych i Planetarnych w CU Boulder.

To polowanie może być jednak nieco skomplikowane.

Howard wyjaśnił, że większość małych i skalistych światów, które naukowcy planują zbadać za pomocą teleskopu Webba, krąży wokół czerwonych karłów – klasy gwiazd, które są jednymi z najbardziej wybuchowych w Galaktyce. Przykładem takiej gwiazdy jest TRAPPIST-1, wokół której krąży siedem znanych planet. Choć jest niewiele większa od Jowisza, generuje ona kilka razy dziennie duże rozbłyski – jasne i potężne erupcje energii, które rozprzestrzeniają promieniowanie daleko w przestrzeń kosmiczną. W porównaniu do tego, Słońce doświadcza rozbłysków o podobnej wielkości tylko około raz na miesiąc.

W rezultacie oglądanie planety wokół czerwonego karła może przypominać robienie zdjęcia znajomemu w klubie tanecznym z pulsującymi światłami.

W swoich najnowszych badaniach Howard i jego koledzy ogłosili, że znaleźli częściowe rozwiązanie. Korzystając z teleskopu Webba, najbardziej zaawansowanego teleskopu kosmicznego, jaki kiedykolwiek wystrzelono, zespół zarejestrował serię rozbłysków pochodzących z gwiazdy TRAPPIST-1 w ciągu około 27 godzin. Naukowcy opracowali matematyczną metodę, która pozwoliła na oddzielenie światła pochodzącego z tych rozbłysków od normalnego promieniowania gwiazdy. Można to porównać do użycia filtra do usuwania odblasków ze zdjęć wykonanych smartfonem.

Rezultat? Potencjalnie wyraźniejszy obraz planet i ich atmosfer.

Jeżeli chcemy dowiedzieć się więcej o egzoplanetach – powiedział Howard, naprawdę ważne jest zrozumienie ich gwiazd.

Cenne planety
Naukowcy od dawna mieli oko na TRAPPIST-1.

Ta gwiazda, która nie jest zbyt daleko od Ziemi w kategoriach galaktycznych, jest planetarną kopalnią złota: znajdują się przy niej trzy małe i skaliste światy, które spoczywają w tym, co naukowcy nazywają „ekosferą” – rejonie wokół gwiazdy, w którym teoretycznie może istnieć ciekła woda na powierzchni planety. Astrofizycy używają teleskopu Webba, aby sprawdzić, czy mogą wykryć ślady atmosfery wokół tych planet. (Lim kierował niedawnym badaniem, w którym nie wykryto śladów atmosfery wokół jednej planety w układzie, TRAPPIST-1 b).

Istnieje tylko kilka układów gwiezdnych, w których mamy możliwość poszukiwania tego rodzaju atmosfer – powiedział Howard. Każda z tych planet jest naprawdę cenna.

Howard zauważył, że ze względu na duże odległości, egzoplanety takie jak siedem światów TRAPPIST-1 mogą być obserwowane przez astrofizyków jedynie wtedy, gdy przechodzą na tle swoich gwiazd. Jednak w przypadku gwiazd o tak chaotycznym zachowaniu jak TRAPPIST-1, staje się to trudne do wykonania.

Jeżeli nie weźmie się pod uwagę rozbłysków, można wykryć w atmosferze cząsteczki, których tak naprawdę tam nie ma, lub błędnie określić ilość materii w atmosferze – powiedział.

Ostrzejsze obserwacje
To jeden z powodów, dla których Howard i jego koledzy chcieli przyjrzeć się TRAPPIST-1 z bliska.

Korzystając z teleskopu Webba, naukowcy dokonali przełomowego odkrycia – po raz pierwszy w historii zaobserwowali rozbłyski odległej gwiazdy w określonych długościach fal światła podczerwonego. Teleskop Webba jest szczególnie przystosowany do obserwacji tego rodzaju promieniowania. Dane zebrane przez zespół naukowców uchwyciły ewolucję czterech rozbłysków w najdrobniejszych szczegółach, podczas gdy one ewoluowały przez kilka godzin. Rosły one coraz jaśniejsze, osiągały maksimum intensywności, a następnie stopniowo przygasały. To niezwykłe odkrycie pozwoliło na lepsze zrozumienie procesów zachodzących wokół tej odległej gwiazdy.

Grupa naukowców była także w stanie skutecznie oddzielić światło pochodzące z rozbłysków gwiazdy TRAPPIST-1 od codziennego blasku gwiazdy. Dzięki analizie zebranych danych, zespół był w stanie usunąć około 80% światła pochodzącego z tych rozbłysków. To ważne osiągnięcie umożliwiło bardziej precyzyjne badanie i zrozumienie właściwości tych eksplozji na tle jasności gwiazdy TRAPPIST-1.

Howard zauważył, że choć liczby te nie są idealne, wyniki uzyskane przez zespół naukowców powinny pomóc astrofizykom w zebraniu jaśniejszych i bardziej precyzyjnych danych na temat siedmiu planet w układzie TRAPPIST-1. To podejście może być również zastosowane do innych podobnych układów gwiazdowych znajdujących się w pobliżu Ziemi.

Dzięki TRAPPIST-1 mamy naprawdę świetną okazję, aby zobaczyć, jak wyglądałaby planeta wielkości Ziemi wokół czerwonego karła – powiedział Howard.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Colorado University

Vega

Na ilustracji: Artystyczne przedstawienie układu TRAPPIST-1. Źródło: NASA/JPL-Caltech


Załączniki:
trappist.jpg
trappist.jpg [ 36.88 KiB | Przeglądany 11528 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: 17 października 2023, 19:47 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano ślady po kolizji dwóch odległych lodowych planet

Międzynarodowa grupa astronomów zaobserwowała poświatę cieplną dwóch zderzających się lodowych olbrzymów. Ponadto, kilka lat później, naukowcy mieli okazję zaobserwować przemieszczający się przed gwiazdą macierzystą obłok pyłu powstały w wyniku tego zderzenia.

Pod nadzorem astronoma Matthew Kenworthy'ego z Leiden, grupa naukowców przeprowadziła dwa lata obserwacji zmian jasności gwiazdy po tym, jak zaczęła ona słabnąć w świetle widzialnym. Przez przypadek, badacze odkryli, że trzy lata wcześniej gwiazda wykazywała wzmożoną jasność w zakresie podczerwieni. Wyniki tych badań zostały opublikowane w czasopiśmie Nature.

Gwiazda o nazwie ASASSN-21qj została odkryta przez sieć teleskopów, która jako pierwsza zauważyła, że gwiazda zanika na widzialnych długościach fal. Badania nad tą gwiazdą były intensywnie prowadzone przez zarówno amatorów, jak i profesjonalnych astronomów, którzy monitorowali jej zmiany jasności. Jednak to przypadkowe odkrycie jednego z amatorów na portalu społecznościowym doprowadziło do zrozumienia, że około trzy lata wcześniej gwiazda podwoiła swoją jasność w zakresie fal podczerwonych, zanim zaczęła blaknąć w świetle widzialnym. To odkrycie zostało potwierdzone przez amerykańską misję NEOWISE.

Zderzenie dwóch planet
Całkowicie mnie to zaskoczyło – powiedział dr Kenworthy. Kiedy przegląd ASASSN udostępnił innym astronomom krzywą blasku tej gwiazdy, zacząłem obserwować ją za pomocą sieci teleskopów i obserwatoriów. Niespodziewanie jeden z astronomów na mediach społecznościowych zauważył, że gwiazda rozjaśniła się w podczerwieni ponad tysiąc dni przed jej zniknięciem w świetle optycznym. Wtedy wiedziałem, że to niezwykłe zjawisko.

Absolwentka z Leiden, Richelle van Capelleveen, pracowała nad tym projektem. Kontynuuje: pracowałam nad krzywą blasku z dr. Kenworthy i podczas naszej pracy zdaliśmy sobie sprawę, że może to być zderzenie dwóch planet.

Najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem jest to, że dwie olbrzymie egzoplanety wykonane z lodu zderzyły się ze sobą, co spowodowało emisję podczerwonej poświaty, która została zarejestrowana przez misję NEOWISE. Wytworzony w wyniku zderzenia rozszerzający się obłok gazu przemieścił się przed gwiazdę około trzech lat później, co spowodowało utratę jasności gwiazdy w zakresie widzialnych długości fal.

Zderzenia planet
Temperatura i rozmiar świecącej materii, oraz czas utrzymywania się blasku są zgodne z kolizją dwóch olbrzymich planet lodowych, co potwierdzają nasze obliczenia i modele komputerowe – powiedział dr Simon Lock (University of Bristol, Wielka Brytania), współautor badania.

Nowością jest to, że uważamy, że po raz pierwszy widzimy poświatę z ciała, która jest wytwarzana przez zderzenie planet – powiedział dr Grant Kennedy (University of Warwick, Wielka Brytania), również współautor artykułu.

To naprawdę fantastyczna okazja, aby dowiedzieć się czegoś o wnętrzu planet olbrzymów – powiedziała dr Ludmila Carone z Instytutu Badań Kosmicznych Austriackiej Akademii Nauk w Grazu. Zazwyczaj planety olbrzymie ukrywają swoje ciężkie pierwiastki pod grubymi warstwami wodoru i helu. Jednak w przypadku tej kolizji materia z wnętrza została wyrzucona lub wciągnięta do zewnętrznych obszarów ciała powstałego w wyniku połączenia dwóch planet. Carone dodaje: Możemy już stwierdzić, że uwolniono dużo pary wodnej, która pomogła schłodzić ciało po zderzeniu do 1000 K.

W ciągu najbliższych kilku lat obłok pyłu zacznie się rozmazywać wzdłuż orbity pozostałości po kolizji, a charakterystyczne rozproszenie światła z tego obłoku można wykryć zarówno za pomocą teleskopów naziemnych, jak i Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webb. Ostatecznie obłok materii wokół pozostałości może się skondensować, tworząc grupę księżyców, które będą krążyć wokół nowej planety. Będziemy uważnie monitorować ten układ, aby zobaczyć, co stanie się dalej – powiedział dr Kenworthy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Lejda

Vega

Na ilustracji: Artystyczna impresja obłoku w kształcie pączka, który powstał po zderzeniu dwóch planet lodowych gigantów. Źródło: Leiden


Załączniki:
synestia_credit-mark-garlick.jpg
synestia_credit-mark-garlick.jpg [ 170.05 KiB | Przeglądany 10377 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: 19 października 2023, 16:27 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Rozszyfrowywanie fal grawitacyjnych

Zespół naukowców bada interakcje fal grawitacyjnych powstałych ze zderzających się czarnych dziur.

W momencie, gdy następuje kolizja dwóch czarnych dziur, zjawisko to jest na tyle potężne, że jesteśmy w stanie je wykryć z Ziemi. Czarne dziury są tak ogromne, że ich zderzenia generują fale, które poruszają się poprzez czasoprzestrzeń. Naukowcy nazywają je falami grawitacyjnymi. Pomysł istnienia fal grawitacyjnych został przewidziany już w 1916 roku przez Alberta Einsteina, jednak dopiero w 2015 roku fizycy byli w stanie potwierdzić ich istnienie bezpośrednio dzięki LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Aktualnie naukowcy, we współpracy z Biurem Naukowym Departamentu Energii i innymi agencjami federalnymi, pracują nad lepszym zrozumieniem tych fal grawitacyjnych oraz nad tym, jak mogą one poszerzyć naszą wiedzę na temat czarnych dziur.

Zderzenia czarnych dziur są nie tylko potężne, ale także charakteryzują się niezwykle skomplikowaną fizyką. Aby przeprowadzić dokładne symulacje tych zdarzeń, konieczne jest użycie zaawansowanych modeli komputerowych. Symulacje muszą uwzględniać każdy etap procesu, począwszy od spiralnego zbliżania się czarnych dziur, poprzez ich połączenie i przekształcenie w jedną zniekształconą czarną dziurę, aż do ostatecznego osiedlenia się w pojedynczej, stabilnej czarnej dziurze. Ten proces jest tak skomplikowany, że naukowcy potrzebują do jego przeprowadzenia potężnych superkomputerów.

Następnie naukowcy porównali dane numeryczne z symulacji z modelami tego procesu. Starsze wersje modeli sugerowały, że fale grawitacyjne nie miały wpływu na siebie nawzajem i nie oddziaływały ze sobą. Jednak naukowcy podejrzewali, że ta teoria nie jest zgodna z rzeczywistością. Aby to zilustrować, można się odwołać do dwóch osób stojących obok siebie w basenie i wytwarzających fale. Jeśli obie osoby wytwarzają bardzo małe fale, istnieje możliwość, że fale nie będą ze sobą interferować. Mogą one wygasnąć zanim zaczną oddziaływać. Jednakże, jeśli obie osoby wytwarzają duże fale, fale te zderzą się ze sobą i utworzą nowe fale. Naukowcy wiedzieli, że takie zderzenia powodują powstanie silnych fal grawitacyjnych, dlatego podejrzewali, że fale te będą oddziaływać ze sobą, choć nie było to widoczne w starszych modelach.

Zespół naukowców z kilku renomowanych instytucji, takich jak Caltech, Columbia University, University of Mississippi, Cornell University i Max Planck Institute for Gravitational Physics, przeprowadził nową, bardziej szczegółową analizę wyników numerycznych dotyczących fal grawitacyjnych. W wyniku tej analizy ustalono, że fale grawitacyjne oddziałują ze sobą zgodnie z oczekiwaniami naukowców. Każda fala wywołuje subtelne zmiany w pozostałych falach, co prowadzi do powstania nowych rodzajów fal o niezależnych częstotliwościach. Te nowe fale są mniejsze, bardziej chaotyczne i trudniejsze do przewidzenia niż oryginalne fale grawitacyjne. Wprowadzenie tych interakcji do modeli pozwala naukowcom dokładniej opisać wyniki numeryczne i lepiej zrozumieć zjawisko fal grawitacyjnych.

Dodanie tych interakcji do modeli zderzających się czarnych dziur sprawi, że modele te będą dokładniejsze. Z kolei modele te pomogą nam lepiej interpretować rzeczywiste obserwacje. Im dokładniejsze są modele, tym bardziej przydatne są do interpretacji danych z LIGO.

Ponadto, bardziej zaawansowane modele mogą pomóc naukowcom ocenić, czy ogólna teoria względności jest odpowiednia do wyjaśnienia rzeczywistych zjawisk zachodzących w czarnych dziurach. Mimo że ogólna teoria względności, słynna teoria opracowana przez Einsteina, w pełni wyjaśnia wpływ grawitacji na czasoprzestrzeń, wciąż nie jest jasne, jak dobrze ta teoria opisuje dziwne właściwości czarnych dziur.

Zderzenia czarnych dziur są niewyobrażalnie odległe od Ziemi i naszego codziennego życia. Chociaż sami nie możemy poczuć fal grawitacyjnych, dane i modele tworzone przez naukowców każdego dnia poszerzają naszą wiedzę na temat tych niesamowitych zjawisk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Energy

Vega

Na ilustracji: Symulacja łączących się czarnych dziur. Źródło: SXS Lensing/Simulating eXtreme Spacetimes Collaboration


Załączniki:
092823-blog-gravitational-waves.jpg
092823-blog-gravitational-waves.jpg [ 168.9 KiB | Przeglądany 10266 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: 20 października 2023, 19:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Gwiezdna fontanna młodości z burzliwą historią powstawania w centrum naszej Galaktyki

W bezpośrednim sąsiedztwie supermasywnej czarnej dziury zidentyfikowano niespodziewanie dużą liczbę młodych gwiazd, a w centrum naszej Galaktyki wykryto lód wodny.

Międzynarodowy zespół pod kierownictwem dr. Floriana Peißkera z Instytutu Astrofizyki Uniwersytetu w Kolonii przeanalizował młodą gromadę gwiazd w bliskim sąsiedztwie supermasywnej czarnej dziury Sagittarius A* w centrum naszej Galaktyki. Badanie wykazało, że gromada ta, znana jako IRS 13, jest znacznie młodsza niż się spodziewano. Gwiazdy w tej gromadzie mają tylko kilka setek tysięcy lat, co czyni je niezwykle młodymi jak na standardy gwiazdowe. Naukowcy byli zdumieni, ponieważ ze względu na intensywne promieniowanie i siły pływowe Galaktyki nie spodziewali się, że taka duża liczba młodych gwiazd znajduje się w bezpośrednim sąsiedztwie supermasywnej czarnej dziury. Odkrycie to zostało opublikowane w czasopiśmie naukowym The Astrophysical Journal.

W związku z najnowszym badaniem został ogłoszony kolejny znakomity wynik. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) został po raz pierwszy wykorzystany do zarejestrowania wolnego od zakłóceń atmosferycznych widma z Centrum Galaktyki. Pryzmat, który został użyty do tego celu, został opracowany przez grupę roboczą pod kierownictwem profesora dr. Andreasa Eckarta z Instytutu Astrofizyki, który również jest współautorem publikacji. Obecnie uzyskane widmo ukazuje obecność lodu wodnego w Centrum Galaktyki. Ten rodzaj lodu, który często występuje w pyłowych dyskach wokół bardzo młodych obiektów gwiazdowych, jest istotnym wskaźnikiem młodego wieku niektórych gwiazd w pobliżu czarnej dziury. Odkrycie to stanowi kolejny niezależny dowód na istnienie młodych gwiazd w bliskim sąsiedztwie czarnej dziury.

Oprócz odkrycia młodych gwiazd i lodu wodnego przez JWST, naukowcy pod kierownictwem dr. Peißkera ustalili, że IRS 13 ma burzliwą historię powstania. Badania sugerują, że gromada ta migrowała w kierunku supermasywnej czarnej dziury ze względu na tarcie z ośrodkiem międzygwiazdowym, zderzenia z innymi gromadami gwiazd lub procesy wewnętrzne. Gromada została następnie „przechwycona” przez grawitację czarnej dziury z pewnej odległości. W rezultacie na szczycie gromady mogło dojść do wstrząsu dziobowego z pyłu otaczającego gromadę, co stymulowało dalsze formowanie się gwiazd. To wyjaśnia, dlaczego młode gwiazdy przeważnie znajdują się z przodu gromady.

Analiza IRS 13 i towarzysząca jej interpretacja gromady to pierwsza próba rozwikłania trwającej od dekady tajemnicy dotyczącej niespodziewanie młodych gwiazd w Centrum Galaktyki – powiedział dr Peißker. Oprócz IRS 13 istnieje gromada gwiazd, tak zwana gromada S, która znajduje się jeszcze bliżej czarnej dziury i również składa się z młodych gwiazd. Są one również znacznie młodsze niż wynikałoby to z przyjętych teorii. Odkrycia dotyczące IRS 13 stwarzają okazję do dalszych badań w celu ustalenia związku między bezpośrednim sąsiedztwem czarnej dziury a regionami oddalonymi o kilka lat świetlnych. Dr Michal Zajaček, drugi autor badania i naukowiec z Uniwersytetu Masaryka w Brnie (Czechy), dodał: Gromada gwiazd IRS 13 wydaje się być kluczem do rozwikłania pochodzenia gęstej populacji gwiazd w centrum naszej Galaktyki. Zebraliśmy obszerne dowody na to, że bardzo młode gwiazdy znajdujące się w zasięgu supermasywnej czarnej dziury mogły powstać w gromadach gwiazd takich jak IRS 13. Po raz pierwszy udało nam się również zidentyfikować populacje gwiazd w różnym wieku – gorące gwiazdy ciągu głównego i młode gwiazdy wschodzące – w gromadzie znajdującej się tak blisko centrum Drogi Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cologne

Vega

Na ilustracji: Widok obszaru supermasywnej czarnej dziury Sgr A* (żółty X) na wielu długościach fal. Gwiazdy są czerwone, pył niebieski. Wiele młodych gwiazd w gromadzie IRS 13 jest zakrytych przez pył lub oślepionych przez jasne gwiazdy. Źródło: Florian Peißker/University of Cologne


Załączniki:
csm_20232020_Stellarer_Jungbrunnen_DE_636217b943.jpg
csm_20232020_Stellarer_Jungbrunnen_DE_636217b943.jpg [ 46.77 KiB | Przeglądany 10155 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 października 2023, 19:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazda centralna w mgławicy planetarnej ujawnia szczegóły swojego życia

Zespół naukowców z Uniwersytetu w Tybindze wykorzystał gromadę otwartą M37 jako laboratorium pozaziemskie do badania ewolucji gwiazd oraz mierzenia utraty masy.

Gwiazdy, takie jak nasze Słońce, zakończą swoje życie jako białe karły. Niektóre z tych gwiazd są otoczone mgławicą planetarną, która składa się z gazu wyrzuconego przez umierającą gwiazdę tuż przed jej śmiercią. Międzynarodowy zespół badawczy pod kierownictwem Klausa Wernera z Instytutu Astronomii i Astrofizyki Uniwersytetu w Tybindze przeprowadził pierwsze badania gwiazdy centralnej mgławicy planetarnej, która znajduje się w gromadzie otwartej gwiazd. Naukowcy byli w stanie precyzyjnie określić masę, jaką gwiazda centralna utraciła w trakcie swojego życia. Wyniki tych badań zostały opublikowane w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

W Drodze Mlecznej znajduje się ponad tysiąc gromad otwartych, z których każda obejmuje zbiór od kilku do kilku tysięcy gwiazd. Te gwiazdy powstały jednocześnie z gęstego obłoku gazu i pyłu. Klaus Werner powiedział, że wszystkie gwiazdy w gromadzie mają ten sam wiek, co ma szczególne znaczenie dla astrofizyki. Różnią się one jedynie masą. Wyjaśnił również, że im gwiazda jest bardziej masywna, tym szybciej zużywa swoje paliwo jądrowe poprzez syntezę wodoru w hel. W rezultacie jej życie jest krótsze, a przekształcenie się w białego karła następuje szybciej.

Migawka rozwoju nieba
Obserwacje gromady gwiazd pozwalają nam zobaczyć rozwój gwiazd o różnych masach w tym samym wieku, jakby to była migawka – powiedział Werner. W astronomii, gromady gwiazd pełnią rolę swoistego laboratorium, w którym możemy zbadać, jak dokładne są nasze teorie dotyczące ewolucji gwiazd – dodał. Jednym z największych zagadnień w teorii ewolucji gwiazd jest ilość materii, którą gwiazda traci w trakcie swojego życia, zauważył Werner, podkreślając, że utrata masy jest znacząca. Gwiazdy, takie jak nasze Słońce, tracą nieco mniej niż połowę swojej masy przed przemianą w białego karła. Gwiazdy o masie ośmiokrotnie większej od masy Słońca tracą około 80% swojej masy – wyjaśnił astrofizyk. Związek między masą urodzeniową gwiazdy a jej masą w momencie przemiany w białego karła jest znany w astronomii jako relacja masy początkowej do masy końcowej.

Werner zauważył, że masa białych karłów w gromadach gwiazd może być bezpośrednio powiązana z masą, jaką miały one w momencie narodzin. Dane dotyczące bardzo młodych białych karłów są szczególnie wartościowe, ponieważ są to centralne gwiazdy mgławic planetarnych – wyjaśnił. Obecnie wiadomo, że tylko trzy gromady gwiazd zawierają mgławice planetarne. Żadna z tych gwiazd centralnych nie została wcześniej zbadana, ponieważ wszystkie są bardzo odległe i słabe – dodał Werner.

Specjalny skład chemiczny
Zespół badawczy skierował swój wzrok w kierunku centralnej gwiazdy w gromadzie Messier 37 przy użyciu jednego z największych teleskopów na świecie, czyli 10-metrowego teleskopu GranTeCan na kanaryjskiej wyspie La Palma. Przeprowadzono analizę widma gwiazdy i ustalono, że jej masa wynosi 0,85 masy Słońca, co sugeruje, że pierwotnie miała masę równą 2,8 masy Słońca. To oznacza, że gwiazda utraciła 70% swojej masy w trakcie swojego życia – wyjaśnił Werner. Kolejnym interesującym odkryciem jest niezwykły skład chemiczny tej gwiazdy. Na jej powierzchni brak już wodoru. Werner wyjaśnił, że wskazuje to na nietypowe wydarzenie, które miało miejsce niedawno – krótki wybuch syntezy jądrowej.

Możliwość precyzyjnego określenia relacji między masą początkową a końcową ma istotne znaczenie w dziedzinie astrofizyki, jak zaznaczył Werner. To właśnie ta relacja decyduje o dalszej ewolucji gwiazdy, czy przekształci się ona w białego karła, stanie się gwiazdą neutronową w wyniku eksplozji supernowej, a nawet czy w końcowym etapie może przekształcić się w czarną dziurę. Jednak, jak zauważa Werner, nowe generacje gwiazd powstają z materii wyrzuconej przez poprzednie gwiazdy, która jest wzbogacona w ciężkie pierwiastki jako produkty reakcji jądrowych. To właśnie od tego procesu zależy chemiczna ewolucja galaktyk – a ostatecznie całego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Tübingen

Vega

Na ilustracji: Obraz mgławicy planetarnej w gromadzie otwartej M37. Gromada zawiera kilkaset mgławic. Mgławica w kształcie motyla jest widoczna dzięki świecącemu na czerwono gazowi wodorowemu. Źródło: K. Werner i inni


Załączniki:
23-10-11_stern.jpg
23-10-11_stern.jpg [ 206.97 KiB | Przeglądany 10024 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: 22 października 2023, 19:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Nowe obserwacje potwierdzają ważny etap formowania się gwiazd

Zespół naukowców potwierdził istnienie kosmicznego wiatru, który odgrywa istotną rolę w zapadaniu się obłoku gwiazdotwórczego.

Nowe badania potwierdziły kluczowy etap w procesie tworzenia się gwiazd: obserwacje wykazały istnienie wirującego „kosmicznego wiatru” składającego się z cząsteczek, który odgrywa niezwykle istotną rolę w zapadaniu się obłoków gazu wystarczająco, by umożliwić powstanie gorącej i gęstej młodej gwiazdy. Wyniki tych badań zostały uzyskane dzięki połączeniu obserwacji radiowych z zaawansowaną analizą, co umożliwiło astronomom bardziej szczegółowe niż kiedykolwiek wcześniej zbadanie przepływu materii wokół młodej gwiazdy znajdującej się w ciemnym obłoku CB26.

Ralf Launhardt, lider grupy w Instytucie Astronomii Maxa Plancka, oraz jego współpracownicy przeprowadzili obserwacje, które umożliwiły ustalenie istotnego elementu standardowego scenariusza formowania się gwiazd. Odkryli oni mechanizm, który wyjaśnia, w jaki sposób obłoki gazu mogą się skurczać, tworząc nową gwiazdę, bez rozrywania się pod wpływem własnej rotacji.

Nowe gwiazdy powstają, gdy gaz w kosmicznym obłoku wodoru ulega skurczeniu pod wpływem własnej grawitacji, co prowadzi do wzrostu temperatury. Kiedy gęstość i temperatura osiągną pewien próg, rozpoczyna się proces syntezy jądrowej, w którym jądra wodoru łączą się, tworząc jądra helu. Energia uwolniona w tym procesie sprawia, że gwiazdy świecą. Jednak istnieje pewna komplikacja związana z tym procesem. Żaden gazowy obłok w kosmosie nie jest całkowicie nieruchomy – wszystkie obłoki obracają się przynajmniej nieznacznie. W miarę kurczenia się gazu, rotacja staje się coraz szybsza. Fizycy określają to jako „zachowanie momentu pędu”.

Problem i jego (potencjalne) rozwiązanie
Dla procesu formowania się gwiazd, to stanowi potencjalny problem. Szybkie wirowanie powoduje siły odśrodkowe, które wypychają materię z osi obrotu. W przypadku huśtawki lub karuzeli, jest to część zabawy: gdy karuzela się obraca, krzesełka podtrzymywane łańcuchami są wyrzucane na zewnątrz. Jednak w przypadku protogwiazd, siły odśrodkowe mogą być śmiertelne. Jeśli wystarczająca ilość materii zostanie wyrzucona, gdy obłok kurczy się i zwiększa swoją rotację, może nie pozostać wystarczająco dużo materii, aby w ogóle uformować protogwiazdę!

Jest to znane jako „problem momentu pędu” w formowaniu się gwiazd. Teoretyczne rozwiązanie przynajmniej części tego problemu zostało odkryte w latach 80. XX wieku. Gdy dodatkowy materiał opada na rozwijającą się centralną protogwiazdę, tworzy się tzw. dysk akrecyjny – płaski, wirujący dysk z gazu i pyłu, którego materia ostatecznie opada na protogwiazdę w centrum. Fizyka dysków akrecyjnych jest dość skomplikowana: część gazu w dysku staje się plazmą, gdzie atomy wodoru rozpadają się na elektrony i protony. W miarę obrotu plazmy w dysku, tworzy się pole magnetyczne. To pole magnetyczne wpływa na przepływ plazmy: niewielka ilość plazmy dryfuje wzdłuż linii pola magnetycznego. Cząsteczki plazmy czasami zderzają się z elektrycznie neutralnymi cząstkami, przez co część gazu molekularnego jest również unoszona. Te cząsteczki tworzą „wiatr dyskowy”, który może odebrać dyskowi znaczną ilość momentu pędu. Utrata momentu pędu spowalnia rotację, zmniejsza siły odśrodkowe i może rozwiązać problem momentu pędu protogwiazdy.

Od hipotezy do obserwacji
Początkowo ten scenariusz był tylko prawdopodobną hipotezą. Dla obserwatora na Ziemi struktura takiego dysku akrecyjnego wokół nawet najbliższej nowo powstałej gwiazdy jest naprawdę bardzo mała. Dlatego dopiero po 20 latach astronomowie znaleźli wstępne dowody na istnienie rotacji tego typu przepływu masy. W 2009 roku Ralf Launhardt i jego współpracownicy z Instytutu Astronomii Maxa Plancka byli w stanie zaobserwować wypływ materii wokół młodej gwiazdy w małym obłoku wodoru o nazwie CB26. CB26 znajduje się w odległości mniejszej niż 460 lat świetlnych od Ziemi i jest jednym z najbliższych znanych systemów dyskowych wokół protogwiazdy.

Obserwacje, o których mowa, zostały przeprowadzone przy użyciu radioteleskopów pracujących na długościach fal milimetrowych. W tym przypadku wykorzystano układ anten znany jako interferometr na Plateau de Bure. Dzięki temu sprytnemu połączeniu anten, radioteleskopy działają jak jedno, znacznie większe urządzenie radiowe. Radioteleskopy tego typu są w stanie wykrywać promieniowanie charakterystyczne dla różnych rodzajów cząsteczek, w tym tlenku węgla (CO). Kiedy cząsteczki poruszają się w stronę obserwatora lub oddalają się od niego, charakterystyczne promieniowanie jest przesunięte w kierunku nieco dłuższych lub krótszych długości fal (efekt Dopplera). Dzięki temu astronomowie są w stanie śledzić ruch gazu wzdłuż linii widzenia.

Obserwacje z 2009 roku potwierdziły, że wypływ gazu z młodej gwiazdy był faktycznie w ruchu, zgodnym z oczekiwaniami dla wirującego wiatru dyskowego, który odpowiada za usuwanie momentu pędu. Niemniej jednak, te obserwacje nie dostarczyły wystarczającej ilości szczegółowych informacji umożliwiających ocenę odległości między gwiazdą a miejscem, z którego wiatr został wystrzelony z dysku – istotnej cechy, która określa ilość momentu pędu przenoszonego przez strumień gazu.

Obserwując wirujące wiatry dyskowe
Najnowsze wyniki, które zostały właśnie opublikowane, potwierdzają tę tezę. Launhardt i współpracownicy przeprowadzili obserwacje z dużo większą rozdzielczością kątową. Wykorzystali konfigurację obserwatorium Plateau de Bure, w której anteny radiowe zostały rozmieszczone znacznie dalej od siebie niż w przypadku wcześniejszych obserwacji. Dodatkowo, korzystali z zaawansowanego modelu fizyko-chemicznego dysku, co pozwoliło na odróżnienie wkładu pochodzącego od samego dysku od wkładu pochodzącego od wirującego wiatru dyskowego. Dzięki tym wszystkim czynnikom astronomowie byli w stanie określić wymiary stożkowego wypływu. W pobliżu dysku, dolny koniec stożka ma promień około 1,5 razy większy niż odległość między Ziemią a Neptunem – jest to wystarczająco dużo, aby wirujący wiatr dyskowy przenosił znaczną ilość momentu pędu! Co więcej, po raz pierwszy te wymiary zostały bezpośrednio określone na podstawie (zrekonstruowanych) obrazów.

Dzięki tym pomiarom, potwierdzono nasze argumenty: wirujący wiatr dyskowy może rzeczywiście rozwiązać większość problemów związanych z momentem pędu protogwiazd. Dodatkowo, Launhardt i współpracownicy byli w stanie porównać swoje pomiary z pośrednimi rekonstrukcjami wymiarów wiatru dyskowego w dziewięciu innych młodych układach gwiazda-dysk, które zostały opublikowane od czasu artykułu z 2009 roku. To porównanie wykazało wyraźną tendencję do wzrostu średniego promienia obszaru, z którego pochodzi wiatr dyskowy: na wczesnym etapie, przez pierwsze dziesiątki tysięcy lat, wiatry dyskowe są bardzo skoncentrowane, podczas gdy po około milionie lat stają się znacznie bardziej rozproszone.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPG

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dysku akrecyjnego wokół młodej gwiazdy i wypływającego wirującego wiatru dysku. Zmierzone światło od strony wiatru, który zmierza w naszą stronę, wydaje się przesunięte w kierunku niebieskim i tutaj ma kolor niebieski. Światło strony odwracającej się od nas jest przesunięte w stronę czerwieni i tym samym zabarwione na czerwono. Źródło: T. Müller, R. Launhardt (MPIA)


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 56.07 KiB | Przeglądany 9906 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 października 2023, 17:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Nowa mapa kosmosu precyzyjnie mierzy blisko 400 000 pobliskich galaktyk

Atlas Galaktyk Siena będzie nieocenionym narzędziem do badań nad formowaniem się i ewolucją galaktyk, falami grawitacyjnymi, ciemną materią i strukturą Wszechświata.

Mapowanie nocnego nieba jest nieodzowne dla poznania naszego Wszechświata. Teraz zarówno naukowcy, jak i astronomowie amatorzy mają dostęp do nowego atlasu – Siena Galaxy Atlas (SGA), który zawiera szczegółowe informacje o ponad 380 000 galaktyk. Ten zbiór danych dostarcza precyzyjnych pomiarów lokalizacji, kształtów i rozmiarów dużych pobliskich galaktyk. SGA obiecuje przynieść znaczące korzyści dla przyszłych badań astronomicznych i jest ogólnie dostępny online dla każdego. Badania zostały opublikowane w Astrophysical Journal Supplement.

Atlas Galaktyk Siena zawiera dane z trzech badań przeprowadzonych w latach 2014-2017, znanych jako DESI Legacy Survey. Zadaniem tych obserwacji było zidentyfikowanie celów galaktycznych dla Instrumentu Spektroskopowego Ciemnej Energii (DESI), który jest częścią międzynarodowego projektu zarządzanego przez Laboratorium Narodowe Lawrence Berkeley Departamentu Energii (Berkeley Lab). Dane zostały zebrane w dwóch obserwatoriach: Międzyamerykańskim Obserwatorium Cerro Tololo (CTIO) oraz Narodowym Obserwatorium Kitt Peak (KPNO), oba należące do programu NOIRLab NSF. Dodatkowo, dane zostały również zebrane w Steward Observatory Uniwersytetu Arizony.

Światło pochodzące od dużych pobliskich galaktyk może wpływać na nasze obserwacje odległego Wszechświata, które musimy dokładnie zmierzyć, aby móc zrozumieć i wyjaśnić tajemniczą siłę jaką jest ciemna energia. To właśnie ta siła przyspiesza ekspansję naszego Wszechświata – powiedział David Schlegel, badacz z Berkeley Lab i współprzewodniczący jednego z badań DESI Legacy Survey. Dlatego jednym z głównych celów atlasu było skatalogowanie, modelowanie i w miarę możliwości odejmowanie światła pochodzącego od tych pobliskich galaktyk od naszych obserwacji DESI, i udało nam się to osiągnąć. Tworząc ten atlas, uzyskaliśmy również szczegółowy obraz pobliskich galaktyk, który jest przydatny w wielu innych aspektach.

W ramach przeprowadzonych badań zarejestrowano obrazy w zakresie optycznym i podczerwonym, aby stworzyć mapę obszaru o powierzchni 20 000 stopni kwadratowych – co stanowi niemal połowę nocnego nieba. Dzięki temu SGA jest jednym z największych przeglądów galaktyk. Dane zgromadzone w SGA nie tylko obejmują ogromną liczbę obiektów, ale także osiągają nowy poziom dokładności. SGA stanowi także pierwsze źródło danych, które dostarcza informacji na temat profili jasności galaktyk.

Duże pobliskie galaktyki są niezwykle ważne, ponieważ umożliwiają nam przeprowadzenie bardziej szczegółowych badań niż w przypadku jakichkolwiek innych galaktyk we Wszechświecie; są naszymi kosmicznymi sąsiadami – powiedział John Moustakas, profesor fizyki na Siena College. Są nie tylko niesamowicie piękne, ale stanowią również klucz do zrozumienia procesów formowania i ewolucji galaktyk, w tym naszej własnej Drogi Mlecznej.

SGA jest wynikiem wielowiekowych wysiłków mających na celu stworzenie mapy nocnego nieba. Jednym z kultowych osiągnięć był opublikowany w 1888 roku przez Johna Louisa Emila Dreyera Catalogue des Nébuleuses et des Amas d'Étoiles (Nowy Ogólny Katalog Mgławic i Gromad Gwiazd). W 1991 roku astronomowie stworzyli Trzeci Referencyjny Katalog Jasnych Galaktyk (RC3). W ciągu ostatnich dwóch dekad opublikowano kilka innych wartościowych atlasów galaktyk, ale większość z nich opierała się na pomiarach fotograficznych zawartych w RC3 lub nie obejmowała dużej liczby galaktyk. SGA, korzystając z cyfrowych obrazów zarejestrowanych przy użyciu wyjątkowo czułych instrumentów, stanowi znaczną poprawę zarówno pod względem jakości danych, jak i ich kompletności.

Poprzednie kompilacje galaktyk miały problemy z nieprawidłowymi pozycjami, rozmiarami i kształtami galaktyk, a także zawierały wpisy, które nie były galaktykami, ale gwiazdami lub artefaktami – powiedział Arjun Dey, astronom z NOIRLab i współprowadzący przegląd DESI Legacy Survey. SGA rozwiązuje te problemy dla znacznej części nieba. Zapewnia również najbardziej precyzyjne pomiary jasności galaktyk, czego wcześniej nie udało nam się wiarygodnie osiągnąć dla próbki tej wielkości.

Ten wszechstronny zasób będzie mieć duży wpływ na postęp w wielu dziedzinach astronomii i astrofizyki, pomagając naukowcom znaleźć najlepsze próbki galaktyk do skoncentrowania swoich obserwacji. Na przykład, SGA poprawi nasze zrozumienie różnic w procesach formowania się gwiazd w różnych galaktykach, odkrywając wzorce i zależności. Będzie również przyczyniać się do badania fizycznych procesów, które wpływają na różnorodne morfologie galaktyk oraz do zrozumienia związku między rozmieszczeniem galaktyk a rozprzestrzenianiem się ciemnej materii we Wszechświecie. Jako mapa nieba, SGA będzie również pomocna w identyfikowaniu źródeł sygnałów przejściowych, takich jak fale grawitacyjne, co pozwoli nam lepiej zrozumieć zdarzenia, które je generują.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Berkeley Lab

Vega

Na ilustracji: Wybór 42 galaktyk Atlasu Galaktyk Siena ilustruje ogromną gamę typów, rozmiarów, kolorów, struktur wewnętrznych i środowisk galaktyk w SGA. Źródło: J. Moustakas i inni.


Załączniki:
B-SGA_mosaic-CC-2x-1440x1234.jpg
B-SGA_mosaic-CC-2x-1440x1234.jpg [ 152.94 KiB | Przeglądany 9897 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 października 2023, 18:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Nowe badania egzoplanet i technosygnatur radiowych

Nowe badania wykorzystują archiwum egzoplanet i symulacje układów planetarnych, aby zwiększyć efektywność wąskopasmowych poszukiwań SETI.

Naukowcy opublikowali nowe badanie w czasopiśmie Astronomical Journal, w którym wykorzystali znaną populację egzoplanet do ustalenia precyzyjniejszych progów dla wykrywania sygnałów inteligencji pozaziemskiej (ETI).

Wcześniejsze zalecenie dotyczące progu „szybkości dryfu” wynosiło 200 nHz, jednak badanie wykazało, że wartość 53 nHz jest wystarczająca w 99% przypadków znanych egzoplanet, a dla gwiazd bez znanych planet spada do zaledwie 0,44 nHz.

Te oparte na danych redukcje progu „szybkości dryfu” przynoszą znaczne oszczędności czasu obliczeniowego i zwiększają efektywność przyszłych kampanii SETI (Poszukiwanie pozaziemskiej inteligencji).

Wyniki tej pracy badawczej zapewniają bardziej wszechstronne pojęcie o tym, jak mogą wyglądać sygnały pochodzące z egzoplanet, które mogą wskazywać na obecność inteligencji pozaziemskiej. Oferują one nie tylko informacje dotyczące zakresu parametrów wyszukiwania technosygnatur, ale również możliwości interpretacji wykrytych sygnałów – powiedziała Li.

Ze względu na efekt Dopplera, sygnał radiowy wysyłany z odległej egzoplanety do Ziemi może mieć wyższą lub niższą częstotliwość, gdy jest obserwowany przez obserwatora na Ziemi. Ten efekt, zwany „szybkością dryfu”, powoduje, że przesunięcie częstotliwości zmienia się również w czasie ze względu na ruch między egzoplanetą a Ziemią.

W trakcie poszukiwań sygnałów radiowych z egzoplanet w ramach programu SETI, istotne jest uwzględnienie różnych czynników, które wpływają na tempo dryfu. Wśród tych czynników znajdują się m.in. orbita i rotacja egzoplanety oraz orbita i rotacja Ziemi.

Pierwsza część pracy Megan Grace Li skupiła się na egzoplanetach dostępnych w NASA Exoplanet Archive (NEA). Li przeprowadziła obliczenia rozkładów współczynnika dryfu orbitalnego dla ponad 5300 znanych egzoplanet. W rezultacie powstało narzędzie, które umożliwia naukowcom szybkie obliczenie oczekiwanych współczynników dryfu dla dowolnego układu egzoplanetarnego. Badacze odkryli, że 99% całkowitego rozkładu współczynnika dryfu mieści się w zakresie 53 nHz.

Dr Sofia Sheikh była mentorką i współpracowniczką Li oraz współautorką pracy. W swoim wcześniejszym artykule, Sheikh odkryła, że układy egzoplanetarne wykazywały dryf do 200 nHz w najbardziej ekstremalnych przypadkach i zasugerowała tę wartość jako progową. Praca Li opiera się na tych fundamentach, biorąc pod uwagę nie tylko maksymalne szybkości dryfu z ekstremalnych układów, ale także średnie lub najbardziej prawdopodobne szybkości dryfu ze wszystkich znanych układów. Wyniki te sugerują, że w wielu przypadkach współczynnik dryfu będzie na tyle niski, że możemy skoncentrować się na innych parametrach, takich jak pokrycie większej liczby częstotliwości lub przyspieszenie analizy zbiorów danych, bez obawy o pominięcie prawdziwych sygnałów – powiedziała Sheikh.

W drugiej części artykułu Li przeprowadziła symulację „bezstronnych” populacji egzoplanet, które mają lepsze reprezentowanie cech egzoplanet w całej losowej próbce galaktyki, a nie tylko tych najbardziej oczywistych. Przykładowo, znane egzoplanety często mają „krawędziowe” orbity, ponieważ są one łatwiejsze do wykrycia za pomocą dwóch najpopularniejszych metod poszukiwania planet – metody tranzytu i metody prędkości radialnych. Jednak orbity „krawędziowe” mają znacznie wyższy współczynnik dryfu niż planety o nachylonych lub przypadkowych orbitach w porównaniu do linii widzenia obserwatora. Li przeprowadziła symulację populacji bezstronnych egzoplanet, wykraczając poza powszechny przypadek orbity „krawędziowej” w NEA i uwzględniając różne ustawienia obserwacyjne. Zespół odkrył, że współczynnik dryfu wynoszący zaledwie 0,44 nHz dla dowolnej losowej gwiazdy byłby wystarczający do wykrycia 99% hipotetycznych sygnałów od każdej orbitującej egzoplanety.

Poszukiwanie dwukrotnie większej liczby częstotliwości dryfu – na przykład do 2 nHz zamiast 1 nHz – wymaga dwukrotnie większej ilości obliczeń dla niskich częstotliwości dryfu. Te nowe badania, które zmniejszają zalecane limity o współczynnik 4 (dla gwiazd ze znanymi planetami) lub ponad 400 (dla gwiazd bez znanych planet), znacznie redukują ilość niepotrzebnych obliczeń i umożliwiają przyszłym badaczom SETI precyzyjne dostrojenie parametrów szybkości dryfu w ich poszukiwaniach, aby lepiej odpowiadały konkretnym układom, które obserwują.

Te nowe, węższe zakresy maksymalnych szybkości dryfu stanowią istotny wzrost wydajności w poszukiwaniu potencjalnych sygnałów radiowych pochodzących od technologicznie zaawansowanego życia pozaziemskiego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SETI

Vega

Na ilustracji: Ilustracja orbit egzoplanet wokół gwiazd. Źródło: Zayna Sheikh


Załączniki:
DriftRatePaper_Graphic-Zayna-Sheikh.jpg
DriftRatePaper_Graphic-Zayna-Sheikh.jpg [ 179.42 KiB | Przeglądany 9408 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 października 2023, 18:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Zaobserwowano drugi najjaśniejszy w historii rozbłysk gamma tworzący pierwiastki potrzebne do życia

Naukowcy zaobserwowali powstanie rzadkich pierwiastków chemicznych w drugim najjaśniejszym rozbłysku gamma, co rzuca nowe światło na sposób powstawania ciężkich pierwiastków.

Naukowcy przeprowadzili badania nad niezwykle jasnym rozbłyskiem gamma GRB 230307A, który został spowodowany połączeniem gwiazd neutronowych. Wybuch ten został zaobserwowany przy użyciu różnych teleskopów naziemnych i kosmicznych, takich jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, Teleskop Fermiego i Obserwatorium Swift.

25 października 2023 roku, międzynarodowy zespół badawczy opublikował swoje odkrycia w prestiżowym czasopiśmie Nature. Ich badania ujawniły odkrycie ciężkiego pierwiastka chemicznego tellur, który powstał w wyniku eksplozji.

Inne pierwiastki, takie jak jod i tor, które są niezbędne do podtrzymania życia na Ziemi, prawdopodobnie również znajdą się wśród materii wyrzuconej przez eksplozję, znaną również jako kilonowa.

Dr Ben Gompertz, adiunkt astronomii na Uniwersytecie w Birmingham i współautor badania, wyjaśnia, że błyski gamma powstają w wyniku potężnych strumieni podróżujących niemal z prędkością światła. W przypadku tego badania, błyski gamma były spowodowane zderzeniem dwóch gwiazd neutronowych. Gwiazdy te spędziły kilka miliardów lat zbliżając się do siebie po spirali, a następnie zderzyły się, tworząc rozbłysk gamma, który został zaobserwowany w marcu tego roku. Miejsce połączenia znajduje się w przybliżeniu na długości Drogi Mlecznej (około 120 000 lat świetlnych) poza macierzystą galaktyką, co sugeruje, że musiały zostać wyrzucone razem.

Zderzające się gwiazdy neutronowe zapewniają warunki potrzebne do syntezy bardzo ciężkich pierwiastków, a radioaktywny blask tych nowych pierwiastków zasilił kilonową, którą wykryliśmy, gdy wybuch wygasł. Kilonowe są niezwykle rzadkie i bardzo trudne do zaobserwowania i zbadania, dlatego to odkrycie jest tak ekscytujące.

Rozbłysk gamma GRB 230307A był jednym z najjaśniejszych, jakie kiedykolwiek zaobserwowano – był ponad milion razy jaśniejszy niż cała Galaktyka Drogi Mlecznej razem wzięta. To drugi przypadek wykrycia pojedynczych ciężkich pierwiastków za pomocą obserwacji spektroskopowych po fuzji gwiazd neutronowych. Odkrycie to dostarcza nieocenionego wglądu w proces tworzenia tych istotnych elementów budulcowych, niezbędnych do życia.

Główny autor badania, profesor astrofizyki Andrew Levan z Uniwersytetu Radboud w Holandii, podkreślił znaczenie odkrycia, mówiąc: Mija nieco ponad 150 lat od czasu, gdy Dmitrij Mendelejew opracował układ okresowy pierwiastków, a teraz wreszcie możemy zacząć uzupełniać ostatnie luki w naszym zrozumieniu tego, skąd pochodzą wszystkie te pierwiastki, dzięki teleskopowi Jamesa Webba.

Rozbłysk GRB 230307A trwał 200 sekund, co przypisuje mu klasyfikację jako długi błysk gamma. Jest to niezwykłe, ponieważ krótkie błyski gamma, trwające krócej niż dwie sekundy, częściej wynikają z połączenia gwiazd neutronowych. Z kolei długie błyski gamma, takie jak ten, zazwyczaj są spowodowane śmiercią masywnej gwiazdy.

Naukowcy obecnie dążą do zgłębienia wiedzy na temat mechanizmów, które kierują fuzją gwiazd neutronowych oraz jak te procesy napędzają potężne eksplozje, podczas których tworzone są różnorodne pierwiastki.

Dr Samantha Oates, współautorka badania, powiedziała: Zaledwie kilka lat temu odkrycie to nie byłoby możliwe, ale dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Jamesa Webba możemy obserwować te fuzje z niezwykłą szczegółowością.

Dr Gompertz podsumowuje: Do niedawna nie mieliśmy pojęcia, że fuzje mogą generować rozbłyski gamma trwające dłużej niż dwie sekundy. Naszym kolejnym celem jest odnalezienie większej liczby takich długotrwałych fuzji oraz lepsze zrozumienie tego, co je napędza – oraz czy powstają w nich nawet ciężkie pierwiastki. To odkrycie otworzyło drzwi do rewolucyjnego zrozumienia naszego Wszechświata i sposobu, w jaki funkcjonuje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Birmingham

Vega

Na ilustracji: Przed połączeniem gwiazdy przebyły odległość równą w przybliżeniu długości Drogi Mlecznej (około 120 000 lat świetlnych) poza swoją macierzystą galaktyką. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Andrew Levan (IMAPP, Warw)


Załączniki:
stsci-01hawergs3j80eb4nmeff4s3t31.x6cce1bb4.png
stsci-01hawergs3j80eb4nmeff4s3t31.x6cce1bb4.png [ 2.35 MiB | Przeglądany 9232 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: 1410 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 66, 67, 68, 69, 70, 71  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 8 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