Dzisiaj jest 04 grudnia 2021, 03:11

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1001 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 45, 46, 47, 48, 49, 50, 51  Następna
Autor Wiadomość
Post: 26 sierpnia 2021, 13:23 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto najszybciej orbitującą planetoidę

Korzystając z olbrzymiej 570-megapikselowej Dark Energy Camera (DECam) w Chile, astronomowie zaledwie trzynaście dni temu (13 sierpnia 2021 r.) odkryli planetoidę o najkrótszym okresie orbitalnym spośród wszystkich znanych planetoid Układu Słonecznego. W peryhelium planetoida o średnicy około 1 km zbliża się do Słońca na odległość 20 mln km (0,13 jednostki astronomicznej) co 113 ziemskich dni. Planetoida 2021 PH27, ukazana na zdjęciach wykonanych podczas zmierzchu, ma również najmniejszą średnią odległość (półoś wielką) spośród wszystkich znanych planetoid w naszym Układzie Słonecznym – tylko Merkury ma krótszy okres i mniejszą półoś wielką. Planetoida znajduje się tak blisko masywnego pola grawitacyjnego Słońca, że doświadcza największych efektów relatywistycznych spośród wszystkich znanych obiektów Układu Słonecznego.

Planetoida oznaczona jako 2021 PH27 została odkryta przez Scotta S. Shepparda z Carnegie Institution of Science w danych zebranych przez Dark Energy Camera (DECam) zamontowaną na 4-metrowym teleskopie Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) w Chile. Znalezione zdjęcia planetoidy zostały wykonane Iana Dell'antonio i Shenming Fu z Brown University wieczorem 13 sierpnia 2021 roku. Sheppard połączył siły z Dell'antonio i Fu podczas prowadzenia obserwacji za pomocą DECam dla Local Volume Complete Cluster Survey, która bada większość masywnych gromad galaktyk w lokalnym Wszechświecie. Oderwali się oni od obserwacji największych obiektów oddalonych o miliony lat świetlnych, aby poszukać znacznie mniejszych obiektów – planetoid – bliżej domu.

Zmierzch lub świt to najlepszy czas na polowanie na planetoidy, które znajdują się wewnątrz orbity Ziemi, w kierunku dwóch najbardziej wewnętrznych planet, Merkurego i Wenus. Jak wiadomo, planety te nigdy nie oddalają się zbytnio od Słońca na niebie i zawsze są najbardziej widoczne w okolicach wschodu lub zachodu Słońca. To samo dotyczy planetoid, które również krążą najbliżej Słońca.

Po odkryciu 2021 PH27 David Tholen z University of Hawai'i zmierzył pozycję planetoidy i przewidział, gdzie będzie można ją obserwować nadchodzącego wieczoru. Następnie, 14 sierpnia 2021 roku, została ona ponownie zaobserwowana przez DECam, a także przez Teleskop Magellana w Obserwatorium Las Campanas w Chile. Potem, 15 sierpnia 2021 roku, Marco Micheli z ESA wykorzystał sieć 1-2-metrowych teleskopów Las Cumbres Observatory do obserwacji jej z CTIO w Chile i RPA, a także do dalszych obserwacji z DECam i Magellana, ponieważ astronomowie przełożyli swoje pierwotnie zaplanowane obserwacje, aby zobaczyć nowo odkrytą planetoidę.

2021 PH27 mogła powstać w Pasie Głównym planetoid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, skąd została wyrzucona przez interakcje grawitacyjne od planet wewnętrznych, które przyciągnęły ją bliżej Słońca. Duże nachylenie jej orbitalny, wynoszące 32 stopnie sugeruje jednak, że może to być wygasła kometa z zewnętrznych obszarów Układu Słonecznego, która została schwytana na bliższą, krótkookresową orbitę podczas przechodzenia w pobliżu jednej z planet typu ziemskiego. Przyszłe obserwacje planetoidy rzucą więcej światła na jej pochodzenie.

Jej orbita jest przypuszczalnie również niestabilna w długich okresach czasu i prawdopodobnie za kilka milionów lat w końcu zderzy się z Merkurym, Wenus lub Słońcem, albo zostanie wyrzucona z wewnętrznego Układu Słonecznego przez grawitacyjne oddziaływanie planet wewnętrznych.

Astronomowie mają problem z odnalezieniem tych wewnętrznych planetoid, ponieważ bardzo często są one ukryte w blasku Słońca. Kiedy planetoidy zbliżają się do naszej dziennej gwiazdy, doświadczają różnych naprężeń, takich jak naprężenia termiczne wywołane ciepłem Słońca oraz naprężenia fizyczne spowodowane grawitacyjnymi siłami pływowymi. Naprężenia te mogą wywołać rozpad niektórych z bardziej kruchych planetoid.

Zrozumienie populacji planetoid wewnętrznych jest ważne dla ukończenia spisu planetoid w pobliżu Ziemi, w tym niektórych z najbardziej prawdopodobnych impaktorów naszej planety, które mogą się do niej zbliżyć w ciągu dnia, i których nie można w łatwy sposób odkryć w większości przeglądów obserwujących w nocy, z dala od Słońca – mówi Sheppard. Dodaje on, że ponieważ 2021 PH27 zbliża się tak bardzo do Słońca to temperatura jej powierzchni osiąga blisko 500 stopni C przy największym zbliżeniu, co jest wystarczające do stopienia ołowiu.

Ponieważ 2021 PH27 znajduje się blisko masywnego pola grawitacyjnego Słońca, doświadcza największych ogólnych efektów relatywistycznych spośród wszystkich znanych obiektów Układu Słonecznego. Objawia się to lekkim odchyleniem kątowym na eliptycznej orbicie planetoidy w czasie, ruchem zwanym precesją, która wynosi około minuty kątowej na wiek.

Planetoida wchodzi właśnie w koniunkcję słoneczną, kiedy to z naszego punktu widzenia widać, jak przesuwa się za Słońce. Okazuje się, że ponownie będzie widoczna z Ziemi na początku 2022 roku, kiedy to nowe obserwacje będą w stanie bardziej szczegółowo określić jej orbitę, dzięki czemu będzie mogła otrzymać oficjalną nazwę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

MPEC 2021-Q41: 2021 PH27

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawiająca planetoidę 2021 PH27 wewnątrz orbity Merkurego. Źródło: CTIO/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva


Załączniki:
noirlab2123a.jpg
noirlab2123a.jpg [ 145.85 KiB | Przeglądany 1177 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 sierpnia 2021, 15:37 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Czerwone olbrzymy, gwiazdy neutronowe i fale grawitacyjne

Wszechświat jest pełen różnych typów gwiazd, w tym dużych, zwanych czerwonymi olbrzymami. Ale co, jeżeli niektóre z tych czerwonych olbrzymów kryją w swoim wnętrzu inną gwiazdę?

Dwie gwiazdy w cenie jednej?
Obiekt Thorne'a-Żytkow (TŻO) jest bardzo szczególnym rodzajem obiektu hybrydowego, który składa się z dwóch gwiazd: czerwonego olbrzyma (lub nadolbrzyma) i gwiazdy neutronowej, która znajduje się w jądrze nadolbrzyma. Jednym ze sposobów, w jaki może powstać TŻO jest bliska ewolucja układu podwójnego złożonego z dwóch masywnych gwiazd (> 8 mas Słońca) krążących wokół siebie. Kiedy bardziej masywna gwiazda z pary osiągnie koniec swojego życia, przejdzie w supernową i pozostawi za sobą małą, gęstą gwiazdę neutronową. Proces ten może spowodować, że gwiazda neutronowa i pozostała masywna gwiazda zacznie opadać po spirali, pozwalając czerwonemu olbrzymowi połknąć maleńką, ale gęstą gwiazdę neutronową.

Wyzwania związane z wykrywaniem TŻO
Chociaż TŻO zostały po raz pierwszy zaproponowane w 1977 roku, pozostają niezwykle trudne do wykrycia i ich istnienie nigdy nie zostało potwierdzone obserwacyjnie. Jednym z problemów jest to, że TŻO nie różni się zbytnio od czerwonego olbrzyma. Jednak ze względu na obecność jądra gwiazdy neutronowej, TŻO powinny mieć inną obfitość chemiczną niż czerwone olbrzymy. Wykorzystując tę wskazówkę, jedna z autorek pracy, dr Emily Levesque, zidentyfikowała w 2014 roku mocnego kandydata na TŻO w Małym Obłoku Magellana. Gwiazda ta, znana jako HV 2112, ma skład chemiczny, jakiego oczekuje się po obiektach TŻO – choć nadal może być po prostu dziwnym czerwonym olbrzymem bez gwiazdy neutronowej w swoim jądrze.

Poza tym, że TŻO są trudne do „wizualnego” odróżnienia od czerwonych olbrzymów, mogą być również trudne do grawitacyjnego odróżnienia od samodzielnych gwiazd neutronowych. Podczas formowania się, TŻO będzie emitować fale grawitacyjne o częstotliwości ~10 Hz, których naziemne detektory, takie jak LIGO, nie są w stanie wykryć ze względu na szum sejsmiczny pochodzący z Ziemi. Po uformowaniu, TŻO będzie emitować fale grawitacyjne od swojego neutronowego jądra „opadającego w dół” (coraz wolniej i wolniej). Jednak opadanie w dół jest tym, co robią gwiazdy neutronowe żyjące poza TŻO (możemy to obserwować na przykładzie pulsara), co sprawia, że trudno jest odróżnić TŻO od samodzielnych gwiazd neutronowych wykorzystując jedynie fale grawitacyjne.

Gdzie można znaleźć TŻO?
Dobra wiadomość jest taka, że fale grawitacyjne i wizualna identyfikacja czerwonych olbrzymów mogą być użyte łącznie do lepszej identyfikacji TŻO! W tym celu autorzy pracy zidentyfikowali kilka pobliskich regionów bogatych w czerwone (nad)olbrzymy, które mogą być dobrymi kandydatami na gospodarzy TŻO. Zdecydowali się na jedną grupę czerwonych nadolbrzymów w regionie nieba znanym jako Ramię Krzyża. Region ten nosi nazwę RSGC1 i jest oddalony od Ziemi o około 6,6 kiloparseka. Jest on również bardzo zwarty, ma około 10 mln lat i zawiera około 210 masywnych gwiazd. Jego odległość i niewielkie rozmiary czynią go idealnym do skanowania w poszukiwaniu sygnatur grawitacyjnych, podczas gdy jego wiek i populacja masywnych gwiazd oznaczają, że TŻO miałyby czas i możliwość uformowania się.

Autorzy pracy dokładnie wymodelowali, jak wyglądałaby sygnatura grawitacyjna TŻO zlokalizowanego w RSGC1. Wzięli pod uwagę właściwości gromady czerwonych olbrzymów, takie jak jej odległość i rozmiar. Rozważono również, jak szybko gwiazdy neutronowe mają tendencję do opadania w dół, co zależy od ich częstotliwości wirowania do pewnej potęgi n, gdzie 2 < n < 7. Autorzy rozważają szereg opcji dla n, które odpowiadają trzem różnym modelom tego, jak gwiazda neutronowa w centrum TŻO będzie opadać w dół. W końcu używają tego, co jest znane jako limit wirowania, co oznacza, że zakładają, że cała energia ze spowolnienia rotacji gwiazdy neutronowej jest uwalniana jako fale grawitacyjne. W rzeczywistości część tej energii może być użyta gdzie indziej – co oznacza, że ich obliczenia są górną granicą dla sygnałów fal grawitacyjnych z TŻO w RSGC1.

Nowe narzędzia do szukania TŻO
Autorzy wykazali, że spodziewane sygnały grawitacyjne dla TŻO w RSGC1 są znacznie powyżej progu szumu LIGO, co oznacza, że jakiekolwiek jądra gwiazd neutronowych prawdopodobnie byłyby wykrywalne! Następnym krokiem jest poszukiwanie takich sygnatur w archiwalnych danych LIGO i porównanie ich z danymi obserwacyjnymi. Jeżeli astronomom uda się znaleźć zarówno sygnaturę fal grawitacyjnych gwiazdy neutronowej, jak i wizualną sygnaturę czerwonego olbrzyma pochodzącą z tego samego źródła, będzie to najmocniejszy dowód na istnienie TŻO: gwiazdy w gwieździe!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna Obiektu Thorne'a-Żytkow z gwiazdą neutronową jako jądro w otoczce z czerwonego olbrzyma. Źródło: Astronomy magazines


Załączniki:
thornezytkowobjectastrohed.jpg
thornezytkowobjectastrohed.jpg [ 61.51 KiB | Przeglądany 1152 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: 31 sierpnia 2021, 17:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Jak dorastają i dojrzewają chaotyczne młode galaktyki

Wykorzystując symulację na superkomputerze, zespołowi naukowców ze Szwecji udało się prześledzić rozwój galaktyk na przestrzeni 13,8 miliarda lat. Badanie pokazuje, jak w wyniku międzygwiezdnych zderzeń czołowych, młode i chaotyczne galaktyki z czasem dojrzewają do fazy galaktyk spiralnych, takich jak nasza Droga Mleczna.

Wkrótce po Wielkim Wybuchu, 13,8 mld lat temu, Wszechświat był niespokojnym miejscem. Galaktyki nieustannie się zderzały. Gwiazdy tworzyły się w ogromnym tempie wewnątrz gigantycznych obłoków gazu. Jednak po kilku miliardach lat międzygalaktycznego chaosu, niesforne, embrionalne galaktyki stały się bardziej stabilne i z czasem dojrzały do stabilnych galaktyk spiralnych. Dokładny przebieg tych przemian długo pozostawał zagadką dla astronomów. Jednak dzięki nowym badaniom opublikowanym w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, naukowcy są w stanie wyjaśnić tę kwestię.

Używając superkomputera, stworzyliśmy symulację o wysokiej rozdzielczości, która dostarcza szczegółowego obrazu rozwoju galaktyki od Wielkiego Wybuchu oraz tego, jak młode chaotyczne galaktyki przekształcają się w stabilne galaktyki spiralne – mówi Oscar Agertz, astronom na Uniwersytecie w Lund.

W badaniu tym astronomowie pod kierownictwem Oscara Agertza i Florenta Renauda wykorzystali gwiazdy Drogi Mlecznej jako punkt wyjścia. Gwiazdy działają jak kapsuły czasu, które zdradzają tajemnice dotyczące odległych epok i środowiska, w którym powstały. Ich pozycje, prędkości i ilości różnych pierwiastków chemicznych mogą więc, z pomocą symulacji komputerowych, pomóc nam zrozumieć, jak powstała nasza własna galaktyka.

Odkryliśmy, że kiedy dwie duże galaktyki zderzają się, wokół starej może powstać nowy dysk ze względu na ogromny napływ gazu gwiazdotwórczego. Nasza symulacja pokazuje, że stary i nowy dysk powoli łączyły się ze sobą przez okres kilku miliardów lat. Jest to coś, co nie tylko doprowadziło do powstania stabilnej galaktyki spiralnej, ale także do powstania populacji gwiazd, które są podobne do tych w Drodze Mlecznej – mówi Florent Renaud, astronom z Uniwersytetu w Lund.

Nowe odkrycia pomogą astronomom w interpretacji obecnych i przyszłych map Drogi Mlecznej. Badania wskazują na nowy kierunek badań, w którym główny nacisk został położony na interakcję pomiędzy zderzeniami dużych galaktyk a tym, jak uformują się dyski galaktyk spiralnych. Zespół badawczy w Lund rozpoczął już nowe symulacje na superkomputerach, we współpracy z infrastrukturą badawczą PRACE (Partnership for Advanced Computing in Europe).

Dzięki obecnym badaniom i naszym nowym symulacjom komputerowym uzyskamy wiele informacji, co oznacza, że będziemy mogli lepiej zrozumieć fascynujące życie Drogi Mlecznej od początku istnienia Wszechświata – podsumowuje Oscar Agertz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Lund University

Vega

Na ilustracji: Zwarta grupa oddziałujących ze sobą galaktyk, podobna do chaosu panującego we wczesnym okresie istnienia Wszechświata. Źródło: NASA/ESA, AND THE HUBBLE SM4 ERO TEAM


Załączniki:
NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.jpg
NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.jpg [ 840.53 KiB | Przeglądany 1139 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 września 2021, 18:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Gdzie w Galaktyce znajduje się PSR J0837-2454?

W 1967 roku studentka Jocelyn Bell Burnell odkryła pierwszego pulsara, otwierając okno na Wszechświat pełen wielu wspaniałych odmian tych ekstremalnych obiektów. Pulsary to szybko wirujące gwiazdy neutronowe o potężnych polach magnetycznych, emitujących wiązki fal radiowych. Są one źródłem wielu interesujących zjawisk: niektóre pulsary pochłaniają towarzyszące im gwiazdy, inne emitują impulsy wysokoenergetycznego promieniowania gamma, a jeszcze inne wykazują nagłe zmiany w okresie rotacji.

Pomimo tej różnorodności, astronomom udało się ustalić pewne typowe właściwości pulsarów. Na przykład, pulsary – zwłaszcza bardzo młode – rzadko są znajdowane blisko płaszczyzny Drogi Mlecznej. Gwiazdy, które je tworzą zazwyczaj żyją w dysku galaktycznym, a wiele pulsarów po prostu nie ma wystarczająco dużo czasu, aby się oddalić. Niedawna praca skupia się jednak na pulsarze, który wydaje się być znacznie dalej od płaszczyzny Galaktyki niż powinniśmy się spodziewać. Co może się dziać?

Paradoksalny pulsar
Ten konkretny pulsar, oznaczony jako J0837-2454, został odkryty w 2011 roku za pomocą radioteleskopu Parkes. Potrzeba było jednak kolejnych sześciu lat, aby uzyskać wystarczającą ilość danych, które pozwoliłyby odpowiednio określić jego własności. Autorzy odkryli, że pulsar był młodszy, szacując jego wiek na zaledwie 28 600 lat, z rozsądnym okresem rotacji i polem magnetycznym. Tym, co sprawiło, że wyróżniał się on na tle innych pulsarów była jego miara dyspersji, która opisuje, jak wiele wolnych elektronów znajduje się pomiędzy nami a pulsarem, a więc działa jak swojego rodzaju przybliżony wskaźnik odległości: jeżeli znasz miarę dyspersji, położenie pulsara na niebie i jak rozmieszczone są elektrony w Galaktyce, możesz obliczyć jego odległość od nas.

Astronomowie wybrali dwa powszechnie stosowane modele gęstości elektronowej Drogi Mlecznej, wprowadzone między innymi na podstawie pomiarów dyspersji i odległości do znanych pulsarów. Jeden z nich, model NE2001, przewidywał, że J0837-2454 powinien znajdować się 6,4 kiloparseka (nieco ponad 20 000 lat świetlnych) od Ziemi, umieszczając go aż 1,1 kpc ponad płaszczyzną galaktyki – znacznie wyżej niż jakikolwiek pulsar w porównywalnym wieku. Drugi model, YMW, przewidywał, że powinien on leżeć poza dyskiem galaktycznym. Obydwa te wyniki byłyby zaskakujące, więc autorzy rozważali inne sposoby oszacowania odległości do pulsara.

Uzyskanie drugiej opinii – i trzeciej
Wiele młodych pulsarów jest związanych z pozostałościami po supernowych, więc sensowne było sprawdzenie, czy w pobliżu J0837-2454 znajduje się jedna z nich. Zespół wykorzystał Australia Telescope Compact Array (ATCA) do poszukiwania emisji radiowej z pozostałości, uzupełniając swoje obserwacje archiwalnymi obrazami z radiowego przeglądu Galactic and Extra-galactic All-sky MWA Survey (GLEAM) oraz Southern Hα Sky Survey (SHASSA).

Obserwacje ATCA nie były w stanie wykryć żadnej emisji podobnej do pozostałości po supernowej, ale obrazy GLEAM pokazały słabą strukturę w pobliżu pulsara, która może reprezentować taką pozostałość. Zakładając, że jest to rzeczywiście pozostałość po supernowej związana z pulsarem, struktura ta mogłaby dostarczyć niezależnego oszacowania odległości do J0837-2454: modele ewolucji pozostałości po supernowej mogłyby oszacować jego fizyczny rozmiar i porównać to z jego rozmiarem kątowym, dając w ten sposób odległość do źródła. Używając tej metody, autorzy określili odległość wynoszącą tylko 0,9 kpc od Ziemi, umieszczając strukturę – i pulsara, jeżeli struktura jest rzeczywiście powiązana z pozostałością – w bardziej rozsądnej odległości od płaszczyzny.

Dane z SHASSA dostarczyły również innego rozwiązania tego dylematu. Obrazy pokazały rozproszoną strukturę Hα w pobliżu pozycji pulsara, różniącą się od emisji radiowej wykrytej przez GLEAM. Autorzy zasugerowali, że emisja ta nie jest związana z pulsarem, lecz znajduje się pomiędzy nim a Ziemią. To mogło przyczynić się do zaskakująco wysokiej dyspersji. Jeżeli to prawda, wyniki SHASSA umiejscowiłyby pulsara w odległości zaledwie 0,2 kpc od Ziemi i blisko płaszczyzny Galaktyki.

Pozostaje jeszcze kilka kwestii do rozważenia. Zakładając, że odległość uzyskana z modelu NE2001 jest poprawna, w jaki sposób pulsar mógł się oddalić tak bardzo od dysku? Przebycie 1,1 kpc w ciągu 28 600 lat wymagałoby, aby pulsar poruszał się nieracjonalnie szybko. Jednakże, opiera się to na założeniu, że pulsar powstał wewnątrz dysku; możliwe jest, że w rzeczywistości uformował się znacznie bliżej swojej obecnej pozycji. Masywny protoplasta mógł być gwiazdą uciekającą, wypchniętą przez swojego towarzysza, który stał się supernową. Jednym ze sposobów potwierdzenia lub obalenia tego scenariusza byłoby zmierzenie prędkości pulsara poza płaszczyzną – nie jest to łatwe zadanie, ale nie niemożliwe.

To wciąż pozostawia oczywisty problem: jeżeli oszacowana odległość wg. modelu NE2001 jest poprawna, dlaczego ATCA nie wykrył pozostałości po supernowej? Możliwe, że struktura wykryta przez GLEAM jest zupełnie niezwiązana z pulsarem, a prawdziwa pozostałość po supernowej jest po prostu zbyt słaba. Jeżeli ośrodek okołogwiazdowy wokół pulsara jest zbyt rozproszony, lub pole magnetyczne jest zbyt słabe, pozostałość nie będzie w stanie wygenerować wystarczająco silnego promieniowania synchrotronowego na częstotliwościach radiowych, aby było wykryte przez ATCA. Połączenie tych dwóch czynników wydaje się być możliwym wyjaśnieniem. W miarę jak radioteleskopy nowej generacji, takie jak Square Kilometre Array będą podłączane do sieci, być może uda nam się znaleźć ostatnie elementy tej pulsarowej układanki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pulsara, szybko wirującej namagnesowanej gwiazdy neutronowej. Źródło: NASA


Załączniki:
fig2-1.jpg
fig2-1.jpg [ 303.09 KiB | Przeglądany 1095 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 września 2021, 17:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Ostatnia wiadomość z pochłoniętych planet

Skomplikowany związek
Gwiazdy i planety mają ważną, choć czasami gwałtowną relację. Planety, o ile wiadomo, powstają w protoplanetarnych dyskach gazu i pyłu wokół młodych gwiazd. Kiedy już urosną, żyją związane grawitacją swoich gwiezdnych gospodarzy, pławiąc się w ich świetle i energii. A jednak większość planet jest zabijana przez gwiazdy, które je utrzymują.

Prawdopodobnie każdy słyszał o gwiazdach pochłaniających otaczające je planety, wciągających je pod swoją powierzchnię, gdy rozszerzają się pod koniec swojego życia. Stanie się tak ze Słońcem oraz Merkurym i Wenus, a być może także z Ziemią za około 5 mld lat, gdy nasza dzienna gwiazda będzie przechodzić do fazy czerwonego olbrzyma.

Istnieją jednak istotne dowody na to, że gwiazdy dość często pożerają swoje planety, jeszcze zanim ich własne życie dobiegnie końca.

Zrozumienie pochodzenia
Autorzy niedawnej pracy znaleźli ślady pechowo przetrawionych ofiar planetarnych układów podwójnych, poszukując różnic w składzie pomiędzy dwiema gwiazdami w każdej parze.

Astrofizycy wiedzą na pewno, że gwiazdy w układach podwójnych muszą mieć to samo miejsce i czas powstania, a co za tym idzie nie powinny się znacznie różnić składem chemicznym.

Autorzy pokazują jednak, że w ich próbce 107 układów – wszystkie składające się z dwóch gwiazd podobnych do Słońca o podobnej temperaturze efektywnej i grawitacji powierzchniowej – w 33 parach znaleziono różnice w obfitości na poziomie dwóch sigma.

Autorzy proponują dwa możliwe wytłumaczenia tego zjawiska: nieznane wcześniej chemiczne niejednorodności w obłokach protogwiazdowych lub zdarzenia pochłaniania planet, które miały miejsce po uformowaniu się gwiazd.

Pierwsza z tych możliwości wstrząsnęła by znaczną częścią astrofizyki, podważając założenie, że obecny skład chemiczny gwiazd zależy od środowiska, w którym powstały gwiazdy – na tym opiera się dziedzina badań galaktyk. Druga natomiast mogłaby rzucić nieco światła na możliwe ścieżki ewolucji układów planetarnych, zwłaszcza tych, które nie są tak spokojne lub tak dobrze zachowane jak kołowe orbity w naszym Układzie Słonecznym.

Ślady zaginionych planet
Wiadomo, że planety w układach wielokrotnych doświadczają znacznie bardziej chaotycznego i dynamicznego życia niż te mające tylko jedną gwiazdę-gospodarza. Planety te mają bardzo zróżnicowane historie dynamiczne, które mogą nawet obejmować destabilizację orbit planetarnych i pożeranie skalistych planet przez gwiazdę.

Kiedy zdestabilizowana planeta wpada do gwiazdy, planeta rozpada się, a materia, taka jak żelazo, jest asymilowana do zewnętrznych warstw gwiazdy. Ilość żelaza w ucztującej gwieździe powinna być zatem wyższa niż w jej rodzeństwie w tym samym układzie.

Rozdzielając podwójne pary według tego, czy obie gwiazdy są podobne czy różne pod względem chemicznym, i wykreślając te dwie populacje w zależności od ich temperatury, staje się oczywiste, że gwiazdy o wyższych temperaturach efektywnych częściej różnią się pod względem składu chemicznego. Autorzy zwracają uwagę, że można się tego spodziewać, ponieważ chłodniejsze gwiazdy mają grubsze strefy, które są w stanie rozrzedzić zasymilowaną ilość skał skuteczniej niż cieńsze strefy konwekcyjne gorętszych gwiazd. Dlatego gorętsze gwiazdy dają lepiej wykrywalne dowody na istnienie zasymilowanych planet.

Na podstawie zbioru danych 107 układów podwójnych gwiazd autorzy opracowali za pomocą pewnego algorytmu (MCMC) model prawdopodobieństwa znalezienia w takich układach gwiazd chemicznie rozbieżnych w zależności od ich temperatury. Dla najgorętszych gwiazd (T=6500 K) model ten daje średnie prawdopodobieństwo znalezienia niedopasowanych par P_Anom = 47% +/- 11%. (P_Anom – anomalna para).

Autorzy zakładają, że warstwy konwekcyjne tych gorących gwiazd są cienkie, tak że każdy spadek materii planetarnej byłby wykrywalny, a para gwiazd stałaby się niedopasowana pod względem składu chemicznego, gdyby przynajmniej jedna z gwiazd połknęła planetę.

Wiek to nie tylko liczba
Oprócz żelaza, lit również może wskazywać na to, że planeta została pożarta przez swoją gwiazdę. Wszystkie gwiazdy powstały z taką samą ilością litu, ale gwiazdy tej samej wielkości i w tym samym wieku co nasze Słońce wypaliły go w całości. Jeżeli planeta zostanie włączona do zewnętrznej warstwy gwiezdnej po tym, jak gwiazda będzie wystarczająco dorosła, by wyczerpać większość swojego litu, pierwiastek ten zostanie w znacznym stopniu uzupełniony przez zdarzenie pochłaniania.

Cisza i spokój
Badania prowadzone przez autorów są bardzo istotne dla badań nad egzoplanetami, ponieważ ich ogromną zaletą jest to, że polegają jedynie na poprawnym pomiarze własności chemicznych gwiazd, a nie na metodach wykrywania egzoplanet, które często są silnie ukierunkowane na pewne typy planet.

Może to również pomóc w zawężeniu obszarów, w których astrofizycy powinni szukać planet podobnych do Ziemi. Słońce, w porównaniu z innymi podobnymi gwiazdami, wydaje się mieć mniejszą obfitość zarówno ciężkich pierwiastków, takich jak żelazo, jak i litu, co wskazuje na to, że prawdopodobnie nigdy nie pochłonęło żadnej planety. Gwiazdy o podobnym składzie chemicznym mogą wskazywać na „spokojną” architekturę układu planetarnego, gdzie planeta może oferować warunki zdatne do zamieszkania, w przeciwieństwie do chaotycznych i bardzo dynamicznych układów, w których planety są często miotane lub nawet pochłaniane przez swoje gwiazdy.

Jeżeli uda nam się znaleźć planetę bliźniaczą do Ziemi, najprawdopodobniej znajdziemy ją w niepozornym i spokojnym układzie, w którym nie ma dowodów na niedawne dramatyczne wydarzenia.
Jednak faktem pozostaje, że podczas gdy poszukiwanie planet nadających się do zamieszkania jest ekscytującym przedsięwzięciem, obserwowanie układów, w których miały miejsce gwałtowne i poważne wydarzenia jest prawdopodobnie równie interesujące.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca gazowego olbrzyma pochłanianego przez gwiazdę macierzystą. Źródło: NASA/ESA/G. Bacon


Załączniki:
456076main_hst-2010-15-1024x819.jpg
456076main_hst-2010-15-1024x819.jpg [ 143.07 KiB | Przeglądany 1080 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 września 2021, 20:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Hubble odkrywa spalające wodór białe karły cieszące się powolnym starzeniem

Czy umierające gwiazdy mogą skrywać sekret młodego wyglądu? Nowe dowody z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a sugerują, że białe karły mogą kontynuować spalanie wodoru w końcowych etapach swojego życia, co sprawia, że wydają się młodsze niż są w rzeczywistości. Odkrycie to może mieć konsekwencje dla sposobu, w jaki astronomowie mierzą wiek gromad gwiazd.

Powszechnie panujący pogląd o białych karłach jako bezwładnych, powoli stygnących gwiazdach został podważony przez obserwacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Międzynarodowa grupa astronomów odkryła pierwsze dowody na to, że białe karły mogą spowalniać tempo starzenia się poprzez spalanie wodoru na swojej powierzchni.

Znaleźliśmy pierwsze obserwacyjne dowody na to, że białe karły mogą nadal przechodzić stabilną aktywność termojądrową – wyjaśnił Jianxing Chen z Alma Mater Studiorum Università di Bologna i Włoskiego Narodowego Instytutu Astrofizyki, który kierował tymi badaniami. Było to sporym zaskoczeniem, ponieważ jest to sprzeczne z tym, co się powszechnie uważa na ten temat.

Białe karły to powoli stygnące gwiazdy, które w ostatnich fazach życia odrzuciły swoje zewnętrzne warstwy. Są one powszechnymi obiektami w kosmosie; około 98% wszystkich gwiazd we Wszechświecie ostatecznie kończy jako białe karły, włączając w to nasze Słońce. Badanie tych etapów stygnięcia pomaga astronomom zrozumieć nie tylko białe karły, ale również ich wcześniejsze stadia.

Aby zbadać fizykę leżącą u podstaw ewolucji białych karłów, astronomowie porównali stygnące białe karły w dwóch masywnych gromadach gwiazd: gromadach kulistych M3 i M13. Te dwie gromady mają wiele wspólnych właściwości fizycznych, takich jak wiek i metaliczność, ale populacje gwiazd, które w końcu dadzą początek białym karłom, różnią się od siebie. W szczególności, ogólny kolor na etapie ewolucji znany jako Gałąź Pozioma (diagramu H-R) jest bardziej niebieski w M13, co wskazuje na populację gorętszych gwiazd. To sprawia, że M3 i M13 są doskonałym laboratorium, w którym można badać, jak różne populacje białych karłów stygną.

Korzystając z Wide Field Camera 3 Hubble’a zespół obserwował M3 i M13 w bliskim ultrafiolecie, co pozwoliło im porównać ponad 700 białych karłów w obu gromadach. Odkryli, że M3 zawiera standardowe białe karły oraz te, które są po prostu stygnącymi jądrami gwiazd. M13 natomiast zawiera dwie populacje białych karłów: standardowe białe karły oraz te, którym udało się zachować zewnętrzną otoczkę wodorową, co pozwala im spalać się dłużej i tym samym wolniej stygnąć.

Porównując swoje wyniki z komputerowymi symulacjami ewolucji gwiazd w M13, naukowcy byli w stanie wykazać, że około 70% białych karłów w tej gromadzie spala wodór na swoich powierzchniach, co spowalnia tempo ich stygnięcia.

Odkrycie to może mieć konsekwencje dla sposobu, w jaki astronomowie mierzą wiek gwiazd w Drodze Mlecznej. Ewolucja białych karłów była wcześniej modelowana jako przewidywalny proces chłodzenia. Ta stosunkowo prosta zależność pomiędzy wiekiem a temperaturą sprawiła, że astronomowie zaczęli wykorzystywać tempo stygnięcia białych karłów jako naturalny zegar do wyznaczania wieku gromad gwiazd, w szczególności gromad kulistych i otwartych. Jednakże, białe karły spalające wodór mogą powodować, że te szacunki wieku mogą być niedokładne nawet o 1 mld lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Vega

Na ilustracji: Widok z Hubble'a na M13 (2010 roku) i M3 (2019 rok). Źródło: HST


Załączniki:
heic2108a.jpg
heic2108a.jpg [ 456.28 KiB | Przeglądany 1065 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 września 2021, 22:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie wyjaśniają pochodzenie nieuchwytnych skrajnie rozproszonych galaktyk

Jak sama nazwa wskazuje, galaktyki skrajnie rozproszone (UDG) są galaktykami karłowatymi, których gwiazdy są rozproszone w olbrzymim obszarze, co powoduje, że ich jasność powierzchniowa jest bardzo niska, przez co są bardzo trudne do wykrycia. Kilka pytań dotyczących UGD pozostaje bez odpowiedzi: jak doszło do tego, że galaktyki karłowate stały się tak rozległe? Czy ich halo ciemnej materii jest czymś wyjątkowym?

Obecnie, międzynarodowy zespół astronomów, któremu przewodzi Laura Sales, astronom z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Riverside, donosi w Nature Astronomy, że wykorzystali zaawansowane symulacje do wykrycia kilku „wygaszonych” skrajnie rozproszonych galaktyk w środowiskach o niskiej gęstości we Wszechświecie. Wygaszona galaktyka to taka, która nie tworzy gwiazd.

To, co wykryliśmy, jest sprzeczne z teoriami powstawania galaktyk, ponieważ wygaszone galaktyki karłowate muszą znajdować się w środowiskach gromad lub grup, aby gaz został usunięty i przestał tworzyć gwiazdy – powiedziała Sales. Jednak wykryte przez nas wygaszone UDG są odosobnione. Byliśmy w stanie zidentyfikować kilka z tych wygaszonych UDG w terenie i prześledzić ich ewolucję wstecz w czasie i dowieść, że pochodzą one z orbit ekstremalnie wydłużonych.

Termin „w terenie” odnosi się tutaj do galaktyk odizolowanych w spokojniejszych środowiskach, a nie w otoczeniu grup czy gromad. Sales wyjaśniła, że galaktyka odizolowana (ang. backsplash galaxies) to obiekt, który dzisiaj wygląda jak odizolowana galaktyka, ale faktycznie jest częścią gromady galaktyk, wokół której orbituje po ekstremalnie wydłużonej orbicie. Przypomina to kometę, która okresowo odwiedza nasze Słońce, ale większość swojej podróży spędza w izolacji, z dala od większości Układu Słonecznego.

Izolowane galaktyki i galaktyki satelitarne mają różne właściwości, ponieważ fizyka ich ewolucji jest zupełnie inna – powiedziała. Te izolowane galaktyki są intrygujące, ponieważ dzielą właściwości z populacją galaktyk satelitarnych w układzie, do którego kiedyś należały, ale dzisiaj obserwuje się, że są odizolowane od układu.

Galaktyki karłowate to małe galaktyki, które zawierają od 100 mln do kilku mld gwiazd. Dla porównania, Droga Mleczna ma około 200 do 400 mld gwiazd. Podczas gdy wszystkie galaktyki UDG są galaktykami karłowatymi, nie wszystkie galaktyki karłowate są UDG. Na przykład, przy podobnej jasności, galaktyki karłowate wykazują bardzo duży zakres rozmiarów, od zwartych do rozproszonych. UDG są końcową częścią najbardziej rozciągniętych obiektów przy danej jasności. UDG ma zawartość gwiazdową galaktyki karłowatej, 10-100 razy mniejszą od Drogi Mlecznej. Jednak jej rozmiar jest porównywalny do Drogi Mlecznej, co daje jej niezwykle niską jasność powierzchniową, która czyni ją wyjątkową.

Sales wyjaśniła, że halo ciemnej materii w galaktyce karłowatej ma masę co najmniej 10 razy większą niż Droga Mleczna, a rozmiar skaluje się podobnie. UDG mają jednak tę regułę i wykazują rozciągłość radialną porównywalną z tą, jaką wykazują znacznie większe galaktyki.

Jedną z popularnych teorii wyjaśniających ten stan rzeczy było to, że UDG są „nieudanymi Drogami Mlecznymi”, co oznacza, że były przeznaczone do bycia galaktykami takimi jak nasza Droga Mleczna, ale w jakiś sposób nie udało im się uformować gwiazd – powiedział José A. Benavides, student studiów magisterskich w Instytucie Astronomii Teoretycznej i Eksperymentalnej w Argentynie i pierwszy autor pracy naukowej. Teraz wiemy, że ten scenariusz nie może wyjaśnić wszystkich UDG. Powstają więc teoretyczne modele, w których więcej niż jeden mechanizm formowania się gwiazd może być w stanie stworzyć te skrajnie rozproszone obiekty.

Według Sales, wartość nowej pracy jest dwojaka. Po pierwsze, symulacja użyta przez badaczy, zwana TNG50, z powodzeniem przewidziała UDG o charakterystyce podobnej do obserwowanych UDG. Po drugie, badacze znaleźli kilka rzadkich wygaszonych UDG, dla których nie znają mechanizmu powstawania.

Używając TNG50 jako „wehikułu czasu”, aby zobaczyć, jak skrajnie rozproszone galaktyki dostały się tam, gdzie są, stwierdzili, że te obiekty były wyrzucone na bardzo eliptyczną orbitę i wyglądają dzisiaj na odizolowane – powiedziała.

Naukowcy donoszą również, że zgodnie z ich symulacjami, wygaszone UDG mogą stanowić 25% populacji skrajnie rozproszonych galaktyk. W obserwacjach jednak, odsetek ten jest znacznie mniejszy.

Oznacza to, że wiele galaktyk karłowatych czających się w ciemności mogło pozostać niewykrytych dla naszych teleskopów – powiedziała Sales. Mamy nadzieję, że nasze wyniki zainspirują nowe strategie badania Wszechświata o niskiej jasności, co pozwoliłoby na pełny spis tej populacji galaktyk karłowatych.

Badania te są pierwszymi, które pozwoliły określić niezliczoną ilość środowisk – od pojedynczych galaktyk karłowatych w grupach i gromadach – niezbędnych do wykrycia UDG, i to z wystarczająco wysoką rozdzielczością, aby zbadać ich morfologię i strukturę.

Następnie, zespół badawczy będzie kontynuował badania UDG w symulacjach TNG50, aby lepiej zrozumieć, dlaczego te galaktyki są tak rozciągnięte w porównaniu z innymi galaktykami karłowatymi o tej samej zawartości gwiazd. Naukowcy wykorzystają Teleskop Kecka na Hawajach, jeden z najpotężniejszych teleskopów na świecie, aby zmierzyć zawartość ciemnej materii w UDG w Gromadzie w Pannie, najbliższej Ziemi gromadzie galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCR

Vega

Na ilustracji: Po lewej, jedna ze skrajnie rozproszonych galaktyk, które były analizowane w symulacji. Po prawej obraz galaktyki DF2, która jest prawie przezroczysta. Źródło: ESA/Hubble


Załączniki:
Ultradiffuse galaxies.png
Ultradiffuse galaxies.png [ 2.01 MiB | Przeglądany 1029 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: 10 września 2021, 18:10 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Ziemne klasyczne obiekty Pasa Kuipera

Pas Kuipera to dysk małych lodowych ciał, uważanych za pozostałości po wczesnym Układzie Słonecznym, który okrąża Słońce od orbity Neptuna (około 30 jednostek astronomicznych od Słońca) do około 50 j.a. Obiekty Pasa Kuipera (KBO) orbitują pod znacznymi kątami nachylenia w stosunku do płaszczyzny orbit planetarnych. Tak zwane klasyczne KBO orbitują w określonym zakresie odległości od Neptuna, a ich podgrupa, zwana zimnymi klasycznymi KBO, ma bardzo mały kąt nachylenia, mniejszy niż około sześć stopni. Astronomowie uważają, że zimne klasyczne KBO są dynamicznie dziewicze, to znaczy, że uformowały się in-situ, a nie zostały rozproszone na swoich orbitach przez Neptuna lub inne procesy. Ich mały kąt inklinacji odzwierciedla tę historię.

Ziemne klasyczne KBO mają na ogół czerwonawe zabarwienie, co jest wynikiem ich składu, a prawie 30% z nich występuje w szeroko rozdzielonych układach podwójnych. Ostatnio zidentyfikowano rzadką podgrupę zimnych klasycznych KBO, która jest wyraźnie bardziej niebieska i 100% z nich występuje jako układy podwójne. Zespół astronomów Col-OSSOS (Colours of the Outer Solar System Origins Survey) uzyskał optyczne pomiary barw 98 obiektów Pasa Kuipera, zwiększając całkowitą liczbę zimnych klasycznych KBO z dokładnymi pomiarami fotometrycznymi z 87 do 113. Dzięki tak dużej próbce kolorów, zimnych klasycznych KBO, zespół był w stanie zidentyfikować korelację pomiędzy barwą a podwójnością obiektów.

Naukowcy twierdzą, że te niebieskie zimne klasyczne KBO są „ocalałymi z wypchnięcia”, umieszczonymi w regionie z innymi klasycznymi KBO, gdy Neptun migrował na zewnątrz swojej orbity, a nie dziewiczymi. Używając symulacji i narzędzi statystycznych, doszli do wniosku, że większość obiektów, które uformowały się w klasycznym regionie, musiała uformować się jako układy podwójne i pozostać razem, nawet jeżeli są one od siebie bardzo oddalone i przez to dynamicznie kruche. Symulacje wzmacniają tezę, że te niebieskie ocalałe obiekty zostały wypchnięte. Astronomowie twierdzą, że dalsze badania tych niebieskich obiektów pomogą odkryć szczegóły drogi, jaką przebył Neptun podczas swojej migracji we wczesnym okresie istnienia Układu Słonecznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Schemat Pasa Kuipera pokazujący położenie tysięcy klasycznych KBO (na czerwono). Źródło: Astronomy Magazine/ Roen Kelly after the Minor Planet Center


Załączniki:
CCKBOs-ASYMU0218_07.jpg
CCKBOs-ASYMU0218_07.jpg [ 74.24 KiB | Przeglądany 1017 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: 14 września 2021, 20:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Nowe badania przybliżają nas do poznania supermasywnych czarnych dziur

Galaktyki są siedliskiem supermasywnych czarnych dziur, które mają masy od milionów do miliardów razy większe niż nasze Słońce. Kiedy galaktyki się zderzają, pary supermasywnych czarnych dziur w ich centrach również znajdują się na kursie kolizyjnym. Zanim dwie czarne dziury zderzą się ze sobą, mogą minąć miliony lat. Kiedy odległość między nimi jest wystarczająco mała, podwójne czarne dziury zaczynają wytwarzać falowanie czasoprzestrzeni, które nazywamy falami grawitacyjnymi.

Fale grawitacyjne po raz pierwszy zaobserwowano w 2015 roku, ale wykryto je z dużo mniejszych czarnych dziur, które mają masy dziesiątek mas Słońca. Fale grawitacyjne z supermasywnych czarnych dziur stanowią zagadkę dla naukowców. Ich odkrycie byłoby nieocenione dla zrozumienia, w jaki sposób tworzą się i ewoluują galaktyki i gwiazdy, a także odkrycie pochodzenia ciemnej materii.

Najnowsze badania prowadzone przez dr Borisa Goncharova i prof. Ryana Shannona – obaj z OzGrav – próbowały rozwiązać tę zagadkę. Wykorzystując najnowsze dane z australijskiego eksperymentu znanego jako Parkes Pulsar Timing Array, zespół naukowców poszukiwał tych tajemniczych fal grawitacyjnych pochodzących od supermasywnych czarnych dziur.

W eksperymencie zaobserwowano pulsary radiowe: niezwykle gęste zapadnięte jądra masywnych nadolbrzymów, (zwanych gwiazdami neutronowymi), które emitują fale radiowe. Czas nadejścia tych impulsów jest niezwykle precyzyjny, podczas gdy tło fal grawitacyjnych spowalnia i przyspiesza czas nadejścia impulsów w przewidywalny sposób na całym niebie, mniej więcej o tę samą wartość we wszystkich pulsarach. Naukowcy odkryli, że czasy dotarcia tych fal radiowych wykazują odchylenia o podobnych właściwościach, jakich oczekujemy od fal grawitacyjnych. Potrzeba jednak więcej danych, aby stwierdzić, czy czasy dotarcia fal radiowych są skorelowane we wszystkich pulsarach na całym niebie. Podobne wyniki zostały uzyskane przez zespoły a Ameryki Północnej i Europy. Ta współpraca, wraz z grupami z Indii, Chin i Ameryki Południowej, aktywnie łączy zbiory danych w ramach International Pulsar Timing Array, aby poprawić pokrycie nieba.

Odkrycie to jest uważane za prekursora w wykrywaniu fal grawitacyjnych z supermasywnych czarnych dziur. Jednak dr Goncharov i jego współpracownicy zwrócili uwagę, że obserwowane zmiany w czasach dotarcia fal radiowych mogą być również spowodowane szumem wewnętrznym pulsara. Dr Goncharov powiedział: Aby dowiedzieć się, czy obserwowany „wspólny” dryf ma pochodzenie fal grawitacyjnych, czy też sygnał fal grawitacyjnych znajduje się głębiej w szumie, musimy kontynuować pracę z nowymi danymi z rosnącej liczby matryc czasowych pulsarów na całym świecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Symulacja zderzających się dwóch czarnych dziur. Źródło: NASA


Załączniki:
super-bh-nasa_orig.jpg
super-bh-nasa_orig.jpg [ 42.22 KiB | Przeglądany 978 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 września 2021, 20:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Ponowny wybuch supernowej spodziewany w 2037 roku

Prognozowanie, zwłaszcza w astronomii, to nie lada wyzwanie. Istnieje jednak kilka prognoz, na których astronomowie mogą polegać, jak np. czas zbliżających się zaćmień Księżyca i Słońca, czy też powroty niektórych komet.

Teraz, spoglądając daleko poza Układ Słoneczny, astronomowie dodali solidną zapowiedź wydarzenia, które będzie miało miejsce głęboko w przestrzeni międzygalaktycznej: obraz eksplodującej gwiazdy, nazwanej Supernowa REQUIEM, która pojawi się około 2037 roku. Mimo, że nie będzie ona widoczna nieuzbrojonym okiem, to niektóre przyszłe teleskopy powinny być w stanie ją dostrzec.

Okazuje się, że przyszłe pojawienie się będzie czwartym znanym widokiem tej samej supernowej, wzmocnionym, rozjaśnionym i podzielonym na osobne obrazy przez masywną gromadę galaktyk na pierwszym planie, działającą jak kosmiczne szkło powiększające. Trzy obrazy supernowej zostały po raz pierwszy odnalezione w archiwalnych danych wykonanych w 2016 roku przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a.

Powielone obrazy powstają dzięki potężnej grawitacji monstrualnej gromady galaktyk, która zniekształciła i wzmocniła światło supernowej znajdującej się daleko za nią. Efekt ten nazywany jest soczewkowaniem grawitacyjnym. Efekt ten, po raz pierwszy przewidziany przez Alberta Einsteina, jest podobny do tego, jak szklana soczewka ugina światło, aby powiększyć obraz odległego obiektu.

Trzy zogniskowane obrazy supernowej, widziane jako maleńkie kropki uchwycone na pojedynczym zdjęciu przedstawiają światło będące następstwem wybuchu. Kropki różnią się jasnością i kolorem, co oznacza trzy różne fazy gasnącego wybuchu, który stygł z czasem.

Światło pochodzące z gromady MACS J0138.0-2155, które uchwycił Hubble, potrzebowało około czterech miliardów lat, aby dotrzeć do Ziemi. Światło z Supernowej REQUIEM potrzebowało na swoją podróż około 10 miliardów lat, bazując na odległości galaktyki-gospodarza.

Przewidywania zespołu dotyczące ponownego pojawienia się supernowej oparte są na komputerowych modelach gromady, które opisują różne ścieżki, jakimi podąża światło supernowej w labiryncie zbitej ciemnej materii zgrupowania galaktyk. Ciemna materia to niewidoczna materia, która stanowi większość materii we Wszechświecie i jest rusztowaniem, na którym zbudowane są galaktyki i gromady galaktyk.

Każdy ze wzmocnionych obrazów przebiega inną drogą przez gromadę i dociera na Ziemię w innym czasie, częściowo ze względu na różnice w długości dróg, którymi podąża światło supernowej.

Ponadto, obraz soczewkowanej supernowej, który ma się pojawić w 2037 roku, jest opóźniony w stosunku do innych obrazów tej supernowej, ponieważ jej światło podróżuje bezpośrednio przez środek gromady, gdzie znajduje się największa ilość ciemnej materii. Ogromna masa gromady zakrzywia światło, powodując większe opóźnienie.

Soczewkowane obrazy supernowych zostały odkryte w 2019 roku przez Gabe'a Brammera, współautora badania w Cosmic Dawn Center w Instytucie Nielsa Bohra na Uniwersytecie Kopenhaskim w Danii. Brammer zauważył zwierciadlane obrazy supernowych podczas analizy odległych galaktyk powiększonych przez masywne gromady galaktyk pierwszego planu w ramach trwającego programu Hubble’a o nazwie REsolved QUIEscent Magnified Galaxies (REQUIEM).

Porównał nowe dane REQUIEM z 2019 roku z archiwalnymi obrazami wykonanymi w 2016 roku w ramach innego programu naukowego Hubble’a. Jego uwagę przykuł maleńki czerwony obiekt w danych z 2016 roku, który początkowo uznał za odległą galaktykę. Jednak na zdjęciach z 2019 roku obiekt ten zniknął.

Ale potem, przy dalszej interpretacji danych z 2016 roku, zauważyłem, że faktycznie były tam trzy powiększone obiekty, dwa czerwone i jeden fioletowy – wyjaśnił. Każdy z tych trzech obiektów był sparowany z soczewkowanym obrazem odległej masywnej galaktyki. Natychmiast zasugerowało mi to, że nie była to odległa galaktyka, ale w rzeczywistości przejściowe źródło w tym układzie, które zniknęło z widoku na obrazach z 2019 roku niczym zgaszona żarówka.

Brammer współpracował ze Stevem Rodneyem z University of South Carolina w Kolumbii, aby przeprowadzić dalszą analizę układu. Zogniskowane obrazy supernowych ułożone są w łuk wokół jądra gromady. Pojawiają się one jako małe kropki w pobliżu rozmazanych pomarańczowych tworów, które są uważane za powiększone migawki galaktyki gospodarza supernowej.

Współautor badania, Johan Richard z Uniwersytetu w Lyonie we Francji, stworzył mapę ilości ciemnej materii w gromadzie, wywnioskowaną na podstawie soczewkowania, które ona wytwarza. Mapa pokazuje przewidywane lokalizacje soczewkowanych obiektów. Przewiduje się, że ta supernowa pojawi się ponownie w 2035 roku, ale będzie tak słaba, że zespół badawczy uważa, że nie będzie widoczna.

Uchwycenie powtórzenia eksplozji pomoże astronomom zmierzyć opóźnienie czasowe pomiędzy wszystkimi czterema obrazami supernowej, co da wskazówki dotyczące rodzaju wypaczonego terenu kosmicznego, jaki musiało pokonać światło eksplodującej gwiazdy. Uzbrojeni w te pomiary, naukowcy będą mogli dopracować modele, które wyznaczają masę gromady. Opracowanie precyzyjnych map ciemnej materii dla masywnych gromad galaktyk to kolejny sposób, w jaki astronomowie mogą zmierzyć tempo ekspansji Wszechświata i zbadać naturę ciemnej energii, tajemniczej formy energii, która działa wbrew grawitacji i powoduje, że Wszechświat rozszerza się w szybszym tempie.

Ta metoda opóźnienia czasowego jest cenna, ponieważ jest to bardziej bezpośredni sposób pomiaru tempa ekspansji Wszechświata, wyjaśnił Rodney: Te długie opóźnienia czasowe są szczególnie cenne, ponieważ można uzyskać dobry, precyzyjny pomiar tego opóźnienia czasowego, jeżeli jest się po prostu cierpliwym i czeka się latami, w tym przypadku ponad dekadę, na powrót ostatecznego obrazu – powiedział. Jest to całkowicie niezależna ścieżka do obliczenia tempa ekspansji Wszechświata. Prawdziwą wartością w przyszłości będzie użycie większej próbki tychże w celu poprawy precyzji.

Dostrzeganie soczewkowanych obrazów supernowych stanie się coraz bardziej powszechne w ciągu najbliższych 20 lat dzięki Nancy Grace Roman Space Telescope oraz rozpoczęciu działalności Obserwatorium Very C. Rubin. Oba teleskopy będą obserwować duże połacie nieba, co pozwoli im dostrzec dziesiątki kolejnych zwielokrotnionych obrazów supernowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Obraz soczewkowanej supernowej REQUIEM przez gromadę galaktyk MACS J0138.0-2155. Źródło: Joseph DePasquale (STScI)


Załączniki:
stsci-01f9kzxfka9h4tpegp0mrqcpgp.png
stsci-01f9kzxfka9h4tpegp0mrqcpgp.png [ 1.41 MiB | Przeglądany 965 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 września 2021, 12:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Kwazary jako kosmiczne świece standardowe

W 1929 roku Edwin Hubble opublikował obserwacje, z których wynika, że odległości i prędkości galaktyk są skorelowane, a odległości te są wyznaczane na podstawie gwiazd zwanych cefeidami. Harwardzka astronom Henrietta Swan Leavitt odkryła, że cefeida zmienia się z okresem, który jest związany z jej jasnością absolutną. Skalibrowała ona ten efekt, a gdy Hubble porównał obliczone wartości z obserwowanymi przez siebie jasnościami, był w stanie wyznaczyć ich odległości. Jednak nawet dzisiaj w ten sposób można badać tylko cefeidy w stosunkowo bliskich galaktykach. Aby rozszerzyć skalę odległości do wcześniejszych okresów w historii kosmosu, astronomowie wykorzystali supernowe, które można obserwować w znacznie większych odległościach. Porównując obserwowaną jasność supernowej z jej jasnością absolutną, opartą na jej klasyfikacji, astronomowie są w stanie określić jej odległość; porównując to z prędkością galaktyki-gospodarza (jej przesunięciem ku czerwieni, mierzonym spektroskopowo) uzyskuje się „relację Hubble’a” odnoszącą prędkość galaktyki do jej odległości. Najbardziej wiarygodne do tego celu, ze względu na ich kosmiczną jednorodność, są tak zwane supernowe typu Ia, które uważa się za „świece standardowe” – wszystkie mają taką samą jasność absolutną. Jednak nawet supernowe stają się trudniejsze do badania w ten sposób, gdy znajdują się dalej; do tej pory najodleglejsza supernowa typu Ia z wiarygodnym określeniem prędkości pochodzi z okresu około 3 mld lat po Wielkim Wybuchu.

Astronomowie CfA Susanna Bisogni, Francesca Civano, Martin Elvis i Pepi Fabbiano oraz ich współpracownicy proponują wykorzystanie kwazarów jako nowej świecy standardowej. Najodleglejsze znane kwazary zostały dostrzeżone w okresie zaledwie około siedmiuset mln lat po Wielkim Wybuchu, co dramatycznie rozszerza zakres przesunięć ku czerwieni świec standardowych. Kolejną zaletą kwazarów jest to, że w ciągu ostatnich kilku lat odkryto ich setki tysięcy. Co więcej, procesy fizyczne zachodzące w kwazarach różnią się od tych w supernowych, dostarczając całkowicie niezależnych miar parametrów kosmologicznych.

Nowy schemat zaproponowany przez astronomów opiera się na ich odkryciu, że emisja promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego w kwazarach jest ściśle skorelowana. W sercu kwazara znajduje się supermasywna czarna dziura otoczona bardzo gorącym dyskiem z materii akrecyjnej, która emituje w ultrafiolecie. Dysk z kolei jest otoczony przez gorący gaz z elektronami poruszającymi się z prędkościami bliskimi prędkości światła, a kiedy fotony ultrafioletowe napotykają te elektrony, ich energia jest zwiększana do promieniowania rentgenowskiego. Zespół, bazując na swoich wcześniejszych metodach, przeanalizował pomiary rentgenowskie 2332 odległych kwazarów z nowego katalogu źródeł Chandra i porównał je z wynikami pomiarów w UV z przeglądu Sloan Digital Sky Survey. Odkryli oni, że znana już ścisła korelacja pomiędzy jasnością w UV i promieniowaniu X kwazarów utrzymuje się w odległych kwazarach przez ponad 85% wieku Wszechświata, stając się jeszcze ściślejsza we wcześniejszych okresach. Wynika z tego, że te dwie wielkości mogą wyznaczyć odległość każdego kwazara, a odległości te mogą być użyte do testowania modeli kosmologicznych. Jeżeli wyniki zostaną potwierdzone, dostarczą astronomom nowego narzędzia do pomiaru właściwości ewoluującego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Kwazar 3C 273 z dżetem, widziany przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra. Źródło: Chandra X-ray Observatory


Załączniki:
3C273_Chandra.jpg
3C273_Chandra.jpg [ 28.6 KiB | Przeglądany 907 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 września 2021, 19:07 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Niespodzianka: Droga Mleczna nie jest jednorodna

Astronomowie z Uniwersytetu Genewskiego zaobserwowali kompozycję gazów w naszej galaktyce i wykazali, że, wbrew dotychczasowym modelom, nie są one jednorodnie wymieszane.

Aby lepiej zrozumieć historię i ewolucję Drogi Mlecznej, astronomowie badają skład gazów i metali, które stanowią istotną część naszej galaktyki. Wyróżnia się trzy główne pierwiastki: początkowy gaz pochodzący spoza naszej galaktyki, gaz znajdujący się pomiędzy gwiazdami wewnątrz naszej galaktyki – wzbogacone w pierwiastki chemiczne – oraz pył powstały w wyniku kondensacji metali obecnych w tym gazie. Do tej pory modele teoretyczne zakładały, że te trzy pierwiastki były jednorodnie wymieszane w całej Drodze Mlecznej i osiągnęły poziom wzbogacenia chemicznego podobny do atmosfery Słońca, zwany słoneczną metalicznością. Teraz zespół astronomów z Uniwersytetu Genewskiego (UNIGE) wykazał, że gazy te nie są wymieszane w takim stopniu, jak wcześniej sądzono, co ma duży wpływ na obecne rozumienie ewolucji galaktyk. W rezultacie, symulacje ewolucji Drogi Mlecznej będą musiały być zmodyfikowane. Wyniki opublikowano w czasopiśmie Nature.

Galaktyki składają się ze zbioru gwiazd i powstają w wyniku kondensacji gazu w ośrodku międzygalaktycznym, składającego się głównie z wodoru i odrobiny helu. Gaz ten nie zawiera metali, w przeciwieństwie do gazu w galaktykach – w astronomii wszystkie pierwiastki cięższe od helu nazywane są zbiorczo „metalami”, chociaż są to atomy w postaci gazowej. Galaktyki są zasilane przez „dziewiczy” gaz, który wpada do nich z zewnątrz, co odmładza je i pozwala na powstawanie młodych gwiazd, wyjaśnia Annalisa De Cia, profesor w Katedrze Astronomii na Wydziale Nauk UNIGE i pierwsza autorka badania. Jednocześnie gwiazdy przez całe swoje życie spalają wodór, który je tworzy, i tworzą inne pierwiastki w procesie nukleosyntezy. Kiedy gwiazda, która osiągnęła koniec swojego życia, eksploduje, wyrzuca wyprodukowane przez siebie metale, takie jak żelazo, cynk, węgiel i krzem, wprowadzając te pierwiastki do gazu w galaktyce. Atomy te mogą następnie skondensować się w pył, szczególnie w chłodniejszych, gęstszych częściach galaktyki. Początkowo, kiedy Droga Mleczna się uformowała, ponad 10 mld lat temu, nie zawierała metali. Potem gwiazdy stopniowo wzbogacały środowisko o metale, które produkowały – kontynuuje badaczka. Kiedy ilość metali w tym gazie osiąga poziom, jaki występuje w Słońcu, astronomowie mówią o słonecznej metaliczności.

Niezbyt jednorodne środowisko
Środowisko tworzące Drogę Mleczną skupia zatem metale produkowane przez gwiazdy, cząsteczki pyłu, które uformowały się z tych metali, ale także gazy spoza galaktyki, które regularnie do niej wpływają. Do tej pory modele teoretyczne zakładały, że te trzy pierwiastki są jednorodnie wymieszane i osiągają skład słoneczny w całej naszej galaktyce, z lekkim wzrostem metaliczności w centrum, gdzie gwiazdy są liczniejsze, wyjaśnia Patrick Petitjean, badacz z Institut d'Astrophysique de Paris na Sorbonie. Chcieliśmy to szczegółowo zaobserwować za pomocą spektrografu ultrafioletowego na Kosmicznym Teleskopie Hubble’a.

Spektroskopia pozwala na rozdzielenie światła gwiazdy na poszczególne kolory lub częstotliwości, trochę jak w pryzmacie lub w tęczy. W takim rozłożonym świetle, astronomowie są szczególnie zainteresowani liniami absorpcyjnymi: Kiedy obserwujemy gwiazdę, metale, które tworzą gaz pomiędzy gwiazdą a nami, pochłaniają bardzo małą część światła w charakterystyczny sposób, w specyficznej częstotliwości, co pozwala nam nie tylko zidentyfikować ich obecność, ale także powiedzieć, jaki to metal i jak jest obfity – kontynuuje.

Nowa metoda opracowana do obserwacji całkowitej metaliczności
Przez 25 godzin zespół naukowców obserwował atmosfery 25 gwiazd za pomocą Hubble’a i Bardzo Dużego Teleskopu (VLT). Problem? Pył nie może być policzony za pomocą tych spektrografów, nawet jeżeli zawiera metale. Zespół Annalisy De Cia opracował więc nową technikę obserwacyjną. Polega ona na uwzględnieniu całkowitego składu gazu i pyłu poprzez jednoczesną obserwację kilku pierwiastków, takich jak żelazo, cynk, tytan, krzem i tlen – wyjaśnia genewska badaczka. Następnie możemy prześledzić ilość metali obecnych w pyle i dodać ją do tej już określonej ilościowo przez poprzednie obserwacje, aby uzyskać sumę.

Dzięki tej podwójnej technice obserwacyjnej astronomowie odkryli, że środowisko Drogi Mlecznej nie jest jednorodne, ale także, że niektóre z badanych obszarów osiągają zaledwie 10% słonecznej metaliczności. To odkrycie odgrywa kluczową rolę w projektowaniu teoretycznych modeli dotyczących powstawania i ewolucji galaktyk – mówi Jens-Kristian Krogager, badacz z Wydziału Astronomii UNIGE. Od teraz będziemy musieli udoskonalić symulacje poprzez zwiększenie rozdzielczości, tak abyśmy mogli uwzględnić te zmiany metaliczności w różnych miejscach w Drodze Mlecznej.

Wyniki te mają duży wpływ na nasze rozumienie ewolucji galaktyk, w szczególności naszej własnej. Metale odgrywają fundamentalną rolę w formowaniu się gwiazd, pyłu kosmicznego, cząsteczek i planet. Wiemy, że nowe gwiazdy i planety mogą być formowane z gazów o bardzo różnym składzie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UNIGE

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna: obłoki i strumienie kosmicznego gazu „dziewiczego” akreują na Drogę Mleczną. Źródło: Dr Mark A. Garlick


Załączniki:
page_garde_DeCia.jpg
page_garde_DeCia.jpg [ 211.64 KiB | Przeglądany 884 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 września 2021, 16:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Ciężkie metale wskazują na niezwykle gęstego białego karła

Zespół astronomów kierowany przez Yuken Ohshiro (Uniwersytet Tokijski) wykorzystał obserwacje rentgenowskie z kosmicznego obserwatorium XMM Newton do wykrycia obecności metali ciężkich w pozostałości po supernowej 3C 397. Odkryli region, który jest bogaty w tytan i chrom, oprócz częściej spotykanych manganu, żelaza i niklu. Stosunki obfitości tych pierwiastków sugerują, że uformowały się one w białym karle o gęstości centralnej 5 x 10^9 g cm^-3, co jest ponad dwukrotnie większą gęstością niż oczekiwana dla białego karła na granicy masy Chandrasekhara – maksymalnej masy, jaką białe karły są w stanie osiągnąć.

Odkrycie to sugeruje, że białe karły, które dają początek supernowym typu Ia nie są identyczne, lecz mają różne gęstości centralne. Ponieważ supernowe typu Ia uważane są za świece standardowe – kosmiczne latarnie o jednakowej jasności, które pozwalają nam mierzyć dystans do odległych galaktyk - bardzo ważne jest zrozumienie, czy białe karły będące ich protoplastami są tak jednorodne, jak się tego spodziewamy. Rozszerzenie tej techniki pomiarowej na inne pozostałości po supernowych powinno wyjaśnić nasze rozumienie tych obiektów i zapewnić, że supernowe typu Ia będą mogły być w przyszłości nadal używane jako precyzyjne świece standardowe.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

The Astrophysical Journal Letters

JAXA

Vega

Na ilustracji: Pozostałość po supernowej 3C 397. Źródło: Rentgenowskie: NASA/CXC/Univ of Manitoba/S.Safi-Harb i inni, Optyczne: DSS, Podczerwień: NASA/JPL-Caltech


Załączniki:
archives_3c397.jpg
archives_3c397.jpg [ 101.52 KiB | Przeglądany 867 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 września 2021, 17:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Badania nad tajemniczymi pozostałościami rentgenowskimi po rozbłyskach gamma

Krótkie rozbłyski promieniowania gamma (GRB) to niezwykle jasne wybuchy wysokoenergetycznego światła, które trwają kilka sekund. Wiele z tych wybuchów pozostawia po sobie tajemniczy materiał: długotrwałą „poświatę” promieniowania, w tym promieniowania rentgenowskiego. Pomimo wieloletnich wysiłków wielu naukowców, nadal nie wiemy, skąd ta poświata pochodzi.

W niedawno zaakceptowanej do publikacji pracy naukowcy zbadali prosty model, który zakłada, że rotująca gwiazda neutronowa – niezwykle gęste zapadnięte jądro masywnego nadolbrzyma – jest motorem napędowym rodzaju długotrwałych rozbłysków rentgenowskich, znanych jako poświata rentgenowska. Wykorzystując próbkę sześciu krótkich rozbłysków gamma z poświatą rentgenowską, naukowcy opracowali własności centralnej gwiazdy neutronowej i tajemniczej pozostałości wokół niej.

Użyty przez nich model został zainspirowany pozostałościami po młodych supernowych. Podczas gdy pozostałości po krótkich rozbłyskach promieniowania gamma i supernowych różnią się, energia napędzająca rotującą gwiazdę neutronową ma takie same podstawy fizyczne. Zatem, jeżeli pozostałość po krótkim błysku gamma jest gwiazdą neutronową, musi mieć podobny wypływ energii, jak pozostałość po supernowej.

W swoich badaniach zapożyczyli podstawową fizykę poprzednich modeli krótkich rozbłysków gamma, aby przewidzieć jasność i czas trwania poświaty rentgenowskiej. Wyniki sugerowały, że dla każdego krótkiego GRB pozostałość po gwieździe neutronowej jest magnetarem milisekundowym: gwiazdą neutronową z niezwykle silnym polem magnetycznym. Wszystkie znane magnetary mają bardzo wolną częstotliwość rotacji; podobnie, wszystkie zaobserwowane gwiazdy neutronowe o spinach milisekundowych mają słabe pola magnetyczne. Ta rozbieżność w obserwacjach nie jest zaskakująca, ponieważ pole magnetyczne gwiazd przekształca energię rotacji w energię elektromagnetyczną. W przypadku pola o sile magnetara, proces ten zachodzi w skali od sekund do dni – dokładnie tyle, ile trwa większość poświat rentgenowskich.

Wspominana praca jest pierwszą próbą oszacowania źródła poświat rentgenowskich przy użyciu tego rodzaju modelu. W miarę dojrzewania modelu i zbierania dalszych danych, naukowcy będą w stanie wyciągnąć bardziej zdecydowane wnioski na temat źródła poświat rentgenowskich i, jeżeli będą mieli szczęście, odkryć czym są te tajemnicze pozostałości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna rozbłysku gamma. Źródło: Carl Knox, OzGrav-Swinburne


Załączniki:
gammarayburstr01-carlknox-ozgrav-swinburne_orig.jpg
gammarayburstr01-carlknox-ozgrav-swinburne_orig.jpg [ 75.5 KiB | Przeglądany 842 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 września 2021, 17:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych pod nowym kątem

Astronomowie od dawna borykają się z problemem badania trójwymiarowego Wszechświata poprzez jego dwuwymiarowe odwzorowanie na naszym niebie. Jednak wraz z rozwojem technologii, korzystają z coraz bogatszych danych obejmujących więcej wymiarów.

Mapy 3D obłoków molekularnych
Gwiazdy rodzą się w gęstych obłokach gazu molekularnego – aby lepiej zrozumieć powstawanie gwiazd, musimy zbadać, jak tworzą się i ewoluują obłoki molekularne. Jednak podczas gdy możemy oglądać rzut obłoków molekularnych, które znajdują się w naszym lokalnym otoczeniu, zrozumienie ich pełnego trójwymiarowego układu jest trudniejszą perspektywą.

Nowe obserwatoria oraz innowacyjne techniki obliczeniowe i statystyczne są kluczem do przełożenia danych 2D na 3D. Łącząc precyzyjne pomiary odległości do pobliskich gwiazd – możliwe dzięki niesamowitej precyzji misji takich jak Gaia – z pomiarami ekstynkcji powodowanej przez pył znajdujący się między nami a gwiazdami, możemy zbudować szczegółowe obrazy 3D tego, jak ten pył jest rozmieszczony wokół nas.

W nowej publikacji kierowanej przez Catherine Zucker (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian), zespół naukowców wykorzystał te mapy pyłu do przeanalizowania po raz pierwszy trójwymiarowej struktury przestrzennej i grubości pobliskich regionów gwiazdotwórczych. Pracując w trzech wymiarach, Zucker i jej współpracownicy są w stanie odwzorować pełną strukturę objętościową obłoków molekularnych, które znajdują się w odległości 1300 lat świetlnych od nas.

Niespodziewana bańka pomiędzy Perseuszem a Bykiem
Analiza ta dodaje nowy wymiar (dosłownie) do naszego spojrzenia na pobliskie miejsca narodzin gwiazd – ale czego możemy się z niej nauczyć? W partnerskiej publikacji kierowanej przez Shmuela Bialy'ego (również z Centrum Astrofizyki), naukowcy przeanalizowali strukturę 3D dwóch dobrze znanych pobliskich obłoków molekularnych Perseusza i Byka – które wcześniej były badane tylko w projekcji.

Poprzez mapowanie obłoków w 3D Bialy i jego współpracownicy odkryli, że podczas gdy obłoki Perseusza i Byka wydają się dotykać siebie w płaszczyźnie naszego nieba, obłok Byka jest w rzeczywistości prawie 500 lat świetlnych bliżej nas niż obłok Perseusza. Badając obłoki w 3D, stało się jasne, że w rzeczywistości tworzą one przeciwległe strony przypominającej bańkę kulistej pustki.

Autorzy wykazują, że obłoki te prawdopodobnie powstały w wyniku fali uderzeniowej wysłanej przez jedną lub kilka supernowych, które eksplodowały w centrum pustki około 10 mln lat temu. Tak więc obłoki molekularne Perseusza i Byka – miejsca narodzin przyszłych gwiazd – są bezpośrednim wynikiem wcześniejszej śmierci gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Astronomowie odkryli olbrzymie, sferyczne wgłębienie w Drodze Mlecznej, ograniczone przez dwa dobrze znane obłoki gwiazdotwórcze. Źródło: Alyssa Goodman/Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian


Załączniki:
MWzoomin-scaled.jpg
MWzoomin-scaled.jpg [ 139.23 KiB | Przeglądany 823 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 2021, 14:44 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Odkrywanie tajemnic wczesnych masywnych galaktyk działających bez paliwa

Nowe badania ujawniają, że wczesne galaktyki nie mają paliwa i coś powstrzymuje je przed ponownym jego zgromadzeniem.

Wczesne masywne galaktyki – te, które uformowały się w ciągu trzech miliardów lat po Wielkim Wybuchu – powinny zawierać duże ilości zimnego wodoru, paliwa potrzebnego do tworzenia gwiazd. Jednak naukowcy obserwujący wczesny Wszechświat za pomocą Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a zauważyli coś dziwnego: pół tuzina wczesnych masywnych galaktyk, którym zabrakło paliwa. Wyniki badań zostały opublikowane 22 września 2021 roku w Nature.

Spośród znanych jako „wygaszone” galaktyki – lub galaktyki, które przestały tworzyć gwiazdy – sześć wybranych do obserwacji w ramach przeglądu REQUIEM (REsolving QUIEscent Magnified galaxies at high redshift) jest niezgodne z tym, czego astronomowie się spodziewają po młodym Wszechświecie.

Najbardziej masywne galaktyki we Wszechświecie żyły szybko i wściekle, tworząc swoje gwiazdy w niezwykle krótkim czasie. Gaz, paliwo do formowania gwiazd powinien być obfity w tych wczesnych okresach we Wszechświecie – powiedziała Kate Whitaker, główna autorka badania i adiunkt astronomii na Uniwersytecie Massachusetts w Amherst. Pierwotnie sądziliśmy, że te wygaszone galaktyki zaczęły hamować zaledwie kilka miliardów lat po Wielkim Wybuchu. W naszych nowych badaniach doszliśmy do wniosku, że wczesne galaktyki w rzeczywistości nie wyhamowały, ale raczej jechały na pusto.

Aby lepiej zrozumieć, jak galaktyki powstawały i umierały, zespół obserwował je za pomocą Hubble’a, co ujawniło szczegóły dotyczące gwiazd rezydujących w galaktykach. Równoczesne obserwacje za pomocą ALMA ujawniły ciągłość emisji galaktyk – znacznik pyłu – na milimetrowych długościach fal, co pozwoliło zespołowi wnioskować o ilości gazu w galaktykach. Wykorzystanie obu teleskopów jest starannie zaplanowane, ponieważ celem REQUIEM jest wykorzystanie silnego soczewkowania grawitacyjnego jako naturalnego teleskopu do obserwacji uśpionych galaktyk z większą rozdzielczością przestrzenną. To z kolei daje naukowcom wyraźne spojrzenie w wewnętrzne losy galaktyk.

Jeżeli galaktyka nie tworzy wielu nowych gwiazd, szybko staje się bardzo słaba, więc jej szczegółowa obserwacja za pomocą pojedynczego teleskopu jest trudna lub wręcz niemożliwa. REQUIEM rozwiązuje ten problem, badając galaktyki, które są soczewkowane grawitacyjnie, co oznacza, że ich światło ulega rozciągnięciu i powiększeniu w miarę, jak zakrzywia się wokół innych galaktyk znajdujących się znacznie bliżej Drogi Mlecznej – powiedział Justin Spilker, współautor nowego badania i stypendysta NASA Hubble'a na Uniwersytecie Teksańskim w Austin. W ten sposób soczewkowanie grawitacyjne, w połączeniu z mocą rozdzielczą i czułością Hubble’a i ALMA, działa jak naturalny teleskop i sprawia, że te umierające galaktyki wydają się większe i jaśniejsze niż są w rzeczywistości, co pozwala nam zobaczyć, co się dzieje, a co nie.

Nowe obserwacje wykazały, że zaprzestanie tworzenia nowych gwiazd w sześciu badanych galaktykach nie było spowodowane nagłym brakiem wydajności w przemianie zimnego gazu w gwiazdy. Był to wynik wyczerpania lub usunięcia zasobów gazu w galaktykach. Nie rozumiemy jeszcze, dlaczego tak się dzieje, ale możliwe wyjaśnienia mogą być takie, że albo pierwotne źródło gazu zasilającego galaktykę zostaje odcięte, albo być może supermasywna czarna dziura wstrzykuje energię, która utrzymuje gaz w galaktyce w stanie gorącym – powiedziała Christina Williams, astronom z Uniwersytetu Arizony i współautorka badań. Zasadniczo oznacza to, że galaktyki nie są w stanie ponownie napełnić zbiornika paliwa, a co za tym idzie, nie są w stanie ponownie uruchomić silnika do produkcji gwiazd.

Badanie reprezentuje również szereg ważnych pierwszych pomiarów wczesnych masywnych galaktyk, syntezując informacje, które będą kierować przyszłymi badaniami wczesnego Wszechświata przez wiele lat. Są to pierwsze pomiary kontinuum zimnego pyłu odległych uśpionych galaktyk, a w rzeczywistości pierwsze tego typu pomiary poza lokalnym Wszechświatem – powiedział Whitaker, dodając, że nowe badanie pozwoliło naukowcom zobaczyć, jak dużo gazu mają poszczególne uśpione galaktyki. Byliśmy w stanie wysondować paliwo do powstawania gwiazd w tych wczesnych masywnych galaktykach na tyle głęboko, aby wykonać pierwsze pomiary odczytu rezerwuaru gazu, co daje nam krytyczny brakujący punkt widzenia na właściwości zimnego gazu w tych galaktykach.

Chociaż zespół naukowców wie już, że galaktyki te pracują na wyczerpaniu i że coś powstrzymuje je przed ponownym napełnieniem zbiornika i formowaniem nowych gwiazd, badanie to stanowi zaledwie pierwszą część serii dociekań na temat tego, co sprawiło, że wczesne masywne galaktyki zaczęły powstawać lub nie. Wciąż musimy się jeszcze wiele nauczyć o tym, dlaczego najbardziej masywne galaktyki uformowały się tak wcześnie we Wszechświecie i dlaczego zaprzestały tworzenia gwiazd, gdy tak wiele zimnego gazu było dla nich łatwo dostępne – powiedział Whitaker. Sam fakt, że te masywne bestie kosmosu uformowały 100 miliardów gwiazd w ciągu około miliarda lat, a następnie nagle wyłączyły swoje procesy gwiazdotwórcze jest zagadką, którą wszyscy chcielibyśmy rozwiązać, a REQUIEM dostarczył pierwszej wskazówki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Te złożony obraz gromady galaktyk MACSJ 0138 przedstawia dane z ALMA oraz HTS. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/S. Dagnello (NRAO), STScI, K. Whitaker i inni.


Załączniki:
MRG-0138_composite_V2-1024x683.jpeg
MRG-0138_composite_V2-1024x683.jpeg [ 893.17 KiB | Przeglądany 769 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 września 2021, 13:39 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Nowe dane o największym i jednym z najbardziej kompletnych pierścieni Einsteina

W grudniu 2020 roku zespół naukowców z ESA opublikował zdjęcie wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a (HST) GAL-CLUS-022058s, największego i jednego z najbardziej kompletnych odkrytych pierścieni Einsteina, znajdującego się w kierunku południowej części gwiazdozbioru Pieca. Od tego czasu obserwacje te zostały wykorzystane do opracowania modelu soczewek grawitacyjnych, który umożliwił badanie własności fizycznych wzmocnionej galaktyki.

Międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał obserwacje na różnych długościach fal, w tym z HST, aby szczegółowo zbadać ten pierścień Einsteina. Wyniki badań zostały opublikowane 23 września 2021 roku w czasopiśmie The Astrophysical Journal.

Einstein po raz pierwszy zasugerował istnienie tych obiektów w ogólnej teorii względności. Niezwykły kształt tej galaktyki można wytłumaczyć procesem zwanym soczewkowaniem grawitacyjnym, polegającym na zakrzywieniu światła pochodzącego z odległej galaktyki na skutek grawitacji obiektu znajdującego się pomiędzy tą galaktyką a obserwatorem.

W tym przypadku światło pochodzące z odległej galaktyki zostało zniekształcone od kształtu, który widzimy, z powodu grawitacyjnego oddziaływania gromady galaktyk znajdującej się przed nią. Prawie idealne ustawienie odległej galaktyki w stosunku do centrum gromady galaktyk, które znajduje się w centrum obrazu, zniekształciło i wzmocniło obraz odległej galaktyki w prawie idealny okrąg. Ponadto, grawitacja galaktyk znajdujących się w gromadzie powoduje dodatkowe deformacje.

Zespół astronomów wykorzystał obserwacje na wielu długościach fal i korzystając z danych optycznych z archiwum instrumentu FORS na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) oraz własnych obserwacji wykonanych za pomocą instrumentu nFLASH20 na teleskopie APEX, wyznaczył wartość przesunięcia ku czerwieni odległej galaktyki. Do dokładnego zbadania tego pierścienia Einsteina niezbędne były zdjęcia z HST.

Aby określić właściwości fizyczne wzmocnionej galaktyki, potrzebujemy modelu soczewki grawitacyjnej. Udało nam się uzyskać ten model dzięki obrazom z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a – wyjaśnia Anastasio Díaz-Sánchez, badacz z Politechniki w Cartagenie i pierwszy autor artykułu. W szczególności obrazy z HST pomogły nam zidentyfikować cztery obrazy odległej galaktyki wytworzone przez soczewkę grawitacyjną, a także gromady gwiazd wzmacniającej galaktykę, dodaje.

Na podstawie tego modelu soczewki zespół obliczył współczynnik wzmocnienia, który jest ważnym parametrem soczewki grawitacyjnej. Pozwoliło to na zbadanie wewnętrznych właściwości fizycznych wzmacnianej galaktyki. Wzmocniona galaktyka jest jedną z najjaśniejszych na submilimetrowych długościach fal - stwierdza Helmut Dannerbauer, badacz z IAC i współautor artykułu. Nasze badania wykazały również, że jest to normalna galaktyka gwiazdotwórcza, która znajduje się w ciągu głównym w epoce masywnego formowania się gwiazd we Wszechświecie.

Szczególnie interesujące dla badań było obliczenie dystansu do odległej galaktyki za pomocą jej przesunięcia ku czerwieni, które ma wartość z = 1,47, i z którego wynika, że pochodzące od niej światło przebyło około 9,4 mld lat świetlnych. Wykrycie gazu molekularnego, z którego rodzą się nowe gwiazdy, pozwala nam obliczyć przesunięcie ku czerwieni z dużą precyzją i potwierdza, że w rzeczywistości obserwujemy bardzo odległą galaktykę – dodaje Nikolaus Sulzenauer, doktorant w Instytucie Radioastronomii Maxa Plancka w Niemczech i współautor artykułu.

Ponadto zespół ustalił, że współczynnik wzmocnienia galaktyki wynosi 20, co oznacza, że możliwości obserwacyjne HST są równoważne możliwościom 48-metrowego teleskopu, większego niż obecnie planowany Ekstremalnie Wielki Teleskop (ELT).

Dzięki obrazom z tego teleskopu możemy wyraźnie zobaczyć ramiona spiralne i zgrubienie centralne galaktyki. Pomoże nam to lepiej zrozumieć formowanie się gwiazd w odległych galaktykach podczas zbliżających się obserwacji tej galaktyki – wyjaśnia Susana Iglesias-Groth, badaczka z IAC i współautorka artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Obraz wykonany przez HST przedstawiający pierścień Einsteina GAL-CLUS-022058s znajdujący się w gwiazdozbiorze Pieca. Źródło: ESA/Hubble & NASA, S. Jha; Podziękowania: L. Shatz


Załączniki:
potw2050a web.jpg
potw2050a web.jpg [ 40.27 KiB | Przeglądany 711 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 września 2021, 17:55 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Zimny i odległy: poznaj najnowszego brązowego karła

Zwykle uważane za gwiazdy, którym nie do końca się powiodło, brązowe karły są klasą obiektów bez wystarczającej masy, aby przejść syntezę wodoru, jak inne gwiazdy ciągu głównego, ale wystarczająco ciężkich, aby spalać deuter, co odróżnia je od ich kuzynów – planet gazowych olbrzymów. Ze słabym widmem i złożonymi ścieżkami ewolucji, odkrycie właściwości brązowego karła może być znacznie trudniejsze niż typowej gwiazdy czy planety, szczególnie jeżeli brązowy karzeł nie ma towarzysza, który pomógłby określić jego wiek i masę.

Jednak, jak zawsze astronomowie często dzielą brązowe karły na trzy typy widmowe – L, T i Y – w zależności od ich temperatury. Najzimniejsza i najnowsza kategoria brązowych karłów, karły typu Y, okazała się jak dotąd szczególnie trudna do zbadania. Spośród 25 znanych karłów typu Y, tylko jeden, WD0806-661B ma towarzysza o masie gwiazdowej. Ponieważ obecność towarzysza pozwala na zastosowanie takich technik jak prędkości radialne do określenia parametrów układu, oznacza to, że w szeregach najzimniejszych brązowych karłów brakuje dobrze wyznaczonych mas i wieku.

Poznaj Ross 19B, najnowsze odkrycie projektu nauki obywatelskiej Backyard Worlds: Planet 9. Jak sugeruje oznaczenie „B”, Ross 19B jest towarzyszem pobliskiej gwiazdy typu M, 19A, i po raz pierwszy został zidentyfikowany jako kandydat na brązowego karła (i oznaczony jako CWISE J021903.84+352112.2) przez naukowców amatorów Samuela Goodmana, Léopolda Gramaize'a, Austina Rothermicha i Huntera Brooksa. Przeszukując zestawy zdjęć z misji WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), naukowcy amatorzy byli w stanie zidentyfikować, że Ross 19A i obiekt kandydujący mają podobne ruchy właściwe – sposób, w jaki pobliskie obiekty wydają się poruszać po niebie w stosunku do bardziej odległych gwiazd, które pozostają względnie stałe. Ten rodzaj współruchów sugeruje, że Ross 19A i kandydat są prawdopodobnie fizycznie powiązane i mogą być układem podwójnym.

Aby potwierdzić, że obiekt kandydujący jest rzeczywiście towarzyszem Ross 19A i nie jest z nią przypadkowo zalignowany, autorzy pracy oszacowali prawdopodobieństwo, że te dwa obiekty poruszają się wspólnie, używając kodu CoMover. CoMover wykorzystuje zdolność oprogramowania BANYAN Σ do określenia, jak dobrze pozycja, ruch właściwy i paralaksa obiektu pasują do współrzędnych galaktycznych i prędkości pobliskich grup, takich jak asocjacje gwiazdowe. Dzięki nowemu narzędziu CoMover autorzy stwierdzili stuprocentowe prawdopodobieństwo, że Ross 19A i kandydat są fizycznie powiązane, a zespół oficjalnie wyznaczył nowego brązowego karła jako Ross 19B.

Co sprawia, że Ross 19B jest tak wyjątkowy?
Mając dostępną fotometrię i znaną odległość do układu Ross 19, typ widmowy Ross 19B można znaleźć poprzez obliczenie jej magnitudo w paśmie J i przeliczenie tego na klasyfikację widmową. Okazało się, że Ross 19B ma magnitudo w paśmie J równe ~19,6, co odpowiada granicy między karłami typu T i Y, oraz temperaturę około 500K. Czyni to Ross 19B najzimniejszym znanym towarzyszem brązowego karła w odległości 20 parseków od Słońca, z wyjątkiem jednego znanego towarzysza karła typu Y, WD0806-661B.

Wykorzystując towarzysza Ross 19B na swoją korzyść, autorzy pracy są również w stanie oszacować parametry fizyczne układu. Ross 19A jest gwiazdą o niskiej metaliczności, bez oznak aktywności takich jak rozbłyski gwiazdowe, co wskazuje, że gwiazda ma kilka miliardów lat. Używając tego oszacowania wraz z typem widmowym Ross 19B, modele ewolucyjne sugerują, że Ross 19B może mieć masę około 15-40 razy większą od masy Jowisza, co stanowi dolną granicę typowych mas brązowych karłów. Tymczasem, przy odległości ponad 11 000 jednostek astronomicznych, separacja Ross 19A i B czyni ten układ jednym z najszerszych znalezionych do tej pory!

Biorąc pod uwagę wszystkie te czynniki, Ross 19B stanowi fascynujące studium przypadku, które pomaga nam rozszerzyć naszą wiedzę o brązowych karłach na zimniejsze i szersze obszary.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna brązowego karła z pasmem chmur w jego atmosferze. Źródło: NASA/ESA/JPL


Załączniki:
image2browndwarf.jpg
image2browndwarf.jpg [ 280.17 KiB | Przeglądany 699 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 2021, 19:59 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy odkrywają, że dysk Drogi Mlecznej jest chwiejny i rozbłyskujący

Astronomowie z National Astronomical Observatory of China (NAOC), Shanghai Astronomical Observatory of CAS oraz Nanjing University, na podstawie danych z LAMOST-Gaia ujawnili chwiejny i rozbłyskujący dysk Drogi Mlecznej, co aktualizuje nasze rozumienie tego dysku. Wyniki zostały opublikowane w The Astronomical Journal.

Droga Mleczna jest typową galaktyką dyskową. W klasycznym ujęciu Drogi Mlecznej, dysk w całości jest symetryczny i płaski jak naleśnik. Gwiazdy w dysku obracają się wokół centrum Galaktyki, a ich średnie prędkości radialne i wertykalne są równe zeru.

Z pomocą potężnych danych obserwacyjnych dostarczonych przez duże projekty badawcze w ostatnich latach, coraz więcej szczegółów ukrytych w dysku Drogi Mlecznej staje się widocznych, poddając w wątpliwość tradycyjne wyobrażenia o naszej własnej galaktyce.

Ogromna liczba widm uzyskanych przez LAMOST oraz wysoce precyzyjne dane astrometryczne udostępnione przez Gaia stanowią doskonałą okazję do ponownego zbadania struktury dysku – mówi prof. ZHAO Gang, współautor pracy.

Zespół naukowców wybrał ~ 490 000 olbrzymów typu K z LAMOST DR8 i Gaia EDR3 jako znaczniki. Stwierdzili, że w zakresie przestrzennym o promieniu galaktycznym 5-15 kiloparseków oraz 3 kiloparseków powyżej i poniżej płaszczyzny Galaktyki, w trójwymiarowych prędkościach średnich występują pionowe chybotania.

W przeciwieństwie do klasycznego wyobrażenia, że ruchy gwiazd są symetryczne względem płaszczyzny Galaktyki, olbrzymy typu K znajdujące się poniżej płaszczyzny rotują szybciej niż te powyżej. Tymczasem gwiazdy dysku wewnętrznego migrują radialnie w kierunku dysku zewnętrznego, podczas gdy gwiazdy dysku zewnętrznego wykazują naprzemienne ruchy radialne do wewnątrz i na zewnątrz, z prędkościami silnie zależnymi od odległości pionowej.

Badacze ponownie przeanalizowali naturę rozbłysków dysku poprzez oszacowanie wysokości dysku na podstawie zmierzonej elipsoidy prędkości. Stwierdzili, że wysokość dysku wyraźnie wzrasta wraz ze wzrostem promienia galaktycznego, prowadząc do powstania rozbłysków. Wyniki wskazały również, że północne i południowe dyski mają stałą siłę rozbłysku. Podobne struktury rozbłyskowe zostały również wykryte w niektórych galaktykach zewnętrznych, co oznacza, że rozbłyskujący dysk może być powszechnym zjawiskiem w galaktykach dyskowych.

Chwiejny dysk badany przez LAMOST-Gaia olbrzymy typu K można przypisać zaburzeniom wytwarzanym zarówno przez wewnętrzne podstruktury (w tym ramiona spiralne i poprzeczkę centralną), jak i długowieczne zakłócenia zewnętrzne (takie jak galaktyka satelitarna). Mechanizm stojący za strukturą rozbłyskową wciąż pozostaje tajemnicą.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Panorama Drogi Mlecznej widzianej z Ziemi. Źródło: ESO


Załączniki:
1280px-ESO_-_Milky_Way.jpg
1280px-ESO_-_Milky_Way.jpg [ 118.27 KiB | Przeglądany 626 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 2021, 18:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1529
Oddział PTMA: Kraków
Nieosłonięte superziemie oferują wskazówki dotyczące ewolucji gorących atmosfer

Grupa astronomów odkryła dwie egzoplanety, skaliste superziemie pozbawione grubych pierwotnych atmosfer na bardzo bliskich orbitach wokół dwóch różnych czerwonych karłów. Planety te dają szansę na zbadanie ewolucji atmosfer gorących planet skalistych.

W tych badaniach Teleskop Subaru i inne teleskopy przeprowadziły obserwacje dwóch kandydatów na planety (TOI-1634b i TOI-1685b, pierwotnie zidentyfikowanych przez sondę kosmiczną TESS) wokół czerwonych karłów. Obie kandydatki znajdują się w gwiazdozbiorze Perseusza i w podobnej odległości od Ziemi; TOI-1634b jest odległa o 114 lat świetlnych, a TOI-1685b o 122 lata świetlne. Zespół potwierdził, że kandydatki są skalistymi superziemiami o skrajnie krótkich okresach orbitalnych, potrzebującymi mniej niż 24 ziemskie godziny na okrążenie swoich gwiazd.

Obserwacje prowadzone z użyciem spektrografu InfraRed Doppler (IRD) na Teleskopie Subaru, pozwoliły również zmierzyć masy tych planet i umożliwiły wgląd w ich strukturę wewnętrzną i atmosferyczną. Wyniki pokazały, że planety są „nagie”, co oznacza, że nie posiadają pierwotnych, grubych atmosfer wodorowo-helowych, prawdopodobnie z powodu oddziaływań z bardzo bliskimi gwiazdami macierzystymi. Stwarza to miejsce dla wtórnej atmosfery złożonej z gazów uwolnionych z wnętrza planety. Wyniki pokazują również, że TOI-1634b jest jedną z największych (1,8 promienia Ziemi) i najbardziej masywnych (10 mas Ziemi) planet wśród znanych skalistych planet o skrajnie krótkim okresie orbitalnym. Te nowe planety oferują doskonałe możliwości zbadania, jakie atmosfery, jeżeli w ogóle, mogą rozwinąć się na skalistych planetach o skrajnie krótkim okresie i dostarcza wskazówek, które pomogą zrozumieć, jak powstają takie niezwykłe planety.

Dalsze obserwacje prowadzone przez przyszłe teleskopy, w tym Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, będą miały na celu wykrycie i scharakteryzowanie atmosfer tych planet. Dr Teruyuki Hirano, główny autor tych badań, mówi Nasz projekt intensywnego śledzenia kandydatów na planety zidentyfikowanych przez TESS za pomocą Teleskopu Subaru nadal jest w toku, a wiele niezwykłych planet zostanie potwierdzonych w ciągu najbliższych kilku lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru Telescope

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca rozmiary omawianych egzoplanet. Planety wydają się być czerwone, ze względu na światło pochodzące od czerwonych karłów, wokół których krążą. Źródło: Astrobiology Center, NINS


Załączniki:
fig1e-20210926-science.png
fig1e-20210926-science.png [ 1.14 MiB | Przeglądany 607 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: 1001 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 45, 46, 47, 48, 49, 50, 51  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 3 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