Spitzer Infrared Telescope

[Scorus]

Podczas poszukiwań gwiazdy macierzystej supernowej SN 2008S z galaktyki NGC 6946 w archiwalnych danych optycznych i podczerwonych nie udało się jej odszukać w obserwacjach w świetle widzialnym. Została znaleziona jedynie na obrazach ze Spitzera. Przyczyną był otaczający gwiazdę kokon pyłu pochłaniającego promieniowanie widzialne i ultrafioletowe. Pył prawdopodobnie uformował się w wietrze gwiazdowym z tego obiektu. Eksplozja mogła być supernową typu IIn (kolaps jądra masywnej gwiazd otoczonej pyłem), ale masę gwiazdy oszacowano na jedynie 10 mas Słońca. Inna hipoteza mówi, iż był to gwałtowany rozbłysk rzadkiej gwizdy zmiennej zbliżonej do Eta Carina, ale i w tym wypadku masa gwiazdy powinna być znacznie większa. Podobny rozbłysk został zaobserwowany również w galaktyce NGC 300. Może być to nowa kategoria eksplozji związanych z gwiazdami.

http://gallery.spitzer.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=sig08-008

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080623/

[Scorus]

Za pomocą zestawu teleskopów pracujących na różnych długościach fal w ramach przeglądu COSMOS (Cosmic Evolution Survey) odkryto bardzo odległą galaktykę J100054_023436 o nadspodziewanie dużej aktywności gwiazdotwórczej. Jest to na tyle nieoczekiwane, że według obowiązujących teorii tempo tworzenia gwiazd powinno narastać z czasem i u młodych galaktyk nie powinno być aż tak wysokie. Tempo formowania gwiazd jest szacowane na 4 000 gwiazd na rok, dla porównania w Drodze Mlecznej powstaje 10 gwiazd na rok. Galaktyka po raz pierwszy została zaobserwowana przez teleskopy Hubblea i Subaru w świetle widzialnym. Obserwacje wykonane przez Spitzera w podczerwieni i James Clerk Maxwell Telescope na Mauna Kea w zakresie submilimetrowym wykazały jej bardzo wysoką jasność w tych obszarach widma. Młode gwiazdy intensywnie promenują w  zakresie ultrafioletu, co jest absorbowane przez pył, który wysyła dużą ilość promieniowania podczerwonego i submilimetrowego. Za pomocą Teleskopu Kecka wyznaczono odległość do galaktyki – aż 12.3 miliarda lat świetlnych. Dzięki obserwacją radiowym z VLA w połączeniu z danymi ze Spitzera i Teleskopu Jamesa Clerka wyznaczono tempo tworzenia gwiazd na 1 000 – 4 000 na rok.
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-12/release.shtml

Na załączonym montażu kolor zielony oznacza widzialny obraz galaktyki J100054_023436 (promieniowanie gazu), niebieski i czerwony – galaktyki tła w zakresie optycznym, żółty – obraz galaktyki J100054_023436 w bliskiej podczerwieni (promieniowanie gwiazd).

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-12/ssc2008-12c.shtml

[Scorus]

Obserwacje w podczerwieni bardzo masywnej gwiazdy typu Wolfa – Rayeta WR 102ka (‘Peony Nebula Star’) pozwoliły na oszacowanie jej całkowitej jasności. Okazało się, że wysyła ilość światła odpowiadającą 3.2 milionów Słońc. Jest tym samym drugą co do jasności znaną gwiazdą w naszej Galaktyce. Na pierwszym miejscu stoi Eta Carina świecąca jak 4.7 miliona Słońc. Oprócz Spitzera obserwacje wykonał też należący do ESO New Technology Telescope w Chile. Wcześniej oszacowania takie nie były możliwe, ponieważ gwiazdę zasłania mgławica i obłoki pyłu.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-13/ssc2008-13a.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-13/release.shtml

[Scorus]

Obserwacje galaktyki M101 wykazały, że w jej zewnętrznych częściach praktycznie brak jest  wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych (PAH) i prawdopodobnie innych złożonych związków organicznych. Prawdopodobnie są one niszczone przez silne promieniowanie. Ponadto galaktyka ta posiada największy gradient zawartości pierwiastków cięższych od helu. Ich zawartość jest duża w centrum i bardzo szybko spada w kierunku obrzeży. Obserwacje te pozwalają na oszacowania warunków panujących w pierwotnych galaktykach, ponieważ w czasie formowania się pierwszych gwiazd niewiele było związków typu PAH i metali.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-14/ssc2008-14a.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-14/release.shtml

[Scorus]

Obserwacje odległych gromad galaktyk wykonane za pomocą MIPS wykazały, że aktywność gwiazdotwórcza w galaktykach wzrasta podczas ich migracji do wnętrza gromad. Ponadto aktywność ta wrasta wraz z odległością (i malejącym wiekiem) gromad. Galaktyki wchodzące w obszar gorącego gazu w gromadach wytwarzają w nim fale uderzeniowe, które następnie powodują kompresję obłoków materii międzygwiazdowej w galaktykach wywołując gwałtowne formowanie się nowych gwiazd. Mechanizm powodujący wzrost tempa formowania gwiazd wraz z odległością nie jest jeszcze wyjaśniony. Spitzer jest pierwszym teleskopem mogącym zarejestrować promieniowanie w zakresie 24 mikronów z bardzo ległych galaktyk. Pozwoliło to na wykrycie młodych gwiazd zakrytych przez pył. Na obrazach galaktyk z gromady MS1054 promieniowanie młodych gwiazd zostało oznaczone na niebiesko. Tło jest z HST.

http://gallery.spitzer.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=sig08-009

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080806/

[Scorus]

Z okazji obchodów 5 rocznicy startu Spiztera upubliczniona została mozaika obłoku molekularnego W5. Obserwacje w podczerwieni zdają się potwierdzać teorię mówiącą, że masywne gwiazdy uformowane w takiej mgławicy przyczyniają się do inicjacji procesu powstania kolejnych generacji gwiazd. Gwiazdy o masach 15 – 60 słońc emitują silne wiatry gwiazdowe oraz intensywne promieniowanie. Powoduje to wymiatanie gazu z ich sąsiedztwa i tworzenie rozszerzającego się pęcherza pustki w mgławicy. Na brzegu takiej pustki gaz jest kompresowany, co  sprzyja rozpoczęciu procesu formowania kolejnych gwiazd. Na obrazach widać, że masywne gwiazdy (niebieskie plamki) znajdują się w centrum 2 pustek, a gwiazd modsze (żółte i białe) – na brzegach pustek i w przyległych kolumnach. Zebrane dane w podczerwieni pozwoliły stwierdzić, że gwiazdy na brzegach pustek są młodsze niż gwiazdy w ich obrębie oraz poza nimi, co dodatkowo potwierdza teorię.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-15/ssc2008-15a.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-15/ssc2008-15b.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-15/release.shtml

[Scorus]

Obserwacje protogwiazdy HH 211-mm pozwoliły na wykrycie grupy hydroksylowej w jej otoczeniu, co wskazuje na występowanie wody. Spektrometr IRS wykrył emisję która odpowiada molekułom OH o energii odpowiadającej temperaturze 27 700C. Cząsteczki wody zostały uwolnione prawdopodobnie na skutek podgrzania ziaren pyłu zawierających lód. Zostało to wywołane na skutek zderzeń dżetów wybiegających z tego obiektu z materią międzygwiezdną. Gwałtowne zderzenia atomów i cząsteczek wyprodukowały następnie promieniowanie ultrafioletowe, które rozbiło cząsteczki wody.

http://gallery.spitzer.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=sig08-012

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080918/

[Scorus]

W otoczeniu pozostałości supernowej Cas A udało się zaobserwować echo podczerwone. Jest to promieniowanie emitowane przez nagrzane ziarna pyłu. Ich pogdgrzanie spowodowało wysokoenergetyczna emisja wywołana przez falę uderzeniową powstałą po wytworzeniu gwiazdy neutronowej, podczas odrzucania zewnętrznych wartsw gwiazdy. Fala taka poprzedza optyczny wzrost jasności eksplodującej gwiazdy. Promieniowanie rentgenowskie z takiego zjawiska zostało po raz pierwszy zaobserwowane przez Swifta w przypadku supernowej SN 2008D w galaktyce NGC 2770.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-16/ssc2008-16b.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-16/release.shtml

[Scorus]

Rejon gwiazdotwórczy NGC 346 w Małym Obłoku Magellana na złożeniu obrazów ze Spitzera (kolor czerwony, promieniowanie zimnego pyłu), XMM-Newton (kolor niebieski, emisja bardzo gorącego gazu) i należącego do ESO New Technology Telescope (kolor zielony, emisja chłodniejszego gazu). Małe gwiazdy są rozproszone na obszarze chmury molekularnej, a gwiazdy masywne grupują się w jej centrum. Część gwiazd o małych masach powstała razem z gwiazdami masywnymi. Jednak proces formowania się drugiej populacji gwiazd o małych masach został wywołany przez gwiazdy masywne. Ich promieniowanie powodowały wymiatanie gazu i wywołały fale uderzeniowe, które zainicjowały formowanie się kolejnych gwiazd. Narodziny gwiazd w górnej część zdjęcia były wywołane przez trochę inny mechanizm. Odpowiedzialna jest za to masywna gwiazda, która wybuchła jako supernowa 50 000 lat temu. Jeszcze przed wybuchem emitowała intensywne wiatry gwiazdowe, które spowodowały kompresję okolicznego gazu.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-17/ssc2008-17a.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-17/release.shtml

[Scorus]

Spitzer wykonał 2 serie obserwacji komety 17P/Holmes, w listopadzie 2007r i marcu 2008r. Kometa ta nagle pojaśniała w 2007r (http://en.wikipedia.org/wiki/17P/Holmes#2007_outburst) co było wywołane wyrzutem części materii z wnętrza jądra. Dzięki temu można było wykonac badania składu wnętrza jądra za pomocą spektrometru IRS. W marcu 2007r wykryto bardzo dorbny pył krzemianowy. Był on podobny do pyłu zaobserwowanego przez sondy Deep Impact i Stardust, oraz wykrtego przy komecie Hale-Bopp. Pył ten powstał prawdopodobnie na skutek rozpadu większych cząstek z wnętrza jądra. Pył ten jest nietrwały, i nie zoatsł już wyryty w marcu 2008r. W 2007r na obrazach naziemnych zaobserwowano drobne strumienie w komie, wyowłane prawdopodobnie przez fragmenty wyrzucone z jądra. Były one wtedy odwrócone od Słońca, co nie dziwiło, poniewarz powinny zostać zepchnięte przez promieniowanie Słońca. Jednak po kilku miesiącah, gdzy Słońce oświetlało kometę z innego kierunku ich orientacja nie uległa zmianie, czego przyczyna nie jest jeszcze wyjaśniona. Ponadto nie zmienił się kształt komy. Prawdpodobnie tworzą ją duże cząstki pyłu, które wolno zmieniają położenie.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-18/ssc2008-18a.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-18/release.shtml

[Scorus]

Dla porządku trzeba odnotować w tym wątku badania struktury układu Epsilon Eridani, o których była już mowa. Wokół tej gwiazdy znany był pierścień pyłu znaczący prawdopodobnie pas drobnych obiektów odpowiadający Pasowi Kuipera w Układzie Słonecznym. Obserwacje wykonane przez Spitzera pozwoliły ponadto na wykrycie podwójnego pasa planetoid. Zderzenia planetoid powodowały wytworzenie pyłu, który emituje promieniowanie podczerwone. Zostało ono zaobserwowane przez instrumenty IRAC i IRS. Pasy planetoid znajdują się w odległości 3 i 20 AU od gwiazdy. Planeta Epsilon Eridani b znajduje się w odległości 3.4 AU, blisko skraju wewnętrznego pasa. Jest to pierwszy przypadek układu z planetą położoną przy pasie planetoid tak jak Jowisz w Układzie Słonecznym. Obecność wewnętrznego pasa wskazuje, że planeta ta powinna mieć bardziej kołową orbitę niż szacowano wcześniej. Zewnętrzny pierścień komet rozciąga się w obszarze 35 – 90 AU od gwiazdy. Możliwe, że jest kształtowany przez dodatkową, hipotetyczną planetę. Pośredni pierścień może wskazywać na obecność jeszcze trzeciej, nie wykrytej do tej pory planety, która znajdowałaby się w odległości około 20 AU od gwiazdy. Byłaby ona odpowiedzialna za kształtowanie pośredniego pierścienia materii.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-19/release.shtml

[Scorus]

Spizter pozwolił na wykrycie kryształów krystobalitu i trydymitu w 4 dyskach protoplanetarnych. Są to formy krzemionki powstające w wysokich temperaturach, rzędu 1220K. temperatura dysków wynosi natomiast 100 – 1000K. Wskazuje, to że materia dysku musiała być podgrzana przez fale uderzeniowe. Mogły one powstać podczas kolizji zgrupowań materii w dysku. Ponadto do uformowania się tych minerałów potrzebne jest szybkie schłodzenie, co również wskazuje na mechanizm fal uderzeniowych. Mogą one odgrywać istotną rolę w przemianach materii przed uformowaniem się planet. Trydymit został również znaleziony w próbkach dostarczonych przez sondę Stadrust.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-20/release.shtml

[Scorus]

Interesujący obraz podstałości supernowej Tycho będący złożeniem danych ze Spitzera, Chandry i obserwacji naziemnych z obserwatorium Calar Alto w Hiszpanii. Gaz wyrzucony podczas wybuchu supernowej jest uwidoczniony kolorem żółtym i zielonym. Kolor niebieski przedstawia emisję rentgenowską elektronów w fali uderzeniowej. Kolor czerwony przedstawia emisję w podczerwieni (24 mikrony) nowo powstałego pyłu i pyłu podgrzanego podczas eksplozji.

http://gallery.spitzer.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=sig08-016

Ostatnio za pomocą teleskopu Subaru zarejestrowano echo świetle tej supernowej (światło wyemitowane podczas eksplozji rozproszone na skupiskach pyłu międzygwiazdowego). Oznaczało to obserwację światła pochodzącego z supernowej obserwowanej 11 listopada 1572r. uzyskany spektrogram był typowy dla supernowej typu Ia podczas maksimum eksplozji. W przyszłości takie obserwacje pozwolą na lepsze poznanie mechanizmu eksplozji supernowych. Ponadto rejestracja echa świetlnego dobitego z różnych pozycji względem źródła pozwolą na przestrzenne badania eksplozji.
http://spaceflightnow.com/news/n0812/03supernova/

[Scorus]

Obserwacje mgławicy M17, obszaru gwiazdotwórczego w Strzelcu pozwoliły na zaobserwowanie najlepszego przykładu frontów fal uderzeniowych wokół gwiazd. Powstają one, gdy wiatry gwiazdowe masywnych gwiazd zderzają się z pyłem na frontach wiatrów innych gwiazd. Mają one postać łuków, wskazujących kierunki wiatrów w obrębie mgławicy. Grupa gwiazd odpowiedzialnych za ten proces znajduje się w centrum mgławicy, gdzie rzeźbi pustą przestrzeń w gazie.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-21/ssc2008-21a.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-21/release.shtml

[kanarkusmaximus]

Ja po prostu jestem pod wrażeniem ile informacji Scorus wyłowił przez te wszystkie lata... Brawo!