Dzisiaj jest 24 września 2021, 08:50

Czas środkowoeuropejski letni




Nowy temat Odpowiedz w temacie  [ Posty: 955 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 43, 44, 45, 46, 47, 48  Następna
Autor Wiadomość
Post: 23 czerwca 2021, 17:21 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Sygnały radiowe z nocnej strony egzoplanet mogą pomóc w ujawnieniu szczegółów, które ich dotyczą

Nie potrafimy jeszcze ich wykryć, ale sygnały radiowe z odległych układów słonecznych mogą dostarczyć cennych informacji o charakterystyce ich planet.

Praca naukowców z Rice University opisuje sposób na lepsze określenie, które egzoplanety są najbardziej prawdopodobne, aby wytworzyć wykrywalne sygnały na podstawie aktywności magnetosfery na wcześniej pomijanych nocnych stronach egzoplanet.

Badanie przeprowadzone przez absolwenta Rice, Anthony'ego Sciola, pokazuje, że podczas gdy emisje radiowe z dziennej strony egzoplanet wydają się osiągać maksimum podczas wysokiej aktywności słonecznej, te, które pojawiają się po nocnej stronie, mogą znacząco wzbogacić sygnał.

Siła magnetosfery danej egzoplanety wskazuje, jak dobrze byłaby ona chroniona przed wiatrem słonecznym, który promieniuje z jej gwiazdy, tak samo jak ziemskie pole magnetyczne chroni nas.

Planety, które krążą w strefie złotowłosej (ekosferze), gdzie w innym przypadku warunki mogłyby spowodować powstanie życia, mogą zostać uznane za nienadające się do zamieszkania bez dowodów na istnienie wystarczająco silnej magnetosfery. Dane dotyczące natężenia pola magnetycznego pomogłyby również w modelowaniu wnętrz planet i zrozumieniu, w jaki sposób planety się formują, powiedział Sciola.

Ziemska magnetosfera nie jest dokładnie kulą; jest to zestaw linii w kształcie komety, które ściskają dzienną stronę planety i wylatują w przestrzeń kosmiczną po stronie nocnej, pozostawiając po sobie wiry, szczególnie podczas zjawisk słonecznych, takich jak koronalne wyrzuty masy. Magnetosfera wokół każdej planety emituje to, co interpretujemy jako fale radiowe, a im bliżej swojego słońca krąży dana planeta, tym silniejsze są tam emisje.

Astrofizycy mają całkiem dobre pojęcie o magnetosferach planetarnych naszego własnego Układu Słonecznego, bazując na radiometrycznym prawie Bodego, narzędziu analitycznym używanym do ustalenia liniowej zależności pomiędzy wiatrem słonecznym a emisjami radiowymi z planet znajdujących się na jej drodze. W ostatnich latach naukowcy próbowali zastosować to prawo do układów egzoplanetarnych z ograniczonym sukcesem.

Sciola powiedział, że obecny model analityczny opiera się głównie na emisjach, które mają się pojawić w rejonie polarnym egzoplanety, co na Ziemi obserwujemy jako zorza polarna. Nowe badania dołączają model numeryczny do tych, które szacują emisje z rejonu polarnego, aby zapewnić pełniejszy obraz emisji wokół całej egzoplanety.

Okazuje się, że nocne emisje niekoniecznie pochodzą z jednego dużego punktu, jak zorze wokół bieguna północnego, ale z różnych części magnetosfery. W obecności silnej aktywności słonecznej, suma tych nocnych plam może podnieść całkowitą emisję planety o co najmniej rząd wielkości.

Sciola zauważył, że nowy model najlepiej sprawdza się w przypadku układów egzoplanetarnych. Trzeba być naprawdę daleko, aby zobaczyć efekt, powiedział. Trudno jest powiedzieć, co dzieje się w skali globalnej na Ziemi; to tak, jakby próbować oglądać film, siedząc tuż obok ekranu. Dostajesz tylko mały wycinek tego, co się dzieje.

Ponadto, sygnały radiowe z egzoplanet podobnych do Ziemi mogą nigdy nie być wykrywalne z powierzchni naszej planety, powiedział Sciola. Ziemska jonosfera blokuje je. Oznacza to, że nie możemy nawet zobaczyć własnej emisji radiowej Ziemi z powierzchni, mimo, że jest ona tak blisko – dodaje.

Wykrycie sygnałów z egzoplanet będzie wymagało kompleksu satelitów, albo instalacji na odwrotnej stronie Księżyca. Byłoby to ładne, ciche miejsce do stworzenia zestawu, który nie byłby ograniczony przez ziemską jonosferę i atmosferę, powiedział Sciola.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Rice University

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawiająca egzoplanetę. Tęczowe plamy to intensywność emisji radiowej, w większości pochodząca z nocnej strony. Białe linie to linie pola magnetycznego. Ilustracja autorstwa Anthony'ego Sciola


Załączniki:
0405_PLANET-2-WEB.jpg
0405_PLANET-2-WEB.jpg [ 135.29 KiB | Przeglądany 969 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 czerwca 2021, 16:29 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Pierwszy wyraźny widok na obszar gwiazdotwórczy

Naukowcy z Uniwersytetu w Maryland stworzyli pierwszy obraz o wysokiej rozdzielczości rozszerzającego się bąbla gorącej plazmy i zjonizowanego gazu, w którym rodzą się gwiazdy. Poprzednie obrazy o niskiej rozdzielczości nie pokazywały wyraźnie bąbla ani nie ujawniały, jak rozszerza się on w otaczającym gazie.

Naukowcy wykorzystali dane zebrane przez obserwatorium stratosferyczne SOFIA do przeanalizowania jednego z najjaśniejszych i najbardziej masywnych regionów gwiazdotwórczych w galaktyce Drogi Mlecznej. Ich analiza wykazała, że pojedynczy, rozszerzający się bąbel ciepłego gazu otacza gromadę gwiazd Westerlund 2 i obaliła wcześniejsze badania sugerujące, że mogą istnieć dwa bąble otaczające Westerlund 2. Naukowcy zidentyfikowali również źródło bąbla oraz energię napędzającą jego ekspansję. Ich wyniki zostały opublikowane 23 czerwca 2021 roku w The Astrophysical Journal.

Kiedy formują się masywne gwiazdy, wydmuchują znacznie silniejsze wyrzuty protonów, elektronów i atomów ciężkiego metalu, w porównaniu z naszym Słońcem – powiedziała Maitraiyee Tiwari, główna autorka badania. Wyrzuty te nazywane są wiatrami gwiazdowymi, a ekstremalne wiatry gwiazdowe są w stanie dmuchać i kształtować bąble w otaczających je obłokach zimnego, gęstego gazu. Zaobserwowaliśmy właśnie taki bąbel skupiony wokół najjaśniejszej gromady gwiazd w tym rejonie galaktyki i byliśmy w stanie zmierzyć jego promień, masę oraz prędkość, z jaką się rozszerza.

Powierzchnie tych rozszerzających się bąbli są zbudowane z gęstego gazu zjonizowanego węgla i tworzą rodzaj zewnętrznej powłoki wokół tych bąbli. Uważa się, że w powłokach tych tworzą się gwiazdy. Jednak, niczym zupa w gotującym się kociołku, bąble otaczające te gromady gwiazd nakładają się na siebie i mieszają z obłokami otaczającego gazu, przez co trudno jest odróżnić powierzchnie poszczególnych bąbli.

Tiwari i jej koledzy stworzyli wyraźniejszy obraz bąbla otaczającego Westerlund 2 poprzez pomiar promieniowania emitowanego z gromady w całym spektrum elektromagnetycznym, od wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego po niskoenergetyczne fale radiowe. Poprzednie badania, które opierały się tylko o fale radiowe i submilimetrowe, dały obraz o niskiej rozdzielczości i nie pokazywały bąbla. Jednym z najważniejszych pomiarów była długość fali w dalekiej podczerwieni emitowanej przez konkretny jon węgla w powłoce.

Możemy użyć spektroskopii, aby faktycznie powiedzieć, jak szybko ten węgiel porusza się albo w naszą stronę, albo w kierunku od nas. Technika ta wykorzystuje efekt Dopplera – powiedział Ramsey Karim, współautor badania.

Określając, czy jony węgla poruszały się w kierunku Ziemi czy z dala od niej, i łącząc te informacje z pomiarami z pozostałej części widma elektromagnetycznego, Tiwari i Karim byli w stanie stworzyć trójwymiarowy obraz rozszerzającego się bąbla wiatru gwiazdowego otaczającego Westerlund 2.

Oprócz znalezienia pojedynczego, napędzanego wiatrem gwiazdowym bąbla wokół Westerlund 2, znaleźli oni dowody na formowanie się nowych gwiazd w rejonie otoczki tego bąbla. Ich analiza sugeruje również, że w miarę rozszerzania się bąbla, pękł on z jednej strony, uwalniając gorącą plazmę i spowalniając ekspansję powłoki mniej więcej milion lat temu. Następnie jednak, około 200 000 lub 300 000 lat temu, inna jasna gwiazda w Westerlund 2 rozwinęła się, a jej energia ponownie pobudziła ekspansję powłoki Westerlund 2.

Zobaczyliśmy, że ekspansja bąbla otaczającego Westerlund 2 została ponownie przyspieszona przez wiatry pochodzące od innej bardzo masywnej gwiazdy, a to rozpoczęło proces ekspansji i formowania się gwiazd od nowa. To sugeruje, że gwiazdy będą nadal rodzić się w tej powłoce przez długi czas, ale w miarę jego trwania, nowe gwiazdy będą stawały się coraz mniej masywne – powiedziała Tiwari.

Tiwari i jej koledzy zastosują teraz nową metodę do innych jasnych gromad gwiazd i ciepłych obłoków gazu, aby lepiej zrozumieć te gwiazdotwórcze regiony galaktyk. Praca jest częścią wieloletniego, wspieranego przez NASA programu FEEDBACK.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UMD

Vega

Na ilustracji: Mgławica galaktyczna RWC 49 jest jednym z najjaśniejszych regionów gwiazdotwórczych w Drodze Mlecznej. Źródło: NASA/JPL-Caltec/E.Churchwell (University of Wisconsin)


Załączniki:
first-clear-view-of-a.jpg
first-clear-view-of-a.jpg [ 67.81 KiB | Przeglądany 966 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 27 czerwca 2021, 15:49 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Kosmiczny świt nastąpił 250-350 mln lat po Wielkim Wybuchu

Z nowych badań przeprowadzonych przez naukowców wynika, że kosmiczny świt, okres, kiedy uformowały się pierwsze gwiazdy, miał miejsce 250-350 mln lat po powstaniu Wszechświata.

Badanie, opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, sugeruje, że Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST), który ma zostać wyniesiony na orbitę w listopadzie 2021 roku, będzie wystarczająco czuły, aby bezpośrednio obserwować narodziny galaktyk.

Zespół naukowców zbadał sześć z najbardziej odległych znanych obecnie galaktyk, których światło potrzebowało większej części życia Wszechświata, aby do nas dotrzeć. Odkryli, że odległość tych galaktyk od Ziemi odpowiada czasowi „spojrzenia wstecz” ponad 13 mld lat, kiedy Wszechświat miał zaledwie 550 mln lat.

Analizując obrazy z Kosmicznych Teleskopów Hubble’a i Spitzera, badacze obliczyli wiek tych galaktyk na od 200 do 300 mln lat, co pozwala oszacować, kiedy po raz pierwszy uformowały się w nich gwiazdy.

Główny autor, Nicolas Laporte z University of Cambridge, powiedział: Teoretycy spekulują, że Wszechświat był ciemnym miejscem przez pierwsze kilkaset milionów lat, zanim uformowały się pierwsze gwiazdy i galaktyki. Zobaczyć moment, w którym Wszechświat po raz pierwszy został skąpany w świetle gwiazd, to jedno z najważniejszych zadań astronomii.

Naukowcy przeanalizowali światło gwiazd z galaktyk zarejestrowane przez teleskopy Hubble’a i Spitzera, badając znaczniki w ich rozkładzie energii wskazujący na obecność wodoru atomowego – wodoru, który nie został rozszczepiony na protony i elektrony – w ich atmosferach gwiezdnych. Pozwala to oszacować wiek gwiazd, które zawierają.

Ta sygnatura wodoru rośnie w siłę wraz ze starzeniem się populacji gwiazd, ale słabnie, gdy galaktyka jest starsza niż miliard lat. Zależność od wieku wynika z tego, że masywniejsze gwiazdy, które przyczyniają się do powstania tego sygnału, szybciej spalają swoje paliwo jądrowe i dlatego umierają jako pierwsze.

Współautor pracy, Romain Meyer z Instytutu Maxa Plancka powiedział: Ten wskaźnik wieku jest używany do datowania niezwykle odległych galaktyk w naszym własnym sąsiedztwie, w Drodze Mlecznej, ale może być również używany do datowania niezwykle odległych galaktyk, widzianych w bardzo wczesnym okresie Wszechświata. Używając tego wskaźnika możemy wnioskować, że nawet w tych wczesnych czasach nasze galaktyki mają od 200 do 300 mln lat.

Analizując dane z Hubble’a i Spitzera, naukowcy musieli oszacować przesunięcie ku czerwieni każdej z galaktyk, które wskazuje ich kosmologiczną odległość, a tym samym czas, w którym są one obserwowane. Aby to osiągnąć, wykorzystali pomiary spektroskopowe przy użyciu pełnego arsenału potężnych teleskopów naziemnych – chilijskiego Atacama Large Millimetre Array (ALMA), europejskiego Very Large Telescope, bliźniaczych teleskopów Kecka na Hawajach, oraz teleskopu Gemini-South.

Pomiary te pozwoliły zespołowi potwierdzić, że patrzenie na te galaktyki odpowiada patrzeniu wstecz do czasu, gdy Wszechświat miał 550 mln lat.

Współautor pracy, profesor University College London Richard Ellis, który w trakcie swojej kariery zawodowej śledził coraz odleglejsze galaktyki, powiedział: W ciągu ostatniej dekady astronomowie cofnęli granice tego, co możemy obserwować, do czasów, gdy Wszechświat miał zaledwie 4% swojego obecnego wieku. Jednak ze względu na ograniczoną przejrzystość ziemskiej atmosfery oraz możliwości HST i Spitzera, osiągnęliśmy już swój limit. Teraz z niecierpliwością czekamy na wystrzelenie JWST, który naszym zdaniem ma możliwość bezpośredniego obserwowania kosmicznego świtu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCSC

Vega

Na ilustracji: Nieruchomy obraz z symulacji wideo pokazuje formowanie się i ewolucję pierwszych gwiazd i galaktyk w wirtualnym wszechświecie podobnym do naszego. Pokazane są galaktyki we wczesnym wszechświecie, formujące się w czasie porównywalnym do galaktyk wykrytych w nowych obserwacjach. Źródło: Prof. Brant Robertson, University of California — Santa Cruz


Załączniki:
early_galaxy_formation-400px.jpg
early_galaxy_formation-400px.jpg [ 32.96 KiB | Przeglądany 961 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 czerwca 2021, 20:56 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Olbrzymia kometa znaleziona na obrzeżach Układu Słonecznego w przeglądzie Dark Energy Survey

Olbrzymia kometa z obrzeży naszego Układu Słonecznego została odkryta w ciągu 6 lat zbierania danych z przeglądu Dark Energy Survey. Kometa Bernardinelli-Bernstein jest około 1000 razy masywniejsza niż typowa kometa, co czyni ją prawdopodobnie największą kometą odkrytą we współczesnych czasach. Ma ona niezwykle wydłużoną orbitę, podróżując do wewnątrz Układu Słonecznego z okolic Obłoku Oorta przez miliony lat. Jest to najodleglejsza kometa odkryta na swojej ścieżce, co daje astronomom lata na obserwacje jej ewolucji w miarę zbliżania się do Słońca, choć nie przewiduje się, aby stała się widoczna nieuzbrojonym okiem.

Dwóch astronomów odkryło olbrzymią kometę po kompleksowym przeszukaniu danych z przeglądu Dark Energy Survey (DES). Kometa, której średnica szacowana jest na 100-200 km, czyli około 10 razy więcej niż średnica większości komet, jest lodowym reliktem wyrzuconym z Układu Słonecznego przez wędrujące planety olbrzymie w jego wczesnej historii. Kometa ta jest zupełnie niepodobna do żadnej innej widzianej wcześniej, a jej ogromny rozmiar szacowany jest na podstawie tego, jak wiele światła słonecznego odbija.

Pedro Bernardinelli i Gary Bernstein z University of Pennsylvania znaleźli kometę – nazwaną kometą Bernardinelli-Bernstein (z oznaczeniem C/2014 UN271) – ukrytą wśród danych zebranych przez 570-megapikselową kamerę Dark Energy Camera (DECam) zamontowaną na 4-metrowym teleskopie Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) w Chile.

DES miał za zadanie mapowanie 300 mln galaktyk na obszarze 5000 stopni kwadratowych nocnego nieba, ale podczas sześciu lat obserwacji zaobserwował również wiele komet i obiektów transneptunowych przechodzących przez badane pole. Obiekt transneptunowy (TNO) to lodowe ciało, które znajduje się w Układzie Słonecznym poza orbitą Neptuna.

Bernardinelli i Bernstein wykorzystali 15-20 mln godzin pracy procesora, stosując zaawansowane algorytmy identyfikacji i śledzenia, aby zidentyfikować ponad 800 pojedynczych TNO spośród ponad 16 mld indywidualnych źródeł wykrytych w 80 000 ekspozycji wykonanych w ramach DES. 32 z tych detekcji należały w szczególności do jednego obiektu – C/2014 UN271.

Komety to lodowe ciała, które parują w miarę zbliżania się do Słońca, powiększając swoją komę i warkocz. Zdjęcia DES obiektu z lat 2014-2018 nie pokazywały typowego warkocza komety, ale w ciągu jednego dnia od ogłoszenia odkrycia przez Minor Planet Center, astronomowie korzystający z sieci Las Cumbres Observatory wykonali świeże zdjęcia komety Bernardinelli-Bernstein, które ujawniły, że w ciągu ostatnich 3 lat urosła koma, co czyni ją oficjalnie kometą.

Jego obecna podróż do wewnątrz rozpoczęła się w odległości ponad 40 000 jednostek astronomicznych (j.a.) od Słońca. Dla porównania, Pluton znajduje się średnio 39 j.a. od Słońca. Oznacza to, że kometa Bernardinelli-Bernstein powstała w Obłoku Oorta, wyrzucona we wczesnej historii Układu Słonecznego. Może to być największy członek Obłoku Oorta, jaki kiedykolwiek został wykryty i jest to pierwsza zbliżająca się kometa, która została wykryta tak daleko.

Obiekt znajduje się obecnie znacznie bliżej Słońca. Po raz pierwszy został dostrzeżony w 2014 roku, gdy znajdował się w odległości 29 j.a. od Słońca (w przybliżeniu odległość Neptuna), a w czerwcu 2021 roku znajdował się 20 j.a. od Słońca (odległość Urana) i obecnie ma jasność 20 magnitudo. Orbita komety jest prostopadła do płaszczyzny Układu Słonecznego i osiągnie swój najbliższy Słońcu punkt (peryhelium) w 2031 roku, kiedy to znajdzie się w odległości 11 j.a. (nieco więcej niż odległość Saturna) – ale nie zbliży się bardziej. Pomimo rozmiarów komety, obecnie przewiduje się, że obserwatorzy nieba będą potrzebowali dużych teleskopów amatorskich, aby ją dostrzec, nawet w jej najjaśniejszym momencie.

Kometa Bernardinelli-Bernstein będzie intensywnie śledzona przez społeczność astronomiczną, aby zrozumieć skład i pochodzenie tego masywnego reliktu z czasów narodzin naszej planety. Astronomowie podejrzewają, że w Obłoku Oorta, daleko poza Plutonem i Pasem Kuipera, może znajdować się wiele innych nieodkrytych komet tego rozmiaru. Uważa się, że te olbrzymie komety zostały rozrzucone w odległych zakątkach Układu Słonecznego w wyniku migracji Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna na początku ich historii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca, jak może wyglądać kometa Bernardinelli-Bernstein w zewnętrznym Układzie Słonecznym. Źródło: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva


Załączniki:
noirlab2119a.jpg
noirlab2119a.jpg [ 135.02 KiB | Przeglądany 955 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 lipca 2021, 18:30 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Masywna protogromada łączących się galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Galaktyki submilimetrowe (SMG) to klasa najjaśniej świecących, odległych i szybko formujących gwiazdy galaktyk, które mogą świecić jaśniej niż bilion Słońc (w sumie około sto razy jaśniej niż Droga Mleczna). Zazwyczaj są one jednak trudne do wykrycia w zakresie widzialnym, ponieważ większość ich światła UV i optycznego jest pochłaniana przez pył, który z kolei jest ogrzewany i promieniuje na submilimetrowych długościach fali – z tego powodu są nazywane galaktykami submilimetrowymi. Uważa się, że źródłem energii dla tych galaktyk jest wysokie tempo powstawania gwiazd, sięgające tysięcy gwiazd na rok (w Drodze Mlecznej tempo to jest zbliżone do jednej gwiazdy na rok). SMG zazwyczaj pochodzą z wczesnego Wszechświata, z epoki około 3 mld lat po Wielkim Wybuchu. Ponieważ ich ewolucja wymaga czasu, astronomowie uważają, że nawet miliard lat wcześniej prawdopodobnie aktywnie formowały gwiazdy i wpływały na swoje otoczenie, ale bardzo niewiele wiadomo o tej fazie ich ewolucji.

SMG zostały ostatnio zidentyfikowane w protogromadach galaktyk, grupach dziesiątek galaktyk znajdujących się we Wszechświecie, gdy ten miał mniej niż kilka miliardów lat. Obserwacje masywnych SMG w tych odległych protogromadach dostarcza kluczowych szczegółów dla zrozumienia zarówno ich wczesnej ewolucji, jak i ewolucji większych struktur, do których należą. Zespół astronomów wykorzystał podczerwone i optyczne dane z instrumentów, odpowiednio: Spitzer IRAC i Gemini-South, do zbadania wcześniej zidentyfikowanej protogromady, SPT2349-56, w czasie zaledwie 1,4 mld lat po Wielkim Wybuchu. Protogromada została dostrzeżona na falach milimetrowych przez South Pole Telescope, a następnie obserwowana bardziej szczegółowo przez Spitzera, Gemini oraz obserwujący na falach submilimetrowych interferometr ALMA.

Protogromada zawiera niezwykłą koncentrację czternastu SMG, z których dziewięć zostało wykrytych w tych optycznych i podczerwonych obserwacjach. Astronomowie byli w stanie oszacować masy gwiazd, wiek i zawartość gazu w tych SMG, jak również ich historię gwiazdotwórczą, co jest niezwykłym osiągnięciem dla tak odległych obiektów. Wśród innych własności protogromady naukowcy wywnioskowali, że jej całkowita masa stanowi około biliona mas Słońca, a jej galaktyki tworzą gwiazdy w sposób podobny do procesów formowania się gwiazd w obecnym Wszechświecie. Doszli również do wniosku, że całość jest prawdopodobnie w trakcie kolosalnego łączenia się.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca protogromadę galaktyk SPT2349-56, grupy kilkunastu oddziałujących ze sobą galaktyk we wczesnym Wszechświecie. Źródło: ESO/M. Kornmesser


Załączniki:
SMG_eso1812a.jpg
SMG_eso1812a.jpg [ 16.73 KiB | Przeglądany 936 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: 02 lipca 2021, 18:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Detektory fal grawitacyjnych dostrzegają gwiazdy neutronowe zderzające się z czarnymi dziurami

W ciągu ostatnich sześciu lat astronomowie zaobserwowali, jak czarne dziury łączą się z czarnymi dziurami, a gwiazdy neutronowe zderzają się z gwiazdami neutronowymi. Teraz naukowcom udało się po raz pierwszy w końcu wykryć czarną dziurę łączącą się z gwiazdą neutronową.

Co widzieliśmy wcześniej
Detektory fal grawitacyjnych takie jak LIGO, Virgo i KAGRA zostały zaprojektowane do wykrywania zmarszczek w czasoprzestrzeni pochodzących od zwartych obiektów w układach podwójnych. W pierwszych dwóch i pół przebiegach obserwacyjnych LIGO/Virgo (O1, O2 i O3a) detektory zidentyfikowały 48 przykładów połączeń między czarnymi dziurami i 2 połączenia pomiędzy gwiazdami neutronowymi. Ale teoria przewiduje, że połączenia czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi także powinny mieć miejsce!

Obecnie zespół LIGO/Virgo opublikował pierwsze wyniki z drugiej połowy trzeciego okresu obserwacyjnego (O3b) – wśród nich są dwa przypadki wykrycia obiektu o masie czarnej dziury zderzającego się z obiektem o masie gwiazdy neutronowej.

Co znaleziono
Używając detektorów LIGO w stanach Livingston i Hanford oraz detektora Virgo w Europie, współpracownicy zauważyli dwa oddzielne zdarzenia w odstępie 10 dni:

    GW200105 zostało wykryte przez LIGO Livingston i Virgo (LIGO Hanford był w tym czasie chwilowo wyłączony), a sygnał jest zgodny z czarną dziurą o masie 9 mas Słońca, zderzającą się z gwiazdą neutronową o masie 1,9 masy Słońca.
    GW200115 zostało wykryte przez wszystkie trzy detektory LIGO/Virgo, a sygnał jest zgodny z czarną dziurą o masie 6 Słońc zderzającą się z gwiazdą neutronową o masie 1,5 masy Słońca.

Jak dotąd, nie wykryto żadnych sygnatur elektromagnetycznych związanych z którymkolwiek z tych zdarzeń – ale jeżeli gwiazdy neutronowe zostały połknięte w całości przez czarne dziury zamiast najpierw zostać rozerwane, nie należy się spodziewać takich sygnatur.

Nie mając elektromagnetycznych dowodów na to, że drugim składnikiem były gwiazdy neutronowe, naukowcy polegają na swoich pomiarach mas pochodzących z sygnałów fal grawitacyjnych. Porównując te pomiary z masami znanych gwiazd neutronowych w naszej galaktyce, jasne jest, że obie gwiazdy mieszczą się w oczekiwanym zakresie mas dla gwiazd neutronowych.

Czego możemy się z tego nauczyć
Chociaż naukowcy są podekscytowani faktem, że w końcu udało im się skompletować „portret rodzinny” połączeń obiektów zwartych, GW200105 i GW200115 są czymś więcej niż kamieniem milowym – niosą ze sobą również cenne informacje.

Po pierwsze, połączenie tych dwóch sygnałów pozwoliło naukowcom zacząć szacować tempo łączenia się czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi. Zakładając, że GW200105 i GW200115 są reprezentatywne dla szerszej populacji, autorzy wnioskują, że na gigaparsek sześcienny na rok zachodzi ~12-120 takich złączeń (czyli mniej więcej jedno na miesiąc w odległości miliarda lat świetlnych).

Z kolei tempo to dostarcza wskazówek na temat tego, jak te układy podwójne mogły się uformować. Różne kanały formowania przewidują różne tempo fuzji; obecnie, szacowane tempo jest najbardziej zgodne z tym przewidywanym dla układów podwójnych formowanych w izolacji lub w młodych gromadach gwiazd. W przeciwieństwie do tego, dynamiczne formowanie się układów podwójnych w gęstych jądrowych gromadach gwiazd i gromadach kulistych przewiduje niższe tempo łączenia.

Jest jeszcze zbyt wcześnie na wyciąganie mocnych wniosków i naukowcy będą w stanie lepiej zrozumieć względny udział tych różnych kanałów, gdy w przyszłości dokonają większej liczby detekcji układów podwójnych czarna dziura-gwiazda neutronowa. Dzięki temu, że KAGRA został niedawno uruchomiony, a LIGO/Virgo wkrótce powróci z dodatkowymi ulepszeniami, astronomowie mogą mieć nadzieję na wiele więcej takich odkryć w przyszłości, gdy będą nadal poszerzać swój obraz Wszechświata na falach grawitacyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizualizacja pokazująca, co się dzieje, gdy gwiazda neutronowa zostaje rozerwana i połknięta przez czarną dziurę. Wizualizacja: T. Dietrich, N.Fischer, S. Ossokine, H. Pfeiffer, T. Vu; Simulation: V. Chaurasia, T. Dietrich


Załączniki:
BHNSmerger.png
BHNSmerger.png [ 1.97 MiB | Przeglądany 933 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 03 lipca 2021, 18:06 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Biały karzeł żyjący na krawędzi

Astronomowie zidentyfikowali białego karła, który jest tak masywny, że może się zapaść.

Astronomowie odkryli najmniejszego i najbardziej masywnego białego karła, jakiego kiedykolwiek zaobserwowano. Tlący się żużel, który powstał w wyniku połączenia się dwóch mniej masywnych białych karłów, jest bardzo ciężki, pakując masę większą niż masa naszego Słońca w ciało o rozmiarach naszego Księżyca, mówi dr Ilaria Caiazzo z Caltech i główna autorka badań opublikowanych w 1 lipca 2021 roku w czasopiśmie Nature. Może się to wydawać sprzeczne z intuicją, ale tak się składa, że mniejsze białe karły są bardziej masywne. Wynika to z faktu, że białym karłom brakuje spalania jądrowego, które utrzymuje normalne gwiazdy wbrew ich własnej grawitacji, a zamiast tego ich rozmiar jest regulowany przez mechanikę kwantową.

Białe karły są zapadającymi się pozostałościami po gwiazdach, które kiedyś miały masę około 8 mas Słońca, lub mniejszą. Nasze Słońce, po tym, jak za 5 mld lat stanie się czerwonym olbrzymem, ostatecznie pozbędzie się swoich zewnętrznych warstw i skurczy się do postaci zwartego białego karła. Około 97% wszystkich gwiazd staje się białymi karłami.

Podczas, gdy nasze Słońce jest samotne w przestrzeni, nie posiadając gwiezdnego partnera, wiele gwiazd krąży wokół siebie w parach. Gwiazdy starzeją się razem, a jeżeli obie mają mniej niż osiem mas Słońca, obie ewoluują do postaci białych karłów.

Nowe odkrycie jest przykładem tego, co może się wydarzyć po tej fazie. Para białych karłów, które wirują wokół siebie, traci energię w postaci fal grawitacyjnych i ostatecznie łączy się. Jeżeli martwe gwiazdy są wystarczająco masywne, eksplodują jako tzw. supernowe typu Ia. Jeżeli natomiast ich masa jest poniżej pewnego progu, łączą się ze sobą w nowego białego karła, który jest cięższy od każdej z gwiazd macierzystych. Ten proces łączenia się zwiększa pole magnetyczne gwiazdy i przyspiesza jej rotację, w porównaniu do rotacji gwiazd macierzystych.

Astronomowie twierdzą, że nowo odkryty maleńki biały karzeł, nazwany ZTF J1901+1458, obrał tę drugą drogę ewolucji; jego protoplaści połączyli się i wytworzyli białego karła o masie 1,35 razy większej od Słońca. Posiada on ekstremalne pole magnetyczne, prawie milion razy silniejsze niż pole magnetyczne Słońca, i obraca się wokół własnej osi w szaleńczym tempie jednego obrotu na 7 minut (najszybszy znany biały karzeł, nazwany EPIC 228939929, rotuje z prędkością jednego obrotu na 5,3 minuty).

Caiazzo i jej współpracownicy uważają, że połączony biały karzeł może być wystarczająco masywny, aby przekształcić się w gwiazdę neutronową, która zazwyczaj powstaje, gdy gwiazda znacznie masywniejsza od Słońca eksploduje jako supernowa.

To jest wysoce spekulacyjne, ale możliwe, że biały karzeł jest wystarczająco masywny, aby dalej zapadać się w gwiazdę neutronową. Jest on tak masywny i gęsty, że w jego jądrze elektrony są przechwytywane przez protony w jądrach, tworząc neutrony. Ponieważ ciśnienie pochodzące od elektronów przeciwstawia się sile grawitacji, utrzymując gwiazdę w nienaruszonym stanie, jądro zapada się, gdy wystarczająco duża liczbą elektronów zostanie usunięta – mówi Caiazzo.

Jeżeli ta hipoteza powstawania gwiazd neutronowych jest poprawna, może to oznaczać, że znaczna część innych gwiazd neutronowych kształtuje się w ten sposób. Bliskość nowo odnalezionego obiektu (około 130 lat świetlnych od nas) oraz jego młody wiek (około 100 mln lat, lub mniej) wskazują, że podobne obiekty mogą występować częściej w naszej galaktyce.

Magnetyczny i szybki
Biały karzeł został po raz pierwszy dostrzeżony przez kolegę Caiazzo, Kevina Burdge'a, naukowca pracującego w Caltech, który przeszukał obrazy całego nieba uzyskane przez ZTF. Ten konkretny biały karzeł, analizowany w połączeniu z danymi z Gaia, wyróżniał się bardzo dużą masą i szybką rotacją.

Nikt do tej pory nie był w stanie badać krótkotrwałych zjawisk astronomicznych na taką skalę. Wyniki tych wysiłków są oszałamiające – mówi Burdge, kierujący zespołem, który w 2019 roku odkrył parę białych karłów okrążających się nawzajem w co siedem minut.

Następnie zespół przeanalizował widmo gwiazdy za pomocą spektrometru LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) Obserwatorium Kecka, i właśnie wtedy Caiazzo znalazła sygnatury bardzo silnego pola magnetycznego i zdała sobie sprawę, że ona i jej zespół znaleźli coś „bardzo wyjątkowego”, jak mówi. Siła pola magnetycznego, w połączeniu z siedmiominutową prędkością obrotową obiektu wykazała, że jest on wynikiem połączenia się dwóch mniejszych białych karłów w jednego.

Dane z satelity Swift, który obserwuje promieniowanie ultrafioletowe, pomogły w ustaleniu rozmiaru i masy białego karła. Mający średnicę 4300 km, ZTF J1901+1458 zdobył tytuł najmniejszego znanego białego karła, wyprzedzając poprzednich rekordzistów RE J0317-853 i WD 1832+089, z których każdy ma średnicę około 5000 km.

Caiazzo ma nadzieję w przyszłości wykorzystać ZTF do znalezienia większej ilości białych karłów takich jak ten, oraz ogólnie do badania całej ich populacji. Jest tak wiele pytań, na które musimy odpowiedzieć, na przykład jakie jest tempo łączenia się białych karłów w galaktyce, i czy jest ono wystarczające do wyjaśnienia liczby supernowych typu Ia? Jak generowane jest pole magnetyczne w tych potężnych obiektach i dlaczego istnieje tak duża różnorodność natężenia pola magnetycznego wśród białych karłów? Znalezienie dużej populacji białych karłów powstałych z fuzji pomoże nam odpowiedzieć na wszystkie te, i nie tylko, pytania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna nowo odnalezionego małego białego karła, który jest nieco większy od ziemskiego Księżyca. Obydwa ciała są pokazane obok siebie dla porównania rozmiarów. Źródło: Giuseppe Parisi


Załączniki:
wCMP_nature_whitedwarf_vs_moon_edit_v05.jpg
wCMP_nature_whitedwarf_vs_moon_edit_v05.jpg [ 206.87 KiB | Przeglądany 928 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 05 lipca 2021, 16:57 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Samotny obłok większy od Drogi Mlecznej w gromadzie galaktyk Abell 1367

Naukowo tajemniczy, odizolowany obłok większy od Drogi Mlecznej został znaleziony przez zespół badaczy na „ziemi niczyjej” dla galaktyk.

Tak zwana sierota lub samotny obłok jest pełen gorącego gazu o temperaturze 10 000 - 10 000 000 stopni Kelwina i całkowitej masie 10 mld razy większej od masy Słońca. To sprawia, że jego masa jest większa niż masa małych galaktyk.

Obiekt został odkryty w Abell 1367 przez grupę pod kierownictwem dr. Ming Sun z University of Alabama in Huntsville. Nazwana również Gromadą w Lwie, A1367 zawiera około 70 galaktyk i znajduje się około 300 mln lat świetlnych od Ziemi.

Obłok został odkryty przy pomocy XMM-Newton, flagowego europejskiego teleskopu rentgenowskiego, oraz Very Large Telescope/Multi Unit Spectroscopic Explorer (VLT/MUSE) i japońskiego teleskopu optycznego Subaru.

Jest to ekscytujące i zarazem zaskakujące odkrycie. Pokazuje ono, że w astronomii, jako najstarszej z nauk przyrodniczych, zawsze pojawiają się nowe niespodzianki – mówi dr Sun.

Obłok został odkryty w gromadzie galaktyk, gdzie tysiące galaktyk są powiązane ze sobą za pomocą istniejącego między nimi delikatnego, gorącego gazu o temperaturze około 10 mln K, mówi dr Sun.

Jednak obłok nie jest związany z żadną z galaktyk i znajduje się w „krainie bez galaktyk” – mówi, dodając, że obłok najprawdopodobniej pochodzi z dużej, nieznanej galaktyki w gromadzie.

Gaz w obłoku jest usuwany przez ciśnienie gorącego gazu w gromadzie, gdy galaktyka macierzysta szybuje w tym gazie z prędkością 1000-2000 km/s.

Jest to około 50 razy szybciej niż wynosi prędkość orbitalna Ziemi wokół Słońca. Taki poziom działającej siły może wyrwać ośrodek międzygwiazdowy z galaktyki, a w tym przypadku badacze stwierdzili, że temperatura obłoku jest zgodna z galaktycznym pochodzeniem.

Szacuje się jednak, że ten masywny, tajemniczy obłok przetrwał setki milionów lat po usunięciu ze swojej macierzystej galaktyki.

Ta zaskakująca długowieczność jest słabo zrozumiana, ale może mieć coś wspólnego z polem magnetycznym w obłoku – mówi dr Sun.

Naukowcy uważają, że pole magnetyczne może działać, aby utrzymać obłok razem poprzez tłumienie niestabilnych sił, które w przeciwnym razie spowodowałyby jego rozproszenie.

Dr Ming mówi, że dzięki przyszłym badaniom, samotny obłok i inne, które nie zostały jeszcze odkryte, mogą pomóc naukowcom lepiej zrozumieć rozproszone ośrodki międzygwiazdowe w dużych odległościach od ich galaktyk, a także skutki turbulencji i przewodzenia ciepła.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UAH

Vega

Na ilustracji: Samotny obok jest niebieską częścią w kształcie parasola. Obraz jest oznaczony kolorami, aby pokazać rentgenowską część obłoku na niebiesko, ciepły gaz na czerwono i obszar widzialny na biało. Źródło: European Space Agency/XMM-Newton


Załączniki:
lonely-cloud.jpg
lonely-cloud.jpg [ 49.7 KiB | Przeglądany 898 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 lipca 2021, 19:34 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto nadmierną populację czarnych dziur w gromadzie gwiazd Palomar 5

Palomar 5 jest wyjątkową gromadą gwiazd. Po pierwsze dlatego, że jest to jedna z „najbardziej puszystych” gromad w halo naszej galaktyki, ze średnią odległością pomiędzy gwiazdami wynoszącą kilka lat świetlnych, co jest porównywalne do odległości Słońca od najbliższej mu gwiazdy. Po drugie, ma ona powiązany ze sobą strumień gwiazd, który rozciąga się na ponad 20 stopni na niebie. W pracy opublikowanej niedawno w Nature Astronomy, międzynarodowy zespół astronomów i astrofizyków wykazał, że obie cechy wyróżniające Palomar 5 są prawdopodobnie wynikiem nadmiernej populacji ponad 100 czarnych dziur w centrum gromady.

Liczba czarnych dziur jest mniej więcej trzy razy większa niż oczekiwano na podstawie liczby gwiazd w gromadzie, a to oznacza, że ponad 20% całkowitej masy gromady stanowią czarne dziury. Każda z nich ma masę około 20 razy większą od masy Słońca, a powstały one w eksplozjach supernowych pod koniec życia masywnych gwiazd, kiedy gromada była jeszcze bardzo młoda – mówi prof. Mark Gieles z Instytutu Nauk Kosmicznych Uniwersytetu Barcelońskiego (ICCUB) i główny autor pracy.

Strumienie pływowe to strumienie gwiazd, które zostały wyrzucone z zaburzonych gromad gwiazd lub galaktyk karłowatych. W ciągu ostatnich kilku lat odkryto prawie trzydzieści cienkich strumieni w halo Drogi Mlecznej. Nie wiemy, jak powstają te strumienie, ale jeden z pomysłów jest taki, że są to zaburzone gromady gwiazd. Jednak żaden z ostatnio odkrytych strumieni nie ma powiązanej z sobą gromady gwiazd, dlatego nie możemy być tego pewni. Zatem, aby zrozumieć, jak powstały te strumienie, musimy zbadać taki, który ma powiązany z nim układ gwiazd. Palomar 5 jest jedynym takim przypadkiem, co czyni go odpowiednim dla zrozumienia procesów formowania się strumieni i dlatego badaliśmy go szczegółowo – wyjaśnia Gieles.

Autorzy symulują orbity i ewolucję każdej gwiazdy, od powstania gromady do jej ostatecznego rozpadu. Zmieniali początkowe własności gromady, aż znaleźli dobre dopasowanie do obserwacji strumienia i gromady. Zespół odkrył, że Palomar 5 uformowała się z niższym ułamkiem czarnych dziur, ale gwiazdy uciekały wydajniej niż czarne dziury, tak że ułamek czarnych dziur wzrastał. Czarne dziury dynamiczne nadmuchiwały gromadę w grawitacyjnych oddziaływaniach z gwiazdami, co doprowadziło do jeszcze większej ilości uciekających gwiazd i powstania strumienia. Tuż przed jej całkowitym rozpadem – mniej więcej za miliard lat – gromada będzie składała się w całości z czarnych dziur.

Gieles podkreśla, że w tej pracy pokazaliśmy, że obecność dużej populacji czarnych dziur mogła być powszechna we wszystkich gromadach, które stworzyły strumienie. Jest to ważne dla naszego zrozumienia procesów formowania się gromad kulistych, początkowych mas gwiazd i ewolucji masywnych gwiazd. Praca ta ma również ważne implikacje dla fal grawitacyjnych.

Palomar 5 to gromada kulista odkryta w 1950 roku przez Waltera Baade. Znajduje się w konstelacji Węża w odległości około 65 000 lat świetlnych i jest jedną z około 150 gromad kulistych, które orbitują wokół Drogi Mlecznej. Jest starsza niż 10 mld lat, podobnie jak większość innych gromad kulistych, co oznacza, że powstała w najwcześniejszych fazach formowania się Galaktyki. Jest około 10 razy mniej masywna i 5 razy bardziej rozciągnięta niż typowa gromada kulista i znajduje się w końcowym stadium rozpadu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Barcelona

Vega

Na ilustracji: Widok całego nieba ze współrzędnymi galaktycznymi. Fragment zdjęcia ponad centrum pokazuje Palomar 5 i jej ogony pływowe. Źródło: M. Gieles et al./Gaia eDR3/DESI DECaLS


Załączniki:
Pal5_press_allsky-xxss.png
Pal5_press_allsky-xxss.png [ 169.92 KiB | Przeglądany 890 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 lipca 2021, 16:25 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Galaktyki satelitarne mogą kontynuować formowanie gwiazd, gdy przechodzą w pobliżu galaktyk macierzystych

Dawniej większość naukowców uważała, że gdy galaktyka satelitarna znajdzie się w pobliżu swojej macierzystej galaktyki o większej masie, jej proces gwiazdotwórczy ustanie, ponieważ większa galaktyka usunie z niej gaz, pozostawiając ją pozbawioną materiału potrzebnego do tworzenia nowych gwiazd. Jednak, po raz pierwszy, zespół kierowany przez Ariannę di Cintio z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), pokazał przy pomocy symulacji numerycznych, że nie zawsze tak jest. Wyniki badań zostały niedawno opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Wykorzystując zaawansowane symulacje całej Grupy Lokalnej galaktyk, w tym Drogi Mlecznej, Galaktyki Andromedy i ich galaktyk satelitarnych, naukowcy wykazali, że satelity nie tylko mogą zachowywać swój gaz, ale także doświadczać wielu nowych epizodów formowania się gwiazd tuż po przejściu w pobliżu perycentrum swojej galaktyki macierzystej.

Galaktyki satelitarne Grupy Lokalnej wykazują dużą różnorodność historii powstawania gwiazd, których pochodzenie nie zostało do tej pory w pełni poznane. Wykorzystując hydrodynamiczne symulacje w ramach projektu Constrained Local UniversE (CLUES) autorzy badali historie powstawania gwiazd w galaktykach satelitarnych podobnych do tych Drogi Mlecznej w kontekście kosmologicznym.

Wyniki pokazują, że szczyty formowania się gwiazd są skorelowane z bliskim przejściem galaktyki satelitarnej wokół galaktyki macierzystej, a czasami z interakcją dwóch galaktyk satelitarnych. Naukowcy zidentyfikowali dwie kluczowe cechy formowania się gwiazd: galaktyka satelitarna musi wejść do galaktyki macierzystej z dużym zapasem zimnego gazu, a minimalna odległość nie może być zbyt mała, aby gwiazdy mogły powstać w wyniku kompresji gazu. Przeciwnie, galaktyki satelitarne, które przechodzą zbyt blisko galaktyki macierzystej, lub do galaktyki macierzystej z małą ilością gazu, zostają go pozbawione i tym samym tracą możliwość formowania nowych gwiazd.

Przejścia galaktyk satelitarnych zbiegają się również ze szczytami formowania się gwiazd w ich galaktykach macierzystych, co sugeruje, że mechanizm ten powoduje wybuchy gwiazd zarówno w galaktykach macierzystych jak i satelitarnych, co zgadza się z ostatnimi badaniami historii formowania się gwiazd w naszej własnej Galaktyce – wyjaśnia Arianna di Cintio, główna autorka pracy.

Odkrycie to rzuci światło na epizody formowania się gwiazd obserwowane w galaktykach karłowatych Grupy Lokalnej, takich jak Karzeł Kila i Karzeł Pieca, dając atrakcyjne wyjaśnienie ich istnienia. Wymaga ono również rewizji teoretycznych modeli używanych do wyjaśnienia procesów gwiazdotwórczych w galaktykach karłowatych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Obraz symulowanej Grupy Lokalnej wykorzystany w artykule. Po lewej obraz ciemnej materii, po prawej rozkład gazu. Zaznaczone są trzy główne galaktyki Grupy Lokalnej: Droga Mleczna, M31 i M33. Źródło: Zespół symulacyjny CLUES.


Załączniki:
Imagen Grupo Local web.jpg
Imagen Grupo Local web.jpg [ 88.04 KiB | Przeglądany 881 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 lipca 2021, 12:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Kepler odkrywa populację planet swobodnych

Naukowcy odkryli interesujące dowody na istnienie tajemniczej populacji „swobodnie płynących” planet – planet, które mogą być samotne w głębokiej przestrzeni kosmicznej, niezwiązane z żadną gwiazdą. Wyniki badań, opublikowane niedawno w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, obejmują cztery nowe odkrycia, które pasują do planet o masach podobnych do Ziemi. W badaniach brał udział również dr Radosław Poleski z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego.

W badaniach, prowadzonych przez Iaina McDonalda z University of Manchester w Wielkiej Brytanii, wykorzystano dane uzyskane w 2016 roku podczas fazy misji K2 należącego do NASA Kosmicznego Teleskopu Keplera. Podczas tej dwumiesięcznej kampanii Kepler co 30 minut monitorował zatłoczone pole milionów gwiazd w pobliżu centrum naszej Galaktyki w celu znalezienia rzadkich zdarzeń mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Zespół badawczy znalazł 27 krótkotrwałych sygnałów mikrosoczewkowanie, których czas trwania wahał się od godziny do 10 dni. Wiele z nich było już wcześniej widzianych w danych uzyskanych jednocześnie z programów naziemnych obserwacji OGLE i KMTNet. Jednak cztery najkrótsze zdarzenia są nowymi detekcjami, które są pasują do planet o masach podobnych do Ziemi.

Te nowe zdarzenia nie wykazują towarzyszącego im dłuższego sygnału, którego można by oczekiwać od gwiazdy macierzystej, co sugeruje, że mogą to być planety swobodne. Takie planety mogły pierwotnie uformować się wokół gwiazdy macierzystej, a potem zostać wyrzucone przez grawitacyjne przyciąganie innych, cięższych planet w układzie.

Przewidziane 85 lat temu przez Alberta Einsteina jako konsekwencja jego ogólnej teorii względności, mikrosoczewkowanie opisuje, jak światło gwiazdy tła może być tymczasowo wzmocnione przez obecność innych gwiazd na pierwszym planie. Powoduje to krótki wzrost jasności, który może trwać od kilku godzin do kilku dni. Mniej więcej jedna na milion gwiazd w naszej Galaktyce jest w danym momencie dotknięta mikrosoczewkowaniem, ale tylko kilka procent z nich może być wywołanych obecnością planet.

Kepler nie został zaprojektowany do poszukiwania planet metodą mikrosoczewkowania, ani do badania niezwykle gęstych obszarów gwiazd w wewnętrznej części Galaktyki. Oznacza to, że trzeba było opracować nowe techniki redukcji danych, aby szukać sygnałów w zbiorze danych Keplera.

Dr Iain zauważa: Takie sygnały są niezwykle trudne do znalezienia. Skierowaliśmy starszawy i niedomagający teleskop z nieostrym wzrokiem na jedną z najgęściej zatłoczonych części nieba, gdzie są już tysiące gwiazd zmieniających swoją jasność oraz tysiące asteroid, które przemykają przez nasze pole widzenia. Z tej kakofonii próbujemy wyłonić drobne, charakterystyczne pojaśnienia wywoływane przez planety, a mamy tylko jedną szansę na dostrzeżenie sygnału, zanim ten zniknie. To tak, jakbyśmy próbowali wyłowić świetlika wśród świateł samochodów na autostradzie, używając do tego jedynie aparatu w smartfonie.

Dr Radosław Poleski obecnie uczestniczy w planowaniu obserwacji mikrosoczewkowych, które będzie wykonywał Kosmiczny Teleskop Nancy Grace Roman, budowany przez agencję kosmiczną NASA. Ten teleskop będzie przełomem w badaniach planet swobodnych, ponieważ pozwoli nam wykrywać obiekty o dużo mniejszych masach niż jest to możliwe teraz. Mam nadzieję, że razem z teleskopem Roman obserwacje będzie prowadził także satelita Euclid przygotowywany przez Europejską Agencję Kosmiczną. Połączenie ich możliwości obserwacyjnych pozwoliłoby na bezpośrednie zmierzenie mas wielu planet swobodnych, a tym samym lepsze zrozumienie właściwości tych niezwykłych obiektów – wyjaśnia dr Poleski.

OGLE z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego – pod kierunkiem prof. Andrzeja Udalskiego – bada zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego od prawie 30 lat, wykorzystując teleskop w obserwatorium Las Campanas w Chile. Na podstawie zebranych danych grupa OGLE już kilka lat temu przedstawiła jedną z pierwszych analiz częstości występowania planet swobodnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna planety swobodnej. Źródło: A. Stelter/Wikimedia Commons


Załączniki:
A. Stelter - free-floating-planet.png
A. Stelter - free-floating-planet.png [ 613.29 KiB | Przeglądany 863 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 10 lipca 2021, 13:35 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Obserwacja „Przypadku”, enigmatycznego brązowego karła

Ludzką naturą jest kategoryzowanie rzeczy, które obserwujemy we Wszechświecie. Ale co się dzieje, gdy coś nie pasuje do ustalonych przez nas kategorii? Nowe badania pokazują jeden z takich obiektów: szczególnie kłopotliwego brązowego karła.

Ukryta populacja
Brązowe karły – obiekty podgwiazdowe, które nie są wystarczająco masywne, aby w ich jądrach zachodziła fuzja wodoru – to intrygująca populacja. Nie do końca gwiazdy i nie do końca planety, obiekty te zajmują przestrzeń pomiędzy, która jest warta dalszych badań.

Jednak najzimniejsze brązowe karły – należące do typu widmowego Y i posiadające temperaturę efektywną poniżej ~450 K – stanowią trudną do zbadania populację! Te chłodne obiekty nie emitują zbyt wiele światła, a to, co wypromieniowują, koncentruje się w podczerwieni w zakresie 5 μm. Z tego powodu obiekty te są trudne do obserwacji z Ziemi, więc naukowcy polegają na misjach kosmicznych, aby odkryć słabe światło tych obiektów.

Przypadkowe znalezisko
Do tej pory naukowcom udało się wykryć około 50 takich zimnych karłów typu Y. Żeby je lepiej sklasyfikować, nanoszą je na wykres kolor-kolor i kolor-magnitudo, by porównać ich jasności przy różnych długościach fal. Ale jedno z ostatnich odkryć nie zachowuje się tak, jak oczekiwano.

WISE 1534–1043, zwany „Przypadek”, gdy został odnaleziony w polu obrazowanym przez Wide-field Infrared Survey Explorer, był samotnym brązowym karłem pędzącym po niebie. Artykuł kierowany przez J. Davy'ego Kirkpatricka (Caltech) przedstawia nowe, kolejne obserwacje tego zagadkowego obiektu zebrane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Obserwatorium Kecka na Hawajach.

Przeciwstawianie się kategoryzacji
Nowe obserwacje wskazują na położenie WISE 1534–1043 zaledwie ~50 lat świetlnych od nas – i potwierdzają jego dziwne właściwości obserwacyjne. Patrząc na wykresy kolor-kolor i kolor-magnitudo, jasne jest, że WISE 1534–1043 leży w ćwiartce całkiem sam.

Pomiary jasności absolutnej Przypadku na różnych długościach fali są zgodne z najzimniejszymi znanymi brązowymi karłami typu Y. Jednak jego barwy względne oraz magnitudo całkowicie wykraczają poza zakres znanych brązowych karłów.

Opcje tożsamości
Jakie może być wyjaśnienie tych enigmatycznych właściwości? Kirkpatrick i jego współpracownicy wykorzystują swoje obserwacje do rozważenia czterech możliwych tożsamości Przypadku:

    Wyjątkowo niskometaliczny, stary, zimny brązowy karzeł;
    Niezwykle małomasywny, z niską grawitacją, młody brązowy karzeł;
    Wyrzucona egzoplaneta;
    Ultrazimna pozostałość po gwieździe (jak biały karzeł lub egzotyczne, rozszczepione jądro gwiazdy).

Autorzy stwierdzili, że najbardziej prawdopodobna jest pierwsza z tych opcji. Jeżeli WISE 1534–1043 jest stara i ma wyjątkowo niską metaliczność, to zewnętrzne warstwy jej atmosfery miałyby zmniejszoną nieprzezroczystość, co pozwoliłoby naukowcom zajrzeć głębiej i potencjalnie wyjaśniałoby niezwykłe własności fotometryczne. Może to oznaczać, że Przypadek reprezentuje pierwszą znaną grupę podkarłów typu Y – zupełnie nową kategorię gwiazd.

Być może przyszłe obserwacje z wykorzystaniem Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba pozwolą na rozwikłanie zagadki Przypadku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna brązowego karła typu Y. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Wykresy: Wykres kolor-kolor (z lewej) i kolor-magnitudo (z prawej) badające własności fotometryczne WISE 1534–1043 (czerwone punkty danych, wykreślone przy użyciu dwóch różnych modeli) pokazują, że jego zachowanie jest wyjątkowe wśród znanych, pobliskich, zimnych brązowych karłów.
Zaadaptowane z Kirkpatrick i inni 2021.


Załączniki:
WISE_18282650_Brown_dwarf.jpg
WISE_18282650_Brown_dwarf.jpg [ 517.87 KiB | Przeglądany 856 razy ]
apjlac0437f3_hr.jpg
apjlac0437f3_hr.jpg [ 684.38 KiB | Przeglądany 856 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 11 lipca 2021, 13:38 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Astronomowie mapują ziarna pyłu międzygwiazdowego w Drodze Mlecznej

Pomiędzy gwiazdami w naszej Drodze Mlecznej unoszą się bez celu ogromne ilości maleńkich ziarenek pyłu. Tworzą one budulec nowych gwiazd i planet. Wciąż jednak nie wiadomo, jakie dokładnie są do wykorzystania pierwiastki, aby powstały planety takie jak Ziemia. Zespół badawczy z SRON kierowany przez Elisę Costantini porównał obserwacje z teleskopów rentgenowskich z danymi z urządzeń synchrotronowych, aby stworzyć mapę ziaren międzygwiezdnych w Drodze Mlecznej.

Gdyby nasza Galaktyka skurczyła się do tego stopnia, że gwiazdy miałyby wielkość kulek, między każdą z nich nadal byłoby około tysiąca kilometrów. Można więc śmiało powiedzieć, że galaktyki składają się głównie z pustej przestrzeni. Przestrzeń ta nie jest jednak tak pusta, jak mogłoby się wydawać. Wypełnia ją tak zwany ośrodek międzygwiazdowy. W większości składa się on z gazu, ale około 1% jest w postaci maleńkich ziarenek o wielkości około 0,1 mikrona – 1/1000 szerokości ludzkiego włosa.

Ziarna te powstają podczas cyklu życia gwiazd. Gwiazdy i planety wokół niej powstają z zapadającego się obłoku gazu i pyłu. Kiedy gwiazda ewoluuje pod koniec swojego życia, zaczyna wyrzucać część swojej masy do otaczającego ją ośrodka, tworząc nowy materiał do formowania pyłu. Jeżeli gwiazda skończy swoje życie eksplozją supernowej, wzbogaci środowisko o jeszcze więcej gazu i pyłu. To z kolei w końcu będzie stanowiło nowy budulec dla gwiazd i planet. Jak powiedział Carl Sagan: jesteśmy stworzeni z gwiezdnego pyłu. Ale to, jakie dokładnie pierwiastki są dostępne w ośrodku międzygwiazdowym, aby uformować planety takie jak Ziemia, wciąż nie jest jasne.

Grupa badawcza zajmująca się pyłem międzygwiazdowym zbadała te ziarna, wykorzystując promieniowanie rentgenowskie. Po raz pierwszy udało im się zbadać właściwości pyłu w centralnych regionach Galaktyki i odkryli, że ziarna te konsekwentnie są zbudowane ze szklistego krzemianu: oliwinu, który jest związkiem magnezu, żelaza, krzemu i tlenu. Oddziaływanie z promieniowaniem gwiazdowym i kosmicznym stopiło te ziarna tworząc małe, szkliste, nieregularne kule. Przechodząc dalej, do bardziej odległych regionów z dala od centrum Galaktyki, zespół znalazł wskazówki na obecność większej różnorodności w składzie pyłu. Może to prowadzić do powstawania zróżnicowanych układów planetarnych. Może się okazać nawet, że nasz układ planetarny jest raczej wyjątkiem niż normą.

Costantini: Nasz Układ Słoneczny powstał w zewnętrznych rejonach Galaktyki i jest wynikiem złożonej sekwencji zdarzeń, w tym pobliskich wybuchów supernowych. Pozostaje otwartą kwestią, jakie jest właściwe środowisko do tworzenia się układów planetarnych, i które z tych zdarzeń są niezbędne do uformowania się planety, na której może rozkwitnąć życie.

Aby dojść do swoich wniosków, Costantini i jej grupa porównali obserwacje z teleskopów rentgenowskich i urządzeń synchrotronowych. Tych ostatnich użyli, aby scharakteryzować własności, jakie w promieniowaniu rentgenowskim wytwarzają odpowiedniki pyłu międzygwiazdowego, takie jak krzemiany, tlenki i siarczany. Następnie porównali je z danymi astronomicznymi, aby znaleźć najlepsze dopasowanie. Obserwacja kilku linii widzenia pozwoliła im na zbadanie różnych środowisk Drogi Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SRON

Vega

Na ilustracji: Ziarna pyłu międzygwiazdowego. Źródło: SRON


Załączniki:
astronomers-map-inters.jpg
astronomers-map-inters.jpg [ 51.06 KiB | Przeglądany 844 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 12 lipca 2021, 11:42 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Fizycy po raz pierwszy potwierdzają obserwacyjnie twierdzenie Hawkinga o czarnych dziurach

Badanie dostarcza dowodów opartych na falach grawitacyjnych, które pokazują, że całkowita powierzchnia horyzontu zdarzeń czarnej dziury nigdy nie może się zmniejszyć.

Istnieją pewne zasady, których muszą przestrzegać nawet najbardziej ekstremalne obiekty we Wszechświecie. Główne prawo dotyczące czarnych dziur przewiduje, że obszar ich horyzontów zdarzeń – granica, spoza której nic nie może uciec – nigdy nie powinien się kurczyć. To prawo jest twierdzeniem Hawkinga o powierzchni, nazwanym na cześć fizyka Stephena Hawkinga, który wprowadził to twierdzenie w 1971 roku.

Pięćdziesiąt lat później fizycy z MIT i innych ośrodków po raz pierwszy potwierdzili to twierdzenie, wykorzystując obserwacje fal grawitacyjnych. Ich wyniki ukazały się 1 lipca 2021 r. w Physical Review Letters.

W pracy badacze przyglądają się bliżej GW150914, pierwszemu sygnałowi fal grawitacyjnych wykrytemu przez Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO), w 2015 roku. Sygnał ten był produktem dwóch czarnych dziur okrążających się po spirali, które wytworzyły nową czarną dziurę, wraz z ogromną ilością energii zakrzywiającej czasoprzestrzeń w postaci fal grawitacyjnych.

Jeżeli twierdzenie Hawkinga o powierzchni jest prawdziwe, to powierzchnia horyzontu zdarzeń nowej czarnej dziury nie powinna być mniejsza niż całkowita powierzchnia horyzontu jej macierzystych czarnych dziur. W nowym badaniu fizycy ponownie przeanalizowali sygnał z GW150914 przed i po kosmicznej kolizji i stwierdzili, że rzeczywiście całkowity obszar horyzontu zdarzeń nie zmniejszył się po fuzji – wynik ten podają z 95% pewnością.

Ich odkrycia stanowią pierwsze bezpośrednie obserwacyjne potwierdzenie twierdzenia Hawkinga o powierzchni, które zostało udowodnione matematycznie, ale do tej pory nie zostało zaobserwowane w przyrodzie. Zespół planuje zbadać przyszłe sygnały fal grawitacyjnych, aby sprawdzić, czy mogą one jeszcze bardziej potwierdzić twierdzenie Hawkinga lub być oznaką nowej, naginającej prawa fizyki.

Wieki spostrzeżeń
W 1971 roku Stephen Hawking zaproponował teorię o powierzchni, która zapoczątkowała serię fundamentalnych spostrzeżeń na temat mechaniki czarnych dziur. Twierdzenie to przewiduje, że całkowita powierzchnia horyzontu zdarzeń czarnej dziury – i wszystkich czarnych dziur we Wszechświecie – nigdy nie powinna się zmniejszyć. Stwierdzenie to było dziwną paralelą do drugiej zasady termodynamiki, która mówi, że entropia, czyli stopień nieuporządkowania w obiekcie nigdy nie powinien się zmniejszać.

Podobieństwo między tymi dwiema teoriami sugeruje, że czarne dziury mogą zachowywać się jak obiekty termiczne, emitujące ciepło – co jest mylące, ponieważ uważano, że czarne dziury z samej swojej natury nigdy nie pozwalają energii uciec ani promieniować. Hawking ostatecznie połączył te dwie koncepcje w 1974 roku, pokazując, że czarne dziury mogą mieć entropię i emitować promieniowanie w bardzo długich skalach czasowych, jeżeli uwzględni się ich efekty kwantowe. Zjawisko to zostało nazwane „promieniowaniem Hawkinga” i pozostaje jednym z najbardziej fundamentalnych odkryć dotyczących czarnych dziur.

Hawking, dowiedziawszy się o wynikach, skontaktował się ze współzałożycielem LIGO Kipem Thorne’em, profesorem fizyki teoretycznej Feynmana w Caltech. Zapytał: czy detekcja mogłaby potwierdzić twierdzenie o powierzchni?

W tamtym czasie naukowcy nie mieli możliwości wydobycia niezbędnych informacji z sygnału przed i po fuzji, aby stwierdzić, czy powierzchnia ostatecznego horyzontu zdarzeń nie zmniejszyła się, jak zakłada to twierdzenie Hawkinga. Dopiero kilka lat później, po opracowaniu techniki przez Maximiliano Isi, głównego autora pracy, i jego kolegów, sprawdzenie prawa powierzchni stało się możliwe.

Przed i po
W 2019 roku Isi i jego koledzy opracowali technikę wyodrębniania pogłosów bezpośrednio po szczycie GW150914 – momencie, w którym dwie macierzyste czarne dziury zlały się, tworząc nową czarną dziurę. Zespół wykorzystał tę technikę do wyodrębnienia określonych częstotliwości lub tonów hałaśliwego następstwa, które mogli wykorzystać do obliczenia masy i spinu ostatecznej czarnej dziury.

Masa i spin są bezpośrednio związane z powierzchnią jej horyzontu zdarzeń i Thorne zwrócił się do nich z pytaniem: czy mogliby użyć tej samej techniki do porównania sygnału przed i po fuzji i potwierdzić twierdzenie?

Naukowcy podjęli wyzwanie i ponownie podzielili sygnał GW150914 w jego szczytowym punkcie. Opracowali model do analizy sygnału przed szczytem, odpowiadającego dwóm czarnym dziurom okrążającym się po spirali, oraz do określenia masy i spinu obu czarnych dziur przed ich połączeniem. Na podstawie tych szacunków obliczyli ich całkowite powierzchnie horyzontów zdarzeń – około 250 000 km kwadratowych.

Następnie wykorzystali swoją poprzednią technikę, aby wyodrębnić pogłosy nowo powstałej czarnej dziury, na podstawie których obliczyli jej masę i spin, a ostatecznie powierzchnię horyzontu zdarzeń, która okazała się być równa 367 000 km kwadratowym. Jak widać, jest większa a nie mniejsza.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Symulacja komputerowa pokazująca zderzenie się dwóch czarnych dziur, które wytworzyły sygnał fal grawitacyjnych GW150914. Źródło: Projekt Simulating eXtreme Spacetimes (SXS). Dzięki uprzejmości LIGO.


Załączniki:
MIT-Hawkings-Area-01-press_0.jpg
MIT-Hawkings-Area-01-press_0.jpg [ 600.55 KiB | Przeglądany 837 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 lipca 2021, 12:46 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Wybuchy supernowych w dyskach akrecyjnych aktywnych galaktyk

Supernowe typu Ia to eksplodujące białe karły o masie zbliżonej do masy Chandrasekhara. Z tego powodu wybuchy supernowych typu Ia mają prawie uniwersale właściwości i są doskonałym narzędziem do oszacowania odległości do wybuchu, jak kosmiczna drabina odległości. Zapadające się masywne gwiazdy tworzą inny rodzaj supernowych (typu II) o bardziej zmiennych właściwościach, ale o porównywalnych jasnościach szczytowych.

Jak dotąd, najjaśniejsze zdarzenia zachodzą w supernowych z zapadniętym jądrem w środowisku gazowym, gdy ośrodek okołogwiazdowy w pobliżu wybuchu przekształca energię kinetyczną w promieniowanie i w ten sposób zwiększa jasność. Źródłem materii okołogwiazdowej jest zwykle wiatr gwiazdowy pochodzący z zewnętrznych warstw masywnej gwiazdy, które zostały wyrzucone przed wybuchem.

Naturalnym pytaniem jest, jak będą wyglądały supernowe typu Ia w gęstym środowisku gazowym? I jakie jest pochodzenie ośrodka okołogwiazdowego w tym przypadku? Czy będą one również bardziej świecące niż ich standardowe rodzeństwo? Aby odpowiedzieć na to pytanie, międzynarodowy zespół naukowców badał wybuchy w gęstych dyskach akrecyjnych wokół centralnych regionów aktywnych jąder galaktyk. Skonstruowali oni model analityczny, który wyznacza szczytową jasność i krzywą blasku dla różnych warunków początkowych, takich jak własności dysku akrecyjnego, masa supermasywnej czarnej dziury, oraz położenie i wewnętrzne własności wybuchu (np. energia początkowa, masa wyrzutu). W modelu wykorzystano również zestawy najnowocześniejszych symulacji hydrodynamicznych promieniowania.

Eksplozja generuje falę uderzeniową w ośrodku okołogwiazdowym, która stopniowo rozchodzi się na zewnątrz. W końcu fala uderzeniowa osiąga powłokę, która jest wystarczająco cienka optycznie, aby fotony mogły się z niej „wyrwać”. Położenie tej powłoki i czas trwania dyfuzji fotonów określają własności krzywej blasku.

Jeżeli ilość ośrodka okołogwiazdowego jest znacznie mniejsza niż masa wyrzucanej materii, krzywe blasku wyglądają bardzo podobnie do supernowych typu Ia. I odwrotnie, bardzo masywna materia okołogwiazdowa może zdławić wybuch i nie będzie on widoczny. Punkt krytyczny leży gdzieś pomiędzy, gdzie masa wyrzutu jest mniej więcej porównywalna z ilością materii okołogwiazdowej. W tym drugim przypadku, szczytowa jasność jest 100 razy większa niż w przypadku standardowych supernowych typu Ia, co czyni ją jedną z najjaśniejszych supernowych, jakie kiedykolwiek powstały.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artysty Jamesa Josephidesa, Swinburne University of Technology.


Załączniki:
ejecta_orig.jpg
ejecta_orig.jpg [ 135.44 KiB | Przeglądany 823 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 14 lipca 2021, 12:31 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Sonda TESS odkrywa gwiezdne rodzeństwo posiadające „nastoletnie” egzoplanety

Dzięki danym z satelity TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), międzynarodowy zespół astronomów zidentyfikował cztery egzoplanety, światy poza naszym Układem Słonecznym, krążące wokół pary powiązanych ze sobą młodych gwiazd TOI 2076 i TOI 1807.

Te światy mogą dać naukowcom spojrzenie w mało zrozumiały etap ewolucji planetarnej.

Planety w obu układach są w fazie przejściowej swego cyklu życia – powiedziała Christina Hedges, astronom z Bay Area Environmental Research Institute w Moffett Field i NASA's Ames Research Center w Dolinie Krzemowej, obydwa w Kalifornii. Nie są noworodkami, ale nie są też ukształtowane. Dowiedzenie się więcej o planetach w tym nastoletnim stadium ostatecznie pomoże nam zrozumieć starsze planety w innych układach.

Artykuł opisujący te odkrycia przez Hedges został opublikowany w The Astronomical Journal.

TOI 2076 i TOI 1807 znajdują się w odległości ponad 130 lat świetlnych, a odległość między nimi wynosi około 30 lat świetlnych, znajdują się w północnych gwiazdozbiorach Wolarza i Psów Gończych. Obie są gwiazdami typu K, karłami bardziej pomarańczowymi niż nasze Słońce, i mają około 200 mln lat, czyli mniej niż 5% wieku Słońca. W 2017 roku, wykorzystując dane sondy kosmicznej Gaia, naukowcy wykazali, że gwiazdy podróżują przez przestrzeń w tym samym kierunku.

Astronomowie uważają, że gwiazdy są zbyt odległe od siebie, by się wzajemnie okrążać, ale ich wspólny ruch sugeruje, że są ze sobą powiązane i narodziły się z tego samego obłoku gazu.

Zarówno TOI 2076 jak i TOI 1807 doświadczają rozbłysków gwiazdowych, które są znacznie bardziej energetyczne i występują znacznie częściej niż te produkowane przez nasze Słońce.

Gwiazdy produkują być może 10 razy więcej promieniowania UV niż będą produkować, gdy osiągną wiek Słońca. Ponieważ Słońce mogło być w pewnym momencie równie aktywne, te dwa układy mogą nam dać możliwość spojrzenia na wczesne warunki panujące w Układzie Słonecznym – powiedział współautor George Zhou, astrofizyk z University of Southern Queensland w Australii.

TESS monitoruje duże połacie nieba prawie miesiąc za jednym razem. Tak duży czas obserwacji pozwala satelicie na znalezienie egzoplanet poprzez pomiar małych spadków jasności gwiazd, spowodowanych przejściem planety przed gwiazdą.

Alex Hughes początkowo zwrócił uwagę astronomów na TOI 2076 po tym, jak zauważył tranzyt w danych TESS podczas pracy nad projektem licencjackim. Zespół Hedges ostatecznie odkrył trzy mini-Neptuny, światy o średnicy pomiędzy średnicą Ziemi i Neptuna, krążące wokół gwiazdy. Najbardziej wewnętrzna planeta, TOI 2076 b jest około trzy razy większa od Ziemi i okrąża swoją gwiazdę co 10 dni. Zewnętrzne światy TOI 2076 c i d są nieco ponad cztery razy większe od Ziemi, a ich orbity przekraczają 17 dni.

TOI 1807 posiada tylko jedną planetę, TOI 1807 b, która jest około dwa razy większa od Ziemi i okrąża gwiazdę w zaledwie 13 godzin. Egzoplanety z tak krótkimi orbitami są rzadkością. TOI 1807 b jest najmłodszym odkrytym do tej pory przykładem jednej z tak zwanych planet o ultrakrótkim okresie.

Naukowcy pracują obecnie nad zmierzeniem mas planet, ale zakłócenia pochodzące od nadpobudliwych młodych gwiazd mogą sprawić, że będzie to trudne.

Zgodnie z modelami teoretycznymi, planety początkowo mają grube atmosfery, które pozostały po ich uformowaniu się w dyskach gazu i pyłu wokół młodych gwiazd. W niektórych przypadkach planety tracą swoje pierwotne atmosfery na skutek promieniowania gwiazdowego, pozostawiając po sobie skaliste jądra. Niektóre z tych światów rozwijają wtórne atmosfery w wyniku procesów planetarnych, takich jak aktywność wulkaniczna.

Wiek układów TOI 2076 i TOI 1807 sugeruje, że ich planety mogą znajdować się gdzieś w środku ewolucji atmosfer. TOI 2076 b otrzymuje 400 razy więcej promieniowania UV od swojej gwiazdy niż Ziemia od Słońca – a TOI 1807 b otrzymuje około 22 000 razy więcej tego promieniowania.

Jeżeli naukowcom uda się określić masy planet, informacje te pomogą im określić, czy misje takie, jak Kosmiczny Teleskop Hubble’a i przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba mogą badać atmosfery planet – jeśli te je posiadają.

Zespół badaczy jest szczególnie zainteresowany TOI 1807 b, ponieważ jest to planeta o bardzo krótkim okresie orbitalnym. Modele sugerują, że światom powinno być trudno uformować się tak blisko swoich gwiazd, ale mogą uformować się dalej, a następnie migrować do środka. Ponieważ TOI 1807 b musiałaby uformować się i migrować w ciągu zaledwie 200 mln lat, pomoże naukowcom lepiej zrozumieć cykle życia tego typu planet. Jeżeli planeta nie ma bardzo gęstej atmosfery, a jej masa to głównie skały, bliskość gwiazdy może oznaczać, że jej powierzchnia jest pokryta oceanami lub jeziorami roztopionej lawy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna „świata lawy” krążącego wokół gwiazdy TOI 1807. Źródło: Chris Smith, NASA.


Załączniki:
593923d61aed8762952a477c8b67c536.jpg
593923d61aed8762952a477c8b67c536.jpg [ 31.37 KiB | Przeglądany 809 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 lipca 2021, 13:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Para podkarzeł-biały karzeł, w której dojdzie do wybuchu supernowej typu Ia

Astronomowie dokonali rzadkiej obserwacji pary gwiazd, które zmierzają ku swemu przeznaczeniu, dostrzegając charakterystyczne oznaki gwiazdy w kształcie łzy.

Taki kształt spowodowany jest przez masywnego, pobliskiego białego karła, który zniekształca gwiazdę swoją intensywną grawitacją, co będzie również katalizatorem dla ewentualnej supernowej, która pochłonie obie gwiazdy. Odkrycie dokonane przez międzynarodowy zespół astronomów i astrofizyków jest jednym z niewielu odkrytych układów gwiazdowych, w których pewnego dnia dojdzie do zapłonu jądra białego karła.

Nowe badania opublikowane 12 lipca 2021 r. w Nature Astronomy potwierdzają, że obie gwiazdy są we wczesnej fazie okrążania się po spirali, która prawdopodobnie zakończy się supernową typu Ia, czyli taką, która pomaga astronomom określić, jak szybko rozszerza się Wszechświat.

Układ HD265435 znajduje się w odległości około 1500 lat świetlnych od nas i składa się z gorącego podkarła i białego karła, które okrążają się w tempie około 100 minut. Białe karły to „martwe” gwiazdy, które wypaliły całe swoje paliwo i zapadły się w sobie, co czyni je małymi, ale niezwykle gęstymi obiektami.

Uważa się, że supernowa typu Ia powstaje w momencie ponownego zapłonu jądra białego karła, co prowadzi do wybuchu termojądrowego. Istnieją dwa scenariusze, w których może do tego dojść. W pierwszym z nich, biały karzeł zyskuje masę wystarczającą do osiągnięcia 1,4 masy naszego Słońca, znanej jako granica Chandrasekhara. HD265435 wpisuje się w drugi scenariusz, w którym całkowita masa bliskiego układu gwiazd złożonego z wielu gwiazd jest bliska lub wyższa od tej granicy. Odkryto tylko kilka innych układów gwiazd, które osiągną ten próg i spowodują powstanie supernowej typu Ia.

Główna autorka artykułu, Ingrid Pelisoli z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Warwick, wyjaśnia: Nie wiemy dokładnie, jak te supernowe wybuchają, ale wiemy, że musi się to wydarzyć, ponieważ widzimy to w innych miejscach we Wszechświecie. Jeden sposób jest taki, że biały karzeł gromadzi wystarczającą ilość masy od gorącego podkarła, więc gdy oba te obiekty będą krążyć wokół siebie i zbliżać się do siebie, materia zacznie uciekać z gorącego podkarła i opadać na białego karła. Inna możliwość jest taka, że ponieważ tracą one energię na emisję fal grawitacyjnych, będą się do siebie zbliżać, aż w końcu się połączą. Gdy biały karzeł zyska wystarczającą masę w wyniku którejkolwiek z tych metod, wybuchnie supernowa.

Korzystając z danych uzyskanych z satelity Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), zespół był w stanie zaobserwować gorącego podkarła, ale nie białego karła, ponieważ gorący podkarzeł jest znacznie jaśniejszy. Jednak jasność ta zmienia się w czasie, co sugeruje, że gwiazda została zniekształcona w formę łezki przez pobliski masywny obiekt. Wykorzystując pomiary prędkości radialnych i rotacyjnych wykonanych w Obserwatoriach Palomar i Kecka, a także modelując wpływ masywnego obiektu na gorącego podkarła, astronomowie mogli powiedzieć, że ukryty biały karzeł jest tak samo ciężki jak nasze Słońce, ale tylko nieznacznie mniejszy niż Ziemia.

W połączeniu z masą gorącego podkarła, która jest nieco ponad 0,6 razy większa od masy Słońca, obie gwiazdy mają masę potrzebną do wywołania supernowej typu Ia. Ponieważ obie gwiazdy są już na tyle blisko siebie, że zaczynają się do siebie zbliżać po spirali, biały karzeł nieuchronnie stanie się supernową za około 70 mln lat. Modele teoretyczne stworzone specjalnie na potrzeby tego badania przewidują, że gorący podkarzeł skurczy się i stanie się białym karłem, zanim połączy się ze swoim towarzyszem.

Supernowe typu Ia są ważne dla kosmologii jako „świece standardowe”. Ich jasność jest stała i należy do określonego typu promieniowania, co oznacza, że astronomowie mogą porównać jasność, jaką powinny mieć z tym, co obserwujemy z Ziemi, i na jej podstawie z dużą dokładnością określić ich odległość. Obserwując supernowe w odległych galaktykach, astronomowie łączą to, co wiedzą o tempie ruchu galaktyki z naszą odległością od supernowej i obliczają ekspansję Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Warwick

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu HD265435. Źródło: University of Warwick/Mark Garlick


Załączniki:
progenitor.jpg
progenitor.jpg [ 3.52 MiB | Przeglądany 794 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 16 lipca 2021, 14:13 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
FAST odkrywa nowe odległe pulsary

Radioteleskop Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST) odkrył nową grupę silnie namagnesowanych, pulsujących gwiazd neutronowych znajdujących się poza głównym dyskiem Drogi Mlecznej.

Skarby gromad kulistych
Pulsary są zwartymi pozostałościami po wyewoluowanych gwiazdach, które szybko wirują, świecąc wiązką emisji w kierunku Ziemi niczym latarnie morskie o niewiarygodnie precyzyjnym okresie. Możemy użyć tych kosmicznych zegarów do badania galaktyki wokół nas, wykorzystując ich precyzyjne czasy, aby dowiedzieć się więcej o ewolucji gwiazd, ich środowisku, ośrodku międzygwiazdowym i nie tylko.

Ale pulsary istnieją również poza stosunkowo bliskim dyskiem Drogi Mlecznej! Szczególnie interesującym miejscem do ich poszukiwania jest wnętrze gromad kulistych, które orbitują wokół naszej Galaktyki.

Pulsary w gromadach kulistych są często dość egzotyczne. Wśród tych, które wykryli naukowcy w gromadach kulistych znajdują się jedne z najszybciej wirujących, zaćmieniowe układy podwójne, układy potrójne oraz pulsary na ekscentrycznych orbitach ze swoimi towarzyszami. Identyfikując więcej obiektów z tej gamy interesujących obiektów, możemy dowiedzieć się o szerokim zakresie efektów ewolucji gwiazd w starych gromadach.

Wyzwanie? Pulsary w gromadach kulistych są bardzo odległe i często bardzo słabe. Naukowcy potrzebują dużych i czułych przeglądów radiowych, aby polować na te tajemnicze ciała – i tu właśnie wkracza FAST.

Olbrzymi teleskop na polowaniu
FAST, olbrzymi teleskop wkomponowany w krajobraz w południowo-zachodnich Chinach, rozpoczął swoje badanie pulsarów w gromadach kulistych w 2018 roku. Od tego czasu teleskop ten poszukuje oznak słabych, pulsujących gwiazd neutronowych w obrębie gromad kulistych Drogi Mlecznej.

W nowym badaniu zespół naukowców przedstawia najnowsze wyniki tego przeglądu, które obejmują:

• odkrycie 24 nowych pulsarów w 15 gromadach kulistych, co podwaja liczbę pulsarów znanych z gromad kulistych na niebie FAST;
• pierwsze w historii detekcje pulsarów w gromadach kulistych M2, M10 i M14;
• odkrycie kilku nowych pulsarów typu „czarna wdowa” i „czerwony grzbiet” – układów podwójnych, w których gwiazda o bardzo niskiej masie krąży blisko pulsara milisekundowego, a pulsar stopniowo konsumuje swojego towarzysza;
• dodatkowe pomiary wcześniej odkrytych pulsarów.

Nowe odkrycia z tych gromad kulistych to przede wszystkim pulsary w układach podwójnych – prawdopodobnie ze względu na niski wskaźnik spotkań w tych gromadach, co pozwoliłoby układom podwójnym przetrwać dłużej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pulsara milisekundowego i jego gwiezdnego towarzysza. Źródło: European Space Agency & Francesco Ferraro (Bologna Astronomical Observatory)


Załączniki:
mspulsar.jpg
mspulsar.jpg [ 98.94 KiB | Przeglądany 781 razy ]

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm
Na górę
 Wyświetl profil  
 
Post: 17 lipca 2021, 17:14 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto długo poszukiwany energetyczny gorący wiatr z AGN o niskiej jasności

Supermasywne czarne dziury połykają otaczający je gaz. Napływający gaz nazywany jest przepływem akrecyjnym czarnej dziury. W badaniach opublikowanych w Nature Astronomy, zespół naukowców znalazł bezpośredni dowód na istnienie energetycznego gorącego wiatru wystrzelonego z gorącego strumienia akrecyjnego na słabo akreującą supermasywną czarną dziurę, co stanowi krok w kierunku zrozumienia procesów akrecyjnych wokół czarnej dziury.

W prawie każdej galaktyce znajduje się supermasywna czarna dziura. Gaz wokół czarnej dziury będzie akreował i utworzy dysk akrecyjny. Z dysku akrecyjnego emitowane jest silne promieniowanie, które jest źródłem promieniowania na pierwszym obrazie czarnej dziury uzyskanym w 2019 roku.

W zależności od temperatury gazu, przepływy akrecyjne czarnych dziur dzielą się na dwa rodzaje: zimne i gorące. Badania teoretyczne przeprowadzone przez zespół naukowców w ciągu ostatnich dziesięciu lat przewidywały, że silny wiatr musi istnieć w gorących strumieniach akrecyjnych, które zazwyczaj zasilają aktywne jądra galaktyk (AGN) o niskiej jasności. Według najnowszych symulacji kosmologicznych Illustris-TNG, wiatry te odgrywają kluczową rolę w ewolucji galaktyk. Jednak bezpośrednie dowody obserwacyjne na istnienie takiego wiatru okazały się trudne do uzyskania.

Naukowcy w tym badaniu znaleźli mocne dowody obserwacyjne na energetyczny wypływ z M81*, prototypowej AGN o niskiej jasności rezydującej pobliskiej masywnej galaktyce spiralnej Messier 81, poprzez analizę wysokiej jakości widma rentgenowskiego. Widmo, które ma niezrównaną rozdzielczość i czułość, zostało uchwycone przez Chandra X-ray Observatory w latach 2005-2006, ale do tej pory pozostawało niezbadane pod kątem wiatru.

O wypływie z M81* świadczy para linii emisyjnych Fe XXVI Lyα, które ulegają kwazi-symetrycznemu przesunięciu ku czerwieni i ku fioletowi z prędkością linii widzenia 2800 km/s, oraz wysoki stosunek linii Fe XXVI Lyα do linii Fe XXV Kα, który sugeruje temperaturę plazmy emitującej linie na poziomie 140 mln K.

Aby zinterpretować plazmę o dużej prędkości i wysokiej temperaturze, badacze przeprowadzili symulacje magnetohydrodynamicznego gorącego przepływu akrecyjnego na M81* i stworzyli syntetyczne widmo rentgenowskie wiatru wystrzelonego z gorącego przepływu akrecyjnego, zgodnie z przewidywaniami symulacji numerycznych. Przewidywane linie emisyjne zgadzały się z widmem z Chandry, dostarczając dowodów na istnienie gorącego wiatru. Stwierdzono, że energia tego wiatru jest wystarczająco silna, by wpływać na bliskie otoczenie M81*.

Badanie to ukazało brakujące ogniwo pomiędzy obserwacjami a teorią gorących przepływów akrecyjnych, jak również najnowszymi symulacjami kosmologicznymi ze sprzężeniem zwrotnym AGN.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna AGN. Źródło: CAS


Załączniki:
W020210220361325498337.jpg
W020210220361325498337.jpg [ 4.52 MiB | Przeglądany 758 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 lipca 2021, 15:01 
Offline
Administrator
Awatar użytkownika

Rejestracja: 20 maja 2014, 18:29
Posty: 1483
Oddział PTMA: Kraków
Odkryto aktywność w największej komecie, jaką kiedykolwiek znaleziono

Nowo odkryty gość z zewnętrznych krawędzi naszego Układu Słonecznego okazał się być największą znaną kometą w historii. O obiekcie, który nazwano kometą C/2014 UN271 Bernardinelli-Bernstein na cześć jej odkrywców, po raz pierwszy poinformowano w sobotę, 19 czerwca 2021 roku. C/2014 UN271 została znaleziona dzięki ponownemu przetworzeniu zdjęć z czteroletnich danych zebranych w przeglądzie Dark Energy Survey, który był prowadzony przy użyciu 4-metrowego teleskopu Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile w latach 2013-2019. W momencie ogłoszenia nie było żadnych przesłanek by sądzić, że jest to aktywny świat. C/2014 UN271 nadlatywała z zimnych, zewnętrznych krańców Układu Słonecznego, więc potrzebne było szybkie obrazowanie, aby się dowiedzieć, kiedy ten wielki, nowo odkryty świat zacznie pokazywać warkocz kometarny.

Las Cumbres Observatory było w stanie dość szybko określić, czy obiekt stał się aktywną kometą w ciągu trzech lat od momentu, gdy został po raz pierwszy dostrzeżony przez DES. Ponieważ nowy obiekt znajdował się tak daleko na południu i był dość słaby, wiedzieliśmy, że nie będzie wielu innych teleskopów, które mogłyby go zaobserwować – mówi dr Tim Lister, Staff Scientist w Las Cumbres Observatory (LCO). Na szczęście LCO posiada sieć zrobotyzowanych teleskopów na całym świecie, szczególnie na półkuli południowej, i byliśmy w stanie szybko uzyskać obrazy z teleskopów LCO w Afryce Południowej – wyjaśnia Tim Lister.

Obrazy z jednego z 1-metrowych teleskopów LCO, znajdującego się w Południowoafrykańskim Obserwatorium Astronomicznym (SAAO), napłynęły około godziny 21.00 Czasu Pacyficznego Letniego (UTC-7) w poniedziałek 22 czerwca. Astronomowie z Nowej Zelandii jako pierwsi zauważyli nową kometę.

Analiza obrazów z LCO wykazała rozmytą komę wokół obiektu, co wskazuje, że był on aktywny i rzeczywiście był kometą, mimo, że wciąż znajduje się w niezwykłej odległości blisko 3 mld km, czyli ponad dwukrotnie większej niż odległość Saturna od Słońca.

Szacuje się, że kometa ma ponad 100 km średnicy, czyli jest ponad trzykrotnie większa od kolejnego największego znanego nam jądra komety, komety Hale’a-Boppa, która została odkryta w 1995 roku. Nie oczekuje się, że kometa ta stanie się jasna i widoczna nieuzbrojonym okiem: pozostanie obiektem teleskopowym, gdyż jej najbliższa odległość od Słońca nadal będzie poza orbitą Saturna. Ponieważ kometa C/2014 UN271 została odkryta tak daleko, astronomowie będą mieli ponad dekadę na jej zbadanie. Największe zbliżenie do Słońca kometa osiągnie w styczniu 2031 roku.

Tim Lister i inni astronomowie z Projektu LCO Outbursting Objects Key (LOOK) będą więc mieli mnóstwo czasu, aby wykorzystać teleskopy LCO do badania komety C/2014 UN271. Projekt LOOK kontynuuje obserwacje zachowania dużej ilości komet i tego, jak zmienia się ich aktywność w miarę zbliżania się do Słońca. Naukowcy wykorzystują również zdolność szybkiego reagowania LCO, aby uzyskać obserwacje bardzo szybko, gdy kometa wybuchnie.

Obecnie istnieje wiele przeglądów, które monitorują każdej nocy fragmenty nieba. Przeglądy te mogą dostarczać ostrzeżenia, jeżeli któraś z komet nagle zmieni jasność. Wtedy można uruchomić zmotoryzowane teleskopy LCO, aby uzyskać bardziej szczegółowe dane i dłuższe spojrzenie na zmieniającą się kometę, podczas gdy przegląd przeniesie się na inny obszar nieba. Teleskopy LCO pozwalają na uzyskanie obrazów zdarzenia w ciągu zaledwie 15 minut od alarmu. Pozwala to badać wybuchy w komet w miarę ich rozwoju.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
LCO

Olbrzymia kometa znaleziona na obrzeżach Układu Słonecznego w przeglądzie Dark Energy Survey

Vega

Na ilustracji: Kometa C/2014 UN271 (Bernardinelli-Bernstein), widoczna na syntetycznej kolorowej kompozycji obrazów wykonanej za pomocą 1-metrowego teleskopu LCO. Źródło: LOOK/LCO


Załączniki:
2014UN271_210621_rmean_v5.width-1000.jpg
2014UN271_210621_rmean_v5.width-1000.jpg [ 224.14 KiB | Przeglądany 738 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: 955 ]  Przejdź na stronę Poprzednia  1 ... 43, 44, 45, 46, 47, 48  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