Chandra X-ray Observatory (CXO)

[Scorus]

Chandra wykonał obserwacje pulsara PSR B1509-58. Obiekt ten jest położy w odległości około 150 lat świetlnych. Jego wiek jest szacowany na 17 000 lat.

Promieniowanie o najniższych energiach jest zaznaczone na czerwono, o energiach średnich na zielono, a p najwyższych na niebiesko. Pulsar ten obraca się w tempie 7 razy na sekundę. Bardzo gwałtownie emituje również energię, przypuszczalnie dzięki bardzo silnemu polu magnetycznemu na jego powierzchni. Pole magnetyczne jest u silniejsze 15 trylionów razy od pola magnetycznego Ziemi. Kombinacja szybkich obrotów i silnego pola magnetycznego czyni z tego pulsara jeden z najsilniejszych generatorów elektromagnetycznych w Galaktyce. Pulsar emituje silny wiatr elektronów i jonów poruszających się wzdłuż linii pola magnetycznego. Elektrony poruszające się w polu magmatycznym emitują promieniowanie rentgenowskie.

W centralnej części mgławicy otaczające pulsar widoczny jest biały obszar,  w którym wiatr cząstek emitowany przez pulsar jest gwałtownie spowalniany przez otaczającą go mgławicę. Upodabnia to ją do Mgławicy Krab. Jednak mgławica wokół PSR B1509-58 jest około 15 razy od niej większa.

Na północy widoczne są palczaste wypustki mgławicy skierowane w stronę sąsiedniej chmury gazu oznaczonej jako RCW 89. Następuje tu transfer energii między mgławicą pulsara a RCW 89. Dzięki temu gaz w RCW 89 emituje promieniowanie rentgenowskie. Emisja gazu wokół pulsara układa się wzdłuż pierścienia i jest zmienna w jego obrębie. Sugeruje to, że pulsar omiata gaz w RCW 89 wiązką przekazującą jej energię.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/b1509/

[Scorus]

Obserwacje wykonane a pomocą teleskopów Chandram, Hubblea i Kecka pozwoliły na odtworzenie przestrzennych ruchów galaktyk w układzie gromad galaktyk MACSJ0717.5+3745 położonym w odległości 5.4 miliarda lat świetlnych. Jest to pierwszy udokumentowany przykład zderzenia 4 gromad.

W układzie tym długi na 13 milionów lat świetlnych strumień galaktyk, gazu i ciemnej materii (filamnet) spada na obszar bogaty w materię. Zderzenia mas gazu w gromadach uwalniają energię w postaci ciepła. MACSJ0717.5+3745 jest z tego powodu jedną z najgorętszych obserwowanych gromad. Filament był znany wcześniej, ale jego zderzenie z układem MACSJ0717.5+3745 zostało potwierdzone niedawno na podstawie porównania przestrzennego rozkładu gazu i gromad galaktyk oraz istnienia gorącego obszaru w miejscu gdzie oddziałuje z gromadami. Układ ten pokazuje oddziaływania gromad galaktyk z ich środowiskiem w skalach milionów lat świetlnych. Symulacje wskazywały, że największe gromady galaktyk powinny formować się w miejscach przecinania się filamentów ze skupiskami materii i ciemniej materii. Obserwacje idealnie pasują do symulacji.

Obserwacje multispektralne były kluczowe dla tych badań. Obserwacje optyczne z teleskopów Hubblea i Kecka pozwoliły na określenie gęstości i ruchów galaktyk wzdłuż linii widzenia. Obserwacje rentgenowskie pozwoliły na wyznaczenie tych parametrów w kierunku prostopadłym do linii widzenia.

Dalsze obserwacje rentgenowskie pozwolą na określenie temperatur wzdłuż całego filamentu. Potrzebne są też badania innych właściwości gazu w filamencie.

Na załączonym obrazie galaktyki zostały zobrazowane przez Teleskop Hubblea. Gorący gaz został wykryty przez Chandrę. Gaz o najwyższej temperaturze jest zaznaczony kolorem czerwonawym, a o najniższej – niebieskim.

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_041609.html

[Scorus]

Głęboki przegląd wykonany za pomocą Chandry pozwolił na znalezienie źródła znanej do dawna emisji rentgenowskiej wzdłuż płaszczyzny Drogi Mlecznej.

Tzw. Galactic Ridge X-ray Emission została zarejestrowana przez satelity HEAO-1 i Exosat 20 lat temu. Obejmuje ona Drogę Mleczną do około 2 stopni nad i pod jej płaszczyzną oraz rozciąga się na 40 stopni po obu stronach jądra Galaktyki. Wydawało się, ze jest rozproszona. Teorie tłumaczyły ja występowaniem gazu o temperaturze 100 milionów stC. Jednak galaktyka nie mogłaby utrzymać gorącego gazu, z czasem uleciałby w postaci wiatru. Problematyczne było też źródło umożliwiające jego uzupełnianie/ Supernowe nie dostarczałyby dostatecznej energii.

Obserwacje za pomocą instrumentu ACIS objęły region Galaktyki położony w odległości kątowej 1.4 stopnia od jej centrum. Trwały one do 12 dni. Wtykany region był dostatecznie bliski płaszczyzny galaktyki, dzięki czemu emisja była silna. Jednocześnie region ten zawierał stosunkowo niewiele gazu i pyłu, dzięki czemu możliwe było zaobserwowanie maksymalnej ilości źródeł.

We fragmencie nieba o wielkości 3% tarczy Księżyca znaleziono aż 473 źródła. Jest to największe zagęszczenie źródeł rentgenowskich znalezione do tej pory w Galaktyce. Tym samym 80% pozornie rozproszonej emisji zostało rozdzielonych na źródła. Najprawdopodobniej są to białe karły pobierające materię z sąsiednie gwiazdy w układzie podwójnym, oraz gwiazdy o bardzo silnej aktywności magnetycznej.

Na załączonej ilustracji obraz z Chandry został pokazany w  kontekście mozaiki ze Spitzera.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/gridge/

[Scorus]

Obserwacje multispektralne galaktyki  3C305 ujawniły nietypową korelację różnych rodzajów emisji związanych z supermasywną czarną dziurą.

Załączony obraz kompozycyjny zawiera dane z Chandry (kolor czerwony), obraz z HST w zakresie emisji tlenu (kolor jasnoniebieski), oraz obraz radiowy z Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku. Obraz z Teleskopu Hubblea pokazuje tylko emisję tlenu i nie przedstawia całej galaktyki.

Na obrazie widać, że emisja radiowa pochodząca z dżetu wybiegającego z okolic czarnej dziury nie pokrywa się z emisją rentgenowską. Emisja rentgenowska pokrywa się natomiast z emisją optyczną.

Na podstawie tych informacji uważa się, że emisja rentgenowska może być wywołana jednym lub dwoma odmiennymi procesami. Po pierwsze dżety mogą zderzać się z gazem międzygwiazdowym nagrzewając go do poziomu powodującego emisję rentgenowską. Pochodziłaby ona wtedy ona z fali uderzeniowej znajdującej się przez dżetami. Po drugie, emisja z okolic czarnej dziury może być na tyle silna, że powoduje świecenie gazu międzygwiazdowego w zakresie rentgenowskie. Do rozstrzygnięcia tej kwestii potrzebne będą dokładniejsze obserwacje rentgenowskie.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/3c305/

[Scorus]

Za pomocą Obserwatorium Chandra odkryto nietypowe źródło rentgenowskie, które jest najprawdopodobniej wtórną emisją pozostałą po silnym rozbłysku w okolicach supermasywnej czarnej dziury w jądrze galaktyki eliptycznej.

Źródło o którym mowa, HDF 130 zostało znalezione w obrębie Północnego Głębokiego Pola Chandry (Chandra Deep Field-North - CDFN), jednego z głębokich przeglądów teleskopu Chandra. Zostało potocznie nazwane duchem rentgenowskim (X-ray Ghost). Znajduje się w odległości 10 miliardów lat świetlnych (w tym czasie Wszechświat miał około 3 miliardy lat). Charakteryzuje się ono rozciągłą emisją rentgenowską. Odpowiada punktowemu źródłu radiowemu oraz galaktyce eliptycznej widocznej na obrazach w świetle widzialnym.

Uważa się, że zjawisko to zostało wywołane przez silny rozbłysk w otoczeniu czarnej dziury posiadającej dżety poruszające się z szybkością bliską szybkości światła. Energia rozbłysku mogła być porównywalna do miliarda supernowych. Rozbłysk taki wyprodukował silną emisję radiową  oraz rentgenowską. Jednak po kilku milionach lat emisja radiowa zanikła, a elektrony produkujące promieniowanie rentgenowskie wytraciły energię.

Elektrony o niższych energiach mogły jednak nadal produkować promieniowane rentgenowskie na drodze oddziaływań z fotonami mikrofalowego promieniowania reliktowego. Zderzenia elektronów z fotonami promieniowania rentgenowskiego mogły nadawać fotonom energię przesuwającą je w zakres rentgenowski. Proces taki mógł wytwarzać emisję rentgenowską przez około 30 milionów lat. Jednak nawet po zaniku takiej pozostałości duża część energii rozbłysku może pozostawać w galaktyce i wywierać na nią wpływ przez miliardy lat.

HDF 130 ma kształt wydłużony i rozciąga się na około 2.2 miliony lat świetlnych. Kształt taki wskazuje na związek źródła z dżetami radiowymi, a nie z gazem w gromadzie galaktyk zawierającej źródło. W tym ostatnim przypadku jego kształt powinien być kolisty. Rozkład energii promieniowania rentgenowskiego również przemawia za zaprezentowanym wyjaśnieniem pochodzenia emisji.

Jest to pierwsze tego typu zjawisko wykryte w galaktyce nie posiadającej już dżetów. Wcześniej emisje o podobnym pochodzeniu były znane w galaktykach radiowych posiadających aktywne czarne dziury z dżetami. W jądrach takich galaktyk rozbłyski zachodzą nadal.

Zjawiska takie mogły być częste w młodym Wszechświecie, w okresie intensywnego formowania galaktyk i supermasywnych czarnych dziur.

Obraz HDF 130 będący złożeniem danych z Chamity (kolor niebieski), obserwacji radiowych z systemu radioteleskopów MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network, kolor różowy), oraz zdjęcia w świetle widzialnym z przeglądu SDSS (Sloan Digital Sky Survey, kolor biały i żółty).

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_052809.htm

[Scorus]

Opublikowany został  obraz nietypowej pozostałości po supernowej - SNR 0104-72.3 w Małym Obłoku Magellana.

Jest to najprawdopodobniej pozostałość supernowej typu Ia, czyli eksplozji białego karła. Kształt pozostałości jest jednak odmienny od innych pozostałości supernowych tego typu, takich jak pozostałości supernowych Tycho i Keplera w naszej Galaktyce. Zwykle pozostałości takie mają kształt okrągły. Obraz rentgenowski SNR 0104-72.3 jest natomiast zwężony i występują w nim 2 przeciwlegle płatki wzmożonej emisji. W płatach stwierdzono wysoką zawartość żelaza, co wskazuje że supernowa należała do typu Ia.

Jedno z wyjaśnień obserwowanej struktury pozostałości mówi, że eksplozja była silnie niesymetryczna i biały karzeł wytworzył 2 przeciwległe dżety bogate w żelazo. W miejscach zwężeń obrazu rentgenowskiego w podczerwieni widoczna jest otoczka gazowa. Na północy i południu od macierzystej gwiazdy brak jest jednak takiej materii. Wskazuje to, że w miejscach tych mogło być za mało materii ściskającej gaz wyrzucony podczas eksplozji. Do wyjaśnienia pochodzenia obserwowanej struktury są potrzebne jednak nowe dane.

Obraz w podczerwieni pokazuje spore ilości gazu i pyłu w okolicach pozostałości. Gwiazda macierzysta mogła więc znajdować się w rejonie gwiazdotwórczym. Supernowa mogła więc należeć do podklasy typu Ia wytwarzanego przez obiekty młodsze i masywniejsze niż normalnie.

Obraz rentgenowski SNR 0104-72.3 (kolor niebieski) na mozaice ze Spiztera (kolor czerwony i zielony).

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/snr0104/

[Scorus]

Obserwacje wykonane za pomocą Teleskopu Chandra, oraz należnego do ESO Very Large Telescope (VLT) po raz pierwszy jednoznacznie potwierdziły, że przyspieszanie protonów promieniowania kosmicznego następuje w pozostałościach supernowych kosztem energii uwolnionej podczas eksplozji.

Badana była pozostałość RCW 86 położona w naszej Galaktyce. Jest ona zlokalizowana w odległości 8 200 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Cyrkla.

Energia uwalniana podczas eksplozji supernowej jest zużywana zarówno na przyspieszanie cząstek, jak i na podgrzewanie gazu widocznego w postaci pozostałości supernowej (większa część pozostałości to podgrzany oraz skompresowany przez fale uderzeniowe gaz międzygwiazdowy). Za pomocą VLT oceniono temperaturę gazu za falą uderzeniową w RCW 86. Szybkość przemieszczania się fali uderzeniowej została oszacowana za pomocą obrazów z Chandry uzyskanych 3 lata wcześniej.

Fala uderzeniowa poruszała się z szybkością 10 - 30 mln km/h (1 – 3% szybkości światła). Temperatura gazu wynosiła około 30 mln stC. Była to wartość niższa niż szacowano na podstawie szybkości przemieszczania się fali uderzeniowej. Temperatura powinna wynosić około pół miliarda stC. To wskazuje, że pozostała część energii eksplozji została zużyta na przyspieszanie cząstek promieniowania kosmicznego. Jest to pierwsze bezpośrednie potwierdzenie znacznego przyspieszania cząstek w pozostałościach supernowych.

Obraz fragmentu pozostałości supernowej RCW 86 będący złożeniem danych z Chandry (kolor niebieski), oraz obrazu optycznego.

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_062609.html

[Scorus]

Opublikowany został obraz Kwitenu Stephena złożony z obrazów z Canada-France-Hawaii Telescope oraz z Teleskopu Chandra.

Kwinet Stephena jest ścisłą grupą galaktyk zlokalizowaną w odległości 280 milionów lat  świetlnych. Został odkryty około 130 lat temu. W układzie tym jedna galaktyka (NGC 7318b) przechodzi przez centralne regiony 4 innych galaktyk (NGC 7317, NGC 7318b i NGC 7319). NGC 7318b przechodzi przez jądra innych galaktyk z szybkością około 2 milionów mil na godzinę. Powoduje to powstanie fal uderzeniowych które podgrzewają gaz. Świeci on w zakresie rentgenowskim, co jest widoczne na obrazie w postaci błękitnej smugi.

Dodatkowe ogrzewanie gazu zapewniają też wybuchy supernowych oraz wiatry gwiazdowe. Satelita XMM-Newton wykrył również halo gorącego gazu otaczające galaktyki (nie zostało ono pokazane na obrazie). Jest ono dowodem przeszłych zderzeń galaktyk, które również produkowały fale uderzeniowe podgrzewające gaz. Część emisji rentgenowskiej pochodzi również z układów zawierających czarne dziury oraz gwiazdy neutronowe.

Kwinet Stephena pozwala na obserwowanie grupy galaktyk w fazie przejścia z postaci słabo świecącego w zakresie rentgenowskim systemu galaktyk spiralnych do znacznie jaśniejszej w tym zakresie galaktyki eliptycznej. Obserwacje te są też istotne dla badań pochodzenia jasnego rentgenowsko halo gazu otaczającego grupy galaktyk.

Kwinet Stephena nosi też ślady zderzenia w odległej przeszłości. W zakresie optycznym widoczne są długie warkocze świecącej materii, które mogły zostać wytworzone przez pojedyncze lub wielokrotne przejścia galaktyki NGC 7317 przez centrum tego układu.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/stephq/

[Scorus]

Wieloletnie obserwacje pozostałości supernowej 1E 0102.2-7219 pozwoliły na określenie jej przestrzennego kształtu.

Pozostałość 1E 0102.2-7219 jest zlokalizowana w Małym Obłoku Magellana w odległości 190 000 lat świetlnych. Powstała podczas wybuchu masywnej gwiazdy około 1000 lat temu.

Analiza spektrogramów z instrumentów HEGTS i LEGTS pozwoliła na odtworzenie geometrii pozostałości, co ma istotne znaczenie dla poznania parametrów eksplozji supernowej. Zastosowano tu efekt Dopplera - emisja wytwarzana przez materię oddalającą się od Ziemi jest przesunięta w kierunku czerwonej części spektrum, a emisja materii zbliżającej się do Ziemi - w kierunku części błękitnej.

Obserwacje pozwoliły na wyraźne oddzielenie emisji przesuniętej ku czerwieni od emisji przesuniętej ku błękitowi. Najlepiej tłumaczy to model w  którym pozostałość supernowej ma kształt cylindra widzianego dokładnie od podstawy. Widzimy więc nakładające się końce cylindra, z których jeden przybliża się do Ziemi, a drugi oddala.

Taki kształt pozostałości sugeruje, że eksplozja była silnie asymetryczna. Mogło to być spowodowane wpływem uformowanej podczas wybuchu gwiazdy neutronowej. Według innego wytłumaczenia eksplodująca gwiazda znajdowała się we wnętrzu dysku materii wyrzuconej we wcześniejszym etapie ewolucji, w fazie czerwonego nadolbrzyma. Podobną asymetrię obserwuje się w wiatrach gwiazdowych gwiazd o niższej masie formujących mgławice planetarne.

Na przedstawionym obrazie zaznaczono dane z instrumentu ACIS Teleskopu Chandra. Emisja rentgenowska w zakresie najniższych energii została oznaczona kolorem pomarańczowym, promieniowane o średnich energiach - niebiesko - zielonym, a o najwyższych - błękitnym. Obraz rentgenowski został nałożony na obraz optyczny z Teleskopu Hubblea. Pokazuje on małe struktury we wnętrzu pozostałości, gwiazdy tła oraz chmurę molekularną w prawym dolnym rogu. Mgławica ta jest podgrzewana przez masywną gwiazdę położoną poza kadrem.

Obraz rentgenowski pokazuje zewnętrzną falę uderzeniową wytworzoną przez supernową (kolor niebieski), oraz wewnętrzny pierścień chłodniejszej materii (kolor czerwony i pomarańczowy). Pierścień wewnętrzny uformował się prawdopodobnie z materii wyrzuconej podczas eksplozji supernowej. Została ona podgrzana przez falę uderzeniową poruszającą się do środka pozostałości.

Obraz został wydany z okazji 10 rocznicy startu Teleskopu Chandra. Start miał miejsce 23 lipca 1999r. W najbliższym czasie zostaną wydane kolejne obrazy, będące nowymi wersjami klasycznych zdjęć uzyskanych przez obserwatorium. W sierpniu w ten sposób upamiętnione zostaną pierwsze obserwacje. 22 września odbędzie się również sympozjum Chandra's First Decade of Discovery w Bostonie.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/e0102/

[Scorus]

Obserwacje regionu gwiazdotwórczego Cepheus B pozwoliły na stwierdzenie, że formowanie się młodych gwiazd wywołało w nim silne promieniowanie masywnej gwiazdy. Jest to pierwszy przykład tego zjawiska zachodzącego na durzą skalę.

Aktywność gwiazdotwórcza w obłoku materii międzygwiazdowej może nastąpić samoistnie. Gdy obłok ochłodzi się, grawitacja spowoduje jego zapadanie się. Zjawisko takie zachodzi w na przykład regionie gwiazdowtórczym W5. Powstawanie młodych gwiazd może być również wywołane czynnikami zewnętrznymi. Przykładem może być fala uderzeniowa wytworzona przez supernową. W ten sposób prawdopodobnie zostało wywołane zapadanie się mgławicy protosłonecznej.

Intensywne promieniowanie masywnej gwiazdy również może spowodować kompresję gazu w obłoku. Z czasem doprowadza też do zniszczenia obłoku i zahamowania wytwarzania młodych gwiazd. Jednak do tej pory zjawo takie było obserwowane dla niewielkich grup gwiazd, liczących kilka tuzinów obiektów. Teraz badania obłoku Cepheus B dowiodły, że może ono odgrywać decydującą rolę również dla dużych populacji, zawierających wiele setek gwiazd.

Obłok Cepheus B jest położony znacznie dalej niż Mgławica Oriona, w odległości 2 400 lat świetlnych. Znajduje się jednak w orientacji ułatwiającej badania czynników zewnętrznych inicjujących powstawanie gwiazd.

Za pomocą Chandry wyszukano młode gwiazdy w tym obszarze gwiazdowtorczym. Mają one silne pola magnetyczne i dzięki temu są jasne w zakresie rentgenowskim. Spizter pozwolił na określenie ile z tych gwiazd posiada dyski protoplanetarne. Dyski takie szybko zanikają, dzięki czemu pozwalają na oszacowanie wieku gwiazd. Stwierdzono, że dyski posiada 70 - 80% gwiazd.

Na zewnątrz obłoku znajduje się masywna gwiazda HD217086. Od dłuższego czasu wiedziano, że promieniowanie HD217086 powoduje niszczenie zewnętrznej warstwy mgławicy. Wcześniejsze obserwacje wykazały obecność warstwy silnie zjonizowanego gazu w części mgławicy skierowanej w stronę HD217086. Obecnie oszacowania wieku gwiazd w obrębie obłoku i w rejonie oczyszczonym z gazu przez silną emisję pokazały, że w gęstej chmurze występują gwiazdy tylko bardzo młode. Na zewnątrz występują obiekty starsze.

Obserwacje bardzo dobrze pasują do modelu aktywności gwiazdotwórczej wywołanej przez silne promieniowanie pobliskiej gwiazdy. Udało się wykryć falę aktywności gwiazdotwórczej, która powoli przesuwa się przez obłok. Takie stopniowe powstawanie gwiazd w obrębie mgławicy nie było do tej pory znane.

Dane zebrane za pomocą Spitzera i Chandry wskazują, że w przeszłości w regionie tym wystąpiło kilka epizodów wzmożonego formowania nowych gwiazd. Wydaje się, że większość materii obłoku została już rozproszona lub przekształcona w gwiazdy.

Obraz mgławicy Cephesu B. Dane z Chandry prezentuje kolor fioletowy, a ze Spiztera - czerwony, niebieski i zielony.

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_081209.html

[Scorus]

Obserwacje wykonane za pomocą Teleskopu Chandra i obserwatorium XMM-Newton wykazały, że czarna dziura w układzie Cygnus X-1 rotuje wyjątkowo powoli.

Cygnus X-1 jest silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego w gwiazdozbiorze Łabędzia. Został odkryty w 1964r. Intensywne obserwacje w zakresie rentgenowskim i optycznym przeprowadzone w latach 70-tych wykazały, że jest to czarna dziura. Była to pierwszy przykład potwierdzonej czarnej dziury.

Obiekt ten jest położony w odległość tylko 6 000 lat świetlnych. Dzięki temu jest jasny i stanowi dobry cel badań. Od odkrycia był jednym z najdokładniej badanych źródeł rentgenowskich na niebie. Napisano o nim ponad 1000 prac naukowych.

W układzie tym czarna dziura o masie około 10 mas Słońca towarzyszy niebieskiemu nadolbrzymowi o masie około 20 mas Słońca. Silny wiatr gwiazdowy tworzy dysk akrecyjny wokół czarne dziury. Emisja rentgenowska jest wywoływana przez uwalnianie energii grawitacyjnej gazu opadającego na czarna dziurę.

Obecnie Cygnus X-1 jest nadal popularnym obiektem, pozwalającym na badania natury czarnych dziur i ich wpływu na otoczenie. Obserwacje wykonywane za pomocą Chandry i XMM-Newton są szczególnie przydatne do badań właściwości wiatru gwiazdowego zasilającego dysk akrecyjny oraz tempa rotacji czarnej dziury. Ostatnie badania wykazały, że czarna dziura obraca się bardzo wolno. Może to wskazywać, że wybuch supernowej podczas którego powstała czarna dziura był nietypowy.


http://chandra.harvard.edu/photo/2009/cygx1/

[Scorus]

Obserwacje rentgenowskie gromady galaktyk Hydra A wykazały, że gaz występujący wzdłuż kierunku dżetów radiowych jest wzbogacony w żelazo i inne metale.

Gromada Hydra A jest położona w odległości około 840 milionów lat świetlnych. W centrum tej gromady znajduje się supermasywna czarna dziura produkująca dżety widoczne w zakresie radiowym. Czarna dziura ta rezyduje w masywnej galaktyce, co jest typowe dla wielu gromad galaktyk.

Szczegółowe analizy obserwacji wykonanych w zakresie promieniowania rentgenowskiego pokazały, że środowisko wzdłuż dżetów jest wzbogacone w pierwiastki ciężkie, takie jak żelazo. Są one produkowane podczas wybuchów supernowych typu Ia. Ich koncentracja wzdłuż dżetów świadczy o silnym rozbłysku wytworzonym przez czarną dziurę. Spowodował on przemieszczenie gazu obecnego w centralnej galaktyce gromady. Gaz został przemieszczony na odległość nawet 400 000 lat świetlnych, czyli poza obszar objęty zaprezentowanym obrazem. Szacuje się, że w ten sposób przemieszczonych zostało 10 – 20% żelaza obecnego w galaktyce. Wymagało to jednak zużycia tylko kilku procent energii uwolnionej podczas rozbłysku.

Aktywna czarna dziura spowodowała nie tylko przemieszczenia pierwiastków, ale wytworzyła tez duże puste przestrzenie w gorącym gazie wypełniającym wnętrze gromady. Było to spowodowane dżetami przemieszczającym się przez ośrodek międzygalaktyczny wypełniony gazem o temperaturze wielu milionów stopni Celsjusza. Dżety powodowały przy tym przemieszczenia gazu. Relatywnie niedawny rozbłysk wytworzył przestrzenie widoczne w postaci ciemniejszych obszarów wokół dżetów. Ich rozmiar jest większy od Drogi Mlecznej, jednak w gromadzie występują też większe struktury tego typu. Zostały one wytworzone przez wcześniejsze, silniejsze rozbłyski. Nie są jednak widoczne na obrazie rentgenowskim. Wielkość największej takiej pustki jest szacowana na 670 000 lat świetlnych.

Zaprezentowany obraz gromady Hydra A przedstawia gorący gaz zaobserwowany przez Chandrę (kolor niebieski), oraz emisję dżetów radiowych zarejestrowaną przez system Very Large Array (kolor różowy). Kolorem żółtym zaznaczono galaktyki w gromadzie, zarejestrowane przez Canada-France-Hawaii Telescope i przegląd Digitized Sky Survey (DSS).

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/hydra/

[Scorus]

Z okazji 10 lat badań naukowych z użyciem Obserwatorium Chandra zaprezentowana została nowa wersja panoramicznej mozaiki centralnego obszaru Drogi Mlecznej.

Mozaika pokazuje złożoność środowiska centrum naszej Galaktyki. Powstała z 88 pół obrazowanych w zakresie różnych energii promieniowania rentgenowskiego za pomocą instrumentu ACIS.

Rozproszona emisja rentgenowska jest produkowana przez gaz podgrzany do temperatury wielu milionów stopni Celsjusza. Podgrzanie gazu wywołało kilka czynników. Po pierwsze jego wysoka temperatura jest wywołana przez silnie wiatry gwiazdowe produkowane przez młode, masywne gwiazdy. W centrum Galaktyki gwiazdy masywne spotykane są częściej niż w innych jej częściach. Gaz podgrzały też wybuchy supernowych, oraz rozbłyski produkowane przez supermasywną czarną dziurę odpowiadającą źródłu radiowemu Sagittarius A* (Sgr A*). Dane z Chandry i innych satelitów rentgenowskich wykazały, że wytwarza ona silne rozbłyski rentgenowskie co 50 i około 300 lat.

Wokół Saggittariusa A widać kilka filamentów jasnych w zakresie rentgenowskim. Mogą to być duże struktury magnetyczne oddziaływujące ze strumieniami energetycznych cząstek wytwarzanych przez gwiazdy neutronowe. Mogą też być związane z silnymi flarami występującymi na masywnych gwiazdach.

Na mozaice widać też setki źródeł punktowanych. Są to głównie rentgenowskie układy podwójne. W układach takich normalnym gwiazdom towarzyszą białe karły, gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. Emisja rentgenowska powstaje w obrębie dysków akrecyjnych formowanych z materii pobieranej prze te kompaktowe obiekty z ich gwiazd-towarzyszy.

Chandra jest potężnym narzędziem umożliwiającym badania centralnych regionów Drogi Mlecznej, ponieważ promieniowanie rentgenowskie przenika przez pył utrudniający obserwacje w innych zakresach.

Na zaprezentowanym obrazie emisję rentgenowską o najwyższej rejestrowanej energii zaznaczono kolorem niebieskim. Emisję w zakresie energii średnich zaznaczono na zielono, a o energiach najniższych - na czerwono.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/gcenter/

[Scorus]

Zaprezentowano obraz rentgenowski galaktyki NGC 6240. Charakteryzuje się ona obecnością dwóch supermasywnych czarnych dziur w swoim centrum.

Obecność dwóch supermasywnych czarnul dziur w tej galaktyce została stwierdzona na podstawie danych z Chandry w 2002 roku. Czarne dziury są oddalone od sienie o około 3 000 lat świetlnych. Na obrazie są widoczne w postaci dwóch jasnych źródeł punktowych.

Uważa się, że czarne dziury te są w takcie procesu zbliżania się do siebie. Zaczęło się to około 30 milionów lat temu. Ostatecznie zaowocuje zlaniem się tych czarnych dziur w jeden obiekt.

Poszukiwania i badania takich układów podwójnych czarnych dziur są aktywnym tematem w astrofizyce. O czasu odkrycia takiego układu w NGC 6240 był on intensywnie obserwowany za pomocą Chandry i innych obserwatoriów. Wyszukiwane były też inne tego typu układy.

Układy podwójne czarnuch dziur powinny występować stosunkowo często, zderzenia galaktyk są stosunkowo częste. Większość galaktyk zawiera też w swoich jądrach supermasywne czarne dziury. Obecność dwóch czarnych dziur może wyjaśniać nietypowe zjawiska obserwowane w niektórych galaktykach aktywnych, takie jak wygięcia dżetów wybiegających z ich jąder.

Na ilustracji obraz rentgenowski centralnej części galaktyki NGC 6240 został nałożony na obraz optyczny z HST.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/ngc6240/

[Scorus]

Dzięki danym z teleskopu Chandra oraz teleskopów pracujących w zakresie światła widzialnego i podczerwieni odkryto najodleglejszą do tej pory gromadę galaktyk.

Odległość do tej gromady, oznaczonej jako JKCS041 jest szacowana na 10.2 miliarda lat świetlnych. Obserwujemy ją więc w stanie w jakim była w okresie gdy wiek Wszechświata wynosił tylko 1/4 wieku obecnego. Jest odleglejsza od poprzedniej rekordowej gromady o około miliard lat świetlnych. Poprzedni rekord należał do gromady XMMXCS J2215.9-1738 wykrytej przez satelitę XMM-Newton w 2009r. Jest ona położona w odległości 9.2 miliarda lat świetlnych.

Znalezienie gromady galaktyk w tak dużej odległości ma duże znaczenie dla badań ewolucji Wszechświata w tym okresie. JKCS041 jest obserwowana w epoce, w której gromady galaktyk dopiero co zakończyły się formować. Nie sądzi się, aby sił grawitacyjne mogły doprowadzić do uformowania się gromad galaktyk dużo wcześniej. Zawartość poszczególnych pierwiastków, temperatura i masa gromady w tej odległości są informacjami wartościowymi dla modeli ewolucji struktur we Wszechświecie. Badania jednej nie pozwolą na testy modeli kosmologicznych, ale istnieją szanse na znalezienie kolejnych obiektów tego typu.

Gromada JKCS041 została po praz pierwszy wykryta w 2006r podczas przeglądu prowadzonego za pomocą teleskopu  United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT). Odległość do niej została później wyznaczona dzięki obserwacjom prowadzonym przy użyciu UKIRT, Canada-France-Hawaii Telescope, oraz Teleskopu Spitzera. Istotne były tutaj obserwacje w podczerwieni, ponieważ na skutek przesunięcia ku czerwieni emisja optyczna z galaktyk budujących gromadę została przesunięta w ten zakres.

Obserwacje uzyskane za pomocą Chandry pokazały, że obiekt ten to realna gromada galaktyk. Ujawniły one rozciągłą emisję rentgenowską produkowaną przez gorący gaz wypełniający gromadę. Jest to charakterystyczne dla masywnych gromad galaktyk. Tym samym wykluczono, że jest to grupa nie związanych ze sobą galaktyk położonych wzdłuż linii widzenia. Wykluczono też, że jest to długi filament galaktyk obserwowany od przodu. Kształt i zasięg emisji rentgenowskiej, oraz brak centralnego źródła radiowego wykluczyły też możliwość, że promieniowanie rentgenowskie powstało na skutek rozpraszania mikrofalowego promieniowania tła przez cząstki emitujące fale radiowe.

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_102209.html