|
Zapomniany skarb
Oberwujący na falach X satelita Europejskiej Agencji
Kosmicznej XMM-Newton dokonał‚ ponownego odkrycia
zapomnianego niegdyś niebieskiego klejnotu. Obiekt ten to jedna
z najmłodszych i najjaśniejszych pozostałości po
supernowej w naszej Galaktyce, gwieździe, która wybuchł‚a
około 1000 lat temu.
|
|
Fot. Zdjęcie z satelity XMM-Newton przedstawia młodą
i bardzo jasną pozostałość po wybuchu supernowej
G350.1-0.3 (z lewej) oraz towarzyszącą mu gwiazdę
neutronową (z prawej).
Źródło: ESA/ XMM-Newton/ EPIC (Gaensler et al.)
|
Kształt, wiek i skład
chemiczny pozostałości po supernowej (ang. SNR - supernova
remnants) pozwalają lepiej zrozumieć dramatyczny koniec
życia gwiazd. Eksplodujące gwiazdy wzbogacają
Wszechświat w pierwiastki chemiczne niezbędne do tworzenia
planet i powstawania na nich życia. Wybuchająca chmura
szczątek, które pozostają po każdej eksplozji,
są jasnym źródłem promieniowania
rentgenowskiego i radiowego. Na ogół‚ uważa
się, że szczątki pojawiają się w postaci
ekspandującego bąbla lub pierścienia.
Gdy w latach 80. XX w. wykonano pierwsze zdjęcia radiowe o wysokiej
rozdzielczości , obiekt o nazwie G350.1-0.3 ukazał się
na nich jako nieregularne zagęszczenie gazu , które
wydawało się nie kryć niczego ciekawego. Obiekt został
sklasyfikowany jako galaktyka tła i ... zapomniany.
Obecnie naukowcy z uniwersytetu w Sydney wraz ze współpracownikami
wykorzystali możliwości sondy XMM-Newton, by udowodnić,
że pozory mylą. Mimo zniekształcenia, obiekt
G350.1-0.3 jest w rzeczywistości pozostałością po
wybuchu gwiazdy. Co więcej okazało się, że jest
to jedna z najmłodszych i najjaśniejszych pozostałości
po supernowej w naszej Galaktyce.
Aby wytłumaczyć dziwny kształt, astronomowie przyjrzeli się obserwacjom
radiowym i odkryli, że G350.1-0.3 wybuchła blisko gęstej
chmury gazu odległej o około 15 tysięcy lat świetlnych
od Ziemi. Chmura ta uniemożliwiła ekspansję podmuchu
równomiernie we wszystkich kierunkach, co poskutkowało
rzadkim przykładem deferomacji pozostałości po supernowej.
G350.1-0.3 to obiekt wyjątkowo mały i
młody w klasyfikacji astronomicznej. Liczy sobie około 1000
lat, a jego średnica wynosi jedynie 8 lat świetlnych.
Z powodu pyłu leżącego między nami a gwiazdą,
jej wybuch nie mógł być zaobserowany z Ziemi gołym
okiem. Znana jest jedynie garstka tak młodych SNR. Kolejna
odkryta młoda pozostałość to gratka dla
astronomów, ponieważ, jako obiekt bardzo jasny, jest
łatwiejsza do obserwacji, dając wgląd w świeżo
powstałe pierwiastki chemiczne i sposób w jaki gwiazda
wybucha. Tego typu informacji nie ma przy obserwacji starszych
pozostałości, ponieważ w czasie ich ekspansji i wraz z
upływem czasu, obiekt traci swoją początkową
charakterystykę. Po około 20 000 lat wszystkie pozostałości
wygladają już badzo podobnie.
Wiemy dziś, że gwiazdy wybuchają w różny
sposób, który zależy od masy gwiazdy, od jej składu
chemicznego, od tego czy jest pojedyncza, czy też w układzie podwójnym.
Naukowcy z Sydney otworzyli sezon polowań na SNR i chcą się
dowiedzieć, czy inne młode pozostałości po
wybuchu supernowych mają równie dziwne kształty.
11 czerwiec 2008
¬ródło:
ESA |
Karolina Zawada
Zwarte galaktyki we wczesnym Wszechświecie
Dzięki danym z Kosmicznego
teleskopu Hubble'a astronomowie zaobserwowali młode niezwykle zwarte
galaktyki, każda z nich o średnicy siegającej zaledwie 5 tys. lat
świetlnych, ale masie sięgającej 200 mld mas Słońca
(2x1011MSun).
Nasza galaktyka Drogi Mlecznej ma masę ok. 1012 mas Słońca a
średnicę około
100tys. lat świetlnych. Te młode zwarte galaktyki można porownać do
noworodka, który ma 50 cm a waży... 80 kg.
Każda z tych 9 zaobserwowanych galaktyk mieści w sobie tyle gwiazd co
dojrzała galaktyka, ale jest dużo mniejsza i zmieściłaby się w
centralnym zgrubieniu naszej Drogi Mlecznej.
Dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Hubble'a oraz Obserwatorium Keck'a na
Hawajach udało się przebadać te bardzo młode galaktyki, których
światło podróżowało do nas 11 milardów lat. Wiek
Wszechświata szacowany jest na ok. 14 mld lat, stąd wniosek, że
oglądamy obiekty,które istniały3 mld lat po Wielkim Wybuchu.
|
|
Fot. Zdjęcia 9 zwartych galaktyk wykonane w 2006 i
2007 r. przy pomocy Near Infrared Camera i Multi-Object Spectrometer na
pokładzie teleskopu Hubble'a. Źrodło: NASA/ESA.
|
Nigdy wcześniej nie obserowano tak masywnych i jednocześnie tak
zwartych galaktyk na tak dużych odległościach (a tym samym w tak młodym
Wszechświecie). Obserwujemy je takimi jakie były 11 miliardów
lat temu. Do dziś powinny stać się okolo 5 razy większe, mogły też
zderzyć się z
innymi galaktykami.
Rozmiar galaktyk wyznaczono dzięki użyciu Near Infrared Camera and
Multi-Object Spectrometer na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a.
Teleskop Kecka wspomagał laser, aby poprawić obrazy zniekształcone
ziemską atmosferą.
W 2006 r. w czilijskich Andach wykonano obserwacje pozwalające na
wyznaczenie odległości do galaktyk. Pokazały one, że gwiazdy tworzące
galaktyki liczą sobie od 500 mln do 1 mld lat (nasze Słońce liczy sobie
ok. 5 mld lat). Najbardziej masywne gwiazdy w tych galaktykach zdażyły
juz eksplodować jako supernowe.
Badając głębokie pole Hubble (HDF) astronomowie stwierdzili, że
galaktyki, w ktorych powstają gwiazdy sa małe, ale również
małomasywne. Obecne badania, znacznie obserniejsze niż HDF, zaskakują,
pokazując, że galaktyki o masie naszej Drogi Mlecznej były bardzo
niewielkie w przeszłości.
Jak powstają te małe, zatłoczone galaktyki? Jedna możliwośc to
oddziaływanie ciemnej materii i atomów wodoru we wczesnym
Wszechświecie. Często zakłada się istnienie niewidocznej ciemnej
materii, która stanowi znaczną część masy Wszechświata. Ciemna
materia oddziałuje wyłącznie grawitacyjnie i mogła utworzyć skupiska,
które przyciągały atomowy wodór (dominujacy składnik
zwykłej materii). Dzięki temu wodór wspomagany grawitacją
ciemnej materii mógł bardzo szybko uformować
gwiazdy.
Znając masę galaktyki, która wyznaczono biorąc pod uwagę jej
kolor i jasność, oszacowano prędkość obiegu gwiazd wokół dysku
na ok. 400-500 km/s. Gwiazdy w dzisiejszych galaktykach poruszają się o
połowę wolniej. Nasze Słońce okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością
około 220 km/s.
Dalsze dokładniejsze obserwacje tych zwartych galakyk będą możliwe po
zainstalowaniu na pokładzie teleskopu Hubble'a Wide Field Camera 3
planowanego na jesień br.
9 maja 2008
¬ródło:
spacetelescope.org |
Karolina Zawada
Prześwietlenie korony słoneczne
Za pomocą
stosowanych w medycynie technik bezpośredniego obrazowania
rentgenowskiego uzyskano pierwszą mapę struktury
najbardziej zewnętrznej części Słońca –
korony.
|
|
Rys. Obraz zrekonstruowanej korony Słońca przy użyciu QSRT.
(źr. Institute for Astronomy, University of Hawaii)
|
Tomografia,
technika o wielorakich aplikacjach w medycynie wykorzystuje serię
skanów otrzymywanych pod różnymi kątami i
prowadzi do rekonstrukcji trójwymiarowego obrazu organu
ludzkiego. Próby wykorzystania tego typu techniki do badania
korony słonecznej rozpoczęto już około 30 lat
temu, ale z powodu zbyt dużych błędów
pomiarowych zakończyły się one niepowodzeniem. Nowo
opracowana metoda jest zaledwie początkiem ogromnych możliwości
jakie niesie ze sobą tomografia w takich obszarach badań
jak pogoda kosmiczna.
Zastosowanie
tomografii do badania Słońca napotyka na dwa główne
problemy. Pierwszy to niemożność uzyskania obrazu
korony za gwiazdą, przez co następuje utrata prawie połowy
danych. Drugi to fakt, że najbardziej zewnętrzne warstwy
korony są ponad tysiąc razy słabsze od tych położonych
blisko Słońca, a to wprowadza znaczące błędy
w obserwacjach.
Nowa
metoda o nazwie Qualitative Solar Rotational Tomography (QSRT,
Jakościowa Rotacyjna Tomografia Słoneczna) eliminuje stromy
spadek jasności korony i pochodzące od niego błędy.
Technikę zastosowano do serii obrazów otrzymanych przez
instrument LASCO zainstalowany na satelicie SOHO. Korona jest
obrazowana podczas obrotu rotacyjnego Słońca dzięki
czemu jej mapy są kompletne. Uzyskiwane obrazy posiadają
pięciokrotnie lepszą rozdzielczość niż
uzyskiwane dotychczas. Naukowcy zaangażowani w projekt dążą
nawet do dwudziestokrotnego polepszenia jakości obrazu w
przyszłości.
Dotychczas
udało się wykonać mapy korony podczas całego
cyklu słonecznego, dzięki czemu możliwa jest analiza
ewolucji poszczególnych struktur korony trzech wymiarach.
Zaobserwowano rozległe obszary gęstych struktur występujące
podczas zwiększonej aktywności słonecznej, których
nie generują modele komputerowe. Odkryto dowód na to, że
wewnętrzne obszary korony wirują z różnymi
prędkościami.
Nową
technikę wykorzystuje się także do interpretacji
obserwacji ultrafioletowych korony oraz radiowych wiatru słonecznego.
8 kwiecień 2008
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Niezwykłe kwazary rentgenowskie
XMM-Newton zarejestrował
nadzwyczajnie silny sygnał rentgenowski pochodzący z
odległej galaktyki.
|
|
Il. Artystyczna wizja kwazara BAL (źr. ESA)
|
Naukowcy pracujący z XMM-Newton
próbują dotrzeć do najbardziej odległych
obiektów niebieskich zwanych kwazarami, które można
porównać do kosmicznych silników wysyłających
energię. Sądzi się, że na mechanizm ich działania
wpływ mają olbrzymie czarne dziury. Materia opadająca
na czarną dziurę tworzy wirujący dysk akrecyjny, który
ulega podgrzaniu. Symulacje komputerowe tego zjawiska przewidują,
że olbrzymie promieniowanie i pole magnetyczne obecne w tym
obszarze powodują wyrzuty gazu z czarnej dziury w przestrzeń
kosmiczną. Wyrzuty te mają duże znaczenie dla
otaczającej dziurę galaktyki. Mogą powodować
turbulencje w gazie w całym obiekcie i zainicjować
powstawanie nowych gwiazd. Zrozumienie mechanizmów działania
kwazarów jest zatem kluczowe dla ogarnięcia wczesnej
historii galaktyk.
Z powodu swego odległego
położenia światło i promieniowanie X z kwazarów
potrzebuje kilku miliardów lat aby do nas dotrzeć. Około
10-20% kwazarów należy do grupy zwanej BAL (posiadających
szerokie linie absorpcyjne) skupiającej kwazary otoczone grubym
kokonem gazu. Większość naukowców wierzy, że
wypływy gazu z kwazarów typu BAL odbywają się
wzdłuż płaszczyzny równika dysku akrecyjnego.
Takie kwazary pokazują niewielką emisję rentgenowską,
co oznacza, że ilość występującego tam gazu
jest wystarczająca do pochłonięcia większości
promieni X pochodzących z obszaru około czarnej dziury.
Istnieje, jednak, grupa kwazarów
BAL, które wyrzucają materię wzdłuż osi
łączącej ich bieguny. Nad ich badaniem skupili się
naukowcy z Chin i przy użyciu XMM-Newton namierzyli cztery takie
obiekty. Satelita obserwował kwazary w latach 2006 i 2007.
Okazało się, że dwa z nich emitują więcej
promieni rentgenowskich niż wskazywałyby na to obliczenia,
co oznacza, że w obszarze nie występuje dość dużo
gazu absorbującego promieniowanie. Wygląda na to, że
kwazary BAL są o wiele bardziej skomplikowane niż
początkowo sądzono. Być może z tych obiektów
następują jednocześnie emisje równikowe i
biegunowe. Do weryfikacji obliczeń numerycznych i dotychczas
akceptowanej teorii opisującej mechanizm działania kwazarów
wymagana jest większa ilość danych obserwacyjnych.
7 kwiecień 2008
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Zalążki
życia w planetarnym dysku
Astronomowie
z Carnegie Institution odkryli pierwsze dowody wskazujące na to,
że w dysku czerwonego pyłu otaczającego odległą
gwiazdę występują złożone cząsteczki
organiczne. Sądzi się, że gwiazda o nazwie HR 4796A
leżąca w odległości 220 lat świetlnych od
Ziemi znajduje się w późnej fazie ewolucji, tej, w
której powstają planety.
|
|
Il.
Obraz dysku gwiazdy w promieniach widzialnych I podczerwonych.
“Dziura” znajdująca się w środku dysku
mogłaby pomieścić cały Układ
Słoneczny.(Zdj.John Debes)
|
Obserwacji
gwiazdy w świetle podczerwonym dokonano przy użyciu
Wieloobiektowego Spektrometru Bliskiej Podczerwieni zamontowanego na
Teleskopie Kosmicznym Hubble’a. Naukowcy odkryli, że
światło z zakresu widzialnego i podczerwonego ulegające
rozproszeniu na materii dysku otaczającego gwiazdę jest
nienaturalnie czerwone. Barwę taką dają duże
organiczne molekuły węglowe zwane tholinami. Struktury
widmowe nie pasują do żadnych innych substancji barwiących
na czerwono np. tlenku żelaza. W dzisiejszych czasach tholiny
nie powstają w sposób naturalny, gdyż tlen w
ziemskiej atmosferze szybko spowodowałby ich rozpad. Wydaje się
być prawdopodobne, iż związki te istniały
miliardy lat temu na prymitywnej Ziemi i stały się
prekursorami biomolekuł, z których powstały żywe
organizmy. Tholiny odkryto również na innych obiektach
naszego Układu Słonecznego np.: w kometach, na księżycu
Saturna, Tytanie. Odkrycie dotyczące gwiazdy HR 4796A jest
pierwszym doniesieniem o występowaniu tholinu poza Układem
Słonecznym.
Gwiazda
ma około 8 milionów lat i znajduje się w
gwiazdozbiorze nieba południowego, Centaurze. Jej masa i
temperatura dwukrotnie przekraczają masę i temperaturę
Słońca i jest dwudziestokrotnie od niego jaśniejsza.
Pyłowy dysk wirujący wokół gwiazdy odkryto w
1991 roku. Odkrycie to stało się czołowym dowodem
przyłapania układu planetarnego w pierwotnej fazie
tworzenia.
4 styczeń 2008
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Ukryty
olbrzym
Astronomowie
z Holenderskiego Instytutu Badań Kosmicznych SRON odkryli nową
gromadę galaktyk, którą przesłania inna,
zidentyfikowana już gromada. Odkrycia dokonano w międzynarodowym
gronie przy użyciu instrumentów satelity XMM Newton. Od
lat astronomowie próbowali zrozumieć związek między
dwoma obszarami o porównywalnej jasności rentgenowskiej w
gromadzie galaktyk Abell 3128. Chociaz zarówno w jeden jak i
drugi obszar ma zbliżony rozmiar i jasność, obłoki
gazu występujące w ich obrębie posiadają zupełnie
inny skład chemiczny. Pierwsza z plam powstała najpewniej z
gorącego gazu bogatego w metale uwolnione w wyniku wybuchów
gwiazd supernowych w galaktykach. Druga plama jest zbudowana z
mniejszej ilości metali niż jakakolwiek dotychczas odkryta
gromada. Obserwacje wykonane prze XMM Newton rozwiały wiele
wątpliwości. Okazało się, że jeden z tych
obłoków gazowych znajduje się 4,6 mld lat od nas i
około 6 razy dalej niż gromada Abell 3128.
|
|
Il. Obraz
rentgenowski obszaru w okolicy gromady Abell 3128. Jasna plama po
lewej to obłok gorącego gazu w nowo odkrytej, odległej
gromadzie. Plama po prawej należy do gromady Abell 3128.
|
Gromady
galaktyk to największe struktury w kosmosie. Zawierają one
od dziesiątek do setek masywnych galaktyk, z których
każda składa się z setek miliardów gwiazd. Siłą
utrzymującą gromade w całości jest przyciąganie
grawitacyjne. Obecny w gromadach gorący gaz o temperaturze
dziesiątek milionów stopni Celsjusza emituje
promieniowanie rentgenowskie, które nastepnie dociera do
detektorów umieszczonych na satelitach takich jak XMM Newton.
Szczegółowe analizy widm w promieniach X dostarczają
informacji o składzie chemicznym oraz pochodzeniu gromad
galaktyk. Badania gromad koncentrują się głównie
na poszukiwaniu odpowiedzi na pytanie w jaki sposób powstają
te największe kosmiczne struktury. Według aktualnej wiedzy
obserwacyjnej materia galaktyczna rozłożona jest we
Wszechświecie w postaci przypominającej pajęczą
sieć. Między „nitkami” tej sieci materii
występują rozległe obszary o bardzo małej
gęstości. Te tzw. pustki wziększają swe rozmiary
wraz z rozszerzającym się Wszechświatem.
20 grudzień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Polowanie
na wiatr słoneczny
Bliźniacze
obserwatorium satelitarne amerykańskiej agencji kosmicznej NASA
o nazwie STEREO (ang. Solar Terrestrial Relations Observatory)
badające zależności i oddziaływania między
Ziemią i Słońcem wyposażono w instrument służący
do analiz korony słonecznej SECCHI. Dzięki temu
urządzeniu naukowcom udało się po raz pierwszy
uzyskać obrazy materii słonecznej omiatającej Ziemię.
Zespół badaczy projektu SECCHI otrzymał mapy zmian
wartości gęstości, których uzyskanie
nie było wcześniej możliwe, chyba że poprzez
punktowe pomiary wykonywane przez statki kosmiczne.
|
|
Rys.
Sekwencja obrazów pokazujących przelot fali w dniach
19-20 lipca 2007 roku, od lewej do prawej. Duża jasność
Ziemi spowodowała powstanie kilku artefaktów, między
innymi odbicia powstającego na osi optycznej, jasnych lub
ciemnych obszarów wokół Ziemi. Trapezoidalny
kształt przesłania zbyt jasną planetę. Pole
obrazu pokrywa obszar około 70 stopni a jego środek wypada
53,4 stopni na zachód od Słońca. Słoneczna
północ jest u góry obrazu, a sama gwiazda znajduję
się 18,4 stopni poza lewą krawędzią pola. (źr.
Naval Research Laboratory)
|
Podczas lata 2007, względnie
spokojnego okresu w cyklu aktywności Słońca teleskop
obrazujący fragmenty heliosfery umieszczony na sondzie STEREO B
zarejestrował serię fal wiatru słonecznego
omiatających naszą planetę. Naukowcy porównali
te obrazy uzyskane w świetle białym z pomiarami plazmy i
pola magnetycznego otrzymanymi przez sondę znajdującą
się w pobliżu Ziemi. W wyniku okazało się, że
istnieje doskonała korelacja między pojawieniem się
fal przy planecie a powstaniem na Słońcu obszarów o
podwyższonej gęstości, które rotują razem
z całą gwiazdą. Obszary te tworzą się gdy
materia wiatru słonecznego powstającego w ciemnych
miejscach zwanych dziurami koronalnymi i przemieszczającego się
z bardzo dużą prędkością zderzy się z
materią poruszającą się wolniej.
Obecnie naukowcy próbują
zrozumieć mechanizmy powstawania fal wiatru analizując
kolejne etapy jego drogi do Ziemi. Pierwsze przypuszczenia dotyczą
możliwości formowania się fal jako bąbli materii
wciąż uwalnianej z korony Słońca.
Obie sondy STEREO zostały
wystrzelone 25 paździenrika 2006 roku. Ich zadaniem jest
wykonywanie obserwacji spektroskopowych Słońca z orbity
ziemskiej. Orbita Sondy A znajduje się bliżej Słońca
a sam statek porusza się przed Ziemią. Sonda B krąży
dalej od Słońca i w pewnej odległości za Ziemią.
Odległość kątowa między obiema sondami
wzrasta o około 45 stopni na rok, we wrześniu 2007 roku
wynosiła 26 stopni.
Każda sonda wyposażona jest
w instrumenty SECCHI, kamery dalekiego ultrafioletu, koronografy i
urządzenia obrazujące koronę słoneczną.
13 grudzień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Na krawędzi
Układu Słonecznego
W latach 70-tych naukowcy z Massachusetts Institute of
Technology zbudowali instrument przeznaczony do badania plasmy i
zainstalowali go na pokładzie sondy Voyager 2. W ostatnich
tygodniach sonda przecięła falę uderzeniową
powstającą przy zetknięciu wiatru słonecznego z
gazem wypełniającym przestrzeń międzygwiazdową.
Ta część podróży sondy dostarczyła
naukowcom kilku niezwykłych odkryć dotyczących
miejsca w kosmosie, w którym zanika wpływ Słońca
na obiekty niebieskie.
Jedną z niespodzianek jest fakt,
że na granicy Układu Słonecznego występuje
niespodziewanie silne pole magnetyczne. Pole to zniekształca
sferyczny bąbel gazu wypływającego ze Słońca.
Kolejnym zaskoczeniem okazała się wartość
temperatury zaraz za granicą Układu. Choć jest ona
wyższa niż w jego granicach to jednak jest aż dziesięć
razy niższa niż dotąd przypuszczano. Teoretykom nie
pozostaje nic innego jak tylko zaproponować spójny
mechanizm chłodzący tamte obszary. Niektórzy
naukowcy sądzą, że jest to błąd pomiarowy
instrumentu plazmowego MIT, który nie jest w stanie
zanalizować cząstek wysokoenergetycznych.
Sondy Voyager 1 i 2 zostały
zaprojektowane do badania Jowisza, Saturna i ich księżyców.
Po wystrzeleniu w kosmos droga przelotu Voyagera 2 została
poprawiona a sonda skierowana również na Urana i Neptuna.
Choć praca statków została przewidziana na pięć
lat to po upływie trzydziestu od startu obydwa wciąż
działają i przesyłają dane. Obecnie Voyagery
znajdują się w strefie granicznej, w której wiatr
słoneczny oddziałuje z otaczającą materią
międzygwiazdową. W przyszłym dziesięcioleciu
statki przetną ostatnią granicę zwaną heliopauzą.
Poza to miejsce cząstki słoneczne już nie docierają.
Po raz pierwszy uda się dokonać pomiarów i analiz
ośrodka międzygwiezdnego niezaburzonego słonecznym
wiatrem i polem magnetycznym.
Voyager 1 przeciął falę
uderzeniową już trzy lata temu, ale nie wykonał
porządanych pomiarów z powodu awarii instrumentu
plazmowego. Sprawne urządzenie Voyagera 2 nie tylko dokonało
pomiaru temperatury wiatru słonecznego ale również
prędkości i gęstości otoczenia.
W związku z tym, że
wypływający wiatr słoneczny zmienia się wraz z
kolejnymi fazami aktywności Słońca, rosnąc w siłę
podczas rozbłysków, na granicy Układu również
daje się zauważyć charakterystyczne pulsacje. Sonda
Voyager doświadcza rytmicznych „uderzeń” fal
podobnych do fal morskich, które docierają i uderzają
w statek na brzegu oceanu.
Wygląda na to, że sonda
Voyager 1 przekroczyła granicę jednorazowo wraz z jednym
uderzeniem wiatru słonecznego, natomiast Voyager 2 zarejestrował
ich już około pięciu.
Voyager 2 znajduje się około
12 606 000 000 km od Ziemi i wciąż oddala się od niej
z prędkością 56 149 km/h. Voyager 1 znajduje się
w odległości 15 675 000 000 km od nas i opuszcza Układ
Słoneczny z prędkością 61 614 km/h. Naukowcy
zakładają, że utrata kontaktu z sondami nastąpi
około roku 2020.
12 grudzień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Najmłodsze
układy słoneczne
|
|
Artystyczna
wizja nowo powstającego układu planetarnego wokół
gwiazdy UX Tau A (źr:NASA Sptizer Space Telescope)
|
Astronomowie
z Uniwersytetu Michigan odkryli dwa najmłodsze jak dotąd
układy słoneczne. Oba systemy znajdują się w
obszarze formowania się gwiazd w gwiazdozbiorze Byka, który
leży około 450 lat świetlnych od nas. Odkrycia
dokonano w promieniach podczerwonych. Naukowcy zauważyli, że
w widmach tych gwiazd występują pewne braki promieniowania
podczerwonego pochodzenia pyłowo-gazowego. Pył i gaz
tworzą dyski rotujące wokół gwiazdy, z których
następnie powstają planety. Brak tego promieniowania można
uznać za dowód powstania już w tych obszarach
młodych planet. To one najprawdopodobniej przyciągnęły
całą materię otaczającą gwiazdę a
znajdującą się na drodze ich ruchu orbitalnego.
Odkrycia dokonano za pomocą Teleskopu Spitzera Amerykańskiej
Agencji Kosmicznej NASA. Teleskop ten obserwuje niebo z orbity
ziemskiej w zakresie fal podczerwonych, niewidzialnych dla
teleskopów optycznych. Takie instrumenty pozwalają
astronomom badać gwiazdy sprzed ciągu głównego.
Gwiazda ciągu głównego to obiekt w średnim
wieku, który podobnie jak nasze Słońce przemienia w
swym jądrze wodór w hel. Gwiazdy takie jak UX Tau A czy
LkCa 15, które tworzą najmłodsze układy
słoneczne są obiektami sprzed ciągu głównego
i nie posiadają jeszcze ustabiblizowanych procesów
termojądrowych. Ich energia pochodzi głównie z
grawitacyjnego kurczenia się. Obie gwiazdy mają po około
milion lat, dla porównania nasze Słońce ma około
4,5 miliarda lat.
4 grudzień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Układ
planetarny z rekordową liczbą planet
Nowo odkryta planeta należy do
układu planetarnego, w środku którego znajduje się
gwiazda 55 Cancri. Oprócz naszego Układu Słonecznego
system ten jest jedynym, dotychczas odkrytym, posiadającym co
najmniej pięć planet.
|
|
Artystyczna
wizja układu planetarnego gwiazdy 55 Cancri (źr:
NASA/JPL-Caltech)
|
Odkrycia dokonano po 19 latach
systematycznych obserwacji gwiazdy (ponad 300 pomiarów) przez
amerykański zespół pracujący nad projektem
poszukiwania planet California and Carnegie Planet Search.
W tym roku projekt ten obchodzi 20 rocznicę dokonania
pierwszych prób odkryć planet pozasłonecznych z
zastosowaniem technik analizy efektów jakie wywołują
one w ruchu macierzystych gwiazd.
Układ 55 Cancri znajduje się
41 lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze Raka. W jego skład
wchodzą cztery planety wewnętrzne o rozmiarach zbliżonych
do Neptuna (w odległości do 0,8 AU od gwiazdy) i jeden
zewnętrzny olbrzym (w odległości 6 AU). Między
planetami wewnętrznymi, a olbrzymem występuje rozległa
przerwa - pierścień o szerokości około 13 lat
świetlnych. To właśnie w tej przerwie mogłaby
znajdować się planeta podobna do Ziemi.
Gwiazda
55 Cancri jest starsza i świeci słabiej niż nasze
Słońce więc jej ekosfera czyli strefa, w obrębie
której panują fizyczne i chemiczne warunki umożliwiające
powstanie i rozwój życia znajduje się bliżej
gwiazdy niż w Układzie Słonecznym. Nowa,
piąta planeta układu znajduje się w ekosferze i
chociaż planeta jest
gazowym olbrzymem o rozmiarze połowy Saturna, to być może
posiada księżyce, na których powierzchni może
występować ciekła woda. Istnieje jeszcze
prawdopodobieństwo występowania w tej strefie dotychczas
nie odkrytych planet skalistych, które mogą posiadać
wodę. Piąta planeta znajduje się w odległości
0,785 AU od gwiazdy, a jej okres obiegu wynosi 260,8 dnia.
Naukowcy przewidują, że
potencjalne obiekty krążące wokół gwiazdy
w przerwie nie mogłyby być większe niż Neptun,
inaczej zaburzałyby orbity pozostałych planet powodując
ich destabilizację. Wszystkie planety układu 55 Cancri
poruszają się po stabilnych, prawie kołowych
orbitach, podobnie jak osiem planet naszego Układu.
Kiedy w 1996 roku astronomowie odkryli w układzie
55 Cancri pierwszą planetę, był to dopiero czwarty
znany układ z planetami pozasłonecznymi. Jej rozmiar jest
zbliżony do Jowisza, a okres obiegu wynosi 14,6 dnia. W 2002
roku odkryto drugą planetę o masie około cztery razy
większej od Jowisza położoną mniej więcej w
takiej odległości od gwiazdy jak nasz Jowisz od Słońca.
Trzecią planetę również odkryto w 2002 roku.
Masa tego obiektu zbliżona jest do połowy masy Saturna,
jego okres obiegu to jedynie 44 dni. Czwarta planeta o rozmiarze
Neptuna znajduje się bardzo blisko gwiazdy macierzystej.
Temperatury na niej są bardzo wysokie, a jeden obieg dookoła
gwiazdy trwa jedynie 2,8 dnia.
Mimo, że
astronomom udało się dotychczas odkryć około 250
planet pozasłonecznych, to oprócz 55 Cancri jedynie o
gwieździe μAra na
niebie południowym wiemy, że posiada co najmniej 4
planety.
Odkyć nowych obiektów w
układach planetarnych dokonuje się poprzez analizę
ruchów gwiazdy macierzystej przy zastosowaniu techniki
Dopplera. Poszukuje się zmian i wychyleń wartości
prędkości z jaką gwiazda porusza się w kierunku
do i od obserwatora (czyli nas). Metoda jest tak czuła, że
potrafi wyróżnić zmiany o 1m/s.
Astronomowie pracujący przy
projekcie 55 Cancri są przekonani, że ten układ
planetarny kryje jeszcze niejedną planetę.
12 listopad 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Planeta
jak Ziemia
Z
danych obserwacyjnych teleskopu Spitzera Amerykańskiej Agencji
Kosmicznej NASA wynika, że 424 lata świetlne od nas w
układzie słonecznym z gwiazdą HD 113766 powstaje
właśnie planeta podobna do Ziemi.
|
|
Artystyczna wizja układu z dyskiem, w kótrym powstają nowa,
ziemska planeta. (źr: NASA/JPL-Caltech/JHUAPL)
|
Gwiazda
HD 113766 jest nieznacznie większa od naszego Słońca i
najprawdopodobniej tkwi w układzie podwójnym. Jej wiek
szacuje się na 10-16 milionów lat, znakomity czas na
utworzenie planet skalistych. W układzie młodszym
otaczający ją pierścień mógłby być
zbudowany z większej ilości gazu, wówczas gwiazda
byłaby masywniejsza, a ewentualne planety miałyby rozmiary
zbliżone do Jowisza. W układzie starszym pył z dysku
zgrupowałby się w większe obiekty i już zdążyłby
utworzyć wszystkie planety skaliste.
Odłamki
skalne obecne w pierścieniu wskazują na wczesny etap
formowania się planet, kiedy to niewielkie głazy zderzają
się ze sobą tworząc większe obiekty, a te z kolei
w wyniku kolizji tworzą planetozymale. Materia znajduje się
w ekosferze, strefie, w obrębie której panują
warunki fizyczne i chemiczne umożliwiające powstanie,
utrzymanie i rozwój życia, między innymi ciekła
woda. Ziemia znajduje się w samym środku takiej strefy
okołosłonecznej. Wirujący dysk składający
się głównie z pyłu jest ponad 100 razy bogatszy
w materię niż pas planetoid w naszym Układzie. W
zupełności wystarczyłoby jej do zbudowania planety
rozmiaru Marsa.
Astronomowie oceniają, że
warunki dla uformowania się ziemskiej planety są znakomite
i nie oznacza to jedynie znalezienia się w odpowiednim czasie w
odpowiednim miejscu i w obecności odpowiedniej gwiazdy, ale
również doskonale dobrany skład chemiczny dysku.
Przypomina on bowiem mieszankę jaką zidentyfikowano w
wypływającej lawie z wulkanu Mauna Kea na Hawajach.
15 październik 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Krzemianowy
dysk w Mrówce
W centrum Mgławicy
Mrówka astronomowie odkryli płaski, ustawiony do nas
krawędzią dysk krzemianowy. Do badań wykorzystano
najnowocześniejsze instrumenty interferometryczne VLT. Rozmiar
dysku jest jednak zbyt niewielki, aby dało się nim
wytłumaczyć intrygujący kształt tej mgławicy.
|
|
Obraz po prawej został wykonany w podczerwieni, po lewej przedstawia
model dysku pyłowego. (źr: Stephane Guisard, ESO)
|
Dysk rozciąga się na odległość od około
dziewięcio do pięciusetkrotnie większą niż
dystans dzielący Ziemię od Słońca (9AU) co
odpowiada 6 milisekundom łuku na niebie. Mgławica Mrówka
jest jednym z bardziej fascynujących obiektów tego typu.
Mgławice planetarne otrzymały swą nazwę
pomyłkowo. Przy niezbyt wydajnych teleskopach w większości
sferyczne mgławice wyglądały dla obserwatorów
jak planety. W rzeczywistości są one obiektami świecącego
gazu odrzuconego przez gwiazdę w ostatniej fazie jej życia.
Mgławica Mrówka posiada niezwykłe morfologiczne
cechy: jasne jądro, trzy pary bipolarnych
płatów i pierścień wypływającej
materii. W późnych latach pięćdziesiątych
nazwano ją „komnatą horrorów” mgławic
planetarnych. Astronomowie wierzą, że zrozumienie procesów
zachodzących w dysku dostarczy odpowiedzi na pytanie w jaki
sposób sferyczna gwiazda tworzy tak złożone,
asymetryczne struktury mgławicowe.
Masa pyłu zawartego w dysku to
jedynie 1/1000 masy Słońca, w płatach jest go jeszcze
stukrotnie mniej. Należy zatem przyjąć, że dysk
jest zbyt lekki aby wywierać znaczący wpływ na
wypływającą materię i kształt mgławicy.
Dysk wydaje się składać jedynie z pozostałości
po wybuchu gwiazdy. Dane obserwacyjne dostarczają dowodów
na to, że dysk jest przede wszystkim zbudowany z amorficznych
krzemianów. Fakt ten wskazuje na młody wiek dysku.
Najprawdopodobniej duża ilość materiału zawartego
w płatach została rozproszona podczas kilku wielkoskalowych
wydarzeń astronomicznych. Rozwiązanie zagadki kształtu
mgławicy musi zatem tkwić w jądrze układu.
8 październik 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Metamorfoza
w mgławicę
Grupa europejskich astronomów
wykorzystała Very Large Telescope Interferometer i jego zdolność
do uzyskiwania niezwykle ostrych obrazów obiektów
niebieskich i zaobserwowała obłok pyłowy otaczający
starzejącą się gwiazdę. Odkrycie to ma duży
wpływ na poglądy dotyczące kształtów jakie
mogą przybierać mgławice planetarne.
|
|
Model
dysku wirującego wokół gwiazdy V390 Velorum. Obraz
uzyskano przez nalożenie danych obserwacyjnych z kilku
instrumentów obserwatorium VLT (źr. Copyright Stephane
Guisard, ESO)
|
W ostatnim okresie swego życia
gwiazdy takie jak Słońce stają się czerwonymi
olbrzymami. Słońce pochłonie wtedy planety do orbity
Marsa włącznie i przeobrazi się w białego karła,
obiekt niewiele większy od Ziemi. Odrzucone zewnętrzne
warstwy gwiazdy utworzą wokół karła połyskujący
wieloma kolorami obłok gazu i pyłu. Taka metamorfoza
zachodzi relatywnie szybko, ale jest bardzo złożona i
jeszcze słabo poznana przez naukowców. W szczególności
problemem jest zrozumienie w jaki sposób sferyczne gwiazdy
mogą produkować mgławice o tak różnorodnych,
niejednokrotnie asymetrycznych kształtach.
Naukowcy zainteresowali się
obiektem, który być może jest właśnie na
etapie przeobrażania się w mgławicę. Gwiazda V390
Velorum jest 5000 razy jaśniejsza od naszego Słońca i
znajduje się od niej w odległości 2 600 lat
świetlnych. Wiadomo również, że gwiazda
znajduje się w układzie podwójnym o okresie obiegu
500 dni.
Astronomowie sugerują, że w
układach starszych gwiazd występuje duża ilość
pyłu i że to on może odgrywać decydującą
rolę w ostatnich chwilach ich egzystencji. Kształt i budowa
obłoków owego pyłu nadal nie jest poznana.
W celu dogłębnego zbadania
obserwowanego obiektu połączono obserwacje z różnych
instrumentów Europejskiego Obserwatorium Kosmicznego VLT
między innymi AMBER i MIDI. Uzyskano dzięki temu dokładne
współrzędne i kształt pyłowego pierścienia
w skali milisekund łuku. Z obserwacji tych jasno wynika, że
pył zgromadzony wokół centralnej gwiazdy nie będzie
rozprzestrzeniał się sferycznie. Dysk materii jest
rozciągnięty od 9 do kilkuset jednostek astronomicznych.
Długość jego życia to zaledwie mrugnięcie
powieką w życiu samej gwiazdy, niemniej faza ta jest
niezwykle istotna, gdyż właśnie wtedy odbywają
się zmiany morfologiczne determinujące późniejszy
wygląd mgławicy. Pomiary wykonane w bardzo wysokiej
rozdzielczości przestrzennej nie tylko pozwoliły rozdzielić
emisję pochodzącą od gwiazdy od dyskowej, ale również
poznać budowę wewnętrznej części dysku, jego
orientację w przestrzeni oraz nachylenie. Okazało się
także, że wewnętrzny brzeg dysku otaczającego
obie gwiazdy jest niezwykle gorący i rozdęty.
Mimo dość krótkiego
czasu przebywania obiektu w stanie przeobrażania się w
mgławicę udało się potwierdzić niezwykłą
wydajność procesów koagulacji i krystalizacji pyłu
w dysku. Dysk ma zbliżony charakter do tych powstających
wokół młodych gwiazd, w których powstają
planety. Najnowszym odkryciem tego typu jest pyłowy dysk w
Mgławicy Mrówka.
4 październik 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Zderzenie
komety ze Słońcem
20 kwietnia tego roku jeden z pary
satelitów-obserwatoriów Solar Terrestrial Relations
(STEREO) Amerykańskiej Agencji Kosmicznej NASA zarejestrował
obraz zderzenia komety ze strumieniem masy wyrzuconej ze Słońca.
Po raz pierwszy jesteśmy świadkami takiej kolizji z innym
ciałem niebieskim.
|
|
Wizualizacja Komety Enckego i koronalnego wyrzutu masy z powierzchni Słońca
(źr. NASA)
|
Koronalny wyrzut masy, olbrzymi obłok
namagnesowanego gazu uwolniony z powierzchni Słońca
spowodował rozczłonkowanie plasmowego ogona komety Enckego
i pojaśnienie jego części. Wyrzuty takie są
bardzo gwałtownymi erupcjami materii o masie przekraczającej
kilka miliardów ton, a prędkość ich
rozchodzenia szacuje sie na 100-3200 km/s. Z powodu szerokiego
zasięgu niszczenia po dotarciu do Ziemi koronalne wyrzuty masy
porównuje się do huraganów. Te słoneczne
burze powodują geomagnetyczne zawirowania niebezpieczne dla
poprawnego funkcjonowania satelitów, komunikacji radiowej czy
układów zasilania. Na szczęście wyrzuty masy
rozchodzą się na dużej przestrzeni, więc ich
zetknięcie z Ziemią jest słabsze niż oddech
dziecka.
Naukowcy próbują dociec
jakie były fizyczne podstawy rozbicia ogona komety.
Podejrzewają, że mogło dojść do tzw
magnetycznej rekoneksji, podczas której przeciwnie skierowane
linie pola magnetycznego wokół komety oddziałują
z polem magnetycznym wyrzutów koronalnych. Linie pola komety
łączą się ze sobą, ich rozrerwanie uwalnia
olbrzymie porcje energii, która mogła rozczłonkować
ogon. Taki sam proces zachodzi w ziemskiej magnetosferze podczas
geomagnetycznych burz rozniecając zorze polarne i inne zjawiska.
Komety są lodowymi odłamkami
z czasów formowania się Układu Słonecznego
miliardy lat temu. Pozostałości te najczęściej
występują w zimnych i odległych obszarach Układu
lecz od czasu do czasu, w wyniku przyciagań grawitacyjnych
pobliskich planet, komet lub innych ciał zdarza się, że
obiekt taki zostanie wybity ze swej orbity i zacznie podążać
w kierunku Słońca. W pobliżu źródła
ciepła jakim jest gwiazda gaz i pył komety zaczynają
parować i tworzyć ogon. Zazwyczaj komety posiadają dwa
ogony: pyłowy i słabszy gazowy, plazmowy.
Kometa Enckego podróżowała
wewnątrz orbity Merkurego gdy koronalny wyrzut masy po raz
pierwszy do niej dotarł i rozbił ogon. Kometa ta jest
drugą, poza Halleya pojawiającą się okresowo.
3 październik 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Pochodzenie
błysków magnetycznych
Magnetary to bardzo gęste
gwiazdy neutronowe posiadające pole magnetyczne nawet 600
bilionów razy silniejsze od ziemskiego. Od czasu do czasu
obiekty te produkują potężne błyski w czasie
których emitowane jest niezwykle energetyczne promieniowanie
rozprzestrzeniające się w kosmosie. Pochodzenie tych
erupcji i silnego pola magnetycznego należy do nieodkrytych
jeszcze zagadek Wszechświata.
|
|
Artystyczna wizja magnetara, jednego z najbardziej zagadkowego
obiektu Wszechświata.(Źr.: Robert Mallozzi, NASA Marshall
Space Flight Center)
|
W lipcu 2003 roku rentgenowska sonda
X-Ray Timing Explorer zobserwował na niebie stukrotne
pojaśnienie magnetara. Astronomowie kontynuowali badania nad tym
obiektem przy użyciu instrumentu o nazwie European Photon
Imaging Camera umieszczonego w Obserwatorium XMM-Newton. W marcu 2006
roku jasność magnetara spadła do poziomu sprzed
wybuchu, a EPIC zarejestrował zmiany energetyczne w uwolnionych
wiązkach rentgenowskich. Naukowcy porównali zmiany w
widmie magnetara z modelami komputerowymi i poprawili je na tyle, że
w wynikach można otrzymać szczegółowe
informacje zarówno o powierzchni obiektu jak i jego polu
magnetycznym. Astronomowie odkryli, że dane obserwacyjne
najlepiej zgadzały się z modelem śledzącym wybuch
zaraz pod powierzchnią magnetara na powierzchni o średnicy
ok. 3,5 km. Po raz pierwszy udało się wyodrębnić
zjawiska pochodzące z powierzchni i magnetosfery obiektu. Mimo
że naukowcy nie do końca jeszcze rozumieją mechanizm
powstania błysku podejrzewają, że ma on silny związek
z magnetyzmem
3 październik 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Sąsiadka
z neutronów
Odkryto
ósmą gwiazdę neutronową, która znajduje
się w tzw. stanie izolowanym. Calvera, bo tak nazwano nowy
obiekt nie jest związana z pozostałością po
wybuchu supernowej, nie posiada żadnego towarzysza ani też
nie rejestruje się w jej sygnale żadnych pulsacji
radiowych.
|
|
Artystyczna wizja Calvery (źr. Penn State University)
|
Naukowiec
z Uniwersytetu McGill w Montrealu Robert Rutledge porównał
dane z katalogu satelity ROSAT zawierającego 18000 źródeł
rentgenowskich i stwierdził, że źródło o
nazwie 1RXS J141256.0+792204 nie posiada swego odpowiednika w żadnym
z katalogów obiektów zarejestrowanych na falach
radiowych, podczerwonych i optycznych. Niemiecko-amerykański
satelita ROSAT zbierał dane w latach 1990-1999. Grupa
zainteresowanych źródłem astronomów
postanowiła dokładnie określić jego położenie
i w 2006 roku otrzymała dane z satelity Swift potwierdzające
jego istnienie. Po siedmiu latach Calvera emitowała mniej więcej
tyle samo energii z zakresu X, co w czasach obserwacji przez ROSATa.
Udało się potwierdzić, że gwiazda nie ma żadnych
związków z innymi obiektami niebieskimi. Astronomowie
wykorzystali ogromny teleskop na Hawajach - Gemini North i
przeprowadzili jednoczesne obserwacje z rentgenowskim obserwatorium
Chandra. Okazało się, że w miejscu źródła
nie widać żadnego obiektu w zakresie optycznym. Calvera
może być zatem gwiazdą neutronową, choć nie
jest do końca wiadome jakiego typu.
Położenie
gwiazdy wysoko ponad płaszczyzną Galaktyki również
jest nie lada zgadką. Gwiazda neutronowa jest ostatnim stadium
ewolucyjnym gwiazd masywnych i pozostałością po jej
wybuchu w postaci supernowej. Przed eksplozją gwiazda ta musiała
znajdować się w dysku galaktycznym, jej obecne położenie
szacuje się na 250 do 1000 lat świetlnych od Ziemi. Calvera
jest zatem najbliżej nas położoną gwiazdą
neutronową z dotychczas odkrytych.
23 sierpień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Jasne
galaktyki na końcu Wszechświata
Kilka zespołów astronomów przy użyciu
najnowoczesniejszych teleskopów dokonało
odkrycia najjaśniejszych obiektów młodego
Wszechświata
|
|
UMass Amherst/CfA/Cosmos
|
Od lewej: bardzo odległa,
jasna galaktyka zarejestrowana przez AzTEC ; galaktyka na obrazie
wysokiej rozdzielczości
; obraz tego samego obszaru wykonany Teleskopem Hubble'
Odkrycie rzuca nowe światło
na zagadnienie formowania sie gwiazd i jest znaczącym
dowodem na niezwykłą
przydatność
instrumentów rejestrujących
podczerwone i submilimetrowe fale elektromagnetyczne
Młode galaktyki są
zazwyczaj otulone gęstym szalem pyłu i gazu
przez co zupełnie niewidoczne dla teleskopów optycznych.
Astronomiczna Kamera Emisji Termicznej (AzTEC) zamontowana na
teleskopie na Hawajach rejestruje promieniowanie milimetrowe i
submilimetrowe (częstości tych fal mieszczą się
pomiędzy optycznymi a radiowymi) i nadaje sie do wstępnego
określenia położenia takich galaktyk. Dotychczas jej
wykorzystanie doprowadziło do wykrycia kilkuset niewidocznych obiektów.
Grupa badaczy przeprowadziła szczegółowe
obserwacje siedmiu najjaśniejszych galaktyk z obszaru podlegającego
programowi COSMOS - Kosmicznemu Przeglądowi
Ewolucyjnemu. Teleskopy działające
w promieniach submilimetrowych dokładnie
określiły położenie każdego z wybranych
obiektów. Niezbędne było również
wykluczenie sytuacji, w której zamiast pojedynczego obiektu w
miejscu zainteresowań znalazłaby się grupa słabszych
i mniejszych galaktyk
Znane położenia obiektów należało
następnie skonfrontować z
obrazami uzyskanymi dla tych pól przez Kosmiczny Teleskop
Hubble'a, Teleskop Spitzera i obserwatorium VLA. Na obrazach z
Hubble'a galaktyk prawie nie widać, co dowodzi występowania
wokół nich ogromnej ilości pyłu
i gazu blokujących wydostanie się
promieniowania optycznego.Teleskop Spitzera posiada zdolność
dogłębniejszych obserwacji centralnych obiektów mimo przesłaniających
je obłoków. VLA udało sie zarejestrować jedynie
dwie galaktyki z próbki. Kompilacja wszystkich danych pozwoliło ocenić
przesunięcie ku czerwieni tych galaktyk określając jednocześnie ich
wiek. Dla pięciu z siedmiu obiektów przesunięcie
z było większe od 3 co odpowiada wiekowi ok. 11,7mld lat.
Jedna z ewolucyjnych teorii Wszechświata
mówi, że galaktyki powstawały
jako obiekty dość małe i rosły
z wiekiem osiągając ogromne rozmiary. Odkrycie, że
tak wielkie i jasne obiekty istniały już wtedy gdy
Wszechświat mial 2 mld lat zaskoczyło astronomów. Wynika z tego, że
najmasywniejsze galaktyki zostały utworzone w swej dotychczasowej postaci o wiele wcześniej
niż dotąd sądzono. Duża emisja promieniowania podczerwonego pozwala stweirdzić,
że w galaktykach następowała bardzo gwałtowna produkcja nowych gwiazd, głównie
w wyniku zderzeń z innymi obiektami
Dotychczasowe stwierdzenia oparto na obserwacjach jedynie siedmiu obiektów.
Konkretniejsze odpowiedzi na ewolucyjne pytania mogą
dać obszerniejsze badania wielu tysięcy obiektów.
20 sierpień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Gwiazda
z ogonem
Satelita
NASA o nazwie Galaxy Evolution Explorer (GALEX) to pierwszy teleskop
operujący w Kosmosie, którego zadaniem jest wykonanie
dokładnej mapy Wszechświata w paśmie ultrafioletu
|
|
źródło: NASA/JPL-Caltech
|
Ostatnim
doniesieniem z satelity było odkrycie, że gwiazda oCeti
zostawia za sobą tak dużą ilość materii, iż
z pewnością posłuży ona powstaniu nowych gwiazd i
układów planetarnych. Odkrycie niezwykłego ogona
Miry dokonał satelita podczas rutynowego przeglądu całego
nieba. Kolejne obrazy gwiazdy zostały uzyskane w dniach od
18-ego listopada do 15-ego grudnia 2006 roku
Mira
w obrazach UV przemieszczająca sie od lewej do prawej strony
obrazu. Pojedyncze, jasne punkty na zdjęciu to galaktyki i
gwiazdy.
Pierwsze
obrazy gwiazdy zupełnie zaskoczyły astronomów gdyż,
mimo 400 letnich obserwacji tego obiektu nigdy dotąd nie udało
się zauważyć ogona materii. Ogon Miry rozciąga
się na niebie na odległość 13 lat świetlnych
(dla porównania: najbliższa Słoncu gwiazda, Proxima
Centauri jest od niego oddalona o 4 lata świetlne), a jego skład
pozwala poznać historię obiektu. Gwiazda traci materię
od około 30 000 lat.
oCeti to
gwiazda wyewoluowana, czerwony olbrzym prawie u schyłku swego
życia, ściślej mówiąc jest to gwiazda
asymptotycznej gałęzi olbrzymów. Gdyby taki czerwony
olbrzym znalazł się w miejscu Słońca, w jego
promieniu znalazło by się wszystko do orbity Marsa
włącznie. Nasze Słońce stanie się takim
obiektem za 5 miliardów lat.
Podobnie
jak inne olbrzymy Mira traci ogromną ilość swej
gazowej i pyłowej materii. W rzeczywistości jest to ilość
równa masie Ziemi tracona w ciągu każdego
dziesięciolecia. Ta gwiazda utraciła w ciągu 30 000
lat tyle masy, że mogło by z niej powstać 3000 planet
wielkości Ziemi albo 9 planet wielkości Jowisza.
Większość
gwiazd w naszej Galaktyce krąży w dysku galaktycznym razem
z pyłem i gazem międzygwiazdowym mniej więcej z tą
samą prędkością. oCeti porusza się znacznie
szybciej osiągając prędkość ok 130 km/s w
stosunku do otaczającego ją gazu. Prędkość
gwiazdy jest na tyle duża, że na jej przodzie tworzy się
front uderzeniowy. Naukowcy wyjaśniają, że w tym
miejscu gorący gaz miesza się z chłodniejszym wodorem,
składnikiem gwiazdy powodując jego podgrzanie i turbulentne
zawirowanie. Podczas procesu utraty energii przez wodór
obserwuje się emisję światła ultrafioletowego
Mira, a właściwie Mira A znajduje się w układzie
podwójnym, jej towarzysz Mira B jest białym karłem,
samym jądrem umarłej gwiazdy. Mira A i B krążą
dookoła wspólnego środka masy raz na 500 lat, ale
nie ma żadnych przesłanek na to, że składnik B
wpływa na wypływ materii z A.
Mira A
jest reprezentacyjnym obiektem gwiazd typu o tej samej nazwie. Mirami
nazywamy gwiazdy zmienne, pulsujące z dużą
regularnością. Mira A zwiększa jasność o
czynnik 1500 co 322 dni, bedzie ją można zobaczyc okiem
nieuzbrojonym w połowie listopada w gwiazdozbiorze Wieloryba.
18 sierpień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Nowy
typ Aktywnych Jąder Galakty
Międzynarodowy
zespół astronomów odkrył nową klasę
AGN-ów. Odkrycia dokonano za pomocą satelity Swift
Amerykańskiej Agencji Kosmicznej NASA i japońsko-amerykańskiego
obserwatorium rentgenowskiego Suzaku
|
|
Sonoma State Universit
|
AGN-y to niezwykle energetyczne jądra galaktyk, w
których najpotężniejszym źródłem
energii jest supermasywna czarna dziura. Do grupy tych obiektów
należą m.in. blazary, kwazary i galaktyki Seyferta. AGN-y
są jednymi z najjaśniejszych obiektów we
Wszechświecie. Emitują one energię porównywalną
z tą, którą wydzieliłoby kilka miliardów
gwiazd umieszczonych w obszarze nie większym niż nasz
Układ Słoneczny.
Nowo
odkryty typ AGN-u był dotychczas trudny do wykrycia z powodu
otaczającej go bardzo gęstej chmury gazu i pyłu
przesłaniającej centralny obiekt i całkowicie
blokującej emitowane promieniowanie. Jego poszukiwania
rozpoczęto już dwa lata temu. Za pomocą specjalnego
teleskopu umieszczonego na satelicie Swift udało się
odkryć kilkaset relatywnie bliskich AGN-ów, których
nie zaobserwowano wcześniej. Powodem ich pominięcia było
całkowite niemal pochłanianie światła
ultrafioletowego i widzialnego źródeł przez
otaczające je gazowo-pyłowe obłoki. Dopiero
obserwacje w promieniach rentgenowskich pozwoliły dostrzec
obecność tych obiektów.
Według najbardziej
prawdopodobnych teorii AGN to obiekt otoczony pierścieniem
materii o obwarzankowym kształcie częściowo
przesłaniającym centralną czarną dziurę.
Typ AGN-u określa się według kąta pod jakim jest
on obserwowany. Naukowcy podejrzewają, że takie jądra
aktywne mogą być we Wszechświecie dość
rozpowszechnione. Na mapach rentgenowskich z satelity Chandra
znajduje się wiele punktowych obiektów, których
pochodzenie nie jest znane, a które mogłyby być
AGN-ami nowego typu
Odkrycie z pewnością
będzie dla astronomów kolejnym krokiem ku zbudowaniu
pełnego obrazu ewolucyjnego sypermasywnych czarnych dziur i
galaktyk, w których wystepują
13 sierpień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
RCW 103:
sama w towarzystwie ?
Gwiazdy o masach
większych niż około 8 mas Słońca kończą
swój żywot w wybuchu supernowej. Zewnętrzne warstwy
gwiazdy zostają wówczas odrzucane w przestrzeń
kosmiczną na wiele tysięcy kilometrów odsłaniając
resztki gazu i pyłu gwiezdnego
|
|
RCW 103 źr. NASA/CXC/Penn State/G.Garmire et al
|
RCW 103 jest jedną
z pozostałości po wybuchu gwiazdy supernowej, która
miała miejsce około 2000 lat temu. Jej centralny obiekt,
gwiazda neutronowa znajduje się w odległości 10 000
lat świetlnych od Ziemi. Gwiazda ma jedynie kilkanaście
kilometrów średnicy i zbudowana jest z bardzo ciasno
upakowanych neutronów, jej masa przekracza masę Słońca.
Najnowsze obrazy
rentgenowskie z obserwatorium Chandra ujawniają jasny punkt
centralny, gwiazdę neutronową. Zachowanie tej gwiazdy nie
było jednak przez astronomów do końca zrozumiałe.
Przez kilka lat obserwacji dane wykazywały niezwykłe
zmiany sygnału promieni X. Centralna gwiazda rotuje raz na 6,7
godziny, znacznie wolniej niż zwykła gwiazda tego typu i
wieku.
Wyjaśnienie tych
anomalii wymaga cofnięcia się w czasie. Najprawdopodobniej
gwiazda, która uległa explozji nie była obiektem
pojedynczym. Być może dookoła centralnego obiektu
krąży drugi, mały i zbyt ciemny aby go zaobserwować
metodami bezpośrednimi. Gaz przepływający z tego
niewidzialnego towarzysza co jakiś czas powoduje wzmacnianie
emisji rentgenowskiej gwiazdy neutronowej a oddziaływanie pól
magnetycznych pochodzących od obu składników
spowalnia jej rotację
3 sierpień 2007
¬ródło:
sciencedaily |
Karolina Wojtkowska
Nowa,
„toruńska”
planeta
Międzynarodowy zespół astronomów
kierowany przez dra hab. Andrzeja Niedzielskiego i prof. Aleksandra
Wolszczana przy współudziale dra hab. Macieja Konackiego
odkrył planetę o masie 4.6 masy Jowisza na orbicie wokół
gwiazdy HD 17092.
Dr hab. Andrzej Niedzielski jest
pracownikiem Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika
w Toruniu (CA UMK), prof. Aleksander Wolszczan pracownikiem
Uniwersytetu Stanowego Pennsylwanii (PennState) oraz UMK, a dr hab.
Maciej Konacki pracownikiem Centrum Astronomicznego Mikołaja
Kopernika PAN w Toruniu.
Gwiazda HD 17092 to trzecia
najmasywniejsza gwiazda z planetą dotychczas odkryta. Jest ona
2,3 razy cięższa od Słońca, a jej średnica
jest dziesięciokrotnie większa. Gwiazda ta znajduje się
w gwiazdozbiorze Perseusza, w odległości około 300 lat
świetlnych od Ziemi i nie jest widoczna nieuzbrojonym okiem.
HD 17092 to tzw. czerwony olbrzym,
gwiazda znacznie bardziej zaawansowana ewolucyjnie (starsza) niż
nasze Słońce, które znajdzie się na podobnym
etapie ewolucji za około 5 mld lat. Czerwone olbrzymy to
gwiazdy, które wyczerpały już w swych jądrach
wodór i ich źródłem energii jest wodór
spalany w koncentrycznej otoczce, która w miarę czasu
‘wędruje’ ku zewnętrznym warstwom gwiazdy. W
efekcie centralne obszary gwiazdy, pozbawione już wodoru,
zapadają się pod wpływem grawitacji, a zewnętrzne
ekspandują. Gwiazdy te stają się coraz większe, a
ich temperatury maleją – stąd nazwa.
HD 17092 b została odkryta w
wyniku szerokiego przeglądu prowadzonego we współpracy
Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii i Uniwersytetu Mikołaja
Kopernika w Toruniu. Przegląd ten obejmuje około 1000
gwiazd zaawansowanych ewolucyjnie, których prędkości
radialne monitorowane są teleskopem Hobby-Eberly w Teksasie
(HET) już od czterech lat. Ogromne rozmiary tego teleskopu, o
średnicy głównego zwierciadła 9.2m, jednego z
największych na świecie pozwalają na precyzyjne
pomiary prędkości słabych, niewidocznych gołym
okiem gwiazd. Obecnie osiągana rutynowo dokładność
prędkości w ramach przeglądu to około 5 m/s czyli
około 18 km/godz. W skład zespołu poza wymienionymi
wyżej wchodzą mgr Grzegorz Nowak, doktorant w CA UMK w
Toruniu, dr Gracjan Maciejewski, asystent w CA UMK w Toruniu, dr M.
Shao i dr C. Gelino z Caltech/Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie,
dr M. Shetrone z Obserwatorium McDonald w Teksasie i prof. L. Ramsey
z PennState.
25 maj 2007
¬ródło:
www.umk.pl |
Karolina Wojtkowska
Optyka
adaptywna w służbie czarnych dziur
Za pomocą nowoczesnej metody
detekcji sygnału jaką jest optyka adaptywna astronomowie
opracowali dane z hawajskiego Obserwatorium Kecka i uzyskali
precyzyjne informacje o położeniu dwóch
supermasywnych, czarnych dziur. Dziury te są centrami oddalonych
od nas o 300 mln lat świetlnych i zderzających się
właśnie galaktyk.
|
|
NGC 240, miarka z lewej odpowiada 1600 latom świetlnym.
|
Obserwacje nowopowstającego
tworu o nazwie NGC 6240 odsłaniają, że każda z
czarnych dziur znajduje się w środku rotującego dysku
złożonego z gwiazd i otoczona jest obłokiem młodych
gromad gwiazd powstałych podczas zderzenia.
Obecność dwóch
supermasywnych czarnych dziur w NGC 6240 została po raz pierwszy
udowodniona w 2002 roku, w obserwacjach roengenowskich pochodzących
z obserwatorium Chandra. W obszarze centralnym również
na falach radiowych zaobserwowano dwa prawie punktowe źródła.
Jednakże próby skorelowania i dopasowania danych
otrzymanych na różnych długościach fali różnymi
instrumentami nie do końca się powiodły. Dopiero
zastosowanie techniki optyki pozwoliło astronomom zlikwidować
zaburzenia sygnału powstające w ziemskiej atmosferze i
umożliwiło powiązanie ze sobą wielu danych
obserwacyjnych. Udało się w ten sposób wyodrębnić
najważniejsze składowe obiektu: gorący pył w
podczerwieni, gwiazdy w podczerwieni i zakresie widzialnym oraz
obszary położone najbliżej czarnych dziur w
promieniowaniu roentgenowskim i radiowym. Na optycznych obrazach
NGC 6240 widać, że zewnętrzne części
kolidujących galaktyk są zniekształcone i tworzą
długie ogony złożone z gwiazd, gazu i pyłu. W
jaśniejszym, centralnym obszarze obiektu znajdziemy dwa jądra
w większości przesłonięte przez ogromne chmury
pyłowe. Podczerwone obrazy z Kecka pokazują jądro
obiektu i jego bardzo złożoną strukturę oraz
wiele słabych źródeł. Tymi źródłami
są gromady młodych gwiazd, których powstanie
umożliwiło zderzenie dwóch, obfitych w gaz galaktyk.
Zjawisko zlewających się
galaktyk odgrywa prawdopodobnie jedną z ważniejszych ról
w ewolucji tych obiektów. Okazało się, że masa
czarnej dziury znajdującej się w centrum galaktyki jest
silnie powiązana z wielkoskalowymi własnościami tejże
galaktyki. Jedna z hipotez wyjaśnia tę korelację
powtarzającymi się zderzeniami z innymi galaktykami i w
efekcie rozrostem zarówno czarnej dziury jak i całego
obiektu.
Szacuje się, że obie czarne
dziury w NGC 6240 zleją się w jeden obiekt za jakieś
10 - 100 milionów lat
21 maj 2007
¬ródło:
sciencedaily.com |
Karolina Wojtkowska
Pierścień
ciemnej materii
Podczas opracowywania map
rozmieszczenia materii w gromadzie galaktyk CI 0024+17 astronomowie
uzyskali jeden z najsilniejszych dowodów na istnienie ciemnej
materii we Wszechświecie. Z obserwacji wykonanych za pomocą
Kosmicznego Teleskopu Hubble'a wyodrębniono pierścień
materii otaczający nowe, powstałe z czołowego
zderzenia dwóch gromad skupisko galaktyk.
|
|
Gromada galaktyk CI 0024+17. źr. universetoday.com
|
Ciemna materia nie jest widoczna dla
obserwatora w sposób bezpośredni, ale jej położenie
jest możliwe do określenia w wyniku analizy grawitacyjnego
oddziaływania z materią zwykłą.
Gęstsze skupiska ciemnej materii
bardziej zniekształcają światło pochodzące
od galaktyk tła niż obszary gdzie tej materii jest
niewiele
Obserwowana gromada galaktyk znajduje
sie ok. 5 mld lat świetlnych od nas, a sam pierścień
ma ok. 2.6 mln lat świetlnych średnicy. O powstaniu takiego
pierścienia nie wiemy zbyt wiele, ale z komputerowych symulacji
kolizji gromad galaktyk wynika, że ciemna materia opada na
centrum nowej gromady, a następnie zostaje odrzucona. Podczas
owego odrzutu i zmiany kierunku wzajemna grawitacja spowalnia
rozchodzenie się materii i w efekcie gromadzi ją w postaci
obserwowanej obręczy.
17 maj 2007
¬ródło:
universetoday.com |
Karolina Wojtkowska
Inna Ziemia ?
Astronomowie odkryli nową planetę poza
Układem Słonecznym. Jest ona tylko o połowę
większa od Ziemi a na jej powierzchni być może
występuje woda w ciekłej postaci.
|
|
Zdj. Artystyczna wizja układu planetarnego z czerwonym karłem Gliese 581
|
Dwa lata temu zespół szwajcarskich,
francuskich i portugalskich astronomów odkrył istnienie
planety okrążającej gwiazdę Gliese 581. Jej masa
wynosi 15 mas Ziemi, a okres orbitalny 5,4 dnia. Kolejne obserwacje i
analiza danych pozwoliły znaleźć drugą planetę
w układzie, 8 razy bardziej masywną niż Ziemia i
obiegającą gwiazdę co 84 dni.
Za pomocą 3,6 metrowego teleskopu ESO naukowcy
odkryli trzecią planetę tego układu o masie bliskiej
pięciokrotnej masy naszej planety.
Wszystkie one krążą dookoła gwiazdy
umierającej - czerwonego karła o nazwie Gliese 581. Gwiazda
ta należy do 100 najbliżej nam położonych gwiazd
i znajduje się w odległości 20,5 roku świetlnego
w gwiazdozbiorze Wagi.
Ostatnio odkryta, ziemiopodobna egzoplaneta (taką nazwę stosuje się
dla planet, które krążą wokół
gwiazd innych niż Słońce) jest najmniejszym takim
obiektem dotąd odkrytym. Jej okres orbitalny wynosi jedynie 13
dni. Znajduje się 14 razy bliżej swojej gwiazdy niż
Ziemia od Słońca, a mimo to nadal mieści się w
strefie, w której możliwe jest rozwinięcie się
życia. Jest to możliwe dzięki temu, że
macierzysta gwiazda jest około trzy razy mniej masywna i co
najmniej 50 razy słabsza od naszego Słońca. Naukowcy
oszacowali temperaturę powierzchni
planety na 0-40 ºC
co oznacza, że mogą na niej występować zbiorniki
ciekłej wody. Przewidywany promień planety to około
1,5 promienia ziemskiego, a dokładniejsze szacunki sugerują,
że może być światem skalistym albo pokrytym
oceanami.
Nowa
planeta natychmiast stała się obiecującym celem dla
wszelkich misji poszukujących życia pozaziemskiego.
27 kwiecień 2007
¬ródło:
sciencedaily.com |
Karolina Wojtkowska
Tlen w kosmosie
Nareszcie udało się wykonać
obserwacje, dzięki którym stało się pewne, że
w ośrodku międzygwiazdowym występują cząsteczki
tlenu.
|
|
Pierwsza linia molekularnego tlenu w obłoku międzygwiazdowym
Węża
źr. sciencedaily.com
|
Naukowcy od dawna przewidywali, że
tlen w tej postaci będzie wchodził w skład
molekularnych obłoków międzygwiazdowych. Niestety
obserwacje z ostatnich 20 lat zdawały się tego nie
potwierdzać aż do teraz, kiedy to satelita Odin dostarczył
danych w milimetrowym zakresie widma. Podstawową linię
cząsteczki O2
wydrębniono w widmie obłoku o nazwie Rho Oph A w
gwiazdozbiorze Węża.
Tlen jest trzecim, po wodorze i helu,
najobficiej wystepującym pierwiastkiem we Wszechświecie.
Jest go dwukrotnie więcej niż węgla, co oznacza, że
jest go wystarczająco aby występować nie tylko w
postaci atomowej ale i cząsteczkowej, a nawet wody, czy
cząsteczki wodorotlenowej OH. Dotychczas jedynie cząsteczki
tlenu nie dało się zaobserwować, a to z powodu bardzo
obfitego jej występowania w naszej, ziemskiej atmosferze. Dane z
obserwatoriów naziemnych nie były w stanie dostarczyć
informacji o pochodzeniu poszczególnych linii tlenowych w
zarejestrowanych widmach
Jedyną metodą rozdzielenia
tych molekuł według pochodzenia (ziemskiego i
międzygwiazdowego) jest obserwacja satelitarna. Do tego celu
służy szwedzko-francusko-fińsko-kanadyjski satelita
Odin wyposażony w 1.1 metrowy teleskop do obserwacji tlenu na
119 GHz (w obszarach o temperaturze poniżej 100K na tej
częstotliwości linia molekuły tlenu jest
najsilniejsza)
Z
pierwszych pomiarów wynika, ze obfitość O2
jest 1000 razy mniejsza niż się tego
spodziewali naukowcy. Problem może być związany z dość
słabą (ok. 10 razy słabszą niż ludzkie oko)
rozdzielczością kątową instrumentu. Nie jest do
końca jasne czy źródło emisji pochodzi
dokładnie z obranego do obserwacji celu. Pomiary z większą
rozdzielczością będą wykonywane za pomocą
kolejnego satelity - Herschela, którego wystrzelenie planuje
się na rok 2008.
19 kwiecień 2007
¬ródło:
sciencedaily.com |
Karolina Wojtkowska
Para wodna na innej planecie
Amerykańscy
astronomowie zidentyfikowali cząsteczki wody w atmosferze jednej
z planet spoza Układu Słonecznego
Pomiarów i obserwacji dokonano
za pomocą Teleskopu Kosmicznego Hubble'a, zinterpretowano na
Uniwersytecie Harvarda, a teoretyczne modele opracował naukowiec
Travis Barman z Obserwatorium Lowella we Flagstaff, w Arizonie.
Wśród danych
obserwacyjnych znalazł on dowody wskazujące na obecność
wody w atmosferze planety o nazwie HD209458b i nie przeczy, że
takich obiektów może być więcej. W zasadzie
naukowcy przewidują istnienie pary wodnej w atmosferach
większości planet pozasłonecznych, ale znajdują
się one zbyt blisko swych macierzystych gwiazd aby była
możliwa ich obserwacja.
Obserwacje planety HD209458b
oddalonej od Ziemi o 150 lat świetlnych były możliwe
jedynie dzięki temu, że od czasu do czasu przechodzi ona
przed tarczą swej gwiazdy i atmosferą pochłania
światło na odpowiednich długościach fali.
12 kwiecień 2007
¬ródło:
sciencedaily.com |
Karolina Wojtkowska
Heksagonalna chmura na Saturnie
|
|
źr. universetoday.com
|
Przelatując nad północnym
obszarem Saturna sonda Cassini uzyskała obraz niezwykle
symetrycznej struktury. Jest nim obłok znajdujący się
w pobliżu bieguna Saturna, który przybrał
zdumiewający kształt sześciokąta.
Pierwsze zdjęcie tego obszaru
wykonał około 20 lat statek kosmiczny Voyager, ale dopiero
teraz widać go w szczegółach. Sześciokątna
chmura posiada znacznie większą grubość niż
naukowcy dotąd sądzili i sięga do 100 km poniżej
wierzchołka chmury. Czymkolwiek jest owa struktura, występuje
jedynie na biegunie północnym, wokół bieguna
południowego wiruje ogromna burza huraganowa.
Cassini nie był w stanie
wcześniej „sfotografować” północnych
obszarów planety z powodu trwającej tam zimy. Ciemność
na biegunie Saturna trwa aż 15 lat i dopiero teraz, gdy i tam
nadchodzi wiosna, niezwykły obszar bedzie można zbadać
pozostałymi instrumentami sondy.
Obraz uzyskano w podczerwonym
zakresie widma przedstawia więc jedynie zmiany temperaturowe.
W jaki sposób chmura stała
się strukturą heksagonalną? Odpowiedź na razie
pozostaje tajemnicą.
5 kwiecień 2007
¬ródło:
wwww.universetoday.com |
Karolina Wojtkowska
Bardzo długi błysk
gamma
|
|
Fot. Artstyczna wizja przedstawiająca magnetara
(Aurore Simonnet SSU NASA E/PO)
|
Błyski gamma są jednymi z najbardziej
energetycznymi zjawiskami występującymi
we Wszechświecie. Obserwowane na bardzo krótkich
falach promieniowania trwają one niezmiernie krótko,
a zaraz po nich następuje olbrzymia eksplozja,
którą możemy obserwować z
odległości miliardów lat świetlnych.
W kilka sekund później blask zanika pozostawiając
jedynie słabnącą przez kilka dni poświatę.
Aby ten wybuch zlokalizować i zaobserwować zanim
zupełnie zniknie astronomowie mają do dyspozycji
jedynie od kilku sekund do kilku minut
29 lipca 2006 satelita Swift Amerykańskiej Agencji
Kosmicznej NASA zarejestrował rozbłysk gamma o
niezmiernie dużej intensywności. Błysk o nazwie
GRB 060729 był tak potężny, że jego zanikanie
można było obserwować jeszcze w kilka miesięcy
po eksplozji.
Za fizyką takiego zjawiska może się kryć
ciągłe dostarczanie energii z jakiegoś innego
źródła. Jedną z propozycji takich
źródeł są magnetary - gwiazdy neutronowe
posiadające niezwykle silne pole magnetyczne, które
wyhamowuje gwiazdę i przemienia energię w
błyski, które obserwujemy w zakresie gamma. Taki
mechanizm może utrzymywać poświatę przez
tygodnie, a nawet miesiące po eksplozji.
17 marzec 2007
¬ródło:
wwww.universetoday.com |
Karolina Wojtkowska
Jeziora na Tytanie
|