Spitzer Infrared Telescope

[Scorus]

Szacuje się, że już około 12 maja skończy się zapas ciekłego helu chłodzącego instrumenty Spitzera. Szacunki wskazują, że w kriostacie pozostał już tylko funt tej substancji.

Po wyczerpaniu się zapasu helu sensory wyryją wzrost temperatury kriostatu. Następnie statek kosmiczny automatycznie wejdzie w tryb bezpieczny. Wyprowadzenie go z tego stanu zajmie około 1 dnia. Następnie teleskop będzie monitorowany aż do osiągnięcia temperatury około 30 K. Faza obserwacji w wyższej temperaturze powinna zostać rozpoczęta pod koniec czerwca.

Podwyższenie temperatury sprawi, że do obserwacji nie będą się nadawały instrumenty IRS i MIPS oraz 2 detektory fal długich kamery IRAC. Użyteczne pozostaną 2 pozostałe detektory IRAC, fal krótkich. Ograniczy to możliwości obserwacyjne, ale wybrano serię dużych projektów o wysokiej wartości, które będą mogły zostać zrealizowane. Planowane jest wykonywanie takiej samej liczny obserwacji, ale z jednym instrumentem będą mogły być one dokładniejsze. Obserwacje w tej fazie misji obejmą egzoplanety, planetoidy, oraz młode galaktyki w celu określenia ich ewolucji. Ponadto dokładniej wyznaczona zostanie Stała Hubblea.

Spizter znajduje się na orbicie okołosłonecznej, obecnie w odległości 51 milionów mil od Ziemi. Odległość ta zwiększa się o 10 milionów mil na rok. Szacuje się, że w 2013 roku oddali się na tyle, że w przypadku wejścia w tryb bezpieczny nie będzie można nawiązać z nim łączności. Anomalie mogą być więc wtedy bardzo groźne. Wtedy jednak obserwacje powinien rozpocząć już Teleskop Jamesa Webba.

Obecnie misja ma zapewnione finansowanie na następnie 2 lata. Koszt misji wyniósł do tej pory 1.1 miliarda dolarów, z czego operacie kosztowały 400 milionów dolarów. Po zakończeniu misji kriogenicznej budżet operacyjny zostanie zmniejszony o połowę.

http://spaceflightnow.com/news/n0904/21spitzer/

[Scorus]

Obserwacje galaktyk spiralnych w podczerwoni pozwoliły na określenie procesów powodujących rozproszenie młodych gwiazd w obrębie galaktyki.

Gwiazdy formują się w gromadach, ale potem rozpraszają się, co nadaje dyskom galaktyk spiralnych wygląd w przybliżeniu jednorodny. Gromady gwiazd ulegają rozproszeniu w okresie kilku setek milionów lat. Do tej pry jako mechanizm rozpraszania były proponowane zderzenia z chmurami pyłu albo wyrzucanie gwiazdy przez siły grawitacyjne podczas przypadkowego bliskiego przejścia jednej gwiazdy blisko drugiej. Proponowane było też, że w procesie tym dominuje ruch galaktyki wokół jej środka.

Odpowiednia obróbka obrazów galaktyk z kamery IRAC pozwoliła na wykrycie dużych, łukowatych strumieni młodych gwiazd. Potwierdza to, ze w rozpraszanie gromad dominującą rolę odgrywa ruch galaktyki. Zastosowanie obrazów w podczerwieni pozwoliło na wyizolowanie populacji gwiazd w wieku w którym opuszczają one gromady. Obserwowany zakres był zdominowany przez emisję z gwiazd w wieku 100 milionów lat. Młodsze gwiazdy świecą intensywniej w zakresie widzialnym i ultrafioletowym, a starsze są zbyt słabe aby zostały zarejestrowane. Ponadto podczerwień przenika przez pył otaczający młode gromady gwiazd. Mimo to emisja była nadal zdominowana przez dysk galaktyczny. W celu wyizolowania struktur w skali odpowiadającej gromadą zastosowano filtrowanie Fouriera.

Badania objęły między innymi galaktyki M81 i NGC 2841. Na obrazie tej ostatniej, położonej w odległości 46 milionów lat świetlnych emisja na falach krótszych (3.6 mikrona) została zaznaczona na niebiesko, emisja rejonów chłodniejszych (8 mikronów) - na czerwono, a emisja przy 4.5 mikrona – na zielono. Kolor niebieski znaczy tym samym starsze gwiazdy, czerwony – pył i gaz.



http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20090430/

[Scorus]

15 maja 2009r wyczerpał się zapas helu chłodzącego instrumenty Spitzera. Tym samym teleskop wszedł w nową fazę misji.

Temperatura instrumentów jest nadal dosyć niska, -242C, co pozwala na obserwacje za pomocą dwóch detektorów fal krótkich kamery IRAC. Do obserwacji niezdolne są instrumenty IRS i MISP oraz detektory fal długich IRAC. Rekalibracja instrumentu IRAC w wyższej temperaturze zajmie kilka tygodni. Obserwacje powinny zostać wznowione pod koniec czerwca.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-12/release.shtml

Artykuł na temat nowego mechanizmu formowania krystalicznego krzemu w dyskach protoplanetarnych autorstwa Ori2711:
http://www.kosmonauta.net/index.php?option=com_content&view=article&id=447:spitzer-apie-na-gorcym-uczynku-mod-gwiazd-hartujc-krystaliczne-skadniki-komet&catid=79:astrophysics-missions&Itemid=106

[Scorus]

Kontynuowana jest charakterystyka zachowania się Teleskopu Spitzera po wyczerpaniu zapasów helu chłodzącego. Wstępne testy pokazały, że konieczna jest opracowanie poprawki oprogramowania kontrolerów temperatury kamery IRAC. Przygotowywane obecnie uaktualnienie pozwoli na dostosowanie temperatury detektorów do przewidywalnej temperatury obserwatorium. Statek kosmiczny znajduje się w dobrym stanie, a jego komponenty są sprawdzane w celu przygotowania obserwacji za pomocą kamery IRAC.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20090528/

[Scorus]

Za pomocą Spiztera po raz pierwszy znaleziono bardzo młode gwiazdy w centralnym rejonie Drogi Mlecznej.

Centralny region Galaktyki, ma szerokość tylko 600 lat świetlnych, ale zawiera aż  10% całego gazu obecnego w Drodze Mlecznej, której szerokość wynosi około 100 000 lat świetlnych. Jest zdominowany przez silne wiatry gwiazdowe oraz fale uderzeniowe, przez co nie było jasności czy młode gwiazdy mogą tam powstać. Ich zaobserwowanie utrudniała też duża ilość pyłu w tym rejonie. Formowanie się gwiazd było sugerowane przez obecność gromad niezbyt starych gwiazd oraz chmur gazu i pyłu. Do tej pory nie odnajdywano jednak żadnych bardzo młodych gwiazd.

W celu znalezienia bardzo młodych obiektów gwiazdowych na mozaikach ze Spiztera wytypowano ponad 100 kandydatów. D zidentyfikowania ich jako młode gwiazdy potrzebne były dalsze dane, ponieważ bardzo młode obiekty gwiazdowe z dużej odległości mogą wyglądać jak zwykłe gwiazdy. W tym celu wykonane zostały obserwacje za pomocą spektrometru IRS, które umożliwiały określenie, czy gwiazdy są otoczone gęstymi otoczkami gazu. Otoczki takie znaleziono w przypadku 3 obiektów. Obiekty takie były znajdowane w innych rejonach Galaktyki w których formują się gwiazdy. Wiek tych gwiazd jest szacowany na mniej niż 1 milion lat.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-13/release.shtml

[Scorus]

Teleskop Spiztera w dalszym ciągu przygotowywany jest do obserwacji za pomocą kamery IRAC.

15 czerwca 2009r do teleskopu wysłana została poprawka oprogramowania pozwalającego na kontrolę temperatury kamery IRAC. Następnie wykonano testy, które pokazały, że uaktualnione oprogramowanie pracuje zgodnie z przewidywaniami. Następnie wykonano testy kamery w różnych temperaturach, w tym w przewidywanej temperaturze obserwatorium po ustabilizowaniu się środowiska cieplnego.  Wszystkie systemy Spiztera są w dobrym stanie i działają prawidłowo.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20090623/

[Scorus]

Zaprezentowany został bardzo ostry obraz galaktyki spiralnej (z poprzeczką) NGC 1097.

Galaktyka NGC 1097 jest położona w odległości 50 milionów lat świetlnych. Na obrazie wyraźnie widoczny jest region centralny, w którym znajduje się supermanwyna czarna dziura (kolor niebieski). Masa czarnej dziury jest oceniania na 100 milionów mas Słońca (dla porównania supermasywna czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej ma masę rzędu kilku milionów mas Słońca). Region wokół centralnej czarnej dziury jest otoczony pierścieniem młodych gwiazd (kolor białawy).

Pierścień wokół rejonu centralnego jest miejscem bardzo gwałtownej aktywności gwiazdotwórczej. Jest to spowodowane przepływem materii w ten obszar z centralnej poprzeczki galaktyki. Aktywność gwiazdotwórcza w takich pierścieniach jest obecnie popularnym tematem badawczym.

Z lewej strony obrazu widoczna jest mała galaktyka towarzysząca NGC 1097. Wydaje się, że utworzyła ona dziurę w ramionach spiralnych większej galaktyki. Może to jednak być przypadek. Galaktyka może być widoczna w naturalnej przerwie w ramionach spiralnych NGC 1097.

Na obrazie emisja w podczerwieni w zakresie fal krótkich jest oznaczona niebieskim, a w zakresie fal dłuższych - niebieskim. Ramiona spiralne oraz drobne włókna widoczne pomiędzy nimi są czerwone, ponieważ są bogate w pył podgrzany przez młode gwiazdy. Inne populacje gwiazd są zaznaczone na niebiesko. Małe plamki są gwiazdami Drogi Mlecznej oraz odległymi galaktykami.

Dane użyte do opracowania obrazu zostały zebrane przez kamerę IRAC podczas misji kriogenicznej. Obecnie kończy się już faza kalibracji instrumentu IRAC w wyższych temperaturach. Planuj się, iż obserwacje zostaną wznowione w przeciągu tygodnia.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-14/release.shtml

[Scorus]

27 lipca 2009r Teleskop Spiztera oficjalnie wznowił obserwacje. Za pomocą kamery IRAC wykonano pierwsze ekspozycje od czasu wyczerpania się zapasu helu chodzącego instrumenty.

Obecnie temperatura kamery IRAC jest ustabilizowana na 30K, co pozwala na obserwacje za pomocą dwóch detektorów fal krótkich. Pierwsze obserwacje testowe pokazały, że czułość detektorów w nowej temperaturze nie zmieniła się. W przybliżeniu odpowiada ona czułości teleskopu naziemnego o średnicy około 30 metrów.

Pierwsze obrazy testowe uzyskane po zakończeniu kalibracji IRAC w wyższej temperaturze przedstawiają obszar gwiazdotwórczy DR22 w Łabędziu, mgławicę planetarną NGC 4361, oraz galaktykę spiralną NGC 4145. Obrazy NGC 4361 i NGC 4145 uzyskano 18 lipca. Mgławica DR22 była fotografowana 21 lipca. 6 dni później wznowiono obserwacje naukowe. Na zaprezentowanych zdjęciach kolor niebieski oznacza emisję przy 3.6 mikrona, a pomarańczowy - przy 4.5 mikrona.

Obraz obszaru gwiazdotróczego DR22 demonstruje zdolność do przenikania przez pył i obserwacji młodych gwiazd. Na zdjęciu obszary niebieskie to chmury pyłu, a pomarańczowe to gorący gaz.

Mgławica planetarna NGC 4361 ma nietypowy kształt z czterema wypustkami. Typowe mgławice planetarne posiadają dwie takie wypustki, ułożone często w kształt klepsydry. Obecność 4 takich struktur sugeruje, że we wnętrzu mgławicy mogą znajdować się dwie gwiazdy kończące życie. Każda z nich produkowałaby dwubiegunowy dżet gazu.

NGC 4145 jest galaktyką położoną w odległości 68 milionów lat świetlnych w gwiazdozbiorze Psów Gończych. Galaktyka ta wykazuje tylko niewielkie ślady współczesnej aktywności gwiazdowtórczej. Jej obraz pokazuje, że teleskop nadal może wykonywać dokładne obserwacje poszczególnych populacji gwiazd w galaktykach, co normalnie jest utrudnione przez pył.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-15/release.shtml
http://www.astronomynow.com/news/n0908/06spitzer/

[Scorus]

Obserwacje spektrometryczne gwiazdy HD 172555 wykazały, że w jej okolicach w niedawnej przeszłości mogło zajść zderzenie dwóch skalistych planet.

Gwiazda HD 172555 położona jest w odległości około 100 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Pawia. Jej wiek szacowany jest na około 12 milionów lat.

Spektrogram gwiazdy uzyskany za pomocą instrumentu IRS w czasie misji kriogenicznej jest bardzo nietypowy. Pokazuje sygnatury tlenku krzemu oraz krzemionki amorficznej. Tlenek krzemu najprawdopodobniej pochodzi z odparowanych skał. Krzemionka amorficzna jest głównym składnikiem naturalnego szkliwa. Może ono powstać podczas szybkiego stygnięcia lawy (powstaje wtedy obsydian), albo podczas stygnięcia kropel roztopionych skał wyrzuconych podczas impaktu. Wykryto też ślady odłamków skalnych wokół gwiazdy.

Krzemionka amorficzna i tlenek krzemu występują wokół gwiazdy w dosyć dużych ilościach. W zderzeniu musiały więc brać udział dosyć duże ciała. Ilość wykrytych substancji pozwala na stwierdzenie, że oba ciała łącznie miały masę około 10 mas Księżyca. Do tej pory znaleziono przykłady bardzo prawdopodobnych zderzeń planetoid w dyskach protoplanetranych. Nigdy jednak obserwacje nie sugerowały zderzeń ciał o rozmiarach planet.

Szacuje się, że w zderzeniu uczestniczyły dwa skaliste ciała, z których jedno mogło mieć wielkość porównywalną z rozmiarami Merkurego, a drugie - z naszym Księżycem. Zderzenie miało prawdopodobnie miejsce w czasie ostatnich kilku tysięcy lat. Powierzchnia większego ciała powinna ulec stopieniu, co wytworzyło substancje obserwowane wokół gwiazdy. Szybkość zderzenia musiała być duża, uważa się, że jeden obiekt poruszał się względem drugiego z szybkością co najmniej 10 km/s.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-16/release.shtml

[Scorus]

Obserwacje wykonane za pomocą Siztera ujawniły niepowdziewane zmiany emisji podczerwonej z dysku protoplanetranego wokół gwiazdy LRLL 31. Są one spowodowane prawdopodobnie wpływem na dysk towarzyszącej gwiazdy lub masywnego obiektu typu planetarnego.

Spizter prowadził obserwacje LRLL 31 przez okres 5 miesięcy. Obserwacje te były częścią przeglądu gwiazd posiadających dyski przejściowe z pustymi przestrzeniami. Są to pierwotne dyski protoplanetarne w których puste przestrzenie wytworzyły formujące się obiekty. Mapowanie struktury takich dysków jest możliwe poprzez rejestrowanie promieniowania podczerwonego emitowanego przez podgrzany pył. Po zaniknięciu dysku przejściowego wokół gwiazdy pojawia się zwykle dysk innego rodzaju, utworzony z cząstek pyłu powstających podczas zderzeń planetoid i komet.

Badania wykonane za pomocą Spiztera objęły populację gwiazd o wieku szacowanym na 1 - 3 milionów lat, położonych w obszarze gwiazdotwórczym IC 348. Jest on zlokalizowany w odległości około 1000 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Perseusza. Dyski kilku gwiazd wykazywały zmiany jasności. Do dalszych badań za pomocą wszystkich 3 instrumentów Spiztera, jeszcze w fazie misji kriogenicznej wytypowano LRLL 31.

Pozwoliło to na wykrycie zmian w jasności podczerwonej wewnętrznej części dysku zachodzących z okresem kilku tygodni, a jednym przypadku nawet jednego tygodnia. Zmieniała sie nie tylko intensywność promieniowania podczerwonego, ale również długość fali. W czasie gdy wzrastała jasność w zakresie, jasność w zakresie fal długich znacznie spadała i odwrotnie.

Jednym z możliwych wyjaśnień jest obecność dodatkowego obiektu w obszarze przerwy w dysku, który oddziałując na drobiny w dysku wytwarza zgrubienie wznoszące się ponad jego płaszczyznę. Dysk jest ustawiony krawędzią do obserwatora. Wybrzuszenie przy jego wewnętrznej krawędzi powodowałoby wzmożoną emisję w zakresie fal krótkich, ponieważ byłoby większe od obserwowanej krawędzi dysku. Jednocześnie wybrzuszenie takie rzucałoby cień na zewnętrzne części dysku. Powodowałoby to spadek temperatury pyłu w ocienionej części dysku i spadek jasności w zakresie fal długich. W czasie gdy do obserwatora zwrócona byłaby cieńsza część wewnętrznego brzegu dysku efekt byłby odwrotny. Model taki dobrze zgadza się z danymi obserwacyjnymi.

Towarzysz powodujący przemieszczenia materii w dysku musi znajdować się bardzo blisko gwiazdy, żeby powodować tak szybkie zmiany jasności. Musi znajdować się w odległości około 1/10 AU.

Obecnie planowane są obserwacje naziemne, które pozwolą na wykrycie wpływu towarzysza na szybkość radialną gwiazdy, jeśli jest on dostatecznie duży. Również Spizter będzie kontynuował obserwacje w obecnej fazie misji, po wyczerpaniu środka chłodzącego.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-18/release.shtml

[Scorus]

Dzięki Teleskopowi Spitzera odkryto parę najmłodszych znanych obecnie brązowych karłów. W przypadku potwierdzenia odkrycie to może dostarczyć nowych informacji na temat sposobu formowania się brązowych karłów.

Brązowe karły są trudne do wyszukania z powodu ich słabej emisji. Znalezienie takich obiektów na najwcześniejszych etapach ewolucji jest również trudne, ponieważ obiekty te ewoluują bardzo szybko.

Obecnie tzw protobrązowe karły udało się odnaleźć w ciemniej mgławicy Barnard 213 w obrębie regionu gwiazdotwórczego Taurus-Auriga. Obserwacje tego obłoku Spitzer w 2005r. Jego wyszukanie ułatwiła gęsta otoczka gazu, jasna w zakresie podczerwieni. Był to jeden z powodów dlaczego w celu odszukania tego typu obiektu analizowano obserwacje gęstego obłoku gwiazdowtórczego.
   
Obiekt ten, SSTB213 J041757 został odkryty na podstawie obserwacji wykonanych w zakresie fal długich za pomocą Spitzera. Dalsze obrazowanie w zakresie bliskiej podczerwieni wykonane w obserwatorium  Calar Alto w Hiszpanii ujawniło, że w rzeczywistości jest to układ podwójny dwóch brązowych karłów.

Układ ten był następnie badany za pomocą wielu innych teleskopów. Obserwacje wykonane za pomocą Caltech Submillimeter Observatory na Hawajach wraz z danymi ze Spiztera pozwoliły na opracowanie spektrogramu emisji otoczki gazowej. Dodatkowe dane zostały też zebrane w Calar Alto, za pomocą Very Large Telescopes w Chile oraz Very Large Array w Nowym Meksyku. Ponadto przeanalizowano 10-letnie dane zgromadzone w Canadian Astronomy Data Centre, które pozwoliły na określenie ruchu własnego tego obiektu na niebie.

Na podstawie dostępnych informacji stwierdzono, że brązowe karły wchodzące w skład SSTB213 J041757 są najchłodniejszymi tego typu obiektami jakie do tej poru udało się wykryć. Różnice w jasności SSTB213 J041757 na różnych długościach fal bardzo przypominają charakterystyki bardzo młodych gwiazd o małych masach. Wskazuje to, że formowanie się brązowych karłów przypomina bardziej tworzenie się małych gwiazd niż masywnych planet.

http://spitzer.caltech.edu/news/1018-ssc2009-21-Spitzer-Telescope-Observes-Baby-Brown-Dwarf

[Scorus]

Obserwacje wykonane przez Teleskop Spitzera dostarczyły nowych informacji na temat natury zagadkowego układu gwiazdy Epsilon Aurigae. Gwiazda ta co 27.1 roku zaczyna zmniejszać swoją jasność o połowę i przestaje być widoczna gołym okiem. Jest zasłaniana przez ciemny obiekt. Do tej pory jednak natura towarzysza i typ samej gwiazdy pozostawały w sferze niesprawdzonych hipotez.

Obecnie dane ze Spitzera w połączeniu z obserwacjami w  zakresie ultrafioletu, światła widzialnego i innymi obserwacjami w podczerwieni sprawiły, że jedna z dwóch najbardziej prawdopodobnych teorii może być silnie faworyzowana.

Czas zaćmienia i wahania jasności w jego czasie sprawiają duże problemy przy próbach dopasowania układu do konkretnego modelu. Jedna z głównych teorii tłumaczy zachowanie układu zakładając, że główna gwiazda jest olbrzymem typu F o masie około 20 mas Słońca. W takim wypadku aby wyjaśnić obserwowane zaćmienia jej towarzyszem musi być ciasny układ podwójny otoczony dyskiem pyłowym. Inne bardziej egzotyczne koncepcje związane z olbrzymem odwołują się do czarnych dziur lub masywnych planet. Druga teoria zakłada, że gwiazda główna ma znacznie mniejszą masę i kończy już swoje życie. Jej towarzyszem jest pojedyncza gwiazda otoczona dyskiem. Do tej pory żadna z tych teorii nie była w pełni zgodna z obserwacjami. Obecnie dane ze Spiztera silnie wspierają jednak drugą teorię.

Epsilon Aurigae weszła  2-letni okres spadku jasności w sierpniu 2009r. Z powodu dużej jasności gwiazdy i wysokiej czułości detektorów Spitzer nie mógł wykonywać jej obserwacji w normalnym trybie. Do obserwacji użyto więc 4 pikseli detektora w taki sposób, aby gwiazda oświetlała tylko jeden piksel w rogu takiej subkaltki. Czas ekspozycji wynosił tylko 1/100 sekundy. Jest to najkrótszy czas jaki można uzyskać za pomocą Spitzera. Dzięki temu uzyskano najbardziej kompletne obserwacje w podczerwieni dla tego obiektu.

Dane ze Spiztera bez wątpliwości wykazały istnienie dysku pyłowego wokół niewidocznego towarzysza zasłaniającego Epsilon Aurigae. Wielkość cząstek pyłu okazała się relatywnie duża. Zebrane informacje pozwoliły na określenie średnicy dysku na około 4 AU. Dzięki temu można było opracować model spektralny najlepiej tłumaczący właściwości układu. Pokazał on, że zachowanie się systemu może być wyjaśnione przy założeniu, że gwiazda główna jest mało masywną gwiazdą kończącą życie, a jej towarzyszem jest pojedyncza gwiazda typu B otoczona dyskiem.

Obecnie wiele szczegółów wymaga jeszcze dopracowania. Jednak dalsze obserwacje obecnego zaćmienia mogą pozwolić na kompleksowe wyjaśnienie konfiguracji układu Epsilon Aurigae.

http://spitzer.caltech.edu/news/1036-ssc2010-01-Centuries-Old-Star-Mystery-Coming-to-a-Close

[Scorus]

Obserwacje gwiazdy HR 8799 wykonane przez Spitzera ujawniły, że otacza ją duża otoczka pyłowa. Można ją wytłumaczyć zakładając, że planety występujące wokół tej gwiazdy miały niestabilne orbity i zaburzały trajektorie małych ciał kometarnych. Te zderzając się wytwarzały duże ilości pyłu.

HR 8799 była obok Fomalhauta jedną z dwóch pierwszych gwiazd wokół których udało się bezpośrednio sfotografować planety. Zostały one zobrazowane za pomocą teleskopów Kecka i Gemini na Hawajach w listopadzie 2008r. Masy tych trzech planet są szacowane na około 10 mas Jowisza.

Dysk wokół Fomalhauta był obrazowany przez Teleskopy Spitzera i Hubblea, ale HR 8799 znajduje się około 5 razy dalej, dlatego też nie było pełności, czy Spitzer może zaobserwować jej dysk. Udało się to jednak.

Obserwacje wykazały, że dysk wokół gwiazdy jest otoczony przez rozległy obok drobnego pyłu. Jego obecność była niespodziewana. Chmura taka musiała powstać podczas zderzeń ciał przypominających obiekty Pasa Kuipera. Częste zderzenia mogła spowodować migracja 3 masywnych planet przed osiągnięciem przez nie stabilnych orbit. Obserwacje dysku i planet po raz pierwszy pozwoliły na bezpośrednie połączenie śladów ewolucji dysku z planetami.

W układzie słonecznym w przeszłości też zachodziła migracja Jowisza i Saturna. Zaburzyło to orbity wielu komet wywołując fazę intensywnego bombardowania planet wewnętrznych. Dzięki temu na Ziemi mogła znaleźć się duża ilość wody pochodzącej z komet.

http://spitzer.caltech.edu/news/1000-feature09-16-Unsettled-Youth-Spitzer-Observes-a-Chaotic-Planetary-System

[Scorus]

Opublikowana została mozaika Małego Obłoku Magellana uzyskana z pomocą instrumentów MIPS i IRAC Teleskopu Spitzera.

Obraz prezentuje duże ilości pyłu wytwarzanego przez stare gwiazdy i uciekającego z otoczenia młodych gwiazd. Mały Obłok Magellana znajduje się stosunkowo blisko, w odległości 200 000 lat świetlnych, więc na jego przykładzie można obserwować jak gwiazdy o różnym wieku kształtują środowisko w obrębie galaktyki.

Powstawanie gwiazd w Obłokach Magellana jest nasilone przez interakcje grawitacyjne z Drogą Mleczną, chociaż niektóre aktualne badania wskazują, że nie muszą one znajdować się na orbicie wokół naszej Galaktyki, ale mogą mijać ją w niewielkiej odległości. W przyszłości Mały Obłok Magellana może połączyć się z większym sąsiadem.

Obserwacje ośrodka międzygwiazdowego w Małym Obłoku Magellana wykazały, że zawiera on mało ciężkich pierwiastków. Ich zawartość jest oceniana na 1/5 zawartości takich pierwiastków w Drodze Mlecznej. Wskazuje to, że występujące w nim gwiazdy nie zdążyły jeszcze wzbogacić ośrodka w te pierwiastki. Dzięki temu galaktyka ta przypomina galaktyki występujące w młodym Wszechświecie. Badania środowiska w Małym Obłoku Magellana dostarczają informacji o powstawaniu gwiazd w otoczeniu znacznie różniącym się od Drogi Mlecznej.

Dane ze Spitzera ujawniły zarówno młode gwiazdy w gęstych otoczkach pyłowych jak i gwiazdy stare wytwarzające duże ilości pyłu. Łącznie z obserwacjami w zakresie optycznym pozwoliły one na oszacowanie liczebności wszystkich gwiazd w galaktyce. Dzięki danym ze Spitzera można było też oszacować ilość gwiazd które formują się obecnie.

Na obrazie kolorem niebieskim oznaczone są gwiazdy stare (emisja przy 3.6 mikrona). Kolor zielony oznacza pył zawierający związki organiczne (emisja przy 8 mikronach), a czerwony – pył w rejonach gwiazdowtórczych (emisja przy 24 mikronach). Obrazy zostały uzyskane jeszcze przed wyczerpaniem helu chłodzącego instrumenty.

http://spitzer.caltech.edu/news/1042-ssc2010-02-Galaxy-Exposes-its-Dusty-Inner-Workings-in-New-Spitzer-Image

[Matias]

Spitzer odkrywa wielkie zróżnicowanie obiektów NEO

Teleskop Spitzera umożliwił zbadanie stu asteroid przelatujących w pobliżu Ziemi - tzw. obiektów NEO (Near Earth Object) co pozwoliło na dokonanie odkrycia, że są one ciałami o niezwykle zróżnicowanym składzie - znacznie bardziej niż sądzono do tej pory. Niektóre są niezwykle ciemne i pochłaniają olbrzymią część padającego na nie światła, inne natomiast wprost przeciwnie - są bardzo jasne i odbijają padające na nie światło.

Pracujące w podczerwieni obserwatorium orbitalne zużyło już cały zapas chłodziwa, które było wykorzystywane do chłodzenia jego instrumentów obserwacyjnych. Z tego względu pracuje ono obecnie w tzw. "ciepłym" trybie, choć nazwa ta może być myląca - teleskop nadal posiada temperaturę zaledwie około 30 Kelwinów.

Więcej na kosmonaucie - link.

Załącznik: model asteroidy Eros wykonany na podstawie zdjęć sondy kosmicznej NEAR.