Chandra X-ray Observatory (CXO)

[Scorus]

Analizy spektrogramów rentgenowskich gwiazdy neutronowej w centrum pozostałości supernowej Cassiopea A pozwoliły na wykrycie cienkiej atmosfery węglowej. Wyjaśnia to dlaczego gwiazda ta nie emituje pulsacji radiowych i rentgenowskich.

Gwiazda neutronowa w centrum CAS A została wykryta na pierwszych obrazach rentgenowskich uzyskanych za pomocą instrumentu ACIS Teleskopu Chandra w 1999r. Miała ona postać jasnego źródła punktowego. Od czasu odkrycia była ona zagadkowa, ponieważ nie rejestrowano z niej pulsacji rentgenowskich i radiowych.

Obecnie porównanie spektrogramów tego obiektu uzyskanych za pomocą spektrometrów LEGS i HEGS z modelami teoretycznym pozwoliło na wykazanie, że gwiazdę otacza bardzo cienka otoczka węglowa. Jej grubość jest szacowana na zaledwie kilka cali. Jest to pierwszy przypadek w którym potwierdzono skład atmosfery izolowanej gwiazdy neutronowej.

Obecność takiej otoczki sprawia, że emisja rentgenowska jest jednorodna we wszystkich kierunkach i podczas rotacji gwiazdy impulsy charakterystyczne dla pulsarów nie mogą występować. Wcześniejsze modele zakładały obecność atmosfery wodorowej. Pozwalały one na zmniejszenie rozmiarów gorącej plamy emitującej promieniowanie rentgenowskie. Jednak całkowity brak pulsacji wymagał założenia, że gwiazda jest bardzo mała. Musiałaby składać się z hipotetycznej materii kwarkowej. Model z otoczką węglową tego nie wymaga i bardzo dobrze pasuje do obserwacji.

Otoczka ta powstała z materii pozostałej po wybuchu supernowej, oraz na skutek reakcji termojądrowych zachodzących na powierzchni gwiazdy. Spowodowały one przekształcanie wodoru i helu w węgiel.

Wiek pulsara w centrum CAS A jest oceniany tylko na kilkaset lat. Dzięki temu jest ona najmłodszą z kilku gwiazd neutronowych dla których rejestrowano emisję z powierzchni. Cechy spektrogramów rentgenowskich oraz brak aktywności charakterystycznej dla pulsarów wskazują, że pole magnetyczne gwiazdy jest relatywnie słabe. Podobne słabe pola magnetyczne posiadają też inne pulsary nie emitujące pulsów radiowych, ale produkujące słabe pulsy rentgenowskie. Obecnie nie jest jasne, czy takie gwiazdy neutronowe zachowują słabe pole magnetyczne przez cały okres swojego życia, czy też z czasem procesy zachodzące w ich wnętrzach wytwarzają pola silne. W tym ostatnim wypadku pulsar rentgenowski stawały się pulsarem radiowym.

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_110409.html

[Scorus]

Opublikowany został obraz kompozycyjny Mgławicy Krab będący złożeniem danych z Chandry, Teleskopu Hubblea i Teleskopu Spitzera.

Na obrazie dane rentgenowskie zaznaczone są kolorem niebieskim,. Przedstawiają one region występowania wysokoenergetyczne cząstek emitowanych przez gwiazdę neutronową znakującą się w centrum mgławicy. Obraz optyczny z Teleskopu Hubblea jest zaznaczony na żółto i czerwono, a obraz w podczerwieni ze Spitzera  - na różowo.

Obraz rentgenowski obejmuje mniejszą część mgławicy niż obrazy optyczne i podczerwone. Jest to spowodowane wytracaniem energii przez elektrony emitowane przez pulsara. Promieniowanie rentgenowskie wytwarzają tylko elektrony o najwyższych energiach. Wytracają one energię dosyć szybko. Za emisję optyczną i podczerwoną są natomiast odpowiedzialne elektrony o niższych energiach.

Mgławica Krab była wielokrotnie obserwowana przez wszystkie Wielkie Obserwatoria w czasie ich misji. Jest jednym z najdokładniej badanych obiektów na niebie.


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

[Scorus]

Opublikowano mozaikę centralnego regionu Drogi Mlecznej złożoną z obrazów rentgenowskich z Chandry, obrazów w bliskiej podczerwieni z Teleskopu Hubblea oraz obrazów podczerwonych z Teleskopu Spiztera. Jest to jeden z najdokładniejszych wizerunków jądra Drogi Mlecznej.

Obserwacje rentgenowskie i w podczerwieni pozwoliły na ukazanie szczegółów centralnego regionu Drogi Mlecznej pomimo dużej ilości pyłu. Zdjęcie ma szerokość około 0.5 stopnia. Centrum Galaktyki znajduje się w jasnym rejonie położonym po prawej lekko nad centrum mozaiki.

Na zdjęciu kolor żółty reprezentuje obraz w bliskiej podczerwieni z HST. Pokazuje on regiony gwiazdotwórcze oraz liczne gwiazdy. Kolor czerwony reprezentuje obraz ze Spitzera. Widać na nim obłoki pyłu podgrzanego przez promieniowanie gwiazd oraz wiatry gwiazdowe. Widoczna jest na nim złożona struktura w postaci włókien i filamentów. Kolor niebieski pokazuje emisję rentgenowską gorącego gazu oraz rentgenowskich układów podwójnych.

Na obrazie widoczne są wszystkie etapy ewolucji gwiazd. Można zauważyć regiony gwiazdowtórcze, młode, gorące gwiazdy, gwiazdy stare i chłodne, oraz pozostałe po masywnych gwiazdach czarne dziury i gwiazdy neutronowe w rentgenowskich układach podwójnych. Tłem zdjęcia jest rozproszona emisja rentgenowska. Pochodzi ona z gorącego gazu podgrzewanego do temperatury kilku milionów st C na kilka sposobów. Temperatura gazu jest podnoszona między innymi przez rozbłyski zachodzące w okolicach supermaswynej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. Ponadto za ich podgrzewanie odpowiedzialne są wiatr gwiazdowe wiatr masywnych oraz zachodzące w tym regionie wybuchy supernowych.


http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_111009.html

[Scorus]

Analizy kształtu pozostałości supernowych obserwowanych przez Teleskop Chandra w zakresie promieniowania rentgenowskiego pozwoliły na skorelowanie symetrii pozostałości z typem eksplozji.

Badane były młode pozostałości supernowych wykazujące silną emisją rentgenowską krzemu wyrzuconego podczas wybuchu. Dzięki temu wykluczono wpływ gazu ośrodka międzygwiazdowego na kształt rejonu emisji rentgenowskiej. Analizowano 17 pozostałości w Drodze Mlecznej i Wielkim Obłoku Magellana. Dla każdej pozostałości istniały niezależne oznaczenia typu supernowej oparte np na zawartości określonych pierwiastków chemicznych w ich obrębie.

Badania zademonstrowały, iż eksplozje typu Ia porozstawiają symetryczne, koliste pozostałości. Supernowe tego typu są eksplozjami białych karów w układach podwójnych, często używanymi podczas pomiarów tempa eksplozji Wszechświata. Pozostałości supernowych powstających na drodze zapadania się jąder masywnych gwiazd pozostawiają natomiast pozostałości wyraźnie asymetryczne.

Badania te są istotnym krokiem naprzód jeśli chodzi o badania supernowych. Zebrane informacje na temat pozostałości muszą zostać uwzględnione w modelach teoretycznych opisujących supernowe. Modele supernowych typu Ia muszą uwzględnić wytwarzanie symetrycznych pozostałości, natomiast modele eksplozji gwiazd masywnych – wytwarzanie supernowych niesymetrycznych.

W badanej próbie pozostałości 10 przykładów zostało zaklasyfikowanych jako pozostałości eksplozji gwiazd masywnych, a 7 jako pozostałości supernowych Ia. Nietypowa jest pozostałość SNR 0548-70.4. Na podstawie składu chemicznego została zaklasyfikowana jasko pozostałość supernowej Ia. Natomiast na podstawie kształtu określono ją jako pozostałość eksplozji masywnej gwiazdy. Może to wynikać ze specyficznej orientacji przestrzennej pozostałości supernowej Ia względem linii widzenia. Wymaga ona jednak dalszych badań.

Metoda oceny typu supernowej na podstawie ich kształtu może być zastosowana do pozostałości położonych w dużych odległościach, np. w przypadku jasnych pozostałościach w galaktyce M33.

http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_121709.html

[Scorus]

Obserwacje rentgenowskie otoczenia supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej (Sagittarius A*, Sgr A*) wykazały, że napływa do niej bardzo mało materii.

Czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej pochłania głównie  gaz emitowany w postaci wiatrów gwiazdowych przez dziesiątki masywnych gwiazd położonych w otoczeniu. Do tej pory szacowano, że pobiera ona około 1% tej materii, ponieważ gwiazdy znajdują się w  dużej odległości, gdzie wpływ grawitacji czarnej dziury jest już słaby. Obecne obserwacje rentgenowskie wskazują jednak, że ilość pochłanianej materii jest znacznie niższa.

Analiza danych wykazała, że do czarnej dziury dostaje się tylko 1% z 1% materii wiatrów gwiazdowych. Tak niska wartość może być wytłuczona za pomocą nowego modelu teoretycznego opracowanego na podstawie obserwacji z długim czasem ekspozycji wykonanych przez Teleskop Chandra.

Model ten odtwarza przepływ energii pomiędzy dwoma regionami – bliskim otoczeniem czarnej dziury położonym w pobliżu horyzontu zdarzeń, oraz regionem dalszym (zawierającym pobliskie gwiazdy). Zderzenia pomiędzy cząstkami o wysokiej energii blisko czarnej dziury przenoszą energię do cząstek w regionach dalszych. Dzięki temu powstaje ruch gazu skierowany na zewnątrz od czarne dziury. Powoduje to usuwanie większości materii blisko czarnej dziury. Model ten pozwala na wytłumaczenie pochodzenia rozciągłej, rozproszonej emisji rentgenowskiej wokół Sagittariusa A* oraz obecności wielu struktur obserwowanych na innych długościach fal.

Opublikowany obraz otoczenia  Sagittariusa A* został opracowany na podstawie danych zebranych podczas kilku długich obserwacji. Łączny czas ekspozycji wyniósł około 1 miliona sekund. Dzięki odpowiednio długiej ekspozycji widoczna jest pozostałość supernowej położona blisko Sgr A*, oznaczana jako Sgr A East. Widoczne są też strugi gorącego gazu rozciągające się na dziesiątki lat świetlnych od czarnej dziury. Są one śladami kilku rozbłysków które zaszły w otoczeniu czarnej dziury w czasie ostatnich kilkudziesięciu tysięcy lat.

Obraz pokazuje też kilka filamentów jasnych w zakresie rentgenowskim. Ich natura nie jest dostatecznie wyjaśniona. Mogą być strukturami magnetycznymi oddziaływującymi z wiatrami energetycznych elektronów emitowanymi przez pulsary.

http://chandra.harvard.edu/photo/2010/sgra/

[Scorus]

Obserwacje ultrajasnego źródła rentgenowskiego (Ultraluminous X-ray Source - ULS) w galaktyce NGC 1399 wykonane za pomocą Teleskopu Chandra w zakresie rentgenowskim i Teleskopów Magellan w zakresie optycznym przyniosły dane sugerujące, iż jest ono czarną dziurą o średniej masie, która niedawno rozerwała białego karła. W przypadku potwierdzenia byłby to bardzo mocny dowód przemiatający za istnieniem czarnych dziur o masach pośrednich między czarnymi dziurami supermasywnymi  a gwiazdowymi, oraz pierwszy zaobserwowany przypadek zniszczenia obiektu gwiazdowego przez czarną dziurę.

Chandra wykrył silne źródło promieniowania rentgenowskiego w gęstej gromadzie kulistej położonej w galaktyce eliptycznej NGC 1399, zlokalizowanej w odległości 65 milionów lat świetlnych. Źródło to na podstawie jasności zostało sklasyfikowane jako ULS. Źródła takie są jaśniejsze od wszystkich innych źródeł rentgenowskich za wyjątkiem jąder galaktyk aktywnych. Na podstawie niektórych teorii uznawane za czarne dziury o masach średnich, ale nie ma co do tego zgody i jest to od dawno dyskutowany problem. Masy takich czarnych dziur leżałyby w przedziale od 100 mas Słońca do kilku tysięcy mas Słońca.

Dalsze obserwacje wykonane w świetle widzialny za pomocą Teleskopów Magellana I i II w Las Campanas w Chile ujawniły istnienie otoczki gazu o specyficznym składzie otaczającej obszar emitujący promieniowanie rentgenowskie. Na podstawie danych spektrometrycznych oszacowano, że materia ta okrąża obiekt o masie około 1000 mas Słońca. Byłby to pierwszy kandydat na czarną dziurę o masie średniej zaobserwowany w gromadzie kulistej, czyli w środowisku gdzie należy oczekiwać obecności takich obiektów.

Obecność tlenu i brak wodoru w badanym gazie wskazuje, że materia ta pochodzi ze zniszczonego białego karła, ponieważ białe karły prawie nie zawierają wodoru. Biały karzeł po zbliżeniu się do czarne dziury został rozerwany przez siły pływowe. Zaobserwowano też obecność azotu, co pozostaje zagadką.

Oszacowania teoretyczne wskazują, że silna emisja rentgenowska materii pozostałej po rozerwaniu białego karła powinna się utrzymywać przez około 1000 lat, ale z czasem powinna słabnąć. Do tej pory pomiędzy rokiem 2000 a 2008 zaobserwowano spadek jasności rentgenowskiej o 35%.

http://chandra.harvard.edu/press/10_releases/press_010410.html

[Scorus]

Opublikowano obraz kompozycyjny zderzających się galaktyk NGC 6872 i IC 4970. Jest on złożeniem danych z Teleskopu Chandra, Teleskopu Spitzera i Very Large Telescope (VLT).

Na zdjęciu obraz rentgenowski jest zaznaczony kolorem różowym, obraz ze Spitzera -  czerwonym, a obraz optyczny z VLT – czerwonym, zielonym i niebieskim.

Obserwacje rentgenowskie pokazały, że galaktyka IC 4970 (widoczna na górze zdjęcia) posiada aktywne jądro, które jest jednak otoczone dużymi ilościami pyłu. Z tego powodu obraz optyczny niewiele pokazuje w tym regionie. Emisja materii podgrzewanej podczas opadania na czarna dziurę jest natomiast widoczny w zakresie rentgenowskim i w podczerwieni. Na zdjęciu widoczna jest ona w postaci jasnego źródła punktowego.

Obserwacje z Chandry wykazały, że w IC 4970 nie ma dość zasobów gorącego gazu, który mógłby zasilać czarną dziurę w jej jądrze. Materia dostająca się do czarnej dziury pochodzi natomiast z galaktyki NGC 6872. IC 4970 wyrywa część gazu z tej galaktyki, co widoczne jest na obrazie ze Spitzera.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/ngc6872/

[Scorus]

Obserwacje rentgenowskie galaktyki ESO 137-001 wykonane z bardzo długimi czasami ekspozycji przez Teleskop Chandra ujawniły obecność dwóch warkoczy gazu wybiegających z tego obiektu. W ich obrębie formują się nowe gwiazdy, co jest pierwszym przekonującym przykładem powstawania gwiazd poza galaktykami.

Galaktyka ESO 137-001 jest położona w gromadzie galaktyk Abell 3627 w gwiazdozbiorze Trójkąt Południowy.

Warkocz został po raz pierwszy zaobserwowany 3 lata temu za pomocą Chandy oraz położone w Chile teleskopu SOAR (Southern Astrophysical Research Telescope). Obecne obserwacje ujawniły natomiast obecność drugiego warkocza. Dłuższy warkocz rozciąga się na przestrzeni 260 000 lat świetlnych. Na pocztach takich struktur mogą powstawać gwiazdy, ale zazwyczaj w granicach galaktyki. Układ ten jest jednak nietypowy, ponieważ zaobserwowano w nim dowody powstawania gwiazd w bardzo dużej odległości od galaktyki. Było to bardzo nieoczekiwane.

Na formowanie się gwiazd w obrębie warkocza wskazuje emisja w zakresie linii H-alfa zaobserwowana za pomocą teleskopu SOAR. Chandra wykrył w jego obrębie też jasne źródła punktowe. Są one masywnymi, młodymi gwiazdami, które zazwyczaj są związane z młodymi gromadami gwiazd. Wskazuje to na duże nasilenie aktywności gwiazdotwórczej.

Warkocz powstał gdy zimny gaz z ESO 137-001 (o temperaturze kilku stopni powyżej zera absolutnego) został wyrwany przez gorący gaz (o temperaturze około 100 milionów stC) wypełniający gromadę Abell 3627 w czasie ruchu galaktyki ku jej centrum. Emisja rentgenowska powstała na skutek podgrzewania zimnego gazu do temperatury 10 milionów stopni. Gaz ten stopniowo odparowywał. Teleskop Spitzera dostarczył też dowodów na obecność gazu o temperaturze 100 – 1000 milionów stopni.

Podwójny warkocz gazu wybiegający z ESO 137-001 jest bardzo chłodny i trudny do zaobserwowania. Wyjaśnienie pochodzenia zaobserwowanego układu napotyka na trudności. W galaktyce mogą istnieć dwa źródła gazu. Możliwe, że materia ta została wyrwana z dwóch głównych ramion spiralnych ESO 137-001. Takie usuwanie zimnego gazu z galaktyki powinno spowodować wygaszenie w niej aktywności gwiazdowtórczej i zaburzyć układ ramion spiralnych. Za uformowanie tej struktury odpowiedzialne mogą też być pola magnetyczne.

Aktualne obserwacje wskazują też na zmianę temperatury gorącej części gazu w warkoczu oraz zmianę szerokości warkocza w miarę oddalania się od galaktyki. Stwarza to problemy przy próbach modelowania tej struktury.

Opublikowany oraz galaktyki ESO 137-001 jest złożeniem obrazu rentgenowskiego (kolor niebieski), zdjęcia w zakresie optycznym (kolor żółty) oraz obrazu uzyskanego w zakresie linii H-alfa (kolor czerwony). Dwa ostatnie zdjęcia zostały uzyskane przez teleskop SOAR.

http://chandra.harvard.edu/press/10_releases/press_012110.html

[Scorus]

Obserwacje wykonane za pomocą Teleskopu Chandra i Teleskopów Magellana w Chile pozwoliły na znalezienie pierwszego bezspornego przykładu podwójnego kwazara w parze zderzających się, odległych galaktyk.

Do tej pory nie udawało się znaleźć przykładu dwóch kwazarów połączonych grawitacyjne w galaktykach które bezsprzecznie zderzały się ze sobą. Zderzenia galaktyk były częste w odległej przeszłości. Wtedy też częste musiały być podwójne układy supermasywnych czarnych dziur. Zderzenia galaktyk wzmagały też akrecję materii na supermasnwyen czarne dziury w galaktykach, które stawały się bardzo aktywne i widoczne jako kwazary. Z powodu dużej odległości podwójne kwazary nie mogą być jednak rozdzielone za pomocą większość teleskopów i są trudne do wyszukania.

Obiekt SDSS J1254+0846 został wykryty na podstawie danych z przeglądu Sloan Digital Sky Survey. Jego obserwacje wykonane za pomocą Teleskopu Chandra, w obserwatorium Kitt Peak, oraz  w obserwatorium Palomar wykazały, że jest to najprawdopodobniej podwójny kwazar. Następnie jego dokładniejsze obrazy i badania spektrometryczne wykonano za pomocą 6.5 metrowego Teleskopu Magellana w Las Palmas w Chile. Uzyskane zdjęcia wyraźnie pokazały warkocze materii wyrwanej z galaktyk przez siły pływowe. Pokazało to, że galaktyki te nie tylko znajdują się blisko siebie na niebie, ale naprawdę ze sobą oddziałują. Symulacje komputerowe wykazały też, że obserwowane struktury rzeczywiście odpowiadają łączeniu się dwóch galaktyk.

Opublikowany obraz SDSS J1254+0846 jest złożeniem zdjęcia optycznego z Teleskopu Magellana (kolor zielony) i danych z Chandry (kolor niebieski).

http://chandra.harvard.edu/press/10_releases/press_020310.html

[grzesiek58]

Pierwotna data: 17/02/2008

Możliwe wykrycie przodka supernowej szczególnego typu

Naukowcy donoszą o możliwym wykryciu podwójnego systemu gwiazd, który później został zniszczony w wyniku eksplozji supernowej Ia(do teraz nigdy nie wykryto gwiazdy, która potem stała się supernową tego typu).
Ale od początku. W 2007 r wykryto supernową w pobliżu galaktyki eliptycznej NGC 1404. Nazwaną ją SN 2007on i sklasyfikowany jako supernową typu Ia co oznacza, że eksplozja spowodowany został przez wybuch białego karła w podwójnym układzie gwiazd.
Powód wybuch białego karła nie jest do końca znany. Jedna z teorii zakłada, że biały karzeł mógł "wykradać" materię drugiej gwieździe z systemu co doprowadza do jego niestabilności i w konsekwencji wybuchu.
Taka opcja przewiduje jednak, że podczas pobierania materii, karzeł silnie się ogrzewa oraz produkuje promienie rentgenowskie, które powinny być wykryte przed wybuchem.
I tak właśnie się stało. Na zdjęciach tego obszaru wykonanych rzez Chandrę 4 lata wcześniej wykryto dość silne źródło promieni X. Jest tylko jedno "ale". Źródło to nie znajduje się dokładnie w miejscu gdzie wykryto supernową. Praktycznie z każdych pomiarów wynika, że różnica pozycji jest na tyle duża, że nie może być wynikiem jakiegokolwiek błędu.
Z drugiej jednak strony, w tym obszarze jest tak mało źródeł rentgenowskich, że prawdopodobieństwo występowania takiego źródła niezwiązanego z supernową jest znikomo małe.
Jeszcze innym wytłumaczeniem, znacznie mniej prawdopodobnym jest całkowite zniknięcie źródła promieniowania rentgenowskiego odpowiedzialnego za wybuch supernowej.

Tak czy inaczej zagadka trwa, a naukowcy planują kolejne jeszcze dokładniejsze badanie tej sprawy.
Faktem jest jednak, że w przyszłości, wcale nie tak dalekiej możliwe, że będziemy mogli wykrywać choć część supernowych na jakiś czas przed ich wybuchem.




Po prawej obraz wykrytej supernowej, po lewej ten sam obszar przed czterema latami. Wyraźnie widać, że źródło rentgenowskie nie znajduje się idealnie w środku okręgu, który wyznacza miejsce supernowej SN 2007on.

http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/08-018.html
http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/photos08-018.html
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_021308.html

[grzesiek58]

Pierwotna data: 23/02/2008

Możliwy nowy typ gwiazd neutronowych, czyli zagadka Kes 75.

Ostatni obraz przedstawia pozostałości po wybuchy supernowej oznaczone jako Kes 75. Pozostałości te jak każde inne tego typu składają się z pulsara (jasny punkt w środku) oraz pozostałości gwiazdy odrzuconej podczas wybuchu (kolor czerwony). Wokół pulsara znajduje się dodatkowo bańka wysokoenergetycznej materii wymiecionej z okolic gwiazdy przez wiatr wytworzony przez szybką rotację i silne pole magnetyczne gwiazdy (kolor niebieski).

I wszystko byłoby w porządku, gdyby nie to, że pole magnetyczne gwiazdy jest sporo silniejsze niż przeciętnego pulsara ale nie na tyle żeby zaklasyfikować ją jako magnetar (gwiazdę neutronową o wyjątkowo silnym polu magnetycznym http://pl.wikipedia.org/wiki/Magnetar). Dodatkowo udało się zaobserwować potężne wybuchy promieni X pochodzące z tego pulsara. Takie wybuchy są charakterystyczne właśnie dla magnetarów, kiedy to przez nagłe zmiany pola magnetycznego powierzchnia gwiazdy traci stabilność a czasami jest nawet rozrywana.

Tym sposobem obiekt Kes 75 staje się obiektem, który nie pasuje do żadnego z obecnie znanych typów gwiazdy neutronowej. Być może w przyszłości stanie się on pierwszym obiektem nowego typu gwiazd neutronowej wypełniającym lukę miedzy pulsarem a magnetarem.



http://chandra.harvard.edu/photo/2008/kes75/     

[grzesiek58]

Pierwotna data: 25/03/2008

Badanie supernowych przy pomocy nowej metody

Naukowcy opracowali nową metodę przy pomocy której można ustalić bądź potwierdzić dane konkretnej supernowej. Możliwe to będzie za sprawą echa świetlnego pochodzącego z fali uderzeniowej wybuchu.

Ale po kolei. Co to jest echo świetlne? Powstaje ono na podobnej zasadzie co echo akustyczne. W momencie eksplozji światło wybuchu rozchodzi się kuliście z prędkością światła. Czoło tej kuli można nazwać swoistą falą uderzeniową. Taka fala podróżując przez przestrzeń kosmiczna napotyka różna drobne cząstki pyłu kosmicznego. Wtedy część tej fali ulega rozproszeniu, odbiciu na różna strony i tak trafia do obserwatorów na Ziemi. Przez to, że światło tą metodą pokonuje dłuższą drogą niż to biegnące bezpośrednio do nas może być widoczne setki lat po wybuchu. Zaletą tej metody jest niewątpliwie to, że obserwujemy światło bezpośrednio z wybuchu a dotychczas mogliśmy badać jedynie pozostałości po supernowej (za wyjątkiem obserwacji wybuchu). Badając takie echo (poszczególnych jego fal) ponoć można odtworzyć przebieg wybuchu.



Sekwencja ilustrująca ekspansję echa i ekspansję otoczki

I to samo w formie animacji
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/snr0509/Illustration_mog_lg_web.mpg


Z tymi informacjami w 2004r naukowcy ESA przy pomocy kilku urządzeń: Chandra, XMM i Gemini Observatory postanowili zbadać echo świetlne pochodzące od supernowej SNR 0509-67.5 w Wielkim Obłoku Magellana i po raz pierwszy za pomocą tej metody spróbowali ustalić jasność i jej wiek.
Należy jeszcze dodać, że wcześniej, przy pomocy metod standardowych (np ekspansji otoczki) ustalono, że SNR 0509-67.5 jest supernową typu Ia, czyli powstałą na skutek przekroczenia granicy Chandrasekhara (ok. 1,4 masy Słońca) przez białego karła z układu podwójnego. Do tego wiek wyznaczono na ok. 400 lat.

No więc badania tego echa przyniosły zaskakujące rezultaty, potwierdzające praktycznie dokładnie wszystkie parametry wyznaczone wcześniej. Do tego ustalono, że wybuch był niezwykle jasny i bardzo energetyczny.
Wyniki takie bardzo ucieszyły badaczy, bo dowodzą, że poznaliśmy nową metodę badania supernowych a także to, że o mechanizmie tych wybuchów (przynajmniej typu Ia) wiemy już bardzo dużo, bo nasze przypuszczenia są już potwierdzone z dwóch niezależnych źródeł.



W prawym górnym rogu pozostałości naszej supernowej, poniżej echo świetlne pochodzące od wybuchu a po lewej stronie obraz Wielkiego Obłoku Magellana z naniesionymi pozycjami wcześniejszych dwóch elementów.
Full Res: http://chandra.harvard.edu/photo/2008/snr0509/snr0509.jpg


A tutaj bardzo ciekawe zbliżenie na właśnie takie echo


http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_032008.html
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/snr0509/

Można jeszcze poczytać o wyznaczaniu odległości do cefeidy RS Pup przy pomocy właśnie echa świetlnego.
http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-05-08.html


Miłej lektury Wink 

[grzesiek58]

Pierwotna data: 06/06/2008

W28, czyli zmiksowane resztki

I kolejna praca dotycząca supernowej. Chodzi tym razem o pozostałości po supernowej nazwane W28. Jest to jeden z klasycznych przykładów pozostałości po supernowej określanych jako "mixed-morphology supernova remnant". Nazwa ta wynika z tego, że pozostałości te posiadają cechy kilku innych typów.

W28 jest ciekawe także z innego powodu. Resztki po wybuchu ekspandują w dość zatłoczonym środowisku. Jak widać na zdjęciu poniżej wokół naszego obiektu jest sporo innego kosmicznego pyłu. Właśnie oddziaływanie powiększającej się otoczki z otaczającym środowiskiem ciekawi naukowców. Oglądając zdjęcia można łatwo zauważyć, że "fala uderzeniowa" wyraźnie świeci, niezależnie od tego w jakim zakresie jest robione zdjęcie. A z tego wnioskujemy, że pozostałości dość intensywnie oddziaływują ze środowiskiem.

Zdjęcie poniżej to nałożenie trzech obrazów:
- optycznego z chilijskiego CTIO - kolor biały i szary,
- radiowego z VLA - kolor pomarańczowy,
- rentgenowskiego z ROSAT- kolor błękitny.

Najnowsze obserwacje przeprowadzone zostały przy pomocy Chandry. Teleskop ten przyjrzał się centralnym obszarom W28. Wyniki tych obserwacji widoczne są z boku na wklejce. Czerwony kolor oznacza nisko-energetyczne cząstki natomiast cząstki z największą energią widoczne są jako kolor niebieski. Wink


http://chandra.harvard.edu/photo/2008/w28/

Tutaj można zobaczyć zdjęcie z wklejką na swoim miejscu:
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/w28/w28_composite.jpg

[grzesiek58]

Kolejne badanie ciemnej materii.

NASA po raz kolejny dostarczyła bezpośrednich dowodów na istnienie ciemnej materii. Przy pomocy teleskopów kosmicznych: Hubble i Chandra udało się dokładnie sfotografować kolizję dwóch dużych grup galaktyk.
Jest to drugi taki obiekt badany pod tym kątem. Pierwszym był Cluster Bullet, którego badania z 2006 roku dostarczyły pierwszego ewidentnego dowodu na istnienie tej niezwykłej materii.

Teraz naukowcy przyjrzeli się podobnej kolizji, nazwanej średnio romantycznie MACS J0025.4-1222. Obiekt ten znajduje się w odległości 5,7 mld km od nas, w gwiazdozbiorze Wieloryba i podobnie jak Cluster Bullet powstał w wyniku ogromnej kolizji dwóch grup galaktyk.

Używając teleskopu Hubble'a sfotografowano zarówno ciemną jak i zwykłą materię, na zdjęciu jest to kolor niebieski. Natomiast przy pomocy Chandry, i jest to zaznaczone kolorem różowym, ustalono położenie tylko materii zwykłej. Tym samym w miejscach, gdzie widzimy tylko kolor niebieski (a więc po bokach) znajduje się spora ilość ciemnej materii.

Podczas takiego zderzenia, co jest logiczne, wpadające na siebie ogromne masy materii powodują swoje wzajemne spowolnienie. Dlatego koloru różowego najwięcej jest w środku, gdzie znajdują się pomieszane zwykłe materie z obu grup. Natomiast ze zdjęcia wyraźnie widać, że ciemna materia nie zwolniła tylko swobodnie "poleciała" sobie dalej. I stąd łatwo można potwierdzić, że ciemna materia grawitacyjnie nie oddziałuje w ogóle albo oddziałuje bardzo słabo z materią zwykłą.
Piszę potwierdzić, bo wniosek taki wyciągnięto podczas badania Cluster Bullet a teraz go jedynie potwierdzono.

No i tak właściwie to jest jedna z bardzo niewielu informacji jaką w tym momencie posiadamy właśnie o ciemnej materii Wink Zobaczymy co przyniesie czas Wink


http://chandra.harvard.edu/photo/2008/macs/macs.jpg

Link:
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/macs/

[grzesiek58]

Pierwotna data: 03/03/2010

Wiatr zmian

Kolejny artykuł dotyczy galaktyki NGC 1068 (M 77). Mianowicie chodzi o to, że od czarnej dziury znajdującej się we wnętrzu tej galaktyki wieje dość silny watr (ok 1 milion mph). Okazuje się zatem, że przez to na rozwój całej galaktyki mogą mieć wpływ nie tylko te największe ale również nieco skromniejsze czarne dziury. Należy dopowiedzieć, że czarna dziura wewnątrz M 77 jest jedynie dwukrotnie większa niż we wnętrzu Galaktyki - ma zatem przeciętne rozmiary.

Część gazu wymiecionego pod wpływem wiatru wraca ponownie w okolice czarnej dziury, część natomiast ucieka bezpowrotnie. Gaz wylatujący z okolic czarnej dziury przekazuje część energii materii otaczającej - przez którą przelatuje - podgrzewając i pobudzając ją do świecenia w promieniach X. Okazuje się, że to podgrzewanie może prowadzić do przyśpieszenia procesów gwiazdo-twórczych w tych obszarach. Co roku materia o masie około kilku mas Słońca jest "wymiatana" na odległość 3000 lat świetnych.



Kolor czerwony - promieniowanie X - Chandra X-ray Observatory
Kolor zielony - promieniowanie w zakresie widzialnym - Hubble Space Telescope
Kolor niebieski - fale radiowe - Very Large Array

Źródło:
http://chandra.harvard.edu/photo/2010/ngc1068/