Spaceflight Now | ESA | Astronomy.com | Sky & Telescope | SpaceNews | Today@NASA |  Yahoo News | BBC Sci/Tech | CNN Sci-Tech| Nature

• Styczeń-luty 2002
• Marzec-kwiecień 2002
• Maj-czerwiec 2002
• Lipiec-sierpień 2002
• Wrzesień-październik 2002
• Listopad-grudzień 2002
• Styczeń-luty 2003
• Marzec-maj 2003
• Czerwiec-sierpień 2003
• Wrzesień-grudzień 2003
• Styczeń-marzec 2004
• Kwiecień-czerwiec 2004
• Lipiec-grudzień 2004
• Styczeń-czerwiec 2005
• Lipiec-grudzień 2005

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

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 (2x10¹¹M_Sun). 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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Nowy typ Aktywnych Jąder Galakty

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

RCW 103: sama w towarzystwie ?

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

Nowa, „toruńska” planeta

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

Optyka adaptywna w służbie czarnych dziur

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

Pierścień ciemnej materii

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

Inna Ziemia ?

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

Tlen w kosmosie

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

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

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

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

Jeziora na Tytanie