Witaj gościu, Jeśli czytasz tę wiadomość to znaczy że nie jesteś zarejestrowany. Kliknij i zarejestruj się by w pełni korzystać z wszystkich funkcji naszego forum.

Ocena wątku:
  • 0 głosów - średnia: 0
  • 1
  • 2
  • 3
  • 4
  • 5
Astrofizyka - badania różne
#1
Wątek ten jest poświęcony różnorodnym badaniom z zakresu astrofizyki, zarówno obserwacyjnymi jak i teoretycznym, które nie są związane z poszczególnymi misjami kosmicznymi. Okazja do rozpoczęcia wątku jest konferencja American Astronomical Society w pasadenie. Przedtsawiono tam wiele ciekawym odkyć, które opisałem w postach poniżej.
Odpowiedz
#2
Badania gromady otwartej Arches wykazały, że pod względem rozkładu mas tworzących ją gwiazd  nie dobiega ona od innych gromad gwiazd z Galaktyce, mimo swojego położenia w pobliżu centrum Drogi Mlecznej.

Gromada Arches jest położona w odległości 25 000 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Strzelca. Zawiera około tysiąca młodych gwiazd, o wieku około 2l5 miliona lat). Jest oko10 razy masywniejsza od typowej młodej gromady gwiazd bogatej w pierwiastki cięższe od helu. Znajduje się w środowisku zdominowanym przez wiatry masywnych gwiazd i filamenty gazu.

Pomimo ekstremalnych warunków w otoczeniu gromady obserwacje wykonane za pomocą VLT wykazały, iż proporcja pomiędzy gwiazdami o wysokich i niskich masach w gromadzie jest porównywalna do takiego stosunku w innych gromadach w bardziej spokojnych rejonach Drogi Mlecznej. Od dawna znany był fakt powszechniejszego wstępowania gwiazd mało masywnych w gromadach w względem gwiazdo wysokich masach i ich stały stosunek. Wcześniejsze obserwacje gromady Arches sugerowały jednak, że może być ona wyjątkiem. Oznaczałoby to też, iż proces formowania się gwiazd w ekstremalnych warunkach może być nietypowy. Obecne obserwacje wskazują jednak, że gromada ta zachowuje uniwersalny stosunek pomiędzy liczebnością gwiazd o różnych masach.

Z użyciem instrumentu instrumentu NACO systemu VLT potwierdziły, że gromada ma szerokość około 3 lat świetlnych, a gęstość gwiazd jest około milion razy wyższa niż w okolicach Słońca. Najbardziej masywna gwiazda w gromadzie ma masę równą około 120 masom Słońca. To natomiast sugeruje, że jeśli istnieją gwiazdy o masie ponad 130 mas Słońca, to muszą one żyć krócej niż 2.5 miliona lat i nie kończyć życia jako supernowe.

[Obrazek: 090608eso1.jpg]
Gromada Arches na obrazie z VLT.

http://astronomynow.com/090605CentralMil...ormal.html
Odpowiedz
#3
Obserwacje radiowe pozwoliły na opracowanie nowej metody pozycyjnego pomiaru odległości do galaktyk w dużych odległościach. Ma do duże znaczenie dla badań natury ciemniej energii.

Z użyciem wielu radioteleskopów, w tym Very Large Baseline Array i Green Bank Telescope w USA oraz Effelsberg Radio Telescope w Niemczech wykonano bezpośrednie pomiary wielości dysku akrecyjnego wokół supermasywnej czarnej dziury w jądrze galaktyki UGC 3789. Sygnał został naturalnie wzmocniony przez masery wodne, czyli skupiska cząsteczek wody wzmacniających sygnały radiowe. Pozwoliło to na wykonanie pomiarów rozmiaru kątowego dysku. Analiza geometrii dysku względem obserwatora pozwoliła następnie na określenie odległości do galaktyki na 160 milionów lat świetlnych. Metoda taka została zastosowana wcześniej, w 1999r do pomiaru odległości do galaktyki NGC 4258. Ta ostatnia znajduje się jednak znacznie bliżej - w odległości 23 milionów lat świetlnych.

Precyzyjniejsze wyznaczenie odległości do UGC 3789 pozwala na skalibrowanie odległości do znacznie dalszych galaktyk. Podjęto również kroki do zastosowania tej techniki do pomiaru odległości do jeszcze bardziej odległej galaktyki NGC 6323.

Znajomość dokładnej odległości do odległych galaktyk pozwoli na precyzyjniejsze wyznaczenie Stałej Hubblea. Obecnie jest ona wyznaczana na 72
+/- 8  kilometrów na sekundę na megaparsek. Bardziej dokładne wyznaczanie Stałej Hubblea będzie miało duże znaczenie dla określenia natury ciemniej energii.

Nowa metoda pomiarowa jest istotna, ponieważ jest metoda jednostopniową. NGC 4258 jest galaktyką położona zbyt blisko, aby była przydatna do pomiarów tempa ekspansji Wszechświata. UGC 3789 jest lepszym obiektem, ale bardziej precyzyjne wyniki bezie można otrzymać po pomiarach odległości do jeszcze dalszych galaktyk.

[Obrazek: 090608NGC4258]
Obraz radiowy galaktyki UGC 3789.

http://astronomynow.com/090608Galacticmi...verse.html
Odpowiedz
#4
Zastosowanie rzadkiej grupy cefeid pozwoliło na pomiary odległości na dystansach ponad 300 milionów lat świetlnych z precyzją 3 razy większą niż przy zastawaniu innych metod.

Cefeidy od dawna były używane do pomiarów odległości, ale na dystansach powyżej 100 milionów lat świetlnych nikną pośród innych gwiazd w galaktykach. Do pomiarów odległości zwykle stasowana jest kombinacja kilku metod, ale powoduje to, iż każda metoda wnosi błąd pomiarowy.

Specyficzna grupa cefeid - cefeidy o ultradługim okresie pulsacji (Ultra Long Period Cepheids - ULP) może jednak pozwolić na jednostopniowe pomiary odległości do galaktyk w odległościach 50 - 100 megaparseków (150 - 326 milionów lat świetlnych). Są one większe i jaśniejsze od zwykłych cefeid, dzięki czemu mogą być użyte do pomiarów na większych odległościach. Nie jest jednak pewne jak dokładnie zachowują one zależność pomiędzy okresem pulsacji  a jasnością absolutną.

W literaturze znaleziono 18 opisów ULP w bliskich galaktykach, takich jak Mały Obłok Magellana. Znajomość odległości do Małego Obłoku Magellana pozwoliła na skalibrowanie odległości do tych gwiazd z błędem 10 – 20%, co jest typowe dla innych metod pomiarów odległości. Dalsze zmniejszenie błędu będzie możliwe po znalezieniu większej ilości tego typu obiektów. Obecnie są one poszukiwane z zastosowaniem Large Binocular Telescope.

Do tej pory uważano, iż ULP ewoluują w sposób odrębny w stosunku do zwykłych cefeid. Obecnie jednak wydaje się, że przechodzą one podobny cykl wielokrotnego spadku i wzrostu temperatury. Wcześniej uważano, że ULP przechodzą okres niestabilności tylko raz i stają się tylko chłodniejsze. Jednak gwiazda HV829 w Małym Obłoku Magellana ociepla się, na co wskazuje zmiana okresu pulsacji. Obecnie pulsuje ona w okresie 84.4 dnia, a 15 lat temu pulsowała z okresem 87.6 dnia.

http://astronomynow.com/090609Anewwaytom...ances.html
Odpowiedz
#5
Nowe modele komputerowe wskazują, że masa supermasywnej czarnej dziury w jądrze galaktyki M87 jest 3 razy wyższa niż sądzono wcześniej. Może to oznaczać, że masy czarnych dziur w jądrach innych galaktyk również są zaniżone.

M87 charakteryzuje się masą ocenianą na 6.4 miliarda mas Słońca i zawiera najbardziej masywną czarną dziurę ocenianą za pomocą nowej techniki. Zmiana masy czarnej dziury może mieć duże konsekwencje dla wiarygodności wyznaczonych do tej pory mas innych supermasyncyh czarnych dziur, a w konsekwencji dla teorii opisujących formowanie galaktyk.

Do symulacji został zastosowany komputer Lonestar w Zaawansowanym Centrum Komputerowym (Advanced Computing Center) na Uniwersytecie Stanu Teksas w Austin. Model uwzględniał więcej parametrów niż modele poprzednie, w  tym halo ciemniej materii wokół galaktyki oraz gwiazdy w jej obrębie. M87 została używa w celu wypróbowania modelu na dobrze zbadanej galaktyce. Nie spodziewano się uzyskania wyniku kilkakrotnie wyższego od innych oszacowań. Była ona wcześniej używana jako odniesienie podczas wyznaczania mas innych supermanwynyh czarnych dziur, ponieważ jest położona blisko i posiada aktywne dżety.

Zmiana masy czarnej dziury zmienia automatycznie sposób jej wpływu na resztę galaktyki. Oddziaływania pomiędzy centralną czarna dziurą a galaktyka były natomiast używane do badań zjawisk fizycznych zachodzących w procesie formowania się galaktyk. Może więc okazać się, że wcześniejsze oszacowania wymagają poprawek.

Nowa wartość masy czarnej dziury może jednak rozwiązać paradoks bardzo wysokiej masy czarnych dziur w jądrach kwazarów, szacowanej często na 10 miliardów mas Słońca. W bliskich galaktykach nie odnajdowano jednak tak masywnych czarnych dziur, co mogło wskazywać na błędne wyznaczanie masy czarnych dziur kwazarów. Większa masa czarnej dziury w M87 sprawa jednak, że problem ten znika.

Wyniki uzyskane za pomocą modelowania komputerowego potwierdzają nowe obserwacje wykonane za pomocą teleskopów Gemini North i VLT.

http://astronomynow.com/090609Supermassi...eight.html
Odpowiedz
#6
Odkrycie nowych tzw. pozostałości pływowych w otoczeniu zderzających się galaktyk pozwoliło na badania celnej historii ich zderzeń.

W badaniach tych użyty został teleskop Subaru na Mauna Kea. Za jego pomocą wykonano długie ekspozycji galaktyk Anteny w gwiazdozbiorze Kruka, Arp 220 w Wężu, oraz Mrk 231 w Wielkiej Niedźwiedzicy. Badania pozwoliły na odtworzenie historii zderzeń oraz następujących po nich aktywności gwiazdotwórczej, co ma znaczenie dla teorii opisujących wzrost galaktyk w młodym Wszechświecie.

Podczas zderzeń siły pływowe wyrzucały z galaktyk strumienie gazu, które utworzyły obserwowane pozostałości pływowe wokół galaktyk. Ich znalezienie nie było oczekiwane. Ich analiza pozwoliła na otworzenie trajektorii zderzających się galaktyk oraz ich rotacji. Analizowane pozostałości znajdowały się na prześnieni kilka razy większej od naszej Galaktyki. Teorie wskazują iż duże pozostałości powstają tylko gdy orbity i rotacja galaktyk jest ze sobą zsynchronizowana.

Pozostałości pływowe są charakterystyczne dla galaktyk, które szybko łączą się ze sobą. Takie zderzenia wywołują wysoką aktywność gwiazdotwórczą, co sprawa, że powstała duża galaktyka staje się galaktyka ultarjasną w podczerwieni (Ultra Luminous Infrared Galaxy - ULIRG). Arp 220 jest najsłynniejszą tego typu galaktyką. ULIRG były powszechne w młodym Wszechświecie, a Arp 220 jest obiektem istotnym dla badań ULIRG. Dalsze obserwacje i porównania z modelami teoretycznymi pozwolą na dokładniejsze badania powstania galaktyk i aktywności gwiazdotwórczej w odległej przeszłości.

[Obrazek: 090609antenna2.jpg]
Pozostałości pływowe przy galaktykach Anteny.

http://astronomynow.com/090609galaxyskid...story.html
Odpowiedz
#7
Nowe badania wskazują iż oszacowania wieku pulsarów milisekundowych mogą być błędne o czynnik 10.

Istnieje kilka niezależnych metod szacowania wieku pulsarów, takich jak obecność pozostałości supernowych albo obecność towarzyszącego pulsarowi białego który może być datowany z zastosowaniem modeli stygnięcia jego atmosfery. Bez tych obiektów w otoczeniu do niedawna niemożliwe jest określenie wieku pulsara milisekundowego, którego szybkość rotacji została wtórnie zwiększona.

Nowe badania pokazują, iż możliwe jest oszacowanie okresu od jakiego pulsar jest milisekundowy poprzez zastosowanie dokładniejszego modelu opisującego maksymalną szybkość rotacji jaką pulsar taki może osiągnąć, a następnie jej powolne zwalnianie. Wykonane badania wskazują, że część pulsarów milisekundowych może być o kilka miliardów lat starszych niż szacowano wcześniej. Inne natomiast były określane jako stare, ale mogą być młodsze.

Gwiazda która wytworzyła pulsar może żyć tylko kilka milionów lat. Jednak nie można określić jak długo pulsar występował w małomasowym rentgenowskim układzie podwójnym przed zwiększeniem szybkości rotacji. Ponadto standardowy model ewolucji pulsarów milisekundowych nie pasuje do części obiektów. Mogą więc istnieć alternatywne mechanizmy zwiększania szybkości rotacji pulsarów.

http://astronomynow.com/090610Astronomic...ewell.html
Odpowiedz
#8
Obserwacje wykonane na przestrzeni 15 lat wskazują iż Betelgeza mogła znacznie skurczyć się przez ten okres.

Średnica Betelgezy jest większa od orbity Jowisza. Średnica gwiazdy była monitowana za pomocą Instrumentu ISI (Infrared Spatial Interferometer) na Mt Wilson. Przez 15 lat skurczyła się ona o 15%, co jest odpowiednikiem rozmiaru orbity Wenus. Obserwacje w nadchodzących latach powinny pokazać, czy będzie się ona kurczyć nadal, czy tez wróci do większego rozmiaru.

Przyczyna tego zjawiska nie jest znana, ale zachowanie się czerwonych olbrzymów pod koniec ich życia jest słabo poznane. Wyniki różnych wcześniejszych pomiarów średnicy Betelgezy dokonywanych z użyciem interferometrii w podczerwieni nie dają się porównać, ponieważ różnią się w zalewności od zastosowanej długości fali. Gaz w zewnętrznych rejonach gwiazdy zarówno emituje jak i pochłania światło, przez co trudno jest wyznaczyć krawędź gwiazdy. ISI pozwala jednak na wyeliminowanie problemu zagwatmanego układu linii emisyjnych i absorpcyjnych dzięki wykonywaniu obserwacji w bardzo wąskim paśmie w zakresie środkowej podczerwieni (11 mikronów) pomiędzy liniami. Ponadto zakres ten nie jest czuły na pył. Instrument działał też w bardzo podobny sposób przez 15 lat.

Planowany są dalsze obserwacje w celu określenia, czy w zmianach rozmiaru gwiazdy wystąpi określony schemat. Ponadto do ISI planowane jest dodanie spektrometru.

http://astronomynow.com/0906010Redgiants...nking.html
Odpowiedz
#9
Obserwacje wykonane za pomocą systemu Submillimetre Array (SMA) Mauna Kea ujawniły istnienie zimnej chmury molekularnego wodoru w rejonie tzw Szczeliny Orła (Aquila Rift). W przyszłości może się w nim utworzyć gwiazda o bardzo dużej masie albo kilka masywnych gwiazd.

Szczelina Orła jest ciemnym pasem w Drodze Mlecznej ciągnącym się do gwiazdozbioru Orła do Łabędzia. Jest położona w odległości 23 000 lat świetlnych. Jest ciemna, ponieważ cząsteczkowy wodór w jej obrąbie przesłania gwiazdy tła.

Gwiazdy masywne są rzadkie i do tej pory nie znaleziono żądnych bardzo wczesnych stadiów ich rozwoju. SMA jest jedynym instrumentem który może wykryć emisję omawianego obiektu w odległej podczerwieni. Chmura wodoru jest na tyle chłodna, że nawet Spizter nie może jej obserwować.

Wykonane za pomocą SMA obserwacje Szczeliny Orła pozwoliły na wykrycie w jej obrębie obiektu określanego jako ciemne jądro. Jest to skupisko mało aktywnego gazu o masie około 120 mas Słońca. Jego temperatura jest nie wyższa od 18K, a rozmiary są nie większe od Układu Słonecznego. Modele wskazują, że skupisko gazu o takiej gęstości powinno być początkowym etapem powstania masywnej gwiazdy (o masie ponad 8 mas Słońca, ale potencjalnie dużo wyższej) jeśli gwiazdy takie powstają w podobny sposób jak gwiazdy o mniejszych masach.

Masa i gęstość nowo odkrytego obiektu oraz brak śladów aktywności gwiazdotwórczej pasuje bardzo dobrze do modeli opisujących jądro przedgwiazdowe. Modele wskazują, że gwiazda lub gwiazdy powinny zacząć powstawać w nim po około 50 000 lat. Powstające gwiazdy powinny bardzo szybko (w skali życia galaktyki) zniszczyć otoczkę gazową w otoczeniu, więc takie obiekty są rzadkie i trudne do znalezienia.

[Obrazek: 090610darkcore.jpg]
Obraz Szczeliny Orła w środkowej podczerwieni.

http://astronomynow.com/090610Theblackcl...tstar.html
Odpowiedz
#10
Obserwacje z użyciem optyki adaptacyjnej rzuciły nowe światło na typy i budę galaktyk w odległym Wszechświecie.

Badania zostały wykonane za pomocą Teleskopu Kecka wyposażonego w system optyki adaptacyjnej oparty na laserze wytwarzającym gwiazdę przewodnią. Wiązka lasera jest używana do wytworzenia sztucznego obrazu „gwiazdy” na niebie. Obraz ten (gwiazda przewodnia) umożliwia śledzenie turbulencji atmosfery i skompensowanie wytwarzanych przez nie zniekształceń obrazów uzyskiwanych przez teleskop.

Wykonane w ten sposób obserwacje próby odległych galaktyk (o przesunięciu ku czerwieni 2.5, co opowiada odległości 11 miliardów lat świetlnych) wykazały, że wszystkie one przeszły przez fazę wysokiej aktywności gwiazdotwórczej, która zakończyła się bardzo wcześnie. Galaktyki te można sklasyfikować w  dwóch grupach - grupie bardzo małych galaktyk w kształcie dysku, oraz w grupie galaktyk w postaci gęstego skupiska gwiazd o dużej jasności powierzchniowej. W ostatnim przypadku niektóre posiadały prawdopodobnie podobną ilość gwiazd jak galaktyki obecne, ale ich wielkość była do tysiąca razy mniejsza (jeśli masy galaktyk zostały wyznaczone prawidłowo).

Najmniejsza z obserwowanych miała wielkość 3 000 lat świetlnych, co jest porównywalne z typowymi galaktykami karłowatymi, ale jej masa byłą podobna do masy Drogi Mlecznej o szerokości 100 000 lat świetlnych. Nie jest to pierwszy przypadek odkrycia takiej galaktyki w odległym Wszechświecie. Występowania takich obiektów nie może wytłumaczyć model formowania się dużych galaktyk na drodze zderzeń małych galaktyk. Galaktyka taka musiała się uformować za jednym zamachem.

Obecnie takie kompaktowe galaktyki nie występują. Jedna z teorii tłumaczy ich dalszą ewolucję zderzeniami z innymi galaktykami. Dzięki nim taka kompaktowa galaktyka otaczała się rozproszonym halo gwiazd. Alternatywnie podczas zderzeń takich galaktyk gwiazdy w ich centrach mogły zapaść się i utworzyć supermasywną czarną dziurę. Gwiazdy w zewnętrznych rejonach mogły natomiast rozproszyć się tak, że galaktyka stała się podobna do obserwowanych obecnie.

http://astronomynow.com/090611Lasershelp...axies.html
Odpowiedz


Skocz do:


Użytkownicy przeglądający ten wątek: 1 gości