Dzisiaj jest 02 grudnia 2023, 01:14

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1410 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 65, 66, 67, 68, 69, 70, 71  Następna
Autor Wiadomość
Post: 02 sierpnia 2023, 18:45 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Jak wyewoluowane gwiazdy przyczyniły się do wczesnego ogrzewania Ziemi

Zespół astronomów zauważył starą gwiazdę na asymptotycznej gałęzi olbrzymów przechodzącą przez młody region gwiazdotwórczy, co wcześniej uważano za niemożliwe.

Naukowcy zidentyfikowali tę interakcję w jednym z miejsc, w których ich zdaniem muszą tworzyć się gwiazdy takie jak nasze Słońce, wykorzystując satelitę Gaia, którego celem jest mapowanie pozycji miliardów gwiazd w naszej Galaktyce.

Najnowsze wydanie danych Gaia, czyli Data Release 3, umożliwia zespołowi naukowców dokładne zidentyfikowanie przenikających gwiazd – takich, które nie powstały w danym obszarze, ale przechodzą przez niego. Wcześniej zespół odkrył młode gwiazdy zmienne, ale teraz natrafili na znacznie starszą i wyewoluowaną gwiazdę, znaną jako asymptotyczna gałąź olbrzymów (AGB), która przemieszcza się przez ten region.

Wcześniejsze badania wykazały, że starsze gwiazdy AGB są źródłem dużej ilości radioaktywnych pierwiastków chemicznych, takich jak aluminium-26 i żelazo-60. Te pierwiastki zostały dostarczone do naszego młodego Układu Słonecznego w okresie formowania się planet. Uważa się, że ich obecność miała istotny wpływ na wczesne wewnętrzne ogrzewanie Ziemi.

Ostatecznie, obecność aluminium-26 i żelaza-60 może nawet pośrednio przyczynić się do tektoniki płyt na Ziemi, która odgrywa istotną rolę w utrzymaniu stabilnej atmosfery. Zespół badawczy przeprowadził obliczenia dotyczące ilości aluminium-26 i żelaza-60 pochodzących z gwiazd AGB, które mogły zostać przechwycone przez gwiazdę podobną do naszego Słońca w trakcie procesu tworzenia się planet.

Dr Richard Parker, wykładowca astrofizyki na Wydziale Fizyki i Astronomii na Uniwersytecie w Sheffield oraz główny autor badania, powiedział: Dotychczas naukowcy byli sceptyczni co do możliwości spotkania się starszych, wyewoluowanych gwiazd z młodymi gwiazdami, które tworzą planety. To odkrycie dostarcza nam znacznie więcej informacji na temat dynamiki, relacji i podróży gwiazd.

Pokazując, że gwiazdy AGB mogą spotykać się z młodymi układami planetarnymi, wykazaliśmy, że inne źródła aluminium-26 i żelaza-60, takie jak wiatry gwiazdowe i supernowe pochodzące z bardzo masywnych gwiazd, mogą nie być wymagane do wyjaśnienia pochodzenia tych pierwiastków chemicznych w naszym Układzie Słonecznym.

Dr Christina Schoettler, pracownik naukowy w dziedzinie astrofizyki na Wydziale Fizyki Imperial College London, zidentyfikowała gwiazdę AGB w danych Gaia DR3. Powiedziała: Gaia rewolucjonizuje nasze wyobrażenia o tym, jak powstają gwiazdy, a następnie przemieszczają się w Galaktyce. Odkrycie starej, wyewoluowanej gwiazdy w bliskim sąsiedztwie młodych gwiazd tworzących planety jest wspaniałym przykładem siły przypadku w badaniach naukowych.

Kolejnym krokiem tych badań jest poszukiwanie innych wyewoluowanych gwiazd w młodych regionach gwiazdotwórczych, aby ustalić, jak powszechni są ci starzy intruzi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sheffield

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczne gwiazdy AGB przechodzącej przez młody region gwiazdotwórczy. Źródło: Mark Garlick


Załączniki:
AGB Star 3.jpg
AGB Star 3.jpg [ 24.11 KiB | Przeglądany 8503 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 2023, 20:53 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Łączenie się galaktyk rzuca światło na model ewolucji galaktyk

Australijski astronom rozwiązał stuletnią tajemnicę dotyczącą tego, jak galaktyki ewoluują z jednego typu do drugiego. To samo badanie pokazuje, że Droga Mleczna nie zawsze była galaktyką spiralną.

Praca profesora Alistera Grahama z Swinburne Astronomy Online wykorzystuje zarówno nowe, jak i wcześniejsze spostrzeżenia oraz obserwacje, aby rozszyfrować proces specjacji galaktyk. Badania te zostały opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

W latach dwudziestych i trzydziestych XX wieku astronom Edwin Hubble i inni naukowcy opracowali sekwencję różnych morfologii galaktyk, znanych obecnie jako sekwencja Hubble'a. Ta klasyfikacja opiera się głównie na wyglądzie galaktyk i jest nadal szeroko stosowana w dziedzinie astronomii. Choć brakuje w niej ścisłych ścieżek ewolucyjnych, stanowi użyteczne narzędzie do kategoryzacji i porządkowania różnych typów galaktyk na podstawie ich struktury i morfologii.

Galaktyki mogą zawierać miliardy gwiazd uporządkowanych, poruszających się po kołowych orbitach w zatłoczonym dysku lub chaotycznie poruszających się w kulistym lub eliptycznym roju. Dyski te mogą zawierać wzory spiralne, a takie galaktyki spiralne definiują jeden z końców długotrwałej sekwencji Hubble’a.

W sekwencji Hubble'a, galaktyki soczewkowate są postrzegane jako pośrednie ogniwo między galaktykami spiralnymi, takimi jak nasza Droga Mleczna, a galaktykami eliptycznymi, takimi jak M87. Charakteryzują się centralną sferyczną strukturą, podobną do galaktyk eliptycznych, ale jednocześnie posiadają dysk, który pozbawiony jest wyraźnych wzorów spiralnych.

W najnowszym badaniu przeprowadzonym przez profesora Grahama, zostały przeanalizowane obrazy optyczne z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a oraz obrazy w podczerwieni z Kosmicznego Teleskopu Spitzera dla 100 pobliskich galaktyk. W ramach analizy porównano masę gwiazdową tych galaktyk oraz masę centralnej czarnej dziury. W wyniku tych obserwacji odkryto dwa różne typy galaktyk soczewkowatych: stare i ubogie w pył oraz bogate w pył.

Bogate w pył galaktyki soczewkowate powstają w wyniku połączenia galaktyk spiralnych. Galaktyki spiralne charakteryzują się małą centralną sferoidą oraz dyskiem zawierającym spiralne ramiona z gwiazdami, gazem i pyłem, które wiją się wokół centrum. Galaktyki soczewkowate bogate w pył mają bardziej widoczne sferoidy i czarne dziury niż galaktyki spiralne oraz galaktyki soczewkowate ubogie w pył.

Badania prof. Grahama wykazały, że galaktyki spiralne znajdują się w połowie drogi między tymi dwoma typami galaktyk soczewkowatych.

Ponownie rysujemy naszą ukochaną sekwencję galaktyk, i, co ważne, widzimy teraz ścieżki ewolucyjne poprzez sekwencję połączeń – powiedział prof. Graham.

Jeżeli ubogie w pył galaktyki soczewkowate gromadzą gaz i materię, może to grawitacyjnie zaburzyć ich dysk, indukując spiralny wzór i napędzając formowanie się gwiazd, zmieniając ich strukturę i kształt.

Droga Mleczna posiada kilka mniejszych galaktyk satelitarnych, a jej struktura ujawnia bogatą historię przejęć. W przeszłości Droga Mleczna była prawdopodobnie galaktyką soczewkowatą ubogą w pył, która stopniowo gromadziła materię, w tym galaktykę satelitarną Gaia-Sausage-Enceladus, a następnie ewoluowała w galaktykę spiralną, w której obecnie się znajdujemy. Dzięki głębokim obrazom uzyskanym przez niezliczone teleskopy naziemne w ostatnich latach, odkryto, że ta ewolucja jest powszechna dla galaktyk spiralnych.

Niektóre przejęcia będą bardziej dramatyczne. Taki mariaż będzie miał miejsce za 4 do 6 miliardów lat, gdy zderzą się Droga Mleczna i galaktyka Andromedy.

Ich zderzenie zniszczy obecne spiralne kształty obu galaktyk, dając połączoną galaktykę z bardziej dominującą sferoidą, wyrzuci wiele chmur pyłu i będzie mu towarzyszyć wzrost masy centralnej czarnej dziury. Doprowadzi to do narodzin bogatej w pył galaktyki soczewkowatej.

Późniejsze połączenie dwóch bogatych w pył galaktyk soczewkowatych wydaje się być wystarczające do całkowitego zniszczenia ich dysków i utworzenia galaktyki o eliptycznym kształcie, która nie jest w stanie zatrzymać zimnych obłoków gazu zawierających pył.

Pod pewnymi względami, galaktyki soczewkowate ubogie w pył stanowią skamieniały zapis pierwotnych galaktyk we Wszechświecie. Te galaktyki, które były zdominowane przez dyski, są bardzo stare i występowały powszechnie. Połączenie się dwóch takich galaktyk w młodym Wszechświecie może wyjaśnić niedawne obserwacje dokonane przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, które dotyczą masywnej galaktyki zdominowanej przez sferoidę, obserwowanej, gdy Wszechświat miał około 700 milionów lat.

Nowe badania wykazują również, że połączenie dwóch galaktyk eliptycznych jest wystarczające do wyjaśnienia obecności najbardziej masywnych galaktyk w centrach gromad galaktyk we Wszechświecie.

Profesor Graham zauważa, że wiele wskazówek było znanych, ale nie zostały one jeszcze połączone w spójny obraz. Powiedział: Wszystko ułożyło się w całość, gdy uznano, że galaktyki soczewkowate nie są pojedynczą populacją pomostową, którą od dawna przedstawiano.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Obraz z teleskopu Gemini North ukazujący parę oddziałujących ze sobą galaktyk spiralnych – NGC 4568 (na dole) i NGC 4567 (na górze) – które zaczynają się zderzać i łączyć. Źródło: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA Obróbka zdjęcia: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF's NOIRLab), J. Miller (Gemini Observatory/NSF's NOIRLab), M. Zamani (NSF’s NOIRLab) & D. de Martin (NSF’s NOIRLab)


Załączniki:
noirlab2219a (1).jpg
noirlab2219a (1).jpg [ 60.65 KiB | Przeglądany 8459 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 2023, 17:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie rzucają nowe światło na powstawanie tajemniczych FRB

Międzynarodowy zespół naukowców poinformował o odkryciu pulsara radiowego w galaktycznym magnetarze, który wyemitował szybki błysk radiowy w 2020 roku. Obserwacje tego zjawiska sugerują, że „błyski” i „impulsy” mają unikalne pochodzenie, co wprowadza nowe spojrzenie na teorię powstawania tzw. szybkich radiowych rozbłysków (FRB).

Ponad 15 lat po odkryciu szybkich błysków radiowych (FRB), które są krótkotrwałymi eksplozjami promieniowania elektromagnetycznego w głębokim kosmosie trwającymi jedynie milisekundy, astronomowie na całym świecie intensywnie badają Wszechświat w poszukiwaniu wskazówek dotyczących ich pochodzenia i przyczyn.

Prawie wszystkie dotychczas zidentyfikowane FRB pochodziły z obszarów głębokiego kosmosu, poza granicami naszej Galaktyki, Drogi Mlecznej. Jednak w kwietniu 2020 roku miało miejsce przełomowe odkrycie – po raz pierwszy wykryto galaktyczne FRB oznaczone jako FRB 20200428. To wyjątkowe zdarzenie miało swoje źródło w magnetarze o nazwie SGR J1935+2154, który jest gęstą gwiazdą neutronową o rozmiarze porównywalnym do miasta i posiada niezwykle silne pole magnetyczne.

Przełomowe odkrycie galaktycznego błysku radiowego wywołało spekulacje, że FRB obserwowane w odległościach kosmologicznych poza naszą Galaktyką mogą być również generowane przez magnetary. Jednakże, wciąż brakuje niepodważalnego dowodu na potwierdzenie tego scenariusza, takiego jak wykrycie okresu rotacji wynikającego ze spinu magnetara. Nowe badania nad SGR J1935+2154 rzucają jednak nowe światło na tę ciekawą rozbieżność.

W czasopiśmie Science Advances z 28 lipca 2023 roku międzynarodowy zespół naukowców donosi o dalszym monitorowaniu SGR J1935+2154 po FRB z kwietnia 2020 roku i odkryciu innego zjawiska kosmologicznego znanego jako faza pulsara radiowego pięć miesięcy później.

Rozwikłanie kosmologicznej zagadki
Aby pomóc w poszukiwaniu odpowiedzi, astronomowie wykorzystują potężne radioteleskopy, takie jak gigantyczny Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST) w Chinach. Dzięki temu teleskopowi naukowcy są w stanie monitorować FRB oraz inne aktywności w głębokim kosmosie. W ramach tych obserwacji za pomocą FAST astronomowie odkryli, że FRB 20200428 oraz kolejne impulsy pulsara pochodzą z obszarów znajdujących się w zasięgu magnetara, co sugeruje różne źródło ich pochodzenia.

Podczas 13-dniowych obserwacji źródła, teleskop FAST zarejestrował 795 impulsów w ciągu 16,5 godziny – oświadczył Weiwei Zhu, główny autor artykułu z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego w Chinach (NAOC). Te impulsy wykazują inne charakterystyki obserwacyjne niż wybuchy obserwowane dotychczas z tego źródła.

Ta różnorodność w trybach emisji z obszaru magnetosfery stanowi klucz do zrozumienia, jak i gdzie FRB oraz pokrewne zjawiska pojawiają się w naszej Galaktyce, a być może również w odległych regionach kosmosu.

Impulsy radiowe są kosmicznymi eksplozjami elektromagnetycznymi, podobnymi do FRB, lecz o zazwyczaj znacznie mniejszej jasności, około 10 rzędów wielkości niż FRB. Te impulsy nie są typowo obserwowane w magnetarach, ale w innych rotujących gwiazdach neutronowych znanych jako pulsary. Według Zhanga, współautora artykułu i dyrektora Nevada Center of Astrophysics, większość magnetarów nie emituje impulsów radiowych przez większość czasu, co jest prawdopodobnie związane z ich niezwykle silnymi polami magnetycznymi. Jednakże, jak w przypadku SGR J1935+2154, niektóre z magnetarów stają się tymczasowymi pulsarami radiowymi po pewnych wybuchach.

Kolejną różnicą między błyskami a impulsami jest ich „faza” emisji, czyli okno czasowe, w którym następuje emisja radiowa w każdym cyklu emisji.

Podobnie jak impulsy w pulsarach radiowych, impulsy wyemitowane przez magnetary są skoncentrowane w wąskim oknie fazowym w każdym cyklu – wyjaśnił Zhang. To dobrze znany efekt zwany „latarnią morską”, gdzie wiązka emisji obraca się w linii widzenia tylko raz na okres, i to tylko przez krótki czas w każdym cyklu. Dzięki temu można zaobserwować regularną pulsującą emisję radiową.

Zhang powiedział, że FRB z kwietnia 2020 roku i kilka późniejszych, mniej energetycznych błysków zostało wyemitowanych w losowych fazach, które nie mieściły się w oknie impulsów zidentyfikowanych w fazie pulsara.

To zdecydowanie sugeruje, że impulsy i rozbłyski pochodzą z różnych miejsc w magnetosferze magnetara, co sugeruje prawdopodobnie różne mechanizmy emisji między impulsami i błyskami – powiedział.

Implikacje dla kosmologicznych FRB
Tak szczegółowa obserwacja galaktycznego źródła FRB rzuca światło na tajemnicze FRB występujące w odległościach kosmologicznych.

Obserwacje wykazały, że wiele kosmologicznych źródeł FRB, czyli tych znajdujących się poza naszą Galaktyką, charakteryzuje się powtarzalnością. W niektórych przypadkach radioteleskop FAST wykrył tysiące powtarzających się błysków pochodzących z kilku różnych źródeł. Badania przeprowadzone dotychczas skupiały się na poszukiwaniu okresowości na poziomie sekundowym w tych błyskach, jednak nie znaleziono żadnego jednoznacznego okresu.

Według Zhanga, istnieje wątpliwość co do popularnego poglądu, że powtarzające się FRB były w przeszłości generowane przez magnetary.

Nasze odkrycie, że błyski mają tendencję do generowania się w losowych fazach, stanowi naturalną interpretację braku wykrycia okresowości powtarzających się FRB – powiedział. Z nieznanych powodów, błyski mają tendencję do emitowania we wszystkich kierunkach z magnetara, co uniemożliwia identyfikację okresów ze źródeł FRB.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UNLV

Vega

Na ilustracji: Radioteleskop Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST). Źródło: Bojun Wang, Jinchen Jiang & Qisheng Cui


Załączniki:
FAST_crop2.jpg
FAST_crop2.jpg [ 71.96 KiB | Przeglądany 8427 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 2023, 21:52 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Chłodne gwiazdy z silnymi wiatrami zagrażają atmosferom egzoplanet

Dzięki najnowszym symulacjom numerycznym udało się uzyskać pierwszą kompleksową charakterystykę właściwości wiatrów gwiazdowych w próbce chłodnych gwiazd. Badania wykazały, że gwiazdy o silniejszych polach magnetycznych generują silniejsze wiatry. Te wiatry tworzą niekorzystne warunki dla przetrwania atmosfer planetarnych, co ma wpływ na potencjalną zdatność do zamieszkania tych układów.

Słońce jest jedną z najpospolitszych gwiazd we Wszechświecie, znaną jako „gwiazda chłodna”. Gwiazdy te są podzielone na cztery typy widmowe: F, G, K i M, różniące się rozmiarem, temperaturą i jasnością. Słońce jest średniej wielkości gwiazdą i klasyfikowane jest jako typ widmowy G. Gwiazdy typu F są jaśniejsze i większe od Słońca, podczas gdy gwiazdy typu K są nieco mniejsze i chłodniejsze. Najmniejsze i najbardziej słabe gwiazdy to gwiazdy typu M, znane również jako „czerwone karły” ze względu na barwę, w jakiej emitują większość swojego światła.

Dzięki obserwacjom satelitarnym odkryto, że oprócz emisji światła, Słońce wydziela stały strumień cząstek, znany jako wiatr słoneczny. Wiatr ten porusza się przez przestrzeń międzyplanetarną i oddziałuje z planetami Układu Słonecznego, w tym z Ziemią. Piękne zorze polarne w pobliżu biegunów północnego i południowego są właśnie efektem tej interakcji. Jednak wiatry te mogą również mieć negatywny wpływ, ponieważ mogą zakłócać stabilną atmosferę planety, podobnie jak miało to miejsce na Marsie. Chociaż wiele wiemy na temat wiatru słonecznego – częściowo dzięki misjom takim jak Solar Orbiter – niewiele informacji posiadamy na temat wiatrów innych chłodnych gwiazd. Problemem jest to, że nie jesteśmy w stanie bezpośrednio obserwować tych wiatrów gwiazdowych, co ogranicza nasze badania do analizy ich wpływu na rzadki gaz wypełniający przestrzeń międzygwiazdową w Galaktyce. To podejście ma jednak swoje ograniczenia i można je zastosować tylko do kilku gwiazd. Dlatego też motywuje nas to do korzystania z symulacji komputerowych i modeli, aby przewidywać różne właściwości wiatrów gwiazdowych bez konieczności bezpośrednich obserwacji przez astronomów.

W tym kontekście doktorantka Judy Chebly, naukowiec dr Julián D. Alvarado-Gómez oraz profesor Katja Poppenhäger z sekcji fizyki gwiazd i egzoplanet w AIP (Instytut Fizyki Gwiazd i Egzoplanet), we współpracy z Cecilią Garraffo z Centrum Astrofizyki na Harvardzie i Smithsonian, przeprowadzili pierwsze systematyczne badanie właściwości wiatru gwiazdowego dla gwiazd typu F, G, K i M. Do tego celu wykorzystali zaawansowane symulacje numeryczne, które oparte były na obserwowanym rozkładzie pola magnetycznego w skali makro dla 21 dobrze zbadanych gwiazd. Symulacje te zostały przeprowadzone przy użyciu superkomputerów AIP i Leibniz Rechenzentrum (LRZ), które są jednymi z najnowocześniejszych dostępnych obecnie modeli.

Zespół badał, w jaki sposób właściwości gwiazd, takie jak grawitacja, natężenie pola magnetycznego i okres rotacji, wpływają na charakterystykę wiatru pod względem prędkości lub gęstości. Wyniki obejmują kompleksową charakterystykę właściwości wiatru gwiazdowego w różnych typach widmowych, co między innymi wskazuje na potrzebę zrewidowania wcześniejszych założeń dotyczących prędkości wiatru gwiezdnego przy szacowaniu powiązanych wskaźników utraty masy na podstawie obserwacji. Ponadto symulacje pozwalają przewidzieć oczekiwany rozmiar powierzchni Alfvéna – granicy między koroną gwiazdy a jej wiatrem gwiazdowym. Informacje te mają fundamentalne znaczenie dla określenia, czy układ planetarny może podlegać silnym oddziaływaniom magnetycznym gwiazda-planeta, które mogą wystąpić, gdy orbita planety wchodzi lub jest całkowicie osadzona w powierzchni Alfvéna gwiazdy macierzystej.

Badania naukowe przynoszą odkrycia, które wskazują na to, że gwiazdy o polach magnetycznych większych niż pole magnetyczne Słońca posiadają szybsze wiatry. W niektórych przypadkach prędkość wiatru gwiazdowego może być nawet pięciokrotnie większa niż średnia prędkość wiatru słonecznego, która przeważnie wynosi 450 km/s.

Podczas tych badań naukowcy mieli możliwość ocenić siłę wiatrów w tzw. ekosferach tych gwiazd. Ekosfera to odległość orbitalna, w której skaliste egzoplanety mogłyby utrzymać na swojej powierzchni wodę w stanie ciekłym przy podobnym ciśnieniu atmosferycznym jak na Ziemi. Wyniki badań wskazują, że warunki wiatrowe wokół gwiazd typu F i G są łagodniejsze, porównywalne do tych, które Ziemia doświadcza od Słońca (typ gwiazdowy G). Natomiast w przypadku gwiazd typu K i M, obserwuje się coraz ostrzejsze warunki wiatrowe. Tak intensywne wiatry gwiazdowe mają silny wpływ na potencjalną atmosferę planety.

Zjawisko to jest dobrze udokumentowane w fizyce słonecznej między planetami skalistymi a Słońcem, jednakże w przypadku układów egzoplanetarnych brakuje takiej dokumentacji. Konieczne jest oszacowanie wiatru gwiazdowego w celu oceny podobnych procesów, jakie zaobserwowano między wiatrem słonecznym a atmosferami planet. Informacje na temat wiatru gwiazdowego były wcześniej niedostępne dla gwiazd ciągu głównego od F do M, co czyni to badanie ważnym w kontekście zdatności do zamieszkania. Przedstawiona w artykule praca została wykonana dla 21 gwiazd, jednakże jej wyniki są na tyle ogólne, że można je zastosować do innych chłodnych gwiazd ciągu głównego. Badanie to otwiera drogę do przyszłych badań nad obserwacjami wiatru gwiazdowego oraz jego wpływu na erozję atmosfer planetarnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AIP

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu gwiazda-planeta. Widoczny jest wiatr gwiazdowy wokół gwiazdy i jego wpływ na atmosferę. Źródło: AIP/ K. Riebe/ J. Fohlmeister


Załączniki:
StarPlanetWinds_KR.original.png
StarPlanetWinds_KR.original.png [ 1.25 MiB | Przeglądany 8400 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 2023, 19:50 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Nowo odkryta egzoplaneta pozwala lepiej zrozumieć proces formowania się planet

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył niezwykłą planetę wielkości Jowisza krążącą wokół małomasywnej gwiazdy w konstelacji Kruka.

Nowo odkryty gazowy olbrzym, nazwany TOI-4860 b, jest niezwykłą planetą pozasłoneczną z dwóch powodów: gwiazdy o tak małej masie nie powinny posiadać planet podobnych do Jowisza, która wydaje się być szczególnie wzbogacona ciężkimi pierwiastkami.

Wyniki badań zostały opublikowane 4 sierpnia 2023 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Planeta została najpierw zidentyfikowana przy użyciu satelity Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) poprzez obserwację spadku jasności podczas tranzytu przed gwiazdą macierzystą. Jednak te dane same w sobie były niewystarczające do potwierdzenia, czy rzeczywiście mamy do czynienia z planetą.

Aby potwierdzić naturę planety, zespół naukowców skorzystał z SPECULOOS Southern Observatory, które znajduje się na pustyni Atacama w Chile. Przeprowadzili oni pomiary sygnału planetarnego w różnych długościach fal, co pozwoliło na potwierdzenie, że obiekt jest rzeczywiście planetą.

W trakcie obserwacji, astronomowie skupili się na planetarnym tranzycie – momentach, gdy planeta przechodziła przed gwiazdą macierzystą oraz po jej zniknięciu. Zauważyli, że nie doszło do żadnej zmiany w blasku, co oznacza, że planeta nie emitowała własnego światła.

Na zakończenie, zespół naukowców nawiązał współpracę z japońską grupą korzystającą z Teleskopu Subaru na Hawajach. Wspólnie przeprowadzili pomiary masy planety, aby w pełni potwierdzić jej istnienie.

Śledzenie tej gwiazdy i potwierdzenie istnienia jej planety było inicjatywą grupy doktorantów w ramach projektu SPECULOOS.

Zgodnie z kanonicznym modelem powstawania planet, im mniejszą masę ma gwiazda, tym mniej masywny jest dysk materii wokół niej. Ponieważ planety powstają z tego dysku protoplanetarnego, powszechnie oczekiwano, że planety o dużej masie podobne do Jowisza nie powstaną. Byliśmy jednak tego ciekawi i chcieliśmy sprawdzić kandydatów na planety, aby przekonać się, czy jest to możliwe. TOI-4680 jest naszym pierwszym potwierdzeniem i małomasywną gwiazdą, która posiada planetę o dużej masie – powiedziała George Dransfield, doktorantka na Uniwersytecie w Birmingham.

Amaury Triaud, profesor egzoplanetologii na Uniwersytecie w Birmingham, który kierował badaniem, powiedział: Jestem dozgonnie wdzięczny bystrym doktorantom naszego zespołu za zaproponowanie obserwacji układów takich jak TOI-4680. Ich praca naprawdę się opłaciła, ponieważ planety takie jak ta przy TOI-4680 mają kluczowe znaczenie dla pogłębienia naszej wiedzy na temat powstawania planet.

Wskazówka, co mogło się wydarzyć, jest ukryta we właściwościach planet, które wydają się szczególnie wzbogacone w ciężkie pierwiastki. Wykryliśmy coś podobnego również w gwieździe macierzystej, więc jest prawdopodobne, że obfitość ciężkich pierwiastków katalizowała proces formowania się planety.

Nowy gazowy olbrzym wykonuje pełną orbitę wokół swojej gwiazdy macierzystej w ciągu około 1,52 dnia. Jednak ze względu na to, że gospodarzem tej planety jest zimna małomasywna gwiazda, można ją określić jako „ciepłego Jowisza”. Jest to podklasa planet, która budzi szczególne zainteresowanie astronomów, ponieważ pozwala na rozwinięcie wstępnych obserwacji i zdobycie większej wiedzy na temat procesów tworzenia się tego typu planet.

Mathilde Timmermans, inna studentka projektu SPECULOOS, pracująca na Uniwersytecie w Liège w Belgii, podsumowuje: Odkrycie TOI-4680 b stanowi genialną okazję do badania właściwości atmosferycznych ciepłego Jowisza i zgłębiania wiedzy na temat tworzenia się gazowych olbrzymów. Dzięki bardzo krótkiemu okresowi orbitalnemu oraz specyficznym cechom gwiazdy macierzystej, mamy unikalną możliwość zgłębiania tajemnic tego typu planet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Birmingham

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gazowego olbrzyma krążącego wokół chłodnej gwiazdy TOI-4680. Źródło: University of Birmingham


Załączniki:
planet-volumes-awyeqyydhve-unsplash.xaffa6da4.jpg
planet-volumes-awyeqyydhve-unsplash.xaffa6da4.jpg [ 87.38 KiB | Przeglądany 8359 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 2023, 20:05 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Narodziny potrójnej gwiazdy. Rozwikłanie tajemnicy z ALMA

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał radioteleskopy ALMA do obserwacji młodego układu potrójnego gwiazd. Udało im się zidentyfikować struktury, które zasilają nowonarodzone gwiazdy.

Gwiazdy nie zawsze istnieją w pojedynczej postaci. W rzeczywistości, ponad połowa z nich powstaje jako składniki układów wielokrotnych. Jednak sposób, w jaki te gwiazdy wielokrotne powstają, stanowi zagadkę, którą naukowcy od dawna starają się rozwikłać. Znalezienie rozwiązania dla mechanizmu formowania się gwiazd wielokrotnych ma istotne znaczenie dla kompleksowej teorii powstawania gwiazd. Jak dotąd przedstawiono wiele scenariuszy dotyczących powstawania układów wielokrotnych, lecz nie ma jeszcze jednomyślności co do sposobu, w jaki się formują. Aby lepiej zrozumieć procesy kształtujące te układy, niezbędne jest przeprowadzenie bezpośrednich obserwacji narodzin wielu protogwiazd, korzystając z urządzeń o wysokiej rozdzielczości i czułości, takich jak np. ALMA.

Co więcej, niedawno naukowcy obserwujący te młode gwiazdy zauważyli coś intrygującego. Zobaczyli struktury wykonane z gazu, które nazwali „strumieniami”. Te kosmiczne rzeki płyną i niosą niezbędną materię prosto w kierunku protogwiazd. Obserwowanie tych strumieni ma kluczowe znaczenie, ponieważ pokazują one, w jaki sposób protogwiazdy pochłaniają gaz, aby rosnąć, ale sposób ich formowania jest nadal niejasny. Ponieważ oczekuje się, że przepływy gazu wokół układów wielokrotnych protogwiazd mają złożoną strukturę, szczegółowe obserwacje z wysoką rozdzielczością ALMA są potężnym narzędziem do badania pochodzenia strumieni.

Zespół naukowców wykorzystał radioteleskopy Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), do obserwacji fal radiowych emitowanych przez cząsteczki tlenku siarki (SO) wokół młodego układu wielokrotnego gwiazdy IRAS 04239+2436. IRAS 04239+2436 to potrójny układ protogwiazd znajdujący się około 460 lat świetlnych od nas. Zespół badawczy spodziewał się wykryć cząsteczki SO w obszarze, w którym występują fale uderzenia i zaobserwować gwałtowny ruch gazu wokół protogwiazdy. W wyniku obserwacji wykryto cząsteczki SO wokół układu potrójnego protogwiazd. Odkryli, że rozkład cząsteczek SO tworzy duże ramiona spiralne rozciągające się do 400 jednostek astronomicznych. Co więcej, z powodzeniem uzyskali prędkość gazu zawierającego cząsteczki SO na podstawie przesunięcia częstotliwości fal radiowych wywołanego efektem Dopplera.

Na podstawie analizy ruchu gwiazd stwierdzono, że ramiona spiralne śledzone przez cząsteczki SO są w rzeczywistości strumieniami płynącymi w kierunku układu potrójnego protogwiazd. Najbardziej dogłębną cechą naszych obrazów ALMA są dobrze zarysowane duże struktury wieloramienne wykryte w emisjach SO – powiedział prof. Jeong-Eun Lee z Narodowego Instytutu w Seulu, wyjaśniając znaczenie tego odkrycia. Moje pierwsze wrażenie było takie, że struktury te tańczą razem, wirując wokół centralnego układu protogwiazdowego, choć później odkryliśmy, że ramiona spiralne są kanałami materii zasilającej młode gwiazdy.

W celu dokładniejszego zbadania ruchu gazu, zespół naukowców przeprowadził porównanie między rzeczywistą prędkością gazu a wynikami symulacji numerycznych. Te symulacje modelowały proces powstawania wielu gwiazd w macierzystym obłoku gazu. Prace symulacyjne zostały przeprowadzone przy wykorzystaniu superkomputerów ATERUI oraz ATERUI II, specjalnie dostosowanych do potrzeb astronomii, działających w Centrum Astrofizyki Obliczeniowej Narodowego Obserwatorium Astronomicznego w Japonii (NAOJ). W wyniku symulacji zaobserwowano, że w obrębie obłoku gazowego tworzą się trzy gwiazdy, a otaczający je gaz wywołuje zaburzenia manifestujące się w postaci spiralnych ramion fal uderzeniowych. Profesor Tomoaki Matsumoto z Uniwersytetu Hosei, który nadzorował symulacje numeryczne w ramach tych badań, stwierdził: Wyniki wykazały, że spiralne ramiona wskazują na przepływ gazu kierujący się w stronę potrójnej protogwiazdy. To takie struktury gazowe stanowią strumienie dostarczające paliwo dla protogwiazd. Dalsze porównanie uzyskanej prędkości gazu z wynikami obserwacji potwierdziło zgodność obu zestawów danych, co z kolei sugeruje, że symulacje numeryczne rzeczywiście mogą wyjaśnić źródło tych strumieni gazowych.

Zespół naukowców przeprowadził badania mające na celu zrozumienie procesu powstawania tej potrójnej protogwiazdy poprzez porównanie obserwacji z symulacjami numerycznymi. Dotychczas zaproponowano dwa scenariusze formowania się gwiazd wielokrotnych. Pierwszy z nich to scenariusz turbulentnej fragmentacji, w którym turbulentny obłok gazu rozpada się na kondensacje, z których każda ewoluuje w protogwiazdę. Drugi to scenariusz fragmentacji dysku, w którym dysk gazowy otaczający fragment protogwiazdy prowadzi do powstania nowych gwiazd.

Potrójna protogwiazda zaobserwowana w tym przypadku może być wyjaśniona jako hybrydowy scenariusz formowania się gwiazd, w którym proces rozpoczyna się jako turbulentny obłok gazu macierzystego, podobnie jak w scenariuszu turbulentnej fragmentacji. Następnie w dysku tworzą się zalążki nowych protogwiazd, podobnie jak w scenariuszu fragmentacji dysku, a turbulencje gazowe wokół prowadzą do rozszerzania się spiralnych ramion. Wyniki obserwacji są zgodne z symulacjami, co wskazuje, że zaobserwowane potrójne protogwiazdy są pierwszymi obiektami, które potwierdzają powstawanie gwiazd wielokrotnych w hybrydowym scenariuszu.

Profesor Matsumoto powiedział: To pierwszy raz, kiedy pochodzenie protogwiazd i strumieni zostało jednoznacznie i kompleksowo wyjaśnione. Potężna synergia między obserwacjami ALMA a zaawansowanymi symulacjami ujawnia ukryte tajemnice powstawania gwiazd.

Lee sugeruje, że badanie to rzuca również światło na trudności związane z formowaniem się planet w układach wielokrotnych. Planety rodzą się w dyskach gazu i pyłu, które tworzą się wokół protogwiazd. W przypadku tego potrójnego układu protogwiazd, protogwiazdy znajdują się na niewielkim obszarze, dyski wokół protogwiazd są małe, a orbitujące protogwiazdy pozbawiają dysków inne protogwiazdy. Planety powstają w spokojnym środowisku przez długi czas. Dlatego jest mało prawdopodobne, aby IRAS 04239+2436 był sprzyjającym środowiskiem do formowania się planet.

Matsumoto omawia wpływ tego badania na nasze zrozumienie formowania się gwiazd wielokrotnych. Rzeczywista obserwacja formującego się układu wielokrotnego gwiazd w scenariuszu hybrydowym znacząco przyczyni się do rozstrzygnięcia debat na temat scenariuszy formowania się układów wielokrotnych gwiazd. Co więcej, badania te potwierdziły istnienie niedawno zaobserwowanych strumieni i wyjaśniły, w jaki sposób się one uformowały, co stanowi znaczący postęp.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna potrójnej protogwiazdy, IRAS 04239+2436. Źródło: ALMA


Załączniki:
50c180f2300b590392e6623d03050cb6-1536x1536-2-768x768.jpg
50c180f2300b590392e6623d03050cb6-1536x1536-2-768x768.jpg [ 41.69 KiB | Przeglądany 8256 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 21 sierpnia 2023, 22:02 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Potężne fale pływowe rozbijają się o kolosalną gwiazdę

Pierwsza w swoim rodzaju gwiazda typu „heartbeat stars” z pulsującymi zmianami jasności i załamującymi się falami powierzchniowymi stanowi unikalne źródło informacji na temat ewolucji masywnych układów podwójnych gwiazd.

Układ gwiezdny zaintrygował badaczy, ponieważ jest to najbardziej dramatyczna „gwiazda pulsująca w rytmie serca” (ang. heartbeat stars), w historii. Nowe modele ujawniły, że na tej gwieździe tytaniczne fale generowane przez pływy wielokrotnie rozbijają się, co jest obserwowane po raz pierwszy w przypadku takiego układu gwiazdowego.

Gwiazdy pulsujące w rytmie serca to gwiazdy znajdujące się w bliskich parach, które okresowo zmieniają jasność, podobnie jak rytm bijącego serca w aparacie EKG. Te gwiazdy krążą wokół siebie po wydłużonych, owalnych orbitach. Podczas gdy zbliżają się do siebie, grawitacja między gwiazdami generuje pływy, podobnie jak Księżyc wywołuje pływy oceaniczne na Ziemi. Pływy te powodują rozciągnięcie i zniekształcenie kształtu gwiazd, co prowadzi do zmiany ilości światła, które dociera do nas, gdy ich szerokie lub wąskie strony naprzemiennie są skierowane w stronę Ziemi.

Nowe badania wyjaśniają, dlaczego fluktuacje jasności w jednym z wyjątkowo ekstremalnych układów gwiazd typu „heartbeat” są około 200 razy większe niż w przypadku typowych gwiazd pulsujących w rytmie serca. Przyczyną tego są olbrzymie fale, które przetaczają się przez większą gwiazdę, wywoływane przez zbliżanie się jej mniejszego towarzysza. Badania wykazały, że te fale pływowe osiągają tak ogromne wysokości i prędkości, że załamują się podobnie jak fale oceaniczne, rozbijając się o powierzchnię większej gwiazdy.

Nazwany przez astronomów układem gwiazd pulsujących w rytmie serca, ten układ oferuje bezprecedensowy wgląd w interakcję między masywnymi gwiazdami.

Każde zderzenie wysokich fal pływowych gwiazdy uwalnia wystarczającą ilość energii, aby rozbić całą naszą planetę kilkaset razy – powiedział doktor habilitowany w dziedzinie astrofizyki teoretycznej w Centrum Astrofizyki | Harvard & Smithsonian (CfA) i autor nowego badania opublikowanego w Nature Astronomy, opisującego odkrycia. To są naprawdę duże fale.

A jednak, według profesora Abrahama (Avi) Loeba, doradcy MacLeod, dyrektora Instytutu Teorii i Obliczeń w CfA oraz drugiego autora artykułu: Załamujące się fale w gwiazdach są tak piękne, jak te na plażach naszych oceanów.

Gwiazdy pulsujące w rytmie bijącego serca zostały po raz pierwszy zaobserwowane, gdy Kosmiczny Teleskop Keplera, który poszukiwał egzoplanet, wykrył ich charakterystyczne, zazwyczaj delikatne fluktuacje jasności.

Ekstremalna gwiazda pulsująca w rytmie bijącego serca nie jest jednak subtelna. Gwiazda większa w tym układzie ma masę prawie 35 razy większą od Słońca, a wraz z mniejszą towarzyszącą gwiazdą została oficjalnie oznaczona jako MACHO 80.7443.1718. Ta nazwa nie jest związana z gwiezdną siłą, ale jest wynikiem pierwszego zarejestrowania zmian jasności tego układu przez projekt MACHO w latach 90., który zajmował się poszukiwaniem ciemnej materii w naszej Galaktyce.

Większość gwiazd pulsujących w rytmie bijącego serca różni się jasnością tylko o około 0,1%, jednak MACHO 80.7443.1718 przyciągnęła uwagę astronomów ze względu na swoje niezwykle dramatyczne fluktuacje jasności, które wynoszą aż 20%. Nie znamy żadnej innej gwiazdy, która wykazywałaby tak gwałtowne zmiany jasności – powiedział MacLeod.

Aby rozwiązać tę zagadkę, MacLeod stworzył komputerowy model MACHO 80.7443.1718, który uwzględniał oddziaływanie grawitacyjne między dwiema gwiazdami. Jego model uchwycił sposób, w jaki ta grawitacja generuje olbrzymie fale pływowe w większej gwieździe. Te fale pływowe sięgają około ⅕ promienia tej gigantycznej gwiazdy, co odpowiada wysokości około 4,3 miliona kilometrów.

Symulacje wykazują, że masywne fale zaczynają pojawiać się jako gładkie i zorganizowane, podobnie jak fale oceaniczne, a następnie zwijają się i rozbijają. Jak plażowicze wiedzą, potężnie rozbijające się fale oceaniczne uwalniają morską mgłę i tworzą bąbelki, zostawiając “wielki spieniony bałagan” tam, gdzie wcześniej była spokojna fala – powiedział MacLeod.

Model MacLeoda pokazuje, że ogromna energia, która uwalnia się podczas rozbijania się fal MACHO 80.7443.1718, ma dwa efekty. Po pierwsze, powoduje coraz szybsze obracanie się powierzchni gwiazdy, a po drugie, wyrzuca gaz gwiazdowy na zewnątrz, tworząc obracającą się i świecącą atmosferę gwiazdową.

Mniej więcej raz w miesiącu obie gwiazdy mijają się, a przez powierzchnię pulsującej gwiazdy przetacza się nowa fala. To wzburzenie spowodowało, że duża gwiazda MACHO 80.7443.1718 wybrzuszyła się na równiku o około 50% więcej niż na biegunach. Z każdą kolejną falą, większa ilość materii jest wyrzucana na zewnątrz, podobnie jak wirujące ciasto na pizzy wyrzucające kawałki sera i sosu – powiedział MacLeod. Astronom zauważył, że charakterystyczna poświata atmosfery była kluczowym wskazaniem, że fale rozbijają się na powierzchni gwiazdy.

Choć MACHO 80.7443.1718 to niezwykły układ, jest mało prawdopodobne, że jest on jedyny w swoim rodzaju. Spośród prawie 1000 odkrytych do tej pory gwiazd pulsujących w rytmie bijącego serca, około 20 z nich wykazuje duże wahania jasności podobne do tych w układzie symulowanym przez MacLeoda i Loeba. Ta gwiazda pulsująca w rytmie bijącego serca może być pierwszym z rosnącej klasy obiektów astronomicznych – powiedział MacLeod. Już planujemy poszukiwanie kolejnych gwiazd tego typu, aby znaleźć świecące atmosfery odrzucone przez ich załamujące się fale.

MacLeod powiedział, że biorąc to wszystko pod uwagę, mamy szczęście, że udało nam się uchwycić gwiazdę w tej fazie: Obserwujemy krótki i transformujący moment w długim życiu gwiazdy. Obserwując kolosalne fale toczące się po powierzchni gwiazdy, astronomowie mają nadzieję zrozumieć, w jaki sposób bliskie interakcje kształtują ewolucję par gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu, w którym mniejsza gwiazda wywołuje fale powierzchniowe w masywniejszym towarzyszu. Źródło: Melissa Weiss, CfA


Załączniki:
cfa-033-tidalwave2C_feature.jpg
cfa-033-tidalwave2C_feature.jpg [ 23.76 KiB | Przeglądany 8053 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 22 sierpnia 2023, 18:19 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie znaleźli protoplastę potężnego magnetara

Zespół badawczy zidentyfikował bardzo nietypową gwiazdę, która może przekształcić się w magnetara.

Zespół naukowców odkrył bardzo nietypową gwiazdę, która posiada najpotężniejsze pola magnetyczne, jakie kiedykolwiek znaleziono w masywnej gwieździe. Jest to wariant gwiazdy neutronowej, znany jako magnetar, który może stać się jednym z najbardziej magnetycznych obiektów we Wszechświecie. To odkrycie jest nie tylko fascynujące samo w sobie, ale także oznacza pojawienie się nowego typu obiektu astronomicznego – masywnej magnetycznej gwiazdy helowej.

Gwiazdy neutronowe są skondensowanymi pozostałościami masywnych gwiazd po eksplozji supernowej i stanowią najgęstszą znaną materię we Wszechświecie. Niektóre z tych gwiazd neutronowych, które są nazywane magnetarami, są również rekordzistami pod względem najsilniejszych pól magnetycznych spośród wszystkich obiektów astronomicznych. Tajemnicą pozostaje, w jaki sposób takie magnetary, które mają średnicę zaledwie 15 kilometrów, mogą generować i utrzymywać tak kolosalne pola magnetyczne.

Nowe obserwacje przeprowadzone przez zespół astronomów mają potencjał rzucić istotne światło na pochodzenie tych potężnych magnetycznych obiektów. Dzięki wykorzystaniu różnych teleskopów na całym świecie, naukowcy zidentyfikowali nowy typ obiektu astronomicznego – masywną magnetyczną gwiazdę helową. Jest to niezwykły wariant gwiazdy Wolfa-Rayeta, który może pełnić rolę prekursora magnetara. To odkrycie jest ważne, ponieważ rzuca nowe światło na procesy ewolucyjne, które prowadzą do formowania i powstawania magnetarów.

Po raz pierwszy odkryto silne pola magnetyczne w masywnej gwieździe helowej – powiedział André-Nicolas Chené, astronom z NOIRLab. Nasze badanie sugeruje, że ta gwiazda helowa zakończy swoje życie jako magnetar.

Mimo wieloletnich obserwacji prowadzonych przez astronomów, niewiele było wiadomo o prawdziwej naturze gwiazdy znanej jako HD 45166. Jedyną znaną informacją było to, że jest bogata w hel, nieco masywniejsza niż nasze Słońce i jest częścią układu podwójnego.

Ta gwiazda stała się moją obsesją – powiedział Tomer Shenar, astronom z Uniwersytetu w Amsterdamie i główny autor badania opublikowanego w czasopiśmie Science. Badając wcześniej podobne gwiazdy bogate w hel, Shenar był zafascynowany niezwykłymi cechami HD 45166, która wykazywała pewne cechy gwiazdy Wolfa-Rayeta, ale z unikalną sygnaturą widmową. Zakładał, że obecność pól magnetycznych mogła wyjaśnić te niezwykłe właściwości. Pamiętam moment eureka, gdy czytałem literaturę: “A co, jeśli ta gwiazda jest magnetyczna?” – powiedział.

Shenar, Chené i ich współpracownicy podjęli decyzję o przetestowaniu tej hipotezy poprzez przeprowadzenie nowych obserwacji spektroskopowych tego układu gwiazdowego przy użyciu Teleskopu Kanadyjsko-Francusko-Hawajskiego (CFHT). https://www.cfht.hawaii.edu Te obserwacje ujawniły, że gwiazda posiada niezwykle silne pole magnetyczne, o sile około 43 000 gausów, co jest najpotężniejszym polem magnetycznym, jakie kiedykolwiek znaleziono w masywnej gwieździe. Dodatkowo, analizując interakcje tej gwiazdy z towarzyszącą jej gwiazdą, zespół był w stanie dokładnie oszacować jej masę i wiek.

Naukowcy spekulują, że w przeciwieństwie do innych gwiazd helowych, które ostatecznie wyewoluują z czerwonego nadolbrzyma, ta konkretna gwiazda prawdopodobnie powstała w wyniku połączenia pary gwiazd o średniej masie.

Jest to bardzo specyficzny scenariusz i rodzi pytanie, ile magnetarów pochodzi z podobnych układów, a ile z innych typów układów – powiedział Chené.

Za kilka milionów lat HD 45166, położona w odległości 3000 lat świetlnych w konstelacji Jednorożca, doświadczy wybuchu jako bardzo jasnej, ale niezbyt energetycznej supernowej. Podczas tej eksplozji, jądro gwiazdy skurczy się, zatrzymując i koncentrując i tak już osłabione linie pola magnetycznego gwiazdy. W rezultacie powstanie gwiazda neutronowa o polu magnetycznym o sile około 1000 bilionów gausów – najpotężniejszy magnes znanym we Wszechświecie.

Sądziliśmy, że najbardziej prawdopodobni kandydaci na magnetary będą pochodzić z najbardziej masywnych gwiazd – powiedział Chené. To badanie pokazuje nam, że gwiazdy o znacznie mniejszej masie mogą również stać się magnetarami, pod warunkiem, że występują odpowiednie warunki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna bardzo niezwykłej gwiazdy, która może ewoluować w magnetara. Źródło: NOIRLab/AURA/NSF/P. Marenfeld/M. Zamani


Załączniki:
noirlab2323a.jpg
noirlab2323a.jpg [ 129.4 KiB | Przeglądany 8026 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 24 sierpnia 2023, 18:51 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Pierwszy obserwacyjny dowód emisji promieniowania gamma w młodych gwiazdach podobnych do Słońca

Zespół naukowców przedstawił pierwsze obserwacyjne dowody na to, że pewien typ młodych gwiazd jest w stanie emitować promieniowanie gamma.

Bardzo energetyczne promieniowanie z kosmosu nie jest łatwo obserwowane z Ziemi. Wykorzystując satelitę Fermi o wysokiej czułości, naukowcy są w stanie rozwiązać ten problem, badając Wszechświat w promieniach gamma, najbardziej energetycznym obszarze widma elektromagnetycznego. Satelita Fermi nieprzerwanie obserwuje niebo od momentu jego uruchomienia w 2008 roku, a na podstawie tych obserwacji ustalono, że około 30% źródeł promieniowania gamma wykrytych na całym nocnym niebie pozostaje niezidentyfikowanych – pochodzenie tych detekcji promieniowania gamma jest nieznane.

Doktorantka Agostina Filócomo i jej zespół naukowców podjęli się badania niektórych z tajemniczych źródeł promieniowania gamma w celu ustalenia ich pochodzenia. Zauważono, że kilka źródeł promieniowania gamma wydaje się pochodzić z obszarów, gdzie tworzą się nowe gwiazdy, jednak zespół nie miał wyjaśnienia dla tego zjawiska i postanowił je dokładniej zbadać. Badanie skupia się na regionie gwiazdotwórczym NGC 2071, który znajduje się w północnej części Obłoku Molekularnego Orion B.

Aby zbadać przyczynę tajemniczych rozbłysków gamma, zespół naukowców postanowił skupić się na obiektach znanych jako gwiazdy typu T Tauri. Gwiazdy T Tauri to gwiazdy o niskiej masie, które znajdują się w fazie formowania. Składają się one z gwiazdy centralnej oraz dysku gazu i pyłu, w którym mogą tworzyć się planety. Gwiazdy T Tauri są znane ze swojej zmienności jasności i zwykle występują w pobliżu obszarów aktywnego formowania się gwiazd.

Zespół zauważył, że trzy niezidentyfikowane źródła promieniowania gamma obserwowane w różnych odstępach czasu pochodzą z części nieba, w której znajduje się młody region gwiazdotwórczy NGC 2071. Wiadomo, że formuje się tam co najmniej 58 gwiazd sklasyfikowanych jako gwiazdy typu T Tauri. W regionie tym nie ma innych obiektów, które mogłyby być źródłem emisji promieniowania gamma.

Możliwym wyjaśnieniem jest to, że sporadyczne promieniowanie gamma jest generowane przez gwiazdy typu T Tauri podczas występowania potężnych rozbłysków, nazywanych „megarozbłyskami”. W tych wybuchach elektromagnetycznych energia magnetyczna zgromadzona w atmosferach gwiazd jest uwolniona. Megarozbłyski mogą rozciągać się na kilka promieni gwiazd i trwać kilka godzin. Warto zauważyć, że chociaż obecnie na Słońcu występuje aktywność rozbłyskowa, nie jest ona porównywalna do megarozbłysków. Megarozbłyski są znacznie potężniejsze, i gdyby miały miejsce na Słońcu, mogłyby być szkodliwe dla życia na Ziemi.

Może to wyjaśnić pochodzenie wielu wcześniej nieznanych źródeł promieniowania gamma. Przez zgłębianie tych procesów fizycznych zachodzących w gwiazdach typu T Tauri możemy również uzyskać informacje na temat wczesnych warunków, które przyczyniły się do powstania Słońca i naszego Układu Słonecznego.

Doktorantka Agostina Filócomo twierdzi: Ten dowód obserwacyjny jest niezbędny do zrozumienia pochodzenia źródeł, które wcześniej pozostawały nieznane przez ponad dekadę, co jest niewątpliwie krokiem naprzód w astronomii. Ma również kluczowe znaczenie dla zrozumienia procesów zachodzących we wczesnych fazach formowania się gwiazd: jeżeli gwiazda typu T Tauri wytwarza promieniowanie gamma, wpłynie to na warunki gazowe dysku protoplanetarnego, a w konsekwencji na ewolucję formowania się planet. Odkrycie tego zjawiska pozwala zrozumieć, w jaki sposób powstało i ewoluowało nie tylko Słońce, ale także nasza rodzima planeta, Ziemia.

Praca została opublikowana 23 sierpnia 2023 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy typu T Tauri: układ utworzony przez gwiazdę centralną i dysk protoplanetarny. Źródło: INAF-OAPa/S. Orlando


Załączniki:
TTauri-orlando.jpeg
TTauri-orlando.jpeg [ 23.44 KiB | Przeglądany 7987 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 sierpnia 2023, 19:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymia czarna dziura niszczy masywną gwiazdę

Astronomowie dokonali precyzyjnego sondowania gwiazdy, która uległa rozerwaniu w wyniku zbytniego zbliżenia się do olbrzymiej czarnej dziury. W efekcie jej wnętrze zostało wyrzucone w przestrzeń kosmiczną.

Obserwatoria rentgenowskie Chandra i XMM-Newton przeprowadziły badania dotyczące ilości azotu i węgla w pobliżu czarnej dziury, która była odpowiedzialna za rozerwanie gwiazdy. Analiza tych pierwiastków wskazuje, że powstały one wewnątrz gwiazdy przed jej rozerwaniem, gdy ta zbliżyła się do czarnej dziury.

Obecnie obserwujemy wewnętrzne struktury tego, co kiedyś było gwiazdą – powiedział Jon Miller z Uniwersytetu w Michigan, który kierował badaniem. Te pozostałości stanowią wskazówki, które możemy śledzić, aby dowiedzieć się, jakiego rodzaju gwiazda doświadczyła swojego upadku.

W ostatnich latach astronomowie odkryli wiele przypadków tzw. „rozerwań pływowych”, w których ogromne siły grawitacyjne wywierane przez masywną czarną dziurę powodują rozpad gwiazdy. Efektem tego rozpadu jest wybuch, często obserwowalny w świetle optycznym, ultrafioletowym i rentgenowskim, gdy pozostałości gwiazdy są podgrzewane. Jednak to szczególne zdarzenie, o nazwie ASASSN-14li, wyróżnia się z kilku powodów.

W momencie odkrycia w listopadzie 2014 roku, ASASSN-14li była najbliższym Ziemi znanym przypadkiem zjawiska rozerwania pływowego, odległym o 290 milionów lat świetlnych. Ta bliskość umożliwiła astronomom uzyskanie niezwykle szczegółowych informacji na temat zniszczonej gwiazdy. Zespół pod kierownictwem Millera zastosował nowe modele teoretyczne, aby dokładniej oszacować ilość azotu i węgla obecnych w pobliżu czarnej dziury, w porównaniu do wcześniejszych badań. Dzięki temu uzyskano bardziej precyzyjne dane dotyczące składu chemicznego i procesów zachodzących wokół czarnej dziury.

Wykorzystanie tych teleskopów rentgenowskich jako narzędzi kryminalistycznych w kosmosie jest możliwe – powiedziała Brenna Mockler, współautorka badania z Obserwatoriów Carnegie i Uniwersytetu Kalifornijskiego w Los Angeles. Analizując względną ilość azotu do węgla, którą znaleźliśmy, możemy wnioskować, że materiał pochodzi z wnętrza gwiazdy, która została skazana na zagładę i miała masę około trzykrotnie większą niż Słońce.

Gwiazda ASASSN-14li jest zatem jedną z najmasywniejszych – a być może najmasywniejszą – jaką astronomowie widzieli do tej pory rozerwaną przez czarną dziurę.

ASASSN-14li jest fascynującym przypadkiem, ponieważ jednym z najtrudniejszych wyzwań w przypadku zjawiska rozerwania pływowego jest możliwość określenia masy pechowej gwiazdy, co udało nam się osiągnąć w tym przypadku – powiedział Enrico Ramirez-Ruiz, współautor badania z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Santa Cruz. Obserwacja zniszczenia masywnej gwiazdy przez supermasywną czarną dziurę jest niezwykle fascynująca, ponieważ oczekuje się, że gwiazdy o większej masie będą występować znacznie rzadziej niż gwiazdy o niższej masie.

Na początku 2023 roku inny zespół astronomów poinformował o zdarzeniu, które nazwano „Straszną Barbie”. Według szacunków, gwiazda o masie około 14 razy większej od Słońca została zniszczona przez czarną dziurę. Jednakże, to zdarzenie jeszcze nie zostało potwierdzone jako przypadek rozerwania pływowego. Szacowanie masy gwiazdy opierało się głównie na jasności rozbłysku, a nie na szczegółowej analizie materii wokół czarnej dziury, jak w przypadku ASASSN-14li.

Innym ekscytującym aspektem wyniku ASASSN-14li jest jej znaczenie dla przyszłych badań. Astronomowie zaobserwowali umiarkowanie masywne gwiazdy, podobne do ASASSN-14li, w gromadzie gwiazd zawierającej supermasywną czarną dziurę w centrum naszej Galaktyki. To odkrycie otwiera możliwość oszacowania mas gwiazd rozerwanych pływowo, co potencjalnie daje astronomom sposób na identyfikację obecności gromad gwiazd wokół supermasywnych czarnych dziur w bardziej odległych galaktykach.

Przed tym badaniem istniało duże prawdopodobieństwo, że pierwiastki zaobserwowane w promieniowaniu rentgenowskim mogą pochodzić z gazu uwolnionego podczas wcześniejszej erupcji supermasywnej czarnej dziury. Jednakże, wydaje się, że analizowany wzór pierwiastków tutaj pochodzi od pojedynczej gwiazdy.

Wcześniejsze badanie opublikowane w 2017 roku przez Chenwie Yang z Uniwersytetu Nauki i Technologii w Hefei w Chinach wykorzystało dane UV z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a w celu wykazania, że w przypadku ASASSN-14li występuje większa ilość azotu niż węgla, jednak w mniejszej ilości niż to zostało odkryte przez zespół Millera na podstawie danych rentgenowskich. Autorzy tego badania stwierdzili również, że gwiazda jest tylko 0,6 razy masywniejsza od Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca zdarzenie rozerwania pływowego o nazwie ASASSN-14li. Źródło: NASA/CXC/Univ of Michigan/J. Miller i inni; Ilustracja: NASA/CXC/M.Weiss


Załączniki:
tde.jpg
tde.jpg [ 154.98 KiB | Przeglądany 7972 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 29 sierpnia 2023, 16:12 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Badania ujawniły mniej supermasywnych czarnych dziur niż przypuszczano

Badania przeprowadzone przez naukowców z Uniwersytetu Kansas wykazały, że aktywne jądra galaktyk są mniej powszechne niż wcześniej przypuszczano.

Odkrycia dokonane przy użyciu instrumentu Mid-Infrared Instrument (MIRI) na JWST sugerują, że nasz Wszechświat może być nieco bardziej stabilny niż wcześniej zakładano. Dodatkowo, ta praca dostarcza cennych informacji na temat obserwacji słabych galaktyk, ich właściwości oraz wyzwań związanych z identyfikacją aktywnych jąder galaktyk (AGN).

Nowy artykuł szczegółowo opisujący badania JWST został udostępniony 22 sierpnia 2023 roku na stronie arXiv przed formalną publikacją w The Astrophysical Journal.

Prace prowadzone pod kierownictwem Allison Kirkpatrick, adiunkt na wydziale fizyki i astronomii Uniwersytetu Kansas, skupiły się na długo badanej strefie kosmosu znanej jako Rozszerzony Obszar Grotha (Extended Groth Strip), która znajduje się pomiędzy konstelacjami Wielkiej Niedźwiedzicy i Wolarza. Jednak wcześniejsze badania tego obszaru opierały się na teleskopach kosmicznych mniej potężnej generacji.

Nasze obserwacje zostały przeprowadzone w czerwcu i grudniu ubiegłego roku, a naszym celem było zbadanie wyglądu galaktyk w okresie intensywnego formowania się gwiazd we Wszechświecie – powiedziała Kirkpatrick. To jest spojrzenie w przeszłość, sięgające od 7 do 10 miliardów lat temu. Skorzystaliśmy z instrumentu MIRI na JWST, aby przyjrzeć się pyłowi w galaktykach, które istniały 10 miliardów lat temu, i okazało się, że ten pył może ukrywać trwające procesy formowania się gwiazd oraz rozwijające się supermasywne czarne dziury. Przeprowadziłam więc pierwsze badania w celu odkrycia tych ukrywających się supermasywnych czarnych dziur w centrach tych galaktyk.

Podczas gdy w centrum każdej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura, AGN są bardziej widowiskowymi zjawiskami, aktywnie wciągającymi gazy i wykazującymi niezwykłą jasność w porównaniu do typowych czarnych dziur.

Kirkpatrick i wielu innych astrofizyków spodziewało się, że badanie JWST o wyższej rozdzielczości zlokalizuje znacznie więcej AGN niż poprzednie badanie przeprowadzone za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera. Jednak nawet przy zwiększonej mocy i czułości MIRI, w nowym badaniu znaleziono niewiele dodatkowych aktywnych galaktyk.

Wyniki były zupełnie inne niż się spodziewałam, co było dla mnie pierwszym poważnym zaskoczeniem – powiedziała Kirkpatrick. Jednym z istotnych odkryć było brak szybko rosnących supermasywnych czarnych dziur. To odkrycie rodzi pytania dotyczące miejsca, w którym się znajdują te obiekty. Okazuje się, że te czarne dziury prawdopodobnie rosną wolniej niż wcześniej sądzono, co jest fascynujące, biorąc pod uwagę, że badane przez nas galaktyki przypominają naszą własną Drogę Mleczną w przeszłości. Poprzednie obserwacje za pomocą Spitzera pozwoliły nam badać tylko najjaśniejsze i najbardziej masywne galaktyki z szybko rosnącymi supermasywnymi czarnymi dziurami, co czyniło je łatwymi do wykrycia.

Kirkpatrick powiedziała, że ważną zagadką w astronomii jest zrozumienie, w jaki sposób typowe supermasywne czarne dziury, takie jak te znajdujące się w galaktykach takich jak Droga Mleczna, rosną i wpływają na swoją macierzystą galaktykę.

Wyniki badania sugerują, że te czarne dziury nie rosną szybko, pochłaniają ograniczoną ilość materii, co może oznaczać, że nie mają znaczącego wpływu na galaktyki, w których się znajdują – powiedziała Kirkpatrick. To odkrycie otwiera zupełnie nowe spojrzenie na wzrost czarnych dziur, ponieważ nasza obecna wiedza głównie opiera się na najbardziej masywnych czarnych dziurach w największych galaktykach, które mają znaczący wpływ na swoje galaktyki macierzyste, ale mniejsze czarne dziury w tych galaktykach prawdopodobnie takiego wpływu nie wywierają.

Innym zaskakującym wynikiem był brak pyłu w tych galaktykach, powiedziała astronom z Uniwersytetu Kansas.

Dzięki JWST możemy teraz zidentyfikować znacznie mniejsze galaktyki niż kiedykolwiek wcześniej, włączając w to galaktyki o wielkości porównywalnej do Drogi Mlecznej lub nawet mniejsze, co było niemożliwe wcześniej przy tak dużych przesunięciach ku czerwieni (kosmicznych odległościach) – powiedziała Kirkpatrick. Zazwyczaj najbardziej masywne galaktyki mają dużo pyłu, z uwagi na intensywne tempo formowania się gwiazd. Przewidywałam, że galaktyki o niższej masie również będą zawierać znaczne ilości pyłu, ale tak się jednak nie stało, co przeczyło moim oczekiwaniom i stanowi kolejne intrygujące odkrycie.

Według Kirkpatrick, badanie to zmienia nasze rozumienie procesu wzrostu galaktyk, zwłaszcza w odniesieniu do Drogi Mlecznej.

Nasza czarna dziura wydaje się być dość spokojna i nie wykazuje dużej aktywności – powiedziała Kirkpatrick. Jednym z istotnych pytań dotyczących Drogi Mlecznej jest to, czy kiedykolwiek była ona aktywna. Jeśli większość galaktyk podobnych do naszej nie wykazuje wykrywalnych AGN, może to sugerować, że nasza czarna dziura nigdy wcześniej nie była aktywna. Ostatecznie, ta wiedza pomoże nam ograniczyć i zmierzyć masy czarnych dziur, które nadal pozostają nierozwikłanym zagadnieniem.

Kirkpatrick uzyskała ostatnio dużo nowego czasu na JWST, aby za pomocą MIRI przeprowadzić większy przegląd Rozszerzonego Obszaru Grotha. Jej obecna praca obejmowała około 400 galaktyk. Jej nadchodzące badanie (MEGA: MIRI EGS Galaxy and AGN survey) obejmie około 5000 galaktyk. Prace zaplanowano na styczeń 2024 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Kansas University

Vega

Na ilustracji: Ilustracja aktywnego jądra galaktyki. Źródło: ESA/NASA/AVO/Paolo Padovani


Załączniki:
kirkpatrick_news1_bl.jpg
kirkpatrick_news1_bl.jpg [ 34.37 KiB | Przeglądany 7907 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 września 2023, 17:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Nowe dowody na możliwe kolizje planet olbrzymów

Międzynarodowy zespół odkrył planetę wielkości Neptuna, której skład może być wynikiem zderzeń olbrzymich planet.

Masa TOI-1853b jest prawie dwukrotnie większa niż jakiejkolwiek innej znanej planety o podobnych rozmiarach, co sugeruje, że jest to nietypowa egzoplaneta. Dodatkowo, jej niezwykle wysoka gęstość wskazuje, że składa się głównie z materiału skalnego, co jest zaskakujące, biorąc pod uwagę jej rozmiar.

W badaniu opublikowanym w czasopiśmie Nature 30 sierpnia 2023 roku, naukowcy pod kierownictwem Luki Naponiello z Uniwersytetu Rzymskiego Tor Vergeta sugerują, że nietypowa budowa egzoplanety TOI-1853b może być wynikiem zderzenia planet. Te kolizje olbrzymów mogłyby usunąć znaczną część atmosfery i wody, pozostawiając za sobą skalistą strukturę.

Dr Phil Carter, starszy pracownik naukowy i współautor z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Bristolu, wyjaśnia: Posiadamy mocne dowody na występowanie wysokoenergetycznych zderzeń między ciałami planetarnymi w naszym Układzie Słonecznym, takie jak powstanie Księżyca Ziemi, jak również istnieje dobre potwierdzenie tego zjawiska z niewielkiej liczby egzoplanet.

Wiemy, że istnieje ogromna różnorodność planet w układach egzoplanetarnych; wiele z nich nie ma odpowiednika w naszym Układzie Słonecznym, ale często mają masę i skład pomiędzy planetami skalistymi a lodowymi olbrzymami.

Naszym wkładem w badanie było modelowanie kolizji skrajnie olbrzymich planet, które potencjalnie mogłyby skutkować usunięciem lżejszej atmosfery oraz wody/lodu z pierwotnej, większej planety, w celu uzyskania obserwowanej ekstremalnej gęstości.

Na podstawie naszych badań ustaliliśmy, że początkowe ciało planetarne najprawdopodobniej było bogate w wodę i doznało skrajnie silnego uderzenia olbrzyma z prędkością przekraczającą 75 km/s, aby stworzyć TOI-1853b w obserwowanej przez nas postaci.

Odkrycie tej planety dostarcza nowych dowodów na powszechność zderzeń olbrzymów w procesie formowania się planet w całej galaktyce. Jest to istotne odkrycie, które pomaga połączyć teorie dotyczące powstawania planet oparte na naszym Układzie Słonecznym z formowaniem się egzoplanet. Odkrycie TOI-1853b, tej niezwykle ekstremalnej planety, umożliwia nam zdobycie nowych spostrzeżeń na temat powstawania i ewolucji układów planetarnych.

Student studiów podyplomowych i współautor pracy, Jingyao Dou, powiedział: Ta planeta jest bardzo zaskakująca! Zazwyczaj oczekujemy, że planety formujące się z tak dużą ilością skał przekształcą się w gazowe olbrzymy, podobne do Jowisza, które mają gęstość zbliżoną do gęstości wody.

TOI-1853b ma rozmiar porównywalny do Neptuna, ale posiada gęstość większą niż stal. Nasze badania pokazują, że taka sytuacja jest możliwa, jeśli planeta doświadczyła niezwykle energetycznych zderzeń międzyplanetarnych w trakcie swojego formowania się.

W wyniku tych kolizji, część jej lżejszej atmosfery oraz wody została usunięta, pozostawiając planetę o bogatym składzie skalnym i wysokiej gęstości.

Obecnie zespół naukowców planuje przeprowadzenie szczegółowych obserwacji TOI-1853b, mających na celu wykrycie ewentualnych pozostałości atmosfery oraz badanie jej składu chemicznego.

Podsumowując, profesor nadzwyczajny i współautorka pracy, dr Zoë Leinhardt, zauważyła, że: badanie takich ekstremalnych zderzeń planet olbrzymów nie było wcześniej w centrum zainteresowania, ponieważ nie były one oczekiwane. Przed nami wiele pracy, aby udoskonalić modele materii, na których opierają się nasze symulacje, oraz poszerzyć zakres modelowanych ekstremalnych zderzeń planet olbrzymów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Bristol

Vega

Na ilustracji: Symulacja zderzenia planet olbrzymich. Źródło: Jingyao Dou


Załączniki:
New planet-article.jpg
New planet-article.jpg [ 14.03 KiB | Przeglądany 7866 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 września 2023, 21:20 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Niepodważalne dowody na układy podwójne supermasywnych czarnych dziur w AGN

Badanie zmienności strumienia blazara skupia się na analizie precesji, która jest wynikiem obecności orbitujących czarnych dziur w centrach galaktyk.

Międzynarodowy zespół badawczy pod przewodnictwem Silke Britzen z Instytutu Radioastronomii Maxa Plancka w Bonn przeprowadził badania na temat blazarów, akreujących supermasywnych czarnych dziur w centrach galaktyk. Blazary pojawiają się, gdy jeden z strumieni emitowanych przez aktywne jądro galaktyczne jest skierowany bezpośrednio w stronę Ziemi. Naukowcy przedstawiają dowody na to, że obserwowana zmienność blazarów jest wynikiem precesji źródła strumienia, która może być wywołana obecnością drugiej masywnej czarnej dziury w pobliżu pierwotnej lub wypaczonym dyskiem akrecyjnym wokół pojedynczej czarnej dziury.

W ciągu dziesięcioleci monitorowania blazarów, wyniki zawsze były interpretowane w taki sposób, że częste i znaczące wzrosty jasności tych źródeł, nazywane aktywnością rozbłysków, są związane z wyrzucaniem składników strumienia z jądra do strumienia. To zjawisko prowadzi do nagłego wzrostu emisji.

Strumienie blazara często wykazują skręcone kształty, które nie są tak proste, jak można by się spodziewać. Początkowo uważano, że te meandrujące struktury strumieni są związane z wyrzutami składników z jądra. Wijące się strumienie i rozjaśnienie aktywnego jądra galaktyki (AGN) były uważane za wynik zasilania czarnej dziury w sposób stochastyczny. Jednak z biegiem lat coraz bardziej szczegółowe wyniki obserwacji podważyły tę prawdopodobnie zbyt prostą zależność przyczynową.

Nowy artykuł opublikowany w czasopiśmie Astrophysical Journal kwestionuje ustaloną relację między wyrzutem a rozbłyskiem w przypadku jasnych i silnie zmiennych blazarów. Główna autorka badania, Silke Britzen, przedstawia dowody i omawia możliwość, że to właśnie precesja źródła strumienia, spowodowana albo przez supermasywną czarną dziurę w układzie podwójnym u podnóża strumienia, albo – mniej prawdopodobnie – przez wypaczony dysk akrecyjny wokół pojedynczej czarnej dziury, jest odpowiedzialna za obserwowaną zmienność.

Kiedy strumienie wirują ze względu na precesję, ten ruch wirowy naturalnie wprowadza okresowe zmiany, również w intensywności, ze względu na efekt Dopplera. Efekt ten został wykryty w strumieniach AGN na przestrzeni wielu lat.

W przypadku OJ 287, który jest uważany za najlepszego kandydata na supermasywną czarną dziurę w układzie podwójnym, Silke Britzen i jej zespół ustalili, że silne zmiany jasności i wygięcie strumienia mają precesyjne pochodzenie, co zostało opisane w ich pracy na temat Rosetty. Niedawno przewidywania wynikające z ich pracy zostały potwierdzone przez Komossę i innych naukowców.

Zespół badawczy zastosował teraz ten sam model do innych blazarów. Badając próbkę 12 znaczących AGN, ich wyniki pokazują, że zmienność jasności i krzywizny strumienia można rzeczywiście wyjaśnić poprzez modulację spowodowaną precesją.

Autorzy nie negują faktu, że fizyka strumienia może być spowodowana wewnętrznymi interakcjami w strumieniu, które są wyjaśniane przez model szoku w strumieniu oraz niestabilnościami w wiązce strumienia. Jednak proponują, że wygląd tych strumieni jest silnie modulowany i zmieniany przez precesję strumienia. Zgodnie z ich sugestią, strumienie te nie byłyby tak zakrzywione i jasne, gdyby nie zostały wzmocnione przez efekt precesji.

Uwalniając korelację między zwiększeniem jasności a wyrzucaniem składników strumienia, można badać wzajemne oddziaływanie dynamicznego układu, który jest zasadniczo przewidywalny, ponieważ można go interpretować w kontekście geometrycznym.

Zmienność blazarów w wielu galaktykach może w przeważającej mierze nie mieć charakteru stochastycznego, ale deterministyczny – powiedziała Silke Britzen. Fascynujące jest rozszyfrowanie wewnętrznego działania tej maszynerii czarnych dziur za pomocą badań zmienności.

Jednym z głównych wniosków tego badania jest, że krzywizna strumienia może być istotnym wskaźnikiem obecności podwójnych czarnych dziur w centrach tych galaktyk. Wydaje się, że strumień jest zmuszony do meandrowania ze względu na wpływ grawitacyjny drugiej czarnej dziury na czarną dziurę, która emituje ten strumień. Ponadto, zespół badawczy zdołał wykryć ślady ruchu nutacyjnego o mniejszej amplitudzie zarówno w radiowych krzywych blasku, jak i w kinematyce składników strumieni.

Fizyka dysków akrecyjnych i strumieni jest dość złożona, jednak można porównać ich kinematykę do prostych żyroskopów. Jeśli na dysk akrecyjny działa zewnętrzny moment obrotowy, na przykład generowany przez wirującą orbitującą czarną dziurę, to dysk ten będzie ulegał precesji nutacji, podobnie jak oś obrotu Ziemi, na którą wpływają Księżyc i Słońce – wyjaśnia Michal Zajaček z Uniwersytetu Masaryka (Brno, Czechy), który jest współautorem tego badania.

Obserwacje radiowe osiągają najwyższą rozdzielczość w obserwacjach astronomicznych dzięki połączeniu radioteleskopów na bardzo dużych odległościach za pomocą interferometrii wielkobazowej Very Long Baseline Radio Interferometry (VLBI). Jest to ta sama technika, która pozwoliła zespołowi Teleskopu Horyzontu Zdarzeń (EHT) po raz pierwszy zaobserwować cień czarnej dziury, obserwując czarną dziurę o masie 6,5 miliarda mas Słońca w galaktyce M87.

Poszukiwania tych bliskich par supermasywnych czarnych dziur trwają od dziesięcioleci i przypominają szukanie igły w stogu siana.

Obecnie nadal brakuje nam wystarczającej rozdzielczości, która umożliwiłaby bezpośrednie badanie istnienia podwójnych supermasywnych czarnych dziur. Jednak precesja strumienia wydaje się być najbardziej obiecującą sygnaturą tych obiektów. To odkrycie nie tylko cieszy społeczność naukowców zajmujących się czarnymi dziurami i galaktykami aktywnymi, ale również społeczność badaczy fal grawitacyjnych i pulsarów. Ostatnio opublikowano dowody na istnienie kosmicznego tła fal grawitacyjnych, które wywodzą się z połączenia masywnych czarnych dziur w historii kosmosu – podsumowała Silke Britzen.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instytut Radioastronomii Maxa Plancka

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawia namagnesowany strumień radiowy (kolor żółty), który precesuje pod wpływem supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum galaktyki. Na ilustracji widoczna jest większa supermasywna czarna dziura, oznaczona kolorem czarnym, znajdująca się w środku dysku akrecyjnego. Dysk ten zawiera zarówno cieplejszy gaz (niebieski) jak i chłodniejszy gaz (czerwony). Biała strzałka wskazuje kierunek obrotu większej czarnej dziury. Druga czarna dziura (pomarańczowy) krąży wokół centralnej supermasywnej czarnej dziury, a pomarańczowa strzałka pokazuje orientację orbitalnego momentu pędu. Źródło: Michal Zajaček/UTFA MUNI


Załączniki:
original.jpg
original.jpg [ 99.04 KiB | Przeglądany 7826 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 września 2023, 19:36 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Bezprecedensowy rozbłysk gamma wyjaśniony przez długotrwały strumień

Pierwsza wielkoskalowa symulacja numeryczna połączenia czarnej dziury z gwiazdą neutronową pasuje do zagadkowych obserwacji.

W roku 2022 naukowcy z Uniwersytetu Northwestern przedstawili nowe, obserwacyjne dowody na to, że długotrwałe rozbłyski gamma (GRB) mogą wynikać z połączenia gwiazdy neutronowej z innym zwartym obiektem, takim jak druga gwiazda neutronowa lub czarna dziura. To odkrycie jest istotne, ponieważ wcześniej uważano, że taki scenariusz jest niemożliwy.

Teraz inny zespół z Northwestern oferuje potencjalne wyjaśnienie tego, co wygenerowało bezprecedensowy i niesamowicie jasny rozbłysk światła.

Po przeprowadzeniu pierwszej symulacji numerycznej, która śledzi ewolucję strumienia w połączeniu czarnej dziury z gwiazdą neutronową na dużych odległościach, astrofizycy dokonali odkrycia. Okazało się, że po połączeniu czarna dziura może wystrzelić strumienie materii z połkniętej gwiazdy neutronowej.

Kluczowymi składnikami w tym procesie są masa dysku akrecyjnego otaczającego czarną dziurę oraz siła pola magnetycznego tegoż dysku. W przypadku masywnych dysków, gdzie pole magnetyczne jest silne, czarna dziura jest w stanie wystrzelić krótkotrwały strumień o znacznie większej jasności niż cokolwiek wcześniej zaobserwowanego. Natomiast w przypadku słabszego pola magnetycznego masywnego dysku, czarna dziura wystrzeliwuje strumień o tej samej jasności, ale o dłuższym czasie trwania, co miało miejsce w przypadku tajemniczego rozbłysku gamma GRB 211211A, zaobserwowanego w 2021 roku i zgłoszonego w 2022 roku.

Nowe odkrycie nie tylko pomaga wyjaśnić pochodzenie długich GRB, ale także daje wgląd w naturę i fizykę czarnych dziur, ich pól magnetycznych i dysków akrecyjnych.

Badanie zostało opublikowane w Astrophysical Journal.

Dotychczas nikt inny nie zdołał przeprowadzić żadnych symulacji numerycznych ani śledzić konsekwentnie ewolucji strumienia od momentu połączenia dwóch zwartych obiektów na dużą skalę – powiedział Ore Gottlieb z Northwestern, który był współkierownikiem tych badań. Naszym celem było dokonanie tego po raz pierwszy. I to, co odkryliśmy, okazało się być zgodne z obserwacjami dotyczącymi GRB 211211A.

Połączenie gwiazd neutronowych to fascynujące zjawisko, które generuje wiele nośników, w tym fale grawitacyjne i elektromagnetyczne – powiedział Danat Issa z Northwestern, który współkierował tym projektem razem z Gottliebem. Jednak symulowanie tych wydarzeń stanowiło wyzwanie ze względu na ogromne odległości w skali przestrzennej i czasowej, oraz różnorodną muzykę działającą na tych skalach. Po raz pierwszy udało nam się kompleksowo modelować całą sekwencję procesu łączenia się gwiazd neutronowych.

Kiedy astronomowie po raz pierwszy zaobserwowali GRB 211211A w 2021 roku, początkowo zakładali, że trwające 50 sekund zdarzenie było rezultatem kolapsu masywnej gwiazdy. Jednak analizując późniejszą emisję długotrwałego GRB, znaną jako „poświata”, odkryli dowody na kilonową, rzadkie zdarzenie, które występuje tylko w wyniku połączenia gwiazdy neutronowej z innym zwartym obiektem.

Odkrycie to podważyło od dawna panujące przekonanie, że tylko supernowe mogą generować długie GRB.

GRB 211211A ponownie wzbudziło zainteresowanie pochodzeniem długookresowych GRB, które nie są związane z masywnymi gwiazdami, ale prawdopodobnie pochodzą z połączeń zwartych układów podwójnych – powiedział Gottlieb.

Aby lepiej zrozumieć, co dokładnie dzieje się podczas fuzji, Gottlieb, Issa i ich zespół postanowili zasymulować cały proces – od momentu poprzedzającego połączenie się obiektów, aż do zakończenia zjawiska GRB, kiedy strumienie generujące GRB przestają się emitować. Ze względu na ogromne koszty obliczeniowe, dotychczas nigdy wcześniej nie przeprowadzono kompleksowej symulacji tego scenariusza. Gottlieb i Issa postanowili zmierzyć się z tym wyzwaniem, dzieląc symulację na dwie części.

Najpierw naukowcy przeprowadzili symulację fazy przed fuzją. Następnie wzięli dane wyjściowe z pierwszej symulacji i podłączyli je do symulacji fuzji.

Ponieważ czasoprzestrzeń używana w obu symulacjach różniła się, przeprowadzenie ponownego mapowania nie było tak proste, jak się spodziewaliśmy, ale Danat doskonale sobie z tym poradził – powiedział Alexander Tchekhovskoy, współautor badania.

Fizyka jest bardzo skomplikowana na etapie przed połączeniem, ponieważ istnieją dwa obiekty. Po połączeniu staje się znacznie prostsza, ponieważ istnieje tylko jedna czarna dziura – powiedział Gottlieb.

W symulacji zwarte obiekty najpierw połączyły się, tworząc jedną, bardziej masywną czarną dziurę. Silna grawitacja tej czarnej dziury przyciągnęła do niej szczątki zniszczonej gwiazdy neutronowej. Zanim szczątki te wpadły do czarnej dziury, część z nich najpierw wirowała wokół niej, tworząc dysk akrecyjny. W tej konkretnie badanej konfiguracji powstający dysk był szczególnie masywny, o masie równoważnej 1/10 masy naszego Słońca. Gdy masa z dysku opadła do czarnej dziury, wywołała ona wystrzelenie strumienia, który przyspieszył do prędkości bliskiej prędkości światła.

Niespodzianka pojawiła się, gdy naukowcy dostosowali siłę pola magnetycznego masywnego dysku. Okazało się, że silne pole magnetyczne powodowało powstanie krótkiego, ale niezwykle jasnego wybuchu gamma (GRB), podczas gdy słabe pole magnetyczne generowało strumień, który odpowiadał obserwacjom długich GRB.

Im silniejsze pole magnetyczne, tym krótszy jest czas trwania GRB – powiedział Gottlieb. Słabe pola magnetyczne natomiast generują słabsze strumienie, które nowo powstała czarna dziura może utrzymywać przez dłuższy czas. Kluczowym elementem w tym procesie jest masywny dysk, który, wraz ze słabym polem magnetycznym, może generować GRB zgodne z obserwacjami, o porównywalnej jasności i długim czasie trwania, podobnie jak GRB 211211A. Chociaż ten konkretny układ podwójny doprowadził do powstania długiego GRB, naukowcy oczekują, że inne fuzje układów podwójnych, które tworzą masywne dyski, również mogą prowadzić do podobnych rezultatów. Wszystko sprowadza się do masy dysku po połączeniu.

Oczywiście „długi” jest w tym scenariuszu pojęciem względnym. Rozbłyski gamma są podzielone na dwie klasy. GRB o czasie trwania krótszym niż dwie sekundy są uważane za krótkie, podczas gdy te trwające dwie sekundy lub dłużej są klasyfikowane jako długie. Nawet tak krótkie zdarzenia są niezwykle trudne do modelowania.

Większa część materii dysku zostaje ostatecznie pochłonięta przez czarną dziurę, a cały proces trwa zaledwie kilka sekund – powiedział Issa. Tutaj leży główne wyzwanie: bardzo trudno jest uchwycić ewolucję tych fuzji za pomocą symulacji na superkomputerach w ciągu kilku sekund.

Teraz, gdy Gottlieb i Issa z powodzeniem i kompleksowo wymodelowali pełną sekwencję fuzji, z radością mogą kontynuować aktualizację i ulepszanie swoich modeli.

Moje obecne wysiłki są ukierunkowane na zwiększenie fizycznej dokładności symulacji – powiedział Issa. Wiąże się to z zastosowaniem chłodzenia neutrin, istotnego elementu, który może znacząco wpłynąć na dynamikę procesu łączenia. Co więcej, włączenie neutrin stanowi kluczowy krok w kierunku dokładniejszej oceny składu jądrowego materii wyrzucanej w wyniku tych połączeń. Dzięki takiemu podejściu moim celem jest zapewnienie bardziej kompleksowego i dokładniejszego obrazu fuzji gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern

Vega

Na ilustracji: Lokalizacji rozbłysku gamma 211211A oznaczona czerwonym kółkiem. Źródło: NASA, ESA, Rastinejad i inni


Załączniki:
gottlieb970__FitMaxWzk3MCw2NTBd.jpg
gottlieb970__FitMaxWzk3MCw2NTBd.jpg [ 109.46 KiB | Przeglądany 7791 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 08 września 2023, 19:40 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Badanie wskazuje na istnienie najbliższych Ziemi czarnych dziur w Hiadach

Zespół naukowców odkrył kilka czarnych dziur w gromadzie Hiady, co czyni je najbliższymi Ziemi czarnymi dziurami, jakie kiedykolwiek wykryto.

Artykuł opublikowany w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society wskazuje na istnienie kilku czarnych dziur w gromadzie Hiady – najbliższej naszemu Układowi Słonecznemu gromadzie otwartej – co czyniłoby je najbliższymi Ziemi czarnymi dziurami, jakie kiedykolwiek wykryto. Badanie jest wynikiem współpracy grupy naukowców kierowanej przez Stefano Torniamenti z Uniwersytetu w Padwie (Włochy), przy znaczącym udziale Marka Gielesa, profesora ICREA na Wydziale Fizyki, Instytutu Nauk Kosmicznych Uniwersytetu w Barcelonie (ICCUB) i Instytutu Badań Kosmicznych Katalonii (IEEC) oraz Friedricha Andersa (ICCUB-IEEC).

Czarne dziury w gromadzie Hiady?
Od czasu ich odkrycia, czarne dziury są jednym z najbardziej tajemniczych i fascynujących zjawisk we Wszechświecie i stały się obiektem badań naukowców na całym świecie. Jest to szczególnie prawdziwe w przypadku małych czarnych dziur, ponieważ zostały one zaobserwowane podczas wykrywania fal grawitacyjnych. Od czasu wykrycia pierwszych fal grawitacyjnych w 2015 roku, eksperci zaobserwowali wiele zdarzeń, które odpowiadają łączeniu się par czarnych dziur o małej masie.

W opublikowanym badaniu zespół astrofizyków wykorzystał symulacje, które śledziły ruch i ewolucję wszystkich gwiazd w Hiadach – znajdujących się w odległości około 45 parseków od Słońca – w celu odtworzenia ich obecnego stanu.

Gromady otwarte są skupiskami gwiazd, które są luźno powiązane i charakteryzują się wspólnymi cechami, takimi jak wiek i właściwości chemiczne. Aby potwierdzić dokładność symulacji, wyniki zostały porównane z rzeczywistymi pozycjami i prędkościami gwiazd w gromadzie Hiady. Te dane zostały pozyskane dzięki obserwacjom przeprowadzonym przez satelitę Gaia.

Nasze symulacje mogą jednocześnie odpowiadać masie i rozmiarowi Hiad tylko wtedy, gdy niektóre czarne dziury są obecne w centrum gromady dzisiaj, lub były tam do niedawna – powiedział Stefano Torniamenti, doktorant na Uniwersytecie w Padwie i pierwszy autor artykułu.

Obserwowane właściwości Hiad najlepiej odpowiadają symulacjom zawierającym dwie lub trzy czarne dziury. Jednakże, istnieje możliwość, że symulacje, w których wszystkie czarne dziury zostały wyrzucone z gromady (mniej niż 150 milionów lat temu, czyli w ostatniej ćwierci wieku gromady), nadal mogą dawać dobre dopasowanie. To wynika z faktu, że ewolucja gromady niekoniecznie usuwa wszystkie ślady po poprzedniej populacji czarnych dziur.

Nowe wyniki wskazują, że czarne dziury powstałe w gromadzie Hiady wciąż pozostają wewnątrz gromady lub są bardzo blisko niej. To odkrycie czyni je najbliższymi czarnymi dziurami od Słońca, znacznie bliżej niż wcześniejszy kandydat – czarna dziura Gaia BH1, która znajduje się 480 parseków od Słońca.

W ostatnich latach przełomowe odkrycie teleskopu Gaia umożliwiło po raz pierwszy szczegółowe zbadanie pozycji i prędkości gwiazd gromady otwartej oraz pewną identyfikację poszczególnych gwiazd.

Ta obserwacja pomaga nam zrozumieć, w jaki sposób obecność czarnych dziur wpływa na ewolucję gromad gwiazd i jak gromady gwiazd z kolei przyczyniają do powstawania źródeł fal grawitacyjnych – powiedział Mark Gieles, członek Wydziału Fizyki Kwantowej i Astrofizyki UB. Wyniki te dają nam również wgląd w to, jak te tajemnicze obiekty są rozmieszczone w galaktyce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Barcelona

Vega

Na ilustracji: Gromada gwiazd Hiady. Źródło: Jose Mtanous


Załączniki:
foratsnegresUB.jpg
foratsnegresUB.jpg [ 209.58 KiB | Przeglądany 7753 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 września 2023, 19:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Czarna dziura pochłania stopniowo gwiazdę podobną do Słońca

Gwiazda o masie podobnej do naszego Słońca, znajdująca się w pobliskiej galaktyce, doświadcza stopniowego pochłaniania przez małą, ale żarłoczną czarną dziurę. W miarę zbliżania się do czarnej dziury, gwiazda traci masę równą trzem Ziemiom.

Odkrycie dokonane przez astronomów z Uniwersytetu w Leicester zostało opublikowane 7 września 2023 roku w czasopiśmie Nature Astronomy i stanowi „brakujące ogniwo” w naszym rozumieniu czarnych dziur zakłócających orbitowanie gwiazd. Sugeruje ono istnienie całej menażerii gwiazd, które wciąż pozostają nieodkryte.

Astronomowie zostali zaniepokojeni jasnym błyskiem rentgenowskim, który wydawał się pochodzić z centrum pobliskiej galaktyki o nazwie 2MASX J02301709+2836050, oddalonej o około 500 milionów lat świetlnych od Drogi Mlecznej. To niezwykłe zjawisko zostało nazwane Swift J0230 i dostrzeżone dzięki nowemu narzędziu opracowanemu dla naukowców do użytku w Obserwatorium Swift, w momencie, gdy miało ono miejsce po raz pierwszy. Badacze natychmiast zaplanowali dalsze obserwacje obiektu, a odkrycie okazało się bardzo interesujące. Zamiast gasnąć, jak można było oczekiwać, obiekt świecił jasno przez okres 7-10 dni, po czym nagle gasł, powtarzając ten cykl co około 25 dni.

Podobne zachowanie zostało zaobserwowane w przypadku erupcji kwazi-okresowych i okresowych nuklearnych zjawisk przejściowych, które występują, gdy gwiazda ma materię wyrwaną przez czarną dziurę w momencie zbliżania się do niej na orbicie. Jednak istnieją różnice w częstotliwości erupcji oraz w dominującym promieniowaniu, czy to w postaci rentgenowskiej, czy optycznej. Co ciekawe, regularność emisji obiektu Swift J0230 plasuje się pomiędzy tymi dwoma typami, co sugeruje, że może stanowić „brakujące ogniwo” pomiędzy tymi dwoma rodzajami wybuchów.

Korzystając z modeli, które zostały zaproponowane dla tych dwóch typów zdarzeń jako punkt odniesienia, naukowcy doszli do wniosku, że wybuch obiektu Swift J0230 jest wynikiem gwiazdy podobnej do Słońca, poruszającej się po eliptycznej orbicie wokół czarnej dziury o niewielkiej masie w centrum swojej galaktyki. Gdy orbita tej gwiazdy zbliża się do silnego oddziaływania grawitacyjnego czarnej dziury, materia o masie równoważnej trzem Ziemiom zostaje wyrwana z atmosfery gwiazdy i nagrzana wpada do czarnej dziury. To intensywne nagrzanie powoduje wytworzenie temperatury sięgającej około 2 milionów stopni Celsjusza, co skutkuje uwolnieniem ogromnej ilości promieniowania rentgenowskiego. To właśnie to promieniowanie rentgenowskie zostało po raz pierwszy wykryte przez satelitę Swift.

Główny autor pracy, dr Phil Evans z Uniwersytetu w Leicester, Wydział Fizyki i Astrofizyki, powiedział: Po raz pierwszy zaobserwowaliśmy, że gwiazda podobna do Słońca jest wielokrotnie rozrywana i pochłaniana przez czarną dziurę o niskiej masie. Te powtarzające się, częściowe rozerwania pływowe są same w sobie całkowicie nowym odkryciem i wydają się być podzielone na dwa typy: te, które wybuchają co kilka godzin i te, które wybuchają co około roku. Ten nowy system znajduje się dokładnie pomiędzy tymi dwoma typami, a po przeprowadzeniu obliczeń okazuje się, że typy obiektów, których dotyczą, również do siebie pasują.

Dr Rob Elyes-Ferris, który współpracuje z dr. Evansem przy satelicie Swift, niedawno ukończył studia doktoranckie w Leicester obejmujące badanie gwiazd rozrywanych przez czarne dziury. Wyjaśnia: W większości układów, które widzieliśmy w przeszłości, gwiazda jest całkowicie zniszczona. Swift J0230 jest ekscytującym dodatkiem do klasy częściowo zniszczonych gwiazd, ponieważ pokazuje nam, że dwie klasy tych obiektów, które już znaleźliśmy, są naprawdę połączone, a nasz nowy układ daje nam brakujące ogniwo.

Dr Kim Page z Uniwersytetu Leicester, która pracowała nad analizą danych do badania, powiedziała: Biorąc pod uwagę, że znaleźliśmy Swift J0230 w ciągu kilku miesięcy od włączenia naszego narzędzia do polowania na zjawiska przejściowe, spodziewamy się, że istnieje o wiele więcej obiektów takich jak ten, czekających na odkrycie.

Szacuje się, że ta czarna dziura ma masę około 10 000 do 100 000 razy większą od masy naszego Słońca, co jest dość małą wartością w przypadku supermasywnych czarnych dziur, które zwykle znajdują się w centrum galaktyk. Uważa się, że czarna dziura w centrum naszej Galaktyki ma masę 4 milionów Słońc, podczas gdy większość z nich ma masę rzędu 100 milionów mas Słońca.

Jest to pierwsze odkrycie dokonane przy użyciu nowego detektora zjawisk przejściowych dla satelity Swift. Kiedy ma miejsce ekstremalne zdarzenie, powodujące rozbłysk rentgenowski w regionie nieba, w którym wcześniej nie było promieniowania rentgenowskiego, astronomowie nazywają to astronomicznymi rentgenowskimi zjawiskami przejściowymi. Pomimo ekstremalnych zdarzeń, które zwiastują, zdarzenia te nie są łatwe do znalezienia, a przynajmniej nie szybko – dlatego też opracowano nowe narzędzie do wyszukiwania nowych typów zjawisk przejściowych w czasie rzeczywistym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Leicester

Vega

Na ilustracji: Optyczny obraz galaktyki, w której wystąpiło nowe zdarzenie, uzyskane z nowych danych PanSTARRS. Obiekt rentgenowski znajdował się gdzieś wewnątrz białego okręgu. Pokazana jest również pozycja 2-letniej supernowej. Źródło: Daniele B. Malesani/PanSTARRS


Załączniki:
ravenous-black-hole-co-1.jpg
ravenous-black-hole-co-1.jpg [ 318.21 KiB | Przeglądany 7581 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 15 września 2023, 18:33 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Zespół astronomów bada grupę galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Międzynarodowy zespół astronomów dokonał odkrycia odległej galaktyki, korzystając z jej zdolności do pochłaniania światła. Ta galaktyka jest związana z przynajmniej jedną inną galaktyką, które tworzą wczesną grupę galaktyk.

Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, międzynarodowy zespół astronomów zbadał galaktykę widzianą prawie 11 miliardów lat temu. W przeciwieństwie do typowych obserwacji, galaktyka została odkryta nie przez światło, które emituje, ale przez światło, które pochłania. Sama galaktyka wymyka się obserwacjom, ale ma co najmniej jednego pobliskiego towarzysza. Razem te galaktyki tworzą wczesną grupę galaktyk, która może później ewoluować, aby przypominać Grupę Lokalną, w której żyjemy.

Kiedy obserwujemy przedmioty, widzimy je, ponieważ albo same emitują światło, jak Słońce lub latarka, albo odbijają światło pochodzące od innych źródeł, jak Księżyc czy rower.

Zwykle jest to również sposób, w jaki znajdujemy galaktyki bliskie i dalekie. Galaktyki emitują światło w pełnym spektrum elektromagnetycznym, a różne teleskopy mogą wykrywać różne rodzaje światła.

W rzeczywistości istnieje jednak inny sposób, metoda uzupełniająca, która opiera się na zdolności galaktyki do pochłaniania światła.

Galaktyki blokujące światło
Jeśli zdarzy się, że galaktyka znajduje się na linii widzenia dalszego, jasnego źródła światła, to galaktyka może pochłonąć część światła źródła tła. Absorpcja ta jest spowodowana przez cząsteczki pyłu, które znajdują się między gwiazdami w galaktyce. Jednakże, te cząsteczki nie absorbują wszystkich długości fal w równym stopniu, lecz mają tendencję do pochłaniania światła o określonych długościach fal.

Jeżeli następnie weźmiemy widmo – to znaczy obserwację pokazującą, ile światła widzimy na każdej długości fali – „latarnie morskie” w tle, zobaczymy wyraźne „dziury” absorpcyjne w widmie, co wskazuje, że coś blokuje światło.

W zależności od dokładnych długości fal, na których widzimy „dziury”, a także od tego, ile dokładnie światła brakuje, możemy wydedukować różne cechy fizyczne galaktyki pierwszego planu.

Jasne źródło tła może być w zasadzie inną galaktyką, a czasem eksplodującą gwiazdą, ale częściej jest to kwazar – niezwykle jasne jądro galaktyki z supermasywną czarną dziurą pochłaniającą otoczenie.

Świetlik przed projektorem stadionowym
Pochłonięte światło ujawnia kilka cech fizycznych galaktyki, ale nie wszystkie. Jeżeli chcemy dowiedzieć się o niej więcej, możemy spróbować poszukać światła emitowanego z tego samego obszaru na niebie.

Problem? Jest on umieszczony dokładnie lub prawie dokładnie przed jasnym kwazarem. To praktycznie tak, jakby próbować obserwować świetlika przed projektorem stadionowym.

Niemniej jednak, Johan Fynbo, profesor astronomii w Cosmic Dawn Center w Kopenhadze, lubi stawiać sobie wyzwania.

Aby znaleźć galaktyki pochłaniające światło, najpierw szukamy kwazarów, które są szczególnie czerwone – wyjaśnił Fynbo. Ponieważ pył gwiezdny ma tendencję do pochłaniania światła niebieskiego, ale nie czerwonego, jeżeli na pierwszym planie znajduje się zapylona galaktyka, kwazar będzie poczerwieniony.

Dzięki temu podejściu Fynbo i jego zespół odkryli wiele takich absorberów. Kolejnym, a zarazem najtrudniejszym krokiem, jest dokładne poszukiwanie światła emitowanego przez galaktykę, która powoduje absorpcję.

Sobowtór naszej Grupy Lokalnej Galaktyk?
Ostatnio zespół zajął się poszukiwaniem światła z konkretnego absorbera, widocznego prawie 11 miliardów lat wstecz i wybranego, ponieważ powoduje on dość znaczne poczerwienienie kwazara tła. Absorber ten jest niezwykły w tym sensie, że pochłania znacznie więcej światła niż większość innych; znak, że jest to raczej dojrzała galaktyka, być może podobna do Drogi Mlecznej.

Lise Christensen, profesor nadzwyczajny w Cosmic Dawn Center, która również brała udział w badaniu, powiedziała: Cechy, które odnaleźliśmy w brakującym świetle, dają nam pewne wskazówki na temat pyłu w galaktyce znajdującej się na pierwszym planie. W rzeczywistości ten pył wydaje się być podobny do tego, który obserwujemy lokalnie w Drodze Mlecznej i jednej z naszych sąsiednich galaktyk.

Niestety, mimo wysiłków zespołu, nie udało się dotąd odkryć świecącego odpowiednika absorbera. Najprawdopodobniej jest on umiejscowiony przed kwazarem. Natomiast zespół dokonał innego odkrycia – w pobliżu znaleźli inną galaktykę, która wydaje się być bardzo aktywna pod względem tworzenia gwiazd. Możliwe, że istnieje więcej takich galaktyk.

Galaktyki są tak blisko siebie, że są wzajemnie związane grawitacyjnie i nie są oddzielane przez ekspansję Wszechświata. To oznacza, że w przyszłości uformują grupę galaktyk, podobną do naszej Grupy Lokalnej, która składa się z Drogi Mlecznej, Andromedy i dużej liczby mniejszych galaktyk satelitarnych.

Wyniki badań zespołu zostały zaakceptowane do publikacji w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Niels Bohr Institute

Vega

Na ilustracji: Pobliska grupa galaktyk znana jako „Kwintet Stephana”. Niebieska galaktyka w prawym górnym rogu jest w rzeczywistości galaktyką pierwszego planu oddaloną zaledwie o 39 milionów lat świetlnych. Źródło: NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.


Załączniki:
stefans-kvintet1100x600.jpg
stefans-kvintet1100x600.jpg [ 120.99 KiB | Przeglądany 7547 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 18 września 2023, 16:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Metan i dwutlenek węgla odkryty w atmosferze K2-18 b

Nowe badania przeprowadzone przez JWST na K2-18 b ujawniły obecność metanu i dwutlenku węgla w atmosferze egzoplanety.

Nowe badania przeprowadzone przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba na egzoplanecie K2-18 b, która jest 8,6 razy masywniejsza od Ziemi, ujawniły obecność w atmosferze cząsteczek zawierających węgiel, takich jak metan i dwutlenek węgla. To odkrycie Webba uzupełnia ostatnie badania, które sugerują, że K2-18 b może być egzoplanetą typu Hycean, co oznacza, że może posiadać atmosferę bogatą w wodór oraz powierzchnię pokrytą oceanami wodnymi.

Pierwsze spojrzenie we właściwości atmosferyczne tej egzoplanety znajdującej się w ekosferze uzyskano dzięki obserwacjom za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, co skłoniło do dalszych badań, które od tego czasu zmieniły nasze zrozumienie tego układu.

K2-18 b jest egzoplanetą krążącą wokół chłodnego czerwonego karła K2-18, oddalonego o 120 lat świetlnych znajdującego się w ekosferze, w konstelacji Lwa. Ta egzoplaneta, o rozmiarach pomiędzy Ziemią a Neptunem, nie przypomina żadnej planety z naszego Układu Słonecznego. Brak podobnych planet w naszym sąsiedztwie oznacza, że te pod-Neptuny są wciąż słabo poznane, a ich atmosfery stanowią przedmiot aktywnej debaty wśród astronomów.

Sugestia, że egzoplaneta pod-Neptun K2-18 b może być planetą hyceańską, jest niezwykle intrygująca. Niektórzy astronomowie uważają, że tego rodzaju planety stanowią obiecujące środowiska do poszukiwania dowodów na istnienie życia poza Ziemią.

Nasze odkrycia podkreślają znaczenie uwzględnienia różnorodnych środowisk zdatnych do zamieszkania w poszukiwaniu życia w innych miejscach – wyjaśnił Nikku Madhusudhan, astronom z University of Cambridge i główny autor artykułu ogłaszającego te wyniki. Tradycyjnie poszukiwanie życia na egzoplanetach koncentrowało się głównie na mniejszych planetach skalistych, ale większe światy hyceańskie znacznie bardziej sprzyjają obserwacjom atmosfery.

Obfitość metanu i dwutlenku węgla oraz niedobór amoniaku potwierdzają hipotezę, że pod atmosferą bogatą w wodór egzoplaneta K2-18 b może posiadać wodny ocean. Te wstępne obserwacje za pomocą Webba umożliwiły również wykrycie cząsteczki znanej jako siarczek dimetylu (DMS). Na Ziemi ta substancja jest wytwarzana wyłącznie przez życie. Większość DMS obecnych w ziemskiej atmosferze jest emitowana przez fitoplanktony w środowiskach morskich.

Wnioskowanie o obecności DMS jest mniej wiarygodne i wymaga dalszej weryfikacji. Nadchodzące obserwacje Webba powinny być w stanie potwierdzić, czy DMS jest rzeczywiście obecny w atmosferze K2-18 b na znaczących poziomach – wyjaśnił Madhusudhan.

Chociaż K2-18 b leży w ekosferze i obecnie wiadomo, że zawiera cząsteczki węgla, nie musi to oznaczać, że na planecie może istnieć życie. Duży rozmiar planety, której promień jest 2,6 razy większy niż promień Ziemi, oznacza, że wnętrze planety prawdopodobnie zawiera duży płaszcz lodu pod wysokim ciśnieniem, podobnie jak Neptun, ale z cieńszą atmosferą bogatą w wodór i powierzchnią oceanu. Przewiduje się, że światy hyceańskie mają oceany wody. Jednak możliwe jest również, że ocean jest zbyt gorący, aby nadawał się do zamieszkania lub był płynny.

Chociaż ten rodzaj planety nie istnieje w naszym Układzie Słonecznym, pod-Neptuny są najczęstszym rodzajem planet znanych do tej pory w Galaktyce – wyjaśnił członek zespołu Subhajit Sarkar z Uniwersytetu w Cardiff. Uzyskaliśmy jak dotąd najbardziej szczegółowe widmo pod-Neptuna znajdującego się w ekosferze, co pozwoliło nam ustalić cząsteczki występujące w jego atmosferze.

Charakteryzowanie atmosfer planet pozasłonecznych, takich jak K2-18 b – czyli identyfikacja występujących w nich gazów i warunków fizycznych – jest bardzo aktywnym obszarem w astronomii. Jednak planety te są przyćmione – dosłownie – przez blask ich znacznie większych gwiazd macierzystych, co sprawia, że badanie atmosfer egzoplanet jest szczególnie trudne.

Zespół skonfrontował się z tym wyzwaniem poprzez analizowanie światła pochodzącego z gwiazdy macierzystej K2-18 b, które przechodziło przez atmosferę tej egzoplanety. K2-18 b jest egzoplanetą tranzytującą, co oznacza, że jesteśmy w stanie zaobserwować spadek jasności gwiazdy, gdy planeta przechodzi przed tarczą swojej gwiazdy macierzystej. Właśnie dzięki temu tranzytowi egzoplaneta została odkryta w 2015 roku w ramach misji K2. W trakcie tranzytu niewielka część światła gwiazdy przechodzi przez atmosferę egzoplanety, zanim dotrze do teleskopów. Ten proces pozostawia ślady, które astronomowie są w stanie zidentyfikować i połączyć, aby określić skład gazowy atmosfery egzoplanety.

Wyniki zespołu zostały zaakceptowane do publikacji w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters.

Zespół ma teraz plany dotyczące przeprowadzenia dalszych badań przy użyciu spektrografu MIRI. Ich celem jest jeszcze bardziej potwierdzić swoje dotychczasowe odkrycia oraz uzyskać nowe informacje na temat warunków środowiskowych panujących na egzoplanecie K2-18 b.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pokazująca, jak mogłaby wyglądać egzoplaneta K2-18 b na podstawie danych naukowych. Ilustracja: NASA, CSA, ESA, J. Olmsted (STScI), Dane naukowe: N. Madhusudhan (Cambridge University)


Załączniki:
STScI-01H9R88YF49TAZJH32J2RFHN20.jpg
STScI-01H9R88YF49TAZJH32J2RFHN20.jpg [ 235.71 KiB | Przeglądany 7455 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 20 września 2023, 14:04 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
Webb rejestruje wypływ z młodej gwiazdy HH 211

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba rejestruje naddźwiękowy wypływ z młodej gwiazdy HH 211. Obrazowanie w podczerwieni pozwala na badanie nowo narodzonych gwiazd i ich wypływów.

Obiekty Herbiga-Haro (HH) to jasne obszary otaczające nowo narodzone gwiazdy. Powstają one, gdy wiatry gwiazdowe wypływające z nowo narodzonych gwiazd tworzą fale uderzeniowe, które zderzają się z pobliskim gazem i pyłem z dużą prędkością. Obraz HH 211 z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba ujawnia wypływ z protogwiazdy klasy 0, czyli niemowlęcego odpowiednika naszego Słońca, gdy miało ono kilkadziesiąt tysięcy lat i masę zaledwie 8% masy dzisiejszego Słońca. Ostatecznie, protogwiazda ta wyrośnie na gwiazdę podobną do Słońca.

Obrazowanie w podczerwieni jest potężne w badaniu nowo narodzonych gwiazd i ich wypływów, ponieważ takie gwiazdy są niezmiennie osadzone w gazie z obłoku molekularnego, w którym się uformowały. Emisja w podczerwieni z wypływów gwiazdy przenika przez przesłaniający gaz i pył, co czyni obiekt Herbiga-Haro, taki jak HH 211, idealnym do obserwacji za pomocą czułych instrumentów podczerwonych Webba. Cząsteczki wzbudzane przez turbulentne warunki, w tym wodór molekularny, tlenek węgla i tlenek krzemu, emitują światło podczerwone, które Webb może zebrać, aby zmapować strukturę wypływów.

Obraz ukazuje serię wstrząsów dziobowych, które poruszają się w kierunku południowo-wschodnim (lewy dolny) i północno-zachodnim (prawy górny). Dodatkowo, widać wąski strumień dwubiegunowy, który jest odpowiedzialny za te wstrząsy. Co ważne, Webb przedstawia tę scenę z niezwykłą szczegółowością, o rozdzielczości przestrzennej około 5 do 10 razy większej niż jakiekolwiek wcześniejsze zdjęcia HH 211. Można zauważyć, że wewnętrzny strumień wykazuje symetrię lustrzaną po obu stronach centralnej protogwiazdy. To zgodne z wcześniejszymi obserwacjami w mniejszej skali i sugeruje, że protogwiazda może być w rzeczywistości nierozdzieloną gwiazdą podwójną.

Wcześniejsze obserwacje HH 211 za pomocą naziemnych teleskopów ujawniły gigantyczne wstrząsy dziobowe oddalające się od nas (północny zachód) i poruszające się w naszym kierunku (południowy wschód) oraz struktury przypominające wnęki odpowiednio w wodorze i tlenku węgla w szoku, a także zawiły i poruszający się dwubiegunowo strumień tlenku krzemu. Naukowcy wykorzystali nowe obserwacje Webba do ustalenia, że wypływ z obiektu jest stosunkowo powolny w porównaniu z bardziej rozwiniętymi protogwiazdami o podobnych typach wypływów.

Zespół naukowców przeprowadził pomiar prędkości najbardziej wewnętrznych struktur wypływu z obiektu HH 211 i ustalił, że wynoszą one około 80-100 km/s. Jednak różnica prędkości między tymi sekcjami wypływu a materią, z którą się zderzają – czyli falą uderzeniową – jest znacznie mniejsza. Z tego powodu naukowcy doszli do wniosku, że wypływ z młodszych gwiazd, takich jak ta w centrum HH 211, składa się głównie z cząsteczek. Wynika to z faktu, że stosunkowo niskie prędkości fali uderzeniowej nie są wystarczająco energetyczne, aby rozbić cząsteczki na prostsze atomy i jony.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Obraz przedstawia serię wstrząsów łukowych w kierunku południowo-wschodnim (lewy dolny) i północno-zachodnim (prawy górny), a także wąski dwubiegunowy strumień, który je napędza, w niespotykanych dotąd szczegółach. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, Tom Ray (Dublin)


Załączniki:
STScI-01H9NWHWKBM3DM6PQQPZDSVY7Y.png
STScI-01H9NWHWKBM3DM6PQQPZDSVY7Y.png [ 3.34 MiB | Przeglądany 7381 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 23 września 2023, 15:16 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1947
Oddział PTMA: Kraków
JWST obserwuje pierwsze galaktyki we Wszechświecie i odkrywa „oszusta”

Wyniki międzynarodowego badania przeprowadzonego przez zespół JWST i IAC wskazują, że Wszechświat mógł stworzyć niezwykle jasne galaktyki w bardzo wczesnych epokach, kiedy miał zaledwie 3% swojego obecnego wieku. Odkrycie to sugeruje, że te galaktyki tworzyły gwiazdy wcześniej i szybciej niż przewidują obecne modele teoretyczne. Co więcej, badanie ujawniło również niezwykłą galaktykę, która „naśladuje” emisję z bardzo odległej galaktyki. Informacja o tych wynikach została opublikowana w czasopiśmie Nature.

Podczas pierwszych miesięcy działalności naukowej Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba w 2022 roku zespół naukowy programu Cosmic Evolution Early Release Science (CEERS), który mapował bardzo głębokie pole za pomocą kilku instrumentów tego teleskopu, odkrył zaskakująco dużą liczbę galaktyk w bardzo odległym Wszechświecie. Wśród nich znalazły się jedne z najstarszych galaktyk, jakie kiedykolwiek zaobserwowano, które musiały powstać, gdy Wszechświat miał mniej niż 500 milionów lat. W rzeczywistości jedna z nich, nazwana CEERS-93316, wydawała się być jeszcze bardziej oddalona i jaśniejsza, co ustanowiłoby nowy rekord dla najwcześniejszej galaktyki, jaką kiedykolwiek zaobserwowano.

Teraz, najnowsze badania przeprowadzone za pomocą spektrografu podczerwieni NIRSpec na JWST, ponownie zaobserwowały niektóre z wcześniejszych jasnych galaktyk i potwierdziły, że dwie z nich, galaktyka o przydomku „Maisie” i CEERS2-588, są niezwykle młode i błyskotliwe. Okazuje się, że te galaktyki uformowały się odpowiednio 390 i 410 milionów lat po Wielkim Wybuchu, co oznacza, że powstały, gdy Wszechświat miał mniej niż 3% swojego obecnego wieku. Co więcej, te galaktyki są niespodziewanie jasne, co sugeruje, że proces tworzenia gwiazd w nich zachodził wcześniej i szybciej niż przewidywano w obecnych modelach teoretycznych.

Różnica między galaktyką Maisie i CEERS2-588 a kilkoma innymi potwierdzonymi galaktykami w tej epoce Wszechświata polega na tym, że są one jaśniejsze” – powiedział Pablo Arrabal Haro, badacz z NOIRLab, pierwszy autor artykułu. “Potwierdzenie dwóch bardzo jasnych, niezwykle odległych galaktyk wzmacnia koncepcję szybkiego wzrostu galaktyk w ciągu pierwszych kilkuset milionów lat po Wielkim Wybuchu – dodał.

Zespół naukowy przeprowadzając badania potwierdził nie tylko wiek dwóch z wcześniejszych galaktyk, ale również dokonał odkrycia dotyczącego kandydatki na najstarszą obserwowaną galaktykę, CEERS-93316. Wcześniej uważano, że ta galaktyka powstała, gdy Wszechświat miał zaledwie 240 milionów lat, jednak nowe ustalenia wykazały, że jej powstanie miało miejsce w znacznie późniejszym okresie, gdy Wszechświat miał 1,2 miliarda lat.

Szczególna kombinacja przesunięcia ku czerwieni, silnego pociemnienia pyłu i innych wzorców emisji wytworzyła rozkład energii, który imituje emisję przewidywaną dla niezwykle odległej galaktyki, podczas badania tylko obrazów, co zmyliło zespoły, które wcześniej analizowały pierwsze dane z CEERS – powiedział Arrabal Haro.

Uzyskane wyniki nie tylko poszerzają wiedzę społeczności badawczej na temat wczesnego Wszechświata, poprzez odkrycie większej liczby jasnych galaktyk, ale również podkreślają znaczenie dalszych obserwacji w celu potwierdzenia lub obalenia „rewolucyjnych” odkryć.

Z jednej strony potwierdziliśmy istnienie znaczącej populacji niezwykle jasnych galaktyk, które powstały w bardzo wczesnych okresach Wszechświata i uformowały swoje gwiazdy szybciej niż się spodziewaliśmy. To odkrycie przerosło nasze wcześniejsze przewidywania. Z drugiej strony, CEERS-93316 stanowi cenny przypadek, który wskazuje, że niezwykłe kandydatury wymagają niezbitych dowodów – wyjaśnił Marc Huertas Company, badacz z IAC, który brał udział w badaniu.

Do tej pory zespół CEERS zaobserwował ponad tysiąc słabych galaktyk za pomocą NIRSpec. Również badania przeprowadzone przez NOIRLab i Uniwersytet Teksasu w Austin potwierdziły istnienie 16 galaktyk, które powstały pomiędzy 390 a 640 milionów lat po Wielkim Wybuchu. W przypadku braku wystarczającej ilości informacji, kolory mogą nas wprowadzić w błąd. NIRSpec na JWST to niezwykłe narzędzie do potwierdzania lub obalania kandydatów odkrywanych przez JWST – podsumował Arrabal Haro.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Zdjęcie Maisie, piątej najodleglejszej do tej pory, potwierdzonej galaktyki. Źródło: NASA/STScI/CEERS/TACC/University of Texas, Austin/S. Finkelstein/M. Bagley


Załączniki:
flight-to-maisies-1920.jpg
flight-to-maisies-1920.jpg [ 18.06 KiB | Przeglądany 7328 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Wyświetl posty nie starsze niż:  Sortuj wg  
Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 1410 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 65, 66, 67, 68, 69, 70, 71  Następna

Czas środkowoeuropejski letni


Kto jest online

Użytkownicy przeglądający to forum: Obecnie na forum nie ma żadnego zarejestrowanego użytkownika i 7 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