SpaceShipOne

 

SpaceShipOne widziany ze swojej własnej kamery pokadowej. Pod nim Kalifornia. Fot. Scaled Composites

21 czerwca pierwsza prywatna rakieta SpaceShipOne wzniosła się poza atmosferę Ziemi. 63-letni pilot oblatywacz Mike Melvill osiągnął wysokość 100,1 km przechodząc do historii jako pierwszy astronauta, który osiągnął przestrzeń kosmiczną bez pomocy instytucji państwowych.

Pomyślny lot przybliżył możliwość zdobycia 10 milionów dolarów. Jest to nagroda Ansari X-Prize przeznaczona dla zespołu ludzi, którzy jako pierwsi skonstruują maszynę będącą w stanie wynieść człowieka na trajektorię suborbitalną dwa razy w ciągu dwu tygodni. A wszystko to ma być dokonane z prywatnych funduszy.

Fundusze na stworzenie statku SpaceShipOne wyłożył współzałożyciel firmy Microsoft Paul Allen, a wybudował znany konstruktor samolotów Burt Rutan. Lot się udał, ale nie obyło się bez problemów, które uniemożliwią spełnienie warunków nagrody X - powtórzenia lotu w ciągu dwu tygodni. W czasie nabierania wysokości zawiódł system kontroli lotu, tak więc póki zespół Rutan'a nie stwierdzi co było przyczyną awarii, póty nie ma mowy o powtórzeniu lotu.

 

Mike Melvill Fot. Scaled Composites

Bazując na wstępnej analizie danych, inżynierowie uważają, że zawiodło urządzenie uruchamiające wyważenie samolotu, które wymaga znacznej mocy napędowej. W konsekwencji statek zaczął się kręcić po osiągnięciu najwyższych warstw atmosfery. Mike Melvill uruchomił system rezerwowy, ale statek zdążył zboczyć z kursu. SpaceShipOne ponownie wszedł w atmosferę 35 km od zaplanowanej strefy wejścia o rozmiarze 8 na 8 km. W wyniku problemów na statku, nie udało się osiągnąć planowanej wysokości wzniesienia - 110 km. Wysokość 100,12 km wystarczyła jednak by Mike Melvill trafił do Księgi Rekordów Guinessa jako wykonawca pierwszego załogowego lotu kosmicznego, do którego nie dopłacało państwo, czyli podatnicy. Zainwestowane 30 milionów dolarów wystarczyło na wybudowanie, przetestowanie i ostatecznie wystrzelenie prawdziwego statku kosmicznego w ciągu zaledwie 3 lat. Loty wahadłowców kosmicznych NASA kosztują podatnika o rząd wielkości więcej.

 

Tłum reporterów i fotografów na pustyni Mojave. Fot. William Harwood

Wszystko zaczęło się 21 czerwca, gdy słońce wschodziło nad kalifornijską pustynią Mojave. Na start oczekiwało dziesiątki tysięcy widzów. Z hangaru wytoczył się samolot White Knight - Biały Rycerz, do którego podwieszony był SpaceShipOne. Samolot kołował na pas startowy, Mike Melvill otworzył małe okienko i pomachał do tłumu.

Pilot Białego Rycerza Brian Binnie wystartował o 15:47 czasu polskiego (9:47 czasu lokalnego). Jego start poprzedziły dwa odrzutowce, a następny odrzutowiec wystartował chwilę później, aby udokumentować z powietrza część lotu. Po godzinie lotu Biały Rycerz osiągnął wysokość 14 km. O 16:50 SpaceShipOne odłączył się od statku macierzystego; pilot skierował statek dziobem do góry, odpaliły silniki statku. Maszyna leciała prosto do góry gwałtownie przyspieszając. Pilot został wciśnięty w fotel przeciążeniem sięgającym 5g. Po 2 minutach silniki rakiety zostały wyłączone, SpaceShipOne wznosił się nadal siłą rozpędu. Nie było kontaktu ze statkiem, gdy znajdował się na maksymalnej wysokości. Dlatego dopiero w czasie schodzenia pilot zameldował o tym, że w czasie lotu słyszał 3 głośne wystrzały; odrzutowce, które znów były w pobliżu statku nie zauważyły nic niepokojącego w jego wyglądzie. O 17:14 SpaceShipOne wylądował na tym samym pasie startowym, z którego wystartował.

 

Bialy Rycerz przygotowuje się do startu z doczepionym SpaceShipOne. Fot. William Harwood

Mimo problemów w czasie lotu, były też chwile radości - Melvill podziwiał piękny widok naszej planety i przeżył 3,5 minuty stanu nieważkości na wysokości ponad 90 km. Rozsypał czekoladowe groszki, które unosiły się wokół niego. Melvill nagrał na magnetofon oświadczenie: "M&M-sy nie rozpuszczają się ani w dłoni, ani w kosmosie."

Gratulacje popłynęły ze wszystkich stron, również z NASA, a astronauta Mike Fincke życzył misji powodzenia aż z Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Po wylądowaniu Buzz Aldrin - drugi człowiek na Księżycu - uścisnął Melvillowi rękę i powiedział: "Witaj w klubie".

24 czerwca 2004
Źródło | Karolina Zawada

SN 1986J

100-metrowy radioteleskop Green Bank, USA. Fot. NRAO

Łącząc dane z różnych radioteleskopów astronomowie zbadali wybuch pewnej gwiazdy, który miał miejsce około 30 milionów lat świetlnych od Ziemi. Przy tej okazji odkryli w centrum wybuchu prawdopodobnie najmłodszą we Wszechświecie czarną dziurę lub najmłodszą gwiazdę neutronową. Jest to niecodzienne zjawisko - po raz pierwszy mamy do czynienia z czarną dziurą bądź gwiazdą neutronową stowarzyszoną z supernową, która wybuchła od czasu wynalezienia przez Galileusza teleskopu prawie 400 lat temu.

Supernowa oznacza wybuch masywnej gwiazdy po tym jak wyczerpie ona swoje jądrowe paliwo i gwałtownie skolapsuje. A ponieważ każdej akcji towarzyszy reakcja, po gwałtownym kolapsie (implozji) następuje gwałtowna eksplozja, która wyrzuca większość materiału z gwiazdy w przestrzeń. To co pozostaje to albo gwiazda neutronowa o gęstości jądra atomowego lub czarna dziura, w której materia jest tak silnie skoncentrowana, że nawet światło nie potrafi uciec od silnego przyciągania grawitacyjnego.

Rysuek wyobrażający supernową 1986J. Świeżo odkryta mgławica wokół domniemanej czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej namalowana została na niebiesko, na czerwono namalowano wyrzuconą w czasie eksplozji supernowej materię, która ekspanduje w postaci otoczki. Rys. G. Arguner

Grupa astronomów badała supernową SN 1986J w galaktyce o nazwie NGC 891. Supernową odkryto w 1986 roku (stąd jej nazwa), ale astronomowie szacują, że sam wybuch miał miejsce około 3 lata wcześniej. Używając sieci radioteleskopów: Very Long Baseline Array (VLBA), Green Bank Telescope i Very Large Array (USA) oraz europejskiej sieci VLBI astronomowie stworzyli obrazy ukazujące zmieniające się w czasie szczegóły eksplozji.

Supernowa SN 1986J ukazała jasno świecący obiekt znajdujący się w jej centrum. Ten centralny obiekt stał się widoczny dopiero niedawno. Po raz pierwszy astronomowie obserwują obiekt, który powoli wyłania się z obłoków wyrzuconych przez wybuchającą gwiazdę. Jest to proces, o którym młodzi astronomowie uczą się z podręczników, teraz sami są jego świadkami.

Nie wiadomo jeszcze co znajduje się w centrum wybuchu. Z analizy jasności obiektu centralnego wiadomo, że ma on inny charakter niż gruz pozostały po eksplozji gwiazdy. Jednak naukowcy mają za mało danych, by móc jednoznacznie określić, czy jasność obiektu spowodowana jest materią, która przyciągana przez czarną dziurę nabiera prędkości i zaczyna świecić, czy też za jasność w centrum odpowiada młody pulsar czy gwiazda neutronowa.

Bez względu na to kim jest winny, oskarżony jest niezwykle młody - będzie to najmłodsza gwiazda neutronowa czy też najmłodsza czarna dziura jaką udało się kiedykolwiek zaobserwować. Najmłodszy znany do tej pory pulsar ma 822 lata!

Gwiazdowy noworodek pozostanie pod czujną i troskliwą opieką astronomów. Jeśli młokos okaże się pulsarem, to badanie tempa jego obrotu i natężenia jego pola magnetycznego będą ważnym krokiem ku zrozumieniu fizyki pulsarów. Teraz obiekt będzie badany na innych nie tylko radiowych falach - zobaczymy jak wygląda w świetle widzialnym czy w podczerwieni.

15 czerwca 2004
Źródło | Karolina Zawada

Kosmiczne potęgi mieszkają w skromnych domach

Rysunek wyobrażający kwazar świecący z centrum swojej macierzystej galaktyki. Rys.: Gemini/Jon Lomberg

Kwazary są najjaśniejszymi obiektami, których blask widoczny jest z odległości wielu miliardów lat świetlnych. Jednakże ostatnie badania wskazują na to, że potężne kwazary żyjące we wczesnym Wszechświecie (czyli ładnych parę miliardów lat temu) zamieszkiwały skromne mieszkania - znajdowały się w centrach niewielkich galaktyk, co jest nielada niespodzianką dla astronomów, którzy umiejscawiali kwazary w olbrzymich galaktykach czy też w wielkich galaktykach, które z jakiś powodów uległy zniszczeniu.

Podglądając kwazary na krańcach dostrzegalnego Wszechświata astronomowie doznali szoku widząc te giganty mocy w tak przeciętnym otoczeniu. Wrażenie takie można porównać do uczucia, gdy odkrywamy samochód Formuły Jeden w podmiejskim garażu. Mimo tak potężnego lokatora jakim jest kwazar jego macierzysta galaktyka jawi się obserwatorom jako szara myszka wśród innych znanych galaktyk.

Obserwacje wykonano używając optyki adaptacyjnej, w którą wyposażone zostało obserwatorium Gemini na wzniesieniu Mauna Kea na największej wyspie Hawajów (USA).

Teoria głosi, że kwazary zamieszkują centralne części galaktyk - jądra galaktyk, gdzie materia spada na supermasywną czarną dziurę przyciągana jej ogromną siłą grawitacyjną. Spadająca materia rozgrzewa się do takich temperatur, aż zaczyna świecić oślepiającym światłem - to właśnie kwazar. Potęga imperium kwazarów przypada na okres między jedną dziesiątą a jedną trzecią obecnego wieku Wszechświata.

Możliwe, że naukowcy będą musieli na nowo przemyśleć uznane modele opisujące działanie kwazarów. Wielu astronomów uważało, że macierzyste galaktyki zamieszkiwane przez kwazary są wielkie, masywne i noszą oznaki kolizji z innymi galaktykami. Nowe znalezisko kosmicznej archeologii ożywi dyskusje o tym jak powstają i rosną galaktyki i czarne dziury.

Celem grupy, która dokonała tego odkrycia, było uzyskanie pierwszych zdjęć w podczerwieni 9 macierzystych galaktyk kwazarów, każda z nich w odległości około 10 miliardów lat świetlnych. Szef grupy badawczej dr Croom: Mieliśmy nadzieję, że rozmiar i kształt galaktyk podpowie nam co steruje aktywnością kwazarów. Niestety, nie uzyskano odpowiedzi na to frapujące pytanie, gdyż galaktyki były... za małe, bądź za słabe by móc je badać nawet tak czułą aparaturą jak teleskop Gemini. Galaktyki piastujące w swych centrach potężne kwazary okazały się za słabe do obserwacji! Z 9 obiektów udało się zaobserwować jedną galaktykę - jej kształt i jasność przypomina naszą Galaktykę Drogi Mlecznej; tak więc i ona nie spełniła oczekiwań poszukiwaczy.

Teleskop Gemini dzięki optyce adaptacyjnej jest w stanie otrzymać obrazy o ostrości porównywalnej z obrazami z Teleskopu Hubble'a. Ale zwierciadła naziemnego teleskopu są w stanie zebrać 10 razy więcej światła niż teleskop Hubble'a co przy badaniu słabych obiektów jest bardzo ważnym czynnikiem. Optyka adaptacyjna usuwa turbulencje atmosfery, dzięki temu dostajemy obrazy tak ostre jak te z satelitów, które nie musza przejmować się atmosferą. Te dwie cechy: usunięcie zniekształceń obrazu wywołanych turbulencjami atmosfery oraz duża moc zbiorcza teleskopu, powodują że w rękach astronomów znajduje się narzędzie, którego do tej pory nie mieli - możliwość uzyskania najostrzejszych jak do tej pory podczerwonych obrazów słabych obiektów, które istniały we wczesnym Wszechświecie.

 

Rozkład wszystkich kwazarów znalezionych w przeglądzie o nazwie 2dF QSO Redshift Survey wykonanym przez Anglo-Australian Telescope. My znajdujemy się w centrum wykresu, a coraz odleglejsze kwazary znajdują się coraz dalej od centrum. Wśród tego mrowia obiektów ledwo garstka miała w swoim sąsiedztwie jasne gwiazdy, co było wymogiem obserwacji z użyciem optyki adaptacyjnej. Kwazary badane przez teleskop Gemini zakreślone są w kółka.

Dlaczego spośród wielu odkrytych do tej pory kwazarów wybrano te 9, by przyjrzeć się ich najbliższemu otoczeniu? Aby móc użyć techniki adaptacyjnej do obserwacji słabych obiektów trzeba było znaleźć gwiezdnych przewodników - stosunkowo jasne gwiazdy położone w pobliżu kwazarów (w pobliżu na sferze niebieskiej, rzeczywista odległość jest nieistotna). Aby znaleźć taka parę - kwazar plus jasna gwiazda w sąsiedztwie - zespół sięgnął do bazy danych 20 tysięcy kwazarów uzyskanej dzięki Anglo-Australian Telescope w latach 1997 - 2002. Stanowi on największy przegląd kwazarów jaki do tej pory wykonano.

Idea tłumacząca dokonane obserwacje małych galaktyk z wielkimi kwazarami mówi, że przyczyna tkwi w dużo większej gęstości materii panującej we wczesnym Wszechświecie w porównaniu do tego Wszechświata , w którym przyszło nam żyć. (Wszechświat rozszerzając się obniża swoją średnią gęstość, ale to nie znaczy, że spada np. gęstość planet - one nie biorą udziału w rozszerzaniu Wszechświata.) Być może czarne dziury, zamiast czerpać moc do wzrostu ze wzajemnego zjadania się w trakcie zderzeń i kolizji, rosły pochłaniając ten gęsty, zimny gaz.

Praca dotycząca opisanych obserwacji znajduje się w The Astrophysical Journal 606 (2004) 126-138 (astro-ph/0401442).

26 maja2004
Źródło | Karolina Zawada

Przejście Wenus 8 czerwca 2004

8 czerwca 2004 roku można będzie obserwować z Ziemi przejście Wenus - bliźniaczej siostry Ziemi - na tle tarczy Słońca. To bardzo rzadkie zjawisko potrwa około 6 godzin i będzie widoczne z Polski, większości terenów Europy, części Afryki i Azji. Poprzednie przejście Wenus nastąpiło w XIX wieku, więc nikt z żyjących obecnie nigdy nie widział tego zjawiska. Następne pełne przejście Wenus będzie można obserwować w Polsce dopiero za 243 lata.

Celem Programu VT-2004 jest umożliwienie wszystkim chętnym wzięcia udziału w międzynarodowej akcji skoordynowanych pomiarów czasu przejścia Wenus na tle tarczy Słońca, co pozwali powtórzyć pomiar jednej z podstawowych jednostek odległości stosowanych w astronomii - jednostki astronomicznej.

W Programie VT-2004 mogą aktywnie uczestniczyć wszyscy: miłośnicy astronomii, studenci, uczniowie z każdej polskiej szkoły. Prowadzenie obserwacji zjawiska,  przy zachowaniu niezbędnych zasad bezpieczeństwa, jest bardzo proste. Do realizacji obserwacji polecamy metodę projekcyjną, która nie wymaga drogiego i skomplikowanego sprzętu obserwacyjnego, a pokaz można zorganizować np. na boisku szkolnym. Na stronie WWW programu: http://www.astro.uni.wroc.pl/vt-2004.html organizatorzy umieścili obszerne informacje dotyczące tej akcji, przygotowania sprzętu i przeprowadzenia obserwacji.

Rysunek przedstawia drogę Wenus na tle tarczy Słońca w dniu 8 czerwca 2004 roku. Kliknij, aby powiększyć.

CO BĘDZIEMY OBSERWOWAĆ?

Obserwatorzy będą rejestrować momenty wystąpienia czterech tzw. kontaktów, to jest:

1. moment, gdy dysk Wenus po raz pierwszy "dotknie" brzeg tarczy Słońca ("pierwszy kontakt")
2. moment, gdy cały dysk Wenus zakończy przejście przez brzeg tarczy Słońca ("drugi kontakt", dysk Wenus jest styczny "od wewnątrz" z brzegiem tarczy Słońca)
3. moment, gdy dysk Wenus po raz pierwszy "dotknie" "od wewnątrz" przeciwny brzeg tarczy Słońca ("trzeci kontakt")
4. moment, gdy cały dysk Wenus zakończy przejście przez brzeg tarczy Słońca ("czwarty kontakt", dysk Wenus jest styczny "od zewnątrz" z brzegiem tarczy Słońca.

Wyniki obserwacji będą natychmiast przesyłane przez obserwatorów poprzez Internet do centrum obliczeniowego i wykorzystane w obliczeniach – szczegółowe instrukcje jak przeprowadzić obserwacje i jak przesłać wyniki do centrum podano na stronie: http://www.astro.uni.wroc.pl/vt-2004.html

ZASADY BEZPIECZEŃSTWA

Podczas prowadzenia obserwacji należy stale pamiętać, że wszystkie obserwacje obiektów widocznych na niebie w pobliżu Słońca lub na jego tarczy są NIEBEZPIECZNE! Należy stale stosować wszelkie konieczne środki ostrożności w celu uniknięcia trwałej utraty wzroku! Oto podstawowe zasady bezpieczeństwa podczas prowadzenia obserwacji:

1. Nigdy nie należy patrzeć wprost w Słońce bez odpowiedniej ochrony oczu, ponieważ grozi to utratą wzroku w ciągu kilku sekund!

2. Nigdy nie wolno obserwować Słońca bezpośrednio przez teleskop, lornetkę lub inny instrument optyczny. Takie obserwacje mogą robić tylko doświadczeni astronomowie posiadający odpowiedni sprzęt.

3. Osoby nie będące profesjonalnymi obserwatorami Słońca mogą je obserwować wyłącznie metodą projekcyjną, czyli rzutując obraz Słońca na ekran.

PAMIĘTAJ:

Jeżeli nie jesteś profesjonalnym obserwatorem Słońca, obserwuj przejście Wenus wyłącznie METODĄ PROJEKCYJNĄ. Opis metody podany jest na naszej stronie Internetowej.

Metoda projekcyjna jest bezpieczna i umożliwia obserwację jednocześnie wielu obserwatorom, dzięki czemu nadaje się ona doskonale do stosowania w czasie pokazów dla grup osób, na przykład w szkołach. Warto przy tym pamiętać, że średnica Słońca będzie aż 33 razy większa od średnicy Wenus . Dlatego też obraz tarczy Słońca musi być odpowiednio duży by bez wysiłku można było dostrzec na ekranie tarczę Wenus.

Zachęcamy do systematycznego odwiedzania naszej strony internetowej
http://www.astro.uni.wroc.pl/vt-2004.html
gdzie na bieżąco podawane są najnowsze informacje.

Zapraszamy wszystkich do przyłączenia się do tej międzynarodowej akcji.

dr hab. Paweł Rudawy i mgr Barbara Cader-Sroka
Krajowi Koordynatorzy Programu VT-2004
Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

ul. Kopernika 11, 51-622 Wrocław, Polska

e-mail: vt-2004@astro.uni.wroc.pl

http://www.astro.uni.wroc.pl/vt-2004.html

10 maja 2004
 P. Rudawy i B. Cader-Sroka

Kometa NEAT w maju 2004

Kometa NEAT zaczyna być widoczna w Polsce, na początku maja tuż po zachodzie Słońca. Jej jasność jest trochę mniejsza niż jasność Gwiazdy Polarnej, ale powinniśmy ją dostrzec nad zachodnim horyzontem. W ciągu miesiąca jej wysokość nad horyzontem będzie systematycznie rosła i pod koniec maja kometa znajdzie się w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy. Niestety z upływem dni będzie ona coraz słabszym obiektem i przez to trudniejszym do obserwacji. Jej duża jasność na początku maja spowodowana jest tym, że kometa jest blisko Ziemi, zaledwie około 50 mln km czyli trzykrotnie bliżej niż Ziemia od Słońca.

To zdjęcie  komety NEAT wykonał Jimmy Westlake w Kolorado (USA). Jasny obiekt z prawej to Syriusz. Źródło APOD.

Aby odnaleźć kometę musimy spojrzeć na niebo nad południowo-zachodnim horyzontem krótko po zachodzie Słońca i odszukać na niebie charakterystyczny trapez z gwiazd (gwiazdozbiór Lwa czyli Leo), tworzący tułów leżącego króla zwierząt z jasną gwiazdą (zwaną Regulus) w miejscu jego przednich łap. Pomoże nam w tym poniższa mapka nieba przedstawiająca wygląd nieba nad południowo-zachodnim horyzontem nad Krakowem, 15 maja około godz. 22.

Gdy już odszukamy Lwa, troszkę w prawo od niego powinniśmy dostrzec kometę NEAT. Do jej odnalezienia możemy posłużyć się przedstawioną poniżej mapką nieba, na której zaznaczono położenie komety wśród gwiazd w maju 2004 roku (co drugi dzień). Zauważmy szybki ruch komety wśród gwiazd, co związane jest z jej niewielką odległością od Ziemi. Warto wiedzieć, że kometę NEAT odkryto już w 2001 roku (stąd jej oficjalna, choć trochę bezduszna nazwa C/2001 Q4), gdy znajdowała się w odległości ponad dziesięciokrotnie większej niż odległość Ziemia-Słońce, czyli dalej niż Saturn (sic!). Kometa ta oddali się od Ziemi w przestrzeń międzyplanetarną i już nigdy do nas nie powróci... Carpe diem

7 maja 2004
Jacek Guzik

Pulsarowa para

Ilustracja odkrytej pary pulsarów. Źrodło: Jodrell Bank Observatory

Odkryto pierwszą parę pulsarów - wyjątkowo gęstych obracających się gwiazd, które "nadają" na falach radiowych. Gwiazdy okrążają się wzajemnie w bardzo zawiłym tańcu. Pierwszy pulsar odkryto w 1967 roku, od tego czasu odkryto ponad 1400 takich obiektów. W 1974 roku odkryto pierwszy układ pulsar-gwiazda neutronowa (odkrycie to w 1993 roku nagrodzono Nagrodą Nobla). Jednak niedawne odkrycie to jedyny znany związany grawitacyjnie układ dwu pulsarów.

Pulsary to rodzaj "pulsujących" gwiazd neutronowych. Gwiazda neutronowa powstaje w czasie wybuchu supernowej - część gwiazdy "rozrzucana" jest w spektakularnym wybuchu, a jądro gwiazdy zapada się. Gwiazda neutronowa ma masę około 2-3 mas Słońca upakowaną w kuli o promieniu rzędu 10 km, co daje średnią gęstość rzędu 10¹⁵ g/cm³! (Dla porównania gęstość wody to 1 g/cm³, a średnia gęstość Słońca to 1,4 g/cm³). W "normalnej" gwieździe zachodzą reakcje termojądrowe, palą się coraz cięższe pierwiastki poczynając od wodoru i helu, dzięki nim gwiazda ma energię, którą wyświeca w postaci promieniowania elektromagnetycznego. W gwieździe neutronowej nie zachodzi spalanie, więc nie tworzy się energia. Dlatego, choć gwiazda neutronowa powstaje jako obiekt bardzo gorący, bardzo szybko też stygnie, bo nie ma co ją "ogrzewać".

Pulsary emitują promieniowanie radiowe o dużym natężeniu, ale nie izotropowo, lecz w wąskiej wiązce. Gwiazdy te mają silne pole magnetyczne i to ono odpowiedzialne jest za kierunkowe promieniowanie pulsara. Gdy gwiazda rotuje wraz z nią porusza się ta wiązka - analogicznie do latarni morskiej. Obserwator, jeśli znajdzie się pod odpowiednim kątem w stosunku do pulsara-latarni, będzie "omiatany" jego promieniowaniem. Choć latarnia morska świeci cały czas, my widzimy tylko jej miganie - okresowe pojawianie się wiązki światła. W przypadku pulsarów mamy do czynienia z pulsującym sygnałem radiowym.

Odkrycie układu dwu gwiazd neutronowych nazwanych PSR J0737-3039 ogłoszono w 2003 roku. Obserwacji dokonała międzynarodowa grupa naukowców z Włoch, Australii, Wielkiej Brytanii i USA. Zaproponowali oni następujące wytłumaczenie odkrycia: mamy do czynienia z duetem, w skład którego wchodzi obracający się pulsar i niepulsująca gwiazda neutronowa. Nieco później w tym samym roku, naukowcy pracujący w Parkes Observatory w Nowej Południowej Walii w Australii, stwierdzili, iż w rzeczywistości obie gwiazdy to pulsary - oznaczało to pierwsze potwierdzone odkrycie podwójnego układu pulsarów. Gwiazdy tego układu oznaczono po prostu jako A i B. Składnik A pulsuje z okresem 2.8 s, składnik B z okresem 23 ms.

Układ ten znajduje się w naszej Galaktyce w odległości około 2 tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Składniki oddalone są od siebie o 800 tys. km, obiegają wspólny środek masy w czasie 2.4 godziny, co czyni je jednymi z najszybszych gwiazd we Wszechświecie.

Ilustracja tłumaczy obserwacje i pokazuje jak działa układ dwu pulsarów. Ponieważ pulsar A i B okrążają się nawzajem, więc okresowo składnik A oświetla składnik B, a wówczas jasność gwiazdy B wzrasta.

Naukowcy byli zdziwieni odkrywając, że pulsar B jest "włączony" (świecący) tylko w określonych pozycjach na swojej orbicie. Wyglądało to jakby coś włączało i wyłączało miganie pulsara B. Fredrick Jenet i Scott Ransom, autorzy pracy, która 29 kwietnia ukazała się w Nature, uważają, że to coś jest blisko związane z radio-emisją pochodzącą z pulsara A. Autorzy są przekonani, że składnik B staje się jasny, gdy jest podświetlany przez emisje składnika A. Strumień energii z pulsara A wpływa na pole magnetyczne pulsara B powodując zmiany jego gęstości strumienia oraz kształtu wysyłanego pulsu. Opierając się na Einsteinowskiej Teorii Grawitacji autorzy przewidzieli ewolucję tego układu w przyszłości: ponieważ jest to układ silnie oddziaływujący grawitacyjnie, to ich wzajemne przyciąganie zmieni w przyszłości emisje promieniowania z pulsara A, a to z kolei spowoduje, że w innym położeniu na orbicie składnik B będzie podświetlany przez A. Swoje badania autorzy oparli o obserwacje wykonane przez teleskop Green Bank w Zachodniej Wirginii (USA). Odkryty układ może stać się kamieniem milowym nauki o pulsarach radiowych, a stworzony model jest krokiem w kierunku ich zrozumienia.

Na stronie Jodrell Bank Observatory można znaleźć animacje obrazujące powstanie układu dwu pulsarów oraz animacje ich ruchu.

4 maja 2004
Źródło | Karolina Zawada

Kosmiczne szkło powiększające

Być może tak wygląda planeta półtora razy większa niż Jowisz okrążająca swoją macierzystą gwiazdę - czerwonego karła. Fot: NASA/JPL

Po raz pierwszy astronomowie używając kosmicznego efektu powiększającego potwierdzili istnienie planety krążącej wokół odległej gwiazdy. Odkrycia dokonano nie tradycyjną metodą obserwacji niewielkich zmian w widmie gwiazdy wywołanych krążącą wokół niej planetą, ale obserwując zmiany jakie w obrazie bardzo odległej gwiazdy wywołała inna gwiazda wraz z obiegającą ją planetą. Zjawisko to zwane jest mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym. Gwiazda lub planeta może zadziałać jak kosmiczna soczewka, która wzmacnia i pojaśnia światło gwiazdy położonej znacznie dalej. Pole grawitacyjne gwiazdy-powiększacza ugina i ogniskuje światło tak samo jak soczewka ugina i ogniskuje światło obserwowanej gwiazdy w teleskopie. Albert Einstein przewidział ten efekt w swojej teorii względności i potwierdził to w odniesieniu do naszego Słońca. Dzięki temu zjawisku można odkrywać istnienie planet o małych masach. Najnowsze odkrycie możliwe było dzięki współpracy międzynarodowych grup badawczych: Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) i Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE). Nawet dobrze wyekwipowani amatorzy astronomicznych odkryć mogą używać tej samej techniki by pomóc w potwierdzeniu istnienia planet wokół innych gwiazd.

 

Zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego: jeśli masywny obiekt znajdzie się blisko linii gwiazda - obserwator, to może spowodować ugięcie promieni świetlnych gwiazdy, które dolecą do Ziemi powodując, że obserwowany obiekt wyda się jaśniejszy. Gdy obiekt oddali się, znów będziemy obserwować pierwotną ilość promieniowania, światło nie będzie uginane.

Nowo odkryty układ gwiazda - planeta znajduje się 17 tysięcy lat świetlnych od nas (czyli w naszej Galaktyce) w gwiazdozbiorze Strzelca. Planeta krążąca wokół gwiazdy typu czerwony karzeł jest prawdopodobnie półtora razy większa niż Jowisz. Planeta znajduje się trzy razy dalej od swojej macierzystej gwiazdy niż nasza Ziemia od Słońca. Duet ten powoduje wzmocnienie światła dochodzącego od gwiazdy położonej blisko centrum Drogi Mlecznej w odległości około 24 tysięcy lat świetlnych on nas.

W najwcześniejszych obserwacjach mikrosoczewkowania, naukowcy stwierdzili typowy kształt pojaśnienia, który wskazuje że grawitacja jakiejś gwiazdy wpływa na światło biegnące z obiektu znajdującego się dalej. Najnowsze obserwacje ujawniły dodatkowe "piki" pojaśnienia wskazując na dwa masywne obiekty odpowiedzialne za soczewkowania. Po precyzyjnej analizie kształtu krzywej zmian blasku naukowcy wyznaczyli masę mniejszego składnika na 0.4 % masy większego składnika. Stwierdzono, że taki układ to nic innego jak planeta obiegająca gwiazdę.

 

Zdjęcie jest częścią danych, na podstawie których stwierdzono istnienie planety wokół innej gwiazdy. Obraz pochodzi z 1.3-metrowego warszawskiego teleskopu znajdującego się w Obserwatorium Las Campanas w Chile. Fot: NASA/JPL

Profesor Bohdan Paczyński z Uniwersytetu Princeton, członek zespołu OGLE, po raz pierwszy zaproponował użycie mikrosoczewkowania grawitacyjnego do szukania ciemnej materii w 1986 roku. W 1991 roku Prof. Paczyński i jego student Shude Mao zaproponowali użycie mikrosoczewkowania do szukania planet krążących wokół innych gwiazd. Trzy lata później 3 grupy zakomunikowały pierwszą detekcje zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego, soczewką była gwiazda. Wcześniejsze odkrycia były niepotwierdzone.

Jestem podekscytowany tym, że przewidywania potwierdzają się, powiedział prof. Paczyński. On i jego współpracownicy wierzą, ze w niedalekiej przyszłości obserwacje doprowadzą do odkrycia planet rozmiaru Neptuna czy nawet Ziemi.

Mikrosoczewkowanie może z łatwością ujawnić obecność innych planety, bo zmienia ono bardzo mocno jasność gwiazdy znajdującej się za soczewką. Zjawisko to ma miejsce jednak tylko wówczas gdy 2 gwiazdy (ta która soczewkuje i ta której światło ulega soczewkowaniu) są idealnie ustawione względem siebie. Jest to rzadki przypadek i aby go gdzieś znaleźć na niebie musimy monitorować miliony gwiazd. Rozwój technik obserwacyjnych uczynił to zadanie wykonalnym. Jako przykład można podać kamerę Ogle-III o dużym polu widzenia, czy będący w trakcie budowy 1.8-metrowy teleskop Moa-II.

Artykuł dotyczący tego odkrycia ukaże się 10 maja w Astrophysical Journal Letters. O wcześniejszych odkryciach zespołu OGLE czytaj na stronach ORIONA

24 kwietnia 2004
Źródło | Karolina Zawada

Pośrednie czarne dziury?

Końcowym etapem życia ciężkich gwiazd (tj. o masach bardzo znacznie przewyższających masę słońca) jest powstanie czarnych dziur. Zarówno teoria jak i obserwacje przewidują typowy zakres ich mas od kilku do kilkunastu mas słońca. Z drugiej strony, czarne dziury o masach od miliona do miliarda mas słońca są powszechnie obserwowane w centrach galaktyk (np. czarna dziura o masie 3 mln mas słońca w centrum naszej Galaktyki), chociaż szczegóły ich powstania nie są dobrze zrozumiane.

Istnienie czarnych dziur o masach pośrednich pomiędzy powyższymi dwoma kategoriami było od szeregu lat przedmiotem kontrowersji. Argumentu za ich istnieniem dostarczały obserwacje bardzo jasnych źródeł promieniowania rentgenowskiego (tzw. ultraluminous X-ray sources, ULX) w pobliskich galaktykach, ale w dużych odległościach od ich centrów (gdzie by mogły być wytłumaczone przez spadek materii na centralne supermasywne czarne dziury), np. w tzw. ramionach spiralnych. Rys. 1 pokazuje populację źródeł ULX w galaktyce M82. Ich jasności znacznie przewyższają jasności obserwowane ze spadku materii na czarne dziury o gwiazdowym pochodzeniu jak też teoretyczne ograniczenie na tę jasność związane z ciśnieniem promieniowania tak dużym, że będącym w stanie powstrzymać dalszy spadek materii na obiekt (odkryte przez sir Artura Eddingtona w latach dwudziestych). Źródła typu ULX spełniałyby ograniczenie Eddingtona jeśli ich masy wynosiły co najmniej kilkadziesiąt do kilkuset mas słońca.

Taka interpretacja budziła jednak gwałtowny sprzeciw wielu naukowców. Wskazywano na brak ewolucyjnej drogi prowadzącej do takich mas. Proponowano zamiast tego silną anizotropię promieniowania. Jeżeli źródło promieniuje głównie w naszym kierunku, jego całkowita jasność będzie znacznie mniejsza od jasności obliczonej przy założeniu promieniowania równomiernego we wszystkich kierunkach. Taka anizotropia była jednak w sprzeczności z obserwacjami okolic źródeł ULX, wskazującymi na izotropię ich promieniowania. Proponowano też, że źródła te są w jakiś sposób w stanie emitować znacznie powyżej granicy Eddingtona, co poza pojawiającymi się wtedy trudnościami teoretycznymi nie zgadza się z obserwacjami źródeł w naszej Galaktyce, które w ogólności nie świecą znacznie powyżej tej granicy.

Rys. 1. Obraz galaktyki M82 uzyskany przez kosmiczne obserwatorium Chandra. Jasne punkty pokazują populację bardzo silnych źródeł promieniowania rentgenowskiego. Ich emisja jest najprawdopodobniej wynikiem akrecji materii o czarne dziury o pośrednich masach. Kliknij aby powiększyć.

Nowa praca S. Portegies Zwart i in. w Nature (2004, tom 428, str. 724; komentarz N. McCrady, str. 704) rozwiązuje problem braku ewolucyjnego sposobu otrzymania czarnych dziur o pośrednich masach. Analiza autorów opiera się na fakcie, że źródła typu ULX znajdują się w obszarach, gdzie zachodzi gwałtowne tworzenie nowych gwiazd. Ich szczegółowe obliczenia pokazują, że ciężkie gwiazdy (o masach rzędu 100 mas słońca) mogą spadać do centrum takiej gromady młodych gwiazd, w wyniku grawitacyjnego tarcia. W pobliżu centrum ciężkie gwiazdy będą się zderzały pomiędzy sobą, tworząc supergwiazdę o masie rzędu 1000 mas słońca. Gwiazda taka ma jednak bardzo krótki czas życia i szybko zapada się tworząc masywną czarną dziurę. Ona z kolei może złapać w swoje pole grawitacyjne inną gwiazdę, tworząc układ podwójny emitujący obserwowane promieniowanie rentgenowskie typu ULX.

Autorzy badają warunki, które musi spełniać gromada młodych gwiazd aby powstała taka supergwiazda (zamieniająca się szybko w czarną dziurę). Pokazują, że ich teoretyczne przewidywania zgadzają się z obserwacjami (m.in. przez satelitę Chandra) źródeł ULX z obszarów gwiazdowych spełniających te warunki, oraz brakiem takich źródeł w gromadach gwiazd nie spełniających tych warunków.

Tak więc praca w Nature przechyla szalę w stronę bezpośredniej interpretacji obserwacji bardzo jasnych źródeł rentgenowskich, jako pochodzących z układów zawierających czarne dziury o pośrednich masach. Można tu wspomnieć uprzednie kontrowersje dotyczące istnienia czarnych dziur o „zwykłych” gwiazdowych masach, np. zakład, w którym Stephen Hawking przegrał roczną prenumeratę miesięcznika Penthouse do Kipa Thorne’a po przyznaniu, że źródło Cygnus X-1 zawiera jednak czarną dziurę a nie gwiazdę neutronową.

19 kwietnia 2004
 Andrzej Zdziarski

Orion | Astro - Wiadomości