ESA odkryła czarną dziurę - koło zamachowe w naszej Galaktyce

Daleko stąd pośród gwiazd, na niebie południowym w gwiazdozbiorze Ara (Ołtarz), mała czarna dziura zakręca przestrzeń wokół siebie. Jeśli spróbujesz stać nieruchomo w jej pobliżu, nie zdołasz. Będziesz wleczony dokoła niej z dużą szybkością tak, jakbyś jeździł na olbrzymim kole zamachowym. Gaz, który wpada do czarnej dziury, jest skręcany w taki właśnie sposób. Gaz ten promieniuje energię w postaci fal elektromagnetycznych w zakresie rentgenowskim (X) o wiele intensywniej niż promieniowałby, gdyby przestrzeń wokół nie była zakrzywiona. Satelita Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) dokonujący detekcji fal rentgenowskich, XMM-Newton, zaprojektowany został do banania takiej właśnie formy energii. Ostatnie odkrycie powiększyło konto osiągnięć europejskiego satelity o kolejny godny uwagi wynik w badaniu czarnych dziur - tajemniczych obszarów przestrzeni, gdzie grawitacja jest tak silna, że nawet światło nie może się stamtąd wydostać. Duża prędkość i silne przyciąganie grawitacyjne powoduje zmianę energii fal X pochodzących z atomów żelaza, które znajdują się bardzo blisko czarnej dziury. XMM-Newton wykrywając i badając rozkład energii X umożliwia astronomom ocenę warunków fizycznych jakie panują wokół czarnej dziury. Niesamowity efekt wirowania czarnej dziury łączy się z Einsteinowską teorią grawitacji (czyli Ogólną Teorią Względności), w której przestrzeń mówi materii jak się ma poruszać, a materia mówi przestrzeni jak się ma zakrzywiać. Satelita XMM-Newton po raz pierwszy odkrył takie koła zamachowe czarnych dziur w galaktykach odległych o wiele milionów lat świetlnych. Dziś takie same zajwisko możemy obserwować w naszej macierzystej Galaktyce. Zespół złożony z europejskich i amerykańskich astronomów dokonał tego odkrycia we wrześniu 2001 roku podczas obserwacji  wybuchu z obiektu sąsiadującego z kandydatatem na czarną dziurę; oficjalna nazwa owego kandydata to XTE J1650-500. Podejrzany obiekt jest około 10 razy cięższy niż Słońce. Podobna czarna dziura - koło zamachowe w innej galaktyce, właśnie zbadana przez XMM-Newton, ma masę milion razy większą i znajduje się 4000 razy dalej niż XTE J1650-500. "Zobaczyliśmy zdumiewające zachowanie na wielką skalę odległości i mas", stwierdził Matthias Ehle, członek stacji satelitarnej Villafranca w Hiszpanii. "Nasze nadzieje na to, że XMM-Newton mógłby znacznie poszerzyć naszą wiedzę o czarnych dziurach, nie zawiodły". Astronomowie opisali swoje obserwacje w Astrophysical Journal Letters, który ukaże się 10 maja. Głównym autorem publikacji jest Jon Miler z Massachusetts Institute of Technology (USA). 29 kwietnia 2002 Źródło | K.Zawada

Czarna dziura zawija przestrzeń wokół siebie i promieniowuje energię w postaci fal X (kliknij-animacja) XMM-Newton pokazał, że energia może uciec z czarnej dziury

ESA bada "martwe pole" asteroid

W ciągu ostatnich pięciu tygodni dwie asteroidy przeszły blisko Ziemi w odległości 1.2 oraz 3 odległości do Księżyca. Okazało się, że kolejny asteroid ma szanse 1 na 300 kolizji z Ziemią w roku 2880. Monitorowanie znanych asteroid pozwala astronomom przewidzieć, które obiekty mogą uderzyć w Ziemię. Ale dotyczy to jedynie asteroid, które śledzimy. Co z tymi, które leżą w martwym polu między Słońcem a Ziemią? Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) analizuje w jaki sposób ich misje mogą wesprzeć monitorowanie tych niewidocznych, ale potencjalne niebezpiecznych asteroid.

 

Statek Europejskiej Agencji Kosmicznej Gaia będzie znajdować się w idealnym położeniu, aby badać "martwe pole" asteroid między Ziemią a Słońcem (wizja artystyczna - ESA/Medialab).

Trudno jest oszacować niebezpieczeństwo stwarzane przez asteroidy. Częściowo jest to spowodowane tym, że astronomowie nadal nie wiedzą jaka jest liczba asteroid. Niedawne odkrycie, którego dokonano przy użyciu danych z Infrared Space Observatory (ISO) należącego do ESA, wskazują, że asteroid o rozmiarze większym niż 1km może być około 2 milionów w głównym pasie asteroid leżącym między Marsem a Jowiszem. Wcześniej szacowano ilość asteroid na połowę tej liczby.

Dodatkowo, nawet jeśli asteroida zostanie zidentyfikowana, należy wykonać jeszcze wiele obserwacji, aby móc stwierdzić, czy jej trajektoria będzie przebiegać blisko Ziemi, czy może się z nią zderzyć.

Jeśli asteroidy pozostają w głównym pasie wówczas nie stanowią zagrożenia dla Ziemi. Jednak mogą zostać wyrzucone na inną orbitę w wyniku zderzenia z inną asteroidą lub w wyniku działania grawitacji Jowisza. Jeśli ta nowa orbita przecina orbitę Ziemi może pewnego dnia zderzyć się z naszą zieloną planetą powodując nieobliczalne zniszczenia.

Liczba badań naziemnych jest obecnie niewystarczająca do stwierdzenia ile potencjalnie groźnych asteroid istnieje z powodu martwego pola, w które teleskopy naziemne nigdy nie będą mogły zajrzeć. Owo martwe pole to obszar wewnątrz ziemskiej orbity w kierunku Słońca. Obserwacje w kierunku bliskim Słońcu są z Ziemi niemal niewykonalne, bo oznacza to obserwacje w ciągu dnia kiedy Słońce jest najjaśniejszym obiektem na niebie. Oznacza to, że asteroidy ukrywające się w tym rejonie moga zakraść się w obszar Ziemi niezauważone. Asteroid 2002 EM7, który przeszedł blisko Ziemi 8 marca tego roku, był właśnie takim obiektem. Jego detekcja nastąpiła już po tym jak minął orbite Ziemi. Obiekt pojawił się na krótko na tle nocnego nieba i znów zniknął w blasku Słońca.

 

Artystyczna wizja rodzin asteroid. Asteroidy "Amor" przecinają orbitę Marsa, ale nie orbitę Ziemi. Orbitę naszej planety przecina grupa asteroid "Apollo" i "Atena". "Ateny" spędzają większość czsu wewnątrz orbity Ziemi, przecinają ją szybko i znikają w blasku Słońca. (ESA/Medialab)

Znanych jest około 550 podobnych do siebie asteroid. Nazywane są Atenami i spędzają większość czasu wewnątrz ziemskiej orbity blisko Słońca. Ich całkowitą ilość szacuje się na około kilkanaście tysięcy, ale ich śledzenie z powierzchni Ziemi jest niemożliwe. Jakkolwiek badania przeprowadzone dla ESA wykazały, że statek kosmiczny Gaia będzie w stanie dokładnie obejrzeć "martwe pole" i precyzyjne śledzić populacje Aten.

Francois Mignard z Observatoire de la Cotes d'Azur (Francja), który prowadzi badania, stwierdził, że Gaia może być idealnym urządzeniem, ponieważ została zaprojektowana do pomiaru pozycji obiektów niebieskich z niesłychaną dokładnością. Co więcej - w przestrzeni kosmicznej nie ma atmosfery, która rozpraszałaby promienie słoneczne, tak więc Gaia może bez zakłóceń patrzeć blisko Słońca.

Gaia wystartuje w 2010 roku, wyznaczy orbity asteroid 30 razy lepiej niż jakiekolwiek urządzenia naziemne. Wiedza o tym jak blisko obiekty miną Ziemie bardzo zależy od dokładności wyznaczenia ich orbit. To jest właśnie główne zadanie dla statku kosmicznego "Gaia", mówi Michael Perryman, naukowiec pracujący nad projektem Gaia w European Space Research and Technology Centre w Holandii.

Dane z Gaia mają również pomóc ustalić skład asteroid. Wiedza ta ma pomóc w ustaleniu metody zniszczenia czy zmiany kierunku, gdyby obiekt znalazł sie na kursie kolizyjnym z Ziemią.

19 kwietnia 2002
Źródło | K.Zawada

Wybuchy SN źródłem błysków gamma

Jedne z najbardziej energetycznych procesów we Wszechświecie, obserwowane jako błyski gamma, stanowią największą zagadkę współczesnej astronomii. Jak dotąd za źródło tego zjawiska uważano dwa procesy: kolizje supergęstych gwiazd neutronowych oraz wybuch supernowej, kończący w spektakularnym stylu żywot bardzo masywnych gwiazd. Błysk zaobserwowany 11 grudnia 2001r przez satelitę rentgenowskiego XMM-Newton, dostarczył niezbitych dowodów na to, że z procesem tym związane są raczej wybuchy supernowych (obok wizja artystyczna faz błysku gamma).

Dokładna analiza poświaty pozostałej po błysku gamma dostarczyła dowodów na istnienie chemicznych produktów niedawnego wybuchu supernowej (SN). "Możemy teraz z całą pewnością powiedzieć, że śmierć masywnej gwiazdy wybuchającej jako supernowa jest powodem powstania błysku. Jednocześnie w dalszym ciągu nie znamy dokładnej przyczyny tego najbardziej energetycznego procesu we Wszechświecie" mówi Norbert Schartel, współautor pracy opublikowanej na łamach 'Nature'.

Pierwsze błyski gamma zaobserwowano w 1967 roku, przy okazji badań nad radioaktywnym skażeniem Ziemi na skutek działalności nuklearnej. Satelity zaprojektowane do detekcji emisji promieniowania X oraz Gamma zaobserwowały źródła tego promieniowania nie w pobliżu Ziemi lecz w dalekiej przestrzeni kosmicznej. Od tej pory stanowią one nie lada problem dla astronomów: pojawiają się nawet kilka razy dziennie, trwają kilka minut i zupełnie nie wiadomo gdzie pojawią się znowu. Dlatego ich detekcja jest znacznie utrudniona. Przez ok. trzydzieści lat nie było wiadomo, czy eksplozje mają miejsce w obrębie naszej Galaktyki, czy też poza nią. Obecnie, swego rodzaju "system alarmowy" działający w detektorach promieniowania gamma, pozwala na błyskawiczne wycelowanie teleskopu w kierunku błysku i zaobserwowanie poświaty, zanim zdąży całkiem zaniknąć. Dzięki temu wiadomo już, że błyski pojawiają się w odległych galaktykach.

Najdłużej trwający błysk (nazwa "robocza" GRB 011211) został zarejestrowany 11 grudnia 2001 roku (19:09:21 UT) przez satelitę BeppoSAX. Zjawisko rejestrowano przez 270 sekund. Kilka godzin później, po wstępnej analizie, o obserwacji zostało poinformowane całe środowisko astronomów. Po 11 godzinach w rejon błysku skierowano kamery satelity XMM-Newton (na zdjęciu obok). Jasność poświaty w promieniach rentgenowskich była ciągle 7 milionów razy większa niż jasność całej Galaktyki (nieco dłuższa zwłoka spowodowałaby totalną porażkę, astronomowie zdążyli na czas!).

Obserwacja zaowocowała odkryciem dwóch istotnych faktów: (1) w miejscu, w którym pojawił się błysk stwierdzono obecność materii, pędzącej z prędkością rzędu 10% prędkości światła w kierunku Ziemi; (2) skład chemiczny tej materii okazał się identyczny z pozostałościami po wybuchu SN. Schartel: "Obserwowaliśmy sferyczną otoczkę pozostałą po niedawnym wybuchu, podgrzewaną przez błysk gamma. Fakt zbliżania się do nas materii świadczy o ekspansji otoczki".

Detektory XMM zarejestrowały duże ilości magnezu, krzemu, siarki, argonu i wapnia, jednak bardzo mało żelaza. Tego rodzaju materiał produkowany jest przez masywna gwiazdę w ostatnim etapie jej ewolucji, tuż przed wybuchem supernowej. Reakcje syntezy ciężkich jąder, zachodzące w jądrze gwiazdy, są wydajnym źródłem energii wyświecanej przez gwiazdę. Na każdym etapie ewolucji powstają inne pierwiastki. Eksplodująca supernowa wyrzuca ten materiał do otaczającej ją przestrzeni. Powstaje sferyczna otoczka oświetlana poświatą po błysku gamma. Astronomowie potrafią obecnie mierzyć rozmiary takich otoczek: mogą mieć one promień rzędu 10000 milionów km! Znajomość rozmiarów otoczki oraz prędkości jej ekspansji pozwala na wyznaczenie momentu eksplozji: supernowa odpowiadająca za błysk z grudnia 2001 roku musiałaby się pojawić zaledwie kilka dni wcześniej! Taki krótki okres czasu pomiędzy wybuchem supernowej a momentem zarejestrowania poświaty pozostaje w zgodzie z małą zawartością żelaza w badanym źródle. Pierwiastek ten może powstać w gazie odrzuconym przez supernową w czasie nie dłuższym niż dwa miesiące od chwili wybuchu. Tym sposobem można również bardzo łatwo odrzucić hipotezę o kolizji dwóch gwiazd neutronowych: "Proces ten nie jest w stanie wyprodukować takiej ilości pierwiastków ciężkich, jakie obserwujemy".

Stosunkowo niski poziom żelaza również nie może być wyjaśniony przez teorię zderzenia gwiazd neutronowych. Gwiazda neutronowa jest produktem ewolucyjnym, powstałym długo po wybuchu supernowej. Natomiast obserwacje wskazują na krótki czas po wybuchu (jak już wspomniano, żelazo może powstać nie później niż w dwa miesiące po eksplozji).

Fred Jansen, jeden z twórców projektu XMM-Newton mówi, że "badania są możliwe dzięki najnowszej powierzchni zbierającej oraz wysokiej czułości detektorów XMM-Newton. Atmosfera ziemska skutecznie przeszkadza w detekcji promieniowania X na powierzchni Ziemi, a żadna z pracujących obecnie kamer pozaatmosferycznych nie oferuje takiej jakości danych, jak te uzyskane podczas obserwacji błysku GRB 011211. Jesteśmy teraz o jeden krok bliżej rozwiązania zagadki tych fenomenów energetycznych".

Jednak wiele pytań dalej pozostaje bez odpowiedzi. Dlaczego nie wszystkim wybuchom SN towarzyszą błyski gamma? Jaki mechanizm fizyczny kryje się za tymi gwałtownymi procesami? XMM-Newton (X-ray Multi Mirror) jest obecnie najpotężniejszym satelitą obserwacyjnym, zajmującym się badaniami nad obiektami układu słonecznego (planety, komety), obserwuje również czarne dziury oraz młode galaktyki. Został on wystrzelony 10 grudnia 1999 roku przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA). Na październik 2002 roku planowana jest kolejna misja (INTEGRAL = International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), mająca na celu znalezienie odpowiedzi na te pytania. INTEGRAL ma być wyposażone w najczulsze jak dotąd detektory promieniowania gamma, zdolne do zarejestrowania sygnałów nawet bardzo odległych źródeł.

Wyniki badań opartych na obserwacjach XMM-Newton można znaleźć w Nature (4 kwietnia 2002r), w publikacji: "Evidence for outflowing supernova ejects in the afterglow of Gamma Ray Burst GRB 011211", autorstwa: J. N. Reeves, D. Watson, J. P. Osborne, K. A. Pounds, P. T. O'Brien, A. D. T. Short, M. J. L. Turner, M. G. Watson, K. O. Mason, M. Ehle, N. Schartel.

15 kwietnia 2002
Źródło | B. Kulesza

Muzyka czarnych dziur - Wszystkie czarne dziury nucą tę samą melodię.

Astronomowie z Uniwersytetu w Southampton odkryli godne uwagi pokrewieństwo pomiędzy olbrzymimi czarnymi dziurami, które tkwią w sercach odległych galaktyk i ich stosunkowo niewielkimi kuzynami, którzy zamieszkują układy gwiazdowe w naszej Drodze Mlecznej: wszystkie one nucą tę samą melodię. Dr Phil Uttley zaprezentował te odkrycia w ostatni wtorek na wykładzie zatytułowanym "Muzyka czarnych dziur" podczas National Astronomy Meeting w Bristolu (USA).

Masywne czarne dziury, miliony razy cięższe niż Słońce, choć mniejsze niż nasz Układ Słoneczny, podejrzane są o to, że ukrywają się w centrach większości galaktyk, w tym i w naszej macierzystej Galaktyce. Od czasu do czasu gaz w centralnych rejonach galaktyki zapada się w kierunku czarnej dziury. Gdy gaz zbliża się do czarnej dziury, coraz więcej energii uwalniane jest w postaci światła widzialnego i promieniowania elektromagnetycznego w innych zakresach fal, w tym także promieniowania X, które powstaje blisko czarnej dziury, gdzie gaz jest najgorętszy.

Galaktyki, gdzie opisany proces ma miejsce nazywane są "galaktykami aktywnymi". Jednak moc promieniowania X z takich galaktyk nie jest stała, prawdopodobnie z powodu turbulencji występujących w dopływającym gazie. Promieniowanie X zmienia się powoli w różnych skalach czasowych, które wahają się od godzin do lat.

Przez ostatnich 6 lat dr Phil Uttley i prof. Ian Mc Hardy z Uniwersytetu w Southampton wraz ze współpracownikami używali satelity Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), należącego do NASA, do monitorowania zmienności mocy promieniowania X kilkunastu galaktyk aktywnych. Ich celem jest porównanie powolnej zmienności mocy promieniowania X z galaktyk aktywnych z o wiele gwałtowniejszą (w skalach czasowych od milisekund do sekund) zmiennością promieniowania X w układach podwójnych (układach BHXRB). W układach takich pierwszy składnik - czarna dziura -  jest miliony razy mniejsza od kolosów z centrów galaktyk i "żywi się" gazem pochodzącym z normalnej gwiazdy - towarzysza, czyli drugiego składnika układu.

Dr Uttley wyjaśnia: Zmiany promieniowania X w galaktykach aktywnych i w układach BHXRB można porównać do muzyki: małe zmiany - to pojedyncze nuty - następują w krótkiej skali czasowej oraz duże zmiany - to zmiany całej tonacji - które następują w dłuższej skali czasowej. Dzięki monitorowaniu RXTE odkrywamy, że skale czasowe dla zmian tych nut i tonacji są około milion lub więcej razy dłuższe w galaktykach aktywnych niż w układach BHXRB. Innymi słowy, jeśli weźmiemy melodię graną na falach X przez czarną dziurę w układzie podwójnym, puścimy taśmę z tą melodią około milion razy wolniej, to otrzymamy taki rodzaj zmienności, który obserwujemy obecnie w galaktykach aktywnych.

Od dawna uważano, że, mimo ogromnej różnicy w rozmiarach, najbardziej wewnętrzne obszary galaktyk aktywnych i układów BHXRB są w istocie takie same. Z teoretycznego punktu widzenia takie podejście ma sens, ponieważ obszary te zdominowane są przez olbrzymią grawitację, której źródłem jest czarna dziura; nie dba ona o środowisko zewnętrzne, a jedynie nim się karmi - jest jej obojętne czy "żywiciel" to normalna gwiazda - składnik układu podwójnego, czy gaz - bogate środowisko w centrum galaktyki.

Dr Uttey: Prędkość z jaką przewija się taśma jest jedyną znaczącą różnicą, a rządzi nią masa czarnej dziury. Większe czarne dziury wykazują się mniejszą zmiennością, więc możemy wykorzystać tą zmienność w promieniowaniu X do pomiaru masy czarnych dziur w galaktykach aktywnych. Ważniejsze jest jednak to, że jesteśmy teraz pewni prawdziwości analogii między galaktykami aktywnymi a układami podwójnymi z czarnymi dziurami i możemy nauczyć się więcej o tych niesamowitych obiektach.

12 kwietnia 2002
Źródło | K.Zawada

Wszechświat ekspanduje coraz szybciej: nowy dowód

Trzy lata temu dwie grupy astronomów zachwiały światem naukowym znajdując dowód na to, że Wszechświat raczej przyspiesza niż zwalnia. Spowolnienia tempa rozszerzania oczekiwano powszechnie z powodu przyciągania grawitacyjnego działającego na wszystkie cząstki materii w Kosmosie. Według tych dwu grup jasności supernowych (eksplodujących gwiazd o dużej masie), które obserwowali w odległych galaktykach, wymagają, aby Wszechświat wypełniony był dziwnego rodzaju ciemną energią, która powoduje, że Wszechświat przyspiesza coraz szybciej swoją ekspansję do nieskończonej przyszłości.

Po raz pierwszy pomysł ciemnej energii zapostulował Einstein (i nazwał ją 'stałą kosmologiczną'). Jednak później Einstein określił ją swoją największą pomyłką, ponieważ psuła ona prostotę i elegancję Ogólnej Teorii Względności. Od tego czasu stała kosmologiczna miała wielu przeciwników i zwolenników. Sławny astronom z Cambridge Sir Arthur Stanley Eddington był przekonany o jej istnieniu, uzasadniając, że stała kosmologiczna rozróżnia pomiędzy rozległymi obszarami obserwowalnego Wszechświata, a bardzo małymi skalami jakimi operuje się w teorii cząstek elementarnych. Lecz dla większości fizyków teoretyków stała kosmologiczna jest wielkością "krańcowo tajemniczą" i niepotrzebną. Wielu naukowców sceptycznie odniosło się do wyników grupy badającej supernowe.

Obecnie grupa 27 astronomów kierowana przez profesora George Efstathiou z Uniwersytetu w Cambridge opublikowała dowody na istnienie ciemnej energii używając zupełnie innego podejścia. Zanalizowano gromadzenie się 250 000 galaktyk w dużej objętości Wszechświata obserwowanej przy użyciu Anglo-Australian Telescope w Siding Spring w Nowej Południowej Walii w Australii. Widoczne struktury reprezentują obecny Wszechświat, czyli około 15 miliardów lat po Wielkim Wybuchu (Big Bang). Następnie porównano te struktury ze strukturami obserwowanymi w kosmicznym promieniowaniu tła mikrofalowego, który zawiera informacje o Wszechświecie kiedy miał zaledwie  300 tysięcy lat. Ewolucja tych struktur zawiera informację o stałej kosmologicznej.

Wyniki porównań struktur pokazują, że Wszechświat jest pełen ciemnej energii, co więcej, potwierdzają one wcześniejsze wyniki pomiaru supernowych. "Wygląda na to, że Einstein mimo wszystko nie popełnił błędu - okazuje się, że ciemna energia istnieje i dominuje nad bardziej konwencjonalnymi rodzajami materii" - twierdzi profesor Efstathiou. "Wyjaśnienie ciemnej energii może również być związane z Teorią Strun, dodatkowymi wymiarami, a nawet wyjaśnieniem tego, co było przed Wielkim Wybuchem. Obecnie nikt tego nie wie. Piłka jest teraz na boisku teoretyków."

28 marca 2002
Źródło | K.Zawada

Kosmiczne tango bliźniaczych kwazarów

Naukowcy rozwikłali od dawna istniejącą zagadkę kwazarów tworzących rzadko spotykany układ podwójny. Unikat ten znajduje się 11 miliardów lat świetlnych od Ziemi, a zagadkę udało się rozwiązać dzięki kosmicznemu teleskopowi rentgenowskiemu Chandra. Wcześniej uważano "bliźniaki" za optyczne złudzenie. Teraz uważa się, że powstały one na skutek łączenia się galaktyk, a występowanie takich "unikatów" mogło być częstym zjawiskiem w gęstym, wczesnym Wszechświecie, krótko po Wielkim Wybuchu.

Zdjęcie z teleskopu Chandra bliźniaczych kwazarów Q2345+007 A, B pokazuje, że obiekty nie są identyczne. Prawdopodobnie nie są zatem optyczną iluzją, jak do tej pory myślano. Obiekty te mogły powstać w wyniku łączenia się galaktyk. (NASA/SAO/CXC/P.Green et al.)

"Gdy galaktyki oddziaływały ze sobą lub gdy się łączyły, stały się wówczas bardziej aktywne i jaśniejsze. Mogły wówczas pobudzić aktywność kwazarów znajdujących się w ich centrach," twierdzi Paul Green z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass., który przewodzi grupie badawczej. " Kwazary wyglądają jakby wylęgły się w tym samym gnieździe."

Kwazary tkwią w centrach galaktyk, a wzmacniane są przez supermasywną czarną dziurę. Kwazar emituje o wiele więcej energii niż wszystkie gwiazdy w jego macierzystej galaktyce, dlatego samą galaktykę trudno zaobserwować - ginie w świetle kwazara (WiŻ 3/1999).

Dane z Chandry pokazują, że kwazary Q2345+007 A, B nie są zwierciadlanym odbiciem wywołanym zjawiskiem zwanym soczewkowaniem grawitacyjnym. Te dwa kwazary są raczej oddzielnymi obiektami stworzonymi, gdy ich macierzyste galaktyki zbliżyły się do siebie, wzmacniając napływ materii na centralną czarną dziurę w każdej z nich.

Często pary kwazarów, które wydają się być bardzo blisko siebie i znajdują się w tej samej odległości od Ziemi, okazują się być czystą iluzją; naprawdę są częścią układu soczewek grawitacyjnych. W takich przypadkach obraz pojedynczego kwazara jest rozdzielony na dwa, a nawet więcej obrazów, ponieważ jego światło ulega zakrzywieniu i zogniskowaniu w drodze do Ziemi, w wyniku oddziaływania grawitacyjnego jakiegoś masywnego obiektu typu galaktyki czy gromady galaktyk.

Zazwyczaj obiekt, który powoduje soczewkowanie obserwowany jest jako np. słabsza galaktyka bądź gromada galaktyk widoczna między lub wśród obrazów kwazara potwierdzając, że obraz wielu czy dwu kwazarów to tylko iluzja (w rzeczywistości jest tylko jeden kwazar). Tak też myślano o parze kwazarów Q2345+007 A, B. Widmo tych obiektów było do siebie bardzo podobne, tak w zakresie widzialnym jak i ultrafioletowym. Po niemal 20 latach od ich odkrycia w zakresie widzialnym nie udało się znaleźć obiektu, który mógłby spowodować "rozszczepienie" obrazu pojedynczego kwazara na dwa obserwowane. Rozpoczęły się spekulacje na temat tego co mogło spowodować ugięcie promieni świetlnych idących z kwazara Q2345+007. Sugerowano istnienie nowego typu gromady, która zawiera gorący gaz i ciemną materię. Taka "ciemna materia" mogłaby być niewidoczna dla teleskopów optycznych i ultrafioletowych, ale ukazałaby się w zakresie rentgenowskim.

Obraz pary kwazarów z teleskopu Chandra (NASA/SAO/CXC/P.Green) w porównaniu z rozleglejszym obrazem uzyskanym w zakresie optycznym (NOAO).

Obraz Chandry, najdokładniejszy z dotychczas wykonanych w tego typu badaniach, nie ukazuje żadnych dowodów świadczących o istnieniu jakiejś masywnej ciemnej gromady. Co więcej widmo obejmujące zakres fal X jest wyraźnie odmienne dla każdego z kwazarów.

"Może to oznaczać, że para Q2345+007 A, B rzeczywiście składa się z dwu oddzielnych obiektów. W tym wypadku jednak zagadka pozostaje. W jaki sposób dwa kwazary mogą mieć identyczne widma optyczne? Zbieżność wydaje się nieprawdopodobna" - przyznaje Paul Green.

Jedno z możliwych wyjaśnień jest takie, że kwazary formowały są blisko siebie, stąd ich podobieństwo na falach optycznych, ale promienie X, które są bliżej centralnych czarnych dziur, nadają im indywidualne cechy w tym zakresie.

Chandra obserwowała Q2345+007 w maju 2000 roku przez 65 tysięcy sekund (18 godzin) używając spektrometru Advanced CCD Imaging Spectrometer.

19 marca 2002
Źródło | K.Zawada

FOC - kamera do obserwacji obiektów słabych umieszczona na teleskopie Hubble'a pobiła rekord świata.

Kamera FOC należąca do Europejskiej Agencji Kosmicznej poszczycić się może wieloma spektakularnymi dokonaniami. Urządzenie było w stanie uzyskać wyjątkowo ostre obrazy słabych obiektów niebieskich. Zdjęcie poniżej ukazuje kilka naukowych osiągnięć kamery FOC.

Dżet z galaktyki M87 (zdjęcie na godzinie 11)

Dzięki kamerze FOC astronomowie odkryli ruch dżetu wysuwającego się z galaktyki M87 (dżety to wyrzuty materii i promieniowania pochodzące z jądra galaktyki ). Galaktyka znajduje się w odległości 45 milionów lat świetlnych, ale dzięki wieloletnim obserwacjom dokonanym przez FOC, wykryto ruch węzłów w dżecie (miejsca gdzie gęstość jest wyższa) i zmierzono go. Prędkość ta była niewiele mniejsza od prędkości światła. Pomiary kamery FOC były kluczowym elementem w rozwoju modeli, które tłumaczą zjawisko dżetów.

Gwiazda Gliese 623b (zdjęcie na godzinie 2)

Jest to jedna z najmniejszych gwiazd w naszej Galaktyce. Zdjęcie wykonane przez FOC było pierwszym, na którym udało się oddzielić bardzo słabą gwiazdę od jej jasnego towarzysza.

Jądro galaktyki NGC 6251 (zdjęcie na godzinie 3).

Kamera FOC ukazała najbardziej wewnętrzną część aktywnej galaktyki NGC 6251. Po raz pierwszy można było zobaczyć najbliższe otoczenie czarnej dziury. Na zdjęciu widoczny jest wygięty pierścień pyłowy, skąpany w ultrafioletowym świetle z czarnej dziury.

Nowa Cygni z 1992 roku (zdjęcie na godzinie 5).

Obraz z kamery FOC jest zbliżeniem nowej nazwanej Cygni 1992. Gwiazda wybuchła w 1992 roku. Kamera FOC ujawniła ekspandujący pierścień, który jest brzegiem bańki zawierającej gorący gaz wyrzucany w przestrzeń przez nową.

Pierwsza detekcja helu jednokrotnie zjonizowanego (zdjęcie na godzinie 6).

Wyjątkowa zdolność kamery FOC do wykrywania najsłabszego nawet światła ultrafioletowego była szeroko stosowana do wykonywania widm bardzo odległych kwazarów. Dzięki tej zdolności rekordzistka z ESA wykryła pierwiastki helu jednokrotnie zjonizowanego w ośrodku międzygalaktycznym (czyli helu, który ma jeden zamiast dwu elektronów). Naukowcy określili to odkrycie jako przełom w kosmologii.

Pluton wraz ze swoim księżycem Charonem (zdjęcie na godzinie 7).

Kamera FOC zrobiła to zdjęcie w 1994 roku dając najbardziej przejrzysty obraz najdalszej planety w Układzie Słonecznym (duży pomarańczowy dysk w centrum) i jej księżyca (mały pomarańczowy dysk na godzinie 7). Zdjęcie FOC po raz pierwszy odsłoniło również szczegóły powierzchni Plutona.

Pierwszy obraz atmosfery gwiazdy (zdjęcie na godzinie 9).

Gwiazda Betelgeze jest widziana tu w bardzo dużym powiększeniu wykonanym przez kamerę FOC. Po raz pierwszy można było zobaczyć szczegóły atmosfery w gwieździe inne niż Słońce.

Kamera FOC była ostatnim oryginalnym instrumentem Teleskopu Hubble'a wymienionym w czasie czwartej misji serwisowej. Żaden instrument nie spędził tak długiego czasu w przestrzeni kosmicznej przed powrotem na Ziemie.

Na zdjęciu: Kamera FOC usuwana z Teleskopu Hubble'a w czasie Misji Serwisowej 3B. Czy następca kamery FOC - kamera ACS - spisze się równie dzielnie? (ESA)

14 marca 2002
Źródło | K.Zawada

Kometa Ikeya-Zhang teraz widoczna "gołym okiem"

Według ostatnich doniesień kometa Ikeya-Zhang (C/2002 C1) osiągnęła właśnie jasność wystarczającą do zaobserwowania jej nie uzbrojonym okiem. 28 lutego zaobserwował ją (bez użycia instrumentów optycznych!) Michael Begbie (Zimbabwe) oraz kilku innych obserwatorów (również z Polski).

A oto wypowiedź eksperta w sprawach komet, Johna Bortle:
"Tego wieczoru obserwowałem kometę przez lornetkę. Miała jasność ok. 5.5 wielkości gwiazdowej, co zgadza się z wcześniejszymi obserwacjami. Spodziewam się, że w miarę zbliżania się do Słońca, zwiększy jeszcze swoją jasność".

Niektórzy obserwatorzy zanotowali znaczne pojaśnienie komety (spowodowane np. gwałtownym wybuchem), ale John Bortle raczej wyklucza taką możliwość:
"Moment pojaśnienia wskazuje raczej na zmianę warunków obserwacji. Wcześniejszym obserwacjom towarzyszył jasny Księżyc, podczas gdy 28 lutego kometa była widoczna na tle ciemnego nieba. Podobny efekt nagłego pojaśnienia obserwowano już wcześniej".

Pomimo niezbyt dogodnego do obserwacji położenia, kometę można próbować odszukać na zachodnim niebie, zaraz po zmierzchu. Kometa zachodzi ok. godz. 20-tej.

Zobacz dokładne efemerydy, mapę nieba z położeniem komety i nasz wcześniejszy artykuł.

7 marca 2002
Źródło | B. Kulesza

Orion | Astro - Wiadomości