Vega - astronotki

Wykorzystując symulację na superkomputerze, zespołowi naukowców ze Szwecji udało się prześledzić rozwój galaktyk na przestrzeni 13,8 miliarda lat. Badanie pokazuje, jak w wyniku międzygwiezdnych zderzeń czołowych, młode i chaotyczne galaktyki z czasem dojrzewają do fazy galaktyk spiralnych , takich jak nasza Droga Mleczna . Zwarta grupa oddziałujących ze sobą galaktyk, podobna do chaosu panującego we wczesnym okresie istnienia Wszechświata.  Źródło: NASA/ESA, AND THE HUBBLE SM4 ERO TEAM Wkrótce po Wielkim Wybuchu , 13,8 mld lat temu, Wszechświat był niespokojnym miejscem. Galaktyki nieustannie się zderzały. Gwiazdy tworzyły się w ogromnym tempie wewnątrz gigantycznych obłoków gazu. Jednak po kilku miliardach lat międzygalaktycznego chaosu, niesforne, embrionalne galaktyki stały się bardziej stabilne i z czasem dojrzały do stabilnych galaktyk spiralnych. Dokładny przebieg tych przemian długo pozostawał zagadką dla astronomów. Jednak dzięki nowym badaniom opublikowanym w Monthly Notice

Wszechświat jest pełen różnych typów gwiazd, w tym dużych, zwanych czerwonymi olbrzymami . Ale co, jeżeli niektóre z tych czerwonych olbrzymów kryją w swoim wnętrzu inną gwiazdę? Wizja artystyczna Obiektu Thorne'a-Żytkow z gwiazdą neutronową jako jądro w otoczce z czerwonego olbrzyma. Źródło: Astronomy magazine . Dwie gwiazdy w cenie jednej? Obiekt Thorne'a-Żytkow (TŻO) jest bardzo szczególnym rodzajem obiektu hybrydowego, który składa się z dwóch gwiazd: czerwonego olbrzyma (lub nadolbrzyma ) i gwiazdy neutronowej , która znajduje się w jądrze nadolbrzyma. Jednym ze sposobów, w jaki może powstać TŻO jest bliska ewolucja układu podwójnego złożonego z dwóch masywnych gwiazd (> 8 mas Słońca) krążących wokół siebie. Kiedy bardziej masywna gwiazda z pary osiągnie koniec swojego życia, przejdzie w supernową i pozostawi za sobą małą, gęstą gwiazdę neutronową. Proces ten może spowodować, że gwiazda neutronowa i pozostała masywna gwiazda zacznie opadać po spirali, pozwalając czerw

Korzystając z olbrzymiej 570-megapikselowej Dark Energy Camera (DECam) w Chile, astronomowie zaledwie trzynaście dni temu (13 sierpnia 2021 r.) odkryli planetoidę o najkrótszym okresie orbitalnym spośród wszystkich znanych planetoid Układu Słonecznego. W peryhelium planetoida o średnicy około 1 km zbliża się do Słońca na odległość 20 mln km (0,13 jednostki astronomicznej ) co 113 ziemskich dni. Planetoida 2021 PH27, ukazana na zdjęciach wykonanych podczas zmierzchu, ma również najmniejszą średnią odległość ( półoś wielką ) spośród wszystkich znanych planetoid w naszym Układzie Słonecznym – tylko Merkury ma krótszy okres i mniejszą półoś wielką. Planetoida znajduje się tak blisko masywnego pola grawitacyjnego Słońca, że doświadcza największych efektów relatywistycznych spośród wszystkich znanych obiektów Układu Słonecznego. Ilustracja przedstawiająca planetoidę 2021 PH27 wewnątrz orbity Merkurego. Źródło: CTIO/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva Planetoida oznaczona jako 2021 PH27 została od

Uważa się, że każda masywna galaktyka posiada w swoim centrum supermasywną czarną dziurę (SMBH). Jej masa jest skorelowana z masą wewnętrznych obszarów jej gospodarza (a także z pewnymi innymi właściwościami), prawdopodobnie dlatego, że SMBH rośnie i ewoluuje wraz ze wzrostem samej galaktyki, poprzez łączenia się z innymi galaktykami i napływ materii z ośrodka międzygalaktycznego . Kiedy materia dociera do centrum galaktyki i akreuje na SMBH, wytwarza aktywne jądro galaktyki (AGN); wypływy bądź inne sprzężenia zwrotne z AGN zakłócają proces formowania się gwiazd w galaktyce. Obecnie, nowoczesne symulacje kosmologiczne w sposób spójny śledzą powstawanie gwiazd i wzrost SMBH w galaktykach od wczesnego Wszechświata do dzisiaj, potwierdzając te idee. Obraz z symulacji komputerowej ROMULUS przedstawiający galaktykę o średniej masie, jej jasny region centralny z supermasywną czarną dziurą oraz położenie (i prędkość) "wędrujących" SMBH. Źródło: Ricarte i inni, 2021. Proces łącze

Jednym ze sposobów powstawania czarnych dziur są supernowe , czyli śmierć masywnych gwiazd. Jednak nasza obecna wiedza na temat ewolucji gwiazd i supernowych sugeruje, że czarne dziury o masach pomiędzy 55 a 120 mas Słońca nie mogą być tworzone w następstwie supernowych. Sygnały fal grawitacyjnych pochodzące z łączących się czarnych dziur dostarczają nam obserwacyjny test tej „luki” w masach czarnych dziur. Symulowany obraz łączących się czarnych dziur. Źródło: SXS Lensing Graniczne czarne dziury Aby powstała czarna dziura, potrzebna jest masywna gwiazda, która przejdzie w supernową. Niestety, bardzo masywne gwiazdy eksplodują tak gwałtownie, że nie pozostawiają po sobie nic! Taki scenariusz może wystąpić w przypadku supernowej powstającej z powodu niestabilności kreacji par (tzw. pair-instability supernova ), które zdarzają się w gwiazdach o masach jądra pomiędzy 40 a 135 masami Słońca. „Para” w „pair-instability” odnosi się do par elektron-pozyton, które powstają w wyniku oddziaływ

Kompleks gwiazdotwórczy Wężownika jest analogiczny do formowania się Układu Słonecznego , w tym do źródeł pierwiastków występujących w pierwotnych meteorytach. Głęboki obraz w podczerwieni kompleksu gwiazdotwórczego L1688 w Wężowniku z przeglądu VISIONS ESO. Źródło: João Alves/ESO VISIONS Region aktywnego formowania się gwiazd w gwiazdozbiorze Wężownika daje astronomom nowe spojrzenie na warunki, w jakich narodził się nasz własny Układ Słoneczny. Nowe badania kompleksu gwiazdotwórczego w Wężowniku pokazują w szczególności, w jaki sposób Układ Słoneczny mógł zostać wzbogacony w krótko żyjące pierwiastki radioaktywne. Dowody na ten proces wzbogacania są znane od lat 70-tych ubiegłego stulecia, kiedy to naukowcy badając pewne inkluzje mineralne w meteorytach doszli do wniosku, że są one nieskazitelnymi pozostałościami po młodym Układzie Słonecznym i zawierają produkty rozpadu krótko żyjących radionuklidów . Te radioaktywne pierwiastki mogły zostać nawiane na rodzący się Układ Słoneczny

Jak wygląda wnętrze gwiazdy neutronowej  – niewiarygodnie gęstej pozostałości po wyewoluowanej gwieździe? Nowe obserwacje jednej z najbardziej masywnych gwiazd neutronowych dostarczają pewnych wskazówek. Wizja artystyczna tego, jak impulsy emitowane przez pulsar PSR J0740+6620 wpływają na grawitację jego towarzysza – białego karła. Źródło: B. Saxton/NRAO/AUI/NSF. Tajemnicze wnętrze Mając masę wielu Słońc spakowaną do rozmiaru miasta, gwiazdy neutronowe stanowią jedne z najbardziej gęstych, egzotycznych środowisk we Wszechświecie. Nie możemy stworzyć takiego samego środowiska na Ziemi, więc polegamy na modelach teoretycznych – ograniczonych przez obserwacje – aby zrozumieć, jak materia zachowuje się w tych ekstremalnych warunkach. Różne modele teoretyczne przewidują różne struktury wnętrza gwiazd neutronowych, z których każdy opisany jest przez równanie stanu . Z kolei, każde równanie stanu przewiduje inną masę maksymalną, jaką może osiągnąć gwiazda neutronowa, zanim przytłaczające dzia

Obraz przedstawia spektakularny zestaw pierścieni wokół czarnej dziury , uchwycony za pomocą obserwatorium rentgenowskiego Chandra oraz Obserwatorium Swift Neila Gehrelsa . Rentgenowskie obrazy olbrzymich pierścieni ujawniają informacje o pyle znajdującym się w naszej galaktyce . Pierścienie V404 Cygni. Źródło: Obraz rentgenowski: NASA/CXC/U.Wisc-Madison/S. Heinz i inni; Optyczny/podczerwony: Pan-STARRS) Czarna dziura jest częścią układu podwójnego o nazwie V404 Cygni , znajdującego się około 7800 lat świetlnych od Ziemi. Czarna dziura aktywnie wciąga materię z towarzyszącej jej gwiazdy – o masie około połowy masy Słońca – tworząc dysk wokół niewidzialnego obiektu. Materia ta świeci w promieniach X , dlatego astronomowie nazywają te układy „rentgenowskimi układami podwójnymi”. 5 czerwca 2015 roku Swift odkrył wybuch promieniowania rentgenowskiego z V404 Cygni. Wybuch stworzył wysokoenergetyczne pierścienie ze zjawiska znanego jako echo świetlne . W przeciwieństwie do fal dźwiękowych

Galaktyki w naszym Wszechświecie można podzielić na dwie kategorie. Pierwsza z nich to piękne, skomplikowane galaktyki spiralne – galaktyki, które astronomowie chcą zobaczyć. Te galaktyki mają płaskie, dyskowe kształty, delikatne ramiona spiralne oraz bogate zasoby gazu, co oznacza, że są w trakcie procesu formowania się nowych gwiazd (co nadaje im niebieski kolor). Z drugiej strony, mamy galaktyki eliptyczne . Ci mniej uroczy kuzyni gwiazdotwórczych galaktyk spiralnych mają sferoidalny, pozbawiony cech charakterystycznych kształt i zazwyczaj są „uśpione”, co oznacza, że zawierają bardzo mało gazu i w związku z tym wykazują bardzo mało procesów gwiazdotwórczych (co sprawia, że wydają się czerwone). Niemniej jednak, ich badanie wciąż prowadzi do ekscytujących odkryć… Trójkolorowy obraz jednej z gromad galaktyk Abell 1656 w próbce GOGREEN. Galaktyki ze spektroskopowymi przesunięciami ku czerwieni są oznaczone czerwonymi kółkami, a członkowie gromady zielonymi. Źródło: GOGREEN Jednym z

Według naukowców, wzorce żywieniowe czarnych dziur dają spojrzenie na ich rozmiar. Nowe badania wykazały, że fluktuacje jasności obserwowane w aktywnie akreujących supermasywnych czarnych dziurach są związane z ich masą. Wizja artystyczna dysku akrecyjnego obracającego się wokół niewidocznej supermasywnej czarnej dziury. Źródło: Grafika dzięki uprzejmości Mark A. Garlick/Simons Foundation. Supermasywne czarne dziury (SMBH) są miliony do miliardów razy masywniejsze od Słońca i zazwyczaj znajdują się w centrach masywnych galaktyk . Gdy są uśpione i nie żywią się otaczającym je gazem i gwiazdami, SMBH emitują bardzo mało światła; jedynym sposobem, w jaki astronomowie mogą je wykryć, jest ich grawitacyjne oddziaływanie na gwiazdy i gaz w ich pobliżu. Naukowcy twierdzą, że we wczesnym Wszechświecie, kiedy SMBH szybko rosły, aktywnie żywiły się – lub akreowały – materią w intensywnym tempie i emitowały ogromne ilości promieniowania – czasami przyćmiewając całą galaktykę, w której rezydują

Wędrujące supermasywne czarne dziury – te, które nie leżą w centrach swoich galaktyk – mogą być trudne do znalezienia, lecz nie wszystkie z tych, które wędrują, są zgubione! Nowe badania pokazują, w jaki sposób możemy mieć nadzieję na odkrycie w przyszłości tych zaginionych nomadów. Symulowany obraz czarnej dziury wędrującej w Drodze Mlecznej. Źródło: SXS Lensing Kiedy galaktyki się zdarzają Wiemy, że w centrum każdej masywnej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura o masie od milionów do miliardów mas Słońca. Ale centra galaktyk nie są jedynym miejscem, gdzie mogą czaić się supermasywne czarne dziury! W rzeczywistości, spodziewamy się, że większość galaktyk jest siedliskiem o wiele większej ilości tych potworów. Dlaczego? Ponieważ galaktyki łączą się. Struktura naszego Wszechświata jest w dużej mierze zbudowana hierarchicznie: z biegiem czasu galaktyki często zderzały się ze sobą, powiększając się stopniowo z każdym połączeniem. Jednak z każdym z tych połączeń, co najmniej

Planety powstają, gdy ziarna pyłu w dysku protoplanetarnym rosną w kamyczki, a następnie w planety. Ponieważ małe ziarenka pyłu oddziałują z gazem, gaz w dyskach protoplanetarnych wpływa na rozmieszczenie małych ziarenek i tym samym na rozwój planet. Astronomowie starający się wyjaśnić, w jaki sposób oddziaływania pyłowo-gazowe wpływają na rozwój planet, są szczególnie zainteresowani badaniem grubości dysku w zależności od odległości od gwiazdy; w większości przypadków dysk rozciąga się na zewnątrz, gdy gwiazda centralna dominuje masą w układzie. Poprzez niezależne pomiary pionowej wysokości gazu i małych ziaren pyłu, astronomowie mogą badać podstawowe charakterystyki dysku, takie jak stosunek masy gazu do masy pyłu oraz turbulencje w dysku. Submilimetrowy obraz dysku protoplanetarnego wokół gwiazdy IM Lup ukazujący podwójne pierścienie gazu i pyłu. Źródło: K. Oberg, CfA, et al.; ALMA (NRAO/ESO/NAOJ); B. Saxton (NRAO/AUI/NSF) Zespół astronomów zakończył pierwsze bezpośrednie porównani

Połączenie się układu podwójnego gwiazd neutronowych , które stworzyło GW170817 było również źródłem niespodziewanie słabego wybuchu promieniowania gamma . Okazało się jednak, że wybuch ten nie był mniej energetyczny niż przeciętnie; raczej dżet, który go wytworzył miał niezwykłą strukturę. Co więc spowodowało, że dżet związany z GW170817 wyglądał tak, jak wyglądał? Ilustracja łączenia się dwóch gwiazd neutronowych wraz z powstającymi falami grawitacyjnymi. Źródło: NASA/Goddard Space Flight Center. Środowisko podwójnej gwiazdy neutronowej jest burzliwym, energetycznym miejscem. Łączące się obiekty mogą wytwarzać potężne wiatry i wyrzucać duże ilości masy, a sama fuzja skutkuje silną emisją w całym spektrum elektromagnetycznym. Sygnał elektromagnetyczny ze zderzenia GW170817 zawierał stosunkowo krótki rozbłysk promieniowania gamma (GRB) 170817A, który okazał się być słabszy – a zatem mniej energetyczny – niż oczekiwano. Niektórzy astronomowie sugerowali, że GRB 170817A należał do klas

Jakie siły działają w ukrytych centrach obłoków, które tworzą masywne gwiazdy? Nowe obrazy pokazują rolę, jaką odgrywa grawitacja i wirujące pole magnetyczne. Wizja artystyczna dysku gazowego i powłoki otaczającej masywną protogwiazdę.  Źródło: National Astronomical Observatory of Japan Aby stworzyć masywną gwiazdę Gwiazdy o wysokich masach do 120 mas Słońca są kluczowym czynnikiem ewolucji galaktyk : pompują energię w swoje otoczenie i wzbogacają galaktyki w ciężkie pierwiastki, które nie mogą być wytworzone gdzie indziej. Jednak masywne gwiazdy są owiane tajemnicą – w rzeczywistości wciąż w pełni nie rozumiemy, jak te potwory się rodzą. Co wiemy? Miejscem narodzin masywnych gwiazd są obłoki molekularne , które zapadając się pod wpływem własnej grawitacji, rozpadają się na kępy. Gorące rdzenie tworzą się w centrach tych kęp w miarę dalszego zapadania się. Wokół tych jąder molekularnych tworzą się dyski akrecyjne dostarczające materię z zapadającego się obłoku do przyszłej gwiazdy i p

Astronomowie opracowali najbardziej realistyczny jak dotąd model formowania się planet w układach podwójnych gwiazd . Wizja artystyczna planty wokół Alfa Centauri B. Źródło: ESO/L. Calçada/N. Risinger Zespół naukowców pokazał, w jaki sposób egzoplanety w układach podwójnych gwiazd – takie jak planety „Tatooine” dostrzeżone przez Kosmiczny Teleskop Keplera – powstały bez zniszczenia w chaotycznym środowisku narodzin. Badali oni typ układu podwójnego, w którym mniejsza gwiazda towarzysząca okrąża większą gwiazdę macierzystą mniej więcej raz na 100 lat – nasz najbliższy sąsiad, Alfa Centauri , jest przykładem takiego układu. Dr Roman Rafikov z Wydziału Matematyki Stosowanej i Fizyki Teoretycznej w Cambridge i współautor pracy dr Kedron Silsbee z Instytutu Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka odkryli, że aby w tych układach podwójnych mogły powstać planety, planetozymale – planetarne bloki konstrukcyjne orbitujące wokół młodej gwiazdy – muszą mieć na początku średnicę co najmniej 10 km, a