Dzisiaj jest 26 lipca 2021, 01:11

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 925 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 42, 43, 44, 45, 46, 47  Następna
Autor Wiadomość
Post: 22 maja 2021, 15:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Reliktowa czarna dziura w galaktyce karłowatej

Korzystając z nowej techniki, naukowcy zidentyfikowali supermasywną czarną dziurę czającą się w galaktyce o niskiej masie i metaliczności. Czy to odkrycie może być tylko wierzchołkiem góry lodowej?

Polowanie na zalążki
Jak powstały pierwsze supermasywne czarne dziury – czarne dziury o masie milionów lub miliardów mas Słońca?

Dzisiaj wiemy, że olbrzymie czarne dziury znajdują się w sercach większości galaktyk. Wiele z nich znacznie się powiększyło od czasu powstania, poprzez fuzje galaktyk i akrecję masy wokół nich. Ale czy zaczynały one jako duże gwiazdy? Czy też zapadły się bezpośrednio z obłoków molekularnych? A może powstały w wyniku fuzji mniejszych czarnych dziur?

Aby zidentyfikować zalążki supermasywnych czarnych dziur i odpowiedzieć na te pytania, musimy zbadać najmniej zaburzone supermasywne czarne dziury, jakie możemy dzisiaj znaleźć. Małe galaktyki o niskiej metaliczności – te, które miały spokojną kosmiczną historię, pozbawioną zderzeń napędzających znaczący wzrost czarnych dziur – są zatem idealnymi celami do poszukiwania reliktów zalążków supermasywnych czarnych dziur.

Haczyk? To są właśnie środowiska, w których trudno jest dostrzec czarne dziury!

Nowe podejście
Najłatwiejsze do wykrycia czarne dziury to te, które aktywnie się żywią, znane jako aktywne jądra galaktyk (AGN). Jednak typowa metoda identyfikacji AGN – która opiera się na specyficznych sygnaturach w widmie optycznym źródła – jest nieobiektywna w stosunku do galaktyk o niskiej metaliczności i względnie wolnych od zderzeń, przez co nie uwzględnia dokładnie tej populacji, którą chcemy znaleźć! Tylko garstka galaktyk aktywnych została zidentyfikowana w galaktykach karłowatych, a większość z nich znajduje się w środowiskach o wysokiej metaliczności. Jak więc znaleźć nasze reliktowe zalążki?

Według zespołu naukowców, kierowanego przez Jennę Cann (George Mason University), nadszedł czas na inne podejście. Zamiast polegać na sygnaturach optycznych, Cann i jej współpracownicy skupiają się na poszukiwaniu linii koronalnych – linii emisyjnych w bliskiej podczerwieni, wytwarzanych przez jony wzbudzane przez wysokoenergetyczne promieniowanie. Obecność tych linii może ujawnić ukryte AGN-y, nawet jeżeli galaktyka nie wykazuje oznak AGN w emisji optycznej.

Odkrycie reliktu
W najnowszym badaniu Cann i jej zespół dowodzą, że ich unikalna metoda działa: wykryli linię koronalną w J1601+3113: pobliskiej galaktyce o niskiej metaliczności, która ma zaledwie 1/10 masy Wielkiego Obłoku Magellana! Detekcja autorów badania jest zgodna z obecnością supermasywnej czarnej dziury o masie około 100 000 mas Słońca, co otwiera okno na dokładnie takie zalążki reliktowych czarnych dziur, jakie mamy nadzieję znaleźć.

Odkrycie Cann i współpracowników oznacza, że po raz pierwszy zidentyfikowano AGN w galaktyce o niskiej masie, niskiej metaliczności, w której nie ma optycznych oznak aktywności AGN, co podkreśla, że technika linii koronalnej może pomóc nam w znalezieniu aktywnych galaktyk, które w przeciwnym razie mogłyby pozostać niewykryte.

A dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Jamesa Webba, który ma zostać wystrzelony w 2021 roku, będziemy wkrótce (miejmy nadzieję!) zbierać widma w podczerwieni z niespotykaną dotąd czułością. Przy odrobinie szczęścia będziemy mieli dostęp do nowej, niezwykłej populacji lekkich AGN-ów ukrywających się w małych galaktykach o niskiej metaliczności – a wraz z nią cenne spojrzenie w to, jak te obiekty się narodziły.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Henize 2-10 jest przykładem galaktyki karłowatej, w której znajduje się aktywne jądro galaktyczne. Źródło: [Promieniowanie rentgenowskie: (NASA/CXC/Virginia/A.Reines i inni); Radiowe (NRAO/AUI/NSF); Optyczne (NASA/STScI)]


Załączniki:
he210.jpg
he210.jpg [ 446.32 KiB | Przeglądany 1405 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 maja 2021, 17:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Co szybkie błyski radiowe mówią nam o halo galaktyk

W ostatnich latach zarejestrowaliśmy setki krótkich, silnych błysków światła pochodzących spoza naszej galaktyki. W nowej pracy naukowcy wykorzystują te enigmatyczne szybkie błyski radiowe (FRB), aby dowiedzieć się czegoś o gorącym gazie wokół galaktyk.

Epicka podróż
Szybkie błyski radiowe to intensywne wybuchy emisji radiowej, które trwają zaledwie milisekundy. U ich źródła, światło tych potężnych erupcji zawiera w jednej milisekundzie tyle energii, ile Słońce emituje w ciągu 3 dni. Jednak FRB powstają głównie w odległych źródłach, które mogą się znajdować miliardy lat świetlnych od nas – światło ma więc przed sobą długą podróż.

Aby dotrzeć do nas, emisja ta najpierw przechodzi przez lokalne otoczenie źródła, następnie przez ośrodek międzygwiazdowy (ISM) galaktyki gospodarza, a potem przez halo tej galaktyki. Po uwolnieniu się z galaktyki, światło musi przemierzyć ośrodek międzygalaktyczny (IGM) – potencjalnie przechodząc przez interweniujące halo galaktyczne – zanim ostatecznie trafi do środowiska okołogalaktycznego wokół Drogi Mlecznej. Tam podróżuje przez halo i ośrodek międzygwiazdowy Galaktyki i w końcu dociera do naszych detektorów tutaj, na Ziemi.

Ta epicka podróż najeżona jest wieloma przeszkodami: emisja rozbłysków napotyka skupiska gorącego, zjonizowanego i turbulentnego gazu spowalniającego jej przejście i pozostawia wyraźne ślady na sygnale, który ostatecznie widzimy. W nowych badaniach prowadzonych przez Stellę Ocker (Uniwersytet Cornella), naukowcy wykorzystali te ślady do zbadania zjonizowanego gazu, który znajduje się pomiędzy nami a odległymi FRB.

Ograniczenia wynikające z błysków i impulsów
Ocker i jej współpracownicy łączą wiele różnych metod diagnostycznych:

- rozproszenie błysków, które występuje, gdy różne częstotliwości światła przechodzą przez gaz interweniujący z różnymi prędkościami;
- impulsy i poszerzenie kątowe, lub rozmycie w czasie i przestrzeni spowodowane rozproszeniem, gdy światło przemieszcza się wieloma różnymi drogami w gazie;
- scyntylacja, czyli migotanie źródła zwartego spowodowane turbulencją w ośrodku pośredniczącym.

Aby rozdzielić względny udział zjonizowanego gazu w różnych regionach podróży FRB, autorzy pracy wykorzystali dane pochodzące od wielu FRB rozmieszczonych wzdłuż różnych linii widzenia przechodzących przez różne części naszej galaktyki. Połączyli te informacje z dalszymi danymi pochodzącymi od pulsarów – pulsujących, namagnesowanych gwiazd neutronowych – które znajdują się wewnątrz naszej galaktyki, aby lepiej zrozumieć fluktuacje gęstości wzdłuż tych różnych linii widzenia.

Pomniejszenie zasług halo
Dzięki swojej pracy Ocker i współpracownicy byli w stanie wyznaczyć górną granicę rozpraszania, jakie halo Drogi Mlecznej wnosi do badanych przez nich FRB. Następnie naukowcy porównali te wyniki z danymi pochodzącymi z sygnałów FRB, które w drodze do nas przeszły przez dodatkowe, przenikające się halo galaktyk. Stwierdzili, że udział rozpraszania z innym halo jest zgodny z górnymi limitami wyznaczonymi dla halo Drogi Mlecznej.

Badania Ocker i jej współpracowników sugerują, że halo galaktyk ma bardzo mały wpływ na rozpraszanie światła w FRB. Chociaż dodatkowe dane dotyczące FRB i pulsarów będą pomocne w wyznaczeniu większej ilości linii widzenia, praca ta stanowi cenny krok w wyodrębnianiu różnych rezerwuarów zjonizowanego gazu, aby ostatecznie zbadać fluktuacje gęstości w naszym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca drogę szybkiego błysku radiowego FRB 181112 podróżującego z odległej galaktyki do Ziemi. Po drodze rozbłysk przechodzi przez halo galaktyki pośredniej. Źródło: ESO/M. Kornmesser.


Załączniki:
eso1915a-scaled.jpg
eso1915a-scaled.jpg [ 223.41 KiB | Przeglądany 1395 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 maja 2021, 18:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
ALMA odkrywa najbardziej starożytną galaktykę spiralną

Analizując dane uzyskane dzięki Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), naukowcy znaleźli galaktykę o spiralnej morfologii, gdy Wszechświat miał zaledwie 1,4 mld lat. Jest to najbardziej starożytna galaktyka tego typu, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Odkrycie galaktyki o spiralnej strukturze na tak wczesnym etapie jest istotną wskazówką do rozwiązania klasycznych pytań astronomii: „Jak i kiedy uformowały się galaktyki spiralne?”

Galaktyka Drogi Mlecznej, w której żyjemy, jest galaktyką spiralną. Galaktyki spiralne są podstawowymi obiektami we Wszechświecie, stanowiąc aż 70% całkowitej liczby galaktyk. Jednakże badania wykazały, że liczba galaktyk spiralnych gwałtownie maleje, gdy spojrzymy wstecz na historię Wszechświata. Kiedy zatem powstały galaktyki spiralne?

Takafumi Tsukui, główny autor pracy badawczej opublikowanej w czasopiśmie Science, i jego opiekun Satoru Iguchi, profesor z SOKENDAI i Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii, zauważyli galaktykę nazwaną BRI 1335-0417 w Archiwum Naukowym ALMA. Galaktyka ta istniała 12,4 mld lat temu i zawierała dużą ilość pyłu, który przesłania światło gwiazd, co utrudnia szczegółowe badanie tej galaktyki w świetle widzialnym. Z drugiej strony ALMA może wykryć emisję radiową jonów węgla w galaktyce, co pozwala astronomom zbadać, co się w niej dzieje.

Naukowcy znaleźli strukturę spiralną rozciągającą się około 15 000 lat świetlnych od centrum galaktyki: ⅓ rozmiaru Drogi Mlecznej. Szacowana całkowita masa gwiazd i materii międzygwiazdowej w BRI 1335-0417 jest w przybliżeniu identyczna jak w Galaktyce.

Ponieważ BRI 1335-0417 jest bardzo odległym obiektem, możemy nie być w stanie zobaczyć w tej obserwacji prawdziwej krawędzi galaktyki – komentuje Tsukui. Jak na galaktykę, która istniała we wczesnym Wszechświecie, BRI 1335-0417 była olbrzymia.

Nasuwa się więc pytanie, w jaki sposób ta wyraźna spiralna struktura uformowała się w ciągu zaledwie 1,4 mld lat od Wielkiego Wybuchu? Naukowcy rozważali wiele możliwych przyczyn i zasugerowali, że może to być spowodowane interakcją z małą galaktyką. BRI 1335-0417 aktywnie tworzy gwiazdy, a naukowcy odkryli, że gaz w zewnętrznej części galaktyki jest niestabilny grawitacyjnie, co sprzyja formowaniu się gwiazd. Taka sytuacja prawdopodobnie ma miejsce, gdy duża liczba gazu jest dostarczana z zewnątrz, prawdopodobnie w wyniku kolizji z mniejszymi galaktykami.

Los BRI 1335-0417 również jest owiany tajemnicą. Uważa się, że galaktyki, które w starożytnym Wszechświecie zawierały duże ilości pyłu i aktywnie tworzyły gwiazdy, są przodkami olbrzymich galaktyk eliptycznych, w obecnym Wszechświecie. W takim razie BRI 1335-0417 w przyszłości zmieni swój kształt z galaktyki spiralnej w galaktykę eliptyczną. Albo, wbrew konwencjonalnemu poglądowi, może pozostać galaktyką spiralną przez długi czas. BRI 1335-0417 odegra istotną rolę w badaniu ewolucji kształtu galaktyk w długiej historii Wszechświata.

Nasz Układ Słoneczny znajduje się w jednym z ramion spiralnych Drogi Mlecznej. Śledzenie korzeni struktury spiralnej dostarczy nam wskazówek co do środowiska, w którym narodził się Układ Słoneczny. Mamy nadzieję, że te badania przyczynią się do dalszego postępu w naszym rozumieniu historii formowania się galaktyk – wyjaśnia Iguchi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega

Na ilustracji: Obraz galaktyki BRI 1335-0417 wykonany przy pomocy ALMA. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), T. Tsukui & S. Iguchi


Załączniki:
BRI1135_CII_mom0.png
BRI1135_CII_mom0.png [ 90.97 KiB | Przeglądany 1209 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 maja 2021, 15:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Droga Mleczna jednak nie jest niezwykła

Szczegółowe badania przeprowadzone przez astronomów z Uniwersytetu w Sydney nad galaktyką oddaloną od nas o 320 mln lat świetlnych ujawniają jej uderzające podobieństwo do naszej Drogi Mlecznej.

Opublikowany dzisiaj (25 maja 2021 r.) pierwszy szczegółowy przekrój galaktyki bardzo podobnej do Drogi Mlecznej ujawnia, że nasza galaktyka ewoluowała stopniowo a nie doświadczyła gwałtownego zderzenia. Odkrycie to poddaje w wątpliwość historię powstawania naszego domu.

Okazuje się, że galaktyka, nazwana UGC 10738, ma wyraźne „grube” i „cienkie” dyski, podobne do tych w Drodze Mlecznej. Sugeruje to, wbrew wcześniejszym teoriom, że takie struktury nie są wynikiem rzadkiego, dawno minionego zderzenia z mniejszą galaktyką. Wygląda na to, że są one produktem bardziej pokojowych zmian.

I to zmienia zasady gry. Oznacza to, że nasz dom w galaktyce spiralnej nie jest wynikiem dziwnego wypadku. Wręcz przeciwnie, jest typowy.

Odkrycia dokonał zespół kierowany przez dr. Nicholasa Scotta i dr. Jesse van de Sande z australijskiego ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D) oraz Szkoły Fizyki na Uniwersytecie w Sydney.

Nasze obserwacje wskazują, że cienkie i grube dyski Drogi Mlecznej nie powstały w wyniku olbrzymiego zderzenia, ale w wyniku czegoś w rodzaju „domyślnej” ścieżki formowania się i ewolucji galaktyk – powiedział dr Scott.

Na podstawie tych wyników sądzimy, że galaktyki ze szczególnymi strukturami i właściwościami Drogi Mlecznej mogłyby być opisane jako te „normalne”.

Wniosek ten ma dwie głębokie konsekwencje.

Do tej pory uważano, że grube i cienkie dyski Drogi Mlecznej powstały w wyniku rzadkiego, gwałtownego zderzenia, a więc prawdopodobnie nie występują w innych galaktykach spiralnych.

Nowe badania pokazują, że ewoluowały one „naturalnie”, bez katastrofalnych interwencji. Oznacza to, że galaktyki typu Drogi Mlecznej są prawdopodobnie bardzo powszechne.

Oznacza to także, że możemy wykorzystać istniejące bardzo szczegółowe obserwacje Drogi Mlecznej jako narzędzia do lepszej analizy znacznie bardziej odległych galaktyk, których z oczywistych powodów nie możemy tak dobrze zobaczyć – mówi dr Scott.

Badania pokazują, że UGC 10738, podobnie jak Droga Mleczna, ma gruby dysk składający się głównie ze starożytnych gwiazd – rozpoznawalnych po niskim stosunku żelaza do wodoru i helu. Gwiazdy w jej cienkim dysku są młodsze i zawierają więcej metalu.

Chociaż takie dyski były obserwowane wcześniej w innych galaktykach, nie można było stwierdzić, czy mają one ten sam typ rozmieszczenia gwiazd – a zatem podobne pochodzenie.

Naukowcy rozwiązali ten problem używając Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) do obserwacji UGC 10738, znajdującej się w odległości 320 mln lat świetlnych.

Galaktyka jest ustawiona „krawędzią” pod kątem w stosunku do nas, więc patrząc na nią możemy zobaczyć przekrój jej struktury.

Korzystając z instrumentu MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) zainstalowanym na VLT, naukowcy byli w stanie ocenić stosunek metali w gwiazdach w grubych i cienkich dyskach.

Były one całkiem podobne do tych w Drodze Mlecznej – stare gwiazdy w grubym dysku i młodsze w cienkim. Przyglądamy się innym galaktykom, aby się upewnić, ale jest to dość mocny dowód na to, że obie galaktyki ewoluowały w ten sam sposób – mówi dr van de Sande.

Współautor pracy, prof. Ken Freeman z Australian National University powiedział: Jest to ważny krok naprzód w zrozumieniu, jak galaktyki dyskowe gromadziły się dawno temu. Wiele wiemy o tym, jak uformowała się Droga Mleczna, ale zawsze istniała obawa, że nie jest ona typową galaktyką spiralną. Teraz możemy zobaczyć, że formowanie się Drogi Mlecznej jest dość typowe dla tego, jak powstały inne galaktyki dyskowe.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sydney

Vega

Na ilustracji: Galaktyka UGC 10738, widziana bokiem przez VLT, pokazuje wyraźne grube i cienkie dyski. Źródło: Jesse van de Sande/European Southern Observatory


Załączniki:
265482_web.jpg
265482_web.jpg [ 33.68 KiB | Przeglądany 1056 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: 27 maja 2021, 16:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
W centrach większości galaktyk znajdują się czarne dziury tak masywne – do kilku mld razy masywniejsze od naszego Słońca – że zyskały miano „supermasywnych”. Zwykła czarna dziura o masie gwiazdowej jest zaledwie 10 do 100 razy masywniejsza od Słońca. Poznanie tych supermasywnych czarnych dziur pomoże astronomom zrozumieć pochodzenie i ewolucję galaktyk. Jednym z otwartych pytań jest to, czy mogą one tworzyć układy podwójne.

Czarne dziury o masie gwiazdowej tworzą układy podwójne, dwie czarne dziury okrążające siebie nawzajem, jeżeli powstają w wyniku kolapsu układu podwójnego gwiazd, lub gdy dwie czarne dziury pochwycą się wzajemnie dzięki swojemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Zbliżają się do siebie po spirali, by w końcu połączyć się w tak potężnym zdarzeniu, że wyśle ono falę w czasie i przestrzeni, znaną jako fala grawitacyjna. Kilka lat temu detektor fal grawitacyjnych LIGO po raz pierwszy wykrył takie fale powstałe w wyniku podobnego zdarzenia.

Teoretycznie, w wyniku połączenia się dwóch galaktyk może powstać podwójna czarna dziura rodzaju supermasywnego, ale jak dotąd astronomowie nie wykryli jednoznacznie ani jednego takiego przypadku. Na czele tych poszukiwań stoi profesor astronomii i astrofizyki z Penn State, Michael Eracleous.

Około dziesięć lat temu opublikowano kilka prac, w których twierdzono, że udało się wykryć podwójne supermasywne czarne dziury. Już jako student pracowałem nad takimi układami, więc poczułem się zmuszony do rozpoczęcia projektu mającego na celu zebranie dużej ilości danych, aby móc przedstawić kontrargumenty do twierdzeń zawartych w tych pracach. Kiedy już się w to zagłębiłem, zobaczyłem, jak bardzo jest to związane z ewolucją galaktyk – powiedział prof. Eracleous.

Jak więc szukać coś, czego się nigdy nie widziało?

W wielu dziedzinach astronomii obserwacje znajdują się na pierwszym miejscu – widzimy coś, co kształtuje naszą teorię. W przypadku podwójnych supermasywnych czarnych dziur, teoria napędza obserwacje. Dopóki takich nie znajdziemy, pytania brzmią: „Czy powinny istnieć?” i „Czy powinniśmy ich szukać?”. Odpowiedź na oba pytania brzmi: „Tak” – dodaje Eracleous.

Główną różnicą między supermasywnymi czarnymi dziurami a czarnymi dziurami o masie gwiazdowej jest gaz. Kiedy gwiazdowe czarne dziury tworzą się po eksplozji gwiazdy w postaci supernowej, większość gazu jest wyrzucana. Uważa się jednak, że supermasywne czarne dziury przenoszą ze sobą gazy emitujące sygnały świetlne, które mogą być wykryte przez duże teleskopy wyposażone w spektrografy tutaj na Ziemi, takie jak 11-metrowy Teleskop Hobby’ego-Eberly’ego (HET).

Eracleous wyjaśnił, że gazy te są wykrywane przez spektrograf jako linie emisyjne o określonej długości fali i mogą stanowić klucz do identyfikacji układów podwójnych supermasywnych czarnych dziur. Gdy czarne dziury krążą wokół siebie, linie emisji gazów przesuwają się w wyniku efektu Dopplera. Linie emisyjne z jednej czarnej dziury są przesunięte w kierunku dłuższych fal, a te z drugiej w kierunku krótszych. Naukowcy spodziewają się więc dwóch oddzielnych linii emisyjnych, po jednej dla każdej czarnej dziury.

Oczywiście, same poszukiwania nie są takie proste. Ze względów praktycznych, takich jak ograniczona dostępność czasowa różnych teleskopów niezbędnych do prowadzenia takich obserwacji, astronomowie nie mogą po prostu obserwować i czekać, aż zobaczą charakterystyczne oznaki supermasywnego układu podwójnego. Ale nie muszą tego robić. Zamiast tego, identyfikują kandydatów na podstawie wstępnych badań i regularnie sprawdzają, czy widma tych kandydatów zmieniły się tak, jak można by tego oczekiwać na podstawie modeli teoretycznych.

Proces ten jest powolny, ale Eracleous wyjaśnił, że gdy znajdą jedną podwójną supermasywną czarną dziurę, poszukiwania powinny nabrać tempa.

Astronomowie już teraz opracowują technologie, które pozwolą na te kolejne poszukiwania. Eracleous jest zaangażowany w planowanie Laser Interferometer Space Antenna (LISA). LISA jest dla LIGO tym, czym supermasywna czarna dziura dla gwiazdowej czarnej dziury. Podczas gdy LIGO składa się z dwóch czterokilometrowy laserów ustawionych względem siebie pod kątem prostym, trzy satelity LISA będą połączone laserem o długości 2,5 mln km, tworząc trójkąt równoboczny. Skala projektu LISA oraz fakt, że jest on zlokalizowany w przestrzeni kosmicznej oznacza, że może wykrywać fale grawitacyjne o małej długości, z dala od źródeł hałasu tutaj, na Ziemi.

LISA będzie dostrojona do wyszukiwania fal grawitacyjnych, takich jak te, które powstałyby w wyniku zderzenia się dwóch supermasywnych czarnych dziur – powiedział Eracleous.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PSU

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dwóch łączących się czarnych dziur. Źródło: ESA


Załączniki:
Two_merging_black_holes_pillars.jpg
Two_merging_black_holes_pillars.jpg [ 138.55 KiB | Przeglądany 996 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 maja 2021, 18:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Znalezienie odpowiedniego rodzaju eksplozji

Supernowe typu Ia są kamieniem milowym w pomiarach odległości pozagalaktycznych, dlatego ważne jest, abyśmy dobrze je rozumieli. W tej chwili naukowcy są prawie pewni, że supernowe typu Ia są wynikiem eksplozji białych karłów. Jednak sposób, w jaki one wybuchają, jest wciąż kwestią otwartą.

Aby biały karzeł eksplodował
Białe karły są pozostałościami po gwiazdach o stosunkowo niskiej masie, takich jak nasze Słońce. Są to w zasadzie odsłonięte jądra gwiazd, zwykle zdominowane przez węgiel i tlen, z zewnętrzną warstwą helu. Białe karły nie wytwarzają własnej energii. Zamiast tego, po prostu stygną, powoli wypromieniowując resztki energii pozostałej z czasów, gdy były częścią gwiazdy.

Jak więc sprawić, by coś takiego jak biały karzeł eksplodowało? Wystarczy dodanie masy! Jeżeli biały karzeł zgromadzi wystarczająco dużo materii od swojego towarzysza, może zbliżyć się do granicy Chandrasekhara wynoszącej 1,4 masy Słońca i eksplodować. Proces ten wydaje się dość prosty, ale okazuje się, że istnieje kilka potencjalnych sposobów na eksplozję białego karła.

Jeden ze scenariuszy zakłada „podwójną detonację”, w której helowa powłoka białego karła wybucha, wywołując następnie detonację węglowego jądra. Inny scenariusz rozważa układ podwójny białych karłów, w którym jeden akreuje materię i eksploduje, odrzucając drugiego.

Co ciekawe, obserwacje sugerują, że kombinacja tych dwóch scenariuszy – podwójny wybuch w układzie podwójnym białych karłów – może być prawdopodobnym protoplastą wielu supernowych typu Ia. Ważnym ograniczeniem w tym modelu jest to, że masa eksplodującego białego karła pozostaje już poniżej granicy Chandrasekhara.

Mając to na uwadze, grupa badaczy pod kierownictwem Kena Shen (Uniwersytet Kalifornijski w Berkeley) rozważała scenariusze wybuchów poniżej masy Chandrasekhara, z trudnym, ale realistycznym założeniem: że lokalna równowaga termodynamiczna (LTE) nie jest zachowana.

Eksplozje poza równowagą
Kiedy układ jest w LTE, energie i poziomy jonizacji cząstek w nim są w pewnej stałej relacji do siebie, a temperatura pozostaje stała w całym układzie. Istnieją scenariusze astrofizyczne, w których LTE jest bezpiecznym założeniem, na przykład w gwiazdach, ale z pewnością nie obowiązuje ona w przypadku zdarzenia takiego, jak supernowa.

Do modelowania wybuchów z założeniem innym niż LTE, Shen i współpracownicy użyli dwóch różnych kodów modelujących. Główną różnicą między nimi był czas obliczeń, a uruchomienie tych samych scenariuszy eksplozji w obu kodach pozwoliło zespołowi określić, czy bardziej wydajny czasowo kod będzie w stanie sprostać drugiemu. Dane wyjściowe modelu zawierały widma powstałych supernowych, jak również ich krzywe blasku w różnych filtrach.

Dopasowanie modelu
Shen i współpracownicy odkryli, że modelowe krzywe blasku pasują do obserwowanych supernowych aż do 15 dni po najjaśniejszym punkcie na krzywej blasku w paśmie B („maksimum w paśmie B”). Oznacza to, że kody z powodzeniem modelują również zaobserwowaną zależność zwaną zależnością Phillipsa – im jaśniejsze jest szczytowe magnitudo supernowej w paśmie B, tym wolniej będzie ona ewoluowała poza ten szczyt. Można to zobaczyć, wykreślając szczytową jasność pasma B względem jasności pasma B 15 dni po szczycie.

Widma modelowe są również dobrze dopasowane do obserwacji, czasami nawet do 30 dni po szczycie. Są one szczególnie dokładne w pobliżu szczytu, z wyjątkiem widm „pierwiastków o masie pośredniej”, które generalnie obejmują pierwiastki cięższe od węgla aż do wapnia.

Podsumowując, modele te doskonale pasują do szerokiego zakresu obserwowanych supernowych typu Ia w pobliżu szczytu jasności. Przyszłe modele będą musiały uwzględnić więcej warunków, ale niezachowanie lokalnej równowagi termojądrowej wydaje się być drogą, którą należy podążać.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Mechanizm powstawania supernowych typu Ia, w których biały karzeł akreuje masę od towarzysza (górny panel) aż do wybuchu jako supernowa (dolny panel). Źródło: NASA/CXC/M. Weiss


Załączniki:
artist_acc_wd_SneIa.jpg
artist_acc_wd_SneIa.jpg [ 543.78 KiB | Przeglądany 975 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 maja 2021, 19:09 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Nowe spostrzeżenia LIGO/Virgo na temat łączących się czarnych dziur

Od czasu wykrycia w 2015 roku pierwszego zdarzenia połączenia się dwóch czarnych dziur, detektory LIGO/Virgo zaobserwowały do końca września 2019 roku łącznie 47 pewnych zderzeń czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Co kryje się za tymi zdarzeniami? Drugi katalog fal grawitacyjnych jest już oficjalnie dostępny – i statystyki populacji także są!

Nowy katalog
W ostatnich latach detektory Advanced LIGO w Hanford (WA) i Livingston (LA) oraz detektor Advanced Virgo w Europie czuwały nad poszukiwaniem zmarszczek w czasoprzestrzeni, które dają nam znać, że para zwartych obiektów – czarnych dziur lub gwiazd neutronowych – wpadła w spiralę i się połączyła.

Podczas dwóch pierwszych biegów obserwacyjnych LIGO (O1 w latach 2015-16 i O2 w latach 2016-17) dwa detektory LIGO wykryły 11 przypadków połączeń. Po serii modernizacji detektorów, system powrócił do sieci w kwietniu 2019 roku na trzeci bieg (O3). W ciągu zaledwie 26 pierwszych tygodni pracy (O3a), LIGO/Virgo wspólnie odkryły kolejnych 36 połączeń.

W nowej publikacji zespół naukowców przedstawił drugi katalog zdarzeń fal grawitacyjnych (GWTC-2), który zawiera dane z O1, O2 i O3a. W towarzyszącej publikacji w Astrophysical Journal Letters, zespół przeanalizował szerszy zestaw wszystkich 47 zderzeń w katalogu, używając modeli populacyjnych, aby uzyskać głębszy wgląd we właściwości układów podwójnych oraz sposób formowania się i ewolucji tych układów.

Nauka o zderzeniach
Czego więc dowiedzieliśmy się od populacji GWTC-2?

1. Masa czarnej dziury jest bardziej skomplikowana niż wcześniej sądziliśmy.
Wszystkie łączące się czarne dziury w O1 i O2 miały masy pierwotne poniżej 45 mas Słońca, co jest zgodne z teorią, że czarne dziury o masach ~50-200 mas Słońca nie powinny być w stanie się uformować. Jednak O3a zawiera kilka czarnych dziur o masie pierwotnej powyżej 45 mas Słońca, więc nie możemy już modelować rozkładu masy pierwotnej jako pojedynczego prawa siły z ostrym odcięciem przy 45 masach Słońca. Może to sugerować, że patrzymy na różne populacje czarnych dziur, które uformowały się na różny sposób.

2. Niektóre czarne dziury mają spiny, które nie są zgodne z momentem pędu układu podwójnego.
Dziewięć z ostatnio wykrytych obiektów wykazuje niewłaściwe spiny, co jest kolejną wskazówką na temat ich powstawania. Okazuje się, że podwójne czarnych dziur, które powstają i ewoluują w izolowanych parach będą miała podobne spiny, podczas gdy układy podwójne czarne dziury tworzących się dynamicznie – na przykład w wyniku oddziaływań w gromadach gwiazd lub w dysku galaktyki aktywnej – powinny mieć izotropowo rozłożone spiny. Autorzy artykułu pokazują, że wirująca populacja GWTC-2 jest zgodna z 25-93% czarnych dziur tworzących się dynamicznie. To duży zakres, ale ważne jest to, że wskazuje to również na istnienie więcej niż jednego kanału formowania się!

3. Tempo łączenia się czarnych dziur prawdopodobnie wzrasta wraz z przesunięciem ku czerwieni
Uaktualnione szacunki sugerują, że podwójne czarne dziury łączą się w tempie 15-38 zdarzeń na gigaparsek sześcienny na rok, a podwójne gwiazdy neutronowe w tempie 80-810 zdarzeń na gigaparsek sześcienny na rok. Tempo fuzji wydaje się być wyższe przy wyższym przesunięciu ku czerwieni, ale ten wzrost nie dokładnie odpowiada znanemu wzrostowi tempa powstawania gwiazd z przesunięciem ku czerwieni.

Przed nami wspaniała zabawa
Te wnioski wyraźnie oznaczają ogromny wzrost naszego zrozumienia tego, jak i gdzie tworzą się i ewoluują układy podwójne czarnych dziur – ale wciąż mamy tak wiele do nauczenia się! Na szczęście przed nami jest jeszcze mnóstwo danych: zespół analizuje obecnie ostatnie 5 miesięcy danych z O3, a detektory są teraz modernizowane w ramach przygotowań do O4, który ma ruszyć w 2022 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Kadr z symulacji pokazującej, jak czarne dziury mogą oddziaływać na siebie w chaotycznych jądrach gromad kulistych. Źródło: Carl Rodriguez/Northwestern Visualization.


Załączniki:
fig1-1.png
fig1-1.png [ 351.25 KiB | Przeglądany 928 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 maja 2021, 18:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Gwiazdy neutronowe mogą być większe niż wyobrażano sobie wcześniej

Kiedy masywna gwiazda umiera, najpierw dochodzi do eksplozji supernowej. Następnie to, co zostaje, staje się albo czarną dziurą albo gwiazdą neutronową.

Taka gwiazda neutronowa jest najgęstszym ciałem niebieskim, jakie astronomowie mogą zaobserwować, z masą około 1,4 razy większą od Słońca. Jednak wciąż niewiele wiadomo na temat tych imponujących obiektów. Teraz, naukowiec z Florida State University opublikował w Physical Review Letters pracę, w której przekonuje, że nowe pomiary związane z zewnętrzną warstwą w jądrze atomu ołowiu mogą zmusić naukowców do ponownego przemyślenia teorii dotyczących całkowitego rozmiaru gwiazd neutronowych.

Ołów-208, izotop zawierający 82 protony i 126 neutronów, ma rodzaj jądra, które fizycy nazywają „podwójnie magicznym", ponieważ zarówno protony jak i neutrony są uporządkowane w powłokach wewnątrz jądra. Powłoki te sprawiają, że atom jest stosunkowo stabilny. Ponieważ powłoka neutronowa powstaje w wyniku tego, że wnętrze jądra jest tak gęste, że wyciska część neutronów na zewnątrz, pomiar grubości tej warstwy neutronów ujawnia gęstość jądra jako całości.

Krótko mówiąc, gwiazdy neutronowe mogą być większe niż naukowcy wcześniej przewidywali.

Wymiar tej zewnętrznej warstwy, to, jak się dalej rozciąga, jest czymś, co koreluje z rozmiarem gwiazdy neutronowej – powiedział Jorge Piekarewicz, profesor fizyki Roberta O. Lawtona.

Piekarewicz i jego koledzy odkryli, że nowy pomiar grubości zewnętrznej warstwy w jądrze atomu ołowiu sugeruje promień pomiędzy 13,25 a 15,25 kilometrów dla przeciętnej gwiazdy neutronowej. W oparciu o wcześniejsze eksperymenty na tej warstwie, inne teorie określają średni rozmiar gwiazd neutronowych na 10-12 kilometrów.

Praca Piekarewicza uzupełnia badania przeprowadzone przez fizyków z Lead Radius Experiment (PREX) w Thomas Jefferson National Accelerator Facility. Zespół PREX przeprowadził eksperymenty, które pozwoliły zmierzyć grubość warstwy neutronowej jądra ołowiu na 0,28 femtometra – czyli 0,28 bilionowej części milimetra.

Jądro atomowe składa się z neutronów i protonów. Jeżeli neutrony w jądrze przeważają nad protonami, dodatkowe neutrony tworzą warstwę wokół centrum jądra. Ta warstwa czystych neutronów nazywana jest skórą.

To właśnie grubość tej „skóry” zainteresowała zarówno fizyków eksperymentalnych, jak i teoretyków, ponieważ może ona rzucić światło na ogólny rozmiar i strukturę gwiazdy neutronowej. I chociaż eksperyment został przeprowadzony na ołowiu, ta fizyka ma zastosowanie w gwiazdach neutronowych – obiektów, które są kwintyliony (lub bilion milionów) razy większe niż jądro atomu.

Piekarewicz wykorzystał wyniki podane przez zespół PREX do obliczenia nowych ogólnych pomiarów gwiazd neutronowych.

Nie ma takiego eksperymentu, który moglibyśmy przeprowadzić w laboratorium, a który mógłby zbadać strukturę gwiazdy neutronowej – powiedział Piekarewicz. Gwiazda neutronowa jest tak egzotycznym obiektem, że nie jesteśmy w stanie odtworzyć jej w laboratorium. Tak więc wszystko, co można zrobić w laboratorium, aby poinformować nas o właściwościach gwiazdy neutronowej, jest bardzo pomocne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
FSU

Vega

Na ilustracji: Złożony obraz supernowej 1E0102.2-7219, w której centrum znajduje się gwiazda neutronowa. Źródło: Dzięki uprzejmości NASA


Załączniki:
NeutronstarWEB.jpg
NeutronstarWEB.jpg [ 173.74 KiB | Przeglądany 893 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 czerwca 2021, 14:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
W gwiazdozbiorze Tarczy odkryto masywną gromadę gwiazd w średnim wieku

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył masywną gromadę gwiazd w średnim wieku znajdującą się w kierunku konstelacji Tarczy. Obiekt ten, któremu nadano nazwę Valparaíso 1, leży około 7000 lat świetlnych od nas i zawiera co najmniej 15 000 gwiazd. Aby ją wykryć, połączono obserwacje z satelity Gaia oraz różnych teleskopów naziemnych. Wyniki zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Gromady otwarte to grupy gwiazd, które powstały razem i poruszają się razem, związane grawitacyjnie. Czyni je to naturalnymi laboratoriami do badań fizyki i życia gwiazda. Im więcej gwiazd znajduje się w gromadzie, tym bardziej jest ona użyteczna, ponieważ większa próbka daje większe szanse na znalezienie gwiazd w rzadszych fazach ewolucji.

Dlatego astronomowie poszukują najbardziej masywnych gromad gwiazd w naszej galaktyce, takich, w których znajduje się ponad 10 000 gwiazd. Jeszcze dwadzieścia lat temu sądzono, że powstają one tylko w odległych galaktykach o egzotycznych właściwościach, ale dzięki tym poszukiwaniom znamy już kilkanaście bardzo młodych (poniżej 25 mln lat) masywnych gromad, które są potomkami wcześniejszych młodych gromad. Nie znamy natomiast prawie żadnych gromad masywnych o średnim wieku, i nie było jasne, czy takie nie istnieją, czy też nie zostały jeszcze odnalezione?

Niespodziewane odkrycie Valparaíso 1 w dobrze zbadanej części nieba sugeruje, że wiele innych masywnych gromad może być ukrytych w bardzo gęstych polach gwiazd, które obserwatorzy znajdują patrząc w kierunku centrum Galaktyki.

Poprzednie poszukiwania próbowały zlokalizować gromady otwarte, ale Valparaíso 1 nie wygląda, jak gromada podobna do tych, które zwykle znajdujemy, i dlatego nie została odkryta wcześniej – mówi Ricardo Dorda, badacz z IAC, który jest współautorem artykułu.

Gromada została wykryta dzięki satelicie Gaia, teleskopowi kosmicznemu, który podaje niezwykle dokładne pozycje gwiazd znajdujących się w dużej odległości, a dzięki tym informacjom możemy zmierzyć drobne ruchy na niebie, jakie gwiazdy przejawiają na przestrzeni lat. Łącząc wszystkie te informacje, możemy wykryć gromady jako grupy gwiazd, które znajdują się w tej samej odległości od nas i poruszają się razem. Kiedy naukowcy zlokalizowali tę gromadę, użyli teleskopów w Obserwatorium Las Campanas (w Chile) oraz Teleskopu Isaaca Newtona (INT) w Obserwatorium Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma, Wyspy Kanaryjskie), aby określić właściwości fizyczne jej gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Region nieba, w którym zlokalizowana jest Valparaíso 1. Źródło: Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC).


Załączniki:
vista_real Valparaiso I Negueruela Marco y Dorda UA IAC web.jpg
vista_real Valparaiso I Negueruela Marco y Dorda UA IAC web.jpg [ 361.92 KiB | Przeglądany 623 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 czerwca 2021, 15:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Dżety z masywnych protogwiazd mogą się różnić od tych z układów małomasywnych

Astronomowie badający szybko poruszający się strumień materii wyrzucany przez wciąż formującą się, masywną młodą gwiazdę, znaleźli istotną różnicę pomiędzy tym strumieniem a strumieniami wyrzucanymi przez mniej masywne młode gwiazdy. Naukowcy dokonali tego odkrycia używając należącego do amerykańskiej Narodowej Fundacji Naukowej Very Large Array (VLA) Karla G. Jansky'ego do wykonania najbardziej szczegółowego jak dotąd obrazu wewnętrznego obszaru takiego strumienia pochodzącego od młodej masywnej gwiazdy.

Zarówno mało- jak i bardzo masywne młode gwiazdy (protogwiazdy) wyrzucają dżety na zewnątrz prostopadle do dysku materii ściśle okrążającego gwiazdę. W gwiazdach o masach zbliżonych do Słońca, dżety te są skupiane stosunkowo blisko gwiazdy w procesie zwanym kolimacją. Ponieważ większość protogwiazd o dużej masie jest bardziej odległa, badanie regionów blisko nich byłoby trudniejsze, dlatego astronomowie nie byli pewni, czy tak właśnie było w ich przypadku.

Zespół naukowców zaobserwował masywną protogwiazdę, nazwaną Cep A HW2, znajdującą się około 2300 lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Cefeusza. Oczekuje się, że Cep A HW2 rozwinie się w nową gwiazdę około 10 razy masywniejszą od Słońca. Nowe obrazy VLA pokazały najdrobniejsze szczegóły, jakie do tej pory zaobserwowano w takim obiekcie, dając astronomom pierwsze spojrzenie na najbardziej wewnętrzną część dżetu, fragment o długości równej średnicy Układu Słonecznego.

To, co widzieliśmy, bardzo różni się od tego, co zwykle widać w dżetach pochodzących od małomasywnych gwiazd – powiedziała Adriana Rodriguez-Kamenetzky, z Narodowego Uniwersytetu Autonomicznego w Meksyku (UNAM).

W małomasywnych protogwiazdach obserwacje wykazały, że dżety są kolimowane bardzo blisko gwiazdy (zaledwie kilka jednostek astronomicznych).

Jednakże, w Cep A HW2 nie widzimy pojedynczego strumienia, ale dwa – szerokokątny wiatr pochodzący ze strony bliskiej gwieździe, a następnie silnie skolimowany strumień w pewnej odległości od niej – powiedział Alberto Sanna, z Osservatorio Astronomico di Cagliari (INAF) we Włoszech. Skolimowany strumień zaczyna się w odległości od gwiazdy porównywalnej z odległością Urana lub Neptuna od Słońca.

Astronomowie twierdzą, że odkrycie stwarza dwie główne możliwości.

Po pierwsze, ten sam mechanizm może działać zarówno w przypadku protogwiazd o wysokiej, jak i niskiej masie, ale odległość kolimacji może być zdeterminowana przez masę, występując dalej w bardziej masywnych układach. Druga możliwość jest taka, że gwiazdy o dużej masie mogą wytwarzać tylko wiatr szerokokątny widoczny w Cep A HW2, a kolimacja następuje dopiero wtedy, gdy warunki fizyczne wokół gwiazdy ograniczą przepływ.

Ten przypadek wskazywałby na istotną różnicę w mechanizmach działających w protogwiazdach o różnych masach. Odpowiedź na to pytanie jest ważna dla zrozumienia, jak tworzą się gwiazdy o wyższych masach – powiedział Carlos Carrasco-Gonzalez, również z UNAM, kierujący pracami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna młodej gwiazdy Cep A HW2, ukazująca szerokokątny wiatr pochodzący z bliskiej odległości od gwiazdy i dalej dysk akrecyjny z dużo większym strumieniem. Źródło: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF


Załączniki:
nrao21df03b-1024x576.jpg
nrao21df03b-1024x576.jpg [ 376.68 KiB | Przeglądany 521 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: 07 czerwca 2021, 13:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Opóźnienie powstawania dysków szczątków u białych karłów

Białe karły, świecące rdzenie martwych gwiazd, często posiadają dyski szczątków. Jednak dyski te pojawiają się dopiero 10-20 mln lat po gwałtownej fazie gwiazdy, jaką jest czerwony olbrzym. Nowa praca autorstwa naukowca z Planetary Science Institute, Jordana Steckloffa, odkrywa przyczynę tego opóźnienia.

Kiedy gwiazda o masie podobnej do Słońca wyczerpuje paliwo jądrowe, najpierw rozszerza się, stając się czerwonym olbrzymem. Pod koniec życia naszego Słońca rozszerzy się ono do postaci czerwonego olbrzyma, który otoczy i zniszczy najbardziej wewnętrzne planety: Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię. Podczas tej fazy gwiazdy typu czerwonego olbrzyma tracą również dużą część swojej masy, zanim ostatecznie zapadną się do białego karła – kulę węgla i tlenu wielkości Ziemi i masie stanowiącą połowę masy Słońca. To destabilizuje orbity pozostałych planet, które z kolei mogą rozpraszać planetoidy, rzucając niektóre z nich w stronę białego karła – powiedział Steckloff, główny autor pracy, która ukazała się w Astrophysical Journal Letters.

Dyski szczątków powstają, gdy ciała planetarne, takie jak te planetoidy, zbytnio zbliżają się do swojej gwiazdy macierzystej – białego karła – którego siły pływowe mogą zmiażdżyć je w pył. Dlatego też oczekuje się, że młode, gorące białe karły, które goszczą zdestabilizowane układy planetarne, będą szybko tworzyć dyski szczątków. Obserwacje pokazują jednak, że pyłowe dyski szczątków powstają dopiero z dużym opóźnieniem.

Stwierdziliśmy, że opóźnienie to jest wynikiem tego, że te młode białe karły są niezwykle gorące. Tak gorące, że wszelki pył, który tworzy się z planetoidy ulegającej zaburzeniu w wyniku oddziaływania sił podprzestrzennych, szybko wyparowuje i rozprasza się. Odkryliśmy, że pył ten przestaje parować dopiero wtedy, gdy biały karzeł zdąży się wystarczająco ochłodzić do temperatury powierzchni wynoszącej ok. 27 000 K. Temperatura ta zgadza się z obserwacjami układów białych karłów; wszystkie pyłowe dyski szczątków znajdują się wokół białych karłów chłodniejszych niż ta krytyczna temperatura – powiedział Steckloff.

Nasz Układ Słoneczny podąży tą drogą za kilka miliardów lat, kiedy Słońcu skończy się paliwo i rozszerzy się do postaci czerwonego olbrzyma, a następnie ostatecznie zapadnie się do białego karła – powiedział Steckloff. Większość planet wewnętrznych zostanie zniszczona, a Jowisz przemieści się na zewnątrz, destabilizując orbity planetoid. Niektóre z tych planetoid mogą w końcu przejść bardzo blisko Słońca, gdzie pływy gwiazdowe mogą je rozbić, tworząc pyłowe dyski szczątków.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PSI

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca dysk szczątków białego karła. Źródło: NASA/JPL-Caltech.


Załączniki:
fp_BIG CROPPED  jpegPIA22084.width-1600 copy.jpg
fp_BIG CROPPED jpegPIA22084.width-1600 copy.jpg [ 11.45 KiB | Przeglądany 466 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 czerwca 2021, 18:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Zidentyfikowane pochodzenie pierwszych struktur powstałych w galaktykach takich jak Droga Mleczna

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał Gran Telescopio Canarias (GTC) do zbadania reprezentatywnej próbki galaktyk, zarówno dyskowych, jak i sferoidalnych w strefie głębokiego nieba w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy, aby scharakteryzować własności populacji gwiazdowych centralnych zgrubień galaktycznych. Naukowcy byli w stanie określić sposób powstawania i rozwoju tych galaktycznych struktur. Wyniki badań zostały opublikowane niedawno w The Astrophysical Journal.

Analiza danych pozwoliła badaczom odkryć coś nieoczekiwanego: zgrubienia centralne galaktyk dyskowych powstawały w dwóch falach. ⅓ zgrubień w galaktykach dyskowych powstała przy przesunięciu ku czerwieni z = 6.2, co odpowiada wczesnej epoce Wszechświata, kiedy miał on zaledwie 5% swojego obecnego wieku, czyli około 900 mln lat. Te zgrubienia są reliktami pierwszych struktur uformowanych we Wszechświecie, które znaleźliśmy ukryte w lokalnych galaktykach dyskowych, wyjaśnia Luca Costantin, naukowiec z CAB (Centre for Astrobiology).

Natomiast, prawie ⅔ obserwowanych zgrubień wykazuje średnią wartość przesunięcia ku czerwieni wynoszącą około 1.3, co oznacza, że powstały znacznie później, gdy Wszechświat miał cztery mld lat (około 35% obecnego wieku).

Osobliwą cechą, która pozwala na rozróżnienie tych dwóch fal jest to, że zgrubienia centralne pierwszej fali, starsze zgrubienia, są bardziej zwarte i gęste niż te uformowane w drugiej, nowszej fali. Ponadto, dane z galaktyk sferoidalnych w próbce pokazują średnią wartość przesunięcia ku czerwieni równą 1.1, co sugeruje, że uformowały się one w tym samy czasie, co zgrubienia drugiej fali.

Dla Jairo Méndez Abreu, naukowca z Uniwersytetu w Granadzie (UGR) i współautora artykułu idea stojąca za techniką używaną do obserwacji gwiazd w zgrubieniu centralnym jest dość prosta, ale jej zastosowanie nie było możliwe aż do niedawnego rozwoju metod, które pozwoliły nam oddzielić światło gwiazd w zgrubieniu centralnym od światła gwiazd w dysku, a konkretnie algorytmów GASP2D i C2D, które niedawno opracowaliśmy, i które pozwoliły nam osiągnąć niespotykaną dotąd dokładność.

Innym ważnym wynikiem badań jest to, że dwie fale formowania się zgrubień różnią się nie tylko wiekiem gwiazd, ale także tempem ich formowania się. Dane wskazują, że gwiazdy w zgrubieniach pierwszej fali formowały się szybko, w skali czasowej typowo 200 mln lat. Natomiast znaczna część gwiazd w zgrubieniach drugiej fali potrzebowała na to pięciokrotnie dłuższego czasu, około miliarda lat.

Jak opisuje Paola Dimauro, badaczka z Narodowego Obserwatorium Brazylii i współautorka tego artykułu, obserwacje te pozwoliły nam zbadać ewolucję morfologiczną i historię gromadzenia elementów strukturalnych galaktyk, analogicznie do badań archeologicznych, analizując informacje zakodowane w milionach gwiazd każdej galaktyki. Interesujące było odkrycie, że nie wszystkie struktury powstały w tym samym czasie i w ten sam sposób.

Wyniki tych badań pozwoliły obserwatorom na ustalenie ciekawej analogii pomiędzy formowaniem się i ewolucją w czasie badań galaktyk dyskowych a powstawaniem i rozwojem dużego miasta na przestrzeni wieków. Tak jak zauważamy, że niektóre duże miasta mają historyczne centra, które są starsze i mieszczą najstarsze budynki w zagraconych wąskich uliczkach, tak wyniki tej pracy sugerują, że niektóre z centrów masywnych galaktyk dyskowych zawierają jedne z najstarszych sferoid powstałych we Wszechświecie, które nadal pozyskują materię, wolniej tworząc dyski, nowe obrzeża miast w naszej analogii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Przykład pobliskiej galaktyki spiralnej, M81, gdzie zgrubienie i dysk są łatwo identyfikowane. Źródło: NASA/JPL-Caltech/ESA/Harvard-Smithsonian CfA.


Załączniki:
Imagen 1.jpg
Imagen 1.jpg [ 125.98 KiB | Przeglądany 421 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: 11 czerwca 2021, 17:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Jasne kosmiczne eksplozje mogą ukazać dziwne międzygwiazdowe węzły

Rozbłyski promieniowania gamma to ogromne kosmiczne eksplozje, które są jednymi z najjaśniejszych i najbardziej energetycznych zjawisk we Wszechświecie. Ich jasność zmienia się w czasie, oświetlając głęboki kosmos niczym latarka świecąca w ciemnym pokoju. Przewiduje się, że intensywne promieniowanie emitowane z większości obserwowanych rozbłysków gamma jest uwalniane podczas wybuchu supernowej, gdy gwiazda imploduje tworząc gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

W niedawno zaobserwowanym rozbłysku gamma o nazwie GRB 160203A, pozostałości po eksplozji zaczęły świecić znacznie jaśniej niż oczekiwano, zgodnie ze standardowymi modelami naukowymi, nawet kilka godzin po początkowym rozbłysku. Obecnie naukowcy uważają, że to „ponowne rozjaśnienie” było spowodowane rozbiciem głównego ciała przez powłoki materii wyrzuconej przez gwiazdę macierzystą, lub „węzłami” międzygwiazdowymi. Obie te teorie sugerują, że model standardowy rozbłysku promieniowania gamma musi zostać ponownie przeanalizowany, a być może otaczająca przestrzeń nie jest gładka i jednolita, jak pierwotnie przewidywano.

W swoim badaniu naukowcy zaczęli zbierać raporty z całego świata, które obserwowały wybuch promieniowania gamma, w tym z archiwów teleskopu badawczego Zadko. Dzięki starannej kalibracji danych z różnych źródeł i porównaniu jasności w czasie, naukowcy zidentyfikowali kluczowe cechy wybuchu w otaczającej galaktyce: indeks czasowy (jak szybko znika w czasie), indeks widmowy (ogólny kolor wybuchu) i ekstynkcję (ile światła jest pochłaniane przez materię pomiędzy nami a wybuchem). Jednym z zaskakujących odkryć było to, że galaktyka macierzysta wybuchu jest niezwykle gęsta – mniej więcej tak samo, jak nasza własna galaktyka, Droga Mleczna.

Następnym krokiem było sprawdzenie, jak i kiedy dane odbiegały od modelu. Dzięki dalszym obliczeniom naukowcy zidentyfikowali trzy interesujące okresy, które wskazywały na znaczące różnice jasności w porównaniu z przewidywaniami modelu. Chociaż trzeci okres był prawdopodobnie zbiegiem okoliczności, pierwszy i drugi były zbyt duże, aby je zignorować. Normalnie, ponowne rozjaśnienie jest spowodowane przez coś, co dzieje się z galaktyką macierzystą, jak nagłe zapadnięcie się w czarną dziurę; jednakże tego typu zdarzenia zazwyczaj mają miejsce w ciągu pierwszych kilku minut od rozbłysku gamma – w tym przypadku, pierwsze ponowne rozjaśnienie zaczęło się dopiero trzy godziny po początkowej eksplozji.

W związku z tym naukowcy postanowili rozszerzyć konwencjonalny model rozbłysków gamma, aby wyjaśnić to niezwykłe zdarzenie. Jedną z właściwości takich zdarzeń jest związek pomiędzy gęstością ośrodka a intensywnością promieniowania emitowanego przez rozbłysk. Co jest szczególnie przekonujące w tym wyjaśnieniu, to możliwość jego zastosowania w wielu kontekstach. Gdy gwiazdy przygotowują się do eksplozji w postaci supernowych i rozbłysków promieniowania gamma, wyrzucają swoje zewnętrzne powłoki do otaczającej je przestrzeni. W przypadku wybuchów, które nie pochodzą od supernowych, zmiany jasności mogą być wynikiem zaburzeń w ośrodku międzygwiazdowym. W obu przypadkach zmiana jasności daje nam nowe narzędzie do badania struktury odległej przestrzeni kosmicznej, a teraz naukowcy z niecierpliwością oczekują kolejnego wybuchu o podobnych właściwościach, aby przetestować swój nowy model.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Powłoka materii otaczająca gwiazdę Eta Carinae. Źródło: Promieniowanie X: NASA/CXC; Ultrafiolet/Optyczne: NASA/STScI; Połączony obraz: NASA/ESA/N. Smith (University of Arizona), J. Morse (BoldlyGo Institute) i A. Pagan


Załączniki:
crisp-gamma-ray-burst_orig.jpg
crisp-gamma-ray-burst_orig.jpg [ 75.07 KiB | Przeglądany 398 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: 12 czerwca 2021, 17:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto „mrugającego olbrzyma” w pobliżu centrum Galaktyki

Astronomowie zauważyli olbrzymią „mrugającą” gwiazdę w centrum Drogi Mlecznej, ponad 25 000 lat świetlnych od nas.

Międzynarodowy zespół astronomów zaobserwował, że gwiazda VVV-WIT-08 zmniejszyła swoją jasność 30-krotnie, tak że niemal zniknęła z nieba. Podczas, gdy wiele gwiazd zmienia swoją jasność, ponieważ pulsują lub są zaćmiewane przez drugą gwiazdę w układzie podwójnym, to wyjątkowo rzadko zdarza się, aby gwiazda stawała się słabsza przez okres kilku miesięcy, a następnie ponownie jaśniała.

Naukowcy uważają, że VVV-WIT-08 może należeć do nowej klasy układów podwójnych gwiazd typu „mrugający olbrzym”, w którym olbrzymia gwiazda – 100 razy większa od Słońca – jest zaćmiewana raz na kilka dekad przez jeszcze niewidocznego towarzysza. Towarzysz, który może być inną gwiazdą lub planetą, jest otoczony przez nieprzezroczysty dysk zakrywający olbrzyma, co powoduje jego znikanie i ponowne pojawianie się na niebie. Badania zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Odkryciem kierował dr Leigh Smith z Instytutu Astronomii w Cambridge, współpracujący z naukowcami z Uniwersytetu w Edynburgu, Uniwersytetu w Hertfordshire, Uniwersytetu Warszawskiego w Polsce i Universidad Andres Bello w Chile.

To niesamowite, że właśnie zaobserwowaliśmy ciemny, duży i wydłużony obiekt przechodzący między nami a odległą gwiazdą i możemy tylko spekulować, jakie jest jego pochodzenie – powiedział współautor pracy, dr Sergey Koposov z University of Edinburgh.

Ponieważ gwiazda ta znajduje się w gęstym regionie Drogi Mlecznej, badacze zastanawiali się, czy jakiś nieznany ciemny obiekt mógł po prostu przypadkiem dryfować przed olbrzymem. Symulacje wykazały jednak, że aby taki scenariusz był prawdopodobny, musiałaby istnieć niewiarygodnie duża liczba ciemnych ciał unoszących się w Galaktyce.

Od dawna znany jest jeszcze jeden układ gwiazd tego typu. Olbrzymia gwiazda Epsilon Aurigae co 27 lat jest częściowo zaćmiewana przez ogromny dysk pyłu, ale jego jasność spada tylko o około 50%. Drugi przykład, TYC 2505-672-1, został odkryty kilka lat temu i jest aktualnym rekordzistą w dziedzinie zaćmieniowego układu podwójnego gwiazd o najdłuższym okresie orbitalnym – 69 lat – rekord, do którego VVV-WIT-08 jest obecnie pretendentem.

Zespół z Wielkiej Brytanii odnalazł jeszcze dwie takie gwiazdy poza VVV-WIT-08, co sugeruje, że może to być nowa klasa „mrugających olbrzymów”, którą astronomowie powinni zbadać.

VVV-WIT-08 została odkryta w ramach VISTA Variables in the Via Lactea survey (VVV), projektu wykorzystującego brytyjski teleskop VISTA w Chile i obsługiwany przez Europejskie Obserwatorium Południowe, które obserwuje ten sam miliard gwiazd przez prawie dekadę w poszukiwaniu przykładów o różnej jasności w podczerwonej części widma.

Philip Lucas z University of Hertfordshire powiedział: Czasami znajdujemy gwiazdy zmienne niepasujące do żadnej ustalonej kategorii, które nazywamy obiektami typu „co to jest?”, lub „WIT” (ang. what-is-this). Naprawdę nie wiemy, jak powstały te mrugające obiekty. To ekscytujące widzieć takie odkrycia z VVV po tak wielu latach planowania i zbierania danych.

Podczas, gdy VVV-WIT-08 została odkryta przy użyciu danych z VVV, pociemnienie gwiazdy zostało również zaobserwowane przez Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), długotrwałą kampanię obserwacyjną prowadzoną przez Uniwersytet Warszawski. OGLE wykonuje częstsze obserwacje, ale bliżej widzialnej części widma. Te częste obserwacje były kluczowe dla modelowania VVV-WIT-08 i pokazały, że olbrzym pociemniał o tę samą wartość zarówno w świetle widzialnym, jak i podczerwonym.

Obecnie wydaje się, że istnieje około pół tuzina potencjalnych znanych układów gwiazd tego typu, zawierających olbrzymy i duże nieprzezroczyste dyski. Z pewnością można znaleźć ich więcej, ale wyzwaniem jest teraz ustalenie, czym są ukryci towarzysze i jak doszło do tego, że zostali otoczeni przez dyski, mimo tego, że orbitują tak daleko od olbrzyma – powiedział Smith. W ten sposób możemy dowiedzieć się czegoś nowego o tym, jak ewoluują tego typu układy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAM

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy podwójnej VVV-WIT-08. Źródło: Amanda Smith


Załączniki:
blinkinggiant.jpg
blinkinggiant.jpg [ 17.13 KiB | Przeglądany 391 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 czerwca 2021, 17:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
ALMA odkrywa najwcześniejszą gigantyczną burzę we wczesnym Wszechświecie

Naukowcy korzystający z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) odkryli tajemniczy wiatr galaktyczny napędzany przez supermasywną czarną dziurę 13,1 mld lat temu. Jest to najwcześniejszy jak dotąd zaobserwowany przykład takiego wiatru i jest to znak, że ogromne czarne dziury mają głęboki wpływ na wzrost galaktyk od bardzo wczesnej historii Wszechświata.

W centrum wielu dużych galaktyk znajduje się supermasywna czarna dziura, która jest miliony lub miliardy razy masywniejsza od Słońca. Co ciekawe, masa czarnej dziury jest w przybliżeniu proporcjonalna do masy zgrubienia centralnego macierzystej galaktyki. Na pierwszy rzut oka może się to wydawać oczywiste, ale w rzeczywistości jest to bardzo dziwne. Powodem tego jest fakt, że rozmiary galaktyk i czarnych dziur różnią się o około 10 rzędów wielkości. Na podstawie tej proporcjonalnej zależności pomiędzy masami dwóch tak różnych obiektów, astronomowie uważają, że galaktyki i czarne dziury rosły i ewoluowały razem (koewolucja) poprzez jakiś rodzaj fizycznej interakcji.

Wiatr galaktyczny może zapewnić ten rodzaj fizycznej interakcji pomiędzy czarnymi dziurami a galaktykami. Supermasywna czarna dziura pochłania dużą ilość materii. Gdy materia ta pod wpływem grawitacji czarnej dziury zaczyna poruszać się z dużą prędkością, emituje intensywną energię, która może wypchnąć otaczającą materię na zewnątrz. Tak powstaje wiatr galaktyczny.

Pytanie brzmi: kiedy we Wszechświecie pojawiły się wiatry galaktyczne? Jest to ważne pytanie, ponieważ wiąże się z ważnym problemem w astronomii: jak doszło do koewolucji galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami? – mówi Takuma Izumi, główny autor pracy badawczej i badacz w National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ).

Zespół naukowców najpierw użył Teleskopu Subaru do poszukiwania supermasywnych czarnych dziur. Dzięki jego możliwościom obserwacji szerokiego pola, znaleźli ponad 100 galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami we Wszechświecie ponad 13 mld lat temu.

Następnie zespół wykorzystał wysoką czułość ALMA do zbadania ruchu gazu w galaktykach macierzystych czarnych dziur. ALMA obserwował galaktykę HSC J124353.93+010038.5 (zwaną dalej J1243+0100), odkrytą przez Teleskop Subaru, i uchwycił fale radiowe emitowane przez pył i jony węgla w galaktyce.

Szczegółowa analiza danych ALMA pokazała, że w J1243+0100 jest szybki przepływ gazu poruszający się z prędkością 500 km/s. Ten przepływ gazu ma wystarczającą energię, aby wypchnąć materię gwiazdową w galaktyce i zatrzymać aktywność gwiazdotwórczą. Przepływ gazu znaleziony w badaniu jest prawdziwym wiatrem galaktycznym i jest to najstarszy zaobserwowany przykład galaktyki z olbrzymim wiatrem o rozmiarach galaktycznych. Poprzednią rekordzistką była galaktyka sprzed około 13 mld lat, więc ta obserwacja przesuwa początek o kolejne 100 mln lat wstecz.

Zespół zmierzył również ruch spokojnego gazu w J1243+0100 i oszacował masę zgrubienia centralnego, na podstawie jej równowagi grawitacyjnej, na około 30 mld razy większą od Słońca. Masa supermasywnej czarnej dziury tej galaktyki, oszacowana inną metodą, wynosiła około 1% tej masy. Stosunek masy zgrubienia do supermasywnej czarnej dziury w tej galaktyce jest niemal identyczny ze stosunkiem mas czarnych dziur do galaktyk we współczesnym Wszechświecie. To sugeruje, że koewolucja supermasywnych czarnych dziur i galaktyk zachodzi od mniej niż miliarda lat po Wielkim Wybuchu.

Nasze obserwacje wspierają ostatnie wysoce precyzyjne symulacje komputerowe, które przewidziały, że relacje koewolucyjne istniały nawet 13 mld lat temu. Planujemy w przyszłości obserwacje dużej liczby takich obiektów i mamy nadzieję wyjaśnić, czy pierwotna koewolucja widoczna w tym obiekcie jest obrazem ogólnego Wszechświata w tym czasie, czy też nie – komentuje Izumi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAOJ

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca wiatr galaktyczny napędzany supermasywną czarną dziurą znajdującą się w centrum galaktyki. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)


Załączniki:
20210611-alma-fig.jpg
20210611-alma-fig.jpg [ 70.24 KiB | Przeglądany 374 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: 16 czerwca 2021, 15:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Ciemna materia spowalnia spin galaktycznej poprzeczki Drogi Mlecznej

Spin galaktycznej poprzeczki Drogi Mlecznej, która składa się z miliardów zgrupowanych gwiazd, zwolnił o około ¼ od czasu uformowania się – wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców UCL i University of Oxford.

Od 30 lat astronomowie przewidywali takie spowolnienie, ale po raz pierwszy zostało ono zmierzone.

Naukowcy twierdzą, że daje to nowy rodzaj spojrzenia w naturę ciemnej materii, która działa jak przeciwwaga spowalniająca spin.

W badaniu, opublikowanym w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, naukowcy przeanalizowali obserwacje teleskopu kosmicznego Gaia dużej grupy gwiazd, strumienia Herkulesa, które są w rezonansie z poprzeczką – to znaczy, że obracają się wokół Galaktyki w tym samym tempie, jakie ma spin poprzeczki.

Gwiazdy te są grawitacyjnie uwięzione przez wirującą poprzeczkę. To samo zjawisko zachodzi w przypadku planetoid jowiszowych Trojańczycy i Grecy, które krążą wokół punktów Lagrange'a Jowisza (przed i za Jowiszem). Jeżeli spin poprzeczki spowolni się, można się spodziewać, że gwiazdy te przesuną się dalej w Galaktyce, utrzymując swój okres orbitalny zgodny ze spinem poprzeczki.

Naukowcy odkryli, że gwiazdy w strumieniach noszą chemiczny odcisk palca – są bogate w cięższe pierwiastki (zwane w astronomii metalami), co dowodzi, że przebyły drogę z dala od centrum galaktyki, gdzie gwiazdy i gaz gwiazdotwórczy są około 10 razy bogatsze w metale w porównaniu z zewnętrzną częścią galaktyki.

Wykorzystując te dane, zespół wywnioskował, że poprzeczka – składająca się z miliardów gwiazd i mająca masę bilionów mas Słońca – zwolniła swój spin o co najmniej 24% od czasu, gdy się uformowała.

Współautor, dr Ralph Schoenrich (UCL Mullard Space Science Laboratory) powiedział: Astrofizycy od dawna podejrzewali, że wirująca poprzeczka w centrum naszej galaktyki spowalnia, ale znaleźliśmy pierwsze dowody na to, że tak się dzieje. Przeciwwagą spowalniającą to wirowanie musi być ciemna materia. Do tej pory byliśmy w stanie wnioskować o ciemnej materii jedynie poprzez mapowanie potencjału grawitacyjnego galaktyk i odejmowanie wkładu z materii widzialnej. Nasze badania dostarczają nowego typu pomiaru ciemnej materii – nie jej energii grawitacyjnej, ale masy inercyjnej (reakcji dynamicznej), która spowalnia spin poprzeczki.

Współautor i doktorant Rimpei Chiba, z University of Oxford, powiedział: Nasze odkrycie oferuje fascynującą perspektywę dla ograniczenia natury ciemnej materii, ponieważ różne modele będą zmieniać to inercyjne przyciąganie na galaktycznej poprzeczce. Nasze odkrycie stanowi również poważny problem dla alternatywnych teorii grawitacji – ponieważ brakuje w nich ciemnej materii w halo, nie przewidują one żadnego, lub znacząco zbyt małe spowolnienie poprzeczki.

Uważa się, że Droga Mleczna, podobnie jak inne galaktyki, osadzona jest w „halo” ciemnej materii, które rozciąga się daleko poza jej widoczną krawędź.

Ciemna materia jest niewidoczna i jej natura nie jest znana, ale o jej istnieniu wnioskuje się na podstawie zachowania galaktyk, które wydają się być spowite znacznie większą masą, niż możemy dostrzec. Uważa się, że we Wszechświecie jest około pięć razy więcej ciemnej materii niż zwykłej, widocznej.

Alternatywne teorie grawitacji, takie jak zmodyfikowana dynamika newtonowska, odrzucają ideę ciemnej materii, zamiast tego starając się wyjaśnić rozbieżności poprzez poprawki w ogólnej teorii względności Einsteina.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCL

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna Drogi Mlecznej. Źródło: Pablo Carlos Budassi.


Załączniki:
milky_way_0.jpg
milky_way_0.jpg [ 37.28 KiB | Przeglądany 318 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: 18 czerwca 2021, 18:32 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Zagadka brakującej galaktycznej ciemnej materii pogłębia się

Kiedy astronomowie korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a odkryli dziwną galaktykę, która wyglądała, jakby nie posiadała zbyt wiele ciemnej materii, niektórzy uważali, że trudno w to uwierzyć i szukali prostszego wytłumaczenia.

Ciemna materia jest w końcu niewidzialnym klejem, który stanowi większość materii Wszechświata. Wszystkie galaktyki wydają się być zdominowane przez nią; w rzeczywistości uważa się, że galaktyki tworzą się wewnątrz ogromnych halo ciemnej materii.

Zatem znalezienie galaktyki pozbawionej ciemnej materii jest niezwykłym żądaniem, które podważa konwencjonalną mądrość. Mogłoby to potencjalnie zachwiać teoriami powstawania i ewolucji galaktyk.

Aby wzmocnić swoje pierwotne odkrycie, po raz pierwszy zgłoszone w 2018 roku, zespół naukowców pod kierownictwem Pietera van Dokkuma z Uniwersytetu Yale w New Haven w stanie Connecticut, kontynuował swoje wstępne badania z bardziej solidnym spojrzeniem HST na galaktykę, nazwaną NGC 1052-DF2. Naukowcy nazywają ją w skrócie „DF2”.

Określenie ilości ciemnej materii w galaktyce zależy od dokładnych pomiarów jej odległości od Ziemi.

Jeżeli DF2 znajduje się tak daleko od Ziemi, jak twierdzi zespół van Dokkuma, zawartość ciemnej materii w galaktyce może wynosić zaledwie kilka procent. Wniosek zespołu opiera się na ruchach gwiazd w galaktyce, na których prędkość wpływa siła grawitacji. Naukowcy stwierdzili, że zaobserwowana liczba gwiazd stanowi całkowitą masę galaktyki, a na ciemną materię nie ma już zbyt wiele miejsca.

Jednakże, gdyby DF2 znajdowała się bliżej Ziemi, jak twierdzą niektórzy astronomowie, byłaby ona z natury słabsza i mniej masywna. Dlatego też galaktyka potrzebowałaby ciemnej materii, aby wyjaśnić obserwowane efekty masy całkowitej.

Lepszy miernik
Członek zespołu, Zili Shen z Yale University twierdzi, że nowe obserwacje Hubble’a pomogły im potwierdzić, że DF2 jest nie tylko dalej od Ziemi niż sugerują niektórzy astronomowie, ale również nieco bardziej odległa niż pierwotne szacunki zespołu.

Nowe oszacowanie odległości mówi, że DF2 znajduje się w odległości 72 mln lat świetlnych a nie 42 mln, jak podawały inne niezależne zespoły. To stawia galaktykę dalej niż oryginalne oszacowanie Hubble’a z 2018 roku, które mówiło o odległości 65 mln lat świetlnych.

Zespół badawczy oparł swoje nowe wyniki na długich ekspozycjach z Advanced Camera for Surveys Hubble’a, które zapewniają głębszy widok galaktyki, co pozwala na znalezienie wiarygodnego miernika odległości. Ich celem były starzejące się gwiazdy typu czerwone olbrzymy na obrzeżach galaktyki, które w trakcie swojej ewolucji osiągają ten sam szczyt jasności. Astronomowie mogą wykorzystać ich wewnętrzną jasność do obliczenia ogromnych odległości międzygalaktycznych. Badanie najjaśniejszych czerwonych olbrzymów jest dobrze znanym wskaźnikiem odległości do pobliskich galaktyk – wyjaśniła Shen.

Członkowie zespołu twierdzą, że dokładniejsze pomiary Hubble’a ugruntują początkowy wniosek badaczy o galaktyce ubogiej w ciemną materię. Zagadka, dlaczego w DF2 brakuje większości ciemnej materii, wciąż pozostaje nierozwiązana.

Ukryta galaktyka
DF2 to olbrzymia kosmiczna wata cukrowa, którą van Dokkum nazywa „przezroczystą galaktyką”, gdzie gwiazdy są rozproszone. Ta galaktyczna kula jest prawie tak szeroka, jak Droga Mleczna, ale zawiera tylko 1/200 liczby gwiazd naszej galaktyki.

Ta widmowa galaktyka wydaje się nie mieć zauważalnego regionu centralnego, ramion spiralnych czy dysku. Zespół oszacował, że DF2 zawiera najwyżej 1/400 ciemnej materii, niż astronomowie się spodziewali.

DF2 nie jest jedyną galaktyką pozbawioną ciemnej materii. Shany Danieli z Institute for Advanced Study w Princeton w stanie New Jersey użyła Hubble’a w 2020 roku aby uzyskać dokładną odległość do innej widmowej galaktyki, znanej jako NGC 1052-DF4 (lub po prostu DF4), która najwyraźniej również pozbawiona jest ciemnej materii. Niektórzy naukowcy sugerują, że w tym przypadku jednak ciemna materia mogła zostać usunięta z galaktyki w wyniku sił pływowych od innej galaktyki.

Naukowcy sądzili, że zarówno DF2 jak i DF4 były członkami zbioru galaktyk. Jednak nowe obserwacje Hubble’a pokazują, że obie galaktyki są oddalone od siebie o 6,5 mln lat świetlnych, czyli dalej niż początkowo sądzono. Okazuje się również, że DF2 oddaliła się od zgrupowania i jest odizolowana w przestrzeni kosmicznej.

Badacze polują na więcej takich dziwnych galaktyk. Inne zespoły astronomów również prowadzą poszukiwania. W 2020 roku grupa badaczy odkryła 19 niezwykłych [url=https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka_karłowata]galaktyk karłowatych[/url], o których mówią, że są ubogie w ciemną materię. Jednak, aby rozwiązać tę zagadkę, trzeba będzie odkryć o wiele więcej galaktyk pozbawionych ciemnej materii.

Mimo to van Dokkum uważa, że znalezienie galaktyki pozbawionej ciemnej materii mówi astronomom coś o jej niewidzialnej substancji. W naszej pracy z 2018 roku zasugerowaliśmy, że jeżeli masz galaktykę bez ciemnej materii, a inne podobne galaktyki wydają się ją mieć, oznacza to, że ciemna materia jest faktycznie prawdziwa i istnieje – powiedział van Dokkum. To nie jest miraż.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
hubblesite

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie z HST przedstawia próbkę starzejących się, czerwonych gwiazd w ultra-rozproszonej galaktyce NGC 1052-DF2. Źródło: NASA, ESA, STScI, Zili Shen (Yale), Pieter van Dokkum (Yale), Shany Danieli (IAS) Obróbka: Alyssa Pagan (STScI)


Załączniki:
STScI-01F7YCGJFY2XXGVEPEB3CCWG3J.jpg
STScI-01F7YCGJFY2XXGVEPEB3CCWG3J.jpg [ 467.35 KiB | Przeglądany 286 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 czerwca 2021, 19:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Badanie pyłu w pobliżu supermasywnych czarnych dziur

Co dzieje się głęboko w centrach aktywnych galaktyk, w pobliżu supermasywnych czarnych dziur żywiących się swoim otoczeniem? Nowe badania wykorzystują obserwacje w podczerwieni do zbadania tego wewnętrznego regionu w jednej z aktywnych galaktyk.

Ujednolicony obraz?
Wiemy, że aktywne jądra galaktyk (AGN) składają się z supermasywnej czarnej dziury akreującej otaczającą materię i świecą jasno w całym spektrum elektromagnetycznym. Jednak struktura gazu i pyłu wokół czarnej dziury, a także przyczyny różnych emisji, które obserwujemy, pozostają tematem dyskusji.

Dekady temu naukowcy zaproponowali, że AGN typu 1 i typu 2 – dwie różne kategorie galaktyk aktywnych o odmiennych właściwościach obserwacyjnych – mogą być tymi samymi obiektami widzianymi pod różnymi kątami. Ten schemat unifikacji opiera się na obecności torusa pyłowego – nadmuchanej struktury pyłowej w pobliżu czarnej dziury. W tym modelu torus przesłania wewnętrzny gaz wytwarzający linie emisyjne pod niektórymi kątami widzenia, zmieniając wygląd AGN w zależności od jego orientacji.

Jednak ostatnie badania w podczerwieni podważyły ten pogląd. Dzięki potężnym teleskopom pracującym w średniej podczerwieni, naukowcy przyjrzeli się bliżej wewnętrznym obszarom aktywnych galaktyk znajdujących się w odległościach kilkuset lat świetlnych – i zamiast ujawnić przesłaniający torus pyłu, obserwacje te pokazały polarne struktury pyłowe.

Poszukiwanie odległego pyłu
Jak można wyjaśnić te obserwacje? Teoretycy mają rozwiązanie: w modelu dysk-wiatr pył w pobliżu czarnej dziury ułożony jest w gorący, równikowy dysk, a nie torus. Ciśnienie promieniowania zdmuchuje część tego pyłu do chłodniejszego wiatru z biegunów, tworząc struktury polarne, które naukowcy widzieli w obserwacjach w średniej podczerwieni. Obserwacje pochodzą z dysku i obszaru startowego wiatru.

Dysk równikowy w tym modelu powinien leżeć w skałach zbyt małych, aby można go było wcześniej zaobserwować w średniej podczerwieni – ale pojawiło się nowe narzędzie. GRAVITY, instrument interferometryczny na interferometrze Bardzo Dużego Teleskopu (VLT), działa w bliskiej podczerwieni. To czyni go idealnym instrumentem do poszukiwania bardzo gorącego pyłu, który mógłby znajdować się w dysku w sercu AGN.

W nowym badaniu kierowanym przez Jamesa Leftleya (Uniwersytet Southampton, Wielka Brytania; Uniwersytet Côte d'Azur, Francja; ESO, Chile), zespół naukowców wykorzystał GRAVITY do uzyskania obserwacji w bliskiej podczerwieni centrum ESO 323-G77, lokalnego AGN.

Dotarcie do sedna sprawy
Dzięki dokładnej analizie i modelowaniu, Leftley i jego współpracownicy interpretują swoje obserwacje w skalach mniejszych niż rok świetlny (dla obiektu odległego o setki mln lat świetlnych!). Wynik? Obserwacje w bliskiej podczerwieni potwierdzają istnienie rozszerzonego, wyrównanego równikowo dysku gorącego pyłu. Skala tego dysku starannie odpowiada rozmiarom przewidywanym przez modele dysk-wiatr.

Chociaż dane są wciąż zbyt skąpe i zaszumione, aby wykluczyć model torusa na korzyść modelu dysk-wiatr, obserwacje te stanowią ważny krok w zrozumieniu, w jaki sposób pył może być rozprowadzany w sercu aktywnych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca otoczenie supermasywnej czarnej dziury w sercu aktywnej galaktyki. Źródło: ESO/M. Kornmesser


Załączniki:
eso1327a.jpg
eso1327a.jpg [ 158.55 KiB | Przeglądany 271 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 czerwca 2021, 19:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Badanie młodego, chaotycznego układu gwiezdnego odkrywa tajemnice formowania się planet

Nowe obserwacje młodego obiektu gwiazdowego Elias 2-27 potwierdzają, że niestabilności grawitacyjne i masa 009dysku protoplanetarnego są kluczem do formowania się planet olbrzymów.

Zespół naukowców wykorzystując Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) do badania młodej gwiazdy Elias 2-27 potwierdził, że niestabilności grawitacyjne odgrywają kluczową rolę w formowaniu się planet i po raz pierwszy bezpośrednio zmierzył masę dysków protoplanetarnych wykorzystując dane o prędkości gazu, potencjalnie rozwiązując jedną z tajemnic formowania się planet. Wyniki badań zostały opublikowane w dwóch artykułach w The Astrophysical Journal.

Dyski protoplanetarne – dyski formujące planety, zbudowane z gazu i pyłu, które otaczają nowo uformowane młode gwiazdy – są znane naukowcom jako miejsca narodzin planet. Dokładny proces formowania się planet pozostaje jednak tajemnicą. Nowe badania, prowadzone przez prof. Teresę Paneque-Carreño, główną autorkę pierwszej z dwóch prac, koncentrują się na rozwikłaniu tajemnicy powstawania planet.

Podczas obserwacji naukowcy potwierdzili, że układ gwiazdowy Elias 2-27 – młoda gwiazda znajdująca się w odległości mniejszej niż 400 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Wężownika – wykazuje oznaki niestabilności grawitacyjnej, które występują, gdy dyski protoplanetarne przenoszą dużą część masy gwiazdowej układu.

Unikalne cechy Elias 2-27 sprawiły, że jest on od ponad pół dekady popularny wśród naukowców korzystających z ALMA. W 2016 roku zespół naukowców używających ALMA odkrył spirale pyłu wirujące wokół tej młodej gwiazdy. Uważano, że spirale te są wynikiem fal gęstości, powszechnie znanych z tworzenia rozpoznawalnych ramion spiralnych galaktyk, takich jak Droga Mleczna, ale w tamtym czasie nigdy wcześniej nie były obserwowane wokół pojedynczych gwiazd.

Odkryliśmy w 2016 roku, że dysk Elias 2-27 miał różną strukturę od innych zbadanych już układów, coś, czego nie zaobserwowano wcześniej w dysku protoplanetarnym: dwa wielkoskalowe ramiona spiralne. Niestabilność grawitacyjna była solidną możliwością, ale pochodzenie tych struktur pozostawało tajemnicą i potrzebowaliśmy dalszych obserwacji – powiedziała Laura Pérez, adiunkt na Universidad de Chile i główny naukowiec badania z 2016 roku. Wraz ze współpracownikami zaproponowała dalsze badania na wielu pasmach ALMA, które były analizowane z Paneque-Carreño w ramach jej pracy magisterskiej na Universidad de Chile.

Oprócz potwierdzenia niestabilności grawitacyjnej, naukowcy znaleźli zaburzenia w tym układzie gwiazdowym powyżej i poza teoretycznymi oczekiwanymi. Wciąż może istnieć nowa materia z otaczającego obłoku molekularnego opadająca na dysk, co sprawia, że wszystko jest bardziej chaotyczne – powiedziała Paneque-Carreño, dodając, że ten chaos przyczynił się do interesujących zjawisk, które nigdy wcześniej nie były obserwowane, i dla których naukowcy nie mają jasnego wytłumaczenia. Układ gwiazdowy Elias 2-27 jest wysoce asymetryczny w strukturze gazu. Było to zupełnie niespodziewane i po raz pierwszy zaobserwowaliśmy taką wertykalną asymetrię w dysku protoplanetarnym.

Cassandra Hall, adiunkt astrofizyki obliczeniowej na Uniwersytecie Georgii i współautorka badań, dodała, że potwierdzenie zarówno asymetrii wertykalnej jak i zaburzenia prędkości – pierwszych wielkoskalowych zaburzeń związanych ze strukturą spiralną w dysku protoplanetarnym – może mieć znaczące implikacje dla teorii formowania się planet. To może być oznaka niestabilności grawitacyjnej, która może przyspieszyć niektóre z najwcześniejszych etapów formowania się planet. Po raz pierwszy przewidzieliśmy tę sygnaturę w 2020 roku, a z punktu widzenia astrofizyki obliczeniowej, ekscytujące jest mieć rację.

Jedną z barier w zrozumieniu procesu formowania się planet był brak bezpośrednich pomiarów masy dysków protoplanetarnych. Problem ten został rozwiązany w nowych badaniach. Wysoka czułość ALMA pozwoliła zespołowi na dokładniejsze zbadanie procesów dynamicznych, gęstości a nawet masy dysku. Poprzednie pomiary masy dysku protoplanetarnego były pośrednie i opierały się tylko na pyle lub rzadkich izotopologach. Dzięki temu nowemu badaniu jesteśmy teraz wrażliwi na całą masę dysku – powiedziała Benedetta Veronesi, główna autorka drugiej pracy. To odkrycie kładzie podwaliny pod rozwój metody pomiaru masy dysku, która pozwoli nam przełamać jedną z największych i najbardziej palących barier w dziedzinie formowania się planet. Znajomość ilości masy obecnej w dyskach protoplanetarnych pozwala nam określić ilość materii dostępnej do formowania się układów planetarnych, a także lepiej zrozumieć proces, w którym się one tworzą.

Chociaż zespół odpowiedział na kilka kluczowych pytań dotyczących roli niestabilności grawitacyjnej i masy dysku w formowaniu się planet, praca nie jest jeszcze zakończona. Studiowanie tego, jak tworzą się planety jest trudne, ponieważ proces ten trwa miliony lat. Jest to bardzo krótka skala czasowa dla gwiazd, które żyją miliardy lat, ale dla nas jest to bardzo długi proces – powiedziała Paneque-Carreño. To, co możemy zrobić, to obserwować młode gwiazdy, wokół których znajdują się dyski gazu i pyłu, i próbować wyjaśnić, dlaczego te dyski materii wyglądają tak, a nie inaczej. To tak, jakbyśmy patrzyli na miejsce zbrodni i próbowali zgadnąć, co się stało. Nasza analiza obserwacyjna, połączona z przyszłą dogłębną analizą Elias 2-27 pozwoli nam dokładnie scharakteryzować, jak niestabilności grawitacyjne działają w dyskach protoplanetarnych i uzyskać większy wgląd w to, jak powstają planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Obraz Elias 2-27. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/T. Paneque-Carreño (Universidad de Chile), B. Saxton (NRAO)


Załączniki:
nrao21ao03cV2-1024x527.jpg
nrao21ao03cV2-1024x527.jpg [ 214.38 KiB | Przeglądany 265 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 czerwca 2021, 21:22 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1453
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy śledzą podróż ziarna pyłu przez nowo narodzony Układ Słoneczny

Łącząc analizę próbek w skali atomowej i modele symulujące prawdopodobne warunki panujące w rodzącym się Układzie Słonecznym, nowe badania ujawniają wskazówki dotyczące pochodzenia kryształów, które uformowały się ponad 4,5 mld lat temu.

Zespół badawczy odtworzył w niespotykanych dotąd szczegółach historię ziarna pyłu, które uformowało się podczas narodzin Układu Słonecznego ponad 4,5 mld lat temu. Odkrycia te dają wgląd w fundamentalne procesy leżące u podstaw formowania się układów planetarnych, z których wiele wciąż jest owianych tajemnicą.

Na potrzeby badania, zespół opracował nowy rodzaj modelu łączącego mechanikę kwantową i termodynamikę, aby symulować warunki, na jakie ziarno pyłu było narażone podczas formowania się, kiedy Układ Słoneczny był wirującym dyskiem gazu i pyłu, znanym jako dysk protoplanetarny lub mgławica słoneczna. Porównanie przewidywań modelu z niezwykle szczegółową analizą składu chemicznego i struktury krystalicznej próbki, wraz z modelem transportu materii w mgławicy słonecznej, pokazało wskazówki dotyczące podróży ziarna i warunków środowiskowych, które ukształtowały je po drodze.

Ziarno analizowane w badaniu jest jednym z kilku inkluzji, znanych jako inkluzje bogate w wapń i glin (CAl), odkrytych w próbce z meteorytu Allende, który spadł nad meksykańskim stanem Chihuahua w 1969 roku. CAl są przedmiotem szczególnego zainteresowania, ponieważ uważa się, że należą do pierwszych ciał stałych, które uformowały się w Układzie Słonecznym ponad 4,5 mld lat temu.

Podobnie, jak pieczątki w paszporcie opowiadają historię podróży i przystanków po drodze, struktury w skali mikro i atomowej próbek odkrywają zapis historii ich formowania się, która była kontrolowana przez zbiorowe środowiska, na które były wystawione.

O ile nam wiadomo, nasza praca jest pierwszą opowiadającą historię pochodzenia, oferująca wskazówki na temat prawdopodobnych procesów, które zaszły w skali odległości astronomicznych z tym, co widzimy w naszej próbce w skali odległości astronomicznych – powiedział Tom Zega, profesor w University of Arizona's Lunar and Planetary Laboratory i pierwszy autor pracy, opublikowanej w The Planetary Science Journal.

Zega i jego zespół analizowali skład inkluzji osadzonych w meteorycie przy użyciu najnowocześniejszych transmisyjnych mikroskopów elektronowych o rozdzielczości atomowej – jednego w Kuiper Materials Imaging and Characterization Facility Uniwersytetu Arizona oraz siostrzanego mikroskopu znajdującego się w fabryce Hitachi w Hitachinaka w Japonii.

Okazało się, że inkluzje składają się głównie z rodzajów minerałów znanych jako spinel i perowskit, które również występują w skałach na Ziemi i są badane jako materiały kandydujące do zastosowań, takich jak mikroelektronika i fotowoltaika.

Podobne rodzaje ciał stałych występują w innych typach meteorytów, zwanych chondrytami węglistymi, które są szczególnie interesujące dla naukowców planetarnych, ponieważ wiadomo, że są pozostałością po formowaniu się Układu Słonecznego i zawierają cząsteczki organiczne, w tym takie, które mogły dostarczyć materiałów do powstania życia.

Precyzyjna analiza przestrzennego rozmieszczenia atomów pozwoliła zespołowi na bardzo szczegółowe zbadanie budowy struktur krystalicznych. Ku zaskoczeniu zespołu, niektóre z wyników były sprzeczne z obecnymi teoriami na temat procesów fizycznych zachodzących wewnątrz dysków protoplanetarnych, co skłoniło ich do dalszych poszukiwań.

Naszym wyzwaniem jest to, że nie wiemy, jakie ścieżki chemiczne doprowadziły do powstania tych inkluzji – powiedział Zega. Natura jest naszą zlewką laboratoryjną, a ten eksperyment miał miejsce miliardy lat przed naszym pojawieniem się, w zupełnie obcym środowisku.

Na podstawie danych, które autorzy pracy byli w stanie wydobyć ze swoich próbek, doszli do wniosku, że cząstka uformowała się w regionie dysku protoplanetarnego niedaleko miejsca, w którym obecnie znajduje się Ziemia, a następnie odbyła podróż bliżej Słońca, gdzie stawała się coraz gorętsza, by później zmienić kurs i rozpłynąć się w chłodniejszych częściach dalej od młodego Słońca. Ostatecznie, została włączona do planetoidy, która później rozpadła się na kawałki. Niektóre z tych kawałków zostały przechwycone przez ziemską grawitację i spadły jako meteoryty.

Próbki do tego badania zostały pobrane z wnętrza meteorytu i uważane są za prymitywne – innymi słowy, nienaruszone przez wpływ środowiska. Uważa się, że taki prymitywny materiał nie przeszedł żadnych znaczących zmian od czasu jego pierwszego uformowania się ponad 4,5 mld lat temu, co jest rzadkością. Czy podobne obiekty występują na asteroidzie Bennu, której próbki zostaną dostarczone na Ziemię przez misję OSIRIS-REx w 2023 roku, dopiero się okaże. Do tego czasu naukowcy polegają na próbkach, które spadają na Ziemię za pośrednictwem meteorytów.

Autorzy stwierdzili, że badania takie, jak to mogą przenieść naukowców planetarnych krok bliżej do „wielkiego modelu powstawania planet” – szczegółowego zrozumienia materii poruszającej się po dysku, z czego się składa i jak daje początek Słońcu i planetom.

Potężne radioteleskopy, takie jak Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) w Chile, pozwalają astronomom zobaczyć układy gwiezdne w trakcie ich ewolucji, powiedział Zega.

Być może w pewnym momencie będziemy mogli zajrzeć do ewoluujących dysków, a wtedy będziemy mogli naprawdę porównać nasze dane pomiędzy dyscyplinami i zacząć odpowiadać na niektóre z tych naprawdę ważnych pytań. Czy te cząsteczki pyłu tworzą się tam, gdzie myślimy, że powstały w naszym Układzie Słonecznym? Czy są one wspólne dla wszystkich układów gwiazdowych? Czy powinniśmy spodziewać się wzorca, który widzimy w naszym Układzie Słonecznym – skaliste planety blisko gwiazdy centralnej i gazowe olbrzymy dalej – we wszystkich układach? – dodaje Zega.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University Arizona

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna wczesnego Układu Słonecznego, w czasie, gdy nie było jeszcze planet. Źródło: Heather Roper


Załączniki:
Zega Illustration 2 copy.jpg
Zega Illustration 2 copy.jpg [ 533.28 KiB | Przeglądany 240 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: 925 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 42, 43, 44, 45, 46, 47  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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