Sign in to follow this
Followers
0
Czy "galaktyczny Internet" istnieje?
By
KopalniaWiedzy.pl, in Ciekawostki
-
Similar Content
-
By KopalniaWiedzy.pl
Dzięki wykryciu neutrin pochodzących z jądra Słońca fizycy byli w stanie potwierdzić ostatni brakujący element opisu fuzji zachodzącej wewnątrz naszej gwiazdy. Potwierdzili tym samym obowiązujący od dziesięcioleci model teoretyczny przewidujący, że część energii słonecznej pochodzi z łańcucha reakcji, w którym udział mają atomy węgla i azotu.
W procesie tym cztery protony łączą się w jądro helu. Dochodzi do uwolnienia dwóch neutrin, innych cząstek subatomowych i olbrzymich ilości energii. Ten cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO) nie odgrywa większej roli w Słońcu, gdzie dzięki niemu powstaje mniej niż 1% energii. Uważa się jednak, że gdy gwiazda się starzeje, zużywa wodór i staje się czerwonym olbrzymem, wówczas rola cyklu CNO znacząco rośnie.
O odkryciu poinformowali naukowcy pracujący przy włoskim eksperymencie Borexino. To wspaniałe, że udało się potwierdzić jedno z podstawowych założeń teorii dotyczącej gwiazd, mówi Marc Pinsonnealut z Ohio State University.
Borexino już wcześniej jako pierwszy wykrył neutrina pochodzące z trzech różnych etapów reakcji zachodzącej w Słońcu, która odpowiada za produkcję większości energii naszej gwiazdy. Dzięki obecnemu odkryciu Borexino w pełni opisał dwa procesy zasilające Słońce, mówi rzecznik eksperymentu Gioacchino Branucci z Uniwersytetu w Mediolanie. Kończymy wielkim bum!, dodał Marco Pallavicini z Uniwersytetu w Genui. Może to być bowiem ostatnie odkrycie Borexino, któremu grozi zamknięcie z powodu ryzyka dla źródła wody pitnej.
Odkrycie neutrin pochodzących z cyklu węglowo-azotowo-tlenowego nie tylko potwierdza teoretyczne modele procesów zachodzących w Słońcu, ale rzuca też światło na strukturę jego jądra, szczególnie zaś na koncentrację w nim metali. Tutaj trzeba podkreślić, że astrofizycy pod pojęciem „metal” rozumieją wszelkie pierwiastki o masie większej od wodoru i helu.
Liczba neutrin zarejestrowanych przez Borexino wydaje się zgodna ze standardowym modelem przewidującym, że metaliczność jądra jest podobna do metaliczności powierzchni. To ważne spostrzeżenie, gdyż w ostatnim czasie pojawiało się coraz więcej badań kwestionujących taki model.
Badania te sugerowały, że metaliczność jądra jest niższa niż powierzchni. A jako, że to skład pierwiastków decyduje o tempie przepływu energii z jądra, badania te sugerowały jednocześnie, że jądro jest nieco chłodniejsze niż sądzono. Jako, że proces, w którym powstają neutrina jest niezwykle wrażliwy na temperaturę, dane zarejestrowane przez Borexino wskazują raczej na starsze wartości temperatury, nie na te sugerowane przez nowe badania.
« powrót do artykułu -
By KopalniaWiedzy.pl
Wieloletnie obserwacje prowadzone za pomocą Very Large Telescope (VLT) potwierdzają, że gwiazda krążąca wokół supermasywnej czarnej dziury ulega precesji Schwarzschilda, zatem jej orbita jest zgodna z przewidywaniami ogólnej teorii względności Einsteina, a nie grawitacji Newtona. Jej kolejne orbity rysują rozetę.
Ogólna teoria względności przewiduje, że związana orbita jednego obiektu krążącego wokół innego nie będzie zamknięta, jak wynikałoby z grawitacji newtonowskiej, ale będzie ulegała precesji w kierunku płaszczyzny ruchu. To słynne zjawisko, które po raz pierwszy zaobserwowano w przypadku orbity Merkurego wokół Słońca, było pierwszym dowodem na prawdziwość ogólnej teorii względności. Sto lat później obserwujemy ten sam efekt w ruchu gwiazdy wokół kompaktowego źródła sygnału radiowego Sagittarius A* w centrum Drogi Mlecznej. Te przełomowe badania potwierdzają, że Sagittarius A* musi być supermasywną czarną dziurą o masie 4 milionów mas Słońca, powiedział Reinhard Genzel, dyrektor Instytutu Fizyki Pozaziemskiej im Maxa Plancka i jeden z głównych autorów badań.
Od 1992 roku międzynarodowy zespół naukowy prowadzony przez Franka Eisenhauera obserwuje gwiazdę S2 krążącą wokół czarnej dziury znajdującej się w centrum naszej galaktyki. W pobliżu Sagittarius A* znajduje się gęsta gromada gwiazd. Wyróżnia się w niej S2, która krąży wokół dziury, zbliżając się do nej na odległość około 120 jednostek astronomicznych. To jedna z gwiazd najbliższych tej czarnej dziurze. W miejscu, gdzie S2 podlatuje najbliżej Sagittarius A* prędkość gwiazdy wynosi niemal 3% prędkości światła (ok. 9000 km/s). Gwiazda okrąża dziurę w ciągu 16 lat.
Orbity większości planet i gwiazd nie są kołowe, zatem raz są bliżej, a raz dalej od obiektu, wokół którego krążą. Orbita S2 ulega precesji, co oznacza, że z każdym okrążeniem zmienia się punkt, w którym gwiazda jest najbliżej czarnej dziury. W ten sposób gwiazda kreśli wokół niej kształt rozety. Ogólna teoria względności bardzo precyzyjnie przewiduje takie zmiany orbity, a przeprowadzone właśnie obserwacje dokładnie zgadzają się z teorią, dowodząc jej prawdziwości.
To pierwszy przypadek zmierzenia precesji Schwarszschilda w przypadku gwiazdy krążącej wokół supermasywnej czarnej dziury. To bardzo ważne obserwacje, gdyż, jak mówią Guy Perrin i Karine Perrault z Francji, pasują do ogólnej teorii względności tak dobrze, że możemy ustalić ścisłe granice dotyczące ilości niewidocznego materiału, jak rozproszona ciemna materia czy mniejsze czarne dziury, znajduje się wokół Sagittarius A*.
Ze szczegółami badań można zapoznać się na łamach Astronomy & Physics.
« powrót do artykułu -
By KopalniaWiedzy.pl
Chiński astronom odkrył najszybciej obracającą się gwiazdę w Drodze Mlecznej. Li Guangwei wykorzystał Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) znajdujący się w Xinglong w prowincji Hebei. Za pomocą tego urządzenia odkrył, że szybkość ruchu obrotowego gwiazdy LAMOST J040643.69+542347.8 wynosi około 540 km/s. To o około 100 km/s szybciej niż dotychczasowy rekordzistka HD 191423. Dla porównania, prędkość obrotowa gwiazd podobnych do Słońca wynosi na równiku mniej niż 25 km/s.
Analizując spektrum gwiazdy uczony doszedł do wniosku, że to masywny obiekt o wysokiej temperaturze. Gwiazda ma obły kształt, gdyż duża prędkość obrotowa mocno zniekształca ją na równiku. Powoduje to, że jej średnica na równiku jest większa, niż średnica mierzona do biegunów. Przez to grawitacja na biegunach jest wyższa niż na równiku. Wyższa jest tam też temperatura gwiazdy.
LAMOST J040643.69+542347.8 znajduje się w odległości około 30 000 lat świetlnych od Ziemi i ucieka z prędkością około 120 km/s od miejsca swoich narodzin, co sugeruje, że była częścią układu podwójnego. Najprawdopodobniej przechwytywała materiał od swojego towarzysza, co napędziło jej ruch obrotowy, a gdy jej towarzysz zakończył życie w postaci supernowej, badana gwiazda została gwałtownie wyrzucona siłą eksplozji.
« powrót do artykułu -
By KopalniaWiedzy.pl
Niedaleko Ziemi, w odległości zaledwie 1500 lat świetlnych, zaobserwowano gwiazdę pulsującą tylko z jednej strony. Istnienie takiej gwiazdy, przypominającej kształtem cytrynę, przewidziano teoretycznie już kilkadziesiąt lat temu. Dopiero teraz jednak udało się ją zaobserwować.
Po raz pierwszy o niezwykłym zachowaniu gwiazdy poinformowali amatorzy analizujący dane pochodzące z teleskopu TESS. Zauważyli w nich anomalie, a że nie wiedzieli, co oznaczają, poinformowali astronomów. Informacje dotarły profesora Geralda Handlera z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika (CAMK) oraz Dona Kurtza z University of Central Lancashire.
Od lat 80. wiemy, że takie gwiazdy powinny istnieć. Szukam ich od niemal 40 lat i w końcu jedną znaleźliśmy – mówi Kurtz.
Na łamach najnowszego numeru Nature Astronomy naukowcy informują, że udało im się zidentyfikować przyczynę niezwykłego zachowania gwiazdy. Okazuje się, że znajduje się ona w układzie podwójnym i grawitacja jej bliskiego towarzysza zniekształca oscylacje. Okres orbitalny układu podwójnego wynosi poniżej dwóch dni.
Znakomite dane z satelity TESS pozwoliły nam obserwować zmiany jasności wynikające zarówno z odkształcenia grawitacyjnego gwiazdy, jak i pulsacji, mówi profesor Handler. Naukowców zaskoczył jednak fakt, że amplituda pulsacji była silnie uzależniona od kąta obserwacji i orientacji gwiazdy w układzie podwójnym. Gdy gwiazdy podwójne krążą wokół siebie, widzimy różne części gwiazdy pulsującej. Czasami widzimy jej powierzchnię skierowaną w stronę towarzysza, a czasami tę zewnętrzną – wyjaśnia współautorka badań, doktorantka CAMK paulina Sawicka.
Gwiazda HD74423 to obiekt typu gwiazdowego A o masie około 70% większej od masy Słońca. Jest też młodsza, chociaż trudno określić jej wiek. Szczegółowe badania ujawniły kolejne zadziwiające cechy HD74423. Zwykle takie gwiazdy są bogate w metale. Jednak tutaj metali mamy mało, co jest cechą charakterystyczną bardzo starych gwiazd. W tym przypadku mamy jednak do czynienia z czymś innym. Otóż HD74423 to gwiazda typu Lambda Boötis, które mają niezwykle mało metalu w warstwach powierzchniowych. Prawdopodobnie tracą to na rzecz otaczającego je dysku materii.
« powrót do artykułu -
By KopalniaWiedzy.pl
Jeszcze przed końcem obecnego wieku na niebie rozbłyśnie nowa gwiazda. Pojawi się ona w Gwiazdozbiorze Strzały. Tam właśnie, w odległości 7800 lat świetlnych od Ziemi, odbywa się ostatni taniec układu podwójnego gwiazd, zwanego Sagittae V. Gwiazdy są coraz bliżej i coraz szybciej krążą wokół siebie, a materiał większej z nich opada na towarzyszącego jej białego karła.
Już za kilkadziesiąt lat obie gwiazdy wpadną na siebie, dojdzie do ich połączenia i potężnej emisji światła, dzięki czemu przez około miesiąc będą to najjaśniejsze gwiazdy na nocnym niebie.
Astronomowie, którzy przeanalizowali liczące sobie ponad 100 lat archiwa obserwacji Saggitae V stwierdzili, że ich czas obiegu wokół siebie jest coraz krótszy. Obecnie wynosi on zaledwie 12 godzin. Do roku 2083 (± 16 lat), gwiazdy w pełni się połączą.
Sagittae V to tzw. układ kataklizmiczny. Biały karzeł i inna gwiazda krążą w nim wokół siebie, a biały karzeł wysysa wodór z zewnętrznych warstw swojego towarzysza. W miarę, jak materiał ten opada na karła, dochodzi – pod wpływem grawitacji – do zapłonu wodoru, przez co cały układ staje się jaśniejszy. Sagittae V to jeden z najbardziej ekstremalnych przykładów zmiennych kataklizmicznych, mówi Bradley Schaefer z Louisiana State University.
W większości tego typu układów gwiazda towarzysząca białemu karłowi ma albo taką samą, albo mniejszą masę. Tymczasem w przypadku Sagittae V towarzysz jest aż 4-krotnie bardziej masywny od karła. To powoduje, że Sagittae V jest mniej więcej 100-krotnie jaśniejszy niż podobne mu układy.
Schaefer i jego zespół wyliczyli, że do połączenia obu gwiazd i pojawienia się na nieboskłonie nowego niezwykle jasnego obiektu powinno dojść około roku 2083, ale niepewność stosowanej metody powoduje, że może to się wydarzyć w latach 2067–2099.
« powrót do artykułu
-
-
Recently Browsing 0 members
No registered users viewing this page.