Chandra X-ray Observatory (CXO)

[Scorus]

Dalsze badania pozostałości supernowej Keplera potwierdzają, że supernowa ta należała do typu Ia. Ponadto znaleziono przesłanki wskazujące, że była to eksplozja białego karła zbierającego materię z czerwonego olbrzyma, a nie skutek zderzenia dwóch białych karłów w układzie podwójnym. Supernowe tego typu mogą powstawać według obu mechanizmów. Jednak badania wykonane w ostatnich latach faworyzowały raczej mechanizm łączenia się białych karłów. W Drodze Mlecznej jest znanych tylko kilka pozostałości supernowych Ia. Poznanie procesów odpowiedzialny za powstanie eksplozji tego typu jest istotne dla badań kosmologicznych, ponieważ są one używane do szacowania odległości we Wszechświecie.

Obserwacje wykonane za pomocą Chandry ujawniły strukturę w kształcie dysku znajdującą się w pobliżu środka pozostałości. Pochodząca z niej emisja rentgenowska prawdopodobnie powstała na skutek zderzenia gazów wyrzuconych w czasie eksplozji z dyskiem gazowym wyrzuconym przez czerwonego olbrzyma. Według innej możliwości są to tylko pozostałości po eksplozji. Jednak na pierwszą ewentualność skazuje podwyższona zawartość magnezu w tym dysku. Pierwotek ten nie jest wytwarzany w dużych ilościach w czasie eksplozji supernowych Ia. Tak więc uważa się, że magnez został wytworzony przez gwiazdę. Ponadto dysk widoczny w zakresie rentgenowskim pod względem kształtu i pozycji dość dobrze odpowiada dyskowi zaobserwowanemu w podczerwieni przez Spitzera. A obserwacje Spitzera wykazały, że zawiera on pył którego nie należałoby się spodziewać w wypadku eksplozji supernowej Ia. Ponadto po jednej stronie centrum pozostałości wykryto dużą zawartość żelaza, a po stronie przedziwniej nie. Możliwe więc, że przerwa ta powstała na skutek tego, że przestrzeń za gwiazdą była osłonięta przed materią wyrzuconą w czasie eksplozji. Wcześniej możliwość taką przewidziano teoretycznie.

Nie jest jasne, czy supernowa Keplera była typową eksplozją typu Ia. Inne badania oparte na danych z Chandry i symulacjach wykazały, że mogła ona być wyjątkowo potężna. Problem ten będzie można rozwiązać jeśli uda się zarejestrować światło pochodzące z eksplozji i odbite od skupisk pyłu (echo świetlne).

Na ilustracji zaznaczona jest emisja rentgenowska żelaza (niebieski) naniesiona na obraz ze Spitzera (czerwony).

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_031813.html

[Scorus]

Obserwacje mgławicy NGC 602 w tzw "skrzydle" Małego Obłoku Magellana pozwoliły na dokonanie pierwszej detekcji emisji rentgenowskiej z młodych gwiazd o masach porównywalnych ze Słońcem w innej galaktyce. Ma to duże znaczenie dla badań ewolucji gwiazd, ponieważ skrzydło SMC jest znacznie uboższy w pierwiastki cięższe od wodoru i helu niż duże galaktyki. Tak więc zachodzące w nim procesy gwiazdotwórcze są podobne do tych które występowały w odległej przeszłości. Badana gromada młodych gwiazd, NGC 602a (jedna z trzech w NGC 602) ma wielkość porównywaną z gromadą w Mgławicy Oriona. Chandra pozwolił na wykrycie rozciągłej emisji rentgenowskiej z dwóch gęstych części gromady. Na podstawie obserwacji z HST i Spitzera wiadomo, że znajdują się tam gwiazdy o relatywnie małych masach. Raczej nie pochodzi z materii wyrzucanej przez masywne gwiazdy, ponieważ wiatr gwiazdowy takich obiektów uformowanych w środowisku ubogim w metale byłby słaby. W przypadku znanych w tym regionie gwiazd o dużych masach nie wykryto emisji, co wspiera to wytłumaczenie. Dane te wykazały, że młode gwiazdy o masach średnich uformowane z materii ubogiej w metale wytwarzają emisję rentgenowską w sposób zbliżony do gwiazd uformowanych w bardziej standardowych warunkach. Możliwe jest więc, że inne procesy, np formowanie dysków potoplanetarnych zachodzą również na podobnej drodze. Sama emisja rentgenowska jest generowana przez pole magnetyczne gwiazdy powstające na skutek efektu dynama. Ponadto połączenie danych rentgenowskich, optycznych i podczerwonych pozwoliło na wykrycie jeszcze młodszych obiekty ("Young Stellar Objects"), po raz pierwszy poza Drogą Mleczną. Ich wiek jest szacowany na kilka tysięcy lat. Nadal są otoczone gęstymi powłokami gazowo - pyłowymi, tak jak w znanej mgławicy Orzeł.

Ilustracja jest złożeniem danych z Chandry (niebieski), Spitzera (czerwony) i HST (czerwony, zielony, niebieski).

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/ngc602/

[Scorus]

Obserwacje pozostałości supernowej SN 1006 (widoczniej w Europie, na Bliskim Wschodzie, w Chinach i Japonii począwszy od 1 maja 1006 r, również w dzień) potwierdziły, że była to supernowa typu Ia. Złożenie 10 pozycjonowań  złącznym czasem ekspozycji 8 godzin pozwoliło na najlepsze jak dotąd zmapowanie rozkładu różnych pierwiastków (np krzemu, tlenu i magnezu) w pozostałości supernowej tego typu. Ma to istotne znaczenie dla nakładania ograniczeń na modele opisujące supernowe tego rodzaju. Są one wykorzystywane w badaniach kosmologicznych, więc ich dobre poznanie jest istotnym celem. Ponadto wyznaczono szybkości przemieszczania się poszczególnych skupisk materii. Najszybsze przemieszczają się z szybkością prawie 11 mln mil na godzinę. Natomiast w innych miejscach skupiska przesuwają się znacznie wolniej, z szybkościami rzędu 7 mil na godzinę.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/sn1006/

[Scorus]

Chandra posłużył do badań wyjątkowo dużej otoczki gazowej wokół pary zderzających się galaktyk NGC 6240. jest ona wyjątkowo duża. Jej masa została oszacowana na 10 mld mas Słońca, a wielkość - na 300 000 lat świetlnych. temperatura gazu wynosi 7 mln K. Pewna część tej materii została wyrzucona podczas zderzeń supernowych następujących po okresie intensywnej aktywności gwiazdotwórczej.

Ilustracja jest złożeniem danych z Chandry i obrazu z HST.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/ngc6240/

[Scorus]

Obraz galaktyki 4C+29.30 będący złożeniem danych z Chandry (niebieski), obrazu z HST (żółty), oraz obrazu radiowego z VLA (różowy). Emisja radiowa pochodzi z dwóch dżetów supermasywnej czarnej dziury. Na końcach dżetów znajdują się duże obszary emisji radiowej położone poza galaktyką. Emisja rentgenowska pochodzi z gorącego gazu. W centrum galaktyki widoczne jest skupisko gazu otaczające czarną dziurę, o temperaturze około mln st C. Większa część promieniowania rentgenowskiego o niskiej degenerii jest jednak absorbowana przez torus pyłu otaczający czarną dziurę. Jasna emisja rentgenowska i radiowa występująca na końcach dżetów jest produkowana przez wysokoenergetyczne elektrony poruszające się w polu magnetycznym. Obszary te są miejscami gdzie dżety zderzają się ze skupiskami materii. Część energii dżetu powoduje ogrzewanie tej materii, a część przeciąganie zimnego gazu wzdłuż dżetu. Oba procesy mogą ograniczać dopływ materii do czarnej dziury, blokując wzrost jej masy. Może to być jedna z przyczyn powstawania kolacji pomiędzy masą supermasywnej czarnej dziury a masą regionu centralnego jej galaktyki.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/4c2930/

[Scorus]

Obserwacje magnetara SGR 0418+5729 wykazały, że nie posiada on ekstremalnie silnego pola magnetycznego na swojej powierzchni. Intensywność pola jest zbliżona do wartości charakterystycznych dla zwyczajnych gwiazd neutronowych. Pulsar ten był monitorowanych przez okres 3 lat za pomocą Chandry oraz satelitów XMM-Newton, Swift i RXTE. Dane te pozwoliły na określenie intensywności pola magnetycznego na podstawie śledzenia zmian w tempie rotacji pulsara podczas okresowych rozbłysków rentgenowskich. Rozbłyski te były prawdopodobnie spowodowane pękaniem skorupy gwiazdy. Występowanie stosunkowo słabego pola magnetyczne u gwiazdy zachowującej się w ten sposób ma istotne znacznie dla badań ewolucji gwiazd neutronowych i wybuchów supernowych. Modelowanie stygnięcia gwiazdy i słabnięcia jej pola magnetycznego pozwoliło na oszacowanie wieku SGR 0418+5729 na 550 000 lat. Jest on więc starszy od innych magnetarów, przez co jego powierzchniowe pole magnetyczne znacznie osłabło. Rozbłyski wciąż występują, ponieważ odporność jego skorupy zmniejszyła się a wewnętrzne pole magnetyczne pozostało silne. Przypadek ten może wskazywać, że wśród gwiazd neutronowych może istnieć wiele starych magnetarów, których silne pole magnetyczne jest ukryte pod powierzchnią. Tak więc tempo powstania obiektów tego typu może być 5 - 10 razy większe niż dotychczas sądzono. Badania te wskazują również, że po narodzinach SGR 0418+5729 posiadał silne powierzchniowe pole magnetyczne. Tak więc jego gwiazda macierzysta posiadała silne pole lub też zostało ono wytworzone podczas zapadania się jej jądra w trakcie wybuchu supernowej. Tak więc duża część gwiazd neutronowych powstaje jako obiekty posiadające silne pole magnetyczne. Oznaczałoby to, że istotna część rozbłysków gamma powstaje podczas wybuchów supernowych powodujących powstawanie gwiazd neutronowych a nie czarnych dziur. Wkład powstania magnetarów w powstawanie fal grawitacyjnych również byłby większy.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_052313.html

[Scorus]

Analiza 150 obserwacji M31 uzyskanych na przestrzeni 13 lat pozwoliła na znalezienie aż 26 kandydatów na czarne dziury o masach gwiazdowych w układach podwójnych. Jest to największa liczba czarnych dziur nieznaleziony w galaktyce innej niż nasza. Odróżnienie czarnych dziur w M31 od supermasywnych czarnych dziur w galaktykach tła było możliwe dzięki nowej technice łączącej jasność źródeł z ich zmiennością. Emisja z otoczenia czarnych dziur o masach gwiazdowych zmienia się szybciej niż emisja czarnych dziur supermasywnych. Odróżnienie czarnych dziur od gwiazd neutronowych zostało wykonane na podstawie ich jasności i zakresu spektralnego emisji rentgenowskiej. Było to możliwe dzięki długiej łącznej ekspozycji. Istotne były też spektrogramy uzyskane przez XMM-Newton. Wraz z czarnymi dziurami wykrytymi wcześniej ilość takich obiektów znanych w M31 wynosi 35. 8 z nich jest związana z gromadami kulistymi. W Drodze Mlecznej znana jest natomiast tylko jedna czarna dziura w gromadzie kulistej. 7 z nowo odkrytych czarnych dziur znajduje się w centrum galaktyki, w obszarze rozciągającym się do 1000 lat świetlnych od jej środka. Jest ich więcej niż w regionie centralnym Drogi Mlecznej, ponieważ wybrzuszenie centralne M31 jest rozleglejsze. Badania te potwierdzają wcześniejsze przewidywania właściwości źródeł rentgenowskich w centrum M31 poczynione na podstawie wcześniejszych danych z Chandry.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_061213.html

[Scorus]

Dane z Chandry, zebrane łącznie przez ponad 11 dni obserwacji posłużyły do badań pozostałości supernowej G1.9+0.3. jest to najmłodsza pozostałość supernowej w Drodze Mlecznej, powstała niewiele ponad 100 lat temu. Została odkryta dopiero w 2008 r, ponieważ jest zasłonięta gęstymi obłokami międzygwiazdowymi. Typ supernowej został określony na Ia (eksplozja białego karła). Obserwacje rentgenowskie wykazały, że większa część emisji pozostałości jest emisją synchrotronową, produkowaną przez elektrony przyspieszone w fali uderzeniowej. Ma to znaczenie dla badań pochodzenia promieniowania kosmicznego, ale mało mówi o samej supernowej. Część emisji jest natomiast wytwarzana przez pierwiastki powstałe w czasie eksplozji, co pozwala na jej scharakteryzowanie. Większość pozostałości supernowych Ia ma kształty symetryczne. G1.9+0.3 jest natomiast niesymetryczna - najsilniejsza emisja takich pierwiastków jak krzem, siarka i żelazo jest zlokalizowana w północnej części pozostałości. Żelazo znajduje się w dużej odległości od środka pozostałości i przemieszcza się bardzo szybko (2.8 mln mil na godzinę). Przewidywano natomiast, że będzie znajdować się blisko, ponieważ zwykle powstaje głęboko w gwieździe i przemieszcza się wolno po eksplozji. Ponadto jest wymieszane z pierwiastkami powstającymi w bardziej zewnętrznych częściach gwiazdy. Wskazuje to, że wybuch supernowej był nietypowy. Musiał był nierównomierny i charakteryzować się nietypowo dużą energią. Porównanie zebranych danych z modelami teoretycznymi pozwoliło na wytypowanie najbardziej prawdopodobnego przebiegu eksplozji. Eksplozja powinna zachodzić w dwóch częściach gwiazdy. Najpierw reakcja termojądrowa powinna zachodzić w wolno przemieszczającym się froncie produkując żelazo i zbliżone pierwiastki. Powinno to spowodować rozszerzenie się gwiazdy, zmianę jej gęstości i wywołanie drugiego, szybko przemieszczające się frontu reakcji termojądrowej. Jeśli eksplozja była silnie asymetryczna, w przyszłości możliwe będzie zaobserwowanie niejednorodności w rozszerzaniu się jej poszczególnych części. Posłużą do tego obserwacje z Chandry i VLA.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/g19/

[Scorus]

Obrazy mgławicy planetarnej NGC 2392 ("Eskimos") będący złożeniem zdjęcia z HST i danych rentgenowskich z Chandry. Obraz optyczny prezentuje otoczkę wyrzuconą przez gwiazdę. Obiekty w kształcie komet powstały gdy szybki wiatr gwiazdowy powodował erozję gęstszej materii wyrzuconej wcześniej. na obrazie rentgenowskim widoczny jest gaz o temperaturze około miliona stopni skupiony w centralnej części mgławicy. Obserwacje Chandry były częścią badań gorącego gazu w trzech mgławicach planetarnych. Wykazały one, że intensywność emisji rentgenowskiej z NGC 2392 jest większa niż w dwóch pozostałych przypadkach (IC 418 i NGC 6826). Możliwe więc, że emisja ta jest wywołana obecnością niewidocznego towarzysza gwiazdy centralnej. Słabsza emisja z pozostałych mgławic powstaje na skutek podgrzewania gazu przez fale uderzeniowe w wietrze gwiazdy centralnej.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/ngc2392/

[Scorus]

Obserwacje Chandry i XMM-Newton pozwoliły na pierwszą detekcję tranzytu planety pozasłonecznej w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Obserwacje dotyczyły planety HD 189733b. Dostarczyło to nowych informacji na temat właściwości planety. HD 189733b jest najbliższym Ziemi gorącym Jowiszem, dlatego też stanowi dogodny cel badań. Rejestracja promieniowania rentgenowskiego gwiazdy podczas tranzytu planety pozwoliła na wykrycie spadku jasności w tym zakresie. Był on około 3 razy większy niż analogiczny spadek w zakresie optycznym. Wskazuje to, że planeta posiada rozległą atmosferę przezroczystszą dla światła widzialnego, ale pochłaniającą emisję rentgenowską.  Z obserwacji optycznych i UV wiadomo, że atmosfera HD 189733b jest intensywnie odparowywana. Dzięki temu może tworzyć duży ośrodek pochłaniający promieniowanie rentgenowskie. Potwierdzenie tej hipotezy wymaga jednak zebrania większej ilości danych. Informacje pochodzące z obserwacji rentgenowskich pozwoliły też na scharakteryzowanie wpływu planety na gwiazdę. HD 189733 tworzy układ podwójny z czerwonym karłem, jednak jej aktywność sugeruje, że jest od niego młodsza o 3 - 3.5 mld lat. W zakresie rentgenowskim jest od niego jaśniejsze około 30 razy. Obie gwiazdy musiały jednak postać jednocześnie. Można to wytłumaczyć szybką rotacją gwiazdy powodującą wykształcenie wysokiej aktywności magnetycznej. Za szybką rotację odpowiadają prawdopodobnie siły pływowe wywierane przez masywną planetę.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_072913.html

[Scorus]

Obserwacje galaktyki NGC 1232 pozwoliły na wykrycie asymetrycznej chmury gazu o temperaturze około 6 mln stopni. Uważa się, że jest to ślad kolizji tej galaktyki z galaktyką karłowatą. Byłaby to pierwsza detekcja takiego zderzenia wyłącznie w zakresie rentgenowskim. Według tego wyjaśnienia chmura gazu powstała na skutek przejścia przez galaktykę fali uderzeniowej wywołanej kolizją. Chmura ma kształt komety. Na jej końcu znajdują się młode gromady gwiazd i obszar po podwyższonym poziomie emisji rentgenowskiej. Powstawanie gwiazd mogło zostać wywołane przez falę uderzeniową. Intensywna emisja rentgenowska w ich otoczeniu mogła zostać wywołana przez wiatry gwiazdowe masywnych gwiazd i wybuchy supernowych. Masa chmury gazu nie jest dobrze oszacowana, ponieważ nie oszacowano jej trójwymiarowego kształtu. Powinna wynosić od 40 000 mas Słońca jeśli chmura jest płaska do 3 mld mas Słońca jeśli jest bardziej sferyczna. Chmura taka może istnieć przez dziesiątki lub setki mln lat w zależności od geometrii zderzenia. Samo zderzenie może trwać co najwyżej 50 mln lat. Dlatego też poszukiwania chmur tego typu mogą być dobrym sposobem na określenie częstości zderzeń dużych galaktyk z galaktykami karłowatymi i lepsze poznanie procesu wzrostu ich masy. Alternatywnym wyjaśnieniem pochodzenia chmury może być występowanie dużego poziomu aktywności gwiazdotwórczej tylko po jednej stronie galaktyki. Jednak brak rozciągłych utworów w zakresie radiowym, optycznym i w podczerwieni przeczy takiemu tłumaczeniu.

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/ngc1232/

[Scorus]

Najdłuższe jak dotąd obserwacje supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej, czyli Sagittariusa A* (trwające 7 tygodni w 2012 r) pozwoliły na stwierdzenie dlaczego jego emisja rentgenowska jest relatywnie słaba.  Sgr A* jest jedną z zaledwie kilku supermasywych czarnych dziur położonych na tyle blisko, że badania przepływu materii w jej okolicach są w ogóle możliwe. Obserwacje z Chandry nie wsparły modelu według którego emisja rentgenowska pochodzi ze skupienia gwiazd o małych masach wokół czarnej dziury. Poparły natomiast model wskazujący, że jest ona wytwarzana przez wiatry młodych, masywnych gwiazd tworzące skupienie w kształcie dysku. Gaz ten jest następnie przechwytywany przez czarną dziurę i napływa w jej pobliże. Jednak żeby zbliżył się do horyzontu zdarzeń musi wytracić moment pędu i energię cieplną. Dokonuje się to poprzez wyrzucanie większości gazu tak, że tylko mała jego część trafia do czarnej dziury. Oszacowano, że tylko 1% materii w zasięgu oddziaływania grawitacyjnego czarnej dziury dociera do jej horyzontu zdarzeń. Tak więc tylko niewielka część przechwyconego gazu może pojaśnieć w zakresie rentgenowskim. Gaz dostępny dla Sgr A* jest rozproszony i bardzo gorący, przez co czarna dziura może pobrać tylko jego mały ułamek. Czarne dziury w kwazarach mają natomiast dostęp do gazu znacznie chłodniejszego i gęstszego.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_082913.html

[Scorus]

Obserwacje gromady galaktyk Coma wykonane za pomocą Chandry i XMM-Newton pozwoliły na wykrycie ramion gorącego gazu rozciągających się na około pól mln lat świetlnych. Dwa z nich łączą grupy galaktyk położone w odległości około 2 mln lat świetlnych od środka gromady. Jedno z nich lub nawet oba łączą się z wielkoskalowymi strukturami widocznymi na obserwacjach rentgenowskich. Rozciągają się one na około 1.5 mln lat świetlnych. Ramiona powstały prawdopodobnie gdy zderzające się z główna gromadą mniejsze gromady galaktyk traciły swój gaz podczas ruchu przez gorący gaz w jej środku. Widoczny jest też warkocz rentgenowski przy jednej z galaktyk, co prawdopodobnie jest świadectwem odrywania gazu z pojedynczej galaktyki. Coma zawiera dwie duże galakatyki w jądrze co wskazuje, że powstała przez połączenie dwóch dużych gromad. Ponadto znaleziono dowody na kolizje z małymi gromadami. Na podstawie długości i znajomości szybkości dźwięku w gorącym gazie w gromadzie oszacowano, że wiek ramion wynosi około 300 mln lat. Mają też dość jednorodny wygląd. Fakty te dostarczają informacji na temat właściwości gazu wypełniającego gromadę. Większość modeli przewiduje, że łączenie się gromad generuje silnie turbulencje. Jednak jednorodność ramion wskazuje, że gaz w Comie zachowuje się dosyć spokojnie, nawet po wielu epizodach wchłaniania gromad. Ta niewielki poziom turbulencji odpowiadają prawdopodobnie wielkoskalowe pola magnetyczne. Szacowanie poziomu turbulencji z gromadach jest dużym problemem dla astrofizyki. Jak dotąd wykryto kilka wariatów, często ze sobą sprzecznych. Tak więc konieczne jest wykonanie badań kolejnych gromad.

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

[Scorus]

Chandra znacznie przyczynił się do badań małej galaktyki M60-UCD1 towarzyszącej dużej galaktyce eliptycznej M60. Może to być najgęstsza galaktyka w bliskim wszechświecie. Obiekt ten jest klasyfikowany jako ultrakompaktowa galaktyka karłowata. Został odkryty dzięki HST. Obserwacje wykonane za pomocą Teleskopów Kecka wykazały, że jest to najjaśniejsza i najbardziej masywna galaktyka tego typu. Jej masa jest szacowana na około 200 mln mas Słońca. Połowa jej masy znajduje się w obszarze o średnicy tylko 80 lat świetlnych. Tym samym gęstość gwiazd powinna być tam 15 000 razy większa niż w otoczeniu Słońca. Teleskop Multiple Mirror Telescope w Arizonie został też użyty do określenia zawartości ciężkich pierwiastków w gwiazdach tworzących tą galaktykę. Metaliczność okazała się podobna do obserwowanej na Słońcu. Obserwacje Chandry pozwoliły na wykrycie jasnego źródła rentgenowskiego blisko jej środka. Możliwe, że jest to supermasywna czarna dziura o masie 10 mln mas Słońca. Tak więc wskazuje to, że galaktyka ta jest pozostałością większego obiektu który utracił większość gwiazd - jego centralną częścią z czarną dziurą. Podobne twory mogłoby być też wyrzuconymi gromadami kulistymi, ale gromadach takich supermasywne czarne dziury nie występują. Hipotezę taką wspiera też duża masa galaktyki i duża metaliczność. Zakładając, że stosunek masy pierwotnej galaktyki do centralnej czarnej dziury był typowy, galaktyka przed degradacją powinna być 50 - 200 razy masywniejsza, od obserwowanej pozostałości. Jest możliwe, że zerwanie gwiazd podczas oddziaływań z większą galaktyką nastąpiło już kilka miliardów lat temu. Duża gęstość gwiazd w M60-UCD1 może powodować, że galaktyka ta nie zawiera większych ilości ciemnej materii. jednak modele ultrakompaktowych galaktyk karłowatych wskazują, ze ciemna materia powinna w nich zalegać. Tak więc poszukiwania ciemnej materii w takich galaktykach są istotne dla porównań z modelami formowania się galaktyk, które zwykle przewidują powstawanie większe ilości skupień ciemnej materii niż można zaobserwować.

http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_092413.html

[Scorus]

Obserwacje echa świetlnego wokół Sagittariusa A* wykazały, że słaby rentgenowsko obszar wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej gwałtownie pojaśniał co najmniej 2 razy w ciągu ostatnich kilkuset lat. Powstałe podczas takich rozbłysków promieniowanie rentgenowskie ulegało odbijaniu na obłokach gazu w otoczeniu czarnej dziury. W obłokach wzbudzało zarejestrowaną przez Chandrę emisję fluorescencyjną atomów żelaza. Echa takie były obserwowane już wcześniej wokół Sgr A*, ale obecnie po raz pierwszy wykryto ślady dwóch rozbłysków w jednym zestawie danych. na sekwencji obrazów widoczne jest zwiększanie i zmniejszanie jasności poszczególnych fragmentów struktur wokół Sgr A*. Wcześniej nie obserwowano tego dla pojedynczej struktury rentgenowskiej. Obserwacje echa dostarczają informacji na temat właściwości rozbłysków. Oszacowano, że w ich trakcie najbliższe otoczenie Sgr A* było jaśniejsze milion razy niż normalnie. Powstanie rozbłysków mogło być wywołane przez kilka mechanizmów takich jak krótkotrwałe dżety wywołane częściowym rozerwaniem gwiazdy, przechwycenie i rozerwanie planety, przechwycenie materii wyrzuconej podczas bliskiego spotkania dwóch gwiazd, lub zwiększeniem dopływu materii na skutek wyrzucenia skupisk gazu przez masywną gwiazdę na orbicie wokół Sgr A*. Analizowano też możliwość, że obserwowane echa zostały wytworzone przez magnetara niedawno odkrytego w pobliżu Sgr A*. Jednak potrzebny do tego rozbłysk musiałby być znacznie jaśniejszy od najjaśniejszych znanych rozbłysków magnetarów.

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