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
#21
Nowe symulacje wskazują, iż powstawanie gwiazd w niektórych gromad galaktyk może być tłumione przez turbulencje produkowane przez dżety supermasywnych czarnych dziur w jądrach galaktyk.

W jądrach gromad galaktyk występują duże ilości gazu, który może być dosyć szybko ochładzany i zagęszczać się. Nie tworzą się w nim jednak gwiazdy, co od dawna stanowiło problem. Może on być rozwiązany przez nowy model opracowany przez  Evana Scannapieco z Aizona State University (ASU) oraz Marcusa Brueggena z Jacobs University w Niemczech.

Gromady galaktyk można podzielić na dwie grupy – gromady z gwałtownie ochładzającym się gazem w centrum oraz gromady, w których gaz nie ochładza się gwałtownie. Pomimo „ochładzania” gaz w gromadach pozostaje jednak bardzo gorący jak na nasze standardy.

Nowe badania objęły gromady z ochładzającym się centrum. Ochładzanie się gazu zostało wykazane podczas obserwacji rentgenowskich. Supermasywne czarne dziury w jądrach galaktyk wychwytują część ochładzającego się gazu, a następnie ze swojego dysku akrecyjnego wyrzucają dżety materii poruszające się z szybkością bliską szybkości światła. Istniały dowody, iż dżety takie hamują ochładzanie się gazu w gromadzie, jednak to tej pory nie było wiadomo jak dokładnie to zachodzi.

Za pomocą superkomputera należącego do ASU wykonane zostały trójwymiarowe symulacje otoczenia supermasywnych czarnej dziury oparte na podobnych badaniach wykonanych przez Guya Dimontea w Los Alamos National Laboratory i Roberta Tiptona w Lawrence Livermore National Laboratory. Teraz uwzględniono jednak turbulencje. Elementu tego nie obejmowały wcześniejsze symulacje.

Bez uwzględnienia turbulencji dżet nie przeszkadza w ochładzaniu gazu i formowaniu gwiazd. Turbulencje powodują jednak mieszanie gazu i jego podgrzewanie. Po pewnym czasie dżet zanika i turbulencje również ustają. Gaz ochładza się, ale jednocześnie większa jego ilość jest wychwytywana przez czarna dziurę. To powoduje wytworzenie nowego dżetu i cykl powtarza się.

Czas potrzeby do zaniku turbulencji okazał się równy szacowanym okresom wzrostu aktywności supermasywnych czarnych dziur. Ponadto model ten pozwala na wyjaśnienie części struktur obserwowanych w galaktyce M87. Model może być potwierdzony na drodze dokładniej spektroskopii rentgenowskiej dżetów supermasywnych czarnych dziur. Będzie jednak to możliwe dopiera przy użyciu planowanego satelity International X-ray Observatory, jego start jednak nie nastąpi przed 2020r.

http://astronomynow.com/news/n0907/15turbulence/
Odpowiedz
#22
Thirty-Metre Telescope Observatory Corporation (TMT) wybrała  Mauna Kea na Hawajach jako miejsce budowy teleskopu o średnicy aż 30 metrów. Miały on być gotowy w roku 2018.

Na Mauna Kea obecnie znajduje się 13 dużych teleskopów, w tym Teleskopy Kecka, Subaru Telescope, United Kingdom Infrared Telescope, Gemini North Telescope, Submillimeter Array, oraz James Clerk Maxwell Telescope. W miejscu tym warunki do obserwacji są bardzo dobre dzięki niskiej wilgotności, niskich średnich temperatur, wysokiej przejrzystości atmosfery oraz bardzo dużej liczbie pogodnych nocy w trakcie roku.

Zwierciadło TMT będzie składało się z 492 segmentów. Dzięki temu masa szkła nie będzie powodowała deformacji kształtu zwierciadła, co jest problemem dla każdego jednolitego zwierciadła o średnicy powyżej 5 metrów. TMT będzie posiadał powierzchnię zbierającą światło 9 razy większą od obecnie największych teleksów optycznych (o średnicach 8 - 10 metrów). Teleskop będzie również wyposażony w system optyki adaptacyjnej. Pozwoli on na zmienianie pozycji segmentów zwierciadeł o dziesiąte części milimetra i kompensowanie wpływu atmosfery na obserwacje.

Dzięki temu możliwe będą szczegółowe badania powstawania planet, obserwacje najodleglejszych galaktyk, bezpośrednie obrazowanie bliskich planet pozasłonecznych, poszukiwania nowych soczewek grawitacyjnych, a także testy teorii opisujących naturę ciemnej energii oraz rozszerzanie się Wszechświata.

W skład korporacji budującej TMT wchodzi Caltech, University of California, National Astronomical Observatory of Japan, a  także uniwersytety kanadyjskie. Zakończona obecnie faza projektowania kosztowała 77 milionów dolarów. Budowa pochłonie 300 milionów dolarów. Finansowanie zapewnia fundacja  Gordon and Betty Moore Foundation, Caltech oraz Uniwersytet Kalifornijski.

Alternatywnym miejscem budowy TMT był Cerro Armazones w Chile. W Chile również zbudowano wiele dużych teleskopów, w tym Very Large Telescope i Gemini South Telescope. ESO planuje też budowę 42-metrowego European Extremely Large Telescope (E-ELT). Oprócz Chile rozważanymi lokalizacjami są Wyspy Kanaryjskie, Maroko i Argentyna. E-ELT ma rozpocząć pracę również w 2018r.

[Obrazek: TMT.jpg]
Grafika obserwatorium TMT.

http://www.astronomynow.com/news/n0907/22tmt/
Odpowiedz
#23
Dzięki serwisowi Galaxy Zoo znaleziony został nowy typ bardzo odległych galaktyk. Są one potoczenie określane jako „zielone groszki”.

Serwis Galaxy Zoo (www.galaxyzoo.org) ma na celu klasyfikowanie galaktyk zobrazowanych podczas przeglądu Sloan Digital Sky Survey. Wystartował on w 2007r i od tego czasu prawie ćwierć miliona użytkowników sklasyfikowało ponad milion galaktyk.

Użytkownicy Galaxy Zoo zwrócili uwagę na pierwszy obiekt nowego typu z powodu jego małych rozmiarów i wyraźnego zielonego koloru. Następnie wykonana została analiza emisji wymienionej  galaktyki, która pozwoliła na określenie tempa aktywności gwiazdotwórczej w jej obrębie. Okazało się, że w galaktyce tej gwiazdy powstają około 10 razy szybciej niż w Drodze Mlecznej, mimo iż jest ona około 10 razy mniejsza i 100 razy mniej masywna od naszej Galaktyki.

Tak wysoka aktywność gwiazdotwórcza mogła być typowa w młodym Wszechświecie, ale obecnie nie jest obserwowana. Dalsze badania galaktyk tego typu mogą dostarczyć informacji na temat formowania gwiazd w młodym Wszechświecie oraz na temat ewolucji galaktyk.  „Zielone groszki” są zlokalizowane w odległości 1.5 - 5 miliardów lat świetlnych.

Do tej pory wśród miliona galaktyk znaleziono tylko 251 takich obiektów. W tak dużej próbie jedna osoba nie mogłaby odszukać tak rzadkich obiektów. Nawet gdyby przejrzała 10 000 zdjęć znalazłaby tylko kilka przykładów, co nie pozwoliłoby na rozpatrzenie ich jako nowego typu galaktyk.

[Obrazek: pea.jpg]
Przykłady „zielonych groszków” w porównaniu z typową odległa galaktyką eliptyczną (po prawej).

http://www.astronomynow.com/news/n0907/28peas/
Odpowiedz
#24
Nowe symulacje komputerowe mogą wyjaśnić pochodzenie specyficznego typu galaktyk karłowatych nazywanych sferoidalnymi galaktykami karłowatymi.

Galaktyki takie mają kształt kulisty. Zawierają bardzo mało gwiazd i gazu. Wykazują tylko niewielkie ślady obecnej aktywności gwiazdotwórczej. Uważa się więc, że ich głównym składnikiem jest ciemna materia, która sprawia, że niewielka ilość gwiazd tworzy mały, bardzo kompaktowy twór. Jej zawartość powinna być znacznie większa niż w przypadku innych typów galaktyk.

Dotychczasowe teorie opisujące pochodzenie galaktyk tego typu wymagały, aby znajdowały się one na orbitach wokół dużych galaktyk takich jak Droga Mleczna. Odnaleziono je jednak również w zewnętrznych regionach Grupy Lokalnej.

Aktualne badania pochodzenia takich obiektów prowadziła Elena D'Onghia z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). W ich trakcie zostały wykonane symulacje komputerowe dwóch scenariuszy bliskiego potkania galaktyk.

W pierwszym scenariuszu blisko siebie przechodziły dwie galaktyki karłowate położone w dużej odległości od znacznie większej galaktyki podobnej do Drogi Mlecznej. W drugim scenariuszu  symulowano spotkanie galaktyki karłowatej i dużej galaktyki o charakterystykach Drogi Mlecznej.

W obu przypadkach galaktyki wzajemnie okrążały się. Siły grawitacyjne powodowały wyrwanie z galaktyk karłowatych warkoczy gwiazd i gazu. Mechanizm taki jest określany jako odzieranie rezonansowe. Pozbawione gazu w ten sposób typowe galaktyki karłowate stawały się sfeoridanymi galaktykami karłowatymi. W przypadku spotkania dwóch galaktyk karłowatych w dużej odległości od dużej galaktyki, powstałe galaktyki sferoidalne wędrowały w jej okolice.

Model taki wyjaśnia dominację ciemnej materii w sfeoridalnych galaktykach karłowatych. Podczas bliskiego spotkania z pierwotnej galaktyki karłowatej usuwana była znakomita większość gazu. Poza niewielką ilością gwiazd nienaruszona pozostawała tylko otoczka ciemnej materii.

Model ten może być potwierdzony obserwacyjnie. Niedawno odnaleziono na przykład smugę gwiazd pomiędzy dwoma galaktykami karłowatymi Leo IV i Leo V. Może ona być pozostałością po takim mechanizmie usuwania materii z galaktyk.

http://www.astronomynow.com/news/n0907/30dwarf/
Odpowiedz
#25
Odnaleziona została nowa mgławica planetarna w Drodze Mlecznej, o interesującym wyglądzie przypominającym bańkę mydlaną.

Obiekt ten zauważył Dave Jurasevich z Mount Wilson Observatory w Kalifornii na obrazach uzyskanych w lipcu 2008r. Następnie znaleźli ją również amatorzy Mel Helm i Keith Quattrocchi. 19 lipca 2009r dokładniejsze obserwacje zostały wykonane ze pomocą 4-metrowego Teleskopu Mayalla w Kitt Peak Observatory. Obrazy uzyskane w zakresie linii H-alfa i OIII zostały użyte do wykonania wizerunku obiektu w sztucznych barwach. W zeszłym tygodniu obiekt został oficjalnie oznaczony jako PN G75.5+1.7. Został on również znaleziony na obrazach archiwalnych, ale jest na nich trudny do zauważenia.

PN G75.5+1.7 jest zlokalizowany prawdopodobnie w takiej samej odległości jak otaczający go obłok HII IC 1318, czyli około 4000 lat świetlnych. Jest położony w gwiazdozbiorze Łabędzia. Wielkość kątowa tego obiektu wynosi 260 sekund kątowych, co odpowiada średnicy około 5 lat  świetlnych.

Mgławica ma bardzo symetryczny, okrągły kształt w czym jest podobna do mgławicy Abel 39 w Herkulesie. Możliwe, że przedstawia ona typową mgławicę planetarną w kształcie walca który widzimy dokładnie od podstawy. Idealnie symetryczny kształt jest jednak i tak bardzo rzadki. Jeśli mgławica rozszerza się w tempie typowym dla mgławic planetarnych, czyli 35 km/s (podobnie jak Abel 39 i Mgławica Spirala) jej wiek wynosi około 22 000 lat.

[Obrazek: soapbubble-700-414x580.jpg]

http://www.universetoday.com/2009/07/24/...-in-space/
http://www.starimager.com/Image%20Galler...nebula.htm
Odpowiedz
#26
Szczegółowe obserwacje Betelgezy dostarczyły istotnych informacji na temat mechanizmów powodujących wyrzucanie materii z atmosfer nadolbrzymów w przestrzeń kosmiczną.

Betelgeza jest jedną z największych znanych gwiazd i jedną z najjaśniejszych. Jest około 100 razy większa od Słońca, a jej jasność całkowita jest około 100 000 razy wyższa od jasności całkowitej Słońca.  Szacuje się, że wybuchnie ona w postaci supernowej w czasie nadchodzących kilku milionów lat.

Gwiazda ta traci masę równą w przybliżeniu masie Ziemi w przeciągu roku. Jednak mechanizm straty masy przez nadolbrzymy jest słabo poznany. Nadal nie jasne jest jak gaz wyrzucany przez gwiazdę ucieka z jej pola grawitacyjnego.

Obecnie do badań tych mechanizmów wykorzystano należące do ESO teleskopy systemu VLT (Very Lagre Telescope). Badania prowadziły dwa zespoły. Pierwszy wykorzystał instrument NACO do wykonania najostrzejszych do tej pory zdjęć tarczy Betelgezy. Zostały one uzyskane w zakresie bliskiej podczerwieni przez kilka filtrów. Uzyskanie bardzo wysokiej rozdzielczości kątowej umożliwiła optyka adaptacyjna, a także odpowiednia technika obróbki obrazu. Podczas opracowywania obrazu nakładano najostrzejsze z uzyskanych zdjęć. Dzięki temu wynikowy obraz był bardziej klarowny niż zdjęcie uzyskane podczas pojedynczej, długiej ekspozycji. Uzyskany w ten sposób wizerunek tarczy gwiazdy miał rozdzielczość 37 milisekund kątowych.

Obraz ten pokazał duży strumień gazu uciekający z powierzchni gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Strumień ten rozciągał się na dystansie 6 razy większym niż średnica gwiazdy, co odpowiada odległości pomiędzy Słońcem a Neptunem. Wskazuje to, że atmosfera gwiazdy nie emituje materii gazowej równomiernie we wszystkich kierunkach. Sugerowane są dwa mechanizmy powodujące taką asymetrię.

Nieregularność może być związana z ruchami gazu w zewnętrznej atmosferze gwiazdy wywołane transferem energii cieplnej z jej wnętrza poprzez konwekcję. Podnosząca się z wnętrza gwiazdy materia po dotarciu do jej zewnętrznych regionów może mieć nadal wystarczającą szybkość pionową aby uciec w przestrzeń kosmiczną. 

Alternatywnie powstanie strumienia materii może być spowodowane przez rotację gwiazdy.  Betelgeza obraca się bardzo wolno, z okresem około 17 lat. Przez to może posiadać gorące plamy na biegunach. Ich obecność może powodować sprężanie gazu w atmosferze gwiazdy, co może wyrzucać jego część w kosmos. Mechanizm wyrzucania gazu jest nadal słabo poznany, ale badania te czynią znaczny krok naprzód.

Jeszcze dokładniejsze badania Betelgezy zostały wykonane przez inny zespół za pomocą instrumentu AMBER VLT. Dzięki zastosowaniu systemu VLT w trybie interferometrycznym uzyskane zostały obrazy o rozdzielczości odpowiadającej obserwacjom wykonanym za pomocą teleskopu o średnicy 48 metrów. Dzięki temu rozdzielczość była większa niż ta uzyskana za pomocą NACO. Były to najostrzejsze obserwacje Betelgezy jakie kiedykolwiek wykonano.

Obserwacje wykonane za pomocą urządzenia AMBER pozwoliły na określenie ruchów gazu w różnych częściach atmosfery Betelgezy. Po raz pierwszy wykonano takie oszacowania dla gwiazdy innej niż Słońce. Obserwacje te wykazały, że materia w atmosferze Betelgezy porusza się w górę i w dół w obrębie bąbli konwekcyjnych, których wielkość prawie odpowiada średnicy gwiazdy. Bąble takie mogą być odpowiedzialne za wyrzucanie strumieni materii z atmosfery gwiazdy.

Zjawiska zachodzące na Betelgezie mogą również powszechnie zachodzić na innych nadolbrzymach. Betelgeza ma parametry podobne do wielu innych takich gwiazd. Jest najbliższą gwiazdą tego typu, więc stanowi dobry cel dla obserwacji. 

[Obrazek: bet2.jpg]
Obraz tarczy Betelgezy uzyskany za pomocą instrumentu NACO.

http://www.astronomynow.com/news/n0907/29betel/
Odpowiedz
#27
Z zastosowaniem teleskopów należących do ESO uzyskano bardzo ostre obrazy gwiazdy HD 87643, należącej do specyficznego typu masywnych gwiazd produkujących duże ilości pyłu. Okazało się przy tym, że jest to układ podwójny.

HD 87643 należy to typu spektralnego B[e]. Gwiazdy typu B charakteryzują się powierzchnią o temperaturze w okolicach 20 000 stopni Celsjusza, są około 4 razy gorętsze od Słońca. Podtyp [e] charakteryzuje się występowaniem zakazanych linii emisyjnych wodoru. Linie zakazane nie mogą powstać w warunkach ziemiach, i dlatego noszą taką nazwę.

Linie zakazane w spektrum gwiazd B[e] pochodzą z otoczki gazu i pyłu. Twór taki mógłby zostać wytworzony przez gwiazdę podczas wielu epizodów wyrzucania materii. HD 87643 charakteryzuje się najsilniejszą emisją w podczerwieni ze wszystkich znanych gwiazd typu B[e]. Emisja ta pochodzi z części otoczki w której temperatura jest na tyle niska, że mogą się uformować ziarna pyłu. Ponadto od 1980 roku zmniejsza ona swoją jasność, od +8.5 magnitudo do +9.4 magnitudo. Wykazuje tez krótkoterminową zmienność. Zmienia jasność o 0.5 magnitudo z okresem kilku miesięcy.

Obecne obserwacje HD 87643 zostały wykonane za pomocą szerokokątnej kamery sprzężonej z 2.2-metrowym teleskopem w La Silla przez zespół pod kierownictwem Florentina Milloura z Max Planck Institute. Zaowocowały one najlepszymi do tej pory obrazami otoczki gwiazd typu B[e].

Obrazy pokazały morfologię otoczki. Widać na nich łukowane strumienie gazu wyrzucanego przez gwiazdę. Wiatry gwiazdowe rzeźbią też wewnętrzny brzeg otoczki. Wyjaśnienie wyraźnie zarysowanego kształtu strumieni i ich regularnego rozstawienia napotkało jednak na trudności.

Dokładniejsze analizy pozwoliły na znalezienie śladów regularnego wyrzucania materii przez gwiazdę. Oszacowano, że jedna seria strumieni powstawała z okresem 15 lat, a druga z okresem około 50 lat. Dalsze badania zostały wykonane za pomocą systemu VLT (Very Large Telescope) w Paranal. Zastosowanie trybu interferometrycznego i optyki adaptacyjnej pozwoliło na uzyskanie bardzo ostrych obrazów gwiazdy. Okazało się, że jest ona w rzeczywistości układem podwójnym. Jedna z gwiazd musi być olbrzymem.

Składniki są oddalone od siebie o 51 AU. Okresy dzielące epizody wyrzucania materii przez gwiazdę typu B[e] odpowiadają prawdopodobnie okresowi obiegu wokół wspólnego środka masy układu, który powinien wynosić 15 - 50 lat. Gdy mniejsza gwiazda zbliża się do większej, zwiększa aktywność jej powierzchni, powodując wyrzut materii.

Nowe obrazy pokazały też szczegóły bardziej rozległej mgławicy otaczającej układ.  Po lewej widoczny jest ciemny obłok pyłowy, blokujący światło większości gwiazd tła. Pył w jego obrębie mógł zostać wytworzony w układzie podwójnym.

Aktualnie nie ma jasności, czy wszystkie gwiazdy typu B[e] posiadają towarzysza.

[Obrazek: wideangle.jpg]
Gwiazda HD 87643  i jej otoczenie. Po lewej widoczny jest ciemny obłok.

[Obrazek: arcs.jpg]
Otoczka gazowa wokół HD 87643.

[Obrazek: binary%20stars.jpg]
Obraz przedstawiający oba składniki HD 87643.

http://www.astronomynow.com/news/n0908/05double
Odpowiedz
#28
Aktualne symulacje komputerowe dostarczyły nowych informacji na temat możliwych sposobów powstawania supermasywnych czarnych dziur w centrach galaktyk.

Gaz z którego powstały galaktyki był obecny już kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu. Pierwsza populacja gwiazd powstała po około 400 milionach lat od wielkiego wybuchu. Nie jest jednak jasne kiedy powstały supermasywne czarne dziury obserwowane we współczesnych galaktykach.

Pierwsze gwiazdy żyły tylko kilka milionów lat, a następnie wytwarzały czarne dziury. Do tej pory uważano, że takie czarne dziury o masach gwiazdowych mogły utworzyć czarne dziury supermasywne bardzo szybko zbierając okoliczną materię. Jednak aktualne nowe komputerowe wskazują, że mogło być nieco inaczej.

Badania były prowadzone przez Marcelo Alvareza i Toma Abela z Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology oraz przez Johna Wisea z  Goddard Space Flight Center. Symulacje odtwarzały okres kilkuset milionów lat od wielkiego wybuchu.

Wyniki symulanci pokazują, że wzrost masy normalnych czarnych dziur do poziomu czarnych dziur supermasywnych mógł być powolny. Podczas stu milionów lat takie czarne dziury mogły zwiększać masę tylko o kilka procent. Byłoby to spowodowane jonizacją i rozpraszaniem gazu przez okoliczne gwiazdy na obszarze nawet tysiąca lat świetlnych. Gaz wokół czarnej dziury byłby więc rozrzedzony i trafiałby do niej powoli. Podczas wpadania większej ilości materii do czarne dziury, powstawałoby też silne promieniowanie rentgenowskie dodatkowo podgrzewające gaz w otoczeniu. Czarne dziury o masach gwiazdowych nie mogły więc zwiększyć masy milion razy.

Supermasywne czarne dziury mogły jednak powstać inaczej. Promieniowanie rentgenowskie z małych czarnych dziur mogłoby powodować podgrzewanie obłoków materii międzygwiazdowej, co powinno nie dopuszczać do rozpoczęcie procesu formowania gwiazd. Takie mgławice mogły więc znacznie zwiększyć swoją masę dołączając gaz z otoczenie i jednocześnie nie tworzyć gwiazd. Po pewnym czasie ich masa byłaby tak duża, że grawitacja spowodowałaby ich zapadanie się. Taki bardzo masywny obłok mógłby od razu zapaść się do postaci supermasywnej czarne dziury.

Spekuluje się, że gęste obłoki materii międzygwiazdowej mogły osłaniać inne obszary zacieniając je przed promieniowanie rentgenowskim. Dzięki temu w młodych galaktykach ciągle mogły powstawać nowe gwiazdy.

http://www.astronomynow.com/news/n0908/12bh/
Odpowiedz
#29
W ostatnim czasie określono kilka przyczyn powodujących różnice jasności pomiędzy supernowymi typu Ia. Ma to znaczenie dla dokładności wyznaczania odległości we Wszechświecie i jego ekspansji.

Supernowe typu Ia są wybuchami białych karłów. Przyczyny eksplozji są zawsze takie same, więc można przypuszczać, że jasności całkowite tych supernowych  są identyczne. Dzięki temu są stosowane do wyznaczania odległości do bardzo odległych obiektów we Wszechświecie, co umożliwia oszacowania tempa jego ekspansji. Badania takie potwierdziły istnienie ciemniej energii.

Niedawno jednak znaleziono czynniki powodujące wahania jasności pomiędzy poszczególnymi obiektami. Może to oznaczać, że część dotychczasowych pomiarów odległości jest nie do końca precyzyjna. Wykazały to symulacji komputerowe wykonane przez zespół pod kierownictwem Daniela Kasena z University of Kalifornia w Santa Cruz.

Za pomocą symulacji śledzono proces eksplozji białego karła w zależności od miejsca inicjacji gwałtownej reakcji termojądrowej w jego wnętrzu. Symulacje wykazały, że proces ten jest silnie chaotyczny, co prowadzi do silnie asymetrycznej eksplozji. Jeśli inicjacja reakcji zachodzi niedaleko powierzchni białego karła eksplozja nie jest sferyczna. Według uzyskanych wyników asymetria taka jest głównym czynnikiem wpływającym na zmienną jasność supernowych typu Ia.

Podczas pomiarów odległości różnice jasności pomiędzy tymi supernowymi wynikające z asymetrycznego charakteru eksplozji nie muszą wprowadzić błędów systematycznych, jeśli stosowana jest odpowiednio duża próba. Istnieje jednak również inny czynnik powodujący zróżnicowanie tych supernowych, mogący powodować błędne wyniki. Na różnych etapach życia Wszechświata gwiazdy zawierały różne ilości pierwiastków cięższych od wodoru i helu. Różny skład chemiczny białych karłów wydaje się powodować różnice w miejscach inicjacji niestabilnej kreacji termojądrowej powodującej eksplozję. Istotne są między innymi różnice w zawartości niklu-56. Zostały one wykazane obserwacyjnie. Izotop ten jest niestabilny i podczas rozpadu wytwarza poświatę, która może być obserwowana wiele miesięcy po eksplozji supernowej.

Ponadto w zależności od geometrii obserwacji jasności supernowych mogą różnić się nawet o 20%. Efekt ten jest jednak przypadkowy. Podczas badań z zastosowaniem dużej próby supernowych może być usunięty statystycznie.

Wyniki uzyskane za pomocą symulacji zgadzają się z obserwacjami znanych supernowych. Podobne są krzywe jasności teoretyczne i obserwacyjne, jeśli chodzi o ich rozpiętość i maksymalną jasność.

Wykonane do tej pory symulacje były dwuwymiarowe. W tej chwili opracowywane są symulacji trójwymiarowe. Pozwolą one na precyzyjniejsze wyznaczanie odległości i dokładniejsze pomiary tempa rozszerzania się Wszechświata.

http://www.astronomynow.com/news/n0908/13sn/
Odpowiedz
#30
Zespół astronomów z Australii i Stanów Zjednoczonych wykrył typ mgławic planetarnych, wytwarzany przez gwiazdy masywniejsze od Słońca. Obiekty te są potocznie nazywane supermgławicami planetarnymi.

Badania były prowadzone pod kierownictwem  Miroslava Filipovica z University of Western Sydney. W ich rakach przeprowadzono obserwacje radiowe obu Obłoków Magellana. Stosowane były radioteleskopy należące do Australian Telescope National Facility. Zebrane dane pozwoliły na skorelowanie 15 silnych źródeł radiowych z mgławicami planetarnymi dobrze znanymi na podstawie obserwacji w zakresie widzialnym.

Taka silna emisja radiowa wskazuje, że  ta populacja mgławic została najprawdopodobniej wytworzona przez gwiazdy o masach 1 - 6 mas Słońca. Istnienie takiej grupy mgławic planetarnych było od dawna podejrzewane. Do tej pory masy większości mgławic planetarnych były szacowana na około 0.3 masy Słońca. Na podstawie masy tych mgławic można wnioskować, że wytwarzały je gwiazdy o masach do 0.6 masy Słońca. Masa mgławic o silnej emisji radiowej jest natomiast szacowana na około 2.6 masy Słońca. Obiekty te są też około 3 razy jaśniejsze od typowych mgławic planetarnych.

Wykrycie emisji radiowej z mgławic planetarnych nie było oczekiwane za pomocą dostępnych obecnie radioteleskopów. Zespół który dokonał odkrycia sprawdzał poprawność wyników przez 3 lata. Dokładniejsze badania zostaną wykonane w przyszłości za pomocą dużego systemu radioteleskopów Square Kilometre Array. Jego budowa planowana jest w zachodniej Australii.

[Obrazek: SN.jpg]
Najjaśniejsza mgławica radiowa w małym Obłoku Magellana - JD 04. Ilustracja to obraz optyczny z 0.6 metrowego teleskopu Schmidta należącego do Uniwersytetu  Michigan. We wstawce pokazano kontur emisji radiowej zmierzonej za pomocą radioteleskopu Australia Telescope Compact Array.

http://www.astronomynow.com/news/n0908/14SN/
Odpowiedz


Skocz do:


Użytkownicy przeglądający ten wątek: 1 gości