Herschel

[Scorus]

Herschel posłużył do obrazowania otoczenia Betelgezy w dalekiej podczerwieni. Na obrazie widoczne są łuki materii ukształtowane przez fale uderzeniowe w trakcie utraty masy przez gwiazdę. Bliżej widoczna jest zewnętrzna otoczka gwiazdy. Ma ona asymetryczną strukturę. Powstała ona na skutek nieregularnych wyrzutów materii bogatej w pył z zewnętrznych części atmosfery gwiazdy w przeszłości. Było to spowodowane występowaniem dużych komórek konwekcyjnych w atmosferze. W większej odległości, na zewnątrz od łuków pyłowych widoczna jest struktura w formie filamentu. Wcześniejsze modele wskazywały, że mogła ona zostać wytworzona przez gwiazdę we wcześniejszej fazie ewolucji. Obecne obserwacje wykazały jednak, że jest to najprawdopodobniej pasmo pyłu skupionego wzdłuż linii sił galaktycznego pola magnetycznego. Jest ono zlokalizowane na brzegu obłoku molekularnego oświetlanego przez Betelgezę. Jeśli jest to odrębny obiekt to zewnętrzne łuki pyłowe otaczające Betelgezę zderzą się z nim za około 5000 lat. Sama gwiazda przejdzie przez niego za około 12 500 lat.

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Betelgeuse_braces_for_a_collision

[Scorus]

Nowa wersja mozaiki M31. Wykorzystano dane z instrumentu SPIRE oraz PACS i SPIRE.
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cool_Andromeda

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA16682
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA16681

[Scorus]

Obserwacje dysku protoplanetranego gwiazdy TW Hydrae pozwoliły na pierwsze wykrycie deuteru w obiekcie tego typu. Pomiary jego zawartości umożliwiły pierwsze precyzyjne oszacowanie masy dysku protoplanetranego. Dyski protoplanetrane składają się w większości z cząsteczkowego wodoru. Jednak w warunkach występujących w dyskach emisja wodoru jest bardzo słaba i trudna do wykrycia. Dlatego też do wcześniejszych oszacowań mas dysków używano innych cząsteczek, takich jak tlenek węgla, czy też pyłu. Ich emisja jest stosunkowo silna. Jednak odniesienie ich zawartości do zawartości wodoru wymaga zastosowania złożonego modelowania, co wnosi duże niepewności w oszacowaniach całkowitej masy dysku. Obecnie jednak do określenia zawartości wodoru wykorzystano znacznie lepszy wskaźnik, jaki jest zawartości cząsteczek złożonych z atomu zwykłego wodoru i atomu trytu. Z powodu asymetrycznej struktury cząsteczka ta jest dipolem elektrycznym, przez co jej emisja jest znacznie silniejsza. Ponadto relatywna zawartość wodoru i deuteru w kosmosie jest bardzo dobrze znana. Dzięki temu masa dysku TW Hydrae została oszacowana z dokładnością 10 razy większą niż poprzednio. Jego masa wynosi około 50 mas Jowisza i znajduje się w górnym obszarze wcześniejszych oszacowań. Jest większa niż prawdopodobna masa dysku protoplanetarnego Słońca (10 mas Jowisza, 1% masy Słońca). Tak więc dysk taki ma potencjał uformowania układu planetarnego o większej złożoności niż nasz.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51324

[Scorus]

Wpływ supermasywnych czarnych dziur na aktywność gwiazdotwórczą w galaktykach jest od dawna przedmiotem dyskusji. Aktywność tych obiektów może  hamować powstanie gwiazd. W przypadku AGN symulacje pokazały, że intensywna akrecia materii na czarną dziurę powoduje wytwarzanie wyrzutów materii rozpraszających gaz międzygwiazdowy i hamujących powstanie gwiazd.  Obserwacje Herschela połączone z danymi rentgenowskimi i radiowymi doprowadziły jednak do sprzecznych rezultatów w tym zakresie. Młode galaktyki w których aktywność gwiazdotwórcza była silniejsza niż obecnie zawierają dużo pyłu i są łatwe do wykrycia za pomocą Herschela. Ponadto we wczesnym wszechświecie AGN były dużo częstsze niż obecnie, dzięki czemu można skorelować ich występowanie z poziomem aktywności gwiazdotwórczej.

W pierwszej z opublikowanych ostatnio prac wykorzystano dane z Herschela i Chandry do określenia relacji pomiędzy mocą AGN a stopniem aktywności gwiazdotwórczej. W przypadku AGN o umiarkowanej aktywności, aktywność gwiazdotwórcza rosła wraz z aktywnością czarnej dziury. Jednak najbardziej aktywne czarne dziury hamowały tworzenie gwiazd. Wyniki te były jednak oparte tylko na obserwacjach jednego pola nieba (COSMOS).

W dalszych badaniach wykorzystano większą próbę galaktyk z trzech pól (COSMOS, Chandra Deep Field North i Chandra Deep Field South). W przypadku GOODS potwierdzono, że masywne czarne dziury hamują powstanie gwiazd. Jednak ta zależność nie odnosiła się do pół pozostałych, znacznie większych i zawierających do 10 razy więcej AGN. Aktywność gwiazdotwórcza w galaktykach z najpotężniejszymi AGN nie różniła się od tej obserwowanej w galaktykach bez AGN. Jednak w przypadku analiz pojedynczych źródeł wykazano, że galaktyki z najsilniejszymi AGN nie zostały wykryte przez Herschela, co świadczy, że powstanie w nich gwiazd jest bardzo słabe. Możliwe, że AGN hamują aktywność gwiazdotwórczą, ale zjawisko to trwa przez bardzo krótki okres czasu. Dlatego też znalezienie sygnatury tego procesu w dużych przeglądach jest trudne.

Kolejna praca dotyczyła aktywności gwiazdotwórczej w pojedynczych galaktykach zawierających bardzo aktywne AGN. Do ich zidentyfikowania wykorzystano dane radiowe. Emisja radiowa powstaje poza aktywną galaktyką, w pęcherzach otaczających dżety materii i nie jest absorbowana przez materię międzygalaktyczną, w przeciwieństwie do emisji rentgenowskiej. Dzięki temu pozwala na wykrycie najbardziej aktywnych czarnych dziur. W tym wypadku aktywność gwiazdotwórcza okazała się wysoka. Ponadto wstępne rezultaty analiz większej ilości takich galaktyk potwierdziły, że aktywność AGN nie hamuje formowania się gwiazd.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51373

[Scorus]

Obserwacje gwiazdy Alpha Centauri A pozwoliły na znalezienie warstwy w jej atmosferze chłodniejszej od otoczenia, odpowiadającej warstwie pomiędzy chromosferą a koroną na Słońcu. Jest to pierwsza taka obserwacja dla odległej gwiazdy. Badana gwiazda jest bardzo podobna do Słońca pod względem masy, wieku i składu chemicznego. Daje więc dobrą okazję do porównania dwóch gwiazd tego samego typu. W badaniach wykorzystano obserwacje prowadzone w dalekiej podczerwieni porównane z modelami teoretycznymi atmosfer gwiazd. Dalsze badania takich warstw w przypadku gwiazd innych typów rzucą nowe światło na zagadnienie ich powstania oraz mechanizmów ogrzewania korony. Ponadto lepsze zrozumienie temperatur atmosfer gwiazd będzie istotne dla wykrywania dysków pyłowych wokół nich. Obecność chłodnej warstwy możne mieć niewielki wpływ na wyliczenia ilości chłodnego pyłu wokół gwiazdy.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51395

[Scorus]

Obserwacje układu podwójnego zawierającego czarną dziurę GX 339-4 pozwoliły na dokonanie pierwszej detekcji emisji podczerwieni z samej podstawy dżetu. Układ ten jest jednym z najlepiej zbadanych obiektów tego typu. Co kilka lat znacznie zwiększa jasność rentgenowską na kilka godzin lub dni. Dlatego tez jest dobrym przykładem do badan zmienności czarnej dziury. Jest regularnie obserwowany w zakresie rentgenowskim, optycznym, bliskiej podczerwieni i radiowym. Pozwala to na badania różnych regionów wokół czarnej dziury. Dysk akrecyjny jest najjaśniejszy w zakresie rentgenowskim, a dżet - w zakresie radiowym. Obecnie dodanie obserwacji w dalekiej podczerwieni pozwoliło na opróbkowanie początkowego odcinka dżetu. Herschel wykonał obserwacje po wykryciu zmian w emisji rentgenowskiej, wskazujących na początek fazy rozbłysku, po zebraniu odpowiednio dużej ilości materii w dysku akrecyjnym. W fazie rozbłysku charakteryzującej się miękką emisją rentgenowską czarna dziura powoduje powstanie dżetu balistycznego, złożonego z szeregu wyrzutów materii, jasnego radiowo, rozciągającego się na około 10 000 AU. PO zakończeniu rozbłysku, gdy źródło przechodzi w fazę twardej emisji rentgenowskiej powstaje dżet kompaktowy - słabszy radiowo, rozciągający się na 10 AU. Dane z Herschela w połączeniu z pozostałymi potwierdziły obecnie przyjmowany model objaśniający emisje dżetu jako promieniowanie synchrotronowe wysokoenergetycznych elektronów. Elektrony o największych energiach, znajdujące się u podstawy dżetu powodują powstawanie emisji w dalekiej podczerwieni. Elektrony w dalszej części dżetu, o mniejszych energiach wytwarzają emisję radiową. Jednak na bazie aktualnych danych nie można wiarygodnie wytłumaczyć powstania emisji optycznej i w bliskiej podczerwieni. Jest ona związana z dżetem, ale jej pochodzenie wydaje się inne od emisji radiowej i w dalekiej podczerwieni. Możliwe jest, że fotony dalekiej podczerwieni i radiowe są odbijane od dysku akrecyjnego, dzięki czemu zwiększają swoją energię.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51482

[Scorus]

Obserwacje mgławicy M78 wykonane w ramach przeglądu protogwiazd w Orionie (Herschel Orion Protostar Survey - HOPS) pozwoliły na znalezienie jednych z najmłodszych znanych protogwiazd. Protogwiazdy te są na tyle chłodne, że nie zostały wykryte na obrazach ze Spitzera. Ich detekcja została dokonana za pomocą Herschela i potwierdzona w zakresie radiowym za pomocą systemu APEX (Atacama Pathfinder Experiment) w Chile.

Ilustracja po lewej przedstawia obraz M78 złożony z obrazów z PACS Herschela (zielony), Spiztera (niebieski) i APEX (czerwony). Obraz po lewej jest złożeniem danych z dwóch instrumentów Spiztera - IRAC (niebieski) i MIPS (czerwony).

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA16839

[Scorus]

Ostatnio zaprezentowano obraz regionu gwiazdotwórczego W3, jednego z największych w Drodze Mlecznej. Obszary niebieskie W3 Main i W3 (OH) są gęstymi skupiskami nagrzanego pyłu w których aktualnie formują się gwiazdy. Starsze gwiazdy o dużych masach znajdują się w obszarach AFGL 333 i KR 140. na obrazie widoczna jest też rozległa sieć włókien zimniejszego gazu i pyłu. W niektórych miejscach tej struktury tworzą się gwiazdy o małych masach. Rejony te są widoczne w postaci żółtych plamek. Obserwacje rejonów W3 Main i W3 (OH) wykazały, że masywne młode gwiazdy nie rozpraszają całej materii wokół siebie. W ich skupiskach napływająca materia może tworzyć zgęstnienia, umożliwiając dalsze powiększanie masy gwiazd.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51583

[Scorus]

Herschel dostarczył pierwszego obrazu dysku pyłowego wokół gwiazdy podolbrzyma posiadającej układ planetarny - Kappa Coronae Borealis. Dysk powstał na skutek zderzeń planetoid i komet. Gwiazdę obiega planeta o masie około 2 mas Jowisza, a ponadto podejrzewana jest obecność drugiej planety. Obserwacje Herschela dostarczyły informacji na temat właściwości układu planetarnego w fazie poprzedzającej przejście gwiazdy w olbrzyma. Dostarczyły też danych na temat konfiguracji układu. Dysk przetrwał 2.5 mld życia gwiazdy. W Układzie Słonecznym natomiast większa część pyłu została usunięta w fazie wielkiego bombardowania, 600 mln lat po powstaniu Słońca. Dane Herschela można dopasować do 3 modeli konfiguracji układu. Według pierwszego zawiera on pojedynczy pas pyłu rozciągający się w odległości 20 AU - 220 AU od gwiazdy. Planeta okrąża gwiazdę w odległości 7 AU i zaburza wewnętrzny skraj pasa. Według drugiego modelu dysk znajduje się pod wpływem grawitacyjnym obu towarzyszy. Maksymalna produkcja pyłu występuje w odległości 70 - 80 AU. Według ostatniego modelu dysk jest podzielony na dwie części, o środkach przy 40 AU i 165 AU. Zewnętrzny towarzysz okrąża gwiazdę w odległości 7 - 70 AU, pomiędzy nimi. Może być brązowym karłem.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51648

[Scorus]

W przeglądzie HerMES (Herschel Multi-tiered Extragalactic Survey) zidentyfikowano galaktykę produkującą gwiazdy w rekordowym tempie, 2000 razy szybciej niż Droga Mleczna. Została ona oznaczona jako HFLS3. Ponieważ galaktyka ta znajduje się w odległość 13 mld lat świetlnych (jest obserwowana w okresie w którym Wszechświat miał tylko 880 mln lat) tak wysoki poziom aktywności jest problematyczny dla teorii formowania się galaktyk. Mimo młodego wieku maga galaktyki jest porównywana z masą Drogi Mlecznej (140 mld mas Słońca). Według aktualnych teorii tak masywne galaktyki nie powinny występować w okresie młodości wszechświata. Pierwsze galaktyki powinny być niewielkie i formować gwiazdy w tempie kilka razy większym niż w Drodze Mlecznej.

HFLS3 zwróciła na siebie uwagę wśród innych galaktyk aktywnych gwiazdotwórczo ze względu na dużą jasność i silne poczerwienienie. Dalsze obserwacje naziemne pozwoliły na wyznaczenie przesunięcia ku czerwieni na 6.34. Potwierdziło to, że jest to najdalsza ze znanych galaktyk tego rodzaju. Dzięki znanej odległości można było użyć jasności w podczerwieni do oszacowania tempa formowania gwiazd. Wykazano dzięki temu, że tempo to jest bliskie maksymalnemu przewidywanemu teoretycznie. Przy większym wiatry młodych gwiazd rozpraszają gaz hamując aktywność. Galaktyki takie są bardzo rzadkie, więc trudne do odszukania. Obecnie dane z Hershela są analizowane w celu znalezienia dalszych przykładów.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51692

[Adam.Przybyla]

Taki ciekawy link, z czego zrobiony jest ten teleskop: http://rtems.org/wiki/index.php/Herschel. Troche wiecej szczegolow niz tylko nazwy urzadzen czy ciezar calosci;-) Z powazaniem
                                                                  Adam Przybyla

[Scorus]

Obserwacje Jowisza wykazały, ze prawie całą woda znajdująca się w jego stratosferze pochodzi z komety Shoemaker-Levy 9. Obecność wody w górnych częściach atmosfery Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna została stwierdzona na podstawie danych z satelity ISO w 1997 r. Od tego czasu pozostawała problematyczna. Woda w dolnych częściach atmosfer pochodzi z wnętrza planet. Jednak dla wody w górnych częściach proponowano różne źródła takie jak zderzenia z kometami, pył międzyplanetarny, pierścienie czy księżyce lodowe. W 2011 r dane z Herschela pozwoliły na stwierdzenie, że woda w atmosferze Saturna pochodzi z Enceladusa. W 2012 r okazało się, że woda w atmosferze Tytana pochodzi z tego samego źródła. Obecne badania pozwoliły na zidentyfikowanie źródła wody na Jowiszu.

Co najmniej duży udział komety Shoemaker-Levy 9 podejrzewano już wcześniej, na podstawie rozkładu przestrzennego tlenku węgla powstającego podczas reakcji fotochemicznych z udziałem wody. Obecnie Herschel dostarczył bezpośrednich obserwacji rozkładu poziomego i pionowego wody potwierdzając ten model. Za pomocą instrumentu PACS zmapowano zawartość wody wzdłuż tarczy planety. Za pomocą HIFI uzyskano profile pionowe zawartości wody w stratosferze. Wstępne obserwacje PACS w zakresie 66.4 mikronów (zawierającym wiele cech spektralnych wody) wykonano jeszcze w fazie testów satelity, w 2009 r. Wykazały one asymetrię w rozkładzie wody - więcej wody znajdowało się na półkuli południowej, gdzie doszło do zderzenia. Dalsze obserwacje, większej ilości punktów na tarczy wykonano w 2010 r. Potwierdziły one wcześniejsze wyniki. POmiary temperatury atmosfery wykonane za pomocą teleskopu NASA IRTF (Infrared Telescope Facility) na hawajach wykazały, że obserwowany wzorzec nie jest związany z fluktuacjami temperatury atmosfery. Musi więc być realnym efektem związanym z nierównomiernym rozmieszczeniem wody. Dowodzi to, że dostarczenie wody było związane z pojedynczym wydarzeniem. Wyklucza do udział księżyców i pierścieni. Źródła lokalne powinny dostarczać wody stale, co doprowadziłoby do jej symetrycznego rozkładu na obu półkulach. Przy uwzględnieniu jonizacji możliwe byłoby też wystąpienie większych koncentracji na biegunie lub równiku, ale nie na jednej z półkul. Danymi uzupełniającymi były spektrogramy HIFI scentrowane na 179.5 mikrona, inną linię charakterystyczną dla wody. Uzyskano je w 25 punktach na tarczy planety. Pozwoliły na określenie pionowego rozkładu wody w stratosferze. Wykazały one, iż większa część wody znajduje się na poziomie nieodpowiadającym ciśnieniu 2 milibarów, czyli w wysokiej część stratosfery, znacznie powyżej szczytu troposfery (optycznej powierzchni planety). Górna cześć troposfery nie pozwala na przejście pary wodnej z wnętrza planety do stratosfery. Dlatego więc woda obecna w stratosferze musi pochodzić ze źródeł zewnętrznych. Ponadto brak wody w dolnej części stratosfery potwierdza, że woda obecna w górnej części stratosfery została dostarczona w pojedynczym zdarzeniu. Gdyby woda byłą dostarczana ciągle przez opad pyłu międzyplanetarnego, w długim okresie czasu zostałaby dostarczona również do dolnej części stratosfery. Wyniki te nie wykluczają działania innych źródeł wody, ale ich wkład musi być minimalny. Co najmniej 95% obserwowanej wody pochodzi z komety Shoemaker-Levy 9.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51720

[Scorus]

Obraz mgławicy Koński Łeb (Barnard 33):
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/Herschel_and_Hubble_see_the_Horsehead_in_new_light

[Scorus]

29 kwietnia wyczerpał się zapas helu chłodzącego. Tak więc misja naukowa została zakończona. W dalszej kolejności satelita zostanie przeniesiony na stabilną orbitę okołosłoneczną.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51550

[kanarkusmaximus]

29 kwietnia wyczerpał się zapas helu chłodzącego. Tak więc misja naukowa została zakończona. W dalszej kolejności satelita zostanie przeniesiony na stabilną orbitę okołosłoneczną.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51550

Czy w przypadku Herschela nie było szans na "ciepłe" obserwacje?