Polskie Forum Astronautyczne
Astronautyka => Pozostałe i Badania Kosmosu => Wątek zaczęty przez: Scorus w Lipiec 13, 2010, 21:30
-
Obserwatorium rentgenowskie Chandra (Advanced X-Ray Astrophysics Facility - AXAF) jest trzecim (po obserwatoriach Hubblea i Comptona) obserwatorium wystrzelonym w ramach programu NASA Great Observatories. Satelita ten służy do obrazowania i badań spektrometrycznych najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie promieniowania rentgenowskiego o energiach 0.09 - 10.0 keV. Do jego głównych celów naukowych należą: określenie natury obiektów kosmicznych od normalnych gwiazd do kwazarów; umożliwienie poznania natury procesów astrofizycznych wysokich energii, takich jak akercja materii na czarne dziury, zjawiska w jadrach aktywnych galaktyk, układy rentgenowskie itp; oraz wykonanie ogólnych badań historii i rozwoju Wszechświata. Obserwacje głównie obejmują takie obiekty jak pozostałości supernowych, pulsary rentgenowskie, czarne dziury, gwiazdy neutronowe, oraz gorące gromady galaktyk.
KONSTRUKCJA
Teleskop Chandra ma masę 4 790 kg. Razem z panelami słonecznymi ma wymiary 13.8 x 19.5 m. Składa się z trzech zasadniczych modułów: modułu statku kosmicznego (Spacecraft Module); Optical Bench; oraz zintegrowanego modułu instrumentów naukowych (Integraded Science Instruments Module - ISIM).
Moduł statku kosmicznego jest przednim, zasadniczym elementem pojazdu. Zawiera większość jego głównych podsystemów, oraz optykę rentgenowską. W przedniej części modułu statku kosmicznego znajdują się szczeliny wejściowe systemu zwierciadeł (High Resolution Mirro Assembly - HSMA), przez które fotony wchodzą do wnętrza teleskopu. W górnej części umieszczono osłonę słoneczną (Sunshade Door), która chroni teleskop przed bezpośrednim oświetleniem przez Słońce. Blisko szczelin wejściowych umieszczono także kamerę optyczną (Aspect Camera). Służy do wykonywania optycznych zdjęć gwiazd, które pozwalają na dokładne zlokalizowanie na niebie obiektów obserwacji rentgenowskich. Jej pole widzenia ma wymiary 1.40 x 1.40 stopnia. System zwierciadeł rentgenowskich został umieszczony we wnętrzu przedniej części pojazdu. Składa się z czterech koncentrycznych zwierciadeł paraboloidalnych, oraz położonych za nimi czterech koncentrycznych zwierciadeł hiperboloidalnych. Zwierciadła są ustawione prawie równolegle do napływającego promieniowania rentgenowskiego. System ten ma długość 83.3 cm. Zewnętrza średnica wynosi 1.2 m. Zwierciadła są pokryte 600 warstwami irydu - rzadkiego metalu o wysokiej odbijalności. Zwierciadła Chandry do wystrzelenia europejskiego satelity XMM-Newton były największymi zwierciadłami rentgenowskimi na świecie. Są najdokładniej oszlifowanymi i najgładszymi zwierciadłami jakie kiedykolwiek zbudowano. Ich gładkość wynosi kilka atomów, co odpowiada wygładzeniu powierzchni Ziemi do poziomu na którym najwyższe wzniesienia miałyby wysokość około 2 metrów. Pole widzenia teleskopu ma średnicę 1.0 stopnia, a jego rozdzielczość kątowa wynosi 0.5 stopnia. Optical Bench jest długą, stożkową strukturą łączącą się szerszym końcem z modułem statku kosmicznego. W niej wiązki promieniowania rentgenowskiego skupionego przez zwierciadła rentgenowskie przechodzą i są ostatecznie ogniskowane w pobliżu wąskiego końca. Całkowita ogniskowa teleskopu wynosi 10 metrów. W tej części satelity umieszczono dwie siatki transmisyjne, a na jej początku - zestawy elektroniki obserwatorium. Z wąskim końcem, w którym skupiane są wiązki umieszczono zintegrowany moduł instrumentów naukowych ISIM, zawierający dwa główne instrumenty naukowe teleskopu. Moduł ten zawiera elektronikę tych instrumentów, i zapewnia kontrolę ich temperatury.
WYPOSAŻENIE
Do sprzętu Teleskopu Chandra zaliczają się czerty urządzenia: zaawansowany spektrometr obrazujący CCD (Advanced CCD Imaging Spectrometer - ACIS); kamera wysokich rozdzielczości (High Resolution Camera - HRC); spektrometr wysokiej energii z siatką transmisyjną (High Energy Transmission Grating Spectrometer - HEGTS); oraz spektrometr niskiej energii z siatką transmisyjną (Low Energy Transmission Grating Spectrometer - LEGTS).
Urządzenie ACIS służy do wykonywania obrazów obiektów astronomicznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego, oraz do jednoczesnych pomiarów energii promieniowania z tych źródeł. Może wytworzyć obrazy w zakresie promieniowania pojedynczego pierwiastka chemicznego, i umożliwić porównanie promieniowania różnych pierwiastków (np. porównanie promieniowania pozostałości supernowych w zakresie emisji jonów tlenu do emisji neonu albo jonów żelaza). W skład instrumentu wchodzą: system detektorów płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Detector Assembly); system kontroli cieplnej (Thermal Control System); oraz cyfrowy system przetwarzania danych (Digital Processing Assembly - DPA). Instrument ten pracuje w zakresie energii 0.2 - 10 keV. Rozdzielczość kątowa obrazów wynosi 0.5''. Zestaw detektorów składa się z 10 detektorów CCD. Zestaw ten jest podzielny na dwie płaszczyznę - płaszczyznę obrazowania (ACIS Imaging Array - ACIS-I) i płaszczyznę spektroskopii (ACIS Spectroskopy Array - ACIS-S). Płaszczyzna obrazowania składa się z 4 detektorów CCD, a powierzchnia spektroskopii - z 6 detektorów CCD.
Instrument HRC służy do wykonywania bardzo dokładnych obrazów źródeł rentgenowskich, z rozdzielczością nawet 0.5'', co odpowiada zdolności przeczytania gazety z odległości pół mili. Jest to instrument o najwyższej rozdzielczości kątowej na Teleskopie Chandra. HRC jest szczególnie przydatny do obrazowania gorącej materii w pozostałościach po supernowych, oraz w gromadach galaktyk i odległych galaktykach. Umożliwia także identyfikowanie bardzo słabych źródeł rentgenowskich. Urządzenie pracuje w zakresie energii 0.1 - 10 keV. Instrument posiada 2 detektory typu MCP (Micro-Channel Plate).
Spektrometry HEGTS i LEGTS są połączeniem zwierciadeł rentgenowskich Chandry, siatek transmisjnych i detektorów teleskopu. Siatka przyjmuje promieniowanie rentgenowskie odbite od zwierciadeł (po aktywacji instrumentu, polegającej na przesunięciu siatki w ścieżkę optyczną teleskopu poprzez zmianę pozycji ramy siatki), zmieniając jego kierunek zależnie od energii. Jeden z zestawów detektorów teleskopu (wchodzących w skald instrumentów ACIS lub HRC) rejestruje następnie promieniowanie wytwarzając spektrogram. HEGTS działa w zakresie 0.4 - 10 keV, a LEGHTS - 0.08 - 2 keV.
PRZEBIEG MISJI
Pierwotnie wystrzelenie Chandry było planowane na sierpień 1998 roku. Opóźniło się jednak o 2 lata. Ostatecznie Teleskop Chandra został wyniesiony na orbitę 23.07.1999r, godz. 11:47 UTC w ładowni wahadłowca Columbia w ramach misji STS-93. Załogę misji stanowili: E. Collins; J. Ashby; C. Coleman; S. Hawley; oraz M. Tognini. Był to pierwszy lot dowodzony przez kobietę (Collins). Lot zakończył się pełnym sukcesem z chwilą lądowania dnia 28 lipca 1999 roku. Trwał 4 dni, 22 minuty i 49 sekund.
Po wyładunku teleskop opuścił niską orbitę okołoziemską za pomocą dodatkowego modułu napędowego IUS (Inertial Upper Stage) dołączonego do przedniej części. Po oddaleniu się na silnie wydłużoną, odległą orbitę okołoziemską IUS został odrzucony. Następnie wykonano serię małych korekt orbity za pomocą silników obserwatorium. Ostatecznie pojazd znalazł się na orbicie o perygeum 10 000 km i apogeum 140 161 km. Nachylenie płaszczyzny orbity do równika wynosi 28.5 st. Taka orbita sprawa, że obserwatorium przez większość czasu znajduje się poza pasami radiacyjnymi van Allena, gdzie promieniowanie praktycznie uniemożliwia wykonywanie obserwacji w zakresie rentgenowskim. Po kilkumiesięcznym okresie testowania pojazdu i instrumentów Teleskop Chandra rozpoczął program bardzo udanych obserwacji astronomicznych. Czas misji był zaplanowany na minimalnie 5 lat. Jednak już w 2001 roku przedłużono go o 10 lat, czyli do początku 2010 roku. Jest on jednym z najważniejszych narzędzi przyczyniających się do lepszego zrozumienia struktury i ewolucji Wszechświata.
-
Obserwacje superbąbli, czyli przestrzeni wytworzonych przez supernowe i wiatry gwiazdowe w obszarze gwiazdotwórczym LHa115-N19 w Małym Obłoku Magellana:
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/n19/
-
Ostatnie wieści dotyczą galaktyki eliptycznej NGC 1132. Dane zebrane przez teleskopy Chandra i Hubble'a pokazały, że zawiera ona dużą ilość ciemniej materii oraz gorącego gazu, co jest charakterystyczne dla grup galaktyk, a nie dla pojedynczej galaktyki. Wskazuje to, na dwie możliwości. Albo galaktyka ta powstała ze zlania się grupy mniejszych galaktyk, albo uformowała się w warunkach które uniemożliwiły powstanie grupy i doprowadziły do uformowania się jednego obiektu.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/ngc1132/
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/07/
-
Obserwacje pozostałości po supernowej N132D w Wielkim Obłoku Magellana prowadzone w celu wyznaczenia masy gwiazdy macierzystej i zebrania informacji na temat tworzenia ciężkich pierwiastków podczas eksplozji supernowych ujawniły istnienie elipsoidalnej warstwy tlenu w tej pozostałości. Struktura taka nie została zaobserwowana w 2 innych bogatych w tlen pozostałościach supernowych w podobnym wieku - G292.0+1.8 i Puppis A. Jej pochodzenie jest niejasne, ale mogła powstać dzięki energii dostarczonej przez pęcherz radioaktywnego niklu wytworzonego podczas eksplozji.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/n132d/)
-
Ostatnio pojawiło się doniesienie o wykryciu pierwszego podwójnego dżetu rentgenowskiego pochodzącego z młodej gwiazdy, a konkretnie DG Tau. Emisja z dżetu jest podobna do emisji z młodych gwiazd nie tworzących takich struktur, ale promieniowanie rentgenowskie jest w nim bardziej skupione i prawdopodobnie wywiera znaczny wpływ na dysk protoplanetarny. Jonizuje gaz co tworzy turbulencje w dysku, które mogą mieć wpływ na orbity formujących się planet. Mogą zapobiegać ich zacieśnianiu się. Dżet na obrazie po lewej jest słabszy od tego po lewej, ponieważ jest częściowo zasłonięty dyskiem, co ilustruje grafika.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/dgtau/)
-
Obserwacje 13 gromad kulistych wykazały, że mogą one być młodsze niż do tej pory sadzono. Poszukiwane były podwójne układy rentgenowskie, w których materia z jednej gwiazdy przepływa na drugą emitując promieniowanie X. Układy takie tworzą się w centrum gromad kulistych a po pewnym okresie są z nich wyrzucane. Następstwem tego jest kurczenie się jądra gromady. 3 z przebadanych gromad wykazały nadwyżkę źródeł rentgenowskich, co wskazuje, że są w średnim wieku. Poprzednie natomiast opierając się na obserwacjach ich bardzo gęstych jąder sądzono, że są bardzo stare.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_042808.html
-
Pozostałość supernowej G1.9+0.3 jest najmłodszym tego typu obiektem w naszej galaktyce. Obiekt ten został zidentyfikowany jako pozostałość supernowej podczas obserwacji radiowych z 1985 roku. Bazując na jego niewielkich rozmiarach wiek oszacowano na 400 – 1000 lat. Obserwacje wykonane w 2008r za pomocą Chandry i VLA wykazały, że od tego czasu rozszerzył się on o 16%. Przez to musi być młodszy, i jego wiek jest teraz szacowany na zaledwie 140 lat. Eksplozji nie była widoczna, ponieważ omawiany obiekt znajduje się blisko centrum Drogi Mlecznej i jest zasłonięty obłokami międzygwiezdnymi. Poszukiwania młodych pozostałości supernowych są istotne dla precyzyjniejszego oszacowania częstości eksplozji supernowych mających znaczy wpływ na produkcję ciężkich pierwiastków wchodzących w skład następnych generacji gwiazd.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_051408.html
-
Kolejne doniosłe obserwacje dotyczące supernowych. Gdy Swift obserwował 9 stycznia 2008r supernową SN 2007uy w galaktyce NGC 2770, jego teleskop XRT wykrył trwającą 5 minut eksplozję promieniowania rentgenowskiego z innego rejonu tej galaktyki. Dalsze analizy danych wykazały, że sygnatura promieniowania rentgenowskiego była charakterystyczna dla fali uderzeniowej powstałej podczas zapadnia się jądra masywnej gwiazdy w początkowym etapie wybuchu supernowej. Zaobserwowany rozbłysk był związany z supernową SN 2008D. W ten sposób po raz pierwszy zarejestrowano sam początek eksplozji supernowej. Obserwacje wykonały też instrumenty BAT i UVOT Swifta. Ponadto nowa supernowa była intensywnie badana za pomocą Chandry, Hubble’a, VLA w Nowym Meksyku, teleskopów Gemini North i Kesck I na Hawajach, Obserwatorium Palomar oraz Apache Point Observatory w Nowym Meksyku. Obserwacje wykonane przez Chandrę wykazały, że supernowa była typu Ib, a podczas eksplozji udziału nie brały dżety charakterystyczne dla supernowych produkujących błyski gamma. Dalsze badania pozwolą na dokładniejsze zbadanie początków eksplozji supernowych.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_052108.html
-
Duża kampania obserwacyjna supermasywnej czarnej dziury w galaktyce M81 potwierdziła, że czarne dziury w centrach galaktyk pochłaniają materię w sposób bardzo podobny do czarnych dziur gwiazdowych. Następuje to poprze tworzenie dysku akrecyjnego o podobnych właściwościach. Przewidywała to ogólna teoria względności, a potwierdzenie może posłużyć do przewidywań właściwości nie potwierdzonych nadal czarnych dziur o pośrednich masach. Analizie poddano wzorzec promieniowania rentgenowskiego z okolic czarnej dziury porównanym z modelem teoretycznym. W obserwacjach brały też udział systemy radioteleskopów Giant Meterwave Radio Telescope, Very Large Array i Very Long Baseline Array, dwa teleskopy milimetrowe Plateau de Bure Interferometer i Submillimeter Array, oraz optyczne Lick Observatory. Pozwoliło to na określenie zmian w tępie pochłaniania materii co miało znaczenie podczas interpretacji wyników.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_061808.html
-
Opublikowany został obraz pozostałości supernowej SN1006 z obserwacji do badań przyspieszania cząstek w jej obrębie. Była to prawdopodobniej najjaśniejsza odległa gwiazda widziana przez człowieka – była widoczna nawet w dzień. W zakresie radiowym pozostałość ma na niebie wielkość Księżyca w pełni. Kolor niebieski obrazuje dane z Chandry, żółty – obrazy optyczne z Curtis Schmidt Telescope w Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) i przeglądu DSS, a czerwony – dane radiowe z VLA i Green Bank Telescope.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/
Ponadto HST wykonał obserwacje świecącego pasma gazu znaczącego miejsce zderzenia fali uderzeniowej z gazem międzygwiezdnym.
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/22/image/a/
-
Dzięki danym z Chandry po raz pierwszy zmierzono masę supermasywnej czarnej dziury nową metodą polegającą na pomiarze maksymalnej temperatury gazu spadającego na nią. Im masywniejsza jest czarna dziura tym gaz w jej pobliżu bardziej się rozgrzewa. Efekt ten został przewidziany już 10 lat temu, ale dopiero teraz udało się go praktycznie zastosować. Zmierzona masa czarnej dziury w galaktyce NGC 4649 wynosi 3.4 miliarda mas Słońca. Jest to zgodne z oszacowaniami opartymi na metodzie klasycznej polegającej na pomiarach ruchów gwiazd lub gazu w pobliżu czarnej dziury.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_071608.html
-
Mgławica planetarna NGC 6543 (Kocie Oko) na kompozycji zdjęć z Chandry (kolor niebieski) i HST (kolor różowy). Widać, że centralna gwiazd jest otoczona obłokiem gazu o temperaturze wielu milionów stopni emitującym promieniowanie rentgenowskie. Porównanie obszarów świecących rentgenowsko ze strukturami widocznymi w świetle widzialnym pozwoliło na stwierdzenie różnic w składzie chemicznym pomiędzy rejonami chłodnymi a wiatrem z gwiazdy centralnej.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/catseye/)
-
Obraz galaktyki M87 w gromadzie Vigro na złożeniu obrazów z Chandry i HST. Widoczna jest emisja dżetu materii z okolic centralnej czarnej dziury. Jądro galaktyki jest silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego. Zidentyfikowano również ślady dawnych wybuchów w okolicach czarnej dziury, które wytworzyły bąble i pętle widoczne w emisji rentgenowskiej. Ponadto widoczne filamenty mogą przedstawiać gorący gaz uwięziony w polu magnetycznym.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m87/)
Interesujące informacje o badaniach gromad gwiazd w Virgo:
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/30/
-
Obraz galaktyki NGC 1275 (radioźródło Perseus A) będący złożeniem zdjęć z HST, Chandry i mapy radiowej VLA. W centrum tej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura, a w jej pobliżu następują eksplozje wyrzucające materię. Objawia się to w postaci widocznych bąbli oraz filamentów gazowego wodoru zaznaczających się poza galaktyką. FIlamenty powstają, gdy chłodny gaz w galaktyce jest wynoszony z niej przez rozrastający się bąbel wytwarzany w jej jądrze. Do tej pory nie było jasne, dlaczego takie filamenty nie rozpływają się z czasem albo nie rozpoczyna się w nich formowanie gwiazd. Nowe badania wykazują, że prawdopodobnie są one utrzymywane przez silne pola magnetyczne.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/perseus/
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/28/
-
Obserwacje gorącego gazu w gromadzie galaktyk Abell 1689 wykazały, że ma on równomierny rozkład, w przeciwieństwie do innych gromad, takich jak Bullet czy MACS J0025.4-1222. Jednak rozkład temperatur jest dużo bardziej skomplikowany. Masa gromady wyznaczona na podstawie obserwacji rentgenowskich nie zgadza się z masą wyznaczona dzięki analizie soczewkowania grawitacyjnego (jest to największy znany układ łuków powstałych na skutek soczewkowania). Prawdopodobnie niedokładność w oszacowaniu masy na podstawie soczewkowania wywołują filamenty galaktyk ustawione na linii widzenia. Na załączonym obrazie dane z Chandry są przedstawione na fioletowo i połączone z obrazem optycznym z HST (żółty).
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/a1689/
-
Obraz Galaktyki w Cyrklu z supernową SN 1996cr, będący złożeniem danych z Chandry i HST. Interesujące, że chociaż była to jedna z bliższych supernowych w ciągu ostatnich 25 lat, została pokryta wiele lat po wybuchu na podstawie archiwalnych danych. Po raz pierwszy zauważono ją na obrazach z Chandry w 2001r, ale nie określono wtedy natury obiektu. Źródło zostało następnie zidentyfikowane w dalszych latach jako supernowa na podstawie spektrogramu z VLT i danych z 18 innych teleskopów. Obrazy optyczne z Anglo-Australian Telescope pozwoliły stwierdzić, że supernowa wybuchła między 28.02.1995 a 15.03.1996r. Zjawisko było widoczne tyko na półkuli południowej, gdzie niebo jest słabiej monitorowane niż na północnej. Obserwacje oraz modele teoretyczne wykazały, że przed eksplozją gwiazda usunęła ze swojego otoczenia gaz tworząc pustą przestrzeń. Po eksplozji fala uderzeniowa przemieszczała się przez pustkę, a po uderzeniu w materie międzygwiazdową wywołała intensywną emisję w zakresie radiowym i rentgenowskim. Supernowa ta to jedna z najjaśniejszych w tych zakresach widma. Podobne zachowanie obserwowano w przypadku SN1987a, co wskazuje, że zjawisko oczyszczania przestrzeni przez gwiazdę skazaną na eksplozję jest pospolite.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_092508.html
-
Rejon gwiazdotwórczy RCW 108 na obrazie będącym złożeniem danych z Chandry (kolor niebieski) i Sitzera (kolor czerwony). We wnętrzu chmury molekularnej znajduje się młoda gromada masywnych gwiazd. Z lewej strony widoczne są też gwiazdy z gromady NGC 6193. masywne gwiazdy z tej gromady powoli rozproszą chmurę. Jednak wcześniej promieniowanie tych gwiazd wywołało proces formowania masywnych gwiazd w obłoku.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/rcw108/
-
Gromada galaktyk Abell 521 - złożenie obrazów z Chandry (kolor niebieski) i obrazu radiowego przy 125 cm (kolor różowy). Gromada ta jest w fazie zderzania z inną grupą lub gromadą galaktyk. Wykryto ją na długich falach radiowych, ale jest prawie nie wykrywalna na falach krótkich, gdzie zwykle takie obiekty są dobrze widoczne. Odkrycia tego dokonano dzięki Giant Metrewave Radiotelescope (GMRT) w Indiach i potwoerdzono za pomocą VLA. Gromada jest dobrze widoczna na falach 125 cm, znacznie słabsza przy 49 cm i prawie znika przy 21 cm. Przypuszcza się, że istnieje cała populacja takich trudnych do wykrycia gromad. Obraz rentgenowski (emisja gorącego gazu) pokazuje jajowaty kształt gromady, świadczący o epizodzie zderzania się z inną gromadą.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_101508.html
-
Dzięki danym z Chandry i archiwalnym obserwacją z Comptona wykonano poszukiwania antymaterii w znanej nam zderzającej się parze gromad galaktyk 1E 0657-56, nazywanej potocznie Bullet Cluster. Niewielkie ilości antymaterii powstałej po Wielkim Wybuchu mogły się zachować dzięki szybkiemu oddaleniu od zwykłej materii w fazie inflacyjnej. Niektóre teorie mówią, że skupiska antymaterii mogły oddalić się na odległość odpowiadającą gromadom galaktyk. Przy zderzeniach gromad galaktyk pozostałości antymaterii powinny anihilować emitując promieniowanie rentgenowskie i gamma. Para 1E 0657-56 stanowiła dobry obiekt obserwacji z uwagi na niewielką odległość i korzystną orientację względem obserwatora. Udało się zaobserwować promieniowanie rentgenowskie, ale brak emisji gamma wskazuje, że zawartość antymaterii w tym obiekcie jest niemierzalnie mała. Wskazuje to na brak wykrywalnych ilości antymaterii na przestrzeni 65 milionów lat świetlnych (prawdopodobna pierwotna odległość zderzających się gromad). Poniższy obraz układu 1E 0657-56 Jest złożeniem danych z Chandry oraz obrazów optycznych z HST i Magellan Telescope.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_103008.html
-
Obserwacje z Chandry pozwoliły na opracowanie pierwszego szczegółowego obrazu krawędzi mgławicy wiatru pulsara w mgławicy Krab. Mgławica wiatru pulsara została uformowana przez energetyczne cząstki emitowane przez niego. Odgrywało tu rolę intensywne pole magnetyczne generujące dżety materii i antymaterii wybiegające z biegunów pulsara oraz intensywny wiatr emitowany w kierunku równikowym. Widoczny wewnętrzny pierścień jest falą uderzeniową na granicy między cząstkami emitowanymi z pulsara a otaczają go mgławicą. Elektrony i pozytony wbiegają z tego pierścienia i formują dodatkowy, zewnętrzny pierścień oraz są odpowiedzialne za rozproszoną emisję rentgenowską. Zatoki, pętle i ‘palce’ widoczne na granicy mgławicy wskazują, że ruch cząstek jest uzależniony od pola magnetycznego i filamentów chłodniejszej materii. Cząstki mogą poruszać się szybko wzdłuż pola magnetyczne i przebyć kilka lat świetlnych zanim wypromieniują energię. W poprzek pola mogą poruszać się znacznie wolnej i przebyć mniejsze odległości przed utratą energii. Efektem tym tłumaczy się długie pętle i palce oraz ostre granice zatok. Duże zatoki widoczne na dole są prawdopodobnie wywołane przez toroidalne pole magnetyczne będące pozostałością pierwotnej gwiazdy.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/crab/
-
Obserwacje galaktyki M84 wykazały obecność dużych pustek wytworzonych w gazie i pyle przez wyrzuty materii w okolic czarnej dziury. Emituje ona dwa relatywistyczne dżety. Pustki takie znajdują się jedna w drugiej, co wskazuje na wielokrotne epizody silnych eksplozji. Fale uderzeniowe ponadto podgrzewają gaz w galaktyce. Utrudnia to jego stygnięcie i formowanie nowych gwiazd. Pozwala to na wyjaśnienie, dlaczego niektóre galaktyki zawierają spore zapasy gazu, a nie forują intensywnie nowych pokoleń gwiazd. Załączony obraz jest złożeniem danych z Chandry (kolor niebieski), obrazu radiowego z VLA (czerwony) i obrazu optycznego z Sloan Digital Sky Survey.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m84/
-
Za pomocą Chandry wykonana została jedna z najdłuższych ekspozycji galaktyki spiralnej w zakresie rentgenowskim. Celem była galaktyka M101. Na uzyskanym obrazie jasne źródła rentgenowskie to układy podwójne zawierające czarne dziury lub gwiazdy neutronowe, oraz pozostałości supernowych. Innymi źródłami są gromady masywnych gwiazd i gorący gaz w ramionach spiralnych. Obserwacje takie pozwalają na opracowanie profilu emisji rentgenowskiej galaktyk spiralnych. Daje to możliwość badań ewolucji gwiazd prowadzących do powstania czarnych dziur, a także pozwala na zebranie informacji potrzebnych do interpretacji obserwacji galaktyk bardzo odległych.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m101/)
-
W obszarze gwiazdotwórczym 30 Dorados (Mgławica Tarantula) w LMC zaobserwowane zostało skupisko superbąbli. Powstają one, gdy przestrzenie wytworzone w zimnym gazie i pyle przez promieniowanie i wiatry gwiazdowe bardzo masywnych gwiazd zostaną powiększone przez wybuchy supernowych. W centrum mgławicy znajduje się gromada gwiazd R136. Jest położona na przecięciu 3 bąbli. Gwiazdy w tej gromadzie są za młode, aby być źródłem supernowych które wytworzyły bąble. Bąble te spowodowały kompresję gazu w centrum mgławicy, co doprowadziło do powstania gromady właśnie w tym miejscu.
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/30dor/
-
Obserwacje 80 gromad galaktyk prowadzone na przestrzeni wielu lat pozwoliły na istotne oszacowania co do natury ciemnej energii. Chandra obserwował gorący gaz w gromadach zarówno bliskich jak i odległych. Zebrane dane pozwoliły na stwierdzenie, że przyrost masy gromad jest zgodny z modelem Wszechświata zdominowanego przez ciemną energię. Ciemna energia powoduje hamowanie zapadania się gromad, co zostało zaobserwowane. Dane dostarczają silnych dowodów, że ciemną energią jest energia próżni (stała kosmologiczna). Inne możliwości wymagały odstępstw od ogólnej teorii względności w bardzo dużych salach przestrzennych. Obserwacje gromad pozwoliły na pierwsze testy ogólnej teorii względności na tak dużych przestrzeniach. Ogólna teoria względności doskonale pasuje do danych obserwacyjnych.
Poniższa grafika przedstawia gromadę Abell 85 (dane z Chandry nałożone na obraz optyczny) oraz model rozwoju gromad galaktyk.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/darkenergy/)
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_121608.html
-
Ostatnio na konferencji American Astronomical Society zaprezentowano 2 istotne prace na temat pozostałości supernowej Cassiopea A (Cas A).
Na podstawie obserwacji wykonanych w styczniu 2000r, lutym 2002r, lutym 2004r i grudniu 2007r w pozostałości udało zaobserwować się zmienność. Oszacowano tępo rozszerzania się zewnętrznej fali uderzeniowej. Wynosi ona 11 milionów mil na godzinę, znacznie niej niż przewidywały modele. Uważa się, że jest to wynikiem tracenia energii poprzez wytwarzanie wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego. Jony i protony w fali uderzeniowej poruszają się wzdłuż linii pola magnetycznego zyskując znaczną energie, podobnie jak elektrony emitujące promieniowanie synchrotronowe. Z uwzględnienie szybkości rozszerzania się fali uderzeniowej, szacowanej energii eksplozji supernowej i szacowanej ilości wyrzuconej materii określono, że na promieniowanie kosmiczne przypada 35% energii w pozostałości. Zaobserwowano ponadto okresowe pojaśnienie emisji synchrotronowej elektronów w fali uderzeniowej. Jest to najprawdopodobniej spowodowane przyspieszaniem cząstek do wysokich energii w tych obszarach. Po raz pierwszy bezpośrednio zaobserwowano to zjawisko w zewnętrznej fali uderzeniowej. Wcześniej sądzono, że przyspieszanie cząstek zachodzi w fali uderzeniowej poruszającej się do wnętrza pozostałości. Z tego powodu wcześniejsze obserwacje pojaśnień w obrębie wewnętrznej fali uderzeniowej mogą być tak naprawdę projekcją pojaśnień fali zewnętrznej częściowo zasłaniającej falę wewnętrzną na dwuwymiarowym obrazie.
Odp: Chandra X-ray Observatory
« Odpowiedz #39 : 11/01/2009 06:14 »
Ostatnio na konferencji American Astronomical Society zaprezentowano 2 istotne prace na temat pozostałości supernowej Cassiopea A (Cas A).
Na podstawie obserwacji wykonanych w styczniu 2000r, lutym 2002r, lutym 2004r i grudniu 2007r w pozostałości udało zaobserwować się zmienność. Oszacowano tępo rozszerzania się zewnętrznej fali uderzeniowej. Wynosi ona 11 milionów mil na godzinę, znacznie niej niż przewidywały modele. Uważa się, że jest to wynikiem tracenia energii poprzez wytwarzanie wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego. Jony i protony w fali uderzeniowej poruszają się wzdłuż linii pola magnetycznego zyskując znaczną energie, podobnie jak elektrony emitujące promieniowanie synchrotronowe. Z uwzględnienie szybkości rozszerzania się fali uderzeniowej, szacowanej energii eksplozji supernowej i szacowanej ilości wyrzuconej materii określono, że na promieniowanie kosmiczne przypada 35% energii w pozostałości. Zaobserwowano ponadto okresowe pojaśnienie emisji synchrotronowej elektronów w fali uderzeniowej. Jest to najprawdopodobniej spowodowane przyspieszaniem cząstek do wysokich energii w tych obszarach. Po raz pierwszy bezpośrednio zaobserwowano to zjawisko w zewnętrznej fali uderzeniowej. Wcześniej sądzono, że przyspieszanie cząstek zachodzi w fali uderzeniowej poruszającej się do wnętrza pozostałości. Z tego powodu wcześniejsze obserwacje pojaśnień w obrębie wewnętrznej fali uderzeniowej mogą być tak naprawdę projekcją pojaśnień fali zewnętrznej częściowo zasłaniającej falę wewnętrzną na dwuwymiarowym obrazie.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/casa/
Kolejną sprawą jest trójwymiarowa, multispektralna rekonstrukcja struktury pozostałości Cas A. Oparta jest na danych z Chandry i Spiztera oraz obserwacją naziemnym uzyskanym za pomocą 4-metrowego teleskopu w obserwatorium Kitt Peak, oraz teleskopu Michigan-Dartmouth-MIT. Na załączonej grafice obszar zielony jest bogaty w żelazo widoczne w zakresie rentgenowskim. Obszar żółty jest bogaty w argon zaobserwowany w zakresie rentgenowskim, optycznym i podczerwonym. Obszar czerwony jest zimny, i został zaobserwowany w podczerwieni. Kolor niebieski to zewnętrzna fala uderzeniowa widoczna w promieniach X. W celu opracowania wizualizacji posłużono się efektem Dopplera – gaz poruszający się w stronę obserwatora emituje promieniowane o fali krótszej, a oddalające się od niego – o fali dłuższej. Ponadto promieniowanie było charakterystyczne dla danych pierwiastków. Zaznaczone na niebiesko promieniowanie synchrotronowe z fali uderzeniowej nie mogło być mapowane w ten sposób, ponieważ jest to szerokie pasmo. Model pozwolił na wykrycie 2 komponentów w pozostałości – zewnętrznej sferycznej, oraz wewnętrznej spłaszczonej. W komponencie spłaszczonym wykryto dżety bogate w krzem skierowane północo – wschodnio i południowo – zachodnio, a także dżety bogate w żelazo skierowane południowo – wschodnio i północno. Ich orientacja wcześniej nie była znana. Komponent sferyczny powstał podczas odrzucania zewnętrznych warstw gwiazdy, a komponent spłaszczony – podczas eksplozji jej wewnętrznej części. Model jest istotny dla teorii opisujących eksplozje supernowych, które teraz wymagają uwzględnienia spłaszczenia komponentu wewnętrznego i różnej orientacji przestrzennej dżetów.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/casa2/
-
Za pomocą obserwatorium Chandra wykonano obserwacje obszaru gwiazdotwórczego NGC 604 w galaktyce M33. W obserwowanym obszarze znajduje się około 200 masywnych gwiazd znacznie modyfikujących swoje otoczenie. Mgławica składa się z zimnego pyłu i gorącego gazu w którym wiatry gwiazdowe masywnych gwiazd wytworzyły puste przestrzenie. Zderzenia wiatrów z gazem odgrzały go również do temperatury umożliwiającej emisję rentgenowską.
We wschodniej części mgławicy (po prawej stronie zdjęcia) masa gorącego gazu jest szacowana na 4300 mas Słońca. Wraz z jasnością w zakresie rentgenowskim taka masa jest zgodna z modelami mówiącymi, że gaz ten jest podgrzewany tylko przez gorące gwiazdy. Wcześniejsze modele innych bąbli pokazywały natomiast ich jasność niższą od szacowanej. Wskazywało to na konieczność ich podgrzewania przez wybuchy supernowych. W przypadku tego fragmentu NGC 604 nie wystąpiły więc wybuchy supernowych, albo były bardzo nieliczne.
We wschodniej części mgławicy natomiast masa gorącego gazu jest szacowana na 1750 mas Słońca. Obserwowanej jasności nie wyjaśniają też w pełni wiatry młodych gwiazd. Widoczne tu bąble są więc prawdopodobnie dużo starsze i podgrzewane również przez supernowe.
Przedstawiony obraz jest kombinacją obrazów z Chandry (kolor niebieski) i HST (kolor brązowy).
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/n604/
-
Opublikowany został obraz galaktyki aktywnej Centaurus A (NGC 5128) będący złożeniem zdjęcia optycznego, danych z Chandry, oraz obserwacji w zakresie submilimetrowym z Atacama Pathfinder Experiment (APEX). APEX jest 12-merowym teleskopem fal submilimetrowych zlokalizowanym na płaskowyżu Chajnantor w rejonie Atakama w Andach Chilijskich.
Dzięki APEX relatywistyczne dzietny plazmy wyrzucanej z okolic centralnej czarnej dziury zostały po raz pierwszy zarejestrowane na falach submilimetrowych. Za emisje tą są odpowiedzialne elektrony poruszające się wzdłuż linii sił pola magnetycznego dżetów. Pomiary wykazały, że materia w dżetach porusza się z szybkością równą w przybliżeniu połowie szybkości światła.
Rentgenowski obraz galaktyki został pokazany na niebiesko. Uwidacznia on, że materia na skraju dżetów zderza się z otaczającym gazem tworząc jaśniejszą falę uderzeniową.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/cena/
http://astronomynow.com/090129BlackholeoutflowsfromCentaurusArevealed.html
-
Chandra wykonał obserwacje pulsara PSR J0108-1431, który okazał się najstarszym izolowanym (nie związanym w układzie podwójnym) pulsarem aktywnym rentgenowsko. Jest on 10 razy starszy od wcześniejszego najstarszego pulsara tego typu. Znajduje się w odległości zaledwie 770 lat świetlnych.
Wcześniejsze obserwacje radiowe wykazały, że rotuje on niewiele szybciej od 1 raza na sekundę i jest też bardzo łaby. Jest to więc pulsar którego aktywność powoli ustaje. Jednak dane z Chandry wraz z dokładniejszymi oszacowaniami odległości do pulsara wykazały, że jest silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego. W emisję rentgenowską przekształcana jest energia tracona podczas zwalniania obrotów. W zakresie rentgenowskim emituje on energie efektywniej niż podobne młodsze pulsary. Emisja rentgenowska pochodzi z 2 źródeł – z populacji cząstek okrążających linie sił pola magnetycznego, oraz z rozgrzanych obszarów wokół biegunów magnetycznych pulsara. Pomiary temperatury i wielkości tych ostatnich dostarczą istotnych informacji na temat właściwości powierzchni gwiazdy neutronowej oraz mechanizmów przyspieszania cząstek.
Pozycja pulsara na obrazach rentgenowskich z początku 2007r znacznie różni się od pozycji wyznaczonej na podstawie obserwacji radiowych z początku 2001r. Wskazuje to, że porusza się on z szybkością 440 000 mil na godzinę, co jest podobne do szybkości innych pulsarów. Pulsar porusza się na południe od płaszczyzny Drogi Mlecznej, ale jego szybkość jest mniejsza od szybkości ucieczki z Galaktyki. Po pewnym czasie powróci od do płaszczyzny Drogi Mlecznej. Dzięki wyznaczonej szybkości prawdopodobnie udało się od odnaleźć ten obiekt na obrazach optycznych z VLT z 2000r. Takie badania multispektralne są istotne dla poznania ewolucji pulsarów - ich ochładzania się i rozwoju pola magnetycznego.
Załączony obraz jest kompozycją danych z Chandry i obrazu z VLT. Zaznaczono kierunek jego ruchu. Wydłużony obiekt to galaktyka tła. Niebieska plama nad galaktyką to prawdopodobnie obraz optyczny pulsara z 2001r.
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_022609.html
-
Opublikowany został obraz galaktyki NGC 4194 nazywanej potocznie Meduzą będący złożeniem danych z Chandry (kolor niebieski) i z HST (kolor pomarańczowy). Nad galaktyką widoczny jest ogon pływowy złożony z materii wyrwanej z niej pod wpływem sił pływowych wykowanych przez inną galaktykę. W jego obrębie widoczne jest źródło rentgenowskie będące układem podwójnym gwiazdy i czarnej dziury. Takie rentgenowskie układy podwójne mogą też zawierać gwiazdę neutronową. Obiekty takie emitują promieniowane rentgenowskie znacznie dłużej niż widoczne są gwiazdy odpowiedzialne za ich powstanie. Dzięki temu można ich użyć do badań przeszłej aktywności gwiazdotwórczej.
Obserwacje tej galaktyki i 9 innych wykonano w celu skorelowania aktywności gwiazdotwórczej z produkowaniem rentgenowskich układów podwójnych. Głównym zadaniem było skorelowanie Meduzy z galaktyką NGC 7541. W obu występuje stosunkowo duże tempo formowania gwiazd. Badania takie mogą być użyteczne dla prób szacowania tempa wytwarzania gwiazd w bardzo odległych galaktykach.
Ponadto oszacowano, że z 1 miliona ton gazu wchodzącego w procesy gwiazdotwórcze tona wejdzie potem w skład gwiazdy neutronowej albo czarnej dziury. Pozwoli to na ulepszenie modeli powstawania rentgenowskich układów podwójnych.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/medusa/
-
Za pomocą spektrometru HETGS wykonane zostały badania mikrokwazara GRS 1915+105. mikrokwazar to czarna dziura o masie gwiazdowej tworząca układ podwójny gwiazdą i posiadająca dysk akrecyjny oraz dżety materii. Występowanie dżetów upodabnia taki obiekt do supermasywnej czarnej dziury w jadrach kwazarów. Czarna dziura GRS 1915+105 ma masę około 14 mas Słońca. Emisja tego źródła wykazuje nieprzewidywalne zmiany w czasie od sekund do miesięcy. Rozpoznano 14 schematów zmienności. Zmienność jest spowodowana słabo poznanymi oddziaływaniami między dyskiem akrecyjnym a dżetem radiowym.
Chandra obserwował ten obiekt wiele razy począwszy od 1999r. Obserwacje wskazują, że dżet zanika periodycznie, gdy dysk akrecyjny emituje silny wiatr energetycznych cząstek i jonów widoczny w promieniowaniu rentgenowskim. Wiatr ten prawdopdoobnie odcina dopływ materii do dżetu. Gdy wiatr ustaje, dżet znowu pojawia się. Nie jest jednak jasne jakie procesy powodują odtwarzanie dżetu.
Obserwacje pokazują też, że dżet i wiatr usuwają z okolic czarnej dziury prawie taką samą ilość materii. Pokazuje to, że czarne dziury mogą regulować swój wzrost dzięki oddziaływaniu między dżetem i wiatrem. Mechanizm taki jest znany w przypadku supermaywnych czarnych dziur, ale dla czarnych dziur o masach gwiazdowych zaobserwowano go po raz pierwszy. Spodziewano się zaobserwować tutaj podobieństwo, ponieważ mimo różnicy w skali przestrzennej oba typy czarnych dziur podlegają takim samym prawą fizycznym.
Dla supermansywch czarnych dziur nie można wykonać takich precyzyjnych obserwacji, ponieważ zmiana zachowania czarnej dziury w GRS 1915+105 w okresie godziny odpowiada zmienności czarnej dziury o masie miliona Słońca w czasie 10 000 lat.
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_032509.html
-
Chandra wykonał obserwacje pulsara PSR B1509-58. Obiekt ten jest położy w odległości około 150 lat świetlnych. Jego wiek jest szacowany na 17 000 lat.
Promieniowanie o najniższych energiach jest zaznaczone na czerwono, o energiach średnich na zielono, a p najwyższych na niebiesko. Pulsar ten obraca się w tempie 7 razy na sekundę. Bardzo gwałtownie emituje również energię, przypuszczalnie dzięki bardzo silnemu polu magnetycznemu na jego powierzchni. Pole magnetyczne jest u silniejsze 15 trylionów razy od pola magnetycznego Ziemi. Kombinacja szybkich obrotów i silnego pola magnetycznego czyni z tego pulsara jeden z najsilniejszych generatorów elektromagnetycznych w Galaktyce. Pulsar emituje silny wiatr elektronów i jonów poruszających się wzdłuż linii pola magnetycznego. Elektrony poruszające się w polu magmatycznym emitują promieniowanie rentgenowskie.
W centralnej części mgławicy otaczające pulsar widoczny jest biały obszar, w którym wiatr cząstek emitowany przez pulsar jest gwałtownie spowalniany przez otaczającą go mgławicę. Upodabnia to ją do Mgławicy Krab. Jednak mgławica wokół PSR B1509-58 jest około 15 razy od niej większa.
Na północy widoczne są palczaste wypustki mgławicy skierowane w stronę sąsiedniej chmury gazu oznaczonej jako RCW 89. Następuje tu transfer energii między mgławicą pulsara a RCW 89. Dzięki temu gaz w RCW 89 emituje promieniowanie rentgenowskie. Emisja gazu wokół pulsara układa się wzdłuż pierścienia i jest zmienna w jego obrębie. Sugeruje to, że pulsar omiata gaz w RCW 89 wiązką przekazującą jej energię.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/b1509/
-
Obserwacje wykonane a pomocą teleskopów Chandram, Hubblea i Kecka pozwoliły na odtworzenie przestrzennych ruchów galaktyk w układzie gromad galaktyk MACSJ0717.5+3745 położonym w odległości 5.4 miliarda lat świetlnych. Jest to pierwszy udokumentowany przykład zderzenia 4 gromad.
W układzie tym długi na 13 milionów lat świetlnych strumień galaktyk, gazu i ciemnej materii (filamnet) spada na obszar bogaty w materię. Zderzenia mas gazu w gromadach uwalniają energię w postaci ciepła. MACSJ0717.5+3745 jest z tego powodu jedną z najgorętszych obserwowanych gromad. Filament był znany wcześniej, ale jego zderzenie z układem MACSJ0717.5+3745 zostało potwierdzone niedawno na podstawie porównania przestrzennego rozkładu gazu i gromad galaktyk oraz istnienia gorącego obszaru w miejscu gdzie oddziałuje z gromadami. Układ ten pokazuje oddziaływania gromad galaktyk z ich środowiskiem w skalach milionów lat świetlnych. Symulacje wskazywały, że największe gromady galaktyk powinny formować się w miejscach przecinania się filamentów ze skupiskami materii i ciemniej materii. Obserwacje idealnie pasują do symulacji.
Obserwacje multispektralne były kluczowe dla tych badań. Obserwacje optyczne z teleskopów Hubblea i Kecka pozwoliły na określenie gęstości i ruchów galaktyk wzdłuż linii widzenia. Obserwacje rentgenowskie pozwoliły na wyznaczenie tych parametrów w kierunku prostopadłym do linii widzenia.
Dalsze obserwacje rentgenowskie pozwolą na określenie temperatur wzdłuż całego filamentu. Potrzebne są też badania innych właściwości gazu w filamencie.
Na załączonym obrazie galaktyki zostały zobrazowane przez Teleskop Hubblea. Gorący gaz został wykryty przez Chandrę. Gaz o najwyższej temperaturze jest zaznaczony kolorem czerwonawym, a o najniższej – niebieskim.
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_041609.html
-
Głęboki przegląd wykonany za pomocą Chandry pozwolił na znalezienie źródła znanej do dawna emisji rentgenowskiej wzdłuż płaszczyzny Drogi Mlecznej.
Tzw. Galactic Ridge X-ray Emission została zarejestrowana przez satelity HEAO-1 i Exosat 20 lat temu. Obejmuje ona Drogę Mleczną do około 2 stopni nad i pod jej płaszczyzną oraz rozciąga się na 40 stopni po obu stronach jądra Galaktyki. Wydawało się, ze jest rozproszona. Teorie tłumaczyły ja występowaniem gazu o temperaturze 100 milionów stC. Jednak galaktyka nie mogłaby utrzymać gorącego gazu, z czasem uleciałby w postaci wiatru. Problematyczne było też źródło umożliwiające jego uzupełnianie/ Supernowe nie dostarczałyby dostatecznej energii.
Obserwacje za pomocą instrumentu ACIS objęły region Galaktyki położony w odległości kątowej 1.4 stopnia od jej centrum. Trwały one do 12 dni. Wtykany region był dostatecznie bliski płaszczyzny galaktyki, dzięki czemu emisja była silna. Jednocześnie region ten zawierał stosunkowo niewiele gazu i pyłu, dzięki czemu możliwe było zaobserwowanie maksymalnej ilości źródeł.
We fragmencie nieba o wielkości 3% tarczy Księżyca znaleziono aż 473 źródła. Jest to największe zagęszczenie źródeł rentgenowskich znalezione do tej pory w Galaktyce. Tym samym 80% pozornie rozproszonej emisji zostało rozdzielonych na źródła. Najprawdopodobniej są to białe karły pobierające materię z sąsiednie gwiazdy w układzie podwójnym, oraz gwiazdy o bardzo silnej aktywności magnetycznej.
Na załączonej ilustracji obraz z Chandry został pokazany w kontekście mozaiki ze Spitzera.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/gridge/
-
Obserwacje multispektralne galaktyki 3C305 ujawniły nietypową korelację różnych rodzajów emisji związanych z supermasywną czarną dziurą.
Załączony obraz kompozycyjny zawiera dane z Chandry (kolor czerwony), obraz z HST w zakresie emisji tlenu (kolor jasnoniebieski), oraz obraz radiowy z Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku. Obraz z Teleskopu Hubblea pokazuje tylko emisję tlenu i nie przedstawia całej galaktyki.
Na obrazie widać, że emisja radiowa pochodząca z dżetu wybiegającego z okolic czarnej dziury nie pokrywa się z emisją rentgenowską. Emisja rentgenowska pokrywa się natomiast z emisją optyczną.
Na podstawie tych informacji uważa się, że emisja rentgenowska może być wywołana jednym lub dwoma odmiennymi procesami. Po pierwsze dżety mogą zderzać się z gazem międzygwiazdowym nagrzewając go do poziomu powodującego emisję rentgenowską. Pochodziłaby ona wtedy ona z fali uderzeniowej znajdującej się przez dżetami. Po drugie, emisja z okolic czarnej dziury może być na tyle silna, że powoduje świecenie gazu międzygwiazdowego w zakresie rentgenowskie. Do rozstrzygnięcia tej kwestii potrzebne będą dokładniejsze obserwacje rentgenowskie.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/3c305/
-
Za pomocą Obserwatorium Chandra odkryto nietypowe źródło rentgenowskie, które jest najprawdopodobniej wtórną emisją pozostałą po silnym rozbłysku w okolicach supermasywnej czarnej dziury w jądrze galaktyki eliptycznej.
Źródło o którym mowa, HDF 130 zostało znalezione w obrębie Północnego Głębokiego Pola Chandry (Chandra Deep Field-North - CDFN), jednego z głębokich przeglądów teleskopu Chandra. Zostało potocznie nazwane duchem rentgenowskim (X-ray Ghost). Znajduje się w odległości 10 miliardów lat świetlnych (w tym czasie Wszechświat miał około 3 miliardy lat). Charakteryzuje się ono rozciągłą emisją rentgenowską. Odpowiada punktowemu źródłu radiowemu oraz galaktyce eliptycznej widocznej na obrazach w świetle widzialnym.
Uważa się, że zjawisko to zostało wywołane przez silny rozbłysk w otoczeniu czarnej dziury posiadającej dżety poruszające się z szybkością bliską szybkości światła. Energia rozbłysku mogła być porównywalna do miliarda supernowych. Rozbłysk taki wyprodukował silną emisję radiową oraz rentgenowską. Jednak po kilku milionach lat emisja radiowa zanikła, a elektrony produkujące promieniowanie rentgenowskie wytraciły energię.
Elektrony o niższych energiach mogły jednak nadal produkować promieniowane rentgenowskie na drodze oddziaływań z fotonami mikrofalowego promieniowania reliktowego. Zderzenia elektronów z fotonami promieniowania rentgenowskiego mogły nadawać fotonom energię przesuwającą je w zakres rentgenowski. Proces taki mógł wytwarzać emisję rentgenowską przez około 30 milionów lat. Jednak nawet po zaniku takiej pozostałości duża część energii rozbłysku może pozostawać w galaktyce i wywierać na nią wpływ przez miliardy lat.
HDF 130 ma kształt wydłużony i rozciąga się na około 2.2 miliony lat świetlnych. Kształt taki wskazuje na związek źródła z dżetami radiowymi, a nie z gazem w gromadzie galaktyk zawierającej źródło. W tym ostatnim przypadku jego kształt powinien być kolisty. Rozkład energii promieniowania rentgenowskiego również przemawia za zaprezentowanym wyjaśnieniem pochodzenia emisji.
Jest to pierwsze tego typu zjawisko wykryte w galaktyce nie posiadającej już dżetów. Wcześniej emisje o podobnym pochodzeniu były znane w galaktykach radiowych posiadających aktywne czarne dziury z dżetami. W jądrach takich galaktyk rozbłyski zachodzą nadal.
Zjawiska takie mogły być częste w młodym Wszechświecie, w okresie intensywnego formowania galaktyk i supermasywnych czarnych dziur.
Obraz HDF 130 będący złożeniem danych z Chamity (kolor niebieski), obserwacji radiowych z systemu radioteleskopów MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network, kolor różowy), oraz zdjęcia w świetle widzialnym z przeglądu SDSS (Sloan Digital Sky Survey, kolor biały i żółty).
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_052809.htm
-
Opublikowany został obraz nietypowej pozostałości po supernowej - SNR 0104-72.3 w Małym Obłoku Magellana.
Jest to najprawdopodobniej pozostałość supernowej typu Ia, czyli eksplozji białego karła. Kształt pozostałości jest jednak odmienny od innych pozostałości supernowych tego typu, takich jak pozostałości supernowych Tycho i Keplera w naszej Galaktyce. Zwykle pozostałości takie mają kształt okrągły. Obraz rentgenowski SNR 0104-72.3 jest natomiast zwężony i występują w nim 2 przeciwlegle płatki wzmożonej emisji. W płatach stwierdzono wysoką zawartość żelaza, co wskazuje że supernowa należała do typu Ia.
Jedno z wyjaśnień obserwowanej struktury pozostałości mówi, że eksplozja była silnie niesymetryczna i biały karzeł wytworzył 2 przeciwległe dżety bogate w żelazo. W miejscach zwężeń obrazu rentgenowskiego w podczerwieni widoczna jest otoczka gazowa. Na północy i południu od macierzystej gwiazdy brak jest jednak takiej materii. Wskazuje to, że w miejscach tych mogło być za mało materii ściskającej gaz wyrzucony podczas eksplozji. Do wyjaśnienia pochodzenia obserwowanej struktury są potrzebne jednak nowe dane.
Obraz w podczerwieni pokazuje spore ilości gazu i pyłu w okolicach pozostałości. Gwiazda macierzysta mogła więc znajdować się w rejonie gwiazdotwórczym. Supernowa mogła więc należeć do podklasy typu Ia wytwarzanego przez obiekty młodsze i masywniejsze niż normalnie.
Obraz rentgenowski SNR 0104-72.3 (kolor niebieski) na mozaice ze Spiztera (kolor czerwony i zielony).
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/snr0104/
-
Obserwacje wykonane za pomocą Teleskopu Chandra, oraz należnego do ESO Very Large Telescope (VLT) po raz pierwszy jednoznacznie potwierdziły, że przyspieszanie protonów promieniowania kosmicznego następuje w pozostałościach supernowych kosztem energii uwolnionej podczas eksplozji.
Badana była pozostałość RCW 86 położona w naszej Galaktyce. Jest ona zlokalizowana w odległości 8 200 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Cyrkla.
Energia uwalniana podczas eksplozji supernowej jest zużywana zarówno na przyspieszanie cząstek, jak i na podgrzewanie gazu widocznego w postaci pozostałości supernowej (większa część pozostałości to podgrzany oraz skompresowany przez fale uderzeniowe gaz międzygwiazdowy). Za pomocą VLT oceniono temperaturę gazu za falą uderzeniową w RCW 86. Szybkość przemieszczania się fali uderzeniowej została oszacowana za pomocą obrazów z Chandry uzyskanych 3 lata wcześniej.
Fala uderzeniowa poruszała się z szybkością 10 - 30 mln km/h (1 – 3% szybkości światła). Temperatura gazu wynosiła około 30 mln stC. Była to wartość niższa niż szacowano na podstawie szybkości przemieszczania się fali uderzeniowej. Temperatura powinna wynosić około pół miliarda stC. To wskazuje, że pozostała część energii eksplozji została zużyta na przyspieszanie cząstek promieniowania kosmicznego. Jest to pierwsze bezpośrednie potwierdzenie znacznego przyspieszania cząstek w pozostałościach supernowych.
Obraz fragmentu pozostałości supernowej RCW 86 będący złożeniem danych z Chandry (kolor niebieski), oraz obrazu optycznego.
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_062609.html
-
Opublikowany został obraz Kwitenu Stephena złożony z obrazów z Canada-France-Hawaii Telescope oraz z Teleskopu Chandra.
Kwinet Stephena jest ścisłą grupą galaktyk zlokalizowaną w odległości 280 milionów lat świetlnych. Został odkryty około 130 lat temu. W układzie tym jedna galaktyka (NGC 7318b) przechodzi przez centralne regiony 4 innych galaktyk (NGC 7317, NGC 7318b i NGC 7319). NGC 7318b przechodzi przez jądra innych galaktyk z szybkością około 2 milionów mil na godzinę. Powoduje to powstanie fal uderzeniowych które podgrzewają gaz. Świeci on w zakresie rentgenowskim, co jest widoczne na obrazie w postaci błękitnej smugi.
Dodatkowe ogrzewanie gazu zapewniają też wybuchy supernowych oraz wiatry gwiazdowe. Satelita XMM-Newton wykrył również halo gorącego gazu otaczające galaktyki (nie zostało ono pokazane na obrazie). Jest ono dowodem przeszłych zderzeń galaktyk, które również produkowały fale uderzeniowe podgrzewające gaz. Część emisji rentgenowskiej pochodzi również z układów zawierających czarne dziury oraz gwiazdy neutronowe.
Kwinet Stephena pozwala na obserwowanie grupy galaktyk w fazie przejścia z postaci słabo świecącego w zakresie rentgenowskim systemu galaktyk spiralnych do znacznie jaśniejszej w tym zakresie galaktyki eliptycznej. Obserwacje te są też istotne dla badań pochodzenia jasnego rentgenowsko halo gazu otaczającego grupy galaktyk.
Kwinet Stephena nosi też ślady zderzenia w odległej przeszłości. W zakresie optycznym widoczne są długie warkocze świecącej materii, które mogły zostać wytworzone przez pojedyncze lub wielokrotne przejścia galaktyki NGC 7317 przez centrum tego układu.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/stephq/
-
Wieloletnie obserwacje pozostałości supernowej 1E 0102.2-7219 pozwoliły na określenie jej przestrzennego kształtu.
Pozostałość 1E 0102.2-7219 jest zlokalizowana w Małym Obłoku Magellana w odległości 190 000 lat świetlnych. Powstała podczas wybuchu masywnej gwiazdy około 1000 lat temu.
Analiza spektrogramów z instrumentów HEGTS i LEGTS pozwoliła na odtworzenie geometrii pozostałości, co ma istotne znaczenie dla poznania parametrów eksplozji supernowej. Zastosowano tu efekt Dopplera - emisja wytwarzana przez materię oddalającą się od Ziemi jest przesunięta w kierunku czerwonej części spektrum, a emisja materii zbliżającej się do Ziemi - w kierunku części błękitnej.
Obserwacje pozwoliły na wyraźne oddzielenie emisji przesuniętej ku czerwieni od emisji przesuniętej ku błękitowi. Najlepiej tłumaczy to model w którym pozostałość supernowej ma kształt cylindra widzianego dokładnie od podstawy. Widzimy więc nakładające się końce cylindra, z których jeden przybliża się do Ziemi, a drugi oddala.
Taki kształt pozostałości sugeruje, że eksplozja była silnie asymetryczna. Mogło to być spowodowane wpływem uformowanej podczas wybuchu gwiazdy neutronowej. Według innego wytłumaczenia eksplodująca gwiazda znajdowała się we wnętrzu dysku materii wyrzuconej we wcześniejszym etapie ewolucji, w fazie czerwonego nadolbrzyma. Podobną asymetrię obserwuje się w wiatrach gwiazdowych gwiazd o niższej masie formujących mgławice planetarne.
Na przedstawionym obrazie zaznaczono dane z instrumentu ACIS Teleskopu Chandra. Emisja rentgenowska w zakresie najniższych energii została oznaczona kolorem pomarańczowym, promieniowane o średnich energiach - niebiesko - zielonym, a o najwyższych - błękitnym. Obraz rentgenowski został nałożony na obraz optyczny z Teleskopu Hubblea. Pokazuje on małe struktury we wnętrzu pozostałości, gwiazdy tła oraz chmurę molekularną w prawym dolnym rogu. Mgławica ta jest podgrzewana przez masywną gwiazdę położoną poza kadrem.
Obraz rentgenowski pokazuje zewnętrzną falę uderzeniową wytworzoną przez supernową (kolor niebieski), oraz wewnętrzny pierścień chłodniejszej materii (kolor czerwony i pomarańczowy). Pierścień wewnętrzny uformował się prawdopodobnie z materii wyrzuconej podczas eksplozji supernowej. Została ona podgrzana przez falę uderzeniową poruszającą się do środka pozostałości.
Obraz został wydany z okazji 10 rocznicy startu Teleskopu Chandra. Start miał miejsce 23 lipca 1999r. W najbliższym czasie zostaną wydane kolejne obrazy, będące nowymi wersjami klasycznych zdjęć uzyskanych przez obserwatorium. W sierpniu w ten sposób upamiętnione zostaną pierwsze obserwacje. 22 września odbędzie się również sympozjum Chandra's First Decade of Discovery w Bostonie.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/e0102/
-
Obserwacje regionu gwiazdotwórczego Cepheus B pozwoliły na stwierdzenie, że formowanie się młodych gwiazd wywołało w nim silne promieniowanie masywnej gwiazdy. Jest to pierwszy przykład tego zjawiska zachodzącego na durzą skalę.
Aktywność gwiazdotwórcza w obłoku materii międzygwiazdowej może nastąpić samoistnie. Gdy obłok ochłodzi się, grawitacja spowoduje jego zapadanie się. Zjawisko takie zachodzi w na przykład regionie gwiazdowtórczym W5. Powstawanie młodych gwiazd może być również wywołane czynnikami zewnętrznymi. Przykładem może być fala uderzeniowa wytworzona przez supernową. W ten sposób prawdopodobnie zostało wywołane zapadanie się mgławicy protosłonecznej.
Intensywne promieniowanie masywnej gwiazdy również może spowodować kompresję gazu w obłoku. Z czasem doprowadza też do zniszczenia obłoku i zahamowania wytwarzania młodych gwiazd. Jednak do tej pory zjawo takie było obserwowane dla niewielkich grup gwiazd, liczących kilka tuzinów obiektów. Teraz badania obłoku Cepheus B dowiodły, że może ono odgrywać decydującą rolę również dla dużych populacji, zawierających wiele setek gwiazd.
Obłok Cepheus B jest położony znacznie dalej niż Mgławica Oriona, w odległości 2 400 lat świetlnych. Znajduje się jednak w orientacji ułatwiającej badania czynników zewnętrznych inicjujących powstawanie gwiazd.
Za pomocą Chandry wyszukano młode gwiazdy w tym obszarze gwiazdowtorczym. Mają one silne pola magnetyczne i dzięki temu są jasne w zakresie rentgenowskim. Spizter pozwolił na określenie ile z tych gwiazd posiada dyski protoplanetarne. Dyski takie szybko zanikają, dzięki czemu pozwalają na oszacowanie wieku gwiazd. Stwierdzono, że dyski posiada 70 - 80% gwiazd.
Na zewnątrz obłoku znajduje się masywna gwiazda HD217086. Od dłuższego czasu wiedziano, że promieniowanie HD217086 powoduje niszczenie zewnętrznej warstwy mgławicy. Wcześniejsze obserwacje wykazały obecność warstwy silnie zjonizowanego gazu w części mgławicy skierowanej w stronę HD217086. Obecnie oszacowania wieku gwiazd w obrębie obłoku i w rejonie oczyszczonym z gazu przez silną emisję pokazały, że w gęstej chmurze występują gwiazdy tylko bardzo młode. Na zewnątrz występują obiekty starsze.
Obserwacje bardzo dobrze pasują do modelu aktywności gwiazdotwórczej wywołanej przez silne promieniowanie pobliskiej gwiazdy. Udało się wykryć falę aktywności gwiazdotwórczej, która powoli przesuwa się przez obłok. Takie stopniowe powstawanie gwiazd w obrębie mgławicy nie było do tej pory znane.
Dane zebrane za pomocą Spitzera i Chandry wskazują, że w przeszłości w regionie tym wystąpiło kilka epizodów wzmożonego formowania nowych gwiazd. Wydaje się, że większość materii obłoku została już rozproszona lub przekształcona w gwiazdy.
Obraz mgławicy Cephesu B. Dane z Chandry prezentuje kolor fioletowy, a ze Spiztera - czerwony, niebieski i zielony.
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_081209.html
-
Obserwacje wykonane za pomocą Teleskopu Chandra i obserwatorium XMM-Newton wykazały, że czarna dziura w układzie Cygnus X-1 rotuje wyjątkowo powoli.
Cygnus X-1 jest silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego w gwiazdozbiorze Łabędzia. Został odkryty w 1964r. Intensywne obserwacje w zakresie rentgenowskim i optycznym przeprowadzone w latach 70-tych wykazały, że jest to czarna dziura. Była to pierwszy przykład potwierdzonej czarnej dziury.
Obiekt ten jest położony w odległość tylko 6 000 lat świetlnych. Dzięki temu jest jasny i stanowi dobry cel badań. Od odkrycia był jednym z najdokładniej badanych źródeł rentgenowskich na niebie. Napisano o nim ponad 1000 prac naukowych.
W układzie tym czarna dziura o masie około 10 mas Słońca towarzyszy niebieskiemu nadolbrzymowi o masie około 20 mas Słońca. Silny wiatr gwiazdowy tworzy dysk akrecyjny wokół czarne dziury. Emisja rentgenowska jest wywoływana przez uwalnianie energii grawitacyjnej gazu opadającego na czarna dziurę.
Obecnie Cygnus X-1 jest nadal popularnym obiektem, pozwalającym na badania natury czarnych dziur i ich wpływu na otoczenie. Obserwacje wykonywane za pomocą Chandry i XMM-Newton są szczególnie przydatne do badań właściwości wiatru gwiazdowego zasilającego dysk akrecyjny oraz tempa rotacji czarnej dziury. Ostatnie badania wykazały, że czarna dziura obraca się bardzo wolno. Może to wskazywać, że wybuch supernowej podczas którego powstała czarna dziura był nietypowy.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/cygx1/
-
Obserwacje rentgenowskie gromady galaktyk Hydra A wykazały, że gaz występujący wzdłuż kierunku dżetów radiowych jest wzbogacony w żelazo i inne metale.
Gromada Hydra A jest położona w odległości około 840 milionów lat świetlnych. W centrum tej gromady znajduje się supermasywna czarna dziura produkująca dżety widoczne w zakresie radiowym. Czarna dziura ta rezyduje w masywnej galaktyce, co jest typowe dla wielu gromad galaktyk.
Szczegółowe analizy obserwacji wykonanych w zakresie promieniowania rentgenowskiego pokazały, że środowisko wzdłuż dżetów jest wzbogacone w pierwiastki ciężkie, takie jak żelazo. Są one produkowane podczas wybuchów supernowych typu Ia. Ich koncentracja wzdłuż dżetów świadczy o silnym rozbłysku wytworzonym przez czarną dziurę. Spowodował on przemieszczenie gazu obecnego w centralnej galaktyce gromady. Gaz został przemieszczony na odległość nawet 400 000 lat świetlnych, czyli poza obszar objęty zaprezentowanym obrazem. Szacuje się, że w ten sposób przemieszczonych zostało 10 – 20% żelaza obecnego w galaktyce. Wymagało to jednak zużycia tylko kilku procent energii uwolnionej podczas rozbłysku.
Aktywna czarna dziura spowodowała nie tylko przemieszczenia pierwiastków, ale wytworzyła tez duże puste przestrzenie w gorącym gazie wypełniającym wnętrze gromady. Było to spowodowane dżetami przemieszczającym się przez ośrodek międzygalaktyczny wypełniony gazem o temperaturze wielu milionów stopni Celsjusza. Dżety powodowały przy tym przemieszczenia gazu. Relatywnie niedawny rozbłysk wytworzył przestrzenie widoczne w postaci ciemniejszych obszarów wokół dżetów. Ich rozmiar jest większy od Drogi Mlecznej, jednak w gromadzie występują też większe struktury tego typu. Zostały one wytworzone przez wcześniejsze, silniejsze rozbłyski. Nie są jednak widoczne na obrazie rentgenowskim. Wielkość największej takiej pustki jest szacowana na 670 000 lat świetlnych.
Zaprezentowany obraz gromady Hydra A przedstawia gorący gaz zaobserwowany przez Chandrę (kolor niebieski), oraz emisję dżetów radiowych zarejestrowaną przez system Very Large Array (kolor różowy). Kolorem żółtym zaznaczono galaktyki w gromadzie, zarejestrowane przez Canada-France-Hawaii Telescope i przegląd Digitized Sky Survey (DSS).
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/hydra/
-
Z okazji 10 lat badań naukowych z użyciem Obserwatorium Chandra zaprezentowana została nowa wersja panoramicznej mozaiki centralnego obszaru Drogi Mlecznej.
Mozaika pokazuje złożoność środowiska centrum naszej Galaktyki. Powstała z 88 pół obrazowanych w zakresie różnych energii promieniowania rentgenowskiego za pomocą instrumentu ACIS.
Rozproszona emisja rentgenowska jest produkowana przez gaz podgrzany do temperatury wielu milionów stopni Celsjusza. Podgrzanie gazu wywołało kilka czynników. Po pierwsze jego wysoka temperatura jest wywołana przez silnie wiatry gwiazdowe produkowane przez młode, masywne gwiazdy. W centrum Galaktyki gwiazdy masywne spotykane są częściej niż w innych jej częściach. Gaz podgrzały też wybuchy supernowych, oraz rozbłyski produkowane przez supermasywną czarną dziurę odpowiadającą źródłu radiowemu Sagittarius A* (Sgr A*). Dane z Chandry i innych satelitów rentgenowskich wykazały, że wytwarza ona silne rozbłyski rentgenowskie co 50 i około 300 lat.
Wokół Saggittariusa A widać kilka filamentów jasnych w zakresie rentgenowskim. Mogą to być duże struktury magnetyczne oddziaływujące ze strumieniami energetycznych cząstek wytwarzanych przez gwiazdy neutronowe. Mogą też być związane z silnymi flarami występującymi na masywnych gwiazdach.
Na mozaice widać też setki źródeł punktowanych. Są to głównie rentgenowskie układy podwójne. W układach takich normalnym gwiazdom towarzyszą białe karły, gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. Emisja rentgenowska powstaje w obrębie dysków akrecyjnych formowanych z materii pobieranej prze te kompaktowe obiekty z ich gwiazd-towarzyszy.
Chandra jest potężnym narzędziem umożliwiającym badania centralnych regionów Drogi Mlecznej, ponieważ promieniowanie rentgenowskie przenika przez pył utrudniający obserwacje w innych zakresach.
Na zaprezentowanym obrazie emisję rentgenowską o najwyższej rejestrowanej energii zaznaczono kolorem niebieskim. Emisję w zakresie energii średnich zaznaczono na zielono, a o energiach najniższych - na czerwono.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/gcenter/
-
Zaprezentowano obraz rentgenowski galaktyki NGC 6240. Charakteryzuje się ona obecnością dwóch supermasywnych czarnych dziur w swoim centrum.
Obecność dwóch supermasywnych czarnul dziur w tej galaktyce została stwierdzona na podstawie danych z Chandry w 2002 roku. Czarne dziury są oddalone od sienie o około 3 000 lat świetlnych. Na obrazie są widoczne w postaci dwóch jasnych źródeł punktowych.
Uważa się, że czarne dziury te są w takcie procesu zbliżania się do siebie. Zaczęło się to około 30 milionów lat temu. Ostatecznie zaowocuje zlaniem się tych czarnych dziur w jeden obiekt.
Poszukiwania i badania takich układów podwójnych czarnych dziur są aktywnym tematem w astrofizyce. O czasu odkrycia takiego układu w NGC 6240 był on intensywnie obserwowany za pomocą Chandry i innych obserwatoriów. Wyszukiwane były też inne tego typu układy.
Układy podwójne czarnuch dziur powinny występować stosunkowo często, zderzenia galaktyk są stosunkowo częste. Większość galaktyk zawiera też w swoich jądrach supermasywne czarne dziury. Obecność dwóch czarnych dziur może wyjaśniać nietypowe zjawiska obserwowane w niektórych galaktykach aktywnych, takie jak wygięcia dżetów wybiegających z ich jąder.
Na ilustracji obraz rentgenowski centralnej części galaktyki NGC 6240 został nałożony na obraz optyczny z HST.
http://chandra.harvard.edu/photo/2009/ngc6240/
-
Dzięki danym z teleskopu Chandra oraz teleskopów pracujących w zakresie światła widzialnego i podczerwieni odkryto najodleglejszą do tej pory gromadę galaktyk.
Odległość do tej gromady, oznaczonej jako JKCS041 jest szacowana na 10.2 miliarda lat świetlnych. Obserwujemy ją więc w stanie w jakim była w okresie gdy wiek Wszechświata wynosił tylko 1/4 wieku obecnego. Jest odleglejsza od poprzedniej rekordowej gromady o około miliard lat świetlnych. Poprzedni rekord należał do gromady XMMXCS J2215.9-1738 wykrytej przez satelitę XMM-Newton w 2009r. Jest ona położona w odległości 9.2 miliarda lat świetlnych.
Znalezienie gromady galaktyk w tak dużej odległości ma duże znaczenie dla badań ewolucji Wszechświata w tym okresie. JKCS041 jest obserwowana w epoce, w której gromady galaktyk dopiero co zakończyły się formować. Nie sądzi się, aby sił grawitacyjne mogły doprowadzić do uformowania się gromad galaktyk dużo wcześniej. Zawartość poszczególnych pierwiastków, temperatura i masa gromady w tej odległości są informacjami wartościowymi dla modeli ewolucji struktur we Wszechświecie. Badania jednej nie pozwolą na testy modeli kosmologicznych, ale istnieją szanse na znalezienie kolejnych obiektów tego typu.
Gromada JKCS041 została po praz pierwszy wykryta w 2006r podczas przeglądu prowadzonego za pomocą teleskopu United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT). Odległość do niej została później wyznaczona dzięki obserwacjom prowadzonym przy użyciu UKIRT, Canada-France-Hawaii Telescope, oraz Teleskopu Spitzera. Istotne były tutaj obserwacje w podczerwieni, ponieważ na skutek przesunięcia ku czerwieni emisja optyczna z galaktyk budujących gromadę została przesunięta w ten zakres.
Obserwacje uzyskane za pomocą Chandry pokazały, że obiekt ten to realna gromada galaktyk. Ujawniły one rozciągłą emisję rentgenowską produkowaną przez gorący gaz wypełniający gromadę. Jest to charakterystyczne dla masywnych gromad galaktyk. Tym samym wykluczono, że jest to grupa nie związanych ze sobą galaktyk położonych wzdłuż linii widzenia. Wykluczono też, że jest to długi filament galaktyk obserwowany od przodu. Kształt i zasięg emisji rentgenowskiej, oraz brak centralnego źródła radiowego wykluczyły też możliwość, że promieniowanie rentgenowskie powstało na skutek rozpraszania mikrofalowego promieniowania tła przez cząstki emitujące fale radiowe.
http://chandra.harvard.edu/press/09_releases/press_102209.html
-
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
-
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/
-
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
-
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
-
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/
-
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
-
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/
-
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
-
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
-
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.
(http://www.nasa.gov/images/content/211866main_n1404_665x340.jpg)
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
-
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/kes75_420.jpg)
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/kes75/
-
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.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/snr0509/snr0509_ill.jpg)
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.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/snr0509/snr0509_420.jpg)
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
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/snr0509/snr0509_optical_1.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
-
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/w28_420.jpg)
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
-
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_420.jpg)
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/macs/macs.jpg
Link:
http://chandra.harvard.edu/photo/2008/macs/
-
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.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2010/ngc1068/ngc1068_w1.jpg)
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/
-
Galaktyczny superwulkan w akcji
Kosmiczne obserwatorium promieniowania rentgenowskiego Chandra oraz naziemne Very Large Array rejestrują niesamowitą scenerię jaka rozgrywa się w masywnej galaktyce M87, gdzie zachodzi erupcja 'superwulkanu', wyrzucającego ogromne ilości gazu. Ten kosmiczny spektakl zachodzi na skutek aktywności gigantycznej czarnej dziury znajdującej się w centrum galaktyki, powstrzymując setki milionów nowych gwiazd przed uformowaniem się.
Astronomowie, badający tę czarną dziurę oraz skutki które wywołuje, zostali zaskoczeni przez fakt jak dużo podobieństw występują pomiędzy tym obiektem, a wulkanem z Islandii, którego niesamowicie długa i skomplikowana w wymowie nazwa zagościła w tytułach gazet oraz innych mediach kilka miesięcy temu.
Galaktyka M87 oddalona jest od Ziemi o około 50 milionów lat świetlnych, leżąc w centralnej części gromady Panny, która zawiera tysiące galaktyk. Lokalizacja tej galaktyki oraz duża ilość obserwacji przeprowadzonych przez orbitalne obserwatorium Chandra uczyniło ten obiekt jednym z najlepszych przykładów do badań oddziaływań masywnych czarnych dziur na ich lokalne środowiska. Rezultaty uzyskane przez naukowców wskazują, iż czarne dziury mają dobrą kontrolę nad ewolucją całej galaktyki (w której się znajdują). Ich zasięg rozpościera się nawet dalej - na całą gromadę, podobnie jak jeden mały wulkan na Ziemi jest w stanie praktycznie mieć wpływ na duży obszar planety.
Gromada otaczająca galaktykę M87 wypełniona jest gorącym gazem emitującym promieniowanie rentgenowskie, które rejestruje Chandra. W miarę jak temperatura gazu spada, może on opadać w kierunku centrum galaktyki, gdzie zachodzi proces dalszego stygnięcia prowadzącego do powstawania nowych gwiazd. Jednakże radioobserwacje przeprowadzone przez Very Large Array sugerują, iż dżety galaktyki M87, zawierające wysoko energetyczne cząstki produkowane przez czarną dziurę, przeszkadzają w procesie opadania gazu. Dżety unoszą relatywnie chłodny gaz z pobliżu centrum, tworząc fale uderzeniowe w atmosferze galaktyki z uwagi na naddźwiękową prędkość tego unoszenia.
Naukowcy zaangażowani w badania znaleźli podobieństwo w tej interakcji kosmicznej 'erupcji' z galaktycznym środowiskiem do ziemskiego wulkanu - Eyjafjallajokull, który kilka miesięcy temu zmusił większość europejskich lotnisk do wstrzymania przyjmowania i odprawiania lotów samolotów. W Eyjafjallajokull bąble gorącego gazu przebijały się ku powierzchni lawy, generując fale uderzeniowe, które były możliwe do ujrzenia w siwym dymie wydobywającym się z wulkanu. Następnie gorący gaz wznosił się w atmosferze, ciągnąc za sobą ciężkie obłoki pyłu. Proces ten widoczny jest na poniższym materiale wideo, kiedy za falami uderzeniowymi propagującymi w dymie, wznoszą się ciemne chmury pyłowe.
http://www.youtube.com/watch?v=BicT13ecUbc
Podgląd z helikoptera na islandzki wulkan Eyjafjallajokull w momencie wybuchu, wyraźnie widoczne są fale uderzeniowe, za którymi pojawiają się obłoki pyłu.
Zgodnie z analogią do Eyjafjallajokull, wysoko energetyczne cząstki produkowane w bliskiej okolicy czarnej dziury przenikały poprzez emitującą promieniowanie rentgenowskie atmosferę gromady, unosząc ze sobą najzimniejszy gaz z centrum M87 w sposób bardzo podobny w jakim gorące, wulkaniczne gazy ciągną za sobą chmury ciemnego popiołu. I tak jak to zaobserwowano na materiale przedstawiającym islandzki wulkan, tak widoczne były fale uderzeniowe generowane przez czarną dziurę. Świadczy to o możliwości zaistnienia astronomicznych fenomenów w egzotycznej wersji tutaj na Ziemi, w mniejszej skali, ale przy udziale tych samych praw fizyki.
W M87 obłoki chłodniejszego gazu, który unoszony jest z centrum, posiadają podobną masę do masy gazu, który zawarty jest w odległości do 12 tysięcy lat świetlnych od centrum gromady galaktyki. Może to nam tylko uświadomić jak bardzo efektywnym 'kosmicznym wulkanem' jest czarna dziura znajdująca się w M87. Unoszony z centrum gaz mógłby uformować setki milionów gwiazd, gdyby nie działalność czarnej dziury. Z całą pewnością może się to wydawać stratą o wiele większą, niż problemy których doświadczyły firmy lotnicze w Europie podczas wybuchu Eyjafjallajokull.
Erupcja w galaktyce M87, która uniosła chłodniejszy gaz, musiała mieć miejsce około 150 milionów lat temu, jednak mniejsza erupcja, która wytowrzyła falę uderzeniową, miała miejsce około 11 milionów lat temu. Obraz z Chandra został złożony na podstawie obserwacji przeprowadzonych w czasie prawie 7 dni. Dodatkowo w badaniu zjawiska pomógł materiał w paśmie rentgenowskim, zebranym przez inny orbitalny teleskop - należący do Europejskiej Agencji Kosmicznej - XMM-Newton.
http://www.kosmonauta.net/index.php/Badania-kosmosu/Astrofizyka/2010-09-06-galaktyczny-superwulkan-w-akcji.html
Załącznik: Obraz M87 powstały poprzez nałożenie obrazu pasma promieniowania rentgenowskiego oraz radiowego.
-
Trudno ocenić trafność analogii - skala zjawisk i procesy zachodzące u ich podłoża są całkowicie odmienne. Za to film z falami uderzeniowymi w wulkanie - rewelacja!. Pierwszy raz dowiedziałem się / zobaczyłem, że takie zjawisko pojawia się w czasie erupcji wulkanów.
-
Tak, to może być naciągane teoretyzowanie naukowców, ale dziwnym zbiegiem okoliczności trochę jest tych podobieństw :)
Co do filmiku to prawda - genialny! Sam też nie byłem świadom takich zjawisk ;)
-
Tak, to może być naciągane teoretyzowanie naukowców, ale dziwnym zbiegiem okoliczności trochę jest tych podobieństw :)
Kto wie, w końcu Ziemia to taki mikrokosmos (to czysto filozoficzne stwierdzenie ;))...
A dlaczego akurat z erupcją Eyjafjoll zostało to zjawisko porównane? Nigdy wcześniej nie zauważono tych fal uderzeniowych?
-
Tak, to może być naciągane teoretyzowanie naukowców, ale dziwnym zbiegiem okoliczności trochę jest tych podobieństw :)
Kto wie, w końcu Ziemia to taki mikrokosmos (to czysto filozoficzne stwierdzenie ;))...
A dlaczego akurat z erupcją Eyjafjoll zostało to zjawisko porównane? Nigdy wcześniej nie zauważono tych fal uderzeniowych?
Chodzi bardziej o całościowe działanie. Czarna dziura, tak jak i taki wulkan, jest w stanie mocno oddziaływać na lokalne (dla nich oczywiście, bo o rozmiarach nie ma co mówić) środowiska.
Hehe a tak w ogóle popiół opadający z wulkanu też hamuje rozwój życia, tak samo jak działająca czarna dziura w powyższym wypadku przeszkadza w procesach gwiazdotwórczych :P
-
NASA poinformowała o transmisji konferencji w najbliższy poniedziałek, 15 listopada, o godzinie 18:30 CET (12:30 EST) na której podana zostanie do wiadomości informacja o odkryciu przez Obserwatorium Chandra 'wyjątkowego obiektu z naszego kosmicznego sąsiedztwa'.
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/nov/H...dra_Update.html
Jakaś rewelacja? ;) Obstawiamy co to może być? :P
-
Promieniowanie rentgenowskie... Hmmm. Silniejszy rozbłysk jakiegoś okolicznego czerwonego karła? ;)
-
W tym w(rz)ątku powinno już być gorąco.. ;)
-
Na dziś mamy małą bombeczkę.
Najmłodsza czarna dziura!
Taka oto supernowa SN 1979C:
http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1979C
z galaktyki M100. Jak nazwa wskazuje, bum miało miejsce w 1979 roku.
Dziś ogłoszono, że dzięki teleskopowi Chandra, zaobserwowano czarną dziurę, która powstała w trakcie supernowej 1979C. Po raz pierwszy udało sie więc dokładnie wyznaczyć "narodziny" czarnej dziury oraz zaobserwować jej powstawanie.
http://www.space.com/scienceastronomy/youngest-nearby-black-hole-discovered-101115.html
-
Ten wątek bardzo się zaniedbał.
Z innych inetersujących infromacji należy wymienić obserwacje gromady galakatyk ze stygnącym jądrem wokól kwazara 3C 186:
http://chandra.harvard.edu/photo/2010/3c186/
oraz nietypową aktywność pulsara SGR 0418+5729:
http://www.kosmonauta.net/index.php/Astronomia/Astrofizyka/nietypowe-zachowanie-sgr0418.html
--
Pozwoliłem sobie poprawić link.
-
http://www.youtube.com/watch?v=8jqrT1klE50
-
Na dziś mamy małą bombeczkę.
Najmłodsza czarna dziura!
Taka oto supernowa SN 1979C:
http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1979C
z galaktyki M100. Jak nazwa wskazuje, bum miało miejsce w 1979 roku.
Dziś ogłoszono, że dzięki teleskopowi Chandra, zaobserwowano czarną dziurę, która powstała w trakcie supernowej 1979C. Po raz pierwszy udało sie więc dokładnie wyznaczyć "narodziny" czarnej dziury oraz zaobserwować jej powstawanie.
http://www.space.com/scienceastronomy/youngest-nearby-black-hole-discovered-101115.html
Niezła bombeczka ;)
Artykuł opisany jasnymi i zrozumiałymi dla wszystkich słowami znajduje się na kosmo :)
Odkrycie najmłodszej czarnej dziury w galaktyce M100 (http://www.kosmonauta.net/index.php/Astronomia/Astrofizyka/najmlodsza-czarna-dziura-m100.html)
-
Ten wątek bardzo się zaniedbał.
Z innych inetersujących infromacji należy wymienić obserwacje gromady galakatyk ze stygnącym jądrem wokól kwazara 3C 186:
http://chandra.harvard.edu/photo/2010/3c186/
oraz nietypową aktywność pulsara SGR 0418+5729:
http://www.kosmonauta.net/index.php/Badania-kosmosu/Astrofizyka/nietypowe-zachowanie-sgr0418.html
Musisz najzwyczajniej wpadać częściej ;)
-
Mapowani temperatur gazu w otoczeniu galaktyki NGC 5813: http://chandra.harvard.edu/photo/2010/ngc5813/
Przegląd Chandra Multiwavelength Project (ChaMP) pozwolił na zebranie największej do tej pory próby galakatyk nie związanych z dużymi gromadami a zawierających aktywne supermasywne czarne dziury. Potwierdzono, że masa czarej dziury jest związana z masą centralngo rejonu galaktyki oraz że frakcja galakatyk z AGN stopniowo zmniejsza się od czasu najdalszych galakatyk. Ilość czarnych dziur w gromadach i w galakatykach samotnych spada jednak w innym tępie.
http://chandra.harvard.edu/press/10_releases/press_122010.html
Henize 2-10 - jedna z nielicznych galakatyk nieregulanych zawierających supermasywną czarną dziurę. Może ona być modelem galakatyk we wczesnym Wszechświecie.
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_011011.html
Cykliczne zmiany emisji z otoczenia czarnej dziury GRS 1915+105:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_011211.html
-
Obraz galakatyki gwiazdotwórczej M82:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/m82/
-
Z ostatnich wieści:
Para oddziaływających galaktyk Arp 147 - galaktyka eliptyczna przeszła przez spiralna pozostawiając z niej pierścieniową pozostałość. Zaszły w niej gwałtowne procesy gwiazdotwórcze. Wyprodukowały one dużą ilość rentgenowskich układów podwójnych.
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/arp147/
Obserwacje gwiazdy neutronowej w pozostałości supernowej Cas A wykazały, że materia w jądrze tej gwiazdy jest nadciekła i nadprzewodząca.
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_022311.html
Galaktyka NGC 4151, tzw "Oko Saurona". Emisja rentgenowska została wywołana uwolnieniem energii z okolic supermasywnej czarnej dziury.
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/n4151/
Poszukiwania masywnych gwiazd w Drodze Mlecznej za pomocą Spitzera i Chandry.
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/massive/
-
Niesamowity ten Chandra, działa już ponad 10 lat i to bez żadnych serwisów jak u Hubblea......
Czemu to HST trzeba często serwisować a Chandry nie?
-
Niesamowity ten Chandra, działa już ponad 10 lat i to bez żadnych serwisów jak u Hubblea......
Czemu to HST trzeba często serwisować a Chandry nie?
Zdaje mi się, że serwisowanie oznaczało tutaj po prostu wymianę instrumentów na lepsze (na przykładzie chociażby WFPC czy ASC), a z racji tego że Hubble był (i wciąż jest) naszym flagowym teleskopem, to też z racji tego faktu poddawano go takim zabiegam. Nie da się ukryć, że Hubble jest już dosyć wiekowy i chyba nic by na nim nie działało gdyby nie misje serwisowe. Z racji statusu teleskopu (jako jednego z podstawowych instrumentów do obserwacji w świetle widzialnym), zamiast wysyłania nowych statków, upgrade'owano Hubble'a. Ponad 2 metrowe lustro na 600 km to jednak cenna rzecz ;) A zabawki do rejestracji obrazu z tego lustra można było swobodnie wymieniać..
-
Hmm A Chandra żyroskopów to nie ma? A wiem, ze z nimi były pewne problemy w Teleskopie Hubblea......
-
Ma, ale mniej precyzyjne i trwalsze.
-
Od pewnego czasu wiadomo, że supernowa Tycho była typu Ia, czyli eksplozją białego karła. Eksplozja taka może następować na dwa sposoby: albo biały karzeł zbiera materię z normalnej gwiazdy w układzie podwójnym, albo zderza się z innym białym karłem. Obserwacje pozostałości supernowej Tycho wykazały, że wystąpił pokleiwszy scenariusz. Znaleziono w jej obrębie jasny rentgenowsko łuk interpretowany jako materię zerwaną z gwiazdy - towarzysza podczas zderzenia. Za nim następuje osłabienie emisji żelaza wyrzuconego podczas eksplozji. Materia ta zasłoniła więc przestrzeń za sobą. Prawdopodobnie też przetrwała eksplozję i została wyrzucona z dużą szybkością.
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_042611.html
-
Obłędne zdjęcie tej eksplozji!
-
Rzeczywiście łuk rentgenowski widoczny jak na dłoni. Pełna abstrakcja, a to jednak rzeczywistość, którą mamy szansę oglądać :)
-
Odkryto najbliższą parę masywnych czarnych dziur (http://www.kosmonauta.net/index.php/Astronomia/Astrofizyka/20110923chandra.html)
-
Zmiany w mgławicy Krab:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_051111.html
Obserwacje mgławicy Carina:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_052411.html
Ocena populacji odległych czarnych dziur na podstawie przeglądu Chandra Deep Field South:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_061511.html
Zdarzenie 4 gromad galaktyk - Abell 2744:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/a2744/
Zagadkowy warkocz pulsara PSR J0357+3205:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/psrj0357/
Obserwacje spadku gazu na supermasywna czarną dziurę w jądrze NGC 3115:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_072711.html
Para galaktyk oddziałujących VV 340:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/vv340/
Najbliższa para supermawysnych czarnych dziur, w galaktyce NGC 3393:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_083111.html
Planeta CoRoT-2a możliwe, że parująca na skutek naświetlania rentgenowskiego ze strony swojej gwiazdy:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_091311.html
Region gwiazdotwórczy NGC 281:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/ngc281/
Pozostałość supernowej G299.2-2.9, najstarsza pozostałość po typie Ia:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/g299/
Badania aktywacji czarnych dziur podczas zdrzeeń galaktyk w przeglądzie COSMOS:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/cid/
Pozostałość supernowej RCW 86, po najdawniejszej supernowej widzianej w czasach historycznych:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_102611.html
Mgławica 30 Doradus (Tarantula):
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/30dor/
Pełna charakterystyka czarnej dziury w układzie Cygnus X-1:
http://chandra.harvard.edu/press/11_releases/press_111711.html
Ruch gazu w gromadzie galaktyk Abell 2052 wywołany zderzeniem z mniejszą gromadą:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/a2052/
Pulsar SXP 1062 w Małym Obłoku Magellana. Mimo, że rotuje wolno jak pulsar stary, to nadal jest otoczony pozostałością supernowej, a takie szybko się rozpraszają. Obserwacje wspólne z XMM-Newton:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/sxp1062/
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49784
Gromada galaktyk ACT-CL J0102-4915 - obecnie najmasywniejsza gromada odległa:
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_011012.html
-
Chandra obserwuje flary w pobliżu czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej (http://www.kosmonauta.net/index.php/Astronomia/Astrofizyka/sgra2012-02-26.html)
"Być może przyczyną ostatnio obserwowanych rozbłysków widocznych z okolic centralnej czarnej dziury naszej Galaktyki są asteroidy, które opadają na horyzont zdarzeń i są tam niszczone.
Od kilku lat kosmiczne obserwatorium rentgenowskie Chandra obserwuje ciekawe zjawisko związane z czarną dziurą w centrum naszej Galaktyki. Średnio raz dziennie ta gigantyczna czarna dziura o nazwie Sagittarius A* zwiększa lekko swą aktywność. Objawia się to krótkotrwałym, relatywnie słabym błyskiem, niemalże na granicy zasięgu obserwacji dzisiejszych technologii."
-
Obserwacje rentgenowskiego układu podwójnego IGR J17091-3624 wykazały, że znajdująca się tam czarna dziura o masie gwiazdowej okresowo powoduje emisję niezwykle szybkiego wiatru z dysku akrecyjnego przy jednoczesnym zaniku dżetów. Jest on porównywalny z najszybszymi wiatrami z okolic czarnych dziur supermasywnych.
http://chandra.si.edu/press/12_releases/press_022112.html
-
Nietypowa pozostałość supernowej - G350.1-0.3. Gwiazda neutronowa znajduje się daleko od centrum emisji rentgenowskiej, co świadczy o bardzo dużym "kopniaku" jakiego doznała podczas eksplozji w której powstała. Bardzo asymetryczny kształt świadczy, że eksplozja powstała w zimnym obłoku międzygwiazdowym.
http://chandra.si.edu/photo/2012/g350/
-
Ostatnio poinformowano o badaniach rozkładu ciemniej materii w zderzających się gromadach galaktyk Abell 520. Ciemna materia była mapowana poprzez analizę mikroskopowania grawitacyjnego przy użyciu teleskopów optycznych (HST, Canada-France-Hawaii Telescope, Subaru). Chandra pozwolił na zmapowanie rozmieszczenia gorącego gazu międzygalaktycznego. Okazuje się, że ciemna materia oddzieła się od materii zwykłej, co jest sprzeczne z wieloma modelami.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_030212.html
-
Podobne badania w przypadku gromady Abell 383 pozwoliły po raz pierwszy na zrekonstruowanie trójwymiarowego rozkładu ciemnej materii. Grupuje się ona w środku gromady, tworząc wydłużony twór skierowany wzdłuż linii widzenia. Jeden z zespołów uzyskał stopień grupowania się ciemnej materii w jądrze gromady zgodny z przewidywaniami, a drugi - zbyt mały.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/a383/
-
Długie obserwacje pozostałości supernowej Cassiopeia A pozwoliły na zmapowanie rozkładu poszczególnych pierwiastków w jej obrębie i na odtworzenie budowy gwiazd macierzystej.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/casa/
-
Długie obserwacje pozostałości supernowej Cassiopeia A pozwoliły na zmapowanie rozkładu poszczególnych pierwiastków w jej obrębie i na odtworzenie budowy gwiazd macierzystej.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/casa/
To jest naprawdę ciekawa obserwacja - rzeczywiście skład tej gwiazdy wydaje się być "wywrócony na zewnątrz" w stosunku do swej dawnej budowy.
Przy okazji wyznaczono masę Cas A - około 3 mas Słońca, z czego 0,13 masy Słońca tamta gwiazda miała w postaci żelaza.
-
Kolejne badania rozkładu ciemniej materii i gorącego gazu w obrębie zderzających się gromad galaktyk. W tym wypadku jest to układ DLSCL J0916.2+2951, jak do tej pory najstarsza para zderzających się gromad badana pod tym kątem. Jest więc istotna dla poznania zachowania się ciemnej materii na różnych etapach zderzeń gromad, co pozwoli na wykluczenie części modeli tłumaczących naturę ciemnej materii.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/musketball/
-
Obszerna mozaika mgławicy 30 Doradus (Tarantula) z HST wzbogacona o obrazy z Chandry i Spitzera:
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/30dor/
http://www.spitzer.caltech.edu/images/5130-sig12-004-A-New-View-of-the-Tarantula-Nebula
-
Badania ultrajasnego źródła rentgenowskiego w galaktyce M83 wykazały, że jest to czarna dziura w układzie podwójnym ze starą gwiazdą. Do tej pory uważano, że UXS są związane z gwiazdami młodymi. Cały problem polega na tym, że nie da się obserwować gwiazdy bezpośrednio. rejestrowana jest jedynie emisja gazu pochodzącego z dysku akrecyjnego.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_043012.html
-
Potwierdza się, że supermasywne czarne dziury powodują blokowanie aktywności gwiazdotwórczej w galaktykach nagrzewając gaz międzygwiazdowy. Do tej pory sugerowały to obserwacje bliskich galaktyk. Teraz rezultaty takie otrzymano też w przypadku galaktyk odległych, w okresie gdy formowały one gwiazdy 10 razy intensywnej niż obecnie. Chandra posłużył tu do obserwacji aktywności czarnych dziur. Aktywność gwiazdotwórcza była oceniana na podstawie obserwacji z Herschela.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_050912.html
-
Po raz pierwszy udało się bezpośrednio zaobserwować emisję rentgenowską wywoływaną przez falę uderzeniową powstałą w trackie wybuchu supernowe. Emisja powstaje na skutek rozgrzewania otoczki gazowej wytworzonej przez gwiazdę przed eksplozją. Wyjaśnia to też pochodzenie nadmiarowego promieniowania z niektórych bardzo jasnych supernowych. Obserwacja dotyczyła SN 2010jl w galaktyce UGC 5189A.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/sn2010/
-
Obraz galaktyki M101 - kompozycja zdjęć z Chandy, HST, Spitzera u GALEX:
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/m101/
-
Obserwacje źródła rentgenowskiego CID-42 w przeglądzie COSMOS (Cosmic Evolution Survey) wykazały, że prawdopodobniej jest to supermasywna czarna dziura wyrzucona ze swojej galaktyki. Przyczyną było zderzenie z inną czarną dziurą (podczas zderzenia galaktyk) i niesymetryczna emisja fal grawitacyjnych.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_060412.html
-
Obserwacje galaktyk NGC 4342 i NGC 4291 wykazały, że masy ich supermasywnych czarnych dziur nie są proporcjonalne do mas ich obszarów centralnych. Prawdopodobnie większość masy zebrały we wczesnej fazie ewolucji galaktyk, gdy gwiazd było jeszcze niewiele. Po uzyskaniu odpowiednio dużej masy wywoływały rozbłyski rozpraszające otaczający je gaz i zapobiegające formowaniu się gwiazd w obszarach centralnych galaktyk.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_061112.html
-
Obserwacje źródła rentgenowskiego CID-42 w przeglądzie COSMOS (Cosmic Evolution Survey) wykazały, że prawdopodobniej jest to supermasywna czarna dziura wyrzucona ze swojej galaktyki. Przyczyną było zderzenie z inną czarną dziurą (podczas zderzenia galaktyk) i niesymetryczna emisja fal grawitacyjnych.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_060412.html
Kto by pomyślał, że taki obiekt może zostać wyrzucony z galaktyki :o
-
Źródło rentgenowskie IGR J11014-6103 w pozostałości supernowej SNR MSH 11-61A może byś najszybszą jak do tej pory gwiazdą neutronową. Może ona poruszać się z szybkością 3-6 mln mil na godzinę. Wymaga to potwierdzenia. Wyrzucenie gwiazdy neutronowej z tak dużą szybkością nie jest zgodne z modelami eksplozji supernowych.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/igrj11014/
-
Chandra wykrył emisje rentgenowską z pozostałości supernowej SN 1957D w galaktyce M83. Jest to jedna z najmłodszych supernowych zaobserwowanych w zakresie rentgenowskim. Pozwoliło to na wstępne wykrycie pulsara, również jednego z najmłodszych.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/m83sn/
-
Chandra, GALEX i szereg obserwatoriów naziemnych pozwoliły stwierdzić, że w gromadzie galaktyk SPT-CLJ2344-4243 tempo formowania się gwiazd jest wyjątkowo duże. Supermasywna czarna dziura w galaktyce położonej w centrum gromady nie jest bardzo aktywna. Przez to nie produkuje fal dźwiękowych rozchodzących się w gorącym gazie wypełniającym gromadę. Dzięki temu gaz ten nie rozprasza się i opada na galaktykę centralną wyzwalając nasiloną aktywność gwiazdotwórczą.
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_081512.html
-
Kompozycyjny obraz gromady gwiazd NGC 1929 w mgławicy N44 położonej w Wielkim Obłoku Magellana (niebieski - obraz z Chandry, czerwony - ze Spitzera, żółty - optyczny z ESO). Widać, że gromada wytworzyła dużą przestrzeń w mgławicy (superbąbel) wypełnią rozrzedzonym, gorącym gazem. W LMC emisja rentgenowska z takich bąbli jest silniejsza niż przewidują to modele ich struktury. Dotychczasowe obserwacje z Chandry wykazały, że jest ona spowodowana falami uderzeniowymi powstającymi podczas wybuchów supernowych i parowaniem gorącego gazu ze ścian bąbla. Natomiast nie wykazano żeby wnętrze bąbla było w dużym stopniu wzbogacone ciężkimi pierwiastkami, co pozwoliło na ich wykluczenie jako źródła nadmiarowej emisji.
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/n1929/
-
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/
-
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
-
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/
-
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/
-
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/
-
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/
-
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
-
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
-
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/
-
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
-
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
-
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/
-
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
-
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/
-
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/
-
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
-
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/
-
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/
-
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/
-
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/
-
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
-
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
-
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/
-
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/
-
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
-
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/
-
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
-
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/
-
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
-
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/
-
Obrazy z archiwów danych Chandry obrobione z okazji obchodzonego w USA miesiąca archiwów:
- G266.2-1.2 (pozostałość supernowej),
- 3C353 (galaktyka aktywna),
- NGC 3576 (region gwiazdotwórczy),
- NGC 4945 (galaktyka spiralna),
- IC 1396A (region gwiazdotwórczy),
- 3C 397 (pozostałość supernowej),
- SNR B0049-73.6 (pozostałość supernowej),
- NGC 6946 (galaktyka spiralna).
http://chandra.harvard.edu/photo/2013/archives/
-
Ilustracja pokazująca zmiany jasności rentgenowskiej pulsara IGR J18245-2452, znajdującego się w fazie przejściowej między pulsarem rentgenowskim a typowym pulsarem milisekundowym (http://www.forum.kosmonauta.net/index.php?topic=1073.msg60421#msg60421):
http://chandra.harvard.edu/photo/2013/igr/
-
Zaprezentowano trójwymiarowy model pozostałości supernowej Cassiopea A oraz jej wyostrzony obraz:
http://chandra.harvard.edu/photo/2013/casa/
-
Obserwacje Sagittariusa A* wykonane za pomocą Chandry i VLA pozwoliły na definitywne wykrycie dżetu supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. Wcześniejsze obserwacje sugerowały możliwość jego istnienia, jednak często były ze sobą sprzeczne. Np jego orientacja była określana bardzo różnie. Dżet zderza się z otaczający gazem produkując promieniowanie rentgenowskie wykryte przez Chandrę i emisję radiową wykrytą przez VLA. Informacjami potwierdzającymi realność tej struktury jest skierowanie smugi widocznej w zakresie rentgenowskim na Sgr A* oraz obecność fali uderzeniowej widocznej w danych radiowych. Ponadto spektrum rentgenowskie jest charakterystyczne dla dżetów supermasywnych czarnych dziur. Ponieważ Sgr A* pobiera małe ilości materii dżet jest relatywnie słaby. Widoczny jest tylko po jednej stronie czarnej dziury. Po stronie przeciwnej może być zasłonięty przez pył lub też ilość materii jest zbyt mała do jego wytworzenia. Jednak wiadomo, że w przeszłości ilość spływającej materii okresowo rosła. W takich okresach dżet powinien być znacznie silniejszy. Możliwe, że doprowadził do wytworzenia pęcherzy cząstek wysokoenergetycznych w materii międzygwiazdowej zaobserwowanych przez satelitę Fermi.
Wykrycie dżetu pozwoliło na określenie orientacji osi rotacji czarnej dziury. Ma to duże znaczenie dla poznania historii wzrostu jej masy. Oś ta jest równoległa do osi rotacji Galaktyki. Dowodzi to, że spływ materii na czarną dziurę był stosunkowo stabilny w ciągu ostatnich 10 mld lat. Gdyby Droga Mleczna zderzyła się z inną większą galaktyką w tym okresie, w jej centrum znajdowałby się produkt połączenia dwóch supermasywnych czarnych dziur. W takim wypadku orientacja osi obrotu powinna być przypadkowa.
http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_112013.html
-
Obserwacje rentgenowskiego układu podwójnego Circinus X-1 pozwoliły na zidentyfikowanie słabej pozostałości supernowej wokół niego. Dzięki temu oceniono wiek tego układu. Okazał się on najniższy z dotychczas ustalonych. Badania były prowadzone również przy użyciu radioteleskopu Australia Telescope Compact Array. Dostarczają unikalnych informacji na temat powstawania gwiazd neutronowych i supernowych oraz na temat wpływu supernowej na towarzyszącą gwiazdę. Skatalogowano już setki rentgenowskich układów podwójnych, jednak ich wiek wynosi zwykle wiele milionów lat. Tak więc nie dostarczają one romanizacji na temat wczesnych etapów ewolucji tego typu systemów. W celu ustalenia wieku układu badana była otaczająca go materia. Jest to zwykle trudne z powodu dużej jasności rentgenowskiej pulsara. Jednak obecnie udało się wykonać takie obserwacje w okresie kiedy jego aktywność była niewielka. Tym samym zarejestrowano falę uderzeniową supernowej przemierzającą ośrodek międzygwiazdowy. Limit wieku pozostałości supernowej był też limitem wieku gwiazdy neutronowej. Jej wiek oszacowano na 4 600 lat. Pozwala to na wyjaśnienie gwałtownych zmian jasności tego obiektu oraz nietypową orbitę. Orbita pulsara wokół środka masy z gwiazdą towarzyszącą jest silnie eliptyczna a okres obiegu spada o około 7 minut na rok. Takiej sytuacji można się spodziewać w bardzo młodym układzie, gdzie siły grawitacyjne nie doprowadziły jeszcze do ukołowienia orbity. Wcześniejsze obserwacje prowadzone za pomocą innych teleskopów pokazały, że pole magnetyczne gwiazdy neutronowej jest słabe. W połączeniu z młodym wiekiem może to mieć dwie przyczyny: albo gwiazda ta powstała już ze słabym polem magnetycznym, albo pole to szybko zanika na skutek pobierania materii z gwiazdy towarzyszącej. Obecnie teorie opisujące gwiazdy neutronowe nie pozwalają na wyciągnięcie ostatecznego wniosku.
W naszej galaktyce znany jest tylko jeden rentgenowski układ podwójny otoczony pozostałością supernowej, SS 433. Jego wiek jest szacowany na 10 000 - 100 000 lat. Zachowuje się on w dużej mierze podobnie jak Circinus X-1. W pobliskich galaktykach zidentyfikowano jeszcze dwóch kandydatów na układy o podobnym wieku.
http://chandra.harvard.edu/press/13_releases/press_120413.html
-
Two Stars, Three Dimensions, and Oodles of Energy
posted by chandra on Mon, 2017-09-18
For decades, astronomers have known about irregular outbursts from the double star system V745 Sco, which is located about 25,000 light years from Earth. Astronomers were caught by surprise when previous outbursts from this system were seen in 1937 and 1989. When the system erupted on February 6, 2014, however, scientists were ready to observe the event with a suite of telescopes including NASA’s Chandra X-ray Observatory.
V745 Sco is a binary star system that consists of a red giant star and a white dwarf locked together by gravity. These two stellar objects orbit so closely around one another that the outer layers of the red giant are pulled away by the intense gravitational force of the white dwarf. This material gradually falls onto the surface of the white dwarf. Over time, enough material may accumulate on the white dwarf to trigger a colossal thermonuclear explosion, causing a dramatic brightening of the binary called a nova. Astronomers saw V745 Sco fade by a factor of a thousand in optical light over the course of about 9 days.
Astronomers observed V745 Sco with Chandra a little over two weeks after the 2014 outburst. (...)
http://chandra.harvard.edu/blog/node/654
-
20 lat temu 16 kwietnia 1998 roku zainicjowano konkurs na nadanie imienia teleskopowi rentgenowskiemu o akronimie
AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility).
59 osób zaproponowało imię Subramanyana Chandrasekhara. Nagrodą dla wylosowanych zwycięzców była możliwość obserwowania startu Columbii z teleskopem na pokładzie.
21 grudnia 1998 teleskop zyskał nazwę: Chandra X-ray Observatory
In Honor of Chandra: 20 Years Since the Naming of NASA's Wild-Orbiting X-Ray Observatory
By Ben Evans April 29th, 2018
(http://www.americaspace.com/wp-content/uploads/2018/03/chandra.png)
Subramanyan Chandrasekhar in later life. Photo Credit: Harvard University
(...) In its initial call for proposals, dated 16 April 1998, NASA requested that the name should not have been used on previous space missions by any other organization or nation and offered a trip to the Kennedy Space Center (KSC) in Florida to witness its launch aboard the Space Shuttle as the grand prize. All told, 59 individuals submitted Chandrasekhar’s name and the joint winning essays, chosen at random, were by student Tyrel Johnson of Priest River Lamanna High School in Priest River, Idaho, and physics and astronomy teacher Jatila van der Veen of Adolfo Camarillo High School in Camarillo, Calif. (...)
On 21 December 1998, the seven-member selection committee made its final decision and NASA announced that AXAF would be renamed as the “Chandra X-ray Observatory”. It was noted that this was a shortened version of Chandrasekhar’s given name, and one which he preferred to use among close friends and colleagues. Additionally, Chandra also means “moon” or “luminous” in Sanskrit. “Chandrasekhar made fundamental contributions to the theory of black holes and other phenomena that the Chandra X-ray Observatory will study,” said then-NASA Administrator Dan Goldin. “His life and work exemplify the excellence that we can hope to achieve with this great observatory.” Added Britain’s Astronomer Royal, Prof. Martin Rees: “Chandra probably thought longer and deeper about our Universe than anyone since Einstein.” (...)
http://www.americaspace.com/2018/04/29/in-honor-of-chandra-20-years-since-the-naming-of-nasas-wild-orbiting-x-ray-observatory/
-
Chandra Enters Safe Mode; Investigation Underway
Oct. 12, 2018
At approximately 9:55 a.m. EDT on Oct. 10, 2018, NASA’s Chandra X-ray Observatory entered safe mode, in which the observatory is put into a safe configuration, critical hardware is swapped to back-up units, the spacecraft points so that the solar panels get maximum sunlight, and the mirrors point away from the Sun. Analysis of available data indicates the transition to safe mode was normal behavior for such an event. All systems functioned as expected and the scientific instruments are safe. The cause of the safe mode transition (possibly involving a gyroscope) is under investigation, and we will post more information when it becomes available.
Chandra is 19 years old, which is well beyond the original design lifetime of 5 years. In 2001, NASA extended its lifetime to 10 years. It is now well into its extended mission and is expected to continue carrying out forefront science for many years to come.
https://www.nasa.gov/feature/chandra-enters-safe-mode-investigation-underway
-
Status teleskopów Hubble i Chandra
BY KRZYSZTOF KANAWKA ON 15 PAŹDZIERNIKA 2018
(...) Dziesiątego października kosmiczny teleskop rentgenowski Chandra wszedł w tryb awaryjny (safe mode). W tym Chandra ustawia się w konfiguracji, w której panele słoneczne dostarczają maksimum energii dla pokładowych systemów, zaś instrumenty pomiarowe teleskopu są chronione przed światłem słonecznym. Jak na razie nie wiadomo dlaczego teleskop Chandra wszedł w tryb awaryjny – NASA podejrzewa problem z jednym z żyroskopów. Badania tego stanu trwają. (...)
https://kosmonauta.net/2018/10/status-teleskopow-hubble-i-chandra/
-
Powodem safe mode była krótka anomalia w pracy żyroskopu.
Chandra wkrótce wraca do wypełniania zadań naukowych.
Chandra Operations Resume After Cause of Safe Mode Identified
Oct. 15, 2018
Oct. 15 Update: The cause of Chandra's safe mode on October 10 has now been understood and the Operations team has successfully returned the spacecraft to its normal pointing mode. The safe mode was caused by a glitch in one of Chandra's gyroscopes resulting in a 3-second period of bad data that in turn led the on-board computer to calculate an incorrect value for the spacecraft momentum. The erroneous momentum indication then triggered the safe mode.
The team has completed plans to switch gyroscopes and place the gyroscope that experienced the glitch in reserve. Once configured with a series of pre-tested flight software patches, the team will return Chandra to science operations which are expected to commence by the end of this week. (...)
https://www.nasa.gov/feature/chandra-operations-resume-after-cause-of-safe-mode-identified
-
Teleskop Chandra wraca do pracy
BY KRZYSZTOF KANAWKA ON 17 PAŹDZIERNIKA 2018
(...) Szybko okazało się, że problem jest zlokalizowany w jednym z żyroskopów teleskopu. Zespół inżynierów z NASA postanowił zmienić zestaw aktywnych żyroskopów, a ten problematyczny żyroskop uznać za rezerwowy. Następnie wykonano serię testów oraz wgrano nowy zestaw oprogramowania. Testy się udały i aktualnie NASA przewiduje, że do końca tego tygodnia teleskop Chandra wróci do operacji naukowych. (...)
https://kosmonauta.net/2018/10/teleskop-chandra-wraca-do-pracy/
-
Chandra wykrywa torus wokół AGN.
Na zdjęciu: Obraz w fałszywych kolorach regiony aktywnego jądra galaktyki NGC 5643, jaki widać dzięki ALMA. Źródło: ESO/A. Alonso-Herrero i inni; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
(https://www.urania.edu.pl/sites/default/files/styles/max_1300x1300/public/2019-01/su201901.jpg?itok=GlfSVOl0)
Większość galaktyk w swoich jądrach ma supermasywne czarne dziury o masach milionów czy nawet miliardów Słońc. Uważa się, że czarne dziury są otoczone torusami pyłu i gazu oraz dyskiem akrecyjnym, który staje się bardzo gorący, gdy opada na niego materia, ogrzewając torus oraz gaz i pył wokół jądra. Takie aktywne jądro galaktyczne (AGN) promieniuje w całym widmie, podczas gdy pył często blokuje najbardziej wewnętrzne obszary. Często wyrzucane są silne dwubiegunowe dżety naładowanych cząstek. Promieniowanie z torusa można zobaczyć bezpośrednio na falach podczerwonych, a gdy szybko poruszające się są rozpraszane, także w promieniach X.
Aktywne jądra galaktyczne (AGN) należą do najbardziej dramatycznych i interesujących zjawisk w astronomii pozagalaktycznej. Wszystkie standardowe modele AGN przewidują obecność torusa i dysku akrecyjnego, ale szczegóły tego regionu były trudne do zbadania bezpośrednio, ponieważ uważa się, że jest on stosunkowo mały. Jednak ALMA obserwująca na falach milimetrowych umożliwiła ostatnio wykrywanie pobliskich struktur AGN zarówno w ciągłej jak i molekularnej emisji. NGC 5643 to galaktyka spiralna, która posiada AGN oraz dwubiegunowe dżety. W ubiegłym roku ALMA dostrzegła w jądrze wydłużoną strukturę o średnicy 80 lat świetlnych (około 200 lat świetlnych średnicy emisja ze składnika zimnego gazu molekularnego). Naukowcy zaproponowali, że struktura ta jest oczekiwanym torusem AGN i związaną z nim materią molekularną odpowiedzialną za zaciemnienie AGN oraz kolimację dżetów.
Astronomowie CfA, Pepi Fabbiano, Aneta Siemiginowska i Martin Elvis oraz ich koledzy wykorzystali obserwatorium rentgenowskie Chandra do obrazowania tego regionu oraz jego torusa w promieniach X. Patrząc na energię jasnej linii promieniowania rentgenowskiego żelaza, zespół znajduje strukturę rozległą na 200 lat świetlnych, która całkiem dobrze pokrywa się ze strukturą molekularną. Jej rozmiar i szacowana na podstawie obserwacji z ALMA gęstość sugerują, że jest to dysk otaczający jądro. Jest to pierwszy obiekt, w którym zarówno Chandra jak i ALMA zidentyfikowały torus. Dodatkowym znaczeniem jest fakt, że dwie obserwacje obejmują zakres od promieni rentgenowskich do fal milimetrowych. Te zwykle bardzo różne pasma są próbkami odpowiednio bardzo gorącej lub bardzo zimnej materii powstałej z bardzo różnych regionów, ale AGN tworzy bardzo skomplikowane środowisko.
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/chandra-wykrywa-torus-wokol-agn (https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/chandra-wykrywa-torus-wokol-agn)
https://www.cfa.harvard.edu/news/su201901 (https://www.cfa.harvard.edu/news/su201901)
-
Dziś 20 lat mija od startu STS-93 Columbia (http://lk.astronautilus.pl/loty/sts93.htm) z teleskopem Chandra.
Start nastąpił z wyrzutni LC-39B.
28.07.1999 o 03:20:34 nastąpiło nocne lądowanie na bieżni SLF (RW33) KSC.
Start Columbii - Chandra na orbicie
23.07.1999 o 04:31:00,066 z Cape Canaveral w trzeciej próbie wystartował prom Columbia do misji STS-93.
Po raz pierwszy dowódcą wahadłowca jest kobieta - pułkownik lotnictwa Eileen Collins. Załoga umieściła
na orbicie satelitę do badań astronomicznych w promieniach Röntgena - Chandra.
http://lk.astronautilus.pl/n990716.htm#06
https://www.youtube.com/watch?v=RJNKoEFYq-Q
NASA's X-Ray Space Telescope Celebrates 15 Years
By Paul Scott Anderson, on July 24th, 2014
(https://www.americaspace.com/wp-content/uploads/2014/07/15year_1.jpg)
Composite Chandra image of four supernovae: the Crab Nebula, Tycho, G292.0+1.8, and 3C58. Image Credit: NASA/CXC/SAO
The Chandra X-Ray Observatory, NASA’s space telescope which observes the universe using X-rays, has now completed its 15th year of operations, and astronomers are celebrating the anniversary with a series of special images from the orbiting observatory. First launched aboard the Space Shuttle Columbia on July 23, 1999, Chandra has allowed astronomers a unique look at activity in hot and energetic regions of the universe. Referred to as one of the “Great Observatories,” along with the Hubble Space Telescope and Spitzer Space Telescope, it has helped astronomers better understand such cosmic phenomena as stars, galaxies, quasars, supernovae, black holes, and even planets and comets in our own Solar System. It has even added to our knowledge of even more mysterious phenomena like dark matter and dark energy.
Chandra has discovered black holes across the universe and peered at the region around the supermassive black hole at the centre of our galaxy. Huge black holes are thought to exist in the hearts of other galaxies as well. The space telescope is also able to investigate dark matter by examining the separation of dark matter from normal matter in collisions between galaxy clusters. Just like regular telescopes can see in normal light, Chandra can observe the universe in X-ray light, in exquisite detail not able to be obtained before until now.
(https://www.americaspace.com/wp-content/uploads/2014/07/craftPoster-72.jpg)
Illustration of the Chandra X-Ray Observatory in orbit. Image Credit: NASA/MSFC
“Chandra changed the way we do astronomy. It showed that precision observation of the X-rays from cosmic sources is critical to understanding what is going on,” said Paul Hertz, NASA’s Astrophysics Division director in Washington. He added, “We’re fortunate we’ve had 15 years – so far – to use Chandra to advance our understanding of stars, galaxies, black holes, dark energy, and the origin of the elements necessary for life.”
The X-ray images Chandra takes are beautiful, and to celebrate the anniversary NASA has released four new special and detailed images of supernova remnants: the Crab Nebula, Tycho, G292.0+1.8, and 3C58. Hot and energetic structures, such as supernova remnants, glow brightly in X-ray vision. In order to achieve this, Chandra orbits high above the Earth’s atmosphere, up to 86,500 miles (139,000 km), which absorbs X-rays.
So with Chandra still in good health, what about the future? Belinda Wilkes, director of the Chandra X-ray Center (CXC) in Cambridge, Mass., summed it up quite optimistically:
“We are thrilled at how well Chandra continues to perform. The science and operations teams work very hard to ensure that Chandra delivers its astounding results, just as it has for the past decade and a half. We are looking forward to more ground-breaking science over the next decade and beyond.”
Martin Weisskopf, Chandra Project Scientist at the Marshall Space Flight Center in Huntsville, Ala., added: “Chandra continues to be one of the most successful missions that NASA has ever flown as measured against any metric – cost, schedule, technical success and, most of all, scientific discoveries. It has been a privilege to work on developing and maintaining this scientific powerhouse, and we look forward to many years to come.”
More information about the 15th anniversary is available here (http://chandra.si.edu/15th), and more information about the Chandra mission itself is available here (http://www.nasa.gov/chandra).
https://www.americaspace.com/2014/07/24/nasas-x-ray-space-telescope-celebrates-15-years/
http://www.spacefacts.de/mission/english/sts-93.htm
http://www.astronautix.com/s/sts-93.html
https://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/shuttlemissions/archives/sts-93.html
Artykuły astronautyczne (https://www.forum.kosmonauta.net/index.php?topic=3557.msg129743#msg129743)
https://en.wikipedia.org/wiki/STS-93
https://pl.wikipedia.org/wiki/STS-93
11:21 AM · Jul 23, 2022
ça s'est passé le 23 juillet 1999...
23ème anniversaire de la mission STS-93 avec la navette Columbia. Ce sera le premier vol d'une navette commandée par une femme : Eileen Collins, avec Jeff Ashby @, @Astro_Cady , Steven Hawley et @astro_tognini
http://spacerelics.blogspot.com/2019/07/20eme-anniversaire-de-la-mission-sts-93.html
https://twitter.com/spacemen1969/status/1550772991650316288
https://twitter.com/spacemen1969/status/1683128079814672384https://twitter.com/ESA_History/status/1550755343763968000
-
większe i mniejsze rozbieżności
Lot zakończył się pełnym sukcesem z chwilą lądowania dnia 28 lipca 1999 roku. Trwał 4 dni, 22 minuty i 49 sekund.
4d 22h 49m 34s.
http://lk.astronautilus.pl/loty/sts93.htm
Mission Duration: 4 days, 22 hours, 49 minutes, 37 seconds
https://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/shuttlemissions/archives/sts-93.html
EDIT 24.07.23
#Today is the 24th anniversary of #STS93, my 2nd #SpaceShuttle mission. Celebrating our triumphs as well as the significant technical issues that we overcame just after launch is a good way to help the public to keep the challenges of #spaceflight in context
https://twitter.com/Astro_Cady/status/1683119382577262593
Happy 24th birthday @chandraxray! Seen here just before being deployed from Space Shuttle Columbia (STS-93) #OTD in 1999, this powerful space observatory was initially expected to function for 5 years.
Read how Chandra has vastly advanced X-ray astronomy:
https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
https://twitter.com/NASAhistory/status/1683122299313041410
#OTD in 1999, @chandraxray was placed in orbit. For two decades it has been exploring our universe, detecting x-rays from hot, turbulent regions of space.
https://twitter.com/airandspace/status/1683142131496411136
On July 23, 1999, twelve 22-karat gold Sacagawea Golden Dollars flew on the Space Shuttle! The mission was led by Eileen Collins, the first woman ever to command a space ship.
https://www.usmint.gov/news/press-releases/19990716-shuttle-mission-honors-american-women-pioneers-from-past-to-present
@NASAhistory@airandspace@WomenNASA
https://twitter.com/usmint/status/1683519183571623945
-
W tym samym dniu po starcie Columbii dowodzonej przez Eileen Collins (http://lk.astronautilus.pl/astros/321.htm) Chandra opuściła ładownię promu.
This image of NASA's Chandra X-ray Observatory following deployment from the Space Shuttle Columbia was taken from High Definition Television (HDTV) shot by Columbia Astronaut Mission Specialist Cady Coleman, during the STS-93 mission. This photograph shows the Inertial Upper Stage (with its cone-shaped nozzle) attached to the rectangular spacecraft bus. The mirrors fit in the inner part of the bus. The apparent gap in the telescope is due to a shadow cast by the bus. The X-ray cameras are housed in the Science Instrument Module at the end of the telescope. Chandra, the world's most powerful X-ray telescope, was deployed on July 23, 7:47 a.m. EDT.
Więcej kosmicznych zdjęć teleskopu: https://chandra.si.edu/resources/illustrations/deploy/index2.html
-
Kosmiczny teleskop Chandra ma problem techniczny
20.02.2022
Nastąpiła awaria w systemie zasilania jednego z instrumentów Chandra X-Ray Observatory, czyli rentgenowskiego teleskopu pracującego w kosmosie. NASA zawiesiła obserwacje i wprowadziła teleskop w tryb awaryjny. (...)
https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/nasa-troubleshoots-chandra-instrument-problem.html
https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/nasa-troubleshoots-chandra-instrument-problem.html
https://paidforarticles.com/nasa-s-chandra-x-ray-where-observatory-suffers-glitch-in-its-camera-594587
-
Teleskop Chandra odkrywa zderzające się czarne dziury.
Nowe badania przy użyciu teleskopu rentgenowskiego Chandra umożliwiły obserwacje dwóch par supermasywnych czarnych dziur w galaktykach karłowatych na kursach kolizyjnych. Jest to pierwszy dowód na istnienie niedługo mających się zdarzyć spotkań tego typu, pozwalający na uzyskanie informacji o powstawaniu czarnych dziur we wczesnym wszechświecie.
Z definicji galaktyki karłowate składają się z gwiazd o masie całkowitej nieprzekraczającej trzech miliardów mas Słońca. Astronomowie długo przypuszczali, że takie galaktyki łączą się, w szczególności w relatywnie młodym Wszechświecie, aby utworzyć większe, obserwowalne w dzisiejszych czasach. Technologia, jaką dysponujemy, nie jest w stanie zaobserwować tych zjawisk, ponieważ są wyjątkowo słabe oraz występują w dużych odległościach. Próba bliższych badań również do teraz się nie powiodła. Naukowcy przezwyciężyli te problemy dzięki prowadzeniu systematycznych analiz danych z rentgenowskiego teleskopu Chandra i porównywaniu ich z danymi w podczerwieni z teleskopu WISE (Wide Infrared Survey Explorer) oraz optycznymi z teleskopu Canada-France-Hawaii.
Chandra była w szczególności cenna dla powodzenia badań, gdyż materiał wokół czarnych dziur może nagrzewać się do milionów stopni, produkując wielkie ilości promieni rentgenowskich. Drużyna astronomów szukała par jasnych źródeł promieniowania X w zderzających się galaktykach karłowatych jako dowodu na istnienie w nich dwóch czarnych dziur i odkryła dwa takie przypadki.
Jedna para znajduje się w gromadzie galaktyk Abell 133,760 milionów lat świetlnych od Ziemi. Wydaje się ona być w zaawansowanym stadium łączenia się, gdyż widoczny jest długi „ogon” spowodowany efektem pływowym kolizji. Autorzy badań nadali jej nazwę Mirabilis po zagrożonym gatunku kolibrów, znanym z wyjątkowo długich ogonów. Zostało wybrane tylko jedno imię, ponieważ łączenie się tych galaktyk jest praktycznie zakończone. Druga para natomiast została odkryta w gromadzie Abell 1758S, około 3,2 miliarda lat świetlnych od Ziemi. Galaktyki zostały nazwane Elstir oraz Vinteuil po fikcyjnych artystach z powieści Marcela Prousta „W poszukiwaniu straconego czasu”. Badacze uważają, że znajdują się one we wczesnym stadium łączenia się, powodując, że „most” gwiazd i gazu łączy dwie zderzające się galaktyki w wyniku ich oddziaływania grawitacyjnego.
(https://astronet.pl/wp-content/uploads/2023/03/chandrablackholes.jpg)
Galaktyki Mirabilis (po lewej) oraz Elstir (dolne ciało po prawej) i Vinteuil (górne ciało po prawej). Dane rentgenowskie z teleskopu Chandra zaznaczone są kolorem różowym, a optyczne z CFHT – niebieskim.
Detale o tym, jak łączą się czarne dziury i galaktyki karłowate mogą zapewnić wgląd w przeszłość naszej Drogi Mlecznej. Naukowcy myślą, że prawie wszystkie galaktyki rozpoczynały swój żywot jako karłowate lub inny typ małych galaktyk, a potem rosły, łącząc się z innymi, przez miliardy lat. Dalsze obserwacje tych dwóch systemów umożliwią astronomom badania nad procesami niezbędnymi do zrozumienia funkcjonowania galaktyk i ich czarnych dziur we wczesnym Wszechświecie.
https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/nasas-chandra-discovers-giant-black-holes-on-collision-course.html (https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/nasas-chandra-discovers-giant-black-holes-on-collision-course.html)
-
Obserwatorium Chandra dostrzegło niszczenie gwiazd przez czarne wdowy.
(https://www.pulskosmosu.pl/wp-content/uploads/2023/12/omega-centauri.jpeg)
Niczym klątwa zza grobu, grupa martwych gwiazd znanych jako „pulsary czarnej wdowy” niszczy wciąż żyjące gwiazdy znajdujące się w ich bezpośrednim otoczeniu. Dane z Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra obserwującego gromadę kulistą Omega Centauri pomagają astronomom zrozumieć, w jaki sposób te brutalne pulsary pożerają swoich gwiezdnych towarzyszy.
Pulsar to wirujące, gęste jądro pozostałe po kolapsie masywnej gwiazdy w gwiazdę neutronową. Szybko obracające się gwiazdy neutronowe mogą wytwarzać silne, skolimowane wiązki promieniowania. Podobnie jak obracająca się wiązka latarni morskiej, promieniowanie to można obserwować jako potężne, pulsujące źródło promieniowania, zwane pulsarem. Niektóre pulsary wirują od dziesiątek do setek razy na sekundę i nazywane są pulsarami milisekundowymi. Tak może „brzmieć” pulsar milisekundowy:
https://www.youtube.com/watch?v=iR-4XtDJJDQ (https://www.youtube.com/watch?v=iR-4XtDJJDQ)
Pulsary czarnej wdowy to specjalna klasa pulsarów milisekundowych, których nazwa wzięła się od uszkodzeń, jakie wyrządzają małym gwiazdom, które krążą wokół nich. Wiatry energetycznych cząstek wypływające z pulsarów czarnej wdowy powodują postępujące usuwanie zewnętrznych warstw towarzyszących im gwiazd.
Astronomowie niedawno odkryli 18-milisekundowe pulsary w gromadzie kulistej Omega Centauri znajdującej się około 17 700 lat świetlnych od Ziemi. Do ich odkrycia posłużyły radioteleskopy Parkes i MeerKAT. Astronomowie z Uniwersytetu Alberty w Kanadzie postanowili następnie sprawdzić za pomocą obserwatorium Chandra, czy którykolwiek z tych pulsarów milisekundowych emituje promieniowanie rentgenowskie.
Okazało się, że aż 11 pulsarów milisekundowych emituje promieniowanie rentgenowskie, a pięć z nich to pulsary czarnej wdowy znajdującej się w pobliżu centrum gromady Omega Centauri.
Istnieją dwie odmiany pulsarów tego rodzaju, w zależności od wielkości niszczonej gwiazdy. Pulsary pająka „Redback” niszczą gwiazdy towarzyszące o masie od jednej dziesiątej do połowy masy Słońca. Tymczasem pulsary pająka „czarnej wdowy” niszczą gwiazdy towarzyszące o masie mniejszej niż 5 procent masy Słońca.
(https://www.pulskosmosu.pl/wp-content/uploads/2023/12/pulsary-omega-centauri-1024x744.jpeg)
Źródło: X-ray: NASA/CXC/SAO; Optical: NASA/ESA/STScI/AURA; Image Processing: NASA/CXC/SAO/N. Wolk
Zespół odkrył wyraźną różnicę pomiędzy obiema klasami pulsarów, przy czym „czerwonogrzbiete” są jaśniejsze w promieniowaniu rentgenowskim niż czarne wdowy, co potwierdza wcześniejsze wyniki badań naukowych. Zespół jako pierwszy wykazał ogólny związek między jasnością promieniowania rentgenowskiego a masą gwiazd towarzyszących pulsarom, przy czym pulsary wytwarzające więcej promieni rentgenowskich są łączone z masywniejszymi towarzyszami. Daje to wyraźny dowód na to, że masa towarzysza pulsarów tego typu wpływa na dawkę promieniowania rentgenowskiego otrzymywaną przez gwiazdę.
https://www.youtube.com/watch?v=MarcYg2T9Aw (https://www.youtube.com/watch?v=MarcYg2T9Aw)
Uważa się, że promieniowanie rentgenowskie wykryte przez Chandrę powstaje głównie wtedy, gdy wiatry cząstek wypływających z pulsarów zderzają się z wiatrami materii wiejącej z gwiazd towarzyszących i wytwarzają fale uderzeniowe.
Pulsary pająka są zwykle oddalone od swoich towarzyszy o zaledwie od 1 do 14 odległości między Ziemią a Księżycem. Tak niewielka odległość sprawia, że energetyczne cząstki z pulsarów skutecznie niszczą towarzyszące im gwiazdy.
Odkrycie to jest zgodne z modelami teoretycznymi opracowanymi przez naukowców. Ponieważ masywniejsze gwiazdy wytwarzają gęstszy wiatr cząstek, gdy ich wiatr zderza się z cząsteczkami pulsara, następuje silniejszy wstrząs, powodujący wytwarzanie jaśniejszych promieni rentgenowskich.
https://arxiv.org/abs/2309.13189 (https://arxiv.org/abs/2309.13189)