17 czerwca 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Egzoplaneta złapana w ruchu!

Fot. Planeta wokół gwiazdy Beta Pictoris. Źródło:ESO/A.-M. Lagrange

Astronomowie po raz pierwszy mogli bezpośrednio prześledzić ruch pozasłonecznej planety w miarę jak ta przechodzi z jednej strony swej macierzystej gwiazdy na drugą. Zaobserwowana planeta ma jedną z najciaśniejszych orbit z dotąd znanych, porównywalną z orbitą Saturna wokół Słońca. Uważa się, że planeta ta mogła powstać w podobny sposób co nasze słoneczne gazowe olbrzymy. Tym samym, jako że jej macierzysta gwiazda jest bardzo młoda, odkrycie to potwierdza wcześniejsze przypuszczenia, że gazowe olbrzymy mogą tworzyć się w dyskach protoplanetarnych zaledwie w kilka milionów lat, co jest czasem bardzo krótkim w skali kosmicznej.

15 czerwca 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Rodzące się układy słoneczne w zbliżeniu!

Fot. Rodzące się gwiazdy formują się w obłokach gazu, niczym krople deszczu w chmurze. W miarę  jak protogwiazda rozrasta się, ściąga na siebie grawitacyjnie coraz większe ilości gazu i pyłu, które tworzą wokół niej dysk protoplanetarny. Ostatecznie, z dysku takiego tworzą się także planety, ich księżyce, planetoidy i komety. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Astronom Joshua Elsner z Uniwersytetu w Arizonie zdołał zaobserwować rodzące się układy słoneczne z niespotykaną dotąd dokładnością. Uzyskany w ten sposób szczegółowy wgląd w procesy formowania się gwiazd i planet pozwoli lepiej zrozumieć, w jaki sposób wodór z dysku protoplanetarnego staje się budulcem gwiazdy.

Nawet zdolność rozdzielcza teleskopu Hubble'a okazuje się być za słaba, ażeby dostrzec szczegóły otoczenia stosunkowo bliskich protogwiazd. Tymczasem połączone obserwacje dwu teleskopów Kecka na Hawajach wsparte specjalnie skonstruowanym instrumentem o nazwie ASTRA (ang. ASTrometric and phase-Referenced Astronomy) umożliwiły Elsnerowi i jego kolegom dokonanie tego dzieła. Przedmiotem ich obserwacji, wykorzystujących technikę tzw. spektroastrometrii,  były dyski protoplanetarne - obracające się chmury gazu i pyłu, które stają się pożywieniem dla rodzących się w ich centrach gwiazd, planet i planetoid, dających początek nowym układom słonecznym. Użyta technika polega na obserwacji dysku protoplanetarnego na kilku różnych długościach fal za pomocą obu teleskopów Kecka w połączeniu z dodatkowymi zdolnościami instrumentu ASTRA. 

Ewolucja dysku protoplanetarnego rozpoczyna się od chmury gazu i pyłu, która zaczyna zapadać się pod wpływem własnej grawitacji wokół lokalnego zagęszczenia materii. Zagęszczająca się chmura zaczyna coraz szybciej rotować i spłaszczać się do postaci dysku. W dysku takim tworzą się również planetoidy i planety, co tłumaczy fakt, że poruszają się one później mniej więcej w jednej płaszczyźnie.

Proces, w którym protogwiazda akumuluje materię ze swego otoczenia nazywamy akrecją. Sposób, w jaki przebiega to zjawisko w przypadku dysków protoplanetarnych, jest kluczowym zagadnieniem, na które próbuje odpowiedzieć zespół Elsnera. Rozważa się przy tym dwa możliwe scenariusze akrecji.

W jednym ze scenariuszy materia po prostu opada na powierzchnię rodzącej się gwiazdy, po czym jest połykana do jej wnętrza. Scenariusz ten jest nieco mniej burzliwy niż druga opcja, w której istotną rolę odgrywa pole magnetyczne gwiazdy. Pole to powstrzymuje bezpośredni spadek materii na gwiazdę, powodując powstanie przerwy pomiędzy powierzchnią gwiazdy a dyskiem. Materia uwięziona w polu magnetycznym wznosi się ponad płaszczyznę dysku, ulega silnemu podgrzaniu i jonizacji, po czym kierowana jest wzdłuż linii pola nad bieguny magnetyczne gwiazdy, gdzie może w końcu spaść na nią z dużą prędkością. Część tej materii może także zostać wyrzucona w przestrzeń.

Zespół Elsnera przebadał łącznie aż 15 dysków protoplanetarnych wokół młodych gwiazd o masach w zakresie 0.5-10 mas Słońca. Dzięki bardzo dużej dokładności możliwe było rozróżnienie pomiędzy rozkładem gazu i pyłu w zaobserwowanych dyskach, uzyskując bardziej szczegółowy wgląd w proces akrecji. W niektórych przypadkach stwierdzono, że gaz w dysku zamienia część swej energii kinetycznej w energię świetlną, czego należałoby się spodziewać w bardziej burzliwym scenariuszu powstawania protogwiazd.

W jeszcze innych przypadkach zebrane przesłanki sugerują występowanie wiatrów, wyrzucających część akreowanej materii w przestrzeń kosmiczną. W jednym przypadku natomiast, dysk wokół masywnej gwiazdy rozpościerał się aż do jej powierzchni.

Badane dyski protoplanetarne są młodymi tworami i pozostaną takie przez następnych kilka milionów lat, w czasie których wokół centralnych gwiazd powstaną planety podobne do Jowisza i Saturna, a dopiero potem być może także skaliste planety podobne do Ziemi.

Zespół Elsnera zastanawia się obecnie nad możliwością wykonania podobnych pomiarów pod kątem występowania molekuł organicznych i wody, które jak wiemy są niezbędne do powstawania życia.

14 czerwca 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Komputery automatycznie rozpoznają kształty galaktyk

Fot. Zdjęcie gromady galaktyk Abel wykonane Kosmicznym Teleskopem Hubble'a. Na zdjęciu widoczne są galaktyki o różnorodnych kształtach. W centrum gromady widoczna jest gigantyczna galaktyka eliptyczna, w prawym dolnym narożniku piękna galaktyka spiralna, a wokoło wiele mniejszych obiektów o przeróżnych kształtach, rozmiarach i kolorach. Źródło: NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA) - Roen Kelly

Naukowcy z University College London (UCL) oraz University of Cambridge w Massachusetts napisali program uczący się, oparty o model ludzkiego mózgu, który może zostać wykorzystany do dokładnego i wydajnego klasyfikowania galaktyk. Nowa metoda jest bardzo wiarygodna, w 90-ciu na 100 przypadków zgadza się z klasyfikacją dokonaną przez ludzi.

We Wszechświecie znajdują się miliardy galaktyk, a każda z nich zawiera od 10 milionów do tryliona gwiazd. Ich kształty są rozmaite począwszy od eliptycznych przez spiralne skończywszy na nieregularnych. Duże programy obserwacyjne, takie jak Sloan Digital Sky Survey, wykonują mapy i zdjęcia ogromnej ilości galaktyk. Zanim zebrane dane wykorzystamy do badania pochodzenia i ewolucji galaktyk, konieczna jest klasyfikacja ogromnej ilości obiektów. Członkowie publicznego projektu Galaxy Zoo, w liczbie 250 tys. osób, ostatnio ręcznie sklasyfikowało 60 milionów takich galaktyk.

Grupa astronomów wykorzystała klasyfikację wykonaną w ramach Galaxy Zoo do nauczenia komputerowego algorytmu, opartego o sztuczną sieć neuronów, którego zadaniem jest rozpoznawanie kształtów różnych typów galaktyk. Sztuczna sieć neuronów jest zaprojektowana tak, by symulować biologiczne sieci neuronów spotykane w żywych organizmach. Zastosowana metoda pozwala na znalezienie złożonych zależności pomiędzy parametrami wejściowymi takimi jak kształt, rozmiar i kolor obiektu, a wyjściowymi jak np. typ galaktyki. Metoda ta naśladuje proces zachodzący w ludzkim mózgu. Dzięki tej metodzie udało się odtworzyć w 90-ciu procentach klasyfikację wykonaną przez ludzi.

„Jesteśmy zaskoczeni, że komputer tak dobrze sobie poradził,” powiedziała prowadząca badania, Manda Banerji z Instytutu Astronomii na University of Cambridge. „Tego typu analiza jest kluczowa dla przyszłych astronomicznych przeglądów nieba. Obecnie budowane teleskopy nowej generacji w ciągu dekady będą mogły wykonać  zdjęcia setkom milionów a nawet miliardom galaktyk. Te liczby są przytłaczające, nie będzie takiej możliwości by każdy obraz można było osobno przestudiować przy pomocy ludzkiego oka”.

Dark Energy Survey (DES) to wielkoskalowy przegląd nieba, który pod kierunkiem naukowców z Wielkiej Brytanii ma rozpocząć swoją działalność w 2011 roku. Można się spodziewać, że w ciągu swoich pierwszych pięciu lat działania wykona zdjęcia 300 milionom galaktyk. Inny przegląd zwany VISTA Hemisphere Survey pod kierunkiem badaczy z University of Cambridge niedawno rozpoczął obserwacje. Jego celem jest sfotografowanie wszystkich galaktyk na całej południowej półkuli.

„Ludzkie oko jest bardzo wydajne w rozpoznawaniu wzorów, jednak komputerowe techniki mogące odtworzyć taki proces są kluczowe dla dalszych badań. Zaczynamy przesuwać granicę naszego obserwowanego Wszechświata i odkrywamy coraz to dalsze galaktyki,” powiedział Ifer Lahav, kierownik instytutu astrofizyki na University of California w Los Angeles. „Te badania to ważny krok naprzód”

10 czerwca 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Kometa czerwcowego nieba

Fot. W połowie czerwca w Perseuszu pojawi się kometa C/2009 R1 (McNaught).W maksimum jasności i w sprzyjających warunkach powinna być widoczna gołym okiem. Za kometą będzie się rozciągłą długi warkocz, który będzie zakręcał w kierunku północnym. Źródło: Astronomy - Roen Kelly

Obserwatorzy na północnej półkuli musieli długo czekać na możliwość podziwiania gołym okiem komety z wyraźnym warkoczem. Przy odrobinie szczęścia ich oczekiwanie zostanie wynagrodzone jeszcze w tym miesiącu. Na północnym niebie pojawi się kometa C/2009 R1 zwana McNaught. Obserwatorzy będą mogli ją oglądać gołym okiem, przy pomocy lornetki, a także z wykorzystaniem teleskopu. Nawet przez średniego rozmiaru teleskop warkocz komety będzie wyglądał jak niebieski, zagięty do góry miecz.

Kometę odkrył 9 września 2009 roku australijski astronom Robert H. McNaught. Do swoich obserwacji wykorzystał pół metrowy teleskop Uppsala Schmidt Telescope, który działa w ramach Siding Spring Observatory Survey, projektu poszukującego obiektów bliskich Ziemi. W momencie odkrycia Kometa McNaughta świeciła bardzo słabo, 25 000 razy słabiej niż ludzkie oko potrafi dostrzec.

Kometę będzie można oglądać oraz fotografować długo po północy. Jeżeli sprawdzą się prognozy, to kometa McNaught w momencie, gdy znajdzie się wśród gwiazd konstelacji Perseusza będzie świecić blaskiem około 5tej wielkości gwiazdowej. Moment ten nastąpi w połowie czerwca. Nasz słoneczny podróżnik na swej trasie spotka się z dwoma obiektami głębokiego pola w Perseuszu, tj. gromadą otwartą M34 oraz asocjacją Alfa Perseusza. Jednak najciekawszy moment nastąpi 8 czerwca, gdy warkocz komety znajdzie się naprzeciwko, widocznej niemal z boku, galaktyki NGC 891.

Weekend, począwszy od piątku 11 czerwca, będzie oferował najciemniejsze noce. Nów nastąpi 12. czerwca o godzinie 13:15 czasu środkowoeuropejskiego. Warto nie przegapić tej okazji, by móc podziwiać to piękne zjawisko jakim jest kometa, gdyż coś takiego zdarza się nieczęsto.

Kometa McNaught w czerwcu będzie poruszać się w kierunku na północ. 21-szego znajdzie się 2 stopnie nad Kapellą, jedną z gwiazd Woźnicy. Kapella to żółta gwiazda, która zaliczana jest do sześciu najjaśniejszych ciał niebieskich.

21 czerwca na półkuli północnej nastąpi również przesilenie letnie. Niestety dla obserwatorów żyjących daleko na północy nie będzie to dobry okres na obserwacje. Przez całą noc będzie trwał zmierzch i potencjalnie możliwe jest wystąpienie zjawiska tzw. srebrzystych chmur, które świecą na niebie jeszcze długo po zachodzie Słońca.

7 czerwca 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Jak rozruszać czarną dziurę?

Fot. Zdjęcia w zakresie optycznym AGNów zaobserwowanych przez Swift BAT Hard X-ray Survey (oznaczone kółkiem), wyraźnie pokazują, że są to galaktyki w momencie zderzania się. Zdjęcia wykonane 2,1 metrowym teleskopem w Kitt Peak National Observatory w Arizonie przedstawiają galaktyki, których kształt został silnie zaburzony w wyniku oddziaływania grawitacyjnego z pobliskim sąsiadem. Widoczne na obrazku AGNy były już znane przed wystrzeleniem satelity Swift, ale to dzięki niemu udało się znaleźć dziesiątki nowych i bardziej odległych galaktyk. Źródło: NASA/Swift/NOAO/Michael Koss and Richard Mushotsky (Univ. of Maryland)

Satelita NASA Swift dostarczył niezbitego dowodu, który wyjaśnił mechanizm odpowiedzialny za uaktywnianie czarnych dziur.

Dane uzyskane z trwającego obecnie przeglądu nieba satelity Swift pomogły astronomom w odpowiedzi na pytanie zadawane od lat, dlaczego tylko niewielki odsetek czarnych dziur emituje ogromne ilości energii?

Zaledwie około jednego procenta supermasywnych czarnych dziur objawia takie właśnie zachowanie. Nowe wnioski potwierdzają tezę, że czarne dziury „zapalają” się w momencie gdy dochodzi do kolizji galaktyk. Dzięki zebranym danym będziemy mogli również lepiej przewidzieć dalszą ewolucję czarnej dziury znajdującej się w naszej Drodze Mlecznej.

Silna emisja z centrów lub jąder galaktyk powstaje w obszarze bliskim supermasywnej czarnej dziurze, której masa jest od miliona do miliarda razy większa od naszego Słońca. Aktywne jądra galaktyk (ang. active galactic nuclei, w skrócie AGN) produkują do 10 miliardów razy więcej energii niż Słońce i są to najjaśniejsze obiekty we Wszechświecie. Do grupy AGNów zalicza się kwazary oraz blazary.

„Teoretycy udowodnili, że zderzenie galaktyk może zasilić centralną czarną dziurę,” powiedział Michael Koss główny autor badań z University of Maryland w College Park. „Badania te w elegancki sposób tłumaczą w jaki sposób czarne dziury się uaktywniają”.

Dopóki nie powstał przegląd nieba wykonany przez satelitę Swift w zakresie twardego promieniowania X, astronomowie nie byli pewni, czy policzyli większość AGNów. Gęste obłoki pyłu oraz gaz otaczające czarną dziurę w aktywnej galaktyce pochłaniają miękkie promieniowanie rentgenowskie, ultrafioletowe oraz optyczne. Natomiast, promieniowanie podczerwone emitowane przez ciepły pył wokół czarnej dziury może przenikać przez materię, jednak nie daje jednoznacznej informacji, gdyż obszary formowania gwiazd w galaktyce również świecą w tym zakresie. Dopiero twarde promieniowanie X może pomóc naukowcom w jednoznacznej detekcji energetycznych czarnych dziur. Od 2004 roku satelita Swift, na której pokładzie znajduje się Burst Alert Telescope (BAT) wykonuje przegląd nieba w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego.

„Wykonując mapy nieba w ramach Swift BAT Hard X-ray Survey przez wiele lat, przegląd ten stał się najbardziej czułym oraz kompletnym spisem obiektów w zakresie tych energii” powiedział Neil Gehrels, główny badacz zatrudniony przy pracach nad przeglądem wykonywanym przez Swift BAT w NASA w Greenbelt w stanie Maryland. Prowadzony przegląd, którego czułość pozwala na detekcję AGNów znajdujących się nawet w odległości 650 milionów lat świetlnych odkrył wiele, dotąd nieznanych nam, obiektów. Grupa badaczy działających w ramach tego projektu odkryła, że około 25% obiektów zaobserwowanych przez BAT to galaktyki w momencie zderzenia, albo tuż przed. „Najprawdopodobniej 60% z tych galaktyk całkowicie się zleje w jeden obiekt w przeciągu najbliższych kilku miliardów lat. Uważamy, że mamy niezbity dowód na to, iż zainicjowanie aktywności jądra galaktyki jest wynikiem zderzenia, tak jak przewidzieli to teoretycy,” twierdzi Koss.

3 czerwca 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Odłamek gwiazdy w pozostałości po wybuchu supernowej

Fot. Obraz złożony z kilku zdjęć przedstawiający N49, pozostałość po wybuchu supernowej w Wielkim Obłoku Magellana.   Źródło: X-ray: NASA/CXC/Penn State/S. Park et al. Optical: NASA/STScI/UIUC/Y.H. Chu & R. Williams et al

Ten piękny obraz powstały w wyniku złożenia kilku zdjęć przedstawia N49, pozostałość po wybuchu supernowej w Wielkim Obłoku Magellana. Nowe, długie obserwacje pochodzące Rentgenowskiego Obserwatorium NASA Chandra, oznaczone niebieskim kolorem, ukazują obiekt w kształcie pocisku wyrzucony poza obszar pozostałości po wybuchu gwiazdy.

W celu detekcji tego pocisku, grupa naukowców pod kierunkiem Sangwooka Parka z Penn State University wykorzystała teleskop Chandra do wykonania trzydziestogodzinnych obserwacji. Opisywany pocisk można zobaczyć w prawym dolnym rogu zdjęcia. Obiekt ten jest bogaty w krzem, siarkę i neon. Obecność tego pocisku pokazuje, że wybuch, który doprowadził do zniszczenia gwiazdy, był silnie asymetryczny.

Pocisk podróżuje z prędkością 8 milionów kilometrów na godzinę i oddala się w kierunku od jasnego źródła punktowego znajdującego się w lewej górnej części N49. To jasne źródło może być tzw. powtarzalnym źródłem miękkich promieni gamma (ang. SGR od soft gamma repeater), które emituje rozbłyski w zakresie gamma oraz rentgenowskim. Najprawdopodobniej, za tego typu obiektami kryją się gwiazdy neutronowe z ekstremalnie silnym polem magnetycznym. Ponieważ gwiazdy neutronowe powstają głównie w wyniku wybuchu supernowych, stąd SGRy znajdujące się w pozostałości po wybuchu supernowej nie są niczym zaskakującym. W tym przypadku związek wydaje się być jeszcze silniejszy, ze względu na ułożenie toru lotu pocisku i pozycji źródła rentgenowskiego. Najnowsze obserwacje Chandry pokazują jednak, że promieniowanie pochodzące z jasnego źródła jest bardziej pochłaniane przez otaczający gaz niż wynikałoby to z samego założenia, iż znajduje się we wnętrzu pozostałości po wybuchu. Innymi słowy, możliwym jest, że to jasne źródło promieniowania X w rzeczywistości leży poza pozostałością, na dalszym tle zdjęcia. Drugi pocisk znajduje się po przeciwnej stronie pozostałości, jednak trudno jest go dostrzec na zdjęciu, ponieważ zlewa się z silną emisją pochodzącą z oddziaływania fali uderzeniowej z sąsiednim obłokiem.

Dane optyczne pochodzące z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a (kolor żółty i purpurowy) ukazują jasne włókna w miejscu, gdzie fala uderzeniowa wytworzona przez supernową oddziałuje z gęstszymi obszarami w pobliskich, chłodnych obłokach gazu molekularnego.

Wykorzystując dane z Chandry oszacowano wiek N49 na około 5 tys. lat, zaś obliczenia pokazują, że energia wybuchu była dwa razy większa od typowej supernowej. Wstępne wyniki sugerują, że pierwotna eksplozja była wynikiem kolapsu masywnej gwiazdy.

2 czerwca 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Pobliska czarna dziura słaba i nieprzewidywalna

Fot. Większe zdjęcie przedstawia optyczny obraz Galaktyki w Andromedzie (M31) pochodzący z przeglądu Digitized Sky Survey. Mniejsze zdjęcia ukazują mały region wokół centrum Andromedy widziany z teleskopu Chandra. Zdjęcie po lewej przedstawia sumaryczne obserwacje otrzymane z Chandry przed styczniem 2006 roku, zaś po prawej od stycznia 2006 roku. Przed 2006 rokiem widoczne są trzy źródła rentgenowskie. Po 2006 roku pojawia się czwarte źródło zwane M31* (na prawo w dół od środka zdjęcia). Nowe źródło jest zasilane materią opadającą na supermasywną czarną dziurę znajdującą się w centrum galaktyki M31. Źródło: X-ray: NASA/CXC/SAO/Li et al.), Optical: DSS

W ciągu ostatnich 10-ciu lat Rentgenowskie Obserwatorium NASA Chandra wielokrotnie obserwowało Galaktykę Andromedy. Łącznie uzyskano prawie milion sekund obserwacji, co jak dotąd stanowi unikalny zestaw danych dający informacje na temat ewolucji najbliższej supermasywnej czarnej dziurze znajdującej się poza granicami naszej Galaktyki.

Astronomowie uważają, że większość galaktyk, wliczając Drogę Mleczną, zawiera w swoich jądrach gigantyczne czarne dziury o masach miliony razy większych niż nasze Słońce. Andromeda (M31) znajduje się w stosunkowo bliskiej odległości od Ziemi, niewiele ponad 2,5 miliona lat świetlnych stąd i dzięki temu mamy możliwość prowadzenia szczegółowych badań nad czarną dziurą.

Czarna dziura w Andromedzie, podobnie jak ta znajdująca się w centrum Drogi Mlecznej, jest zaskakująco spokojna. Jasność czarnej dziury Andromedy (M31*) w zakresie promieniowania X jest od 10 do 100 000 razy za słaba, jeśli weźmiemy pod uwagę zapasy gazu znajdujące się wokół niej. „Zarówno czarna dziura w Andromedzie, jak i ta w Drodze Mlecznej są bardzo słabe” mówi Zhiyuan Li z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) w Cambridge w stanie Massachusetts. „Te dwa 'antykwazary' to dla nas doskonałe laboratoria do prowadzenia badań nad najsłabszym rodzajem akrecji materii na supermasywną czarną dziurę.”

Trwające przez dekadę obserwacje Chandry pokazały, że M31* przed 2006 roku była słaba i cicha. Nagle 6 stycznia 2006 roku miał miejsce rentgenowski rozbłysk i w efekcie tego czarna dziura stała się ponad sto razy jaśniejsza. Po raz pierwszy tego typu zjawisko zostało zaobserwowane w pobliskiej supermasywnej czarnej dziurze. Po rozbłysku M31* powróciła do swojego spokojnego stanu, jednak średnia jasność była 10 razy wyższa niż przed 2006 rokiem. Rozbłysk sugeruje, że doszło do gwałtownego opadu materii na M31* , po którym nastąpił etap słabszej, ale nieco podwyższonej akrecji.

„Mamy już pewne hipotezy próbujące wyjaśnić co mogło się stać w otoczeniu czarnej dziury w Andromedzie, ale prawda jest taka, że wciąż nie znamy szczegółów,” powiedziała Christine Jones z CfA.

Całkowite pojaśnienie M31* od 2006 roku mogło być wynikiem przechwycenia wiatru gwiazdowego od pobliskiego obiektu lub też obłoku gazu, który po spirali opadał na czarną dziurę. Zakłada się, że zwiększenie tempa spadku materii na czarną dziurę powoduje rentgenowskie pojaśnienie relatywistycznego dżetu. Jednak przyczyna samego rozbłysku w 2006 roku pozostaje niejasna. Przypuszcza się, że było to spowodowane gwałtownym uwolnieniem energii pola magnetycznego w dysku wokół czarnej dziury.

„To jest bardzo ważne, by móc zrozumieć co tam się tak naprawdę dzieje, ponieważ akrecja materii na czarne dziury to jeden z fundamentalnych procesów rządzących ewolucją galaktyk” twierdzi Li.

Uzyskane wyniki wskazują na to, że słaba i nieregularna emisja promieniowania pochodząca z czarnej dziury w Drodze Mlecznej może być typowym zachowaniem supermasywnych czarnych dziur na ich obecnym etapie życia.

30 maja 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Pył wulkaniczny na Meridiani Planum

Fot. Meridiani Planum, na północnym krańcu południowych gór marsjańskich, leży pomiędzy obszarem wulkanicznym Tharsis na zachodzie, a położonym niżej basenem uderzeniowym Hellas Panitia na południowym wschodzie. Widziane przez teleskop Meridiani Planum jest ciemnym obszarem znajdującym się blisko równika marsjańskiego. Północ znajduje się po prawej stronie zdjęcia. Źródło: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Opad wulkanicznego pyłu sprawił, że Meridiani Planum zyskało nowe barwy. Obszar ten został zaobserwowany przez kamerę o wysokiej zdolności rozdzielczej High-Resolution Stereo Camera (HRSC) zamontowanej na pokładzie sondy Mars Express. Kształt pozostawiony przez pył posłuży do wyznaczenia przeważającego kierunku wiatru wiejącego w tym obszarze.

W centrum tego zdjęcia, wykonanego przez HRSC, znajduje się krater uderzeniowy o szerokości około 50 kilometrów, którego dno jest pokryte ciemnym materiałem. Przypomina on pył wulkaniczny, którego głównymi składnikami są pirokseny i oliwiny. Spod ciemnego przykrycia, w niektórych miejscach wystają małe kopce, które najprawdopodobniej są zrobione z bardziej odpornego materiału. Miękki materiał wokół nich został wyerodowany i wywiany przez północno-wschodnie wiatry tworząc przy tym charakterystyczne ciemne smugi.

26 maja 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Powtórny pogrzeb Kopernika

Fot. Sarkofag ze szczątkami Kopernika w Bazylice katedralnej w Olsztynie. Źródło: Wikipedia

Po południu w katedrze odbył sie koncert w wykonaniu Toruńskiej Orkiestry Symfonicznej, Chóru Astrolabium Wyższej Szkoły Bankowej w Toruniu oraz solistów Teatru Wielkiego i Opery Narodowej w Warszawie, pod dyrekcją Krzesimira Dębskiego i Piotra Sułkowskiego.

Szczątki Kopernika odnaleziono w 2005 r. obok ołtarza św. Krzyża, ktorym Kopernik opiekował się. Mimo rozległych badań genetycznych i historycznych oraz wspołpracy z naukowcami w Szwecji do dziś, niestety, nie mamy pewności, czy palisandrowa trumna zawiera zwłoki Astronoma. Po zakończeniu badań w 2008 r. szczątki przechowywane były w kurii biskupiej w Olsztynie. 19 lutego br. z okazji 537. urodzin Kopernika trumnę przez jeden dzień wystawiono  w Toruniu w katedrze św. Janów, przy chrzcielnicy, w której Kopernik był ochrzczony. Następnie dłuższy czas przebywała w katedrze św. Jakuba w Olsztynie, a później w olsztyńskim zamku.

Trumnę właściwą w postaci metalowej skrzyni  umieszczono w Toruniu w większej urnie-sarkofagu zrobionej z palisandru projektu Andrzeja Ryczka. Znajduje się na niej portret uczonego oraz daty urodzin i śmierci. Pierwszy pogrzeb Kopernika na pewno był skromny. Astronom pieniądze jakie miał przeznaczył dla swoich
krewnych i potrzebujących, sam nie zostawił żadnych instrukcji dotyczących swojego pochówku. Po 500. latach pochowano go po raz wtórny w sposób należny twórcy teorii heliocentrycznej.

24 maja 2010
Źródło | Karolina Zawada

Odkryto unikalny układ gwiazd podwójnych zaćmieniowych!

Fot. Powyższa wizja artysty ukazuje układ podwójny zaćmieniowy z niezwykłym białym karłem NLTT 11748. Większy, lecz mniej masywny, helowy biały karzeł jest częściowo zaćmiewany przez mniejszego, ale bardziej masywnego, standardowego białego karła o rozmiarach zbliżonych do rozmiarów Ziemi. Źródło: Steve Howell/Pete Marenfeld/NOAO

Astrofizycy z Uniwersytetu w Kaliforni, Santa Barbara (UCSB), jako pierwsi odkryli przedziwny układ podwójny zaćmieniowy, którego składnikami są dwa zupełnie różne białe karły. Jeden z nich okazuje się być rzadko spotykanym białym karłem z helowym jądrem o masie zaledwie 10-20% masy Słońca.

Gwiazdy kończą swój żywot na różne sposoby. Białe karły to gęste obiekty o rozmiarach Ziemi, będące pozostałościami po gwiazdach podobnych do Słońca. Gwiazda staje się białym karłem, gdy wyczerpie już swoje zapasy paliwa jądrowego i pozostawia po sobie tylko gęste jądro złożone głównie z węgla i tlenu. Naukowcy uważają, że powstanie układu zawierającego niezwykle małomasywnego, helowego białego karła musiało być wynikiem oddziaływań i utraty masy przez obie gwiazdy układu we wcześniejszych etapach ich ewolucji.

O istnieniu niezwykłych białych karłów złożonych z czystego helu wiadomo już od ponad 20 lat, przy czym opisująca je teoria przewiduje, że powinny one być bardziej gorące i większe niż zwykłe białe karły. Ich rozmiary nie zostały jednakże nigdy zmierzone. Tymczasem, obserwacje gwiazdy NLTT 11748 przyniosły pierwsze bezpośrednie pomiary promienia takiego białego karła i okazują się potwierdzać teorię!

Drugi składnik układu to standardowy biały karzeł zbudowany z węgla i tlenu o masie równej około 70% masy Słońca. Jest bardziej masywny i znacznie mniejszy niż jego niezwykły towarzysz, a jego blask jest ponad 30 razy słabszy.

21 maja 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Wizyta Astronautów Misji STS-130 Endeavour w Zamościu - 15.05.2010

Relacja Zamojskiego Stowarzyszenia Miłośników Astronomii

W lutym bieżącego roku amerykański wahadłowiec Endeavour odbył kolejną podróż w przestrzeń kosmiczną. Celem misji oznaczonej symbolem STS-130 było dostarczenie na Międzynarodową Stację Kosmiczną ISS kolejnych jej części. Podczas trwającego 13 dni pobytu na stacji astronauci zainstalowali dostarczone moduły: łącznikowy NODE-3 TRANQUILITY oraz obserwacyjny CUPOLA (Kopuła). Moduł obserwacyjny posiada siedem okien umożliwiających załodze stacji nie tylko kontrolowanie urządzeń, ale również obserwacje planety Ziemi.

Wyprawa miała również nieco inny – romantyczny wymiar, za sprawą polskiego reżysera Adama Ustynowicza, który postanowił połączyć obraz przestrzeni kosmicznej z muzyką Fryderyka Chopina. Po uzgodnieniu szczegółów z dowódcą promu płk. pilotem George'm D. Zamką oraz pozostałą częścią załogi, powstał film o życiu astronautów na stacji orbitalnej i promie kosmicznym. Na pokład trafiła również muzyka Fryderyka Chopina w wykonaniu pianisty – Karola Radziwonowicza i orkiestry Sinfonia Viva.

Intencją reżysera było ukazanie piękna dzieła ludzkich rąk stworzonego w Kosmosie. Dzieła idealnego. Nawiązanie do ideału rodzi skojarzenia z Zamościem – miastem idealnym. Kolejną wspólną cechą jest pochodzenie "konstruktorów" – miasto zaprojektował włoski architekt Bernardo Morando, moduł CUPOLA zbudowany został we Włoszech. Stąd Zamość był wręcz idealnym miejscem na światową prapremierę widowiska muzycznego noszącego nazwę: "Fryderyk Chopin - Kosmiczny Koncert".

Fot. Spotkanie z młodzieżą i milośnikami astronomii w Aulii I LO w Zamościu. Źródło: ZSMA. Więcej zdjęć na www.zsma.pl.

Dzięki zaangażowaniu Adama Ustynowicza w sobotę 15 maja br. mogliśmy gościć w Zamościu pięcioro członków załogi wahadłowca. Byli to: dowódca misji - płk. pilot George D. Zamka, pilot Terry W. Virts, specjaliści misji Kathryn P. Hire, dr Stephen K. Robinson oraz Nicholas J. M. Patrick. Oficjalny pobyt astronautów w Zamościu rozpoczął się konferencją prasową w zamojskim Ratuszu. Po uroczystym powitaniu przez Prezydenta Miasta Marcina Zamoyskiego i przedstawieniu przez dowódcę misji członków załogi zaczęły się pytania dziennikarzy, które głównie orbitowały wokół polskiego pochodzenia dowódcy misji płk. George’a Zamki i ducha polskości w przestrzeni kosmicznej. Członkowie Zamojskiego Stowarzyszenia Miłośników Astronomii mieli również możliwość uczestniczenia w konferencji zadając pytania, m.in. o szczegóły konstrukcji modułu obserwacyjnego CUPOLA.

Po konferencji prasowej astronauci z NASA udali się na spotkanie z młodzieżą i miłośnikami astronomii do auli I Liceum Ogólnokształcącego, gdzie przez niemal godzinę odpowiadali na pytania zainteresowanej publiczności. Pytania bardzo różnorodne: od poetyckiej wizji dotyczącej Wszechświata - pytanie zadane przez Stanisława Jachymka z Guciowa, po schyłek ery wahadłowców i przyszłość stacji ISS – zadane przez prezesa ZSMA Andrzeja Rzemieniaka. „Jak wygląda Ziemia z Kosmosu?" - zadał pytanie jeden z najmłodszych uczestników spotkania. "Z kosmosu Ziemia jest bardzo, bardzo piękna" - opowiadał specjalista misji Nicholas Patrick. "Zainstalowana przez nas kopuła - Cupola umożliwia bardzo dobre zbliżenie. Fakt, że Ziemia jest szybko obracającą się kulą sprawia, że z każdą sekundą widok zmienia się. Bardzo piękna."

Astronauci z zainteresowaniem oglądali eksponaty wystawy udostępnionej przez Zamojskie Stowarzyszenie Miłośników Astronomii: teleskopy, meteoryty, zdjęcia nocnego nieba. Jednak największe emocje – szczególnie u specjalistów misji Kathryn Hire i Terry’ego Virts’a – wzbudził strój wysokościowy polskiego pilota myśliwca SU-22. Po spotkaniu nadszedł czas na pamiątkowe fotografie, autografy i swobodne rozmowy.

W czasie przygotowań do pamiątkowego zdjęcia z członkami ZSMA płk. George Zamka zadał pytanie:

„Jak nazywacie swojego pilota?” – wskazując na postać w kombinezonie.

„To kobieta, Hermina – na cześć polskiego kosmonauty, gen. Mirosława Hermaszewskiego” - odpowiedzieli miłośnicy astronomii.

„O, tak – miałem okazję poznać gen. Hermaszewskiego” - z uznaniem zakończył płk. Zamka.

Wieczorem na Rynku Wielkim w Zamościu odbył się koncert chopinowski z udziałem wybitnego pianisty Karola Radziwonowicza z towarzyszeniem Orkiestry Symfonicznej im. K. Namysłowskiego pod batutą Tadeusza Wicherka. Druga część koncertu była jednocześnie tłem muzycznym do filmu "Największe wydarzenie muzyczne w Kosmosie", nakręconego przez członków załogi na orbicie. Niesamowite emocje można było dostrzec na twarzach astronautów z NASA, którzy z zadumą i nostalgią oglądali widowisko.

Po koncercie i projekcji filmu załoga udała się na scenę, gdzie Prezydent Marcin Zamoyski podziękował astronautom za przybycie do Zamościa i przekazał załodze upominki: obraz zamojskiego Ratusza i albumy o Zamościu. W podziękowaniu płk. George Zamka w imieniu całej załogi przekazał na ręce Prezydenta Zamoyskiego pamiątkowy obraz, który był w przestrzeni kosmicznej, przedstawiający całą załogę, start wahadłowca, stację ISS oraz flagę amerykańską. Także ekipa Zamojskiego Stowarzyszenia Miłośników Astronomii przekazała amerykańskim astronautom pamiątkowe plakietki/magnesy z logo ZSMA w zamian otrzymując plakietki/naklejki z logo misji STS-130 Endeavour. Ostatnie uściski dłoni, ostatnie autografy, ostatnie pamiątkowe zdjęcia… wizyta załogantów misji STS-130 w Zamościu dobiegła końca.

Niesamowite wydarzenie związane z Rokiem Chopinowskim.

W 200 rocznicę urodzin Fryderyka Chopina jego utwory były słuchane przez załogę stacji ISS w przestrzeni kosmicznej. Trzy miesiące później te same utwory genialnego polskiego kompozytora rozbrzmiewają ponownie – na Rynku Wielkim w Zamościu dla mieszkańców Zamościa i … tych samych astronautów ze stacji ISS, stanowiąc muzyczną ilustrację nakręconego przez nich materiału filmowego w Kosmosie.

Zamojskie Stowarzyszenie Miłośników Astronomii pragnie serdecznie podziękować wszystkim organizatorom za możliwość uczestniczenia w tym niezwykłym innowacyjnym projekcie popularyzującym muzykę Fryderyka Chopina, loty kosmiczne i miasto Zamość.

19 maja 2010
Źródło | Andrzej Rzemieniak, Mariusz Zub

Jowisz stracił swój Południowy Pas Równikowy

Fot. Zdjęcie wykonane 13  maja 2010 r. przez astronoma-amatora Christophera Go z Cebu z Filipin przedstawiające tarczę Jowisza bez Południowego Pasa Równikowego. Południe jest u góry obrazka. Źródło: Christopher Go

Jeden z głównych elementów widocznych na tarczy Jowisza, Południowy Pas Równikowy, zniknął! Mimo iż jego zniknięcie jest najprawdopodobniej efektem gwałtownych burz w atmosferze Jowisza, to jednak naukowcy nie potrafią wyjaśnić co było główną przyczyną. Nie wiedzą również, jak długo pas pozostanie niewidoczny. 

Fot. Trzy serie zdjęć wykonanych przez astronoma amatora Christophera Go z Cebu z Filipin. Zdjęcia po lewej przedstawiają Południowy Pas Równikowy widziany w sierpniu 2009 roku. Na środkowych zdjęciach, wykonanych w listopadzie poprzedniego roku, pas powoli zaczyna zanikać. Zdjęcia po prawej, z 13. maja br., ukazują obecny stan Jowisza, bez pasa równikowego. Na wszystkich zdjęciach południe jest u góry. Źródło: Christopher Go

Nie pierwszy raz jesteśmy świadkami takiego zjawiska i najprawdopodobniej nie ostatni. Południowy Pas Równikowy (ang. South Equatorial Belt, SEB) zniknął również w 1973 i 1991 roku. „Obserwuję Jowisza już przez cztery dekady” mówi Raymond Shubinski, „i wcześniej już dwukrotnie widywałem Jowisza z tylko jednym pasem. Taki widok jest niezwykle intrygujący. To jest jakby jeden z większych satelitów Jowisza zniknął, a w przypadku pasa może to trwać nawet miesiącami”. 

Astronomowie zauważyli nieobecność pasa po tym, jak Jowisz ponownie wrócił na poranne niebo w marcu. Wcześniej pozostawał niewidoczny, ponieważ z naszego punktu widzenia znajdował się za Słońcem. Amatorzy z całego świata codziennie przysyłają zdjęcia tarczy Jowisza do Astronomy. „Podziwiamy Jowisza z tylko jednym pasem już przez kilka miesięcy” wspomina Richard Talctott, główny redaktor Astronomy. „Teraz czekamy, aż południowy pas pojawi się ponownie” 

Jowisz znajdzie się w opozycji pod koniec tego lata i wówczas będą bardzo dobre warunki do jego obserwacji. W dniu 21 września planeta będzie największa i najjaśniejsza w ciągu ostatnich 47 lat. Rozmiar kątowy będzie wynosił wówczas 49,9 sekund łuku, gdzie największy możliwy rozmiar to 50,1 sekund łuku, a jego jasność osiągnie -2,9 magnitudo, co stanowi 4 razy więcej niż jasność Syriusza. We  wrześniowym wydaniu Astronomy pojawi się artykuł o tym jak obserwować Jowisza (zainteresowanym polecamy zapoznanie się z nim).

18 maja 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Naukowcy odkryli najbardziej oddaloną gromadę galaktyk

Fot. Szerokość obrazu wynosi 3,4 minuty łuku, co odpowiada 5 700 000 lat świetlnych w odległości 9,6 mld lat świetlnych. Strzałki wskazują galaktyki, które najprawdopodobniej znajdują się w tej samej odległości i gromadzą się wokół środka obrazu. Konturami zaznaczono emisję promieniowania X. Galaktyki oznaczone kółkami to obiekty, do których odległość została wyznaczona dzięki obserwacjom w bliskiej podczerwieni i wynosi 9,6 mld lat świetlnych. Pomimo tego, iż liczba obiektów nie jest duża to obserwacje rentgenowskie jednoznacznie dowodzą tego, że jest to grawitacyjnie związana gromada galaktyk. Źródło: IPMU

Masayuki Tanaka z Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (IPMU) w Tokio, Alexis Finoguenov z Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics w Garching (Niemcy) oraz Yoshihiro Ueda z Kyoto University w Japoni wspólnie odkryli najbardziej oddaloną we Wszechświecie gromadę galaktyk. Znajduje się ona w odległości 9,6 mld lat świetlnych.

Kosmos jest pełen galaktyk, a ich rozmieszczenie jest nierównomierne. Galaktyki układają się we włókniste struktury, zwane również filamentami. Filamenty te wypełniają Wszechświat tworząc gigantyczną pajęczą sieć. Najczęściej gromady galaktyk można spotkać w węzłach tej sieci. Dotychczas najbardziej oddalona gromada galaktyk znajdowała się w odległości 9,2 mld lat świetlnych, ale grupa badaczy z Japonii i Niemiec odkryła podobny obiekt na jeszcze większej odległości. Odkrycie to zostało dokonane dzięki obserwacjom w zakresie fal elektromagnetycznych niewidzialnych dla ludzkiego oka.

Wszechświat jest jak wehikuł czasu – możesz cofnąć się w czasie jeśli będziesz zaglądał we Wszechświat coraz głębiej i dalej. Astronomowie wykorzystali właśnie tę metodę w swoich poszukiwaniach odległych i młodych gromad. Ekspansja Wszechświata sprawia, że odległe galaktyki oddalają się od Ziemi z bardzo dużymi prędkościami i wyniku efektu Dopplera światło widzialne zostaje przesunięte w zakres fal podczerwonych. Niestety detekcja tego typu promieniowania jest utrudniona, co na długie lata spowodowało zatrzymanie rozwoju badań w tej dziedzinie. Dzięki wykorzystaniu możliwości teleskopu Subaru do obserwacji w bliskiej podczerwieni, w oparciu o urządzenie zwane Multi-Object InfraRed Camera and Spectrograph (MOIRCS), astronomowie mogli zaglądnąć głębiej we wczesny Wszechświat.

Masayuki Tanaka wraz ze współpracowaniami odkryli odległą gromadę w gwiazdozbiorze Wieloryba. Kamera i spektrograf MOIRCS zostały wykorzystane do pomiaru odległości do masywnych galaktyk w gromadzie. „MOIRCS dysponuje niesamowitymi możliwościami obserwacji odległych galaktyk i to dzięki temu mogliśmy dokonać naszego odkrycia” powiedział Tanaka. Badacze wykonali pomiary odległości do kilku galaktyk i okazało się że obiekty te skupiają się w tym samym miejscu odległym o około 9,6 mld lat świetlnych. „Mimo, że w tej odległości znajduje się zaledwie kilka masywnych galaktyk, to posiadamy przekonujący dowód na to, że gromada ta jest obiektem związanym grawitacyjnie” zapewnia Tanaka

W gromadach galaktyk znajduje się ogromna ilość materii podgrzanej do bardzo wysokich temperatur. Materia ta świeci w zakresie bardzo krótkich fal, dlatego też poszukując takiej emisji naukowcy wykorzystali obserwatorium rentgenowskie XMM-Newton. Pomimo tego, że obserwacje takie są bardzo trudne, to badacze znaleźli wyraźne ślady gorącego gazu w gromadzie.

Połączenie obserwacji w podczerwieni i promieniach X doprowadziło do odkrycia najdalszej gromady galaktyk znanej do tej pory. Nowy rekord odległości wynosi 9,6 mld lat świetlnych i jest większy o 400 mln lat świetlnych od poprzedniego. Gromady galaktyk są idealnym laboratorium do studiowania ewolucji galaktyk, dodatkowo poszukiwanie tak odległych obiektów pomoże nam zrozumieć początki Wszechświata. Z tego właśnie powodu naukowcy nie zaprzestają dalszych badań i nadal poszukują gromad, które mogą znajdować się jeszcze dalej.

Herschel odkrył dziurę w kosmosie

Fot. NGC 1999 to zielonkawa mgławica na górze zdjęcia. Do niedawna widoczna na jej tle ciemna plama uważana była za gęsty, nieprzepuszczający prominiemiowanie obłok pyłowy. Obserwacje teleskopem Herschela pokazały, że to.... dziura w mgławicy!  Zdjęcie jest złożeniem obserwacji  instrumentu PACS satelity Herschel  (70 i 160 mikometów) oraz  kamery NEWFIRM (1,6 i 2,2 mikrometrów) umieszczonej na 4-metrowym teleskopie na Kitt Peak, USA.  Źródło: ESA/HOPS Consortium

11 maja satelita Herschel Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) badający Wszechświat w podczerwieni dokonał nieoczekiwanego odkrycia. Zaobserwowana została dziura w kosmosie w bliskim otoczeniu miejsca, gdzie rodzą się nowe gwiazdy. Do tej pory nie było obserwacji, które dałyby tak wyrazisty wgląd w końcową fazę formowania się gwiazd.

Dzięki satelicie Herschel gwiazdy, które powstają w gęstych obłokach gazu i pyłu mogą być teraz bardzo dokładnie badane. W przypadku młodych gwiazd często obserwuje się strugi oraz silne wywiewanie materii na zewnątrz, które oddziałuje na bliskie sąsiedztwo. Jednakże w jaki sposób młode gwiazdy rozdmuchują i wyłaniają się z obłoku, w którym powstały było tajemnicze. Nadarzyła się nieoczekiwana okazja, aby przyjrzeć się znacznie bliżej procesom towarzyszącym powstawaniu nowych gwiazd w oparciu o odkrycie Herschela.

Odkryta dziura, jawiąca się jako czarna plama, znajduje się w mgławicy refleksyjnej NGC1999 w gwiazdozbiorze Oriona oddalonej od nas o 1500 lat świetlnych. Wiele takich plam jest znanych i uważa się je za gęste obszary pyłu i gazu, które blokują promieniowanie przez nie przechodzące, ale w przypadku tej jest inaczej. Herschel prowadził obserwacje pobliskich młodych gwiazd i natknął się na obszar wyglądający czarno. Aparatura satelity jest doskonale przystosowana do badania takiego rodzaju gęstych ciemnych obłoków. Coś jednak było nie tak - czy czarna plama jest aż tak niespotykanie gęsta, czy mamy problem z  instrumentami satelity?

Zaangażowano naziemne teleskopy, które potwierdziły obecność czarnej plamy. Co więcej okazało się, że nie jest to wyjątkowo gęsty obszar, ale wręcz przeciwnie - zupełnie pusty! Musiał wystąpić jakiś proces, który wydmuchał dziurą w obłoku. Nikt do tej pory nie zaobserwował takiego pustego regionu w bezpośrednim otoczeniu młodych gwiazd.

Astronomowie uważają, że taka dziura może powstać dzięki wąskiej strudze gazu wyrzucanej przez młode gwiazdy, która przebija taflą gazu i pyłu rodzimej mgławicy NGC1999. Dodatkowo silne promieniowanie pobliskich starszych gwiazd również może wspomóc wydmuchiwanie dziury w obłoku. Odkrycie dokonane przez Herschela z pewnością dostarczy niezwykle interesujących a dotychczas ograniczonych informacji o procesach zachodzących w regionach, gdzie tworzą się nowe gwiazdy.

Cassini mierzy grawitację Enceladusa

Fot. Zdjęcie wykonane 26 kwietnia 2010 roku w filtrze CL1 oraz IR3 i odebrane na Ziemi następnego dnia. W chwili wykonania zdjęcia sonda znajdowała się w odległości 947 kilometrów od Enceladusa. Zdjęcie nie zostało zredukowane oraz skalibrowane.  Źródło: NASA/JPL/Space Science Institute

Kosmiczna sonda Cassini z sukcesem zakończyła 26-godzinne obserwacje, które miały na celu zbadanie grawitacji Enceladusa, jednego z księżyców Saturna. Dane, które zostały przesłane na Ziemię, pozwolą naukowcom na poznanie i zrozumienie wewnętrznej budowy księżyca oraz jego struktury.

Trasa przelotu sondy Cassini wiodła przez regiony bieguna południowego księżyca, z którego to wydobywa się wodny pióropusz. 27 kwietnia 2010 roku późnym popołudniem sonda zbliżyła się do księżyca na minimalną odległość około 100 kilometrów.

Stałe łącze radiowe z naziemną stacją NASA Deep Space Network pozwoliło naukowcom na wykorzystanie instrumentów radiowych do pomiaru zmian przyciągania grawitacyjnego Enceladusa. Analiza drobnych drgań pomoże sprawdzić, czy pod powierzchnią słynnych „tygrysich pręgów” nie znajduje się ocean, morze czy też ogromne jezioro. To właśnie z tego miejsca, znajdującego się na biegunie południowym, wyrzucana jest struga pary wodnej oraz cząstek organicznych. Dodatkowo uzyskane wyniki mogą pomóc również w odpowiedzi na pytanie, czy bąble cieplejszego lodu, znajdujące się we wnętrzu księżyca, nie unoszą się właśnie w kierunku tego regionu.

Głównym priorytetem tej misji były pomiary radiowe oraz kontrola ułożenia korpusu sondy, dlatego też przez większość czasu trwania przelotu, przyrządy optyczne nie były skierowane w stronę Enceladusa i zdjęcia w zakresie optycznym mogły zostać wykonane dopiero później, z większej odległości.

Zwykle w trakcie tego typu bliskich przelotów Cassini korzysta ze swoich silników odrzutowych, jednak nie tym razem. Użycie silników odrzutowych spowodowałoby nadanie sondzie dodatkowego przyspieszenia, a to znacznie skomplikowałoby możliwość wykonania precyzyjnych pomiarów radiowych. Z tego właśnie powodu sonda korzystała wyłącznie ze specjalnych kół zamachowych (ang. reaction wheels), które umożliwiają sterowanie bez użycia silników.

Teleskop Arecibo śledzi potencjalnie groźną asteroidę

Fot. Radarowy obraz asteroidy 2005 YU55. Rozdzielczość 7,5 metra na piksel. Źródło: Obserwatorium Arecibo

W dniu 19 kwietnia w Obserwatorium Arecibo wykonano pomiary metodą radarową asteroidy o nazwie 2005 YU55, która znajduje się na liście obiektów potencjalnie groźnych dla Ziemi. W tym dniu, jak podaje Michael Nolan dyrektor Obserwatorium Arecibo, ta asteroida była w odległości 2,4 miliona kilometrów od Ziemi, co stanowi w przybliżeniu 6-krotną odległość do Księżyca. Teleskop Arecibo znajduje się w okolicach miejscowości Arecibo w Portoryko i korzystają z niego naukowcy z Cornell University przy finansowym wsparciu National Science Foundation (Narodowa Fundacja Nauki).

Obrazowanie metodą radarową pozwoliło na osiągnięcie rozdzielczości 7,5 metra, a uzyskane wyniki pokazały, że rozmiar asteroidy 2005 YU55 wynosi 400 metrów i jest dwukrotnie większy niż wcześniej przypuszczano. Obiekt ten został zaliczony do potencjalnie groźnych asteroid i znajduje się na liście takich obiektów prowadzonej przez Minor Planet Center of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics w Cambridge, w stanie Massachusetts.

Wysoka precyzja pomiarów metodą radarową zredukowała niepewności w określeniu orbity o 50 procent i dzięki temu można było jednoznacznie stwierdzić, że 2005 YU55 nie stanowi większego zagrożenia dla Ziemi przez kolejne 100 lat. Na tej podstawie zdecydowano się usunąć asteroidę ze strony zawierającej listę obiektów grożących zderzeniem prowadzonej przez program NASA ds. Obiektów Bliskich Ziemi w Laboratorium Napędu Odrzutowego.

Po okrążeniu Słońca, 2005 YU55 zbliży się do Ziemi na 0,8 odległości do Księżyca w dniu 8 listopada 2011 roku. Ten bliski przelot nie stanowi jednak żadnego zagrożenia. Asteroida ta została odkryta 28 grudnia 2005 roku przez Roberta McMillana ze Speacewatch (program poszukujący asteroidy).

Prezydent Barack Obama zgłosił, aby budżet programu NASA ds. Obiektów Bliskich Ziemi został zwiększony z 3,7 milionów dolarów w 2009 roku na 20,3 miliony dolarów w 2011 roku. NASA podkreśliła, że dzięki tym funduszom będą chcieli wesprzeć program radarowy w Obserwatorium Arecibo.

Naukowcy badają zderzenia galaktyk

Fot. NGC 1614 - oddziałująca galaktyka, obraz z Teleskopu Hubble'a.  NGC 1614 znajduje się 200 mln lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze Erydanu.  Źródło: NASA/ESA/Hubble Heritage (STScI/AURA)

Naukowcy z Naval Research Laboratory (NRL) rozwiązali długotrwały problem dotyczący masy galaktyk biorących udział w zderzeniu, które świecą bardzo jasno w podczerwieni. Celem rozwiązania tego problemu Barry Rothberg i Jacqueline Fischer wykorzystali dane pochodzące z 8-metrowego teleskopu Gemini-South w Chile, a także wcześniej uzyskane wyniki z 10-metrowego W. M. Keck-2, 2,2-metrowego teleskopu Uniwersytetu na Hawajach oraz dane archiwalne z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a.

We Wszechświecie wyróżniamy dwa główne typy galaktyk: spiralne, jak np. nasza Droga Mleczna oraz eliptyczne, w których gwiazdy poruszają się po przypadkowych orbitach. Największe galaktyki w kosmosie posiadają eliptyczny kształt, dlatego też poznanie ich historii stanowi klucz do zrozumienia ewolucji Wszechświata trawjącej blisko 15 miliardów lat. Obwiązująca od dłuższego czasu teoria zakłada, że większość galaktyk eliptycznych powstała w wyniku zderzania się, a później zlania galaktyk spiralnych. Galaktyki spiralne zawierają znaczne ilości chłodnego wodoru. W momencie kiedy dochodzi do zderzenia, piękna struktura spiralna zostaje zniszczona, a chłodny gaz zamienia się w młode gwiazdy oraz duże ilości pyłu. Pył podgrzewany przez młode gwiazdy wypromieniowuje energię w zakresie fal podczerwonych.

Do niedawna naukowcy uważali, że masa tych jasno świecących w podczerwieni galaktyk, które biorą udział w zderzeniu, jest niewystarczająca, aby mogły stać się prekursorem masywnej galaktyki eliptycznej. Konwencjonalna metoda wyznaczania masy tych obiektów opierała się na pomiarach wykonanych w bliskiej podczerwieni, ponieważ światło to łatwo przenika przez pył i pozwala zmierzyć przypadkowe ruchy starych gwiazd. Im bardziej przypadkowe ruchy tym większa masa. 

Gdy galaktyki spiralne zderzają się, z ich chłodnego gazu powstaje centralny wirujący dysk, w którym rodzą się nowe gwiazdy. Te młode gwiazdy przyćmiewają blaskiem w bliskiej podczerwieni swoje starsze siostry i dlatego wydaje się, że stare gwiazdy mają mniejsze ruchy przypadkowe. Rothberg i Fischer wpadli na inny pomysł i zamiast tego obserwowali przypadkowe ruchy starych gwiazd na krótkich falach, tam gdzie pył skutecznie blokuje światło pochodzące z młodych gwiazd. Ich najnowsze wyniki pokazały, że stare gwiazdy w galaktykach, biorących udział w zderzeniu, posiadają duże ruchy przypadkowe, a to oznacza, że później obiekt ten może stać się masywną galaktyką eliptyczną.

Lód w sercu asteroidy

Fot. Wizja artystyczna wąskiego pasa asteroid pełnego skał oraz pyłowego gruzu okrążającego gwiazdę podobną do naszego Słońca. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Naukowcy, wykorzystując teleskop IRTF, odkryli na powierzchni asteroidy lód wodny oraz związki organiczne oparte na węglu. Odkrycie tej zamarzniętej mieszaniny na jednych z największych obiektów pasa asteroid sugeruje, że niektóre z nich wspólnie z kometami mogły dostarczyć wodę na pierwotną Ziemię.

„Przez długi czas uważano, że w całym pasie asteroid nie znajdzie się ani kubka wody” mówi Don Yeomans, kierownik biura NASA ds. Programu Obiektów Bliskich Ziemi w Laboratorium Napędu Odrzutowego w Pasadenie w stanie Kalifornia. „Dziś wiemy, że nie tylko zaspokoilibyśmy nasze pragnienie, ale bylibyśmy w stanie napełnić wszystkie baseny na Ziemi i jeszcze by nam zostało.”

To odkrycie to wynik 6 lat obserwacji asteroidy 24 Themis prowadzonych przez astronoma Andrew Rivkina z Laboratorium Fizyki Stosowanej na Uniwersytecie Johna Hopinska w Laurel w stanie Maryland. Rivikn wraz z Joshua Emerym z Uniwersytetu Tennessee w Knoxville zostali zatrudnieni do pracy przy teleskopie NASA IRTF (ang. Infrared Telescope Facility) i dzięki niemu wykonali, począwszy od 2002 roku, siedem różnych obserwacji asteroidy. Z zebranych danych udało się wyodrębnić sygnał jednoznacznie wskazujący na istnienie lodu wodnego oraz związków organicznych opartych na węglu.

Wyniki badań są bardzo zaskakujące, gdyż dotychczas sądzono, że Themis która okrąża Słońce w odległości ok. 279 mln km, jest zbyt blisko naszej gorącej gwiazdy, by mógł istnieć na niej lód wodny powstały w chwili narodzin naszego Układu Słonecznego około 4,6 miliarda lat temu. Dzięki temu odkryciu coraz więcej wiemy o początkach naszego Układu, a uzyskane wyniki pomogą w ponownym napisaniu książki o jego powstaniu i naturze samych asteroid.

„To bardzo ekscytujące, gdyż badania te pozwalają nam zrozumieć lepiej to co się działo w przeszłości i co może się wydarzyć w przyszłości” mówi Yeomans. „Nasze wyniki nie tylko wskazują asteroidy, jako potencjalne źródła surowców naturalnych, ale w przyszłości pozwolą też na uzupełnianie paliwa oraz zapasów wody w trakcie lotów misji międzyplanetarnych.”

Odkrycia Rivkina i Emory zostały niezależnie potwierdzone przez grupę prowadzoną pod kierunkiem Humverto Campins z Uniwersytetu Florydy Centralnej w Orlando.

NASA poszukuje, śledzi oraz klasyfikuje asteroidy i komety przelatujące blisko Ziemi wykorzystując do tego celu zarówno naziemne jak i kosmiczne teleskopy. Program Obserwacyjny Obiektów Bliskich Ziemi, popularnie zwany Kosmicznym Strażnikiem (ang. Spaceguard) polega na poszukiwaniu takich obiektów, podziału ich na charakterystyczne podgrupy, a także sprawdzaniu ich orbit pod kątem tego, czy nie stanowią potencjalnego zagrożenia dla naszej planety.

Pierwsze zdjęcia z nowego Obserwatorium Dynamiki Słońca!

Fot. Zdjęcie pełnej tarczy słonecznej wykonane w dalekim ultrafiolecie przez Obserwatorium Dynamiki Słońca 30 marca 2010. To jedno z pierwszych zdjęć z nowego satelity. Sztuczne kolory ukazują obszary o różnych temperaturach gazu. Czerwone są względnie chłodne (60 tys. stopni Celsjusza), zaś niebieskie i zielone są cieplejsze (powyżej miliona stopni). Źródło: NASA

NASA udostępniła właśnie pierwsze zdjęcia z Obserwatorium Dynamiki Słońca (ang. Solar Dynamics Observatory, lub w skrócie SDO), satelity wystrzelonego 11 lutego br. w celu dokładniejszego zbadania poszczególnych wartsw atmosfery słonecznej, monitorowania burz na Słońcu oraz studiowania tajemniczych mechanizmów rządzących wnętrzem naszej Dziennej Gwiazdy.

"Zarówno satelita, jak i jego instrumenty, działają poprawnie", mówi Richard Fisher, dyrektor działu heliofizyki NASA w Waszyngtonie i dodaje, że " (...) to, co zobaczyliśmy, jest naprawdę zdumiewające". Fisher porównuje nastroje związane z rewolucyjnymi możliwościami nowego obserwatorium słonecznego z oczekiwaniami dla rozwoju astrofizyki, jakie towarzyszyły niegdyś uruchomieniu Teleskopu Kosmicznego Hubble'a.

Obserwatorium Dynamiki Słońca  wyposażone jest w trzy instrumenty, które nieustannie patrzą na Słońce ze zdolnością rozdzielczą 10-krotnie przekraczającą jakość obrazów telewizyjnych w trybie HD. Są to: Przyrząd Obrazowania Heliosejsmologicznego i Magnetycznego (ang. Helioseismic and Magnetic Imager), Instrument Obrazujący Atmosferę Słoneczną (ang. Atmospheric Imaging Assembly) oraz Eksperyment Pomiaru Zmienności w Dalekim Ultrafiolecie (ang. Extreme Ultraviolet Variability Experiment).

Nowe obserwatorium przesyła na Ziemię każdego dnia 150 megabitów danych na sekundę, czyli 50 razy więcej niż jakakolwiek inna misja! Jednoczesne monitorowanie Słońca na kilku długościach fal w połączeniu z szybkim tempem
 prowadzonych obserwacji da naukowcom bezprecedensowo dokładny wgląd w zjawiska słoneczne.
 Możliwe będzie oglądanie rozbłysków i burz słonecznych, które mogą wpływać na naszą planetę, a także pomóc lepiej zrozumieć rolę, jaką pełni słoneczne pole magnetyczne w procesach mających miejsce na Słońcu.

Fot. Porównanie rozdzielczości zdjęć z nowej misji SDO do jakości obrazów z innych satelitów i obrazu telewizyjnego. Źródło: NASA

"Jedną z zalet obserwatorium jest to,  że będziemy widzieć całe Słońce cały czas" mówi Philip H. Scherrer, główny specjalista ds. Przyrządu Obrazowania Heliosejsmologicznego i Magnetycznego. Obrazy, które już zostały nadesłane pokazują, że pole magnetyczne ma faktycznie jeszcze większe znaczenie niż przypuszczano. Zdumiewająca jest też dynamika zachodzących zjawisk. "Pole magnetyczne nigdy nie jest takie samo, ciągle się zmienia", zauważa Dean Pasnell, naukowiec misji SDO przy Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda w Greenbelt.

I choć satelita jest nadal w fazie próbnej, co oznacza, że osiągana jest jeszcze ostateczna orbita, a jego instrumenty badawcze są dopiero kalibrowane, to obrazy już nadesłane przyniosły szereg nieoczekiwanych odkryć.
Jednym z ciekawszych wyników, wg Fishera, jest zaobserwowana ewolucja plamy słonecznej, czyli rejonu aktywnego na Słońcu. Obszar taki związany jest z silnym polem magnetycznym. SDO zaobserwowało plamę już w czasie jej zanikania, ale to co dostrzeżono jest dość niespodziewane. "Okazuje się, że małe zmiany w polu magnetycznym pojawiające się w czasie zanikania plamy, mają ogromny wpływ na górne warstwy atmosfery słonecznej", dodaje Fisher.

Fot. Wizja artysty ukazująca Obserwatorium Dynamiki Słońca i jego instrumenty badawcze. Źródło: NASA/ Goddard

Plamie słonecznej towarzyszy wyrzut materii w przestrzeń kosmiczną znany jako Koronalny Wyrzut Masy (ang. Coronal Mass Ejection - CME). SDO dostrzegło plamę związaną z tym zjawiskiem oraz fale rozprzestrzeniające się później po powierzchni Słońca. "CME wyrzucił w przestrzeń tyle materii, co zawartość całej rzeki Mississippi z prędkością około miliona kilometrów na godzinę (...)", powiedział Alan Title, główny naukowiec Instrumentu Obrazującego Atmosferę Słoneczną. "Pomimo swej fazy rozruchowej satelita już pokazuje jak ważnym będzie instrumentem. Pełną gotowość obserwacyjną osiągnie w ciągu miesiąca", mówi Fisher. Dodaje też, że "charakterystyczną cechą udanego eksperymentu naukowego jest to, że nie rozumiemy jego wyników".

Zjawiska słoneczne nie są tylko przedmiotem zainteresowań czysto naukowych, mogą mieć one bowiem także bardzo duży wpływ na Ziemię poprzez zaburzenia w działaniu systemów komunikacyjnych, satelitów GPS, a nawet sieci elektrycznych. Naukowcy mają nadzieję, że SDO pozwoli lepiej przewidywać, kiedy rozbłyski i koronalne wyrzuty materii mogą zagrażać Ziemi. "Im więcej wiemy o tych zjawiskach, tym lepiej możemy się na nie przygotowywać, zamiast tylko reagować na konsekwencje złej pogody kosmicznej", twierdzi Tom Woods z Uniwersytetu w Colorado w Boulder, główny naukowiec przy Eksperymencie Pomiaru Zmienności w Dalekim Ultrafiolecie.

Dodatkową zaletą dokładnych badań Słońca jest to, że być może pomogą one także lepiej zrozumieć inne gwiazdy i towarzyszące im procesy fizyczne.

29 kwietnia 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Projekt Ozma: Początki SETI

Fot. Frank Drake już od dzieciństwa był pewny istnienia pozaziemskich cywilizacji. "Nie widzę powodu, dla którego ludzkość miałaby być jedynym przykładem cywilizacji, wyjątkowym we wszechświecie." - napisał w swojej książce z 1992 roku "Czy ktoś tam jest?". Źródło: NRAO

Jedna z lepszych scen w thrillerze science-fiction Kontakt przedstawia astronomkę Ellie Arroway (graną przez Jodie Foster) siedzącą przed laptopem i wsłuchującą się w sygnał radiowy pochodzący od obcych. Jej radioodbiornik to znajdująca się kilkaset metrów od niej grupa ogromnych radioteleskopów Very Large Array.

Film przypomina nam, że sztuka czasem imituje życie.

50 lat temu, Frank Drake, wtedy 29-letni naukowiec pracujący w Narodowym Obserwatorium Radioastronomicznym (National Radio Astronomy Observatory), skierował 26-metrową antenę w źródło Tau Ceti, gwiazdę podobną do Słońca znajdującą się w odległości 12 lat świetlnych. Odbiornik nastawił na długość fali 21cm (1420MHz) odpowiadającą emisji gazu wodorowego. Drake uważał, że będzie to najlepsza częstotliwość do komunikacji wewnątrz galaktycznej. Na rejestratorze zaobserwował wykres przedstawiający obiecujące "zawijasy". Nowoczesne poszukiwania pozaziemskiej cywilizacji, czyli SETI (search for extraterrestrial intelligence) właśnie się rozpoczęły.

Frank Drake nazwał swoje starania mianem Projekt Ozma, na cześć księżniczki z książki dla dzieci "Ozma of Oz" (pol. "Dorota u króla gnomów"). Drake w 1992 napisał w swojej książce zatytułowanej "Czy ktoś tam jest?": "Nasza praca była bezprecedensowa, oczywiście nikt z nas nie wiedział czego się spodziewać. Nawet ja, z moim ogromnym entuzjazmem, nie mogłem założyć, że naprawdę odbierzemy sygnał pozaziemskiej inteligencji." Rzeczywiście, kilka godzin wsłuchiwania się w Tau Ceti nie przyniosło efektu.

Fot. W 1960 roku Darke użył tego 26-metrowego radioteleskopu w Green Bank w Zachodniej Wirginii do przeprowadzenia projektu Ozma, pierwszych na świecie systematycznych poszukiwań radiowych przekazów od obcych. Źródło: NRAO

Jednak, gdy Drake skierował antenę na swój drugi cel Epsilon Eridani, zaobserwował, że pióro rejestratora wykonywało gwałtowne wahania. Był to silny, pulsujący sygnał. Dokładnie tego spodziewałby się od pozaziemskiej cywilizacji starającej się zwrócić na siebie uwagę. Ostatecznie okazało się to fałszywym alarmem, po tym jak dowiedziano się, że odbiornik nieumyślnie podsłuchiwał tajny wojskowy eksperyment...

Drake napisał o projekcie Ozma do Sky & Telescope w styczniu 1960 roku, na wiele miesięcy przed przeprowadzeniem eksperymentu. Artykuł zatytułował "Jak można wykryć transmisję radiową od odległego systemu planetarnego?". Opisuje w nim wiele założeń, m.in.  ile gwiazd posiada planety, na jak wielu z nich może istnieć inteligentne życie. Formalny ich opis nosi dziś nazwę równań Drake'a.

Projekt SETI kontynuowany jest do dzisiaj. W 1999 roku powstała internetowa wersja projektu SETI@home, w której każdy z nas może wziąć udział. Wystarczy zainstalować program pobrany ze strony SETI, który będzie analizował dane pobrane przez radioteleskop w Arecibo w poszukiwaniu sygnału z pozaziemskich cywilizacji. Program wykorzystuje tylko wolną moc obliczeniową komputera, co oznacza, że włącza się zamiast wygaszacza ekranu, wtedy kiedy nie używasz komputera.

Pierwsze i najczęstsze pytanie zadawane poszukiwaczom z SETI brzmi: "Czy odebrano już sygnał od pozaziemskiej cywilizacji?" Odpowiadają: "Nie odebraliśmy jeszcze takiego potwierdzonego sygnału. Gdybyśmy się udało, wiedzielibyście o tym." Pozostaje nam czekać na informację.

19 kwietnia 2010
Źródło | Magda Siuda

Wczesne etapy życia gwiazdy neutronowej

Fot. Kasjopea A Źródło: X-ray: NASA/CXC/Southampton/W. Ho et al.; Ilustracja: NASA/CXC/M.Weiss

Trwające ostatnią dekadę obserwacje procesów chłodzenia zachodzących w jedenej z najmłodszych znanych gwiazd neutronowych, dostarczyły nowych informacji na temat budowy wewnętrznej tych super-gęstych martwych gwiazd. Dr Wynn Ho zaprezentował swoje najnowsze wyniki badań na spotkaniu Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego w Glasgow w dniu 15 kwietnia.

Dr Ho z Uniwersytetu Southampton oraz dr Craig Heinke z Uniwersytetu Alberta w Kanadzie dokonali, na podstawie danych uzyskanych z Rentgenowskiego Obserwatorium Chandra w latach 2000 - 2009, pomiarów temperatury gwiazdy neutronowej znajdującej się w pozostałości po supernowej Kasjopeja A.

„Po raz pierwszy w historii astronomowie mogli obserwować przez dłuższy czas proces chłodzenia się młodej gwiazdy neutronowej. Teleskop Chandra dał nam możliwość pomiaru temperatury co około dwa lata przez ostatnią dekadę i dzięki temu zaobserwowaliśmy spadek temperatury w trakcie tego okresu o około 3%” powiedział dr Ho.

Gwiazdy neutronowe składają się głównie z neutronów ściśniętych przez siłę grawitacji osiągając gęstość ponad milion miliona razy większej od ołowiu. Stanowią one gęste jądra masywnych gwiazd, które wyczerpały swoje paliwo jądrowe i zapadły się w wyniku eksplozji supernowej. Wybuch supernowej Kasjopeja A , który najprawdopodobniej miał miejsce w 1680 roku, podgrzał gwiazdę neutronową do temperatury miliarda stopni, która następnie ochłodziła się do około dwóch milionów stopni Celsjusza.

„Młode gwiazdy neutronowe chłodzą się poprzez emisję wysokoenergetycznych neutronów – cząstek podobnych do fotonów, które nie oddziaływują prawie w ogóle ze zwykłą materią i dlatego są trudne do zarejestrowania. Ponieważ większość neutrin powstaje głęboko we wnętrzu gwiazdy, możemy wykorzystać obserwacje zmian temperatury do zbadania tego co się dzieje w jądrze gwiazdy neutronowej. Struktura gwiazdy neutronowej determinuje w jaki sposób zachodzi chłodzenie, więc nasze odkrycie pozwoli nam lepiej zrozumieć budowę gwiazd neutronowych. Nasze obserwacje zmian temperatury doprowadziły do odrzucenia niektórych z modeli chłodzenia i dodatkowo dały nam możliwość poznania właściwości materii, której nie można badać w ziemskich laboratoriach” wyjaśnia dr Ho.

Początkowo jądro gwiazdy neutronowej chłodzi się gwałtowniej niż zewnętrzne warstwy. Po okresie około kilkuset lat osiągana jest równowaga i całe wnętrze chłodzi się w podobnym tempie. W wieku około 330 lat, gwiazd neutronowa Kasjopeja A dochodzi właśnie do tego punktu przejściowego. Jeżeli chłodzenie zachodzi wyłącznie poprzez emisję neutrin, to spadek temperatury powinien być jednostajny. Dr Ho i dr Heinke zaobserwowali stały trend spadkowy przez ostatnie 10 lat, lecz w 2006 roku nastąpiła gwałtowniejsza zmiana co sugeruje, że mogą działać jeszcze inne procesy.

„Gwiazda neutronowa mogła nie osiągnąć jeszcze fazy jednostajnego chłodzenia, albo zaobserwowaliśmy działanie dodatkowego mechanizmu. Nie wiemy czy przypadkiem wnętrze gwiazdy nie zawiera bardziej egzotycznych cząstek np. kwarków albo innych stanów materii - nadciekłej lub nadprzewodników. Mamy nadzieję, że dalsze obserwacje pozwolą nam uzyskać lepszy obraz tego co się dzieje we wnętrzu” mówi dr Ho.

18 kwietnia 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

55. rocznica śmierci Alberta Einsteina

Fot. Albert Einstein   14 marca 1879, Ulm, Niemcy - 18 kwietnia 1955, Princeton, USA

18 kwietnia mija 55 lat od śmierci jednego z największych fizyków  wszechczasów - Alberta Einsteina (1879 - 1955).
Albert Einstein  znany jest głównie jako twórca teorii względności, choć Nagrodę Nobla otrzymał w 1922 r. za wyjaśnienie efektu fotoelektrycznego.

W 1905 r. Einstein, pracując jako urzędnik patentowy, ogłosił pracę „O elektrodynamice ciał w ruchu”, którą dziś znamy jako szczególna teorię względności. Jej głównymi postulatami była stała wartość prędkości światła oraz względność czasu i przestrzeni. W ujęciu Hermana Minkowskiego, który był jego nauczycielem na uniwersytecie w Zurychu, szczególna teoria względności przyjmuje dużo prostszą i bardziej elegancką postać.

Będąc pod wrażeniem prac Minkowskiego Einstein zgłębiał tajniki rachunku tensorowego i w 1916 wygłasza a w 1917 r. w Sprawozdaniach Pruskiej Akademii Nauk drukuje pracę „Kosmologiczne rozważania nad ogólną teorią względności” - Kosmologische Betrachtungen zur Allgemeinen Relativitätstheorie. [w:] Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften, Berlin.

Gdy czas i przestrzeń wypełnimy materią, wówczas pojawia się grawitacja. Wprowadzenie materii powoduje odkształcenie czasoprzestrzeni. Ogólna Teoria Względności  mówi, że pole grawitacyjne to krzywizna czasoprzestrzeni. Masa wytwarza pole grawitacyjne i dzięki temu odkształca czasoprzestrzeń. Wiele lat później współpracownik Einsteina, John Archibald Wheeler, ułożył popularne powiedzenie: Space tells matter how to move, matter tells space how to curve – Przestrzeń mówi materii jak się poruszać, materia mówi przestrzeni jak się zakrzywiać.

16 kwietnia 2010
Karolina Zawada

Gum 19: mgławica "Dwie Twarze"

Fot. Gum 19 to region narodzin gwiazd w gwiazdozbiorze Żagla. Powyższy obraz to efekt połączenia zdjęć uzyskanych teleskopem NTT w Chile na trzech różnych długościach fal w zakresie podczerwonym. Przedstawiony obszar ma rozmiar kątowy 4,7 minuty łuku. Kliknij na miniaturę, żeby zobaczyć obraz o lepszej jakości. Źródło: ESO

W roku 1955 australijski astrofizyk Colin S. Gum opublikował katalog zawierający ponad 80 mgławic nieba południowego, które świecą w linii HII zjonizowanego wodoru. Jedna z mniej znanych, ale chyba najciekawsza z tych mgławic, to Gum 19 w gwiazdozbiorze Żagla (Vela), odległa od nas o około 22 tysiące lat świetlnych.

Nowy, bardzo atrakcyjny obraz mgławicy Gum 19 został właśnie udostępniony przez obserwatorów z Europejskiego Obserwatorium Południowego (European Southern Observatory). Używając instrumentu Sofi - kamery i spektrografu pracującego przy teleskopie NTT (New Technology Telescope) w Chile - uzyskali oni obraz mgławicy na trzech długościach fal sięgających aż do 2,2 mikrona. Choć mgławica Gum 19 jest słabo widoczna w świetle widzialnym, to w podczerwieni dostrzec można jej podwójną, niczym oblicze rzymskiego boga Janusa, strukturę. Jasny, pionowy pas dzieli ją bowiem na dwie połowy: ciemną i jasną. Jasna połowa to efekt podświetlenia mgławicy przez niebieskiego superolbrzyma - gwiazdę znaną jako V391 Velorum. Nowe gwiazdy powstają zarówno tam, jak i w ciemnych obłokach jej lewej połowy.

Gwiazda V391 Velorum, z temperaturą powierzchni sięgającą 30 tysięcy stopni Celsjusza, wykazuje spory temperament. Jej jasność może ulegać nagłym zmianom, przypuszczalnie w wyniku wyrzutów materii w otaczającą przestrzeń. Gwiazdy o podobnej masie istnieją zwykle przez zaledwie 10 milionów lat, zanim wybuchną jako supernowe.

Jak podaje ESO w swoim komunikacie prasowym, mgławica Gum 19 ukazuje w podczerwieni swój niesamowity, przypominający rozdarcie czasoprzestrzeni, wygląd z wąskim, niemal pionowym jasnym regionem przecinającym jej środek. Eksplozywny koniec życia gwiazdy V391 Velorum zmieni zapewne na zawsze intrygujący obecnie wygląd mgławicy Gum 19.

6 kwietnia 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Słońce znów aktywne

Fot. Zdjęcie wykonane za pomocą sondy SOHO 19 marca przedstawia kilka grup plam słonecznych, dwie duże protuberancje i kilka mniejszych. Źródło: SOHO / ESA / NASA

Plamy na Słońcu obserwowano już w starożytności, jednak dopiero na początku XIX wieku niemiecki astronom Heinrich Schwabe odkrył charakterystyczny cykl ich pojawiania się i znikania na tarczy słonecznej. Kilka lat temu Słońce weszło w bardzo głębokie minimum i ku zdziwieniu wielu astronomów pozostawało w nim wyjątkowo długo. Na szczęście ostatnio na tarczy słonecznej obserwuje się coraz więcej plam, które nieśmiało zwiastują nadchodzące maksimum.

Heinrich Schwabe wcale nie planował zaobserwować cyklu słonecznego, szukał  dodatkowej planety Układu Słonecznego. Planeta ta miała znajdować się wewnątrz orbity Merkurego, więc powinny też być widoczne jej przejścia na tarczy słonecznej. Tylko regularne obserwacje mogły odróżnić ową planetę od plamy słonecznej. Schwabe prowadził swoje obserwacje przez ponad 40 lat, jednak planety nie zaobserwował. Zauważył natomiast, że plamy słoneczne pojawiają się i znikają w cyklu trwającym 10 lat. (Dziś korzystając z większej liczby danych wiemy, że cykl wynosi trochę ponad 11 lat).

Dopełnieniem tego odkrycia było kolejne odkrycie, tym razem dotyczące ziemskiego pola magnetycznego. Otóż zauważono, że ziemskie pole magnetyczne także wykazuje pewną zmienność, objawiającą się m.in. przesuwaniem biegunów magnetycznych Ziemi oraz występowaniem rozległych zórz polarnych. Cykl tej zmienności wynosił ok. 10,3 lat. Ta niezwykła koincydencja uświadomiła astronomom, że pola magnetyczne słoneczne i ziemskie nieustannie ze sobą oddziałują.

Głównym sprawcą cyklu słonecznego jest pole magnetyczne Słońca. Na początku cyklu, w trakcie minimum, linie pola magnetycznego łączą bieguny Słońca, tak jak południki geograficzne na Ziemi. Słońce poddane jest działaniu tzw. rotacji różnicowej, co oznacza, że nie obraca się jak bryła sztywna, tylko materia na równiku krąży szybciej wokół osi rotacji niż materia na biegunach. Linie pola magnetycznego są mocno połączone z materią, więc rotacja różnicowa materii powoduje zapętlanie pola magnetycznego.

Plamy słoneczne to miejsca silnej koncentracji takiego poplątanego pola magnetycznego. Są to obszary chłodniejsze od otoczenia, dlatego obserwujemy je jako ciemniejsze. Mają one rozmiary od tysiąca do nawet miliona kilometrów i niektóre z nich możemy obserwować nawet przez kilka miesięcy. Słoneczne pole magnetyczne manifestuje swoją obecność także poprzez tzw. protuberancje, czyli pętle pola magnetycznego i materii wychodzące ponad brzeg tarczy słonecznej. Wznoszą się one na tysiące kilometrów nad powierzchnią Słońca i są najlepiej widoczne podczas całkowitych zaćmień Słońca.

W trakcie minimum Słońce jest spokojne, obserwuje się bardzo mało plam lub wcale. Nowy cykl słoneczny rozpoczyna się wyjściem z tego minimum. Aktualny cykl rozpoczął się w 1996 roku, więc należało oczekiwać wyjścia z minimum w roku 2007 (11 lat później). Jednak nic takiego nie nastąpiło. W roku 2008 aż przez 73% roku nie obserwowano plam słonecznych, rok 2009 nie był lepszy. Można śmiało powiedzieć, że minimum było bardzo długie.

Na szczęście rok 2010 przynosi nam odmienne obserwacje. Pojawiły się już większe grupy plam słonecznych oraz protuberancje. Na stronie SOHO można na bieżąco obserwować tarczę słoneczną i zjawiska zachodzące na Słońcu.

Jeżeli chodzi o obserwacje domowe, to przypominam, żeby nie patrzeć na Słońce bezpośrednio przez teleskop czy lunetę, a najlepiej rzutować obraz na ekran lub kartkę papieru.

30 marca 2010
Źródło | Magda Siuda

Przepis na Wszechświat

Fot. Rekonstrukcja rozkładu ciemnej materii w polu obserwowanym przez Teleskop Hubble'a na podstawie obserwcji soczewkowania grawitacyjnego. Kolory pokazują skupiska masy (niebieskie - bliższe, czerwone - położone dalej). Źródło: NASA / ESA / P. Simon / T. Schrabback

Wyniki obserwacji z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a dotyczące kształtu i rozkładu galaktyk we Wszechświecie potwierdzają, że Wszechświat zdominowany jest przez ciemną energię i zimną ciemną materię.

Wedle obecnej wiedzy przepis na Wszechświat wygląda następująco:

• 73% ciemnej energii
• 23% ciemnej materii niebarionowej (egzotyczne cząstki)
• 4% ciemnej materii barionowej (brązowe karły?, gaz międzygwiazdowy?)
• <1% materii świecącej barionowej (gwiazdy, mgławice)

Głównym składnikiem Wszechświata okazuje się być zatem tajemnicza ciemna energia, stanowiąca aż 73% jego zawartości! Nawet wielcy myśliciele tego świata nadal nie wiedzą czym ona jest; jednak dzięki  kluczowym obserwacjom wykonanym przez sondę WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) wiadomo, że istnieje ona na pewno.

Nie ma także zgody co do natury ciemnej materii, która, choć niewidoczna, stanowi większą część masy galaktyk! Wiadomo tylko, że nie jest to dobrze nam znana materia złożona z protonów, neutronów i elektronów.

Fot. Porównanie map rozkładu masy: obserwacje z Hubble'a (po lewej), wyniki symulacji z dominującą ciemną energią (w środku) i wyniki symulacji z dominującą ciemną materią (po prawej). Widać, że model z dominującą ciemną energią najlepiej pasuje do obserwacji z Hubble'a. Źródło: NASA / ESA / J. Hartlap / P. Simon / T. Schrabback

Powyższy przepis na Wszechświat potwierdziły właśnie najnowsze wyniki obserwacji z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a ogłoszone przez zespół astronomów pod przewodnictwem Tima Schrabbacka (Obserwatorium z Leiden). Odległe galaktyki wyglądają na zniekształcone z powodu zakrzywiania i soczewkowania promieni świetlnych przez grawitację niewidocznej ciemnej materii, której skupiska znajdują się na drodze widzenia. Astronomowie wykorzystali to zjawisko i zbadali rozkład masy we Wszechświecie do bardzo dużych odległości. Przeanalizowano dane 194 tysięcy galaktyk o przesunięciach ku czerwieni do z = 5, czyli takich, które istniały gdy Wszechświat miał zaledwie 1 miliard lat po Wielkim Wybuchu! Uzyskane wyniki zgodne są z modelem kosmologicznym Lambda CDM (Lambda Cold Dark Matter), według którego Wszechświat zdominowany jest przez tajemniczą ciemną energię i zimną, ciemną materię. Obserwacje przeprowadzono w ramach programu COSMOS (Cosmic Evolution Survey), a przedstawione wyniki ukazały się ostatnio na łamach czasopisma Astronomy & Astrophysics.

28 marca 2010
Źródło |Andrzej Gibiec

Niesymetryczne dyski materii gwiazdowej ułatwiają czarnym dziurom pożeranie gazu

Fot. Wizja artystyczna przedstawiająca jądro galaktyki Andromeda. Czerwony obszar to dysk starszych gwiazd, niebieski to dysk młodych gwiazd. Czarna kropka we wnętrzu niebieskiego obszaru to supermasywna czarna dziura. Niesymatryczny dysk starych gwiazd może być pozostałością po dysku, który pomagał czarnej dziurze zasysać wirujący gaz. Źródło: A. Field, NASA, ESA.

Astronomowie uzyskali odpowiedź na pytanie jak supermasywne czarne dziury w centrach większości galaktyk pożerają gaz ze swojego otoczenia. Nowe badania wyjaśniają, że gwiazdy ciągną ze sobą rotujący gaz w kierunku centrum galaktyki, powodując, że znajduje się on wystarczająco blisko by być zassanym przez czarną dziurę.

Supermasywne czarne dziury bardzo silnie przyciągają otaczającą je materię, jednak astronomowie nie byli pewni jak tym astrofizycznym bestiom udaje się przyciągać aż tak duże ilości gazu jakie rzeczywiście pochłaniają. Cały problem polega na tym, że szybko wirujący gaz, krążący wokół czarnej dziury, posiada duży moment pędu, który powoduje powstawanie siły odśrodkowej. Siła odśrodkowa spowalnia lub wstrzymuje materię, tak by nie wpadła w otchłań czarnej dziury.

Generalnie czarne dziury z łatwością połykają gaz, który znajduje się w odległości mniejszej niż 1/3 roku świetlnego od centrum galaktyki. Wynika to z faktu, że czarne dziury posiadają pole magnetyczne, które spowalnia rotację gazu i umożliwia jego spadek na powierzchnię. Na dużych odległościach, około 30-300 lat świetlnych od centrum, kolizje z innymi galaktykami i grawitacyjne oddziaływanie materii wewnątrz galaktyki powoduje powstawanie zaburzeń, które kierują gaz ku centralnej czarnej dziurze. Jednak nadal istnieje przedział pośrednich odległości, od 1 do 30 lat świetlnych od centrum, w którym, wydaje się, że nic nie powoduje zmniejszenia ruchu rotacyjnego materii i jej opadania na czarną dziurę.

Tu właśnie pojawiają się nowe symulacje wykonane przez Philipa Hopkinsa i Eliota Quataerta z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley. Ich modele pokazują, że gaz i gwiazdy, znajdujące się w pośrednich odległościach od supermasywnej czarnej dziury, tworzą niesymatryczne dyski, których środki znajdują się po przeciwnych stronach czarnej dziury. Dyski te są przesunięte względem siebie, co sprawia, że gwiazdy oddziałują z gazem, zmieniają jego ruch i przybliżają go do czarnej dziury.

To rozwiązanie zagadki jest na razie tylko teoretyczne. Jednak astronomowie przypominają, że w galaktykach posiadających supermasynwe czarne dziury zaobserwowano niesymatryczne dyski starszych gwiazd. Przykładem takiej galaktyki jest podobna do Drogi Mlecznej - galaktyka Andromedy.

Hopkins i Quataert sugerują, że te niesymetryczne dyski są skamieniałościami po dyskach materii gwiazdowej, jakie generowane są przez ich modele. W swojej młodości, dyski te pomagały kierować gaz ku czarnym dziurom.

W praktyce bardzo trudno jest zaobserwować takie niesymatryczne dyski, ponieważ znajdują się one stosunkowo blisko czarnych dziur, które w swoim otoczeniu generują ogromne ilości promieniowania. Jednak poszukiwanie dysków może być też nowym sposobem na szukanie supermasywnych czarnych dziur w centrach galaktyk, w których ich jeszcze nie zaobserwowano.

Zobacz film przedstawiający powstawanie niesymetrycznego dysku wokół supermasywnej czarnej dziury

 7 marca 2010
Źródło | Magda Siuda

Historyczne artykuły on-line nadal on-line


Na stronie http://trailblazing.royalsociety.org/ Royal Society udostępniła kilkadziesiąt historycznych artykulów z lat 1650-2005 z zakresu astronomii, fizyki, chemii, biologii. Wciąż dostępne.

5 marzec 2010

Toruń - Pokaz nieba z okazji 537 rocznicy urodzin Kopernika - relacja


Przedstawiamy fotoreportaż z pokazu nieba na toruńskiej starówce z okazji 537 rocznicy urodzin Mikołaja Kopernika, zorganizowanego 20 lutego 2010 roku przez grupę "Pokazy nieba w Toruniu".

1 marzec 2010
 Źródło | Marcin Gładkowski

Pole magnetyczne kontroluje dietę masywnych gwiazd

Fot. Wizja artysty przedstawiająca młodą masywną gwiazdę Cefeusz A HW2. Wąskie dżety promieniowania wychodzą z młodej gwiazdy, która jest ukryta wewnątrz otaczającego ją dysku pyłu i większego dysku gazu. Białe linie przedstawiają trójwymiarową strukturę pola magnetycznego, wzdłuż której materia spada na wolno rotujący dysk. Źródło: Tobias Maercker.

Grupa astronomów, której przewodniczy Wouter Vlemmings z Uniwersytetu w Bonn w Niemczech, wykorzystała sieć radioteleskopów MERLIN należącą do Obserwatorium Jodrell Bank w Wielkiej Brytanii, aby pokazać, że pole magnetyczne odgrywa istotną rolę w trakcie narodzin masywnych gwiazd. Do tej pory odkryto, że pole magnetyczne silnie wpływa na mało masywne gwiazdy, takie jak nasze Słońce. Nowe wyniki pokazały, że sposób tworzenia się bardzo masywnych i mało masywnych gwiazd może być podobny.

Masywne gwiazdy, których masa jest co najmniej 8 razy większa od masy Słońca, są kluczowe dla tworzenia innych gwiazd, planet, a nawet życia. Występują one rzadko, ale znacząco wpływają na skład i ewolucję materii międzygwiazdowej w galaktyce i są odpowiedzialne za produkcję ciężkich pierwiastków, takich jak żelazo. Jednak nadal nie udało się znaleźć odpowiedzi na pytanie: jak masywne gwiazdy się tworzą? Rola pola magnetycznego w tym procesie była tematem debaty. Wielu naukowców uważało, że promieniowanie i turbulencje mogą odgrywać bardziej znaczącą rolę. Oznaczałoby to, że formowanie masywnych gwiazd wyraźnie różniłoby się od formowania gwiazd o mniejszej masie, jak na przykład Słońce.

Vlemmings'owi i jego współpracownikom po raz pierwszy udało się zaobserwować trójwymiarową strukturę pola magnetycznego wokół dysku masywnej, nowo powstałej gwiazdy (protogwiazdy) Cefeusz A HW2. Cefeusz A znajduje się w odległości 2300 lat świetlnych od Słońca i jest najbliżej położonym regionem, w którym tworzą się masywne gwiazdy. Wcześniejsze obserwacje ujawniły istnienie dysku, z którego gaz spływa na protogwiazdę HW2. Astronomowie zauważyli także, że pole magnetyczne jest tam regularne i silne, co oznacza, że kontroluje ono przepływ materii przez dysk do rosnącej gwiazdy.

"Nasza nowa technika pozwala nam po raz pierwszy zmierzyć trójwymiarową strukturę pola magnetycznego wokół masywnej protogwiazdy. Widzimy, że struktura ta jest zadziwiająco podobna do tej, jaką według nas, mają dużo mniejsze gwiazdy." - mówi Huib Jan van Langevelde z Joint Institute for Very Long BaseIine Interferometry in Europe (JIVE).

Aby wyznaczyć strukturę pola magnetycznego astronomowie wykorzystali obserwacje wykonane za pomocą sieci teleskopów MERLIN na falach radiowych (o długości fali 5cm) wzmocnionych przez molekuły metanolu. Te molekuły to najprostsze związki alkoholu. Znaleziono je w regionach otaczających dysk wokół HW2, których rozmiary dziesięciokrotnie przewyższają rozmiary Układu Słonecznego. Regiony takie nazywamy maserami, ponieważ wzmacniają mikrofalowe promieniowanie w taki sam sposób w jaki laser wzmacnia promieniowanie widzialne. Pomimo tego, że pole magnetyczne pozostawia tylko mały ślad na sygnale pochodzącym z molekuł metanolu to wzmocnienie jest na tyle silne, że możemy je badać.

Nowe obserwacje będą podstawą jednego z pierwszych naukowych projektów przeprowadzonych za pomocą nowej sieci teleskopów e-MERLIN. e-MERLIN to udoskonalenie sieci MERLIN, dzięki któremu stanie się ona 10 razy bardziej czuła. Projekt, na którego czele stoi m.in. Vlemmings, będzie wykorzystywał unowocześnioną sieć do odkrywania pól magnetycznych i bezpośredniego otoczenia wielu masywnych protogwiazd w różnym wieku.

27 luty 2010
Źródło | Magda Siuda

Prom kosmiczny Endeavour wylądował na Florydzie!

Fot. ISS i Moduł Tranquility. Źródło: NASA.

Prom kosmiczny Endeavour wylądował przy Centrum Lotów Kosmicznych im. Kennedy'ego na Florydzie po swojej ostatniej wizycie na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej (ang. International Space Station - ISS).

Dwutygodniowa misja zakończyła tym samym proces budowy ISS. Sześcioosobowa załoga promu Endeavour zainstalowała moduł Tranquility,czyli przestronne pomieszczenie wyposażone w kopułę widokową. Oddanie do użytku modułu Tranquility oznacza zakończenie prac nad budową Stacji ze strony USA.

Projekt o budżecie 100 miliardów dolarów, angażujący pięć agencji kosmicznych, jest teraz niemal ukończony po ponad 10. latach budowy na wysokości 340 kilometrów nad powierzchnią Ziemi. Gdy załoga promu Endeavour spotkała się z kolegami ze Stacji, dowódca stacji Jeffrey Williams pogratulował astronautom udanej instalacji modułu Tranquility: "Będziemy podziwiać widoki. Chciałbym żebyście mogli zostać trochę dłużej i poobserwować razem z nami" - powiedział.

Kolejne cztery misje wahadłowców odbędą się w przeciągu siedmiu miesięcy celem dostarczenia sprzętu i zapasów na Stację. Następnie flota promów kosmicznych odejdzie na emeryturę. Jedna z ostatnich misji wyniesie minimoduł dla Rosjan. Inna zaś dostarczy sprzęt eksperymentalny, w tym spektrometr o nazwie Alpha Magnetic Spectrometer. Ostatnie misje wahadłowców wyniosą na Stację wszystkie te przedmioty, które są za duże dla automatycznych statków transportowych. Po zakończeniu misji wahadłowców zadanie transportu astronautów przejmą rosyjskie statki Sojuz do czasu, aż Amerykanie nie wyprodukują nowej, własnej floty transportowej.

Dane modułu Tranquility i kopuły widokowej:

• kluczowy moduł łączący i wspomagający inne moduły
• posiada wiele portów dokujących dla przybywających statków lub, w przyszlości, dla kolejnych modułów
• rozmiary modułu: 7.0 x 4.6 metra, masa: 14 ton
• posiada zaawansowany system podtrzymywania życia z możliwością oczyszczania powietrza
• zainstalowana kopuła widokowa to idealne miejsce do sterowania specjalnym ramieniem roboczym
• moduł nosi nazwę Morza Spokoju (Sea of Tranquility) na cześć miejsca lądowania misji Apollo 11 na Księżycu

26 luty 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Pierwsze ważne dane z interferometru LOFAR

Fot. Nowe mapy uzyskane przez LOFAR w porównaniu do map radiogalaktyki 3C61.1 zaobserwowanej przez inne radioteleskopy. Mapa VLSS na 74 MHz została wykonana przez Very Large Array (VLA), USA, Credits: Leahy & Perley (1991, AJ, 102, 537). Mapa przeglądu WENSS jest dziełem innego, starszego interferometru radiowego z Holandii - Westerbork Radio Telescope. Wspomniane w tekście "hot spoty" (ang. "gorące plamy") to dwa skrajne, bardzo jasne obszary, widziane w prawej częsci obrazu (Copyright: Reinout van Weeren/ASTRON).

Mamy pierwsze szczegółowe mapy radiowe wykonane przy pomocy sieci interferometrycznej LOFAR! W grudniu 2009 przeprowadzono w Holandii (ASTRON) kompleksowe, sześćdziesięciogodzinne obserwacje radiogalaktyki aktywnej 3C61.1. Na obecnym etapie budowy interferometru wykorzystano 16 stacji centralnych oraz 4 stacje zdalne (o dużych bazach interferometrycznych w stosunku do centrum dowodzenia projektem.)

Podstawowym celem projektu LOFAR jest systematyczne badanie nieba na niskich częstotliwościach (kilkanaście do dwustu MHz) przy użyciu rozmieszczonych w całej Europie stacji. Pojedyncza stacja sieci LOFAR to odbiornik złożony z kilkudziesięciu niewielkich, stosunkowo prostych technicznie anten. Zbiór takich stacji działa na zasadzie klasycznej interferometrii - sygnał odbierany przez należące do danej stacji anteny jest przetwarzany na impulsy elektryczne i przy pomocy wysoko przepustowego łącza wysyłany do dedykowanego superkomputera, gdzie następnie koreluje się go z uzyskanymi w tym samym czasie sygnałami, odebranymi przez inne stacje. Jeśli stacje sieci są wystarczająco odległe od siebie, można tym sposobem uzyskać mapy ciał niebieskich wielokrotnie przewyższające zdolnością rozdzielczą obrazy tych samych obiektów zmierzone przy pomocy największych nawet, pojedynczych radioteleskopów.

Redukcję uzyskanych w ten sposób danych dla 3C61.1 rozpoczęto od automatycznego usunięcia interferencji radiowych. Model kalibracyjny składał się z dwóch tzw. źródeł punktowych, reprezentujących dwa "hot spoty" radiogalaktyki aktywnej. Efekt - końcowa mapa radiowa - ma bardzo dużą zdolność rozdzielczą (9.7 na 9.4 sekund łuku.) Mapa została wykonana na podstawie zaledwie jednego pasma częstotliwości - na 173 MHz. Jest to oczywiście zaledwie niewielki ułamek wszystkich danych zebranych przez interferometr podczas trwania obserwacji.

23 luty 2010
Źródło | Elzbieta Kuligowska

Nowa mapa Plutona: nieoczekiwana zmienność

Fot. Zmienność atmosfery Plutona na skutek jego ruchu wokół Słońca. Zdjęcia wykonane w latach 2002-2003 przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Źródło: NASA

Teleskop Hubble'a w latach 2002 - 2003 wykonał liczne zdjęcia powierzchni Plutona. Zdjęcia te zostały niedawno skompilowane do najbardziej aktualnejmapy tej karłowatej planety. Widać na niej wyraźnie, że Pluton, mimo że jest jedynie malutkim, lodowym globem na obrzeżach Układu Słonecznego, podlega sezonowym zmianom. Zdjęcia przedstawiają poczerwienienie części planety oraz znaczne pojaśnienie jej północnej półkuli, oświetlanej przez Słońce. Zmiany te są najprawdopodobniej rezultatem sublimacji powierzchniowej warstewki lodu na aktualnie oświetlanym biegunie planety oraz, odpowiednio, zamarzaniem cieczy na biegunie przeciwległym, podczas długiego, trwającego 248 ziemskich lat roku na Plutonie.

Pluton, który jest planetą szczególnie popularną wśród społeczności nienaukowej, od początku był trudny do zbadania ze względu na swoje niewielkie rozmiary w połączeniu z ogromnym dystansem dzielącym go od Ziemi. Teleskop Hubble'a pokazał nam teraz zmiany na powierzchni planety o rozmiarach rzędu setek mil. To nie wystarcza do zrozumienia geologii Plutona, jednak pozwala już wyciągnąć pewne wnioski o jego budowie. Zmienne kolory powierzchni planety zdają się wynikać ze zjawiska rozbijania obecnego na niej metanu przez ultrafioletowe promieniowanie słoneczne. Proces ten powoduje, że możemy bezpośrednio zaobserwować pozostałe po nim, bogate w węgiel, czerwonawe plamy.

Nowe mapy Plutona dowodzą zatem, że planeta ta nie jest bynajmniej tylko "nudną kulą śniegu i skał", a dynamicznym światem z szybkozmiennąą atmosferą. Zmienność pór roku na Plutonie jest bardziej skomplikowana niż w przypadku Ziemi, m.in. za sprawą znacznej eliptyczności jego orbity (podczas gdy orbita ziemska jest w przybliżeniu kołowa.) Lato na Plutonie przychodzi szybciej na półkuli północnej, ponieważ planeta porusza się wówczas szybciej w swym roku okrężnym wokół Słońca - jest wtedy bowiem w przysłonecznym ognisku elipsy.

10 luty 2010
Źródło | Elzbieta Kuligowska

Odległe galaktyki odkrywają tajemnice ciemnej materii

Fot. Zdjęcie przedstawia rozkład galaktyk obserwowany przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Kolory odpowiadają odległościom galaktyk. Różowe kontury przedstawiają emisję rentgenowską zaobserwowaną przez satelitę XMM-Newton. Źródło: ESA

Aby zważyć Wszechświat naukowcy używają dwóch rodzajów kosmicznych skali: jedną do mierzenia zwykłej materii i drugą do dedukowania ile niewidzialnej materii znajduje się w pozostałych obszarach.

Nowe obliczenia opierają się na obserwacjach małych i odległych grup galaktyk, które zawierają w sobie oba rodzaje materii. Co najważniejsze, te odległe gromady galaktyk mają w przybliżeniu taką samą proporcję ciemnej materii do zwykłej co skupiska galaktyk znajdujące się bliżej nas.

Ciemna materia nie oddziałuje ze światłem, więc nie możemy jej zaobserwować, ale możemy zauważyć jej grawitacyjny wpływ na zwykłą materię. Astronomowie mierzą ilość ciemnej materii w galaktyce za pomocą tzw. soczewkowania grawitacyjnego. Jest to zjawisko przewidziane przez Ogólną Teorię Względności Einsteina, które powoduje zmianę kierunku rozchodzenia się promieni świetlnych poruszjących się w czasoprzestrzeni zakrzywionej przez obiekty o dużej masie. Tak więc grupa masywnych galaktyk będzie zakrzywiała czasoprzestrzeń wokół siebie, powodując ugięcie światła przechodzącego przez gromadę. W naszych teleskopach zaobserwujemy zniekształcony obraz źródła światła. Na podstawie zniekształcenia można określić ile masy znajduje się w gromadzie.

Następnie astronomowie liczą ilość zwykłej materii znajdującej się w gromadzie, na podstawie jej zdjęcia wykonanego w zakresie rentgenowskim. Promieniowanie X pochodzi tylko ze zwykłych gwiazd i gazu, które tworzą tę gromadę.

Porównując ze sobą dwie otrzymane wartości - całkowitą masę i masę zwykłej materii - astronomowie otrzymują relację masa-jasność. Do tej pory relacja masa-jasność została policzona dla bliskich, dużych gromad galaktyk, jednak nie było wystarczająco dobrych danych w zakresie X dla bardziej odległych, mniejszych gromad.

Astronomowie wykorzystali obserwacje z satelity XMM-Newton i Chandra, a także Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Za pomocą zdjęć o wysokiej rozdzielczości udało się zebrać brakujące dane. Naukowcy odkryli, że stosunek ciemnej materii do zwykłej dla bliskich gromad dominuje także w odległych i mniejszych gramadach galaktyk.

Nowe odkrycie może rzucić także trochę światła na inną tajemnicę Wszechświata - ciemną energię. Jest to tajemnicza siła, która powoduje coraz szybsze rozszerzanie się wszechświata.

"Chcemy zrozumieć właśności ciemnej energii" mówi Alexie Leauthaud z Lawrence Berkeley National Laboratory w Berkeley. "Jednym ze sposobów jest zliczenie ile struktur powstało z danej ilości ciemnej materii".

Ogólnie ciemna energia działa na przekór grawitacji. Grawiatacja przyciąga masy do siebie, powoduje, że gromadzą się i kondensują w mniejszej przestrzeni, natomiast ciemna energi działa odwrotnie. Ta siła wszystko rozciąga, sprawiając, że wszystko oddala sie od siebie nawzajem ze wzrastajacą prędkością.

Kiedy zgromadzi się wystarczajaco dużo masy by stworzyć galaktykę, oznacza to, że grawitacja wygrała, przezwyciężając ciemną energię. Im więcej astronomowie będą wiedzieli na temat tworzenia struktur we wszechświecie, tym lepiej zrozumieją jak daleko działa ciemna energia.

5 luty 2010
Źródło | Magda Siuda

Wiatry supernowej kształtują galaktyki

Symulacje przedstawiające różne etapy powstawania galaktyki karłowatej, zawierające ciemną materię i wiatry supernowej. Końcowy kształt galaktyki odpowiada obserwacjom. Źródło: F. Governato

Symulacje przedstawiające wybuchającą gwiazdę pokazują jak ściskana jest materia w trakcie formowania gwiazd.

Po wielu latach prób poprawnego budowania galaktyk astronomowie odkryli, że odpowiedź leży w wiatrach gwiazdowych, konkretnie w wiatrach supernowych.

Najnowsze symulacje komputerowe pokazały, że wiatry generowane przez supernowe (eksplozje bardzo masywnych gwiazd) mogą wypychać gwiazdy z centrum galaktyk karłowatych. Te symulację przedstawiają rozkład nie tylko zwykłej materii, ale także niewidzialnej ciemnej materii, który dokładnie odpowiada obserwacjom rozkładu materii w galaktyce karłowatej.

Wcześniejsze próby modelowania formowania galaktyk opierały się na teorii zimnej ciemnej materii, według której niewidzialna materia stanowi 85% masy Wszechświata. Ta teoria sprawdzała się w wyjaśnianiu globalnych własności wielu galaktyk, jednak model ten zawodził przy odtwarzaniu pewnych indywidualnych cech.

W tych symulacjach powstawały galaktyki, których jądra były przepełnione ciemną materią, a gwiazdy były dookoła sferycznie rozłożone, co nie odpowiada rzeczywistej budowie galaktyk karłowatych. Galaktyki te to mało masywne obiekty ze stosunkowo równomiernie rozłożoną materią gwiazdową. Jest to najbardziej popularny typ galaktyk w sąsiedztwie Drogi Mlecznej.

Wcześniejsze modele formowania galaktyk zawierały uproszczony opis formowania gwiazd albo nie zawierały go wcale. "Nasze symulacje osiągnęły taką dokładność, która umożliwia wyróżnienie indywidualnych regionów formowania gwiazd - gęstych chmur gazu o masie odpowiadającej 100 000 Słońc" - mówi Fabio Governato z Uniwersytetu Waszyngtońskiego w Seattle. Obszary formowania się gwiazd znajdują się w centrum galaktyki, a ponieważ masywne gwiazdy żyją krótko, to wybuch supernowej następuje w tym samym regionie, w którym gwiazda się narodziła. W związku z tym wiatry supernowej są także skoncentrowane w centrum galaktyki.

Zespół Governato pokazał, że wiatry supernowej są na tyle silne, że potrafią wypychać gwiazdy i obszary formacji gwiazd z jądra galaktyki karłowatej. Ciemna materia oddziałuje grawitacyjnie, ale jest odporna na działanie wiatrów. Kiedy gwiazda opuszcza jądro galaktyki, ciemna materia odczuwa mniejsze przyciąganie i rozchodzi się na zewnątrz.

Symulacje uwzględniające wiatry supernowej jednocześnie zmniejszają gęstość ciemnej materii w jądrze i pozbywają się sferycznego rozkładu gwiazd wokół jądra, co odpowiada budowie obserwowanych galaktyk karłowatych.

Udane symulacje wiatrów supernowych pomagają w zrozumieniu procesu formowania gwiazd, ponieważ supernowe eksplodują blisko obszarów, gdzie rodzą się masywne gwiazdy.

Film przedstawiający symulację formowania galaktyki karłowatej

27 styczeń 2010
Źródło | Magda Siuda

Tajemnicza kosmiczna wstęga na skraju Układu Słonecznego wyjaśniona?

Mapa całego nieba wykonana przez satelitę IBEX pokazuje zaskakującą jasną kosmiczna wstęgę emisji pochodzącej z brzegu naszego Układu Słonecznego. Źródło: Southwest Research Institute (SwRI).

Tajemnicza kosmiczna wstęga zaobserwowana na skraju Układu Słonecznego okazuje się być efektem odbicia cząstek wyrzucanych ze Słońca.

Kosmiczna wstęga - długi pas emisji wysokoenergetycznych cząstek - została po raz pierwszy zaobserwowana przez satelitę NASA o nazwie IBEX (Interstellar Boundary Explorer). Zadaniem tego satelity było badanie obszaru granicznego pomiędzy naszym Układem Słonecznym a resztą Galaktyki. 

Początkowo odkrycie kosmicznej wstęgi było dla naukowców "szokującym rezultatem". Obecnie jednak naukowcy uważają, że ta przedziwna struktura znalazła swe wyjaśnienie.

Jacob Heerikhuisen, heliofizyk z University of Alabama w Huntsville współpracujący z NASA, uważa, że kosmiczna wstęga to efekt odbicia. Heerikhuisen twierdzi, że jest  "to miejsce, gdzie cząstki wiatru słonecznego ulatujące w przestrzeń międzygwiazdową zostają odbite wstecz do Układu Słonecznego przez galaktyczne pole magnetyczne".

Słońce emituje strumień naładowanych cząstek zwany wiatrem słonecznym. Cząstki te podróżują do granic Układu Słonecznego, gdzie napotykają silne pole magnetyczne Galaktyki, które odbija je z powrotem.

"To istotne odkrycie" - uważa Arik Posner, naukowiec pracujący przy projekcie IBEX w siedzibie głównej NASA w Waszyngtonie, D.C. "Przestrzeń międzygwiazdowa zaraz poza granicami Układu Słonecznego to  generalnie niezbadane terytorium. Wiemy teraz, że tuż za rogiem istnieć może silne, uporządkowane pole magnetyczne", dodaje.

IBEX został wystrzelony w październiku 2008 roku w celu monitorowania nadlatujących cząstek neutralnych atomów pochodzących z obszaru granicznego pomiędzy Układem Słonecznym, a przestrzenią poza nim, znajdującego się miliardy kilometrów stąd.

Zaobserwowana wstęga jest ogromna i rozciąga się na całe niebo, sugerując równie potężne rozmiary kryjącego się za nią pola magnetycznego. Struktura ta nie emituje światła, lecz stanowi źródło energetycznych cząstek, które wykrywa satelita IBEX.

Nie ma jeszcze pełnej zgody co do wyjaśnienia tego zjawiska. Niemniej, jeśli to prawda, to kształt wstęgi mówi nam coś na temat orientacji samego pola magnetycznego w naszej części Galaktyki.

Układ Słoneczny porusza się przez region naszej Drogi Mlecznej pełen promieni kosmicznych i chmur międzygwiazdowych. Pole magnetyczne naszego Słońca, rozciągnięte przez wiatr słoneczny do wielkiego bąbla,  zwanego heliosferą, w znacznym stopniu chroni nas przed tym nieprzyjaznym środowiskiem. Niemniej jednak sam ochronny bąbel narażony jest na wpływ pól zewnęrznych. Przykładowo silne pole magnetyczne zaraz za granicą naszego Układu Słonecznego może wywierać ciśnienie na heliosferę i oddziaływać z nią na niepoznane jeszcze sposoby.

IBEX kontynuuje obserwacje kosmicznej wstęgi. Być może uda się zobaczyć zmianę jej kształtu co pozwoliłoby lepiej poznać sposób w jaki oddziałujemy z naszym galaktycznym otoczeniem.

Odkrycie zostało opublikowane w styczniowym 10. wydaniu czasopisma Astrophysical Journal Letters.

26 styczeń 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Gigantyczna pętla magnetyczna w układzie podwójnym

Artystyczna wizja układu Algloa, na którą nałożono siatkę z rzeczywistymi obserwacjami radiowymi. Źródło: Peterson et al., NRAO/AUI/NSF

Astronomowie odkryli ogromną pętlę magnetyczną, która wydostaje się z powierzchni gwiazdy należącej do słynnego układu Algola. Naukowcy mogli zaobserwować to niesamowite zjawisko dzięki wykorzystaniu międzynarodowej sieci radioteleskopów, przybliżając nas tym samym do wyjaśnienia natury tego obiektu.

„Po raz pierwszy zaobserwowaliśmy takie zjawisko w strukturze pola magnetycznego gwiazdy innej niż Słońce” komentuje odkrycie William Peterson z Uniwersytetu Iowa.

Układ podwójny Algola znajduje się w odległości 93 lat świetlnych od Ziemi i składa się z gwiazdy o masie trzy raz większej niż Słońce oraz małomasywnego towarzysza. Orbita tego układu wynosi około 10 miliona kilometrów, co stanowi jedynie 6% odległości między Ziemią a Słońcem. Zaobserwowana pętla magnetyczna wydostaje się z biegunów gwiazdy małomasywnej i znajduje się na półkuli, która w trakcie ruchu orbitalnego gwiazdy jest stale zwrócona w stronę większego towarzysza.

Naukowcy wykonali mapę tego układu dzięki wykorzystaniu międzykontynentalnej sieci radioteleskopów, w skład której wchodzą interferometr wielkobazowy Very Long Baseline Array, Very Large Array, teleskop Green Bank oraz niemiecki radioteleskop w Effelsbergu. Wymienione teleskopy posłużyły do stworzenia mapy o bardzo dobrej rozdzielczości oraz wysokiej czułości, która pozwala na detekcję słabych sygnałów radiowych. System złożony z tych teleskopów nazwano High Sensitivity Array (ang. Sieć o Wysokiej Czułości).

Algol jest widoczny gołym okiem w gwiazdozbiorze Perseusza. Dla obserwatorów z Ziemi gwiazdy regularnie przechodzą przez tarczę towarzysza powodując zauważalne zmiany jasności. Okres orbitalny tego układu wnosi około 3 dni, co sprawia, że jest bardzo popularny wśród amatorów obserwacji. Zmiany jasności tego układu zostały odkryte przez włoskiego astronoma w 1667 roku, lecz dopiero w 1889 roku potwierdzono hipotezę, że jest to podwójny układ zaćmieniowy.

Najnowsze odkrycie pętli magnetycznej pomoże wyjaśnić zjawiska widoczne w poprzednich obserwacjach Algola w zakresie rentegnowskim i radiowym. Dodatkowo przypuszcza się, że tego typu pętle magnetyczne mogą występować w innych układach podwójnych.

 
24 styczeń 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Po raz pierwszy zarejestrowano widmo egzoplanety

Fot. Widmo planety krążąxej wokół HR 8799. Źródło: ESO/M. Janson

Badając potrójny układ planetarny, będący powiększoną wersją naszego Układu Słonecznego, astronomowie uzyskali pierwsze, bezpośrednie widmo - chemiczny odcisk palca - planety orbitującej wokół odległej gwiazdy.

Rezultaty nowych obserwacji rzucają światło na formację planet oraz ich skład. Stanowią także milowy krok w poszukiwaniu życia we Wszechświecie.

Widmo planety dostarcza informacji na temat składu chemicznego jej atmosfery. A ten może wyjawić sposób formowania się planet oraz określić, czy panujące na niej warunki są sprzyjające do powstania życia.

Badana egzaplaneta (planeta pozasłoneczna) krąży wokół jasnej, młodej gwiazdy HR 8799, o masie 1,5 razy większej od masy Słońca. Układ planetarny znajduje się około 130 lat świetlnych od Ziemi. Inna grupa badaczy zaobserwowała w tym układzie jeszcze dwóch większych towarzyszy planety o masach 7-10 razy większych od Jowisza. Planety te znajdują się w odległości od 20 do 70 razy większej niż odległość Ziemi do Słońca. Ten układ posiada także dwa pasy mniejszych obiektów, podobne do pasa asteroid i pasa Kuipera w Układzie Słonecznym.

"Naszym celem była planeta znajdująca się pomiędzy pozostałymi dwoma, która jest około 10 razy masywniejsza od Jowisza, a na jej powierzchni panuje temperatura 800 stopni Celsjusza" - mówi członkini zespołu Carolina Bergfors. "Po około 5 godzinach ekspozycji udało się nam wydobyć widmo planety z promieniowania dużo jaśniejszej macierzystej gwiazdy."

Pierwszy raz zaobserwowano bezpośrednio widmo egzoplanety orbitującej wokół normalnej, podobnej do Słońca gwiazdy. Wcześniej zarejestrowanie widma było możliwe tylko za pomocą teleskopów kosmicznych, które obserwowały przejście planety na tle gwiazdy, coś w rodzaju egzoplanetarnego zaćmienia. Takie obserwacje były możliwe tylko wtedy, gdy orbita planety była odpowiednio ułożona, co zdarza się bardzo rzadko. Natomiast najnowsze widmo zostało zarejestrowane przez naziemne teleskopy VLT (Very Large Telescope, Bardzo Duży Teleskop) należące do ESO (European Southern Observatory, Europejskie Obserwatorium Południowe), a orientacja orbity była bez znaczenia.

Jest to bardzo duże osiągnięcie, biorąc pod uwagę fakt, że gwiazda macierzysta jest kilka tysięcy razy jaśniejsza od planety. "To jak próba zaobserwowania świecy znajdującej się 2 km od nas, gdy obok niej świeci 300 watowa żarówka" - tłumaczy Markus Janson, autor artykułu donoszącego o nowych odkryciach.

Odkrycie było możliwe, dzięki działającemu w podczerwieni instrumentowi NACO, umieszczonemu na VLT, który korzysta z systemu optyki adaptywnej. Optyka adaptywna jest to "magiczny trik" astronomów polegający na zastosowaniu cienkich zwierciadeł, które mogą nieznacznie zmieniać swój kształt, tak aby wyeliminować szkodliwy wpływ atmosfery na obserwacje.

Nowe dane pokazały, że bardzo mało wiemy na temat atmosfer planet, a widmo wykazuje cechy, które nie są zgodne z przewidywaniami teoretycznymi.

Astronomowie mają nadzieję, że wkrótce uda im się zaobserwować widma pozostałych dwóch planet, aby móc porównać skład chemiczny obiektów należących do tego samego układu planetarnego. Obserwacje te pomogą nam odpowiedzieć na pytania dotyczące powstawania układów planetarnych podobnych do naszego.

23 styczeń 2010
Źródło | Magda Siuda

Kepler odkrywa pięć nowych planet

Fot. Wizja artystyczna pozasłoneczej planety olbrzyma, okrążającej swą gwiazdę w bardzo bliskiej odległości.Zródło: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

Nowy teleskop kosmiczny Kepler, którego głównym przeznaczeniem jest poszukiwanie planet podobnych do Ziemi, znakomicie wywiązuje się ze swojego zadania. W styczniu ogłoszono znalazienie pięciu nowych planet pozasłonecznych.Teleskop pracuje od marca 2009. W tym czasie zaobserwował około 150 tysięcy gwiazd "podejrzanych" o posiadanie własnych układów planetarnych i zbadał setki tzw. sygnatur planet - czyli danych obserwacyjnych, zgodnie z którymi dana gwiazda może, choć nie musi, być okrążana przez mniejszy glob.

Wiele z tych sygnatur okazało się być innymi obiektami - zazwyczaj po prostu niewielkimi i słabo świecącymi gwiazdami, które okrążają większe gwiazdy - w pięciu przypadkach dodatkowe obserwacje prowadzone z Ziemi potwierdziły, że obserwowany obiekt jest istotnie pozasłoneczną planetą. Wszystkie pięć nowych planet są planetami typu jowiszowego - wielkimi kulami gazu, podobnymi prawdopodobnie do planet olbrzymów znanych nam z Układu Słonecznego. Kepler poszukuje planet na zasadzie fotometrycznego pomiaru okresowych spadków jasności dalekich gwiazd. Gdy taka planeta przechodzi na tle tarczy gwiazdy (tzw. zjawisko tranzytu, podobne do obserwowanych zjawisk przejścia Wenus przez tarczę Słońca), częściowo osłabia blask swej gwiazdy. Rozmiar odkrytej tą metodą planety może być oszacowany z rozmiaru i kształtu tego spadku jasności.

Kepler będzie kontynuował swą misję do końca 2012 roku. Jego twórcy spodziewają się przyszłych odkryć planet typu ziemskiego - małych i skalistych, a dodatkowo mieszczących się w tzw. strefie zamieszkiwalnej (ang. habitable zone), czyli w takiej odległości od macierzystych gwiazd, która zapewnia warunki pozwalające na występowanie na powierzchni planety wody w stanie ciekłym, a zatem być może i form życia.

22 styczeń 2010
Źródło | Elżbieta Kuligowska

Powierzchnia gwiazdy Betelgeza widoczna z niespotykaną dotąd dokładnością!

Fot. Uzyskany obraz wyjawia obecność dwóch ogromnych, jasnych plam o rozmiarach porównywalnych do odległości Ziemia-Słońce! Wynik ten pozwoli lepiej zrozumieć strukturę i ewolucję gwiazd zwanych superolbrzymami. Źródło: Haubois/Perrin (LESIA, Observatoire de Paris)

Dzięki zastosowaniu techniki zwanej interferometrią, zespół naukowców pod kierownictwem francuskiego astronoma z Obserwatorium Paryskiego, uzyskał obraz powierzchni czerwonego superolbrzyma w gwiazdozbiorze Oriona -  Betelgezy - z niespotykaną dotąd dokładnością. Obraz ujawnił obecność dwóch ogromnych, jasnych plam o rozmiarach porównywalnych z odległością Ziemi od Słońca. Plamy te pokrywają znaczącą część powierzchni tej ogromnej gwiazdy. To pierwszy, silny dowód na istnienie zjawiska konwekcji, polegającego na transporcie energii cieplnej przez przepływającą materię, w innej gwieździe niż nasze Słońce. Odkrycie to pozwoli lepiej zrozumieć strukturę i ewolucję superolbrzymów, takich właśnie jak Betelgeza.

Betelgeza znacznie różni się od Słońca - ma aż 600 razy większą średnicę i w każdej chwili wyświeca około 100 tysięcy razy więcej energii niż czyni to nasza Dzienna Gwiazda. Niemniej, podobnie jak to ma miejsce na Słońcu, Betelgeza również posiada jasne i ciemne plamy na swojej powierzchni. Struktury te są przejawem zjawiska konwekcji - transportu ciepła w wyniku przepływu materii (w codziennym życiu spotykamy to zjawisko, obserwując gotującą się wodę). Plamy tego typu są dobrze znane i widoczne na powierzchni Słońca. Czegoś podobnego nie zaobserwowano jednak wcześniej w przypadku innych gwiazd. Stąd też rozmiary, charakterystyka fizyczna oraz czas życia tych struktur pozostawał nieznany.

Betelgeza to dobry obiekt do obserwacji interferometrycznych z uwagi na swoje duże rozmiary i jasność. Używając jednocześnie trzech teleskopów wchodzącyh w skład interferometru Infrared Optical Telescope Array (IOTA) na górze Hopkinsa w stanie Arizona (USA), zespół badaczy związany częściowo z Obserwatorium Paryskim, zdołał wykonać serię bardzo dokładnych pomiarów. Pozwoliły one następnie zrekonstruować obraz gwiazdy przy pomocy dwóch niezależnych algorytmów. Autorami algorytmów są Eric Thiebaiut z Astronomical Research Center w Lyonie (CRAL, Francja) oraz Laurent Mugnier i Serge Meimon z French Aerospace Lab (ONERA). Oba dały ten sam rezultat - obraz powierzchni gwiazdy w niespotykanych dotąd szczegółach oraz dwie jasne plamy widoczne wyraźnie w pobliżu centrum tarczy gwiazdy.

Inne, nieco gorszej jakości obrazy tej gwiazdy, były znane już wcześniej. Były to głównie wyniki modelowań na podstawie danych z interferometrów. Teraz jednakże badacze dysponują prawdziwym obrazem o jakości przekraczającej wcześniejsze wyniki modelowań. Po raz pierwszy również można powiedzieć, że jasne plamy faktycznie tam są i oszacować ich rozmiary.

Analiza jasności plam pokazała, że ich temperatura jest o 500 stopni większa niż średnia temperatura ich otoczenia, która wynosi 3227 stopni Celsjusza. Największa z zaobserwowanych struktur ma rozmiary 1/4 średnicy gwiazdy (czyli półtora raza więcej niż odległość Ziemi od Słońca!). To zaś pokazuje wyraźną różnicę w stosunku do naszego Słońca, gdzie analogiczne komórki konwekcyjne są znacznie mniejsze i rzadko kiedy osiągają rozmiary 1/20 promienia Słońca (czyli tyle co kilka promieni ziemskich). Odkryte struktury potwierdzają swoją konwekcyjną naturę i są pierwszym tego typu przykładem na powierzchni innej gwiazdy niż Słońce.

Konwekcja może odgrywać istotną rolę w wyjaśnieniu zjawiska utraty masy oraz gigantycznego pióropusza gazu wyrzuconego z powierzchni Betelgezy. Ten ostatni odkryty został przez zespół kierowany przez Pierre Kervella z Obserwatorium Paryskiego. Komórki konwekcyjne mogą być właśnie miesjcami, z których dochodzi do wyrzutów materii z gwiazdy. Otwiera się zatem nowa dziedzina badań dzięki francuskim astronomom, którzy starają się obecnie wykorzystać w swoich badaniach interferometr złożony z największych teleskopów na świecie - Keck I  i II, Gemini, Canada-France Telescope oraz europejskiego Very Large Telescope (VLT).

18 styczeń 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Masywna czarna dziura przyłapana „na gorącym uczynku”

Fot. Galaktyka eliptyczna NGC 1399: kolorem niebieskim przedstawiono emisję promieniowania X nałożoną na zdjęcie optyczne. Na zdjęciu zaznaczono położenie źródła ULX. Źródło: X-ray: NASA/CXC/UA/J. Irwin; Optical: NASA/STScI

Najnowsze wyniki pochodzące z Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra oraz naziemnych teleskopów Magellana sugerują, że gęsty obiekt, będący pozostałością po gwieździe, został rozerwany przez czarną dziurę tysiąc razy masywniejszą niż Słońce.
Jeżeli wyniki zostaną potwierdzone będzie to silny dowód na istnienie czarnych dziur o pośrednich masach. Jak dotąd wśród naukowców nie ma zgody, czy tego typu czarne dziury w ogóle występują we Wszechświecie.

Powyższe wnioski zostały wyciągnięte na podstawie obserwacji w gęstej gromadzie wyewoluowanych gwiazd bardzo jasnego źródła promieniowania X, którego widmo w zakresie optycznym wykazuje nietypową zawartość pierwiastków w jego otoczeniu. Łącząc oba te fakty naukowcy stwierdzili, że promieniowanie rentgenowskie powstaje w wyniku spadku materii, pochodzącej z rozerwanego białego karła, na czarną dziurę. W trakcie takiego spadku, materia podgrzewana jest do temperatury pozwalającej na emisję promieniowania X, a następnie wysokoenergetyczne fotony wzbudzają materię znajdującą się w dalszej części układu powodując jej świecenie w zakresie optycznym.

Na podstawie wartości natężenia promieniowania X źródło to zostało sklasyfikowane jako ULX, z ang. ultraluminous X-ray source, czyli ultra jasne źródło rentgenowskie. ULX to obiekty jaśniejsze niż typowe obiekty rentgenowskie pochodzenia gwiazdowego, ale ciemniejsze niż źródła związane z supermasywnymi czarnymi dziurami znajdującymi się we wnętrzu aktywnych jąder galaktyk (ang. AGN, active galacti nuclei). Czarne dziury pochodzenia gwiazdowego mają masę od kilku do kilkudziesięciu mas Słońca, zaś te w AGNach osiągają rozmiary od miliona do dziesiątków miliardów mas Słońca. Natura źródeł ULX pozostaje jak dotąd niewyjaśniona, ale przypuszcza się, że mogą to być czarne dziury o masach od stu do kilku tysięcy mas Słońca, czyli obiekty pośrednie między tymi pochodzenia gwiazdowego a znajdującymi się w AGNach.

Badany ULX jest członkiem gromady kulistej, czyli obiektu skupiającego dużą ilość bardzo starych gwiazd. Podejrzewa się, że właśnie te gromady mogą zawierać w sobie czarne dziury o masach pośrednich, ale wciąż brak jednoznacznych dowodów potwierdzających tą hipotezę. „Astronomowie spotkali już się z sytuacją, gdy gwiazda została rozerwana przez supermasywną czarną dziurę w galaktyce, jednak jest to pierwszy przypadek, gdy obserwujemy coś takiego w gromadzie kulistej”, komentuje odkrycie Jimmy Irwin z Uniwersytetu w Alabamie, który kieruje projektem badawczym nad tym tajemniczym obiektem. Irwin wraz ze współpracownikami uzyskali widma optyczne tego źródła za pomocą teleskopów Magellan I i II w Las Campanas w Chile.

W otrzymanych danych widoczna jest emisja tlenu oraz azotu, ale brak jest śladów wodoru, co jest bardzo nietypowe dla sygnału pochodzącego z gromady kulistej. Warunki fizyczne określone na podstawie widma sugerują, że gaz orbituje wokół czarnej dziury o masie około 1000 słońc. Natężenie promieniowania pochodzące od atomów tlenu oraz brak emisji wodoru sugerują, że tą zniszczoną gwiazdą mógł być biały karzeł. Biały karzeł to końcowe stadium ewolucji gwiazdy podobnej do naszego Słońca, która po wypaleniu większości wodoru składa się głównie z tlenu. Obecność azotu pozostaje jednak niewyjaśniona. Przewidywania teoretyczne sugerują, że emisja promieniowania X pochodząca z tego typu źródła może być obserwowana przez ponad 100 lat, ale natężenie powinno stopniowo maleć.

Od roku 2000 do roku 2008 obserwowany ULX zmniejszył swoją jasność o około 35%. Ten tajemniczy obiekt znajduje się w odległej o 65 milionów lat świetlnych galaktyce eliptycznej NGC 1399.

16 styczeń 2010
Źródło | Hubert Siejkowski

Satelita WISE przesyła pierwsze zdjęcia Wszechświata w podczerwieni

Fot. Fragment gwiazdozbioru Carina w podczerwieni sfotografowany w czasie testów detektora satelity WISE. Źródło: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Nowy orbitalny teleskop do badań w podczerwini, WISE, wykonał pierwsze zdjęcia Kosmosu w trzy tygodnie po wystrzeleniu. Zebrane materiały wskazuja na to, że zainstalowane na jego pokładzie detektory podczerwieni są w stanie wykonać pełną, podczerwona mapę Wszechświata.

Na pierwszych przesłanych na Ziemie fotografiach widzimy pewien region w gwiazdozbiorze Carina, zawierający około trzy tysiące gwiazd, w tym jasnego, czerwonego giganta. Ze wstępnych badań wynika wyraźnie, że kosztująca około 320 milionów  dolarów misja ma szanse zakończyć się sukcesem - nowa podczerwona mapa nieba pozwoli wykryć olbrzymie ilości nieznanych nam dotąd galaktyk, gwiazd i asteroid.

Pierwsze fotografie zostały wykonane w czasie około ośmiosekundowej ekspozycji. Sonda WISE powtórzy takie ekspozycje ponad siedem tysięcy razy w czasie jedynie pierwszego etapu projektu. Aby jednak sfotografować całe niebo, potrzeba będzie milionów tego typu zdjęć.

Kompletne wyniki misji WISE zostaną oddane do publicznej dyspozycji astronomów nie wcześniej niż w marcu 2012 roku.

13 styczeń 2010
Źródło | Elżbieta Kuligowska

Zaglądając w samo serce ciemności: 
Sagittarius A* zużywa jeszcze mniej paliwa niż dotąd sądzono!

Fot. Supermasywna czarna dziura  Sgr A* i jej otoczenie. Żródło: NASA/CXC/MIT/F. Baganoff, R. Shcherbakov et al.

Astronomowie nie od dziś wiedzą, że supermasywna czarna dziura w centrum naszej Drogi Mlecznej, znana pod nazwą Sgr A* (czyt. Sagittarius A z gwiazdką), jest swego rodzaju kosmicznym niejadkiem. Tymczasem okazuje się obecnie, że Sgr A* konsumuje jeszcze sto razy mniej niż się początkowo wydawało!
Pożywieniem tej czarnej dziury są potężne wiatry wydmuchiwane przez bardzo masywne gwiazdy znajdujące się w jej okolicach. Niestety, jak obliczyli już wcześniej astronomowie, gwiazdy te znajdują się na tyle daleko od Sgr A*, że jego pole grawitacyjne niezbyt efektywnie przechwytuje owe wiatry.
 Przypuszczano, że tylko 1% całego dostępnej materii dociera do czarnej dziury. Tymczasem obecnie okazuje się, że Sgr A* konsumuje jeszcze mniej niż sądzono - zaledwie 1 procent z szacowanego wcześniej 1 procenta!

Pytanie tylko - dlaczego tak mało?
Nowy model teoretyczny, opracowany w oparciu o dane z bardzo długiej ekspozycji wykonanej przez obserwatorium rentgenowskie Chandra (NASA), zdaje się tłumaczyć tę zagadkę. Model zakłada dwa regiony wokół czarnej dziury. Region zewnętrzny rozciąga się bardzo daleko od niej i obejmuje wspomniane już masywne gwiazdy, będące źródłem pożywnych wiatrów. Region wewnętrzny zaś, znajdujacy się w pobliżu horyzontu zdarzeń (czyli granicy, spod której nawet światło nie może wydostać się na zewnątrz), wypełnia gorący gaz, którego cząstki zderzają się ze sobą i przekazują energię do zewnętrznego, chłodnego regionu w wyniku procesu zwanego przewodnictwem.

Przekazywana w ten sposób energia staje się źródłem ciśnienia wypychającego niemal cały gaz zgromadzony w regionie zewnętrznym jeszcze dalej od czarnej dziury. Model ten wydaje się nieźle tłumaczyć rozciągły kształt obszaru gorącego gazu widoczny na zdjęciach rentgenowskich oraz pewne struktury widoczne w innych zakresach promieniowania.

Widoczny obok obraz Sgr A* i jego otoczenia to efekt serii obserwacji i zbierania danych z okresu około 2 tygodni. Tak długie obserwacje pozwoliły astronomom zajrzeć jeszcze głębiej i przyjrzeć się nieco bliżej jednej z pozostałości po supernowych (strukturze znanej jako Sgr A* Wschód) oraz rozciągającym się na tuzin lat świetlnych w obu kierunkach od czarnej dziury płatom gorącego gazu. Płaty takie dowodzą potężnym erupcjom, jakie miały tam miejsce już kilkakrotnie w ciągu ostatnich 10 tysięcy lat.

Obrazek pokazuje także kilka tajemniczych kolumn widocznych w promieniowaniu rentgenowskim, które z kolei mogą być poteżnymi strukturami pola magnetycznego, oddziałującego ze strumieniami energetycznych elektronów wyrzucanych z szybko rotujących gwiazd neutronowych. Struktury takie znane są jako mgławice pulsarowe.

 10 styczeń 2010
Źródło | Andrzej Gibiec

Promieniowanie gamma zdradza pulsary

Fot. Kosmiczna latarnia. Wizja artysty przedstawiająca szybko rotujący pulsar emitujący strugi promieniowania. Źródło: NASA

Energetyczne promieniowanie gamma pomaga astronomom w poszukiwaniach wirujących pulsarów.

"Zwykle musimy przeszukiwać całe niebo, by znaleźć pulsary", mówi Scott Ransom z Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego (National Radio Astronomy Observatory) w Charlottesville w Wirginii "Teraz możemy użyć punktowych źródeł promieniowania gamma, które powiedzą nam gdzie mamy patrzeć."

Pulsary to bardzo gęste pozostałości po masywnych gwiazdach, które rotują z częstością nawet setek razy na sekundę. Emitują one promieniowanie w postaci pulsów (stąd ich nazwa), przypominając w ten sposób latarnię morską.

Pulsary mają duże znaczenie dla astronomów poprzez ich związek z falami grawitacyjnymi. Fale grawitacyjne to drobne zmarszczki czasoprzestrzeni powstające wokół masywnych obiektów poruszających się z dużym przyspieszeniem. Przewidziane zostały w Ogólnej Teorii Względności Einsteina. Pulsary to nie tylko źródła fal grawitacyjnych, ale poprzez swoje pulsy promieniowania, wysyłane z precyzją najlepszych zegarów, mogą posłużyć do zarejestrowania fal grawitacyjnych w pobliskiej przestrzeni.

Astronomowie obliczyli, że Droga Mleczna powinna zawierać dziesiątki tysięcy najszybciej rotujących pulsarów, zwanych pulsarami milisekundowymi. Jednak radioteleskopy zaobserwowały ok. 100 takich obiektów. W związku z tym, że takie pulsary mogą przebywać w dowolnym miejscu w Galaktyce, to poszukiwanie ich przypomina szukanie igły w stogu siana.

Jednak z pomocą przyszły obserwacje dokonane przy użyciu Kosmicznego Obserwatorium Promieniowania Gamma (Gamma-ray Space Telescope), zwanego Fermi, które pokazały, że wiele pulsarów milisekundowych emituje promieniowanie gamma. Jednak większość z nich emituje za mało tego wysokoenergetycznego promieniowania, aby można było wyznaczyć okres i tym samym zidentyfikować je jako znane wcześniej źródła radiowe.

Ransom wraz ze współpracownikami obliczyli, że większość niezidentyfikowanych źródeł promieniowania gamma, zaobserwowanych przez Fermi'ego, może okazać się pulsarami. Wykorzystano, więc duży radioteleskop Green Bank w Zachodniej Wirginii i zaobserwowano, że trzy z czterech źródeł promieniowania gamma są także emitującymi radiowo pulsarami milisekundowymi.

"Pierwszy raz obserwacje promieniowania gamma naprowadzają na obserwacje radiowe", skomentował Peter Michelson z Uniwersytetu Stanford w Palo Alto, w Kalifornii.

Technika wykorzystująca obserwacje gamma może wkrótce ujawnić wiele z nieznanych wcześniej pulsarów, w tym jasne radiowo pulsary, które mogą pomóc w zaobserwowaniu fal grawitacyjnych.

 3 styczeń 2010
Źródło | Magda Siuda

 

Poprzednie wiadomości  - patrz archiwum

PTA © 2001-2009

Ostatnie zmiany:  15-05-2009   orion@pta.edu.pl