Dzisiaj jest 06 października 2022, 08:37

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1179 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 55, 56, 57, 58, 59  Następna
Autor Wiadomość
Post: 23 lipca 2022, 17:03 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Antyczny brązowy karzeł w naszym kosmicznym sąsiedztwie

Zespół astronomów potwierdził obecność ubogiego w metale brązowego karła w odległości 29 lat świetlnych od Słońca. Jego bliskość może sugerować, że we wczesnym okresie istnienia Drogi Mlecznej była tu nadwyżka tych obiektów.

Badania przeprowadzone przez zespół astronomów potwierdziły obecność niezwykłego, ubogiego w metale brązowego karła w odległości mniejszej niż 30 lat świetlnych od Słońca. Jego bliskość może sugerować prawdopodobną nadwyżkę brązowych karłów we wczesnym okresie istnienia Drogi Mlecznej. Do badania wykorzystano kilka teleskopów znajdujących się w obserwatoriach Roque de Los Muchachos (La Palma) i Calar Alto (Almería). Wyniki zostały opublikowane w czasopiśmie Astronomy and Astrophysics.

W skali kosmicznej nasze bezpośrednie sąsiedztwo składa się z zaledwie kilkuset gwiazd i brązowych karłów z własnymi układami planetarnymi. W przeciwieństwie do gwiazd, brązowe karły nie mają wystarczającej masy, aby podtrzymać syntezę jądrową wodoru, która jest źródłem energii gwiazd takich jak Słońce, więc z czasem znikają. Ze względu na ich niską jasność i energię są bardzo trudne do wykrycia. Jednak ich badanie jest niezbędne do zrozumienia procesów powstawania gwiazd i planet.

Teraz, zespół kierowany przez Nicolasa Lodieu z IAC, przeprowadził szczegółowe badania obserwacyjne kandydata na ubogiego w metale brązowego karła, odkrytego w 2020 roku. Ten typ brązowego karła ma atmosferę złożoną z substancji takich jak azot i węgiel.

Najnowsze badania pokazały, że obiekt ten, nazwany WISE1810 (lub WISE J181005.5-101002.3) jest oddalony o zaledwie 29 lat świetlnych, a więc należałby do bezpośredniego sąsiedztwa Słońca. Badania ujawniły również, że ma on temperaturę powierzchniową wynoszącą zaledwie 525 st. C, jasność 0,000001 Słońca oraz masę w reżimie brązowego karła.

Nowy brązowy karzeł ma bardzo osobliwe właściwości fotometryczne i spektroskopowe, które będą wymagały nowych badań. Żaden z obecnych modeli atmosferycznych nie może odtworzyć światła emitowanego przez ten osobliwy obiekt w szerokim zakresie długości fal – powiedział Lodieu.

Naukowcy nie mają wiedzy o obiekcie podobnym do tego. Nie widzimy śladów amoniaku i metanu przy długości bliskiej podczerwieni dedukując, że atmosfera ma około 3% składu chemicznego Słońca, ale z dużą niepewnością – wyjaśnia María Rosa Zapatero Osorio z Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), współautorka pracy.

Jest to pierwszy przypadek potwierdzenia obecności takich niewyraźnych, ubogich w metale obiektów w naszej Galaktyce. WISE1810 to świat pary wodnej, ponieważ para wodna i wodór cząsteczkowy to jedyne silne cechy, jakie możemy dostrzec w widmowym rozkładzie energii obiektu - powiedział Eduardo L. Martín z IAC, również współautor pracy.

Po analizie obserwacji zespół ostatecznie ustalił, że WISE1810 jest najbliższym ubogim w metale brązowym karłem w sąsiedztwie Słońca. Większość tych obiektów o niskiej metaliczności uformowała się we wczesnym okresie istnienia naszej Galaktyki, więc obecność WISE1810 tak blisko Słońca może sugerować prawdopodobną nadwyżkę brązowych karłów powstałych we wczesnym okresie istnienia Drogi Mlecznej.

Przyszłe obserwacje mogą potwierdzić, że tego typu brązowe karły są bardziej powszechne niż sądziliśmy, co zmieni nasz pogląd na to, jak gwiazdy i brązowe karły formowały się we wczesnej Drodze Mlecznej – podsumowuje Lodieu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Porównanie gwiazdy o niskiej masie, Jowisza oraz WISE1810. Źródło: Gabriel Pérez Díaz (IAC).


Załączniki:
WISE1810_tamaños_relativos_4K_ENG_final_0.jpeg
WISE1810_tamaños_relativos_4K_ENG_final_0.jpeg [ 111.56 KiB | Przeglądany 1104 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 25 lipca 2022, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Jak ewoluują galaktyki? Być może znaleziono brakujące ogniwo

Studentka Uniwersytetu Massachusetts Amherst wniosła znaczącą pracę dotyczącą wzrostu gwiazd i czarnych dziur, zapewniając kluczowe spojrzenie na to, jak są one ze sobą powiązane. Te nowe informacje pozwolą Kosmicznemu Teleskopowi Jamesa Webba wydajniej rozwikłać, jak dokładnie działają galaktyki.

Astronomowie wiedzą, że ewolucja galaktyk jest napędzana przez dwa procesy: wzrost supermasywnej czarnej dziury w centrum każdej galaktyki oraz powstawanie nowych gwiazd. To, jak te procesy są powiązane, pozostaje tajemnicą i jest jednym z pytań, które będzie badał niedawno uruchomiony Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Praca Meredith Stone, która ukończyła program astronomiczny na UMass Amherst w maju 2022 roku, pomoże naukowcom lepiej zrozumieć, jak są one ze sobą powiązane.

Wiemy, że galaktyki rosną, zderzają się i zmieniają przez całe swoje życie – mówi Stone, która ukończyła te badania pod kierunkiem Alexandry Pope, profesor astronomii na Uniwersytecie Massachusetts Amherst i starszego autora nowej pracy opublikowanej w The Astrophysical Journal. I wiemy, że wzrost czarnych dziur i formowanie gwiazd odgrywają kluczowe role. Myślimy, że te dwa zjawiska są ze sobą powiązane i że wzajemnie się regulują, ale do tej pory trudno było zobaczyć, w jaki dokładnie sposób.

Częścią powodu, dla którego trudno było badać interakcje pomiędzy czarnymi dziurami a gwiazdami jest to, że tak naprawdę nie możemy zobaczyć tych oddziaływań, ponieważ odbywają się one za ogromnymi chmurami galaktycznego pyłu. W przypadku galaktyk, które aktywnie tworzą gwiazdy, ponad 90% światła widzialnego może być pochłaniane przez pył – mówi Pope.

Jest jednak pewne obejście: kiedy pył absorbuje światło widzialne, nagrzewa się i choć nieuzbrojone ludzkie oko nie może zobaczyć ciepła, teleskopy na podczerwień mogą. “Wykorzystaliśmy Kosmiczny Teleskop Spitzera.” mówi Stone. Użyliśmy danych zebranych podczas kampanii Great Observatories All-sky LIRG Survey (GOALS), aby spojrzeć na zakres fal w średniej podczerwieni niektórych najjaśniejszych galaktyk, które znajdują się stosunkowo blisko Ziemi. Stone i jej współpracownicy szukali szczególnych znaczników, które są odciskami palców czarnych dziur i gwiazd w trakcie formowania się.

Trudność polega na tym, że te odciski palców są niezwykle słabe i prawie niemożliwe do odróżnienia od ogólnego szumu widma podczerwieni. To, co zrobiła Meredith to skalibrowała pomiary tych śladów tak, by były bardziej wyraźne – mówi Pope.

Kiedy zespół miał już w ręku te bardziej szczegółowe obserwacje, mógł zauważyć, że w rzeczywistości rozwój czarnych dziur i formowanie się gwiazd zachodzą w tych samych galaktykach jednocześnie i wydają się na siebie wpływać. Stone była nawet w stanie obliczyć stosunek, który opisuje, jak te dwa zjawiska są ze sobą powiązane.

Jest to nie tylko samo w sobie ekscytujące osiągnięcie naukowe, ale praca Stone może zostać wykorzystana przez JWST, z jego bezprecedensowym dostępem do bliskiej podczerwieni, i użyta do dokładniejszego wyzerowania pozostałych pytań. Bo choć Stone i jej współpracownicy określili, w jaki sposób czarne dziury i gwiazdy są powiązane w tej samej galaktyce, to fakt, dlaczego są powiązane, pozostaje tajemnicą.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UMass Amherst

Vega

Na ilustracji: Galaktyka znana jako NGC 6240 jest osobliwą galaktyką w kształcie motyla lub homara, zawierająca dwie mniejsze łączące się czarne dziury. NGC 6240 jest jedną z galaktyk włączonych do próbki, którą badał zespół. Źródło: NASA, ESA, the Hubble Heritage-Hubble Collaboration, and A. Evans.


Załączniki:
Galaxies_0.jpg
Galaxies_0.jpg [ 1.14 MiB | Przeglądany 1078 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 lipca 2022, 17:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Pomiar odległości we Wszechświecie za pomocą eksplozji niszczących gwiazdy

Międzynarodowy zespół naukowców przeanalizował archiwalne dane dotyczące potężnych kosmicznych eksplozji powstałych w wyniku śmierci gwiazd i znalazł nowy sposób na mierzenie odległości we wczesnym Wszechświecie.

Nie mając żadnych punktów orientacyjnych w przestrzeni, bardzo trudno jest uzyskać poczucie głębi. Jedną z technik stosowanych przez astronomów jest poszukiwanie „świec standardowych”, czyli obiektów lub zdarzeń, w przypadku których fizyka podpowiada, że jasność absolutna (to, co zobaczylibyśmy, będąc tuż obok) jest zawsze taka sama. Porównując obliczoną jasność absolutną z jasnością pozorną (to, co faktycznie jest obserwowane z Ziemi), można określić odległość do świecy standardowej, a przez to do innych obiektów w tym samym obszarze. Brak świec standardowych wystarczająco jasnych, by można je było dostrzec w odległości ponad 11 miliardów lat świetlnych, utrudnia badania nad odległym Wszechświatem. Rozbłyski promieniowania gamma (GRB), rozbłyski powstające w wyniku śmierci masywnych gwiazd, są wystarczająco jasne, ale ich jasność zależy od charakterystyki rozbłysku.

Podejmując wyzwanie, jakim jest próba wykorzystania tych jasnych zdarzeń jako świece standardowe, zespół przeanalizował dane archiwalne dotyczące obserwacji w świetle widzialnym 500 GRB wykonanych przez wiodące na świecie teleskopy, takie jak Subaru, RATIR oraz satelity takie jak Swift. Studiując wzór krzywej blasku pokazujący, jak GRB jaśnieje i przygasa w czasie, zespół zidentyfikował klasę 179 GRB, które mają wspólne cechy i prawdopodobnie zostały wywołane przez podobne zjawiska. Na podstawie charakterystyki krzywych blasku zespół był w stanie obliczyć unikalną jasność i odległość dla każdego GRB, co może być wykorzystane jako narzędzie kosmologiczne.

Odkrycia te zapewnią nowy wgląd w mechanikę stojącą za tą klasą GRB i dostarczą nowej świecy standardowej do obserwacji odległego Wszechświata. Główny autor pracy Dianotti wcześniej znalazł podobny wzór w obserwacjach GRB w promieniowaniu X, ale okazało się, że obserwacje w świetle widzialnym są dokładniejsze w wyznaczaniu parametrów kosmologicznych.

Dianotti mówi: Optyczne korelacje trójwymiarowe są wewnętrzne i niezależne od selekcji czy ewolucji przesunięcia ku czerwieni. Dlatego korelacja ta pozwala nam wskazać wspólny mechanizm emisji, najprawdopodobniej magnetara, dla tej klasy GRB, które mają osobliwe cechy. W przyszłości te GRB mogą być użyte jako kosmologiczne świece standardowe, ponieważ zapewniają większą precyzję w wyznaczaniu parametrów kosmologicznych niż GRB w podstawowej płaszczyźnie promieniowania rentgenowskiego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru Telescope

Vega

Na ilustracji: Koncepcyjny obraz tych badań: wykorzystywanie rozbłysków gamma do wyznaczania odległości we Wszechświecie. Źródło: NAOJ.


Załączniki:
fig1e-20220721-science.jpg
fig1e-20220721-science.jpg [ 93.71 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: 01 sierpnia 2022, 17:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Supermasywna czarna dziura wpływa na formowanie się gwiazd

Potężne strumienie supermasywnej czarnej dziury zmieniają warunki formowania się gwiazd w obłokach międzygwiazdowych.

Europejski zespół astronomów wymodelował kilka linii emisyjnych w obserwacjach Atacama Large Millimeter Array (ALMA) i Very Large Telescope (VLT), aby zmierzyć ciśnienie gazu zarówno w obłokach uderzanych przez dżety, jak i obłokach otaczających. Dzięki tym bezprecedensowym pomiarom, których wyniki opublikowano niedawno w Nature Astronomy, odkryli, że strumienie znacząco zmieniają wewnętrzne i zewnętrzne ciśnienie obłoków molekularnych na swojej drodze. W zależności od tego, które z tych dwóch ciśnień zmienia się najbardziej, w tej samej galaktyce możliwa jest zarówno kompresja obłoków i uruchomienie procesów gwiazdotwórczych, jak i rozproszenie obłoków i opóźnianie tych procesów. Nasze wyniki pokazują, że supermasywne czarne dziury, nawet jeżeli znajdują się w centrach galaktyk, mogą wpływać na formowanie się gwiazd w sposób obejmujący całą galaktykę – powiedziała prof. Kalliopi Dasyra z Uniwersytetu Narodowego im. Kapodistriasa w Atenach, Grecja, dodając, że badanie wpływu zmian ciśnienia na stabilność obłoków było kluczem do sukcesu tego projektu. Gdy w wietrze faktycznie formuje się niewiele gwiazd, zwykle bardzo trudno jest wykryć ich sygnał na tle sygnału wszystkich innych w galaktyce posiadającej ten wiatr.

Uważa się, że supermasywne czarne dziury znajdują się w centrach większości galaktyk w naszym Wszechświecie. Kiedy cząsteczki, które napływały na te czarne dziury, zostają uwięzione przez pola magnetyczne, mogą być wyrzucane na zewnątrz i podróżować daleko wewnątrz galaktyk w postaci olbrzymich i potężnych strumieni plazmy. Strumienie te są często prostopadłe do dysków galaktycznych. Jednak w IC 5063, galaktyce odległej o 156 milionów lat świetlnych, strumienie faktycznie rozchodzą się wewnątrz dysku, oddziałując z zimnymi i gęstymi obłokami gazu molekularnego. Uważa się, że w wyniku tej interakcji może dojść do kompresji obłoków uderzeniowych przez strumienie, co prowadzi do powstania niestabilności grawitacyjnych i ostatecznie do formowania się gwiazd w wyniku kondensacji gazu.

Do eksperymentu zespół wykorzystał emisję tlenku węgla i kationu formylu (HCO+) dostarczoną przez ALMA oraz emisję zjonizowanej siarki i zjonizowanego azotu dostarczoną przez VLT. Następnie użyli zaawansowanych i innowacyjnych algorytmów astrochemicznych, aby określić warunki środowiskowe w wypływie i otaczającym ośrodku. Te warunki środowiskowe zawierają informacje o sile dalekiego promieniowania UV gwiazd, szybkości, z jaką relatywistyczne naładowane cząsteczki jonizują gaz, oraz energii mechanicznej nałożonej na gaz przez strumienie. Zawężenie tych warunków pokazało gęstości i temperatury gazu opisujące różne części tej galaktyki, które następnie zostały wykorzystane do wytworzenia ciśnienia.

Przeprowadziliśmy wiele tysięcy symulacji astrochemicznych, aby objąć szeroki zakres możliwości, jakie mogą istnieć w IC 5063 – powiedział współautor artykułu, dr Thomas Bisbas, członek DFG z Uniwersytetu w Kolonii, wcześniej z Narodowego Obserwatorium w Atenach. Wymagającą częścią pracy było skrupulatne określenie, jak największej ilości ograniczeń fizycznych na badany zakres, jaki może mieć każdy z parametrów. W ten sposób mogliśmy uzyskać optymalną kombinację parametrów fizycznych obłoków w różnych miejscach galaktyki – powiedział współautor Georgios Filippos Paraschos, doktorant w Max Planck Institute for Radio Astronomy w Bonn i były magistrant na Uniwersytecie Narodowym im. Kapodistriasa w Atenach.

W rzeczywistości ciśnienia nie były mierzone tylko dla kilku miejsc w IC 5063. Zamiast tego stworzono mapy tej i innych wielkości w centrum tej galaktyki. Mapy te pozwoliły autorom zwizualizować, jak właściwości gazu zmieniają się z jednego miejsca na drugie z powodu przejścia strumienia. Zespół oczekuje obecnie na kolejny duży krok tego projektu: wykorzystanie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba do dalszych badań ciśnienia w zewnętrznych warstwach obłoku, sondowanych przez ciepłe H2. Jesteśmy naprawdę podekscytowani otrzymaniem danych z JWST, powiedziała dr Dasyra, ponieważ umożliwią nam one badanie interakcji strumień-obłok w niebotycznej rozdzielczości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cologne

Vega

Na ilustracji: U góry: artystyczna wizja pochłaniania gwiazdy przez supermasywną czarną dziurę. Na dole: możliwa obserwacja takiego procesu w galaktyce RXJ 1242-11. Źródło: NASA.


Załączniki:
Rxj1242_comp.jpg
Rxj1242_comp.jpg [ 148.65 KiB | Przeglądany 1015 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 sierpnia 2022, 18:00 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Czy superziemia wokół małomasywnej gwiazdy może być przystanią życia?

Odkryto superziemię o masie około czterech Ziem, która krąży w pobliżu ekosfery swojej gwiazdy. Taka planeta może być zdolna do zatrzymania wody na swojej powierzchni i będzie ważnym celem przyszłych obserwacji sprawdzających możliwość istnienia życia wokół gwiazdy o niskiej masie.

Badania nad egzoplanetami, które w ostatnich latach poczyniły ogromny postęp od czasu odkrycia olbrzymiej planety wokół gwiazdy podobnej do Słońca, koncentrują się obecnie na czerwonych karłach, które mają mniejszą masę niż nasza dzienna gwiazda. Czerwone karły, które stanową ¾ gwiazd w naszej Galaktyce i występują w dużej liczbie w pobliżu Układu Słonecznego, są doskonałymi celami do znalezienia egzoplanet w naszym sąsiedztwie. Odkrycie tych pobliskich egzoplanet, wraz ze szczegółowymi obserwacjami ich atmosfer i warstw powierzchniowych, pozwoli nam dyskutować o obecności lub braku życia w środowiskach bardzo odmiennych od tych, które panują w Układzie Słonecznym.

Jednak czerwone karły są bardzo słabe w świetle widzialnym ze względu na ich niską temperaturę powierzchniową wynoszącą mniej niż 4000 K. Dotychczasowe poszukiwania planet za pomocą spektrometrów światła widzialnego pozwoliły odkryć tylko kilka planet wokół bardzo bliskich czerwonych karłów, takich jak Proxima Centauri b. W szczególności czerwone karły o temperaturze powierzchniowej poniżej 3000 K (czerwone karły późnego typu widmowego) nie były systematycznie poszukiwane pod kątem obecności planet.

Chociaż czerwone karły są ważnymi obiektami do badania życia we Wszechświecie, są one trudne do obserwacji, ponieważ są zbyt słabe w świetle widzialnym. Aby rozwiązać trudności związane z obserwacjami spektroskopowymi czerwonych karłów, długo oczekiwano na poszukiwanie planet z wykorzystaniem precyzyjnego spektrografu w podczerwieni, gdzie czerwone karły są stosunkowo jasne.

Centrum Astrobiologii w Japonii z powodzeniem opracowało IRD (InfraRed Doppler Instrument), pierwszy na świecie wysoce precyzyjny spektrograf podczerwony dla teleskopów klasy 8 metrów. IRD zamontowany na Teleskopie Subaru może wykryć drobne wahania w prędkości gwiazdy, mniej więcej z prędkością chodu człowieka.

W 2019 roku rozpoczął się program IRD Subaru Strategic Program (IRD-SSP) mający na celu poszukiwanie planet wokół czerwonych karłów typu późnego. Jest to pierwsze systematyczne poszukiwanie planet wokół czerwonych karłów późnego typu i jest to międzynarodowy projekt, w którym uczestniczy około 100 naukowców z całego świata. W ciągu pierwszych dwóch lat prowadzono obserwacje przesiewowe w celu znalezienia „stabilnych” czerwonych karłów o niskim szumie, gdzie można wykryć nawet małe planety. Obecnie projekt jest w fazie intensywnych obserwacji około 50 obiecujących karłów późnego typu, które zostały starannie wyselekcjonowane w drodze odsiewu.

Pierwsza egzoplaneta odkryta przez IRD-SSP znajduje się w odległości około 37 lat świetlnych od Ziemi i krąży wokół czerwonego karła o nazwie Ross 508, który ma masę ⅕ Słońca. Jest to pierwsza egzoplaneta odkryta w wyniku systematycznych poszukiwań przy użyciu spektrometru podczerwieni. Planet ta, Ross 508 b, ma minimalną masę zaledwie czterokrotnie większą od ziemskiej. Jej średnia odległość od gwiazdy centralnej wynosi 0,05 jednostki astronomicznej i znajduje się na wewnętrznej krawędzi jej ekosfery. Co ciekawe, planeta prawdopodobnie ma eliptyczną orbitę, w którym to przypadku przekracza ekosferę z okresem orbitalnym wynoszącym około 11 dni.

Planety w strefie zdatnej do zamieszkania mogą zachować wodę na swojej powierzchni i mogą być siedliskiem życia. Ross 508 b będzie ważnym celem przyszłych obserwacji mających na celu sprawdzenie możliwości zamieszkania na planetach wokół czerwonych karłów. Ważne są również obserwacje spektroskopowe cząsteczek i atomów w atmosferze planety, podczas gdy obecne teleskopy nie mogą bezpośrednio zobrazować planety ze względu na jej bliskość do gwiazdy centralnej. W przyszłości będzie ona jednym z celów poszukiwania życia przez teleskopy klasy 30 metrów.

Do tej pory znane były tylko trzy planety krążące wokół gwiazd o tak niskiej masie, w tym Proxima Centauri b. Oczekuje się, że IRD-SSP będzie nadal odkrywać nowe planety.

Ross 508 b jest pierwszą udaną detekcją superziemi przy użyciu wyłącznie spektroskopii w bliskiej podczerwieni. Wcześniej, w wykrywaniu planet o niskiej masie, takich jak superziemia, same obserwacje w bliskiej podczerwieni nie były wystarczająco dokładne i konieczna była weryfikacja przez precyzyjne pomiary prędkości radialnej w świetle widzialnym. To badanie pokazuje, że sam IRD-SSP jest w stanie wykrywać planety i wyraźnie pokazuje przewagę IRD-SSP w zdolności do wyszukiwania z dużą precyzją nawet czerwonych karłów późnego typu, które są zbyt słabe, aby obserwować je w świetle widzialnym – mówi dr Hiroki Harakawa (NAOJ Subaru Telescope), główny autor pracy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru Telescope

Vega

Na ilustracji: Schemat nowo odkrytego układu planetarnego Ross 508. Zielony region reprezentuje ekosferę. Orbita planety zaznaczona jest niebieską linią. Szacuje się, że przez ponad połowę swojej orbity planeta leży bliżej niż ekosfera (linia ciągła), a przez pozostałą część w jej obrębie (linia przerywana). Źródło: Astrobiology Center.


Załączniki:
fig1e-20220731-science.jpg
fig1e-20220731-science.jpg [ 84.67 KiB | Przeglądany 1003 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 04 sierpnia 2022, 16:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Dowody na istnienie ukrytej planety w dysku IM Lupi

Dysk otaczający gwiazdę IM Lupi stał się bardziej wyraźny w ciągu ostatnich kilku lat dzięki nowym obserwacjom, które ukazały spirale, załamania i inne ciekawe struktury. Czy przyczyną tych wszystkich właściwości może być ukryta planeta?

Szczegółowy dysk
IM Lupi to młoda gwiazda z intrygującym dyskiem protoplanetarnym. Obserwacje dysku IM Lupi w ciągu ostatnich kilku lat wykazały, że dysk nie rotuje równomiernie; istnieje kilkanaście „załamań”, w których gaz porusza się w innym tempie niż to, którego spodziewalibyśmy się w przypadku gładko rotującego dysku. Ponadto, na górnej powierzchni dysku odciśnięty jest spiralny wzór.

Poprzednie badania sugerowały, że właściwości te mogą sygnalizować, że rozbudowany dysk IM Lupi może zawierać planetę krążącą wokół gwiazdy w odległości 117 jednostek astronomicznych. W nowej publikacji zespół kierowany przez Harrisona Verriosa (Monash University, Australia) poddaje tę teorię próbie.

Na polowaniu na planety
Verrios i współpracownicy wykorzystali modelowanie hydrodynamiczne, aby zrozumieć, jak obecność planety wpłynęłaby na dysk IM Lupi. Oprócz modelowania dysku bez planety jako przypadku kontrolnego, zespół zbadał efekty obecności planety o masie 2, 3, 5 lub 7 razy większej od masy Jowisza, krążącej wokół gwiazdy centralnej w odległości 100-120 j.a.

W celu porównania z obserwacjami, zespół wygenerował obrazy ze swoich modeli hydrodynamicznych. W szczególności wymodelowali emisję z dysku na długości fali 1,25 mm (która śledzi ciepły pył) i 1,6 μ (która pokazuje spolaryzowane światło rozproszone na dysku). Zespół odkrył, że poprzez włączenie planety do symulacji, mógł odtworzyć wszystkie obserwowane załamania prędkości, jak również charakterystyczny wzór spiralny na powierzchni dysku. Modele zespołu przewidziały również, że ślad wytworzony przez ruch planety powinien być widoczny na mapach prędkości, a obserwacje ściśle pasują do tej prognozy. Ogólnie rzecz biorąc, autorzy stwierdzili, że planeta o masie 2-3 mas Jowisza krążąca w odległości 100 j.a. daje najlepsze dopasowanie do obserwacji.

Zaburzenia dyskowe – wyjaśnienie
Czy to badanie wyklucza możliwość, że struktury dysku MI Lupi mają inną przyczynę, taką jak niestabilność grawitacyjna? Dyski protoplanetarne są znane z posiadania właściwości naśladujących sygnały planet i potrzeba więcej pracy, aby potwierdzić planetę schowaną w dysku MI Lupi – ale symulacje autorów sugerują, że planeta może wyjaśnić wszystkie intrygujące właściwości dysku bez odwoływania się do innej przyczyny.

Wcześniej naukowcy wysnuli teorię, że planeta może zakłócać swój dysk tylko w małym regionie bezpośrednio otaczającym planetę, co sugerowałoby, że bardziej rozległe zaburzenia w dysku IM Lupi muszą mieć inną przyczynę. Jednakże Verrios i współautorzy odkryli, że w ich symulacjach pojawiły się rozległe właściwości, co sugeruje, że planety mogą mieć bardziej dalekosiężne skutki niż przewidywano.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz z VLT pokazujący pyłowy dysk otaczający młodą gwiazdę MI Lupi, której położenie zaznaczono szarym okręgiem. Źródło: ESO/H. Avenhaus i inni./DARTT-S collaboration.


Załączniki:
IM_Lupi_ESO.jpg
IM_Lupi_ESO.jpg [ 536.66 KiB | Przeglądany 995 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 06 sierpnia 2022, 16:54 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Mikro-rozerwania pływowe w dyskach masywnych czarnych dziur

W sercach niektórych galaktyk wokół supermasywnej czarnej dziury wiruje dysk gazu. Najnowsza publikacja bada, co może się stać, gdy gwiazdy i czarne dziury o masie gwiazdowej spotkają się w dyskach wokół supermasywnych czarnych dziur.

Wsparcie od aktywnego jądra galaktyki
Dyski wokół supermasywnych czarnych dziur, które wspólnie zasilają świecące aktywne jądra galaktyk (AGN) w całym Wszechświecie, mogą umożliwiać ciekawe oddziaływania między gwiazdami a zwartymi obiektami. Gwiazdy okrążające centra tych galaktyk pod każdym kątem wielokrotnie przechodzą przez dysk, zbierając gaz i zyskując masę. Z czasem, tarcie wynikające z tych powtarzających się przejść zmienia orbity gwiazd i sprowadza niektóre z nich na nowe orbity, które leżą w samym dysku.

Gdy gwiazdy zostaną osadzone w dysku, migrują do wewnątrz i stają się podatne na grawitacyjne splątanie z innymi obiektami. Niektóre z tych gwiazd połączą się z czarnymi dziurami o masie gwiazdowej, tworząc układy podwójne. Astronomowie przewidują, że orbity tych układów podwójnych kurczą się do momentu, gdy siły pływowe czarnej dziury rozerwą gwiazdę, powodując w ten sposób małą wersję tego samego zjawiska, które występuje wokół supermasywnych czarnych dziur: rozerwanie pływowe (ang. tidal disruption event – TDE). Ale jak powszechne mogą być te mikro-TDE i jakie miałyby one sygnatury obserwacyjne?

Szacowanie zdarzeń
Zespół badawczy pod kierownictwem Yang Yang (Uniwersytet Floryda) oszacował częstotliwość tych zdarzeń, jak również rodzaje sygnałów elektromagnetycznych, które będą emitowane. Zespół rozpoczął od oszacowania, ile gwiazd i czarnych dziur znajdzie się na wyrównanych orbitach w obrębie dysku AGN. Następnie autorzy pracy zastosowali losowy rozkład mas gwiazd i czarnych dziur i obliczyli, jak szybko układy podwójne utworzone z tych populacji będą się łączyć, uzyskując wskaźnik jednego zdarzenia rocznie na gigaparsek sześcienny (1 gigaparsek sześcienny = 3,5˟10^28 lat świetlnych; około 50 000 razy większa od Supergromady w Pannie).

Jeżeli chodzi o rodzaj sygnałów elektromagnetycznych, które mogą być wytwarzane przez te zdarzenia, Yang i współpracownicy sugerują, że będą one przypominać sygnały z TDE wokół supermasywnych czarnych dziur – ale z pewnymi kluczowymi różnicami. Strumień akrecji, który tworzy się wokół gwiazdowej czarnej dziury będzie gorętszy niż strumień, który tworzy się wokół supermasywnej czarnej dziury, powodując obfitą emisję promieniowania rentgenowskiego, a mikro-TDE mogą osiągnąć szczytową jasność później niż te pełnoskalowe TDE.

Wykrywanie zakłóceń
To wielki Wszechświat – gdzie powinniśmy szukać oznak mikro-TDE? Ponieważ mikro-TDE i pełnoskalowe TDE mają podobne sygnały elektromagnetyczne, zespół Yang sugeruje, że galaktyki, w których TDE są rzadkie, są pierwszymi miejscami, w których powinniśmy ich szukać. Na szczęście wiemy już, gdzie to może być: supermasywne czarne dziury o masie powyżej 100 milionów mas Słońca prawdopodobnie pochłaniają gwiazdy podobne do Słońca w całości, zamiast je rozrywać. Jeżeli obserwujemy sygnał podobny do TDE pochodzący z sąsiedztwa takiej czarnej dziury, może on być oznaką mikro-TDE.

Obecnie odkryto dwa zdarzenia kandydujące, choć autorzy nie mogą wykluczyć, że są to zwykłe TDE. Jak w przypadku każdego jeszcze nieobserwowanego zjawiska, potrzeba więcej pracy teoretycznej, aby mieć pewność, że będziemy w stanie zidentyfikować mikro-TDE, gdy je znajdziemy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czarnej dziury o masie gwiazdowej. Źródło: NASA E/PO, Sonoma State University, Aurore Simonnet.


Załączniki:
WRstarBH2close.jpg
WRstarBH2close.jpg [ 216.78 KiB | Przeglądany 966 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 07 sierpnia 2022, 17:24 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Brak śladu po halo ciemnej materii

Oznaki zaburzeń w galaktykach karłowatych jednej z najbliższych Ziemi gromad galaktyk wskazują na alternatywną teorię grawitacji.

Zgodnie ze standardowym modelem kosmologicznym, zdecydowana większość galaktykjest otoczona przez halo cząstek ciemnej materii. To halo jest niewidoczne, ale jego masa silnie przyciąga grawitacyjnie galaktyki znajdujące się w pobliżu. Nowe badanie prowadzone przez naukowców z Uniwersytetu w Bonn i Uniwersytetu w Saint Andrews (Szkocja) podważa ten pogląd na Wszechświat. Wyniki sugerują, że galaktyki karłowate drugiej najbliższej Ziemi gromady galaktyk – znanej jako Gromada w Piecu – są wolne od takich halo ciemnej materii. Badanie ukazało się w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Galaktyki karłowate to małe, słabe galaktyki, które zwykle można znaleźć w gromadach galaktyk lub w pobliżu większych galaktyk. Z tego powodu mogą być dotknięte efektami grawitacyjnymi swoich większych towarzyszy. Przedstawiamy innowacyjny sposób testowania modelu standardowego oparty na tym, jak bardzo odległe galaktyki karłowate są zaburzone przez grawitacyjne pływy z pobliskich większych galaktyk – powiedziała Elena Asencio, doktorantka na Uniwersytecie w Bonn i główna autorka artykułu. Pływy powstają, gdy grawitacja z jednego ciała przyciąga w różny sposób różne części innego ciała. Są one podobne do pływów na Ziemi powstających, gdy Księżyc silniej oddziałuje na tę stronę Ziemi, która jest zwrócona w jego kierunku.

Gromada w Piecu posiada bogatą populację galaktyk karłowatych. Ostatnie obserwacje pokazują, że niektóre z nich wydają się zniekształcone, tak jakby były zaburzane przez środowisko gromady. Takie zaburzenia w gromadach karłowatych Gromady w Piecu nie są oczekiwane wg. modelu standardowego – powiedział Pavel Kroupa, profesor Uniwersytetu w Bonn i Uniwersytetu Karola w Pradze. Dzieje się tak dlatego, że zgodnie z modelem standardowym, halo ciemnej materii tych galaktyk karłowatych powinno częściowo osłaniać je przed pływami unoszonymi przez gromadę.

Autorzy przeanalizowali oczekiwany poziom zaburzeń galaktyk karłowatych, który zależy od ich wewnętrznych właściwości oraz odległości od potężnego grawitacyjnego centrum gromady. Galaktyki o dużych rozmiarach, ale małych masach gwiazdowych oraz galaktyki znajdujące się blisko centrum gromady łatwiej ulegają zaburzeniom lub zniszczeniu. Wyniki porównali z obserwowanym przez siebie poziomem zaburzeń widocznym na zdjęciach wykonanych przez VLT Survey Telescope.

Porównanie pokazało, że jeżeli chce się wyjaśnić obserwacje w modelu standardowym, galaktyki karłowate z Gromady w Piecu powinny być już zniszczone przez grawitację z centrum gromady nawet wtedy, gdy pływy, które ona wywiera na nie są sześćdziesiąt cztery razy słabsze niż własna grawitacja galaktyk karłowatych – powiedziała Elena Asencio. Jest to nie tylko sprzeczne z intuicją, ale także z poprzednimi badaniami, które wykazały, że wewnętrzna siła potrzebna do zaburzenia galaktyki karłowatej jest mniej więcej taka sama jak własna grawitacja galaktyk karłowatych.

Sprzeczność z modelem standardowym
Na tej podstawie autorzy doszli do wniosku, że w modelu standardowym nie da się wyjaśnić obserwowanych morfologii galaktyk karłowatych Gromady w Piecu w sposób spójny. Powtórzyli analizę z wykorzystaniem zmodyfikowanej dynamiki newtonowskiej (MOND) Zamiast zakładać halo ciemnej materii otaczającej galaktyki, teoria MOND proponuje poprawkę do dynamiki newtonowskiej, dzięki której grawitacja doświadcza wzmocnienia w reżimach niskich przyspieszeń.

Nie byliśmy pewni, czy galaktyki karłowate będą w stanie przetrwać ekstremalne środowisko gromady galaktyk w MOND, ze względu na brak ochrony halo ciemnej materii w tym modelu – przyznał dr Indranil Banik z University of St Andrews. Nasze wyniki pokazują niezwykłą zgodność między obserwacjami a oczekiwaniami MOND co do poziomu zaburzeń galaktyk karłowatych Gromady w Piecu.

To ekscytujące, że dane, które uzyskaliśmy za pomocą przeglądu VLT, pozwoliły na tak dokładne przetestowanie modeli kosmologicznych – powiedzieli Aku Venhola z Uniwersytetu w Oulu (Finlandia) i Steffen Mieske z Europejskiego Obserwatorium Południowego, współautorzy pracy.

To nie pierwszy raz, gdy w badaniu sprawdzającym wpływ ciemnej materii na dynamikę i ewolucję galaktyk stwierdzono, że obserwacje są lepiej wyjaśnione, gdy nie otacza je halo ciemnej materii. Liczba publikacji pokazujących niezgodności między obserwacjami a paradygmatem ciemnej materii po prostu rośnie z każdym rokiem. Nadszedł czas, aby zacząć inwestować więcej środków w bardziej obiecujące teorie – powiedział Pavel Kroupa, członek Transdyscyplinarnych Obszarów Badawczych "Modelowanie" i "Materia" na Uniwersytecie w Bonn.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Bonn

Vega

Na ilustracji: Galaktyka karłowata NGC 1427A przelatuje przez gromadę galaktyk w Piecu i ulega zaburzeniom, które nie byłyby możliwe, gdyby galaktyka ta była otoczona ciężkim i rozciągniętym halo z ciemnej materii, czego wymaga standardowa kosmologia. Źródło: ESO.


Załączniki:
leadimagesize.jpg
leadimagesize.jpg [ 126.44 KiB | Przeglądany 938 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 sierpnia 2022, 16:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Badanie, jak gwiazdy determinują swoje własne masy

Symulacje pokazują, dlaczego gwiazdy powstałe w różnych środowiskach mają podobne masy.

W zeszłym roku zespół astrofizyków uruchomił STARFORGE, projekt, który tworzy najbardziej realistyczne, najwyższej rozdzielczości symulacje 3D formowania się gwiazd. Naukowcy wykorzystali te symulacje do wykrycia, co decyduje o masie gwiazd – tajemnicy, która przykuwała uwagę astrofizyków od dziesięcioleci.

W nowym badaniu zespół odkrył, że formowanie się gwiazd jest procesem samoregulującym. Innymi słowy, gwiazdy same ustalają swoje masy. Nowe odkrycie może pozwolić naukowcom lepiej zrozumieć proces formowania się gwiazd w naszej Drodze Mlecznej i innych odległych galaktykach.

Badanie zostało opublikowane 26 lipca 2022 r. w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. W skład zespołu weszli eksperci z Northwestern, University of Texas at Austin (UT Austin), Carnegie Observatories, Harvard University i California Institute of Technology. Głównym autorem nowego badania jest Dávid Guszejnov z UT Austin.

Zrozumienie funkcji masy początkowej gwiazd jest tak ważnym problemem, ponieważ wpływa na astrofizykę w całej rozciągłości – od pobliskich planet do odległych galaktyk – powiedział Claude-André Faucher-Giguère z Northwestern, współautor badania. To dlatego, że gwiazdy mają stosunkowo proste DNA. Jeżeli znasz masę gwiazdy, to wiesz większość na jej temat: ile światła emituje, jak długo będzie żyła i co się z nią stanie po śmierci. Rozkład mas gwiazdowych jest więc krytyczny dla tego, czy planety, które krążą wokół gwiazd mogą potencjalnie podtrzymywać życie, a także jak wyglądają odległe galaktyki.

Przestrzeń kosmiczna wypełniona jest olbrzymimi obłokami składającymi się z gazu i pyłu. Powoli, grawitacja przyciąga odległe drobiny tego gazu i pyłu do siebie, tworząc gęste kępy. Materia w tych kępach spada do środka, rozbijając się i wytwarzając ciepło, które tworzy nowo narodzoną gwiazdę.

Wokół każdej z tych protogwiazd znajduje się wirujący dysk gazu i pyłu. Każda planeta w naszym Układzie Słonecznym była kiedyś plamką w takim dysku wokół nowo narodzonego Słońca. To, czy planety krążące wokół gwiazd mogą być gospodarzami życia, zależy od masy gwiazdy i sposobu jej formowania. Dlatego zrozumienie procesów formowania się gwiazd jest kluczowe dla określenia, gdzie we Wszechświecie może powstać życie.

Gwiazdy są atomami galaktyk – powiedziała Stella Offner, profesor nadzwyczajny astronomii na UT Austin. Ich rozkład masy dyktuje, czy narodzą się planety i czy może rozwinąć się tam życie.

Każda dziedzina astronomii zależy od rozkładu masy gwiazdy – lub funkcji masy początkowej (IMF) – która okazała się wyzwaniem dla naukowców, aby poprawnie ją modelować. Gwiazdy znacznie większe od Słońca są rzadkie, stanowią jedynie 1% nowo powstałych gwiazd. Na każdą taką gwiazdę przypada około 10 gwiazd podobnych do Słońca i 30 karłów. Obserwacje wykazały, że niezależnie od tego, gdzie spojrzymy w Drodze Mlecznej, te proporcje (czyli IMF) są takie same, zarówno dla nowo powstałych gromad gwiazd, jak i dla tych, które mają miliardy lat.

To jest właśnie tajemnica IMF. Każda populacja gwiazd w naszej galaktyce i we wszystkich otaczających nas galaktykach karłowatych ma tę samą równowagę – nawet jeżeli ich gwiazdy rodziły się w szalenie różnych warunkach przez miliardy lat. IMF powinna się drastycznie różnić, jednak jest ona praktycznie uniwersalna, co zastanawiało astronomów przez dziesiątki lat.

Przez długi czas pytaliśmy, dlaczego – powiedział Guszejov. Nasze symulacje śledziły gwiazdy od narodzin do naturalnego punktu końcowego ich formowania, aby rozwiązać tę zagadkę.

Nowe symulacje pokazały jednak, że gwiezdne sprzężenie zwrotne, starając się przeciwstawić grawitacji, popycha masy gwiazd w kierunku tego samego rozkładu masy. Symulacje te są pierwszymi, które śledzą powstawanie pojedynczych gwiazd w zapadającym się obłoku, a jednocześnie pokazują, jak te nowo powstałe gwiazdy oddziałują z otoczeniem, emitując światło i wyrzucając masę przez strumienie i wiatry – zjawisko to określa się mianem „gwiezdnego sprzężenia zwrotnego”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UT Austin

Vega

Na ilustracji: Symulacje regionu gwiazdotwórczego, gdzie masywne gwiazdy niszczą swój macierzysty obłok. Źródło: STARFORGE.


Załączniki:
stars-determine-their.jpg
stars-determine-their.jpg [ 358.92 KiB | Przeglądany 902 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 sierpnia 2022, 18:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Dostrzeżono kandydata na dysk okołoplanetarny

Astronomowie być może znaleźli gazowy dysk wokół planety okrążającej młodą gwiazdę AS 209. Jest to jeden z zaledwie czterech odkrytych do tej pory kandydatów na dysk okołoplanetarny, a obserwacje te pozwalają na pierwsze oszacowanie masy gazu w dysku okołoplanetarnym.

Dyski w dyskach
Dyski gazu i pyłu, które gromadzą się wokół młodych gwiazd są miejscem powstawania planet. Dzięki wysokiej rozdzielczości obserwacjom radiowym prowadzonym przez instrumenty takie jak Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), możemy badać te dyski w niesamowitych szczegółach i próbować złapać formowanie się planet na gorącym uczynku.

Ostatnio naukowcy wykorzystali ALMA do obserwacji pięciu pobliskich dysków okołogwiazdowych w wysokiej rozdzielczości w ramach programu obserwacyjnego Molecules with ALMA at Planet-forming Scales (MAPS). Korzystając z danych MAPS, zespół kierowany przez Jaehana Bae (University of Florida) znalazł dowody na to, że gwiazda mająca 1,6 miliona lat, AS 209, posiada dysk w dysku – dysk okołoplanetarny wokół ukrytej planety krążącej daleko od gwiazdy centralnej.

Może planeta?
Bae i współpracownicy przeanalizowali nowe obserwacje ALMA emisji radiowej trzech form tlenku węgla oraz archiwalne obserwacje 1,25-milimetrowej emisji pyłu. Kilka dowodów sugeruje, zespół wykrył gazowy tlenek węgla należący do dysku okołoplanetarnego w obrębie większego dysku otaczającego AS 209:

1. Obserwacje tlenku węgla (12CO) ujawniają lukę o szerokości 78 jednostek astronomicznych w gazie dysku AS 209 w odległości 200 j.a. od gwiazdy centralnej, w tym samym miejscu, co luka widoczna na obrazach dysku w świetle rozproszonym. To sugeruje, że młoda planeta rzeźbi lukę w dysku;
2. Dane 12CO pokazują zlokalizowane zmiany prędkości gazu w pobliżu tej luki, które mogą wynikać z osadzonej planety zaburzającej gaz w dysku;
3. Obserwacje 13CO pokazują punktowe źródła 206 j.a. od gwiazdy centralnej – dokładnie w środku luki 12CO i blisko zaburzeń prędkości. Biorąc pod uwagę zdolność rozdzielczą ALMA, punktowa natura obiektu wskazuje, że jego średnica nie przekracza 14 j.a.

Możliwe źródło punktowe
Na podstawie tych obserwacji Bae i współpracownicy oszacowali, że dysk okołoplanetarny zawiera około 30 mas Ziemi gazu i tylko 2,2 masy księżycowej pyłu, co sugeruje niski stosunek pyłu do gazu, wynoszący 0,0009. Przy temperaturze 35K gaz jest około 13K cieplejszy niż oczekiwano, biorąc pod uwagę odległość od gwiazdy centralnej. To prawdopodobnie oznacza, że w pobliżu dysku okołoplanetarnego znajduje się dodatkowe źródło ciepła, takie jak akrecja przez planetę lub turbulencje wewnątrz dysku.

AS 209 jest gospodarzem dopiero czwartego kandydata na dysk okołoplanetarny, jakiego kiedykolwiek znaleziono, a ta praca oznacza, że badacze po raz pierwszy wykryli gaz wewnątrz dysku okołoplanetarnego i oszacowali jego masę. Przyszłe obserwacje przy użyciu ALMA i JWST powinny pomóc odpowiedzieć na nurtujące pytania dotyczące struktury materii okołoplanetarnej, masy i wieku młodej planety oraz tego, jak planeta uformowała się w tak dużej odległości od swojej gwiazdy macierzystej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Urania

Na ilustracji: Obraz dysku protoplanetarnego AS 209 na długości fali 1,25 milimetra pokazuje emisję termiczną z pyłu. Biała linia na dole po prawej to pasek skali 10 j.a., a białe kółko w lewym dolnym rogu to rozmiar wiązki dla obserwacji. Źródło: Na podstawie Andrews i inni 2018.


Załączniki:
apjlaaf741f3_hr.jpg
apjlaaf741f3_hr.jpg [ 279.65 KiB | Przeglądany 868 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 13 sierpnia 2022, 16:43 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Najjaśniejsze gwiazdy mogą odzierać planety do ich skalistych rdzeni

Czy gazowe planety wielkości Jowisza, krążące wokół masywnych gwiazd są w stanie utrzymać swoją atmosferę?

W ciągu ostatnich 25 lat astronomowie znaleźli tysiące egzoplanet krążących wokół gwiazd w naszej Galaktyce, ale ponad 99% z nich krąży wokół mniejszych gwiazd – od czerwonych karłów do gwiazd nieco masywniejszych od naszego Słońca, które jest uważane za gwiazdę średniej wielkości.

Niewiele z nich odkryto wokół jeszcze masywniejszych gwiazd, takich jak gwiazdy typu A – jasne białe gwiazdy dwukrotnie większe od Słońca – a większość zaobserwowanych egzoplanet jest wielkości Jowisza lub większe. Niektóre z najjaśniejszych gwiazd na nocnym niebie, takie jak Syriusz i Wega, są gwiazdami typu A.

Astronomowie z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley odkryli nową planetę wielkości Neptuna – HD 56414 b – wokół jednej z tych gorących, lecz krótko żyjących gwiazd typu A i podpowiedzieli, dlaczego tak niewiele gazowych olbrzymów mniejszych od Jowisza zostało zaobserwowanych wokół najjaśniejszego 1% gwiazd w naszej Galaktyce.

Obecne metody wykrywania egzoplanet najłatwiej odnajdują planety o krótkich, szybkich okresach obiegu wokół swoich gwiazd, ale ta nowo odkryta planeta ma dłuższy okres orbitalny niż większość odkrytych do tej pory. Naukowcy sugerują, że łatwiejsza do znalezienia planeta wielkości Neptuna, znajdująca się bliżej jasnej gwiazdy typu A, zostałaby szybko pozbawiona gazu przez ostre promieniowanie gwiazdy i zredukowana do niewykrywalnego jądra.

Chociaż zaproponowano tę teorię w celu wyjaśnienia tak zwanej pustyni gorących neptunów, wokół bardziej czerwonych gwiazd, to, czy rozszerzyło się to na gorętsze gwiazdy – gwiazdy typu A są około 1,5 do 2 razy gorętsze niż Słońce – było niewiadomą z powodu braku znanych planet wokół niektórych z najjaśniejszych gwiazd galaktyki.

To jedna z najmniejszych planet, jakie znamy wokół tych naprawdę masywnych gwiazd – powiedział absolwent UC Berkeley Steven Giacalone. W rzeczywistości jest to najgorętsza znana nam gwiazda z planetą mniejszą niż Jowisz. Ta egzoplaneta jest interesująca przede wszystkim dlatego, że tego typu planety są naprawdę trudne do znalezienia i prawdopodobnie nie znajdziemy wielu takich w przewidywalnej przyszłości.

Pustynia gorących neptunów
Odkrycie czegoś, co badacze określają mianem „ciepłego neptuna” tuż poza sferą, w której planeta zostałaby pozbawiona gazu, sugeruje, że jasne gwiazdy typu A mogą mieć liczne niewidoczne rdzenie w strefie gorących neptunów, które czekają na odkrycie dzięki bardziej czułym technikom.

Możemy się spodziewać, że w krótkich okresach orbitalnych zobaczymy spiętrzenie resztkowych rdzeni planet neptunowych wokół takich gwiazd – podsumowali naukowcy w swojej pracy.

Odkrycie dodaje również do naszego zrozumienia, jak atmosfery planet ewoluują, powiedziała Courtney Dressing, asystentka profesora astronomii UC Berkeley.

Istnieje pytanie dotyczące tego, jak planety zachowują swoje atmosfery w czasie – powiedziała Dressing. Kiedy patrzymy na mniejsze planety, czy patrzymy na atmosferę, z którą została uformowana, kiedy pierwotnie utworzyła się z dysku akrecyjnego? Czy patrzymy na atmosferę, która została odgazowana od planety w czasie? Jeżeli jesteśmy w stanie spojrzeć na planety otrzymujące różne ilości promieniowania od swojej gwiazdy, zwłaszcza różne długości fali, na co pozwalają nam gwiazdy typu A – pozwala to na zmianę stosunku promieniowania rentgenowskiego do UV – wtedy możemy spróbować zobaczyć, jak dokładnie planeta utrzymuje swoją atmosferę w czasie.

Według Dressing, dobrze wiadomo, że wysoko napromieniowane planety wielkości Neptuna krążące wokół mniej masywnych, podobnych do Słońca gwiazd są rzadsze niż się spodziewamy. Nie wiadomo jednak, czy dotyczy to planet krążących wokół gwiazd typu A, ponieważ są one trudne do wykrycia.

A gwiazda typu A to inny obiekt niż mniejsze karły typu F, G, K i M. Planety krążące blisko gwiazd podobnych do Słońca otrzymują duże ilości zarówno promieniowania X, jak i UV, ale planety krążące blisko gwiazd typu A otrzymują znacznie więcej promieniowania bliskiego UV niż promieniowania X czy ekstremalnego UV.

Ustalenie, czy pustynia gorących neptunów rozciąga się również na gwiazdy typu A zapewnia spojrzenie w znaczenie promieniowania bliskiego UV w zarządzaniu ucieczką atmosferyczną – powiedziała. Ten wynik jest ważny dla zrozumienia fizyki utraty masy atmosfery oraz badania powstawania i ewolucji małych planet.

Planeta HD 56414 b została wykryta przez misję TESS gdy okrążała swoją gwiazdę, HD 56414. Dressing, Giacalone i ich koledzy potwierdzili, że HD 56414 była gwiazdą typu A, uzyskując widma za pomocą 1,5-metrowego teleskopu obsługiwanego przez konsorcjum Small and Moderate Aperture Research Telescope System (SMARTS) w Cerro Tololo w Chile.

Planeta ma promień 3,7 razy większy niż Ziemia i okrąża gwiazdę raz na 29 ziemskich dni w odległości ¼ odległości między Ziemią a Słońcem. Układ ma około 420 milionów lat, czyli jest znacznie młodszy od Słońca, które ma 4,5 miliarda lat.

Naukowcy wymodelowali wpływ promieniowania gwiazdy na planetę i doszli do wniosku, że podczas gdy gwiazda może powoli niszczyć jej atmosferę, prawdopodobnie przetrwałaby miliard lat – poza punktem, w którym oczekuje się, że gwiazda wypali się i zapadnie, wytwarzając supernową.

Giacalone powiedział, że planety wielkości Jowisza są mniej podatne na fotoodparowanie, ponieważ ich jądra są wystarczająco masywne, aby utrzymać wodór w stanie gazowym.

Istnieje równowaga między centralną masą planety a nadętą atmosferą – powiedział. W przypadku planet wielkości Jowisza lub większych, planeta jest wystarczająco masywna, aby grawitacyjnie utrzymać swoją atmosferę. Kiedy schodzimy do planet wielkości Neptuna, atmosfera jest nadal spuchnięta, ale planeta nie jest tak masywna, więc może łatwiej stracić atmosferę.

Giacalone i Dressing kontynuują poszukiwanie egzoplanet wielkości Neptuna wokół gwiazd typu A, w nadziei na znalezienie innych pustyni gorących neptunów lub w ich pobliżu, aby zrozumieć, gdzie te planety formują się w dysku akrecyjnym podczas tworzenia się gwiazd, niezależnie od tego, czy poruszają się do wewnątrz, czy na zewnątrz w czasie i jak ewoluują ich atmosfery.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Kalifornijski

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna planety wielkości Neptuna krążącej wokół gwiazdy typu A. Źródło: Steven Giacalone, UC Berkeley.


Załączniki:
HD56414b_750px.jpg
HD56414b_750px.jpg [ 87.42 KiB | Przeglądany 858 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 sierpnia 2022, 16:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Jak rosną galaktyki podobne do Drogi Mlecznej?

Galaktyk podobnych do Drogi Mlecznej jest we Wszechświecie mnóstwo. Niedawno opublikowano wyniki badań astronomicznych pomagające zrozumieć, jak te znane nam galaktyki spiralne rosną przez miliardy lat.

Jak rośnie Twoja Galaktyka?
W ciągu pierwszych miliardów lat po Wielkim Wybuchu zaczęły powstawać galaktyki. Jednak to, w jaki sposób najwcześniejsze galaktyki przekształciły się w te, które widzimy dzisiaj w lokalnym Wszechświecie, jest nadal przedmiotem dyskusji. Jednym z aspektów tego pytania jest wzrost masy gwiazdowej galaktyk – ilość masy zawartej w gwiazdach, w przeciwieństwie do obłoków gazu czy ciemnej materii. Masa gwiazdowa galaktyki rośnie z czasem, gdy obłoki gazu zapadają się, tworząc gwiazdy, ale nie jest jeszcze jasne, jak przebiega ten wzrost; czy centra galaktyk są wczesnymi ośrodkami powstawania gwiazd, czy w zewnętrznych obszarach dzieje się to wcześniej, czy też wszystkie regiony zyskują masę gwiazdową w podobnym tempie?

W najnowszym badaniu zespół kierowany przez Maryam Hasheminia (Uniwersytet w Shiraz i Instytut Zaawansowanych Studiów w Naukach Podstawowych) wykorzystał dane z badań, aby zrozumieć, jak Droga Mleczna i galaktyki jej podobne urosły do galaktyk, którymi są dzisiaj.

Szukanie sobowtórów
Kiedy obserwujemy galaktyki takie, jakie istniały miliardy lat temu, skąd wiemy, które z nich wyrosną, by wyglądać, jak Droga Mleczna? Hasheminia i współpracownicy użyli dwóch metod, aby wybrać galaktyki podobne do Drogi Mlecznej z przeglądów Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS) i 3D-Hubble Space Telescope.

W pierwszej metodzie zespół założył, że galaktyki typu Drogi Mlecznej podążają za obserwowaną relacją pomiędzy masą gwiazdową galaktyki a tempem formowania się gwiazd dla galaktyk aktywnie formujących gwiazdy, a autorzy wybrali galaktyki z danych przeglądowych, które podążały za tą relacją. W drugiej metodzie zespół dopasował masy gwiazdowe i wiek galaktyk w danych z przeglądu do historii wzrostu gwiazd w Drodze Mlecznej, uzyskanej z modeli ewolucji chemicznej.

Hasheminia i współpracownicy zbadali następnie, w jaki sposób masy gwiazdowe wybranych galaktyk ewoluowały w czasie, i porównali swoje odkrycia z wynikami symulacji kosmologicznych. Obie metody wykazały, że promień połowy masy – promień, w którym mieści się połowa gwiazd galaktyki (pod względem masy) – galaktyk podobnych do Drogi Mlecznej zmienił się niewiele w ciągu ostatnich 10 miliardów lat.

Wyniki wskazują, że wszystkie części tych galaktyk uzyskują masę gwiazdową w podobnym tempie. Kontrastuje to z hipotezą o wzroście od wewnątrz, zgodnie z którym formowanie się gwiazd następuje najpierw w centrum galaktyki, zanim rozprzestrzeni się na zewnętrzne regiony, jak również z wynikami symulacji kosmologicznych; symulacje odpowiadały odkryciom zespołu dotyczącym początku historii Wszechświata, ale rozeszły się około 6 miliardów lat temu.

Zespół sugeruje, że ich odkrycia są zgodne z wcześniejszymi scenariuszami ewolucji Drogi Mlecznej, w których gruby dysk gwiazd uformował się, gdy Wszechświat miał około 6 miliardów lat, zanim proces formowania się gwiazd ustał, a w centrum galaktyki uformowała się poprzeczka gwiazd. Aby w pełni rozwikłać historię rozwoju Drogi Mlecznej i podobnych jej galaktyk spiralnych, będziemy potrzebowali wysokiej rozdzielczości obserwacji galaktyk z odległej przeszłości – a dzięki JWST takie obserwacje są w naszej przyszłości!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Galaktyka spiralna NGC 6744. Źródło: ESO


Załączniki:
eso1118a.jpg
eso1118a.jpg [ 260.44 KiB | Przeglądany 832 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 16 sierpnia 2022, 17:17 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie odkryli zagadkę pociemnienia Betelgezy

Analizując dane z HST i innych obserwatoriów, astronomowie doszli do wniosku, że jasny czerwony nadolbrzym Betelgeza w 2019 roku stracił znaczną część swojej widocznej powierzchni i wytworzył olbrzymi powierzchniowy wyrzut masy (SME). Jest to coś, czego nigdy wcześniej nie widziano w zachowaniu normalnej gwiazdy.

Nasze Słońce rutynowo zdmuchuje część swojej delikatnej zewnętrznej atmosfery, korony, w zdarzeniu znanym jako koronalny wyrzut masy (CME). Ale SME Betelgezy zdmuchnęło 400 miliardów razy więcej masy niż typowe CME!

Potworna gwiazda wciąż dochodzi do siebie po tym katastrofalnym wstrząsie. Betelgeza nadal robi bardzo nietypowe rzeczy; wnętrze jakby trochę podskakuje – powiedziała Andrea Dupree z Centrum Astrofizyki | Harvard & Smithsonian w Cambridge, Massachusetts.

Nowe obserwacje dostarczają wskazówek, jak czerwone nadolbrzymy tracą masę w późnym okresie swojego życia, gdy ich piece do syntezy jądrowej wypalają się, zanim eksplodują jako supernowe. Wielkość utraty masy znacząco wpływa na ich los. Jednak zaskakująco rozdrażnione zachowanie Betelgezy nie jest dowodem na to, że gwiazd wkrótce wybuchnie. Tak więc zdarzenie utraty masy niekoniecznie jest sygnałem zbliżającej się eksplozji.

Dupree zbiera teraz wszystkie kawałki układanki dotyczące buńczucznego zachowania gwiazdy przed, po i w trakcie erupcji w spójną historię nigdy wcześniej nie widzianej tytanicznej konwulsji u starzejącej się gwiazdy.

Nigdy wcześniej nie widzieliśmy ogromnego wyrzutu masy z powierzchni gwiazdy. Pozostajemy z czymś, co się dzieje, czego do końca nie rozumiemy. To zupełnie nowe zjawisko, które możemy obserwować bezpośrednio i analizować szczegóły powierzchni za pomocą Hubble’a. Obserwujemy ewolucję gwiazdy w czasie rzeczywistym – powiedziała Dupree.

Tytaniczny wybuch w 2019 roku został prawdopodobnie wywołany przez pióropusz konwekcyjny o średnicy ponad półtora miliona kilometrów, bulgoczącym z głębi wnętrza gwiazdy. Wywołał on wstrząsy i pulsacje, które zdmuchnęły kawałek fotosfery pozostawiając gwiazdę z dużą chłodną powierzchnią pod obłokiem pyłu, który został wytworzony przez stygnący fragment fotosfery. Betelgeza walczy teraz o powrót do zdrowia po tym urazie.

Ważący mniej więcej kilka razy więcej niż nasz Księżyc, odłamany kawałek fotosfery wyleciał w przestrzeń kosmiczną i schłodził się tworząc obłok pyłu, który zablokował światło gwiazdy widziane przez ziemskich obserwatorów. Przyćmienie, które rozpoczęło się pod koniec 2019 roku i trwało przez kilka miesięcy, było łatwo zauważalne nawet przez obserwatorów podwórkowych obserwujących zmianę jasności gwiazdy. Jedną z najjaśniejszych gwiazd na niebie, Betelgezę, można łatwo znaleźć w prawym ramieniu konstelacji Oriona.

Jeszcze bardziej fantastyczne jest to, że 400-dniowa pulsacja nadolbrzyma zniknęła, być może przynajmniej tymczasowo. Przez prawie 200 lat astronomowie mierzyli ten rytm, widoczny w zmianach jasności Betelgezy i ruchach jej powierzchni. Jego zaburzenie świadczy o dzikościach wybuchu.

Dupree sugeruje, że wewnętrzne komórki konwekcyjne gwiazdy, które napędzają regularną pulsację, mogą być poruszane jak niewyważona pralka. Widma Tillinghast Reflector Echelle Spectrograph (TRES) i Hubble’a sugerują, że wewnętrzne warstwy mogą wrócić do normy, ale powierzchnia wciąż się trzęsie, gdy fotosfera się odbudowuje.

Chociaż na naszym Słońcu zdarzają się koronalne wyrzuty masy, które zdmuchują niewielkie fragmenty zewnętrznej atmosfery, astronomowie nigdy nie byli świadkami, by tak duża część widocznej powierzchni gwiazdy została wyrzucona w przestrzeń kosmiczną. Dlatego też powierzchniowe wyrzuty masy i koronalne wyrzuty masy mogą być różnymi zdarzeniami.

Betelgeza jest teraz tak ogromna, że gdyby zastąpiła Słońce w centrum naszego Układu Słonecznego, jej zewnętrzna powierzchnia rozciągałaby się poza orbitę Jowisza. Dupree użyła Hubble’a do rozwiązania problemu gorących punktów na powierzchni gwiazdy w 1996 roku. Był to pierwszy bezpośredni obraz gwiazdy innej niż Słońce.

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba może być w stanie wykryć wyrzuconą materię w świetle podczerwonym, gdy będzie się ona dalej oddalała od gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawia zmiany jasności czerwonej nadolbrzyma Betelgeza po tytanicznym wyrzucie masy dużego fragmentu jej widocznej powierzchni. Źródło: NASA, ESA, Elizabeth Wheatley (STScI).


Załączniki:
STScI-01G9Z2MR7W10721W3Z0RD9FHZC.jpg
STScI-01G9Z2MR7W10721W3Z0RD9FHZC.jpg [ 882.36 KiB | Przeglądany 791 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 sierpnia 2022, 21:48 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Pierścień fotonowy wokół supermasywnej czarnej dziury w M87

Naukowcy dostrzegli ostry pierścień światła utworzony przez fotony krążące wokół supermasywnej czarnej dziury, co stanowi żywe potwierdzenie teoretycznych przewidywań.

Kiedy naukowcy ujawnili historyczny pierwszy obraz czarnej dziury w 2019 roku – przedstawiający ciemne jądro otoczone ognistą aurą materii opadającej w jego kierunku – wierzyli, że jeszcze bogatsze obrazy i spostrzeżenia czekają na wydobycie z danych.

Symulacje przewidywały, że za blaskiem rozproszonej pomarańczowej poświaty powinien kryć się cienki, jasny pierścień światła utworzony przez fotony wyrzucane wokół tyłu czarnej dziury przez jej intensywną grawitację.

Zespół badaczy kierowany przez astrofizyka Avery’ego Brodericka użył wyrafinowanych algorytmów obrazowania, aby zasadniczo „odświeżyć” oryginalne obrazy supermasywnej czarnej dziury w centrum M87.

Aby to osiągnąć, zespół zastosował nowy algorytm obrazowania w ramach struktury analitycznej Teleskopu Horyzontu Zdarzeń (EHT) THEMIS, aby wyizolować i wydobyć wyraźną cechę pierścienia z oryginalnych obserwacji czarnej dziury w M87 – jak również wykryć charakterystyczny ślad potężnego strumienia wystrzeliwanego z czarnej dziury.

Odkrycia naukowców zarówno potwierdzają teoretyczne przewidywania, jak i oferują nowe sposoby badania tych tajemniczych obiektów, które, jak się uważa, rezydują w sercach większości galaktyk.

Czarne dziury długo były uważane za niewidzialne, dopóki naukowcy nie wydobyli ich z ukrycia za pomocą sieci teleskopów EHT. Wykorzystując osiem obserwatoriów na czterech kontynentach, wszystkie skierowane w to samo miejsce na niebie i połączone ze sobą nanosekundowym timingiem, badacze EHT zaobserwowali dwie czarne dziury w 2017 roku.

Dzięki współpracy w ramach EHT najpierw ujawniono w 2019 roku supermasywną czarną dziurę w M87, a następnie w 2022 roku, stosunkowo małą, ale burzliwą czarną dziurę w sercu naszej Drogi Mlecznej, zwaną Sagittarius A* (lub Sgr A*). Supermasywne czarne dziury zajmują centrum większości galaktyk, pakując niewiarygodne ilości masy i energii w niewielką przestrzeń. Na przykład czarna dziura M87 jest dwa biliardy razy masywniejsza od Ziemi.

Obraz M87, który naukowcy pokazali w 2019 roku, był przełomowy, ale badacze czuli, że mogą wyostrzyć obraz i uzyskać nowe spojrzenie, pracując mądrzej, a nie ciężej. Zastosowali nowe techniki oprogramowania, aby zrekonstruować oryginalne dane z 2017 roku w poszukiwaniu zjawisk, które według teorii i modeli czaiły się pod powierzchnią. Nowy, powstały obraz przedstawia pierścień fotonowy, składający się z serii coraz ostrzejszych podpierścieni, które zespół następnie ułożył w stos, aby uzyskać pełen obraz.

Odkrycia naukowców zostały opublikowane 16 sierpnia 2022 roku w The Astrophysical Journal.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Waterloo

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna strumienia z supermasywnej czarnej dziury. Źródło: Waterloo.


Załączniki:
blackholejet_infographic_base.png
blackholejet_infographic_base.png [ 462.31 KiB | Przeglądany 773 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 sierpnia 2022, 13:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Zderzenia czarnych dziur mogą pomóc zmierzyć, jak szybko rozszerza się Wszechświat

Astronomowie proponują metodę „syreny widmowej” do zrozumienia ewolucji Wszechświata.

Czarna dziura jest miejscem, gdzie informacje znikają – ale naukowcy mogli znaleźć sztuczkę, aby wykorzystać jej ostatnie chwile do opowiedzenia nam o historii Wszechświata.

W nowej pracy dwóch astrofizyków z Uniwersytetu w Chicago przedstawiło metodę wykorzystania par zderzających się czarnych dziur do pomiaru tempa rozszerzania się Wszechświata – a tym samym do zrozumienia, w jaki sposób Wszechświat ewoluował, z czego jest zbudowany i dokąd zmierza.

W szczególności naukowcy sądzą, że nowa technika, którą nazywają „syreną widmową”, może nam powiedzieć o nieuchwytnych „nastoletnich” latach Wszechświata.

Kosmiczny władca
Ważna, tocząca się debata naukowa dotyczy dokładnego tempa rozszerzania się Wszechświata – liczba ta jest nazywana stałą Hubble’a. Różne dostępne dotychczas metody dają nieco inne odpowiedzi, a naukowcy chętnie szukają alternatywnych sposobów pomiaru tego wskaźnika. Sprawdzenie dokładności tej liczby jest szczególnie ważne, ponieważ wpływa na nasze zrozumienie podstawowych kwestii, takich jak wiek, historia i budowa Wszechświata.

Nowe badanie oferuje sposób na wykonanie tych obliczeń przy użyciu specjalnych detektorów, które odbierają kosmiczne echa kolizji czarnych dziur.

Od czasu do czasu dwie czarne dziury zderzają się ze sobą – jest to zdarzenie tak potężne, że dosłownie tworzy falę w czasoprzestrzeni, która podróżuje przez Wszechświat. Tutaj na Ziemi, interferometry LIGO i Virgo mogą wychwycić te fale, które nazywane są falami grawitacyjnymi.

W ciągu ostatnich kilku lat LIGO i Virgo zebrały odczyty z prawie 100 par zderzających się czarnych dziur.

Sygnał z każdego zderzenia zawiera informacje o tym, jak masywne były czarne dziury. Ale sygnał podróżował przez przestrzeń, a w tym czasie Wszechświat się rozszerzył, co zmienia właściwości sygnału.

Jeżeli naukowcy potrafią wymyślić sposób na zmierzenie, jak zmienił się ten sygnał, mogą obliczyć tempo rozszerzania się Wszechświata. Problemem jest kalibracja: skąd mają wiedzieć, jak bardzo zmienił się on w stosunku do oryginału?

W swojej nowej pracy jej autorzy Daniel Holz i Jose María Ezquiaga sugerują, że mogą wykorzystać naszą nowo zdobytą wiedzę o całej populacji czarnych dziur jako narzędzie kalibracji. Na przykład, obecne dowody sugerują, że większość wykrytych czarnych dziur ma od 5 do 40 razy większe masy niż nasze Słońce. “Więc mierzymy masy pobliskich czarnych dziur i rozumiemy ich właściwości, a następnie patrzymy dalej i widzimy, jak bardzo te dalsze wydają się być przesunięte” – powiedział Ezquiaga. “A to daje miarę ekspansji Wszechświata.”

Autorzy nazywają to metodą „syreny widmowej”, nowym podejściem do metody „syreny standardowej”, której pionierem był Holz i współpracownicy. (Nazwa jest nawiązaniem do metod „świecy standardowej” stosowanych również w astronomii.)

Naukowcy są podekscytowani, ponieważ w przyszłości, wraz z rozwojem możliwości LIGO, metoda ta może zapewnić unikalne okno do „młodzieńczych” lat Wszechświata – około 10 miliardów lat temu – które są trudne do zbadania innymi metodami.

Naukowcy mogą wykorzystać mikrofalowe promieniowanie tła, aby przyjrzeć się wcześniejszym momentom istnienia Wszechświata, a także mogą rozejrzeć się po galaktykach w pobliżu naszej własnej Galaktyki, aby zbadać nowszą historię Wszechświata. Jednak okres pomiędzy nimi jest trudniejszy do osiągnięcia i stanowi obszar szczególnego zainteresowania naukowców.

To mniej więcej w tym czasie przeszliśmy od ciemnej materii będącej dominującą siłą we Wszechświecie do ciemnej energii przejmującej władzę, a my jesteśmy bardzo zainteresowani badaniem tego krytycznego przejścia – powiedział Ezquiaga.

Według autorów inną zaletą tej metody jest to, że istnieje mniej niepewności spowodowanych lukami w naszej wiedzy naukowej. Dzięki wykorzystaniu całej populacji czarnych dziur, metoda ta może się kalibrować, bezpośrednio identyfikując i korygując błędy – powiedział Holz. Inne metody stosowane do obliczania stałej Hubble’a polegają na naszym obecnym rozumieniu fizyki gwiazd i galaktyk, co wiąże się z wieloma skomplikowanymi zagadnieniami fizyki i astrofizyki. Oznacza to, że pomiary mogą być znacznie utrudnione, jeżeli jest coś, czego jeszcze nie wiemy.

Dla kontrastu, ta nowa metoda czarnej dziury opiera się prawie wyłącznie na teorii grawitacji Einsteina, która jest dobrze zbadana i wytrzymała wszystkie sposoby, na jakie naukowcy próbowali ją dotychczas przetestować.

Im więcej odczytów uzyskają ze wszystkich czarnych dziur, tym dokładniejsza będzie ta kalibracja. Potrzebujemy najlepiej tysięcy takich sygnałów, które powinniśmy mieć w ciągu następnej dekady lub dwóch – powiedział Holz. W tym momencie byłaby to niesamowicie potężna metoda poznawania Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Chicago

Vega

Na ilustracji: Zderzające się czarne dziury. Źródło: Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Project.


Załączniki:
ligo20160211d.jpg
ligo20160211d.jpg [ 299.94 KiB | Przeglądany 732 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 sierpnia 2022, 14:41 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy ujawniają ukrytego pulsara

Astronomowie odkryli drugiego pulsara milisekundowego w jednej z najbliższych Ziemi gromad kulistych. Nowe obserwacje mogą pomóc wyjaśnić zaskakującą rzadkość występowania pulsarów milisekundowych w gęstych gromadach kulistych.

Bliskie spotkania gwiezdnego rodzaju
W rdzeniach gromad kulistych, gdzie często dochodzi do grawitacyjnych spotkań gwiazd, zwarte pozostałości masywnych gwiazd tworzą układy podwójne o szerokim zakresie własności. To otwiera drogę do powstania pulsarów milisekundowych: maleńkich, gęstych, szybko wirujących pozostałości gwiazdowych składających się w całości z neutronów. Wszystkie pulsary wirują niezwykle szybko, ale pulsary milisekundowe są najszybsze z nich wszystkich. Astronomowie uważają, że większość pulsarów milisekundowych zaczynała jako wolniej wirujące pojedyncze obiekty, ale po zdobyciu gwiezdnego towarzysza, pulsary akreują materię i zostają rozkręcone do statusu „milisekundowego”.

Pobliska gromada kulista NGC 6397 – błyszcząca, kulista kolekcja 400 000 gwiazd – jest domem dla ciekawego układu podwójnego, który został wykryty w promieniach X, optycznych i UV. Jego emisja rentgenowska miga wraz z okresem orbity układu podwójnego, a obserwacje optyczne pokazują czerwoną gwiazdę w tym samym miejscu. Poprzednie badania sugerowały, że układ ten zawiera pulsara milisekundowego, ale charakterystyczne impulsy radiowe były nieuchwytne.

W pogoni za pulsarem
W nowym artykule zespół kierowany przez Lei Zhanga (Chińska Akademia Nauk i Swinburne University of Technology, Australia) donosi o wynikach swoich obserwacji układu wykonanych w latach 2019–2022 za pomocą radioteleskopów Parkes w Australii i MeerKAT w RPA. Zhang i współpracownicy dostrzegli słabe, ale wykrywalne impulsy radiowe co 5,8 milisekundy, a impulsy były modulowane z okresem 1,97 dnia – takim samym, jak okres orbitalny emitującego promieniowanie X układu podwójnego w tej samej lokalizacji.

Potwierdza to, że układ zawiera pulsara milisekundowego, nazwanego NGC 6397B, a dalsza analiza czasu pulsów sugeruje, że pulsar jest również źródłem wykrytej wcześniej emisji promieniowania X.

Implikacje układu przerywanego
Nawet po tym, jak zespół namierzył nieuchwytnego pulsara, nadal udało mu się im wymknąć; impulsy radiowe stały się niewykrywalne przez 14 miesięcy, zanim pojawiły się ponownie na początku 2022 roku. Nieustanna emisja radiowa układu może wskazywać na jedną z dwóch możliwości: gorący, zjonizowany gaz wypływający z gwiazdy towarzyszącej może blokować emisję radiową przed dotarciem do nas, gdy układ podwójny zmienia swoje położenie, lub proces akrecji materii z gwiazdy towarzyszącej – proces, który generuje promieniowanie X – może tymczasowo zatrzymać emisję radiową pulsara.

Wcześniejsze badania sugerowały, że pulsary w układach podwójnych powinny być powszechne w gromadach kulistych o wyjątkowo gęstych rdzeniach, takich jak NGC 6397, ale większość znanych pulsarów w tzw. gromadach z zapadającym się rdzeniem jest pojedynczymi. Specyfikacja nowo odkrytego układu może wyjaśnić, dlaczego układy podwójne z pulsarami były nieuchwytne w tych środowiskach: pulsary w układach podwójnych mogą mieć słabą lub przerywaną emisję radiową, co czyni je trudnymi do namierzenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Urania

Na ilustracji: Gęste jądro gromady kulistej NGC 6397 jest doskonałym miejscem do poszukiwania pozostałości gwiazdowych oddziałujących z innymi obiektami. Źródło: NASA, ESA oraz T. Brown i S. Casertano (STScI); Podziękowania: NASA, ESA oraz J. Anderson (STScI).


Załączniki:
opo1824a.jpg
opo1824a.jpg [ 349.34 KiB | Przeglądany 687 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 26 sierpnia 2022, 17:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Teleskop Webba dokonuje pierwszej jednoznacznej detekcji dwutlenku węgla w atmosferze egzoplanety

Po raz pierwszy astronomowie znaleźli jednoznaczne dowody na obecność dwutlenku węgla w atmosferze egzoplanety.

Odkrycie pokazuje moc Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST) w dostarczaniu bezprecedensowych obserwacji atmosfer egzoplanet.

Natalie Batalha, profesor astronomii i astrofizyki na UC Santa Cruz, przewodzi zespołowi astronomów, którzy dokonali detekcji, używając JWST do obserwacji planety o masie Saturna zwanej WASP-39b, która orbituje bardzo blisko gwiazdy podobnej do Słońca, oddalonej od nas o około 700 lat świetlnych.

Poprzednie obserwacje tej planety za pomocą Hubble’a i Spitzera dały nam kuszące wskazówki, że może tam być obecny dwutlenek węgla – powiedziała Batalha. Dane z JWST pokazały jednoznaczną cechę dwutlenku węgla, która była tak wyraźna, że praktycznie krzyczała do nas.

Dwutlenek węgla jest ważnym składnikiem atmosfer planet w naszym Układzie Słonecznym, występuje na planetach skalistych, takich jak Mars i Wenus, a także na gazowych olbrzymach, takich jak Jowisz i Saturn. Dla badaczy egzoplanet jest on ważny zarówno jako gaz, który prawdopodobnie będą mogli wykryć na małych skalistych planetach, jak i jako wskaźnik ogólnej obfitości ciężkich pierwiastków w atmosferach planet olbrzymów.

Dwutlenek węgla jest właściwie bardzo czułym miernikiem – najlepszym, jaki mamy – ciężkich pierwiastków w atmosferach planet, więc fakt, że możemy go zobaczyć tak wyraźnie, jest naprawdę wspaniały – powiedział współautor pracy Jonathan Fortney, profesor astronomii i astrofizyki na UCSC i dyrektor Laboratorium Innych Światów.

Gwiazdy i gazowe olbrzymy składają się głównie z najlżejszych pierwiastków, wodoru i helu, ale obfitość cięższych pierwiastków – co astronomowie nazywają metalicznością – jest krytycznym czynnikiem w formowaniu się planet, wyjaśnia Fortney.

Zdolność do określenia ilości ciężkich pierwiastków w planecie jest krytyczna dla zrozumienia, w jaki sposób się ona uformowała, a my będziemy mogli użyć tego miernika dwutlenku węgla dla całej grupy egzoplanet, aby uzyskać kompleksowe zrozumienie składu olbrzymiej planety, powiedział.

Zespół Batalha obserwował WASP-39b w ramach programu JWST Early Release Science, którego celem jest badanie tranzytujących planet. Tranzytująca planeta przechodzi przed swoją gwiazdą obserwowaną z Ziemi, co pozwala astronomom analizować światło gwiazdy przechodzące przez atmosferę planety, w której gazy, takie jak dwutlenek węgla, pochłaniają pewne długości fal światła.

Używając spektrografu bliskiej podczerwieni NIRSpec na JWST, zespół uzyskał wysokiej rozdzielczości „widmo transmisyjne” pokazujące światło przechodzące przez atmosferę WASP-39b rozdzielone na poszczególne długości fal. Batalha powiedziała, że dane dały wspaniałe krzywe blasku i pokazały, że instrument NIRSpec przekracza oczekiwania dla spektroskopii transmisyjnej. To dobrze wróży obserwacjom małych skalistych planet, które prawdopodobnie będą miały dwutlenek węgla w swoich atmosferach (jeżeli mają atmosfery), ale nie dadzą tak silnego sygnału, jak olbrzym WASP-39b.

To wykrycie posłuży jako użyteczny punkt odniesienia dla tego, co możemy zrobić, aby w przyszłości wykryć dwutlenek węgla na planetach ziemskich – powiedziała Batalha. Jest to najbardziej prawdopodobny gaz atmosferyczny, który wykryjemy za pomocą JWST w atmosferach egzoplanet o rozmiarach Ziemi.

Oprócz dwutlenku węgla naukowcy wykryli w widmie WASP-39b inną ciekawą cechę, której jeszcze nie zidentyfikowali. To na razie tajemnicza cecha – powiedziała Batalha. W tym artykule skupiliśmy się na wąskim zakresie barw w podczerwieni – to tylko zapowiedź cech, które spodziewamy się zobaczyć w pełnym widmie.

Fortney zauważył, że WASP-39b wydaje się mieć podobny skład do Saturna. Metaliczność Saturna jest 10 razy większa niż Słońca, a WASP-39b również wydaje się być wzbogacona w ciężkie pierwiastki około 10 razy w stosunku do Słońca.

Znajdująca się w konstelacji Panny WASP-39b jest ponad 20 razy bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia Słońca. Mimo, że ma mniej więcej taką samą masę jak Saturn, jest mniej gęsta i o około 50% większa, prawdopodobnie z powodu nagrzewania się spowodowanego taką bliskością swojej gwiazdy macierzystej. Poprzednie obserwacje pokazały, że ma ona stosunkowo czyste niebo, co czyni ją dobrym celem dla spektroskopii transmisyjnej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UC Santa Cruz

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pokazująca, jak mogłaby wyglądać egzoplaneta WASP-39b, na podstawie obecnego zrozumienia planety. Źródło: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted.


Załączniki:
jwst-makes-first-unequ-1.jpg
jwst-makes-first-unequ-1.jpg [ 244.42 KiB | Przeglądany 637 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 sierpnia 2022, 16:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Naukowcy pomagają w badaniu ciemnej energii poprzez testowanie teorii grawitacji

Czy jedna z zagadek astrofizyki może zostać rozwiązana poprzez przerobienie teorii grawitacji Einsteina? Nowe badanie mówi, że jeszcze nie.

Wszechświat rozszerza się w coraz szybszym tempie, a naukowcy nie wiedzą, dlaczego. Zjawisko to wydaje się przeczyć wszystkiemu, co badacze rozumieją na temat wpływu grawitacji na kosmos: to tak, jak byś wyrzucił jabłko w powietrze, a ono dalej leciało w górę, coraz szybciej i szybciej. Przyczyna przyspieszenia, zwana ciemną energią, pozostaje tajemnicą.

Nowe badania przeprowadzone przez Dark Energy Survey, przy użyciu 4-metrowego teleskopu Victora M. Blanco w Chile, to najnowsza próba ustalenia, czy nie jest to po prostu nieporozumienie: czy oczekiwania dotyczące tego, jak działa grawitacja w skali całego Wszechświata, są błędne lub niekompletne. To potencjalne nieporozumienie może pomóc naukowcom w wyjaśnieniu ciemnej energii. Jednak badanie – jeden z najbardziej precyzyjnych testów teorii grawitacji Einsteina w skali kosmicznej – pokazuje, że obecne rozumienie nadal wydaje się być poprawne.

Wyniki zostały przedstawione 23 sierpnia 2022 r. na Międzynarodowej Konferencji Fizyki Cząstek i Kosmologii (COSMO’22) w Rio de Janeiro. Praca ta pomaga przygotować scenę dla dwóch nadchodzących teleskopów kosmicznych, które będą badać nasze zrozumienie grawitacji z jeszcze większą precyzją niż nowe badania i być może ostatecznie rozwiążą zagadkę.

Ponad sto lat temu Albert Einstein opracował swoją ogólną teorię względności, aby opisać grawitację i jak dotąd trafnie przewidziała ona wszystko, od orbity Merkurego po istnienie czarnych dziur. Niektórzy naukowcy argumentują, że jeżeli teoria ta nie może wyjaśnić ciemnej energii, to może trzeba zmodyfikować niektóre z jej równań lub dodać nowe składniki.

Aby dowiedzieć się, czy tak jest, członkowie przeglądu Dark Energy Survey szukali dowodów na to, że siła grawitacji zmieniała się w historii Wszechświata lub na kosmicznych dystansach. Pozytywne wyniki wskazywałyby, że teoria Einsteina jest niekompletna, co mogłoby pomóc w wyjaśnieniu przyspieszającej ekspansji Wszechświata. Przeanalizowali również dane z innych teleskopów oprócz Blanco, w tym z satelity Planck, i doszli do tego samego wniosku.

Badanie wykazało, że OTW nadal działa. Więc nie ma jeszcze wyjaśnienia dla ciemnej energii. Ale badania te zostaną wykorzystane w dwóch nadchodzących misjach: misji Euclid ESA, której start ma nastąpić nie wcześniej niż w 2023 roku, oraz NASA Nancy Grace Roman Space Telescope, którego wystrzelenie nastąpi nie później niż w maju 2027 r. Oba teleskopy będą szukać zmian siły grawitacji w czasie lub odległości.

Skąd naukowcy wiedzą, co działo się w przeszłości Wszechświata? Patrząc na odległe obiekty. Rok świetlny to miara odległości, jaką światło może przebyć w ciągu roku (około 9,5 biliona kilometrów). Oznacza to, że obiekt oddalony o jeden rok świetlny widzimy takim, jakim był rok temu, kiedy światło po raz pierwszy opuściło obiekt. Natomiast galaktyki oddalone o miliardy lat świetlnych widzimy takimi, jakimi były miliardy lat temu. Nowe badanie dotyczyło galaktyk sięgających około 5 miliardów lat wstecz. Euclid zajrzy 8 miliardów lat w przeszłość, a Roman cofnie się o 11 miliardów lat.

Galaktyki same w sobie nie ujawniają siły grawitacji, ale to, jak wyglądają z Ziemi, już tak. Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia, która nie emituje, nie odbija ani w żaden inny sposób nie oddziałuje ze światłem. Naukowcy nie wiedzą, z czego jest zrobiona, ale wiedzą, że tam jest, ponieważ grawitacja ją zdradza: duże rezerwuary ciemnej materii w naszym Wszechświecie zakrzywiają przestrzeń. Gdy światło podróżuje przez przestrzeń, napotyka te części zakrzywionej przestrzeni, powodując, że obrazy odległych galaktyk wydają się zakrzywione lub rozmyte. Widać to na jednym z pierwszych zdjęć opublikowanych przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba.

Naukowcy z Dark Energy Survey szukają na obrazach galaktyk bardziej subtelnych zniekształceń wywołanych zakrzywieniem przestrzeni przez ciemną materię, efekt zwany słabym soczewkowaniem grawitacyjnym. Siła grawitacji określa rozmiar i rozkład struktur ciemnej materii, a rozmiar i rozkład z koeli określają, jak bardzo zakrzywione są te galaktyki. W ten sposób obrazy mogą ukazać siłę grawitacji w różnych odległościach od Ziemi i odległych czasach w historii Wszechświata. Grupa zmierzyła już kształty ponad 100 milionów galaktyk i jak dotąd obserwacje zgadzają się z tym, co przewiduje teoria Einsteina.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie z JWST pokazujące gromadę galaktyk SMACS 0723. Niektóre galaktyki wydają się rozmazane lub rozciągnięte z powodu zjawiska zwanego soczewkowaniem grawitacyjnym. Efekt ten może pomóc naukowcom w mapowaniu obecności ciemnej materii we Wszechświecie. Źródło: NASA, ESA, CSA oraz STScI.


Załączniki:
main_image_deep_field_smacs0723-5mb.jpg
main_image_deep_field_smacs0723-5mb.jpg [ 4.95 MiB | Przeglądany 590 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 28 sierpnia 2022, 18:26 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Badanie jasnej radiogalaktyki za pomocą promieniowania X

Co powoduje przyspieszanie cząstek do prędkości relatywistycznych wewnątrz jądra radiogalaktyki Centaurus A? Badania za pomocą promieniowania rentgenowskiego powinny pomóc odpowiedzieć na to pytanie.

Głęboko wewnątrz pokrytego pyłem jądra radiogalaktyki Centaurus A, cząstki są przyspieszane do prędkości relatywistycznych. Co powoduje to przyspieszanie i jaka jest natura materii wokół tego energetycznego jądra? Dzięki wykorzystaniu wielu teleskopów do obserwacji w niemal całym spektrum promieniowania X, astronomowie mogą być coraz bliżej znalezienia odpowiedzi.

Dotarcie do sedna tajemnicy
Polaryzacja, czyli sposób, w jaki fale elektromagnetyczne są zorientowane, jest potężnym narzędziem w astrofizyce; ta sama koncepcja, która pozwala okularom przeciwsłonecznym redukować odblaski, może być również wykorzystana do badania mechanizmu emisji namagnesowanych gwiazd neutronowych i badania orientacji pól magnetycznych. Pomiary własności polaryzacji strumieni wokół wysokoenergetycznych jąder supermasywnych czarnych dziur mogą pomóc w ustaleniu, jaki rodzaj fizyki ma miejsce, w szczególności w jaki sposób powstaje emisja wysokoenergetyczna i jak się ona zachowuje. Pomiary polaryzacji stanowią cenny odpowiednik innych sposobów badania fizyki wokół strumieni czarnych dziur – na przykład poprzez badanie zmian natężenia promieniowania X w zależności od częstotliwości.

Wykorzystując jednoczesne obserwacje z wielu teleskopów rentgenowskich, zespół kierowany przez Stevena Ehlerta z Marshall Space Flight Center NASA bada polaryzację materii i widmo promieniowania X wokół Centaurusa A, aby lepiej zrozumieć materię wokół jądra galaktyki. Centaurus A jest szczególnie interesujący, ponieważ zawiera aktywne jądro galaktyczne – czarną dziurę wyrzucającą w przestrzeń kosmiczną radiowe strumienie – i emituje również promieniowanie rentgenowskie. Chociaż wiele badań zaobserwowało emisję promieniowania X z jej jądra, wciąż nie udało się ustalić źródła tego energetycznego światła.

Wiele obserwacji za pomocą teleskopu rentgenowskiego
Zespół naukowców wykorzystał Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) do obserwacji spolaryzowanej emisji promieniowania X z Centaurusa A. IXPE to zupełnie nowa misja poświęcona badaniu spolaryzowanej emisji promieniowania rentgenowskiego ze źródeł takich jak gwiazdy neutronowe i supermasywne czarne dziury. Obserwatorium zostało wystrzelone w grudniu 2021 roku, a pierwsze obrazy opublikowano w lutym bieżącego roku. Instrument zmierzył niski stopień polaryzacji w jądrze Centaurusa A, co sugeruje, że emisja rentgenowska pochodzi z procesu rozpraszania, a nie wynika bezpośrednio z przyspieszonych cząstek dżetu. Niski stopień polaryzacji, szczególnie w pobliżu regionu jądra, wskazuje, że elektrony są przyspieszane w obszarze wokół jądra, gdzie linie pola magnetycznego są skręcone i nieuporządkowane.

Łącząc pomiary IXPE z jednoczesnymi obserwacjami promieniowania X za pomocą teleskopów NuSTAR, Swift i INTEGRAL, zespół był w stanie obserwować Centaurusa A w całym spektrum promieniowania X i zobaczyć, jak zachowuje się emisja promieniowania X od 0,3 keV aż do 400 keV. Wymodelowali widmo źródła i byli w stanie dopasować do niego proste prawo mocy. Brak złożonych cech widma sugeruje, że promieniowanie X wokół Centaurusa A przechodzi przez optycznie cienki ośrodek (materiał w przestrzeni kosmicznej, przez który może przechodzić promieniowanie rentgenowskie, gdzie nie dochodzi do rozpraszania lub pochłaniania światła), który jest odległy od miejsca pochodzenia promieniowania X.

Wyjątkowa radiogalaktyka?
Praca ta, która jest zgodna z wcześniejszymi badaniami na innych długościach fal, pokazuje, że promieniowanie X pochodzące z jądra Centaurusa A jest wytwarzane przez cząsteczki, które są przyspieszane w odległości około roku świetlnego od centralnej czarnej dziury. Badania innych galaktyk, w których znajdują się jasne, akreujące supermasywne czarne dziury pozwolą naukowcom zrozumieć, czy niski stopień polaryzacji promieniowania X jest powszechny, czy też Centaurus A jest wyjątkowa w tej populacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz Centaurusa A na różnych długościach fali, z pokazanymi strumieniami pochodzącymi z centrum. Źródło: ESO/WFI (Optyczny); MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss i inni. (Submilimetrowy); NASA/CXC/CfA/R.Kraft i inni. (Promieniowanie X).


Załączniki:
eso0903a.jpg
eso0903a.jpg [ 297.48 KiB | Przeglądany 533 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 2022, 18:28 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1712
Oddział PTMA: Kraków
Najostrzejszy w historii obraz najmasywniejszej znanej gwiazdy we Wszechświecie

Najnowsze obserwacje sugerują, że najmasywniejsze we Wszechświecie gwiazdy są mniej masywne niż wcześniej sądzono.

Wykorzystując możliwości 8,1-metrowego teleskopu Gemini South w Chile, astronomowie uzyskali najostrzejszy w historii obraz gwiazdy R136a1, najmasywniejszej znanej gwiazdy we Wszechświecie. Ich badania, prowadzone przez astronoma NOIRLab Venu M. Kalari, rzucają wyzwanie naszemu rozumieniu najmasywniejszych gwiazd i sugerują, że mogą one nie być tak masywne, jak wcześniej sądzono.

Astronomowie jeszcze w pełni nie zrozumieli, jak powstają najbardziej masywne gwiazdy – te o masie ponad 100 razy większej od masy Słońca. Szczególnie trudnym elementem tej układanki jest uzyskanie obserwacji tych olbrzymów, które zazwyczaj znajdują się w gęsto zaludnionych sercach gromad gwiazd pokrytych pyłem. Gwiazdy olbrzymie żyją szybko i umierają młodo, wypalając swoje zapasy paliwa w ciągu zaledwie kilku milionów lat. Dla porównania, nasze Słońce jest mniej niż w połowie swojego życia, które będzie trwało 10 miliardów lat. Połączenie gęsto upakowanych gwiazd, stosunkowo krótkiego czasu życia i ogromnych odległości astronomicznych sprawia, że rozróżnienie pojedynczych masywnych gwiazd w gromadach jest trudnym technicznie wyzwaniem.

Wykorzystując możliwości instrumentu Zorro na teleskopie Gemini South, astronomowie uzyskali najostrzejszy w historii obraz R136a1 – najmasywniejszej znanej gwiazdy. Ta kolosalna gwiazda jest członkiem gromady gwiazd R136, która znajduje się około 160 000 lat świetlnych od Ziemi w centrum Mgławicy Tarantula w Wielkim Obłoku Magellana, karłowatej galaktyce towarzyszącej Drodze Mlecznej.

Wcześniejsze obserwacje sugerowały, że R136a1 ma masę gdzieś pomiędzy 250 a 320 razy większą od masy Słońca. Nowe obserwacje Zorro wskazują jednak, że ta olbrzymia gwiazda może mieć masę jedynie 170 do 230 razy większą od Słońca. Nawet z tym niższym szacunkiem, R136a1 wciąż kwalifikuje się jako najbardziej masywna znana gwiazda.

Astronomowie są w stanie oszacować masę gwiazdy poprzez porównanie jej obserwowanej jasności i temperatury z przewidywaniami teoretycznymi. Ostrzejszy obraz Zorro pozwolił zespołowi astronomów na dokładniejsze oddzielenie jasności R136a1 od jej pobliskich gwiezdnych towarzyszy, co doprowadziło do niższych szacunków jej jasności, a tym samym masy.

Nasze wyniki pokazują nam, że najbardziej masywna gwiazda, jaką obecnie znamy, nie jest tak masywna, jak wcześniej sądziliśmy – wyjaśnił Kalari, główny autor pracy ogłaszającej wyniki. To sugeruje, że górna granica mas gwiazdowych może być również mniejsza niż wcześniej sądzono.

Wynik ten ma również inne implikacje dla pochodzenia pierwiastków cięższych od helu we Wszechświecie. Pierwiastki te powstają podczas kataklizmów związanych z wybuchową śmiercią gwiazd o masie ponad 150 mas Słońca w wydarzeniach, które astronomowie określają mianem supernowych powstających w wyniku niestabilności wywołanej kreacją par elektron-pozyton. Fotony we wnętrzach takich, supermasywnych gwiazd osiągają energie umożliwiającą spontaniczną kreację par tych cząstek. Wytwarzane przez nie ciśnienie jest jednak dużo mniejsze niż ciśnienie pochodzące od fotonów, więc gwiazda traci stabilność i zaczyna się zapadać. Jeżeli R135a1 jest mniej masywna niż wcześniej sądzono, to samo może być prawdą w przypadku innych masywnych gwiazd i w konsekwencji takie supernowe mogą być rzadsze niż się spodziewano.

Gromada gwiazd goszcząca R136a1 była już wcześniej obserwowana przez astronomów za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz różnych teleskopów naziemnych, ale żadne z tych teleskopów nie były w stanie uzyskać obrazów wystarczająco ostrych, aby wyodrębnić wszystkie pojedyncze gwiazdy pobliskiej gromady.

Instrument Zorro był w stanie przewyższyć rozdzielczość poprzednich obserwacji dzięki zastosowaniu techniki znanej jako obrazowanie plamkowe, która umożliwia teleskopom naziemnym pokonać znaczną część efektu rozmycia spowodowanego ziemską atmosferą. Wykonując wiele tysięcy zdjęć jasnego obiektu z krótkim czasem naświetlania i starannie przetwarzając dane, można wyeliminować prawie całe to rozmycie. To podejście, jak również zastosowanie optyki adaptacyjnej, może radykalnie zwiększyć rozdzielczość teleskopów naziemnych, jak pokazują nowe obserwacje R136a1 wykonane przez zespół Zorro.

Rozpoczęliśmy tę pracę jako obserwację eksploracyjną, aby sprawdzić, jak dobrze Zorro może obserwować tego typu obiekty – podsumował Kalari. Chociaż zalecamy ostrożność przy interpretacji naszych wyników, nasze obserwacje wskazują, że najbardziej masywne gwiazdy mogą nie być tak masywne, jak kiedyś sądzono.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: W Mgławicy Tarantula w Wielkim Obłoku Magellana znajduje się najmasywniejsza z dotychczas odkrytych gwiazd. Źródło: Międzynarodowe Obserwatorium Gemini/NOIRLab/NSF/AURA
Podziękowania: Przetwarzanie obrazów: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF's NOIRLab), M. Zamani (NSF's NOIRLab) & D. de Martin (NSF's NOIRLab).


Załączniki:
noirlab2220a.jpg
noirlab2220a.jpg [ 58.38 KiB | Przeglądany 493 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: 1179 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 55, 56, 57, 58, 59  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

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


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

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