Chandra X-ray Observatory (CXO)

[Scorus]

Nowe badania pozostałości supernowej Keplera, oparte na analizach obserwacji trwających łącznie już 8 dni pozwoliły na stwierdzenie, że eksplozja była silniejsza od typowego wybuchu supernowej typu Ia. Ponadto pozostałość znajduje się w większej odległości od Ziemi niż do tej pory sądzono.

http://chandra.harvard.edu/photo/2012/kepler/

[Scorus]

Obserwacje prowadzone przez satelity Chandra, XMM-Newton i Suzaku pozwoliły na potwierdzenie istnienia i oszacowanie masy gorącego komponentu gazowego halo Drogi Mlecznej. Jego masa okazała się porównywalna z masą gwiazd z Galaktyce. Jeśli wyniki te potwierdzą się, może to rozwiązać problem brakującej materii barionowej w Drodze Mlecznej i innych galaktykach.

http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_092412.html

[Scorus]

Chandra posłużył do wykonania pierwszego reprezentatywnego przeglądu mgławic planetarnych w zakresie rentgenowskim. Obecnie zakończono obserwacje 21 mgławic do odległości 5000 lat świetlnych, a badania 40 dalszych trwają. Zaprezentowano obrazy mgławic NGC 6543, NGC 7662, NGC 7009 i NGC 6826 złożone z danych Chandry i zdjęć z HST.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/pne/

[Scorus]

Obserwacje galaktyki spiralnej NGC 4178 pozwoliły na wykrycie w jej obrębie supermasywnej czarnej dziury. Galaktyka ta nie posiada wyraźnego zgrubienia centralnego, więc nie spodziewano się, że zawiera ona taki obiekt. Jak wiadomo masy czarnych dziur w normalnych galaktykach są proporcjonalne do mas zgrubień centralnych, ponieważ ewolucja supermasywnych czarnych dziur i galaktyk jest ściśle powiązana. Znalezienie supermasywnej czarnej dziury w galaktyce bez zgrubienia może sugerować, że czarna dziura ta powstała w inny sposób niż w zwyczajnych galaktykach.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/ngc4178/

[Scorus]

W ramach badań ewolucji masywnych gwiazd Chandra wykonał obserwacje najbliżej młodej masywnej gromady gwiazd, Cygnus OB2. Łącznie zaobserwowano 1 450 źródeł  rentgenowskich zidentyfikowanych jako gwiazdy. Zaprezentowany obraz jest złożonych z danych z Chandry (niebieski), obrazu w podczerwieni ze Speitzera (czerwony), oraz obrazu optycznego z Isaac Newton Telescope (pomarańczowy).

http://chandra.harvard.edu/photo/2012/cygob2/

[Scorus]

Chandra wykonał najdokładniejsze jak dotąd obserwacje "odmłodzonej" mgławicy planetarnej, Abell 30. Jest to bardzo rzadki przypadek w którym gwiazda która przeszłą już przez fazę czerwonego olbrzyma, ale jeszcze nie rozproszyła całej otoczki wokół swojego rdzenia wznawia reakcje termojądrowe w pobliżu jądra. Na skutek tego gwiazda rozszerza się i przez jakiś czas ponownie staje się czerwonym olbrzymem. W tej fazie ponownie szybko traci materię. Skutkiem tego powstaje druga mgławica planetarna, znakująca się we wnętrzu poprzedniej mgławicy, wytworzonej w "pierwszej" fazie czerwonego olbrzyma. Do tej pory znane są tylko 3 obiekty tego typu.

Obserwacje rentgenowskie wykazały obecność rozproszonej emisji powstającej na skutek oddziaływań szybkiego wiatru gwiazdowego z gęstszą materią wyrzuconą we wcześniejszym okresie. Pochodzenie emisji punktowej z gwiazdy centralnej nie jest znane.

Duży obraz przedstawia całą mgławicę i składa się z obserwacji XMM-Newton (fioletowy) i obrazu optycznego z Kitt Peak National Observatory (żółty). Mniejszy obraz części centralnej składa się z obserwacji z Chandry i obrazu z HST.

http://chandra.harvard.edu/photo/2012/a30/

[Scorus]

Znaleziono najdalszy jak dotąd dżet rentgenowski supermasywnej czarnej dziury. Znajduje się on w kwazarze GB 1428+4217. Jest on położony w odległości 12.4 mld lat świetlnych od nas. Zarejestrowana emisja rentgenowska powstała najprawdopodobniej na skutek oddziaływań elektronów poruszających się w strumieniu materii wyrzuconym z okolic czarnej dziury z fotonami mikrofalowego promieniowania tła. Oddziaływania takie zwiększały energię fotonów tak, że stawały się one fotonami rentgenowskimi. W tym czasie intensywność CMB była około 1000 razy większa niż obecnie. Ma to duże znaczenie dla badań wczesnej ewolucji galaktyk i supermasywnych czarnych dziur, ponieważ jak dotąd znaleziono bardzo niewiele takich dżetów w odległym wszechświecie. Ponieważ intensywność promieniowania zależy od szybkości elektronów, niesie ona informacje na temat środowiska w pobliżu czarnej dziury w jej galaktyce.

Ilustracja jest złożeniem danych z Chandry (niebieski), obrazu radiowego z Very Large Array (purpurowy) i zdjęcia z HST (żółty).

http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_112812.html

[Scorus]

Obserwacje rentgenowskie posłużyły do badan populacji czarnych dziur w galaktyce NGC 922. Jest to galaktyka pierścieniowa - jej struktura została zmieniona na skutek przejścia przez jej środek mniejszej galaktyki. Zderzenie to wywołało falę aktywności gwiazdotwórczej, na skutek której powstały liczne masywne gwiazdy ewoluujące w czarne dziury. 7 z zaobserwowanych źródeł rentgenowskich zostało zakwalifikowanych do grupy źródeł ultrajasnych (Ultraluminous X-ray Source - ULX). Są to układy podwójne zawierające masywne czarne dziury, o masach co najmniej 10 mas Słońca. Badania teoretyczne wykazały, że czarne dziury o dużych masach powstają najłatwiej w środowisku zawierającym mało pierwiastków cięższych od wodoru i helu, ponieważ masywne gwiazdy ubogie w te pierwiastki tracą mniej masy w trakcie swojego życia. Teoria ta była testowana poprzez badania populacji czarnych dziur w innej galaktyce pierścieniowej, słynnym Kole Wozu. Znakujące się w niej gwiazdy charakteryzują się tylko 30% zawartością metali w stosunku do Słońca, a liczba UXL jest relatywnie niewielka, znaleziono ich tylko 12. W przypadku NGC 922 zawartość metali w gwiazdach jest zbliżona do ich zawartości na Słońcu. Jednak liczba UXL jest porównywalna, różnie zależną bardziej od tempa formowania gwiazd niż od zawartości metali. Tak więc teoria łącząca ilość powstających masywnych czarnych dziur z zawartością metali w środowisku gwiazdotwórczym może być błędna. Jednak zawartość metali w Kole Wozu możne być też zbyt duża, aby efekt ten był wyraźnie widoczny. Aktualne modele wskazują, że może ujawniać się dopiero przy zawartości metali mniejszej od 15% w stosunku do Słońca. W celu rozwiązania tego problemu Chandra jest używany do obserwacji innych galaktyka o ekstremalnie małej zawartości metali.

Ilustracja jest złożeniem danych z Chandry i obrazu z HST.

http://chandra.harvard.edu/photo/2012/ngc922/
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/45/
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51211

[Scorus]

Analiza archiwalnych obserwacji 62 galaktyk pozwoliła na wykrycie 37 galaktyk z jasnymi źródłami rentgenowskimi w jądrach. Z zastosowaniem danych przeglądu Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey wykazano, że są to najprawdopodobniej nieznane wcześniej supermasywne czarne dziury. Tym samym potwierdzono, że galaktyk zawierających takie obiekty jest znacznie więcej niż wynikałoby to z przeglądów prowadzonych w zakresie optycznym. Obserwacje rentgenowskie są natomiast dobrą metodą wykrywania supertomasynach czarnych dziur o niskiej aktywności zasłoniętych przez pył lub niknących w intensywnej emisji całej galaktyki. Analiza danych rentgenowskich i podczerwonych wykazała też, że poziom aktywności czarnych dziur nie jest zawsze uzależniony od aktywności gwiazdotwórczej w galaktykach, na co wskazywały wcześniejsze badania. Badania aktualne wykazały, że masa centralnej czarnej dziury i tempo akrecji materii jest większe w galaktykach o większych całkowitych masach.

Ilustracja przedstawia galaktykę NGC 3627. Jest złożeniem danych z Chandry (niebieski), Spitzera (czerwony) oraz mozaiki z HST i Very Large Telescope (żółty).

http://chandra.harvard.edu/photo/2012/ngc3627/

[Scorus]

Obserwacje rentgenowskie najjaśniejszych galaktyk w 18 gromadach galaktyk pozwoliły na oszacowanie mas supermasywnych czarnych dziur w ich jądrach. Udowodniono, że co najmniej 10 z nich zawiera tzw. czarne dziury ultramasywne, o masach 10 - 40 mln mas Słońca. Rezultaty te wskazują, że czarnych dziur tego typu może być znacznie więcej niż szacowano do tej pory. Do określenia mas czarnych dziur posłużyła zależność pomiędzy ich masami a intensywnością emisji w zakresie rentgenowskim i radiowym. Uzyskane wartości były około 10 krotnie większe niż przy zastosowaniu innej metody, łączącej masy czarnych dziur z właściwościami zawierających je galaktyk, w tym jasnością obszaru centralnego w podczerwieni. Może to wskazywać, że sposób oddziaływania czarnych dziur o bardzo dużych masach na galaktyki nie jest w pełni zrozumiały. Czarne dziury takie są położone w galaktykach mieszczących się w centrach gromad z dużą ilością gorącego gazu. Dlatego też wytwarzają silne rozbłyski, które zapobiegają ochładzaniu się gazu i rozpoczęciu procesów gwiazdotwórczych. Warunki takie mogą powodować, że standardowe relacje pomiędzy czarnymi dziurami i ich galaktykami są silnie zaburzone. Rezultaty te wymagają jednak potwierdzenia mas czarnych dziur na podstawie ruchów gwiazd w ich otoczeniu. Badania takie wykonano już dla M87. Jej czarna dziura okazała się rzeczywiście masywniejsza niż szacowano standardową metodą.

Ilustracja przedstawia gromadę galaktyk PKS 0745-19. Dane z Chandry zaznaczono na różowo. Żółty jest obraz optyczny, a niebieski - radiowy.

http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_121812.html

[Scorus]

Wielokrotne obserwacje pulsara Vela pozwoliły na znalezienie nieregularności w produkowanym przez niego dżecie. Jego kształt i ruch przypomina spiralę. Może to świadczyć o precesji osi obrotu pulsara. Okres precesji może wynosić około 120 dni. Precesja może być wywołana niewielkimi deformacjami kształtu gwiazdy. Mogą one powstawać na skutek szybkiej rotacji połączonej z oddziaływaniami pomiędzy nadciekłym jądrem gwiazdy a jej skorupą. Powoduje to szybkie zwiększenie tempa rotacji. Odchylenie od idealnej kuli może wynosić tylko 1 część na 100 mln. Byłaby to pierwsza detekcja precesji osi rotacji pulsara. Alternatywą jest możliwość zaburzenia kształtu dżeta przez silne pole magnetyczne w otoczeniu gwiazdy neutronowej.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_010713.html

[Scorus]

Obraz superbąbla DEM L50 (N186) i pozostałości supernowej SNR N186 D w Wielkim Obłoku Magellana. Bąble takie są wnękami w rozpraszanych regionach gwiazdotwórczych. Za ich wytwarzanie odpowiedzialne jest promieniowanie oraz wiatry masywnych gwiazd. Ostatecznie są one kształtowane przez fale uderzeniowe supernowych powstałych z tych gwiazd. Podobnie jak w przypadku innych superbąbli w Wielkim Obłoku Magellana emisja rentgenowska DEM L50 jest około 20 razy silniejsza niż wskazują modele. Obserwacje Chandry wykazały, że dodatkowa emisja jest wytwarzana przez oddziaływania fal uderzeniowych supernowych ze ścianami bąbli oraz przez odparowywany z nich gorący gaz.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/deml50/

[Scorus]

Obserwacje pozostałości supernowej W49B wykazały, że jest ona pozostałością rzadkiej,a symetrycznej eksplozji supernowej. Zwykle eksplozja supernowej przebiega symetrycznie, materia jest wyrzucana równomiernie. Morfologia pozostałości W49B wykazała jednak, ze gwiazda musiała wyrzuć materię ze znacznie większymi szybkościami na biegunach niż na równiku. Otworzenie sposobu eksplozji umożliwiły obserwacje rozkładu poszczególnych pierwiastków w pozostałości odniesione do modeli wybuchów supernowych. Np żelazo występuje tylko w połowie pozostałości,a  inne pierwiastki (siarka i krzem) są rozmieszczone bardziej jednorodnie. Sytuacja taka mogła powstać podczas eksplozji asymetrycznej. Ponadto W49B jest bardziej wydłużona od innych pozostałości supernowych. Poszukiwania pulsara w tej pozostałości nie przyniosły rezultatów. tak więc prawdopodobnie zawiera ona czarną dziurę, najmłodszą w naszej Galaktyce. Eksplozje supernowych tego typu, wytwarzające dżety mogą być związane z rozbłyskami gamma w odległych galaktykach.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_021313.html

[Scorus]

Analizy obserwacji rentgenowskich gwiazd neutronowych pozwoliły na najbardziej wiarygodne określenie zależności pomiędzy ich masami i promieniami. Ponieważ masa i promień gwiazdy neutronowej są ściśle zależne od oddziaływań pomiędzy cząstkami w jej wnętrzu badania te są przydatne do analiz procesów tam zachodzących.  Nakładają ograniczenia na sposób oddziaływania pomiędzy protonami i neutronami we wnętrzu obiektów tego typu.

Obserwacje objęły 8 gwiazd neutronowych. W przypadku gwiazdy w układzie podwójnym X-7 w gromadzie kulistej 47 Tucanae danych dostarczyły Chandra, XMM-Newton i RXTE w 2006 r. Intensywność emisji rentgenowskiej w różnych zakresach energetycznych wraz z modelami teoretycznymi pozwoliła na określenie zależności pomiędzy masą o promieniem tej gwiazdy. Podobna metoda została zastosowana w przypadku gwiazdy neutronowej w gromadzie kulistej NGC 6397. Dwa inne przykłady były obserwowane przez XMM-Newton, a 4 dalsze - przez RXTE. Dane RXTE pozwoliły na przeanalizowanie rozbłysków powstających podczas rozszerzania się atmosfer gwiazd. Po nich gwiazda ulegała ochłodzeniu. Informacje te pozwoliły na wyznaczenie powierzchni gwiazdy, co było istotne dla obliczeń. Dla gwiazd o masach 1.4 masy Słońca promień wyznaczono na 10.4 - 12.9 km.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/47tuc/

[Scorus]

Obraz nowo odkrytej pozostałości supernowej, oznaczonej jako G306.3-0.9. Jest to jedna z najmłodszych pozostałości w naszej Galaktyce. Jej wiek szacuje się na około 2 500 lat. Zanik emisji rentgenowskiej następuje po około 10 000 lat, tak więc ponad połowa z 200 pozostałości znanych w Drodze Mlecznej nie jest widoczna w tym zakresie. Pozostałość została odkryta 22 lutego 2012 r przez satelitę Swift w ramach przeglądu płaszczyzny Galaktyki (Galactic Plane Survey) z użyciem teleskopów XRT i UVOT. Przegląd ten rozpoczął się w 2011 r i zakończy się tego lata. Pozwoli na uzupełnienie przeglądu Spitzera obserwacjami w wyższych energiach. Obserwacje w podczerwieni i w zakresie rentgenowskim uzupełniają się, ponieważ oba rodzaje promieniowania przenikają przez obłoki pyłu. Przegląd w zakresie UV jest pierwszym tego rodzaju. Pozostałość G306.3-0.9 została zaobserwowana w zakresie rentgenowskim. Następnie odnaleziono ją w archiwalnych obserwacjach wykonanych w podczerwieni (Spitzer) i w zakresie radiowym (Molonglo Observatory Synthesis Telescope w Australii). Obserwacje wykonane przez Chandrę wykazały, że fala uderzeniowa pozostałości przemieszcza się z szybkością 2.4 mln km/h. Z pierwiastków znaleziono żelazo, neon, krzem i siarkę. Temperatura pozostałości przekracza 28 mln stC.

Ilustracja jest złożeniem danych z Chandry (niebieski), Spitzera (czerwony) i obserwacji radiowych z Australia Telescope Compact Array (purpurowy).
http://chandra.harvard.edu/photo/2013/g306/