Astronomia 01/2010

Page 1

Przegląd Wiadomości Astronomicznych 01 / 2010

© 2007 -2010 Atelier 17 - Tomasz L. Czarnecki - teleskopy.net

1 z 106


2 z 106


Spis Treści Teleskop kosmiczny NASA WISE otwiera oczy W kręgu wiedzy astronomicznej w Centrum Hewelianum Dowody zbrodni Układy podwójne super masywnych czarnych dziur Pierwsze pięć planet Keplera Ogromny międzygalaktyczny strumień gazu dłuŜszy niŜ sądzono 10 miliardów razy jaśniej niŜ Słońce Trzecia antena obserwatorium ALMA Dzięki zaćmieniom Słońca udało się wykryć widmo Ŝelaza w koronie Zdjęcia wskazują, Ŝe na Marsie istniały jeziora Zaglądając w serce mroku Epsilon Woźnicy - rozwiązanie zagadki Rekordowo stara populacja galaktyk 7 500 galaktyk na skrawku nieba Nowy wymiar pól magnetycznych w centrum Drogi Mlecznej Masywne gwiazdy - dobre cele poszukiwania planet, ale nie - obcych cywilizacji CoRoT-7b to jądro gazowego olbrzyma? Pierwsze światło teleskopu kosmicznego NASA WISE Druga najmniejsza egzoplaneta T Pyx - zagroŜenie z kosmosu Gwiezdna kołyska sprzed 12 miliardów lat Gorące serce Meduzy Plamy na powierzchni Betelgezy Astronomowie wyjaśniają sekwencję Hubble'a Efekt zwierciadła magnetycznego Pierwsze widmo egzoplanety Dynamika super gromady Abell 1882 Sekcja zwłok Homunculusa Niezwykły pył Pętla koronalna Algola Koniec imprezy w NGC 2976 NGC 1376 na zdjęciach teleskopu kosmicznego Hubble Analiza chemiczna gwiazd węglowych typu R Kosmologia zimnej ciemnej materii Na tropie kosmicznego kota Jedna galaktyka, dwa ogony Siła słabego soczewkowania grawitacyjnego Pęknięcia w osłonie magnetycznej Ziemi Wykłady Otwarte w 2010r. w Obserwatorium Astronomicznym UAM Sonda Proba-2 otwiera oczy na Słońce Astronomowie odkryli rzadką bestię za pomocą nowej metody Łowcy czarnych dziur łapią rekordowo odległego potwora Próbka skał z głębi skorupy Marsa Chłodne gwiazdy w sąsiedztwie

3 z 106


Teleskop kosmiczny NASA WISE otwiera oczy

Około godziny 23:30 UT 29 grudnia inŜynierowie wysłali teleskopowi WISE polecenie odpalenia pirotechnicznych ładunków, które uwolniły pokrywę chroniącą teleskop w czasie lotu na wyznaczoną pozycję. Zwolnione w tym momencie spręŜyny odepchnęły pokrywę na niŜej połoŜoną orbitę. Manewr przebiegł zgodnie z załoŜeniami i obecnie rozpoczęto kalibrację teleskopu - pierwsze zdjęcia powinny zostać opublikowane za około miesiąc. "Osłona

Teraz moŜemy zsynchronizować WISE z lustrem skanującym i rozpocząć badanie podczerwonego Wszechświata

- dzięki utrzymaniu próŜni juŜ na Ziemi - słuŜyła utrzymaniu zimna we wnętrzu instrumentu. Podobnie jak próŜnia w ściankach termosu uniemoŜliwiała ogrzanie instrumentu. Teraz, sama przestrzeń kosmiczna dostarcza lepszej próŜni.

Peter Eisenhardt

odpłynęła tak jak planowaliśmy "- mówi kierownik projektu William Irace z Laboratorium Napędu Rakietowego NASA JPL. -" Detektory po raz pierwszy ujrzały światło gwiazd." WISE ma za zadanie stworzenie najdokładniejszego podczerwonego przeglądu nieba w historii. Miliony wykonanych przez teleskop zdjęć ukarzą ciemną stronę kosmosu obiekty, takie jak asteroidy, gwiazdy i galaktyki, zbyt zimne lub zbyt zapylone, by widać je było w świetle widzialnym. W czasie dziewięciu miesięcy misji podstawowej - na tyle czasu starczy chłodziwa utrzymującego jego instrumenty w niskich temperaturach koniecznych by prowadzić obserwacje w podczerwieni - teleskop sfotografuje całe niebo półtora raza. WISE został wyniesiony na orbitę 14 grudnia z bazy Sił Lotniczych Vandenberg w Kalifornii. Odrzucona osłona chroniła schłodzony do temperatury poniŜej 8 K teleskop oraz cztery detektory podczerwone, kaŜdy mający ponad milion pikseli. Utrzymanie tak niskiej temperatury jest konieczne, by uchronić sensory przed rejestrowaniem własnego ciepła teleskopu. Osłona

Obecnie naukowcy i inŜynierowie kalibrują prędkość obrotu teleskopu tak by zgrać jego ruch z lustrem skanującym. Aby wykonać nieporuszone zdjęcia nieba w trakcie ruchu wokół Ziemi, teleskop WISE wykorzystuje lustro skanujące, które porusza się przeciwstawiając obrotowi teleskopu. W ten sposób teleskop co 11 sekund tworzy kolejne zdjęcia nieba - dziennie powstanie ich około 7 500. "Cudownie jest zakończyć rok otwierając oczy teleskopu WISE "- mówi Peter Eisenhardt, naukowiec misji w JPL. -" Teraz moŜemy zsynchronizować WISE z lustrem skanującym i rozpocząć badanie podczerwonego Wszechświata." Źródła: NASA JPL: NASA's WISE Space Telescope Jettisons Its Cover Ilustracja: NASA/JPL Original press release follows: NASA's WISE Space Telescope Jettisons Its Cover Engineers and scientists say the maneuver went off without a hitch, and everything is working properly. The mission's "first-light" images of the sky will be released to the

4 z 106


public in about a month, after the telescope has been fully calibrated. "The cover floated away as we planned," said William Irace, the mission's project manager at NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. "Our detectors are soaking up starlight for the first time." WISE will perform the most detailed infrared survey of the entire sky to date. Its millions of images will expose the dark side of the cosmos -objects, such as asteroids, stars and galaxies, that are too cool or dusty to be seen with visible light. The telescope will survey the sky one-and-a-half times in nine months, ending its primary mission when the coolant it needs to see infrared light evaporates away. WISE launched on Dec. 14 from Vandenberg Air Force Base in California. Once it was thoroughly checked out in space, it was ready to "flip its lid." The cover served as the top to a Thermos-like bottle that chilled the instrument -- a 40-centimeter (16-inch) telescope and four infrared detector arrays with one million pixels each. The instrument must be maintained at frosty temperatures, as cold as below 8 Kelvin (minus 447 degrees Fahrenheit), to prevent it from picking up its own heat, or infrared, glow. The cover kept everything cool on the ground by sealing a vacuum space into the instrument chamber. In the same way that

Thermos bottles use thin vacuum layers to keep your coffee warm or iced tea cold, the vacuum space inside WISE stopped heat from getting in. Now, space itself will provide the instrument with an even better vacuum than before. The cover also protected the instrument from stray sunlight and extra heat during launch. At about 2:30 p.m. PST (5:30 p.m. EST), Dec. 29, engineers sent a command to fire pyrotechnic devices that released nuts holding the cover in place. Three springs were then free to push the cover away and into an orbit closer to Earth than that of the spacecraft. Scientists and engineers are now busy adjusting the rate of the spacecraft to match the rate of a scanning mirror. To take still images on the sky as it orbits around Earth, WISE will use a scan mirror to counteract its motion. Light from the moving telescope's primary mirror will be focused onto the scan mirror, which will move in the opposite direction at the same rate. This allows the mission to take "freeze-frame" snapshots of the sky every 11 seconds. That's about 7,500 images a day. "It's wonderful to end the year with open WISE eyes," said Peter Eisenhardt, the mission's project scientist at JPL. "Now we can synch WISE up to our scan mirror and get on with the business of exploring the infrared universe." WISE is scheduled

5 z 106

to begin its survey of the infrared heavens in mid-January of 2010. JPL manages the Wide-field Infrared Survey Explorer for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The principal investigator, Edward Wright, is at UCLA. The mission was competitively selected under NASA's Explorers Program managed by the Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. The science instrument was built by the Space Dynamics Laboratory, Logan, Utah, and the spacecraft was built by Ball Aerospace & Technologies Corp., Boulder, Colo. Science operations and data processing take place at the Infrared Processing and Analysis Center at the California Institute of Technology in Pasadena. Caltech manages JPL for NASA. More information is online at http://www.nasa.gov/wise and http://wise.astro.ucla.edu .


6 z 106


W kręgu wiedzy astronomicznej w Centrum Hewelianum

Zodiak Jana Heweliusza i Wszechświat z Ziemi to dwie wystawy astronomiczne, które juŜ wkrótce będzie moŜna oglądać w gdańskim Centrum Hewelianum, w ramach akcji edukacyjnej Z Hewelianum w kręgu wiedzy astronomicznej. Dla publiczność ekspozycje będą otwarte od 12 stycznia do 28 lutego 2010 roku. <> "Zodiak Jana Heweliusza" to ekspozycja przybliŜająca dokonania sławnego gdańskiego astronoma. Oprócz plansz z rycinami zodiaku autorstwa Heweliusza zwiedzający zobaczą takŜe interaktywne stanowiska łączące naukę z zabawą. "Poznawanie astronomicznych osiągnięć Gdańszczanina Tysiąclecia ułatwia specjalnie przygotowany program zajęć warsztatowych dla grup szkolnych" – informuje Centrum. Zwiedzający wystawę "Wszechświat z Ziemi" będą mogli podziwiać najpiękniejsze obrazy kosmosu, wykonane w obserwatoriach astronomicznych na całym świecie. Widoki będą prezentowane w formie wielkoformatowych zdjęć oraz prezentacji multimedialnych. Ekspozycja została wypoŜyczona z Olsztyńskiego Planetarium i Obserwatorium Astronomicznego. Zorganizowano ją w mijającym juŜ Międzynarodowym Roku Astronomii z okazji 400. rocznicy uŜycia przez Galileusza lunety do obserwacji nieba. W ramach akcji "Z Hewelianum w kręgu wiedzy astronomicznej" zwiedzający będą mogli teŜ skorzystać z warsztatów astronomicznych "Zodiak – kosmiczny zwierzyniec". Poprowadzi je współpracujący z Centrum astronom dr Krzysztof Rochowicz. Wystawy czynne będą od wtorku do niedzieli, w godzinach 9.00-15.00. Źródła: Polska Agencja Prasowa: W kręgu wiedzy astronomicznej w Centrum Hewelianum Centrum Hewelianum: WYSTAWY ASTRONOMICZNE: "Zodiak Jana Heweliusza" i "Wszechświat z Ziemi"

Dowody zbrodni

Dowody zebrane przez obserwatorium rentgenowskie NASA Chandra oraz teleskopy Magellan wskazują, Ŝe za zniszczenie gwiazdy odpowiedzialność ponosi pośredniej masy czarna dziura we wnętrzu gromady kulistej. Na przedstawionym zdjęciu promieniowanie rentgenowskie zarejestrowane przez Chandrę zostało zakodowane jako niebieskie i nałoŜone na dane optyczne zebrane przez teleskop kosmiczny Hubble. Obserwacje Chandry wskazują, Ŝe obiekt ten naleŜy do klasy ultraintensywnych źródeł rentgenowskich (ULX - ultraluminous X-ray source). Te niezwykłe obiekty emitują znacznie więcej promieniowania rentgenowskiego niŜ jakiekolwiek źródła gwiazdowe, a jednocześnie mniej, niŜ jasne źródła rentgenowskie powiązane z wyjątkowo masywnymi czarnymi dziurami w galaktycznych jądrach. Choć natura ULX pozostaje niewyjaśniona, jedna z teorii sugeruje, Ŝe mogą one być związane z czarnymi dziurami o masach między 1 000 a 10 000 razy większych od masy Słońca.

7 z 106


Dane zebrane w paśmie widzialnym przez teleskopy Magellan I i II w obserwatorium Las Campanas dostarczyły intrygujących informacji na temat tego obiektu, który znajduje się wewnątrz galaktyki eliptycznej NGC 1399 w gromadzie galaktycznej Fornax. Widmo wykazuje emisję w paśmie tlenu i azotu, natomiast brakuje wodoru - co jest rzadkością w obrębie gromad kulistych. Warunki fizyczne zaproponowane przez astrofizyków dla wyjaśnienia widma sugerują gaz okrąŜający czarną dziurę o masie 1000 razy większej od Słońca. Naukowcy sądzą Ŝe biały karzeł zbliŜył się zanadto do mającej pośrednią masę czarnej dziury i został rozerwany przez siły pływowe. W scenariuszu tym promieniowanie rentgenowskie jest generowane przez szczątki zniszczonego białego karła, które ogrzewają się zapadając w stronę czarnej dziury, natomiast promieniowanie w paśmie widzialnym jest generowane przez bardziej oddalone szczątki oświetlane przez promieniowanie rentgenowskie. Czarne dziury o tzw. masach pośrednich to od dłuŜszego czasu poszukiwana kategoria czarnych dziur o masach większych niŜ czarne dziury pochodzenia gwiazdowego, i jednocześnie mniejszych od masywnych czarnych dziur w jądrach galaktyk. Inną

8 z 106

niezwykłą cechą obiektu jest to, Ŝe odnaleziono go wewnątrz gromady kulistej - gęstego zgrupowania starych gwiazd. Astronomowie od dawna spekulowali, Ŝe czarne dziury o pośrednich masach powinny występować właśnie we wnętrzu gromad kulistych, jednak do tej pory nie udało się potwierdzić tej teorii. JeŜeli obserwacje ULX w NGC 1399 zostaną potwierdzone, wówczas będzie to pierwsza detekcja tego rodzaju obiektu. Źródła: Chandra X-Ray Observatory: NGC 1399 Massive Black Hole Implicated in Stellar Destruction Zdjęcie: X-ray: NASA/CXC/UA/J. Irwin; Optical: NASA/STScI PołoŜenie: RA 03h38m29.00s; Dec -35°27'01.40; mag 9.90; mapka: Stellarium - obiekt jest widoczny zimą z południowej Polski tuŜ nad horyzontem Original press release follows: NGC 1399: Massive Black Hole Implicated in Stellar Destruction Evidence from NASA's Chandra X-ray Observatory and the Magellan telescopes suggest a star has been torn apart by an intermediate-mass black hole in a globular cluster. In this image, X-rays from Chandra are shown in blue and are overlaid on an optical image from the Hubble Space Telescope. The Chandra observations show that this object is a so-called ultraluminous


X-ray source (ULX). An unusual class of objects, ULXs emit more X-rays than any known stellar X-ray source, but less than the bright X-ray sources associated with supermassive black holes in the centers of galaxies. Their exact nature has remained a mystery, but one suggestion is that some ULXs are black holes with masses between about a hundred and a thousands times that of the Sun. Data obtained in optical light with the Magellan I and II telescopes in Las Campanas, Chile, also provides intriguing information about this object, which is found in the elliptical galaxy NGC 1399 in the Fornax galaxy cluster. The spectrum reveals emission from oxygen and nitrogen but no hydrogen, a rare set of signals from within globular clusters. The physical conditions deduced from the spectra suggest that the gas is orbiting a black hole of at least 1,000 solar masses. To explain these observations, researchers suggest that a white dwarf star strayed too close to an intermediate-mass black hole and was ripped apart by tidal forces. In this scenario the X-ray emission is produced by debris from the disrupted white dwarf star that is heated as it falls towards the black hole and the optical emission comes from debris further out that is illuminated by these X-rays. Another interesting aspect of this object is that it is found within a globular cluster, a very old, very tight grouping of stars. Astronomers have long suspected globular clusters contained intermediate-mass black holes, but there has been no conclusive evidence of their existence there to date. If confirmed, this finding would represent the first such substantiation.

9 z 106


Układy podwójne super masywnych czarnych dziur

Dr Julia Comerford z Uniwersytetu Kalifornia w Berkeley (UC Berkeley) na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego zaprezentowała wyniki badań, które doprowadziły do odkrycia 33 par wirujących wokół siebie czarnych dziur w odległych galaktykach. Wyniki te wskazują, Ŝe pary supermasywnych czarnych dziur są znacznie częściej spotykane niŜ wynikało to z wcześniejszych obserwacji. Ponadto wyniki te pozwalają określić częstotliwość zlewania się ze sobą galaktyk.

Odkrycie te wykazuje, Ŝe układy podwójne super masywnych czarnych dziur są znacznie częstsze niŜ wynikało to z wcześniejszych obserwacji Dr Julia Comerford

Obserwacje astronomiczne wskazują, Ŝe w centrum większości galaktyk istnieją czarne dziury o masach od miliona do miliarda razy większych od Słońca, oraz, Ŝe same galaktyki często zderzają się co prowadzi do powstania nowych, masywniejszych galaktyk. Naturalną konsekwencją tych obserwacji jest wniosek, iŜ zlewanie się galaktyk prowadzić powinno do zbliŜenia się dwóch masywnych czarnych dziur. Obiekty te stopniowo, po spirali poruszałyby się w kierunku jądra nowej galaktyki po drodze wywołując chaos wśrod gwiazd. Efektem byłby taniec czarnych dziur pod choreografię grawitacji i Newtona. Za mniej więcej 3 miliardy lat podobny taniec będzie miał miejsce w Drodze Mlecznej gdy ta zderzy się z Galaktyką Andromedy. Astronomowie sądzą, Ŝe we Wszechświecie jest wiele takich roztańczonych par supermasywnych czarnych dziur, jednak do niedawna udało się zaobserwować tylko kilka. Zespół, którego członkiem jest dr Comerford, ogłosił odkrycie 33 par wirujących czarnych dziur, pomagając zmniejszyć róŜnicę między przewidywaniami

10 z 106

teoretycznymi a obserwacjami. Zespół obserwował wirujące czarne dziury, na które opada gaz, którego energia napędza aktywne galaktyczne jądra (AGN) i rozświetla czarną dziurę. Zespół wykorzystał dwie techniki w poszukiwaniu wirujących par. Po pierwsze dokonał pomiarów przesunięcia ku podczerwieni i ku ultrafioletowi składników par poruszających się w kierunku do oraz od obserwatora. W ten sposób, poszukując odpowiednio przesuniętych widm zespół dr. Comerford odkrył 32 pary czarnych dziur w przeglądzie DEEP2 Galaxy Redshift Survey obejmującym około 50 000 galaktyk obserwowanych przez spektrometr DEIMOS (Deep Imaging Multi-Object Spectrograph) zainstalowany na 10-metrowym teleskopie Keck II na Mauna Kea na Hawajach. Zmierzone prędkości sięgały kilkuset kilometrów na sekundę, przy oddaleniu rzędu 3000 lat świetlnych. Pary odkryto w galaktykach oddalonych od 4 do 7 miliardów lat świetlnych od Ziemi. Druga uŜyta metoda identyfikacji wirujących czarnych dziur wynikła z przypadkowego odkrycia niezwykle wyglądającej galaktyki. Podczas przeglądania zdjęć wykonanych przez kamerę ACIS teleskopu kosmicznego Hubble, naukowcy zauwaŜyli galaktykę z charakterystycznym ogonem pływowym, dowodzącym, Ŝe obiekt ten powstał w wyniku niedawnej kolizji. Galaktyka ta miała równieŜ dwa jasne jądra blisko centrum. Podejrzewając,


Ŝe mogą to być dwa aktywne jądra galaktyczne (AGN) wirujące wokół siebie, zespół uzyskał widmo galaktyki korzystając ze spektrografu DEIMOS. Widmo to dowiodło, Ŝe oba obserwowane obiekty to AGN, a zatem galaktyka ta jest domem dla dwóch supermasywnych czarnych dziur. Nie wiadomo jednak, czy mamy tu do czynienia z dwoma zapadającymi się w spiralnym tańcu czarnymi dziurami, czy teŜ jedna z nich zostanie ostatecznie wyrzucona w wyniku grawitacyjnego odrzutu. Galaktyka ta - o katalogowym oznaczeniu COSMOS J100043.15+020637.2 - została zaobserwowana w ramach przeglądu kosmologicznej ewolucji COSMOS (Cosmological Evolution Survey) i leŜy w odległości 4 miliardów lat świetlnych od Ziemi. Odległość pomiędzy AGN wynosi w tym wypadku 8 000 lat świetlnych. Źródła: UC Berkeley: Astronomers Discover Waltzing Black Holes Zdjęcie: Advanced Camera for Surveys on the Hubble Space Telescop Original press release follows: Astronomers Discover Waltzing Black Holes Astronomers are announcing today that they have discovered 33 pairs of waltzing black holes in distant galaxies. This result is being presented by Dr. Julia Comerford of the University

11 z 106

of California, Berkeley in Berkeley, California to the American Astronomical Society meeting in Washington, DC. This result is particularly important because it shows that supermassive black hole pairs are more common than previously known from observations, and because the black hole pairs can be used to estimate how often galaxies merge with each other. Astronomical observations have shown that 1) nearly every galaxy has a central supermassive black hole (with a mass of a million to a billion times the mass of the Sun), and 2) galaxies commonly collide and merge to form new, more massive galaxies. As a consequence of these two observations, a merger between two galaxies should bring two supermassive black holes to the new, more massive galaxy formed from the merger. The two black holes gradually inspiral toward the center of this galaxy, engaging in a gravitational tug-of-war with the surrounding stars. The result is a black hole dance, choreographed by Newton himself. Such a dance is expected to occur in our own Milky Way Galaxy in about 3 billion years, when it collides with the Andromeda Galaxy. Astronomers expect there to be many such waltzing supermassive black holes in the Universe, but until recently only a handful had been found. Dr. Comerford and her colleagues announce the discoveries of 33 new pairs of waltzing

supermassive black holes, which help alleviate the discrepancy between the expected and observed numbers of black hole pairs. Dr. Comerford and her colleagues observed the waltzing black holes that have gas collapsing onto them, and this gas releases energy and powers each black hole as an active galactic nucleus (AGN). This lights up the black hole like a Christmas tree. The team of astronomers used two new techniques to discover the waltzing black holes. First, they identified waltzing black holes by the velocities of their dances in the host galaxy. The host galaxy is the ballroom floor, and the astronomers measured redshifted light from a black hole dancer if it danced away from the telescope and blueshifted light if it danced towards the telescope. By searching for the redshifted and blueshifted light that is a signature of black hole dances, Dr. Comerford and her colleagues discovered 32 waltzing supermassive black hole pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey, a survey of 50,000 galaxies observed with the Deep Imaging Multi-Object Spectrograph (DEIMOS) on the 10-meter (400-inch) Keck II Telescope on Mauna Kea, Hawaii. The team clocked each black hole dance at a velocity of a few hundred kilometers per second (500,000 miles per hour, or 800 times the cruising speed of a jet airliner) and in each case


measured the distance between the two black hole dancers to be 3000 lightyears (1/8 the distance from the Sun to the center of the Milky Way Galaxy). The waltzing black holes are located in galaxies at distances 4 to 7 billion light-years away from Earth (corresponding to redshifts z=0.3 to z=0.8; look-back times of 4 to 7 billion years; when the Universe was 7 to 10 billion years old). The team developed their second technique for identifying waltzing black holes through a chance discovery of a curious looking galaxy. While visually inspecting images of galaxies taken with the Advanced Camera for Surveys on the Hubble Space Telescope, the team noticed a galaxy with a tidal tail of stars, gas, and dust, an unmistakable sign that the galaxy had recently merged with another galaxy, and the galaxy also featured two bright nuclei near its center (Figure 1). The team recognized that the two bright nuclei might be the AGNs of two waltzing black holes, a hypothesis seemingly supported by the recent galaxy merger activity evinced by the tidal tail. To test this hypothesis, the very next night the team obtained a spectrum of the galaxy with the DEIMOS spectrograph on the 10-meter (400-inch) Keck II Telescope on Mauna Kea, Hawaii. The spectrum showed that the two central nuclei in the galaxy were indeed both AGNs, supporting the

12 z 106

team’s hypothesis that the galaxy has two supermassive black holes. The black holes may be waltzing within the host galaxy, or the galaxy may have a recoiling black hole kicked out of the galaxy by gravity wave emission; additional observations are necessary to distinguish between these explanations. The galaxy, called COSMOS J100043.15+020637.2, is part of the Cosmological Evolution Survey (COSMOS) and is located at a distance 4 billion light-years away from Earth (corresponding to redshift z=0.36; look-back time of 4 billion years; when the Universe was 10 billion years old). The team measured that the distance between the two black holes is 8000 light-years (1/3 the distance from the Sun to the center of the Milky Way Galaxy). Using the techniques of searching for waltzing supermassive black holes by their velocities and obtaining spectra of galaxies that show two bright central nuclei and evidence of recent galaxy mergers, Dr. Comerford and her colleagues discovered a total of 33 pairs of supermassive black holes in distant galaxies. These discoveries are significant because “they show that dual supermassive black hole systems are much more common than previously known from observations,” says Dr. Comerford, who is a postdoctoral researcher in astrophysics at the University of California, Berkeley.

The dual supermassive black hole pairs can in turn be used to estimate how often galaxies merge, and the team concludes that red galaxies from between 4 and 7 billions years ago underwent 3 mergers every billion years. This work was supported by the National Science Foundation. Authors of this work are Julia Comerford (University of California, Berkeley), Brian Gerke (Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford Linear Accelerator Center), Roger Griffith (Jet Propulsion Laboratory), Jeffrey Newman (University of Pittsburgh), Marc Davis (University of California, Berkeley), Michael Cooper (University of Arizona), Renbin Yan (University of Toronto), S.M. Faber (University of California, Santa Cruz), Daniel Stern (Jet Propulsion Laboratory), David Koo (University of California, Santa Cruz), Alison Coil (University of California, San Diego), D.J. Rosario (University of California, Santa Cruz), and Aaron Dutton (University of California, Santa Cruz).


Pierwsze pięć planet Keplera

Teleskop kosmiczny NASA Kepler - zaprojektowany do poszukiwania planet o rozmiarach zbliŜonych do Ziemi w ekosferach podobnych do Słońca planet - odkrył pięć nowych egzoplanet. Wysoka czułość teleskopu zarówno na małe jak i duŜe egzoplanety pozwoliła wykryć obiekty, którym nadano nazwy katalogowe Kepler 4b, 5b, 6b, 7b i 8b. O odkryciu naukowcy misji poinformowali na konferencji prasowej 4 stycznia podczas spotkania Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Obserwacje te wnoszą wkład w naszą wiedzę na temat tego jak z gazowo pyłowych dysków, z których powstają gwiazdy i ich planety tworzą się i ewoluują układy planetarne William Borucki

"Obserwacje te wnoszą wkład w naszą wiedzę na temat tego jak z gazowo pyłowych dysków, z których powstają gwiazdy i ich planety tworzą się i ewoluują układy planetarne "- mówi kierujący badaniami misji Kepler William Borucki z Centrum Badań NASA Ames. -"Odkrycia te pokazują równieŜ, iŜ nasz instrument naukowy Kepler - działa poprawnie. Są postawy by sądzić, Ŝe teleskop wykona wszystkie zaplanowane dla niego zadania." Nowe planety - o masach od podobnej do Neptuna do większej niŜ Jowisz - naleŜą do kategorii egzoplanet znanej jako gorące jowisze. Wszystkie znajdują się na ciasnych orbitach o okresie obiegu gwiazdy od 3,3 do 4,9 dni. Szacowana temperatura na ich powierzchniach wynosi od 1200 do ponad 1600°C - wyŜsza jest więc od temperatury lawy i zbyt wysoka, by istniało tam Ŝycie podobne do nam znanego. Gwiazdy, które planety te okrąŜają, są równieŜ większe i gorętsze od Słońca. "Cieszymy się widząc pierwsze odkrycia Keplera "- mówi Jon Morse kierujący wydziałem badań astrofizycznych

w NASA. -" Oczekiwaliśmy, Ŝe planety o rozmiarach Jowisza o krótkich okresach obiegu będą pierwszymi, jakie Kepler odkryje. Jest jedynie kwestią czasu, gdy więcej obserwacji Keplera doprowadzi do odkrycia mniejszych planet z dłuŜszymi okresami orbitalnymi, przybliŜając go do odkrycia pierwszych analogów Ziemi." Teleskop Kepler został umieszczony na orbicie 6 marca 2009 roku i od początku misji badawczej, która rozpoczęła się 12 maja, jednocześnie obserwuje ponad 150 000 gwiazd. Fotometr Keplera zebrał setki pomiarów mogących być śladami tranzytów planet. Dane te są analizowane by wykluczyć inne niŜ egzoplaneta zjawiska i obiekty. Odkryte egzoplanety pochodzą z danych zebranych w okresie około sześciu tygodni. Źródła: NASA Ames Research Center: Kepler The First Five Zdjęcie: NASA Original press release follows: The First Five NASA's Kepler space telescope, designed to find Earth-size planets in the habitable zone of sun-like stars, has discovered its first five new exoplanets, or planets beyond our solar system. Kepler's high sensitivity to both small and large planets enabled the discovery of the exoplanets,

13 z 106


named Kepler 4b, 5b, 6b, 7b and 8b. The discoveries were announced Monday, Jan. 4, by the members of the Kepler science team during a news briefing at the American Astronomical Society meeting in Washington.

planets Kepler could detect. It's only a matter of time before more Kepler observations lead to smaller planets with longer period orbits, coming closer and closer to the discovery of the first Earth analog."

"These observations contribute to our understanding of how planetary systems form and evolve from the gas and dust disks that give rise to both the stars and their planets," said William Borucki of NASA's Ames Research Center in Moffett Field, Calif. Borucki is the mission's science principal investigator. "The discoveries also show that our science instrument is working well. Indications are that Kepler will meet all its science goals."

Launched on March 6, 2009, from Cape Canaveral Air Force Station in Florida, the Kepler mission continuously and simultaneously observes more than 150,000 stars. Kepler's science instrument, or photometer, already has measured hundreds of possible planet signatures that are being analyzed.

Known as "hot Jupiters" because of their high masses and extreme temperatures, the new exoplanets range in size from similar to Neptune to larger than Jupiter. They have orbits ranging from 3.3 to 4.9 days. Estimated temperatures of the planets range from 2,200 to 3,000 degrees Fahrenheit, hotter than molten lava and much too hot for life as we know it. All five of the exoplanets orbit stars hotter and larger than Earth's sun. "It's gratifying to see the first Kepler discoveries rolling off the assembly line," said Jon Morse, director of the Astrophysics Division at NASA Headquarters in Washington. "We expected Jupiter-size planets in short orbits to be the first

14 z 106

While many of these signatures are likely to be something other than a planet, such as small stars orbiting larger stars, ground-based observatories have confirmed the existence of the five exoplanets. The discoveries are based on approximately six weeks' worth of data collected since science operations began on May 12, 2009. Kepler looks for the signatures of planets by measuring dips in the brightness of stars. When planets cross in front of, or transit, their stars as seen from Earth, they periodically block the starlight. The size of the planet can be derived from the size of the dip. The temperature can be estimated from the characteristics of the star it orbits and the planet's orbital period. Kepler will continue science operations until at least November 2012. It will search for planets as small as Earth,

including those that orbit stars in a warm habitable zone where liquid water could exist on the surface of the planet. Since transits of planets in the habitable zone of solar-like stars occur about once a year and require three transits for verification, it is expected to take at least three years to locate and verify an Earth-size planet. According to Borucki, Kepler's continuous and long-duration search should greatly improve scientists' ability to determine the distributions of planet size and orbital period in the future. "Today's discoveries are a significant contribution to that goal," Borucki said. "The Kepler observations will tell us whether there are many stars with planets that could harbor life, or whether we might be alone in our galaxy." Kepler is NASA's 10th Discovery mission. Ames is responsible for the ground system development, mission operations and science data analysis. NASA's Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Calif., managed the Kepler mission development. Ball Aerospace & Technologies Corp. of Boulder, Colo., was responsible for developing the Kepler flight system. Ball and the Laboratory for Atmospheric and Space Physics at the University of Colorado in Boulder are supporting mission operations. Ground observations necessary to confirm the discoveries were conducted with ground-based telescopes the Keck I in Hawaii; Hobby-Ebberly and Harlan J. Smith 2.7m in Texas; Hale and Shane in California; WIYN, MMT and Tillinghast in Arizona; and Nordic Optical in the Canary Islands, Spain.


Ogromny międzygalaktyczny strumień gazu dłuŜszy niŜ sądzono

Ogromny strumień gazu przepływającego z Obłoków Magellana wokół Drogi Mlecznej okazuje się być znacznie dłuŜszy i starszy niŜ dotąd sądzono. Nowe wyniki dostarczają świeŜych wskazówek jak powstała owa ogromna struktura.

Nowy wiek Strumienia umiejscawia jego początek na moment, w którym Obłoki Magellana zbliŜyły się do siebie inicjując gwałtowne procesy gwiazdotwórcze David Nidever

Astronomowie wykorzystali naleŜący do Narodowej Fundacji Nauki USA (NSF - National Science Foundation) teleskop Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT) by wypełnić luki w obrazie gazu wypływającego z Obłoków Magellana. Pierwsze dowody na istnienie tego strumienia - nazwanego Strumieniem Magellana odkryto ponad 30 lat temu, a kolejne obserwacje wskazywały na to, Ŝe strumień ten był ciekawszy i większy - jednak braki w obserwacjach uniemoŜliwiały potwierdzenie czy obserwowany gaz naleŜał do tego samego systemu. "Obecnie mamy odpowiedź - strumień jest ciągły "- mówi David Nidever z Uniwersytetu Wirginii. -" Dysponujemy znacznie pełniejszą mapą Strumienia Magellana." Naukowcy zaprezentowali wyniki najnowszych badań Strumienia na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego. Obłoki Magellana to dwie najbliŜsze sąsiadujące z Drogą Mleczną galaktyki oddalone o około 150 tyś. i 200 tyś. lat świetlnych. Widoczne z południowej półkuli galaktyki są znacznie mniejsze od naszej Galaktyki,

a ich struktura została zapewne przez nią zaburzona. Zespół Nidevera przez ponad 100 godzin obserwował Strumień Magellana za pomocą teleskopu GBT. Następnie dane te połączył z wcześniejszymi obserwacjami wykonanymi między innymi przez teleskop Arecibo w Puerto Rico, oraz teleskopy Parkes w Australii i Westerbork w Holandii. Wyniki wskazują, Ŝe Strumień jest ponad 40% dłuŜszy niŜ dotąd sądzono. Nowe wyniki dotyczące długości wskazują, Ŝe musi być równieŜ znacznie starszy. Jego nowy wiek szacuje się na 2,5 miliarda lat. Nowa długość i wiek pozwalają na budowę nowych teorii jego pochodzenia. "Nowy wiek Strumienia umiejscawia jego początek na moment, w którym Obłoki Magellana zbliŜyły się do siebie inicjując gwałtowne procesy gwiazdotwórcze "- mówi Nidever. -" Silne wiatry gwiezdne i eksplozje supernowych powstałych w trakcie zbliŜenia mogły zainicjować wyrzut gazu, który następnie zaczął płynąć w kierunku Drogi Mlecznej." "To pasuje do naszych wcześniejszych prac, które ukazywały dowody istnienia takich wyrzutów gazu z Obłoków Magellana "- dodaje Steven Majewski, równieŜ z Uniwersytetu Wirginii. Wcześniejsze teorie wyjaśniające powstanie Strumienia wymagały, by Obłoki Magellana zbliŜyły się znacznie do Drogi Mlecznej jednak niedawne analizy ich orbit podwaŜyły to wyjaśnienie. Wyniki badań prowadzonych

15 z 106


przez Nidevera i Majewskiego wraz z Butlerem Burtonem z Obserwatorium Leiden i NRAO oraz Lou Nigra z Uniwersytetu Wisconsin zostały przyjęte do druku na łamach Astrophysical Journal. Źródła: NRAO: Giant Intergalactic Gas Stream Longer than Thought Zdjęcie: Nidever, et al., NRAO/AUI/NSF and Meilinger, Leiden-Argentine-Bonn Survey, Parkes Observatory, Westerbork Observatory, Arecibo Observatory. Original press release follows: Giant Intergalactic Gas Stream Longer than Thought A giant stream of gas flowing from neighbor galaxies around our own Milky Way is much longer and older than previously thought, astronomers have discovered. The new revelations provide a fresh insight on what started the gaseous intergalactic streamer. The astronomers used the National Science Foundation's Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT) to fill important gaps in the picture of gas streaming outward from the Magellanic Clouds. The first evidence of such a flow, named the Magellanic Stream, was discovered more than 30 years ago, and subsequent observations added tantalizing suggestions that there was more. However, the earlier picture showed gaps that left unanswered whether this other gas

16 z 106

was part of the same system. "We now have answered that question. The stream is continuous," said David Nidever, of the University of Virginia. "We now have a much more complete map of the Magellanic Stream," he added. The astronomers presented their findings to the American Astronomical Society's meeting in Washington, DC. The Magellanic Clouds are the Milky Way's two nearest neighbor galaxies, about 150,000 to 200,000 light-years distant from the Milky Way. Visible in the Southern Hemisphere, they are much smaller than our Galaxy and may have been distorted by its gravity. Nidever and his colleagues observed the Magellanic Stream for more than 100 hours with the GBT. They then combined their GBT data with that from earlier studies with other radio telescopes, including the Arecibo telescope in Puerto Rico, the Parkes telescope in Australia, and the Westerbork telescope in the Netherlands. The result shows that the stream is more than 40 percent longer than previously known with certainty. One consequence of the added length of the gas stream is that it must be older, the astronomers say. They now estimate the age of the stream at 2.5 billion years. The revised size and age of the Magellanic Stream also provides a new potential explanation for how the flow got started. "The new age of the stream

puts its beginning at about the time when the two Magellanic Clouds may have passed close to each other, triggering massive bursts of star formation," Nidever explained. "The strong stellar winds and supernova explosions from that burst of star formation could have blown out the gas and started it flowing toward the Milky Way," he said. "This fits nicely with some of our earlier work that showed evidence for just such blowouts in the Magellanic Clouds," said Steven Majewski, of the University of Virginia. Earlier explanations for the stream's cause required the Magellanic Clouds to pass much closer to the Milky Way, but recent orbital simulations have cast doubt on such mechanisms. Nidever and Majewski worked with Butler Burton of the Leiden Observatory and the National Radio Astronomy Observatory, and Lou Nigra of the University of Wisconsin. In addition to presenting the results to the American Astronomical Society, the scientists have submitted a paper to the Astrophysical Journal. The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation, operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.


10 miliardów razy jaśniej niŜ Słońce

Astronom Uniwersytetu Notre Dame Peter Garnavich wraz z zespołem współpracowników projektu ESSENCE (Equation of State: SupErNovae trace Cosmic Expansion) odkryli niezwykle odległą gwiazdę, której jądro w rtakcie eksplozji stało się tak gorące, Ŝe wytworzyło pary cząstek materii i antymaterii. Supernowa o katalogowym oznaczeniu Y-155 zaczęła istnienie jak gwiazda o masie około 200 razy większej od Słońca, lecz najprawdopodobniej weszła w stan określany mianem "niestabilności par", który zainicjował niekontrolowaną reakcję termojądrową stając się tak jasną, Ŝe była dostrzegalna przez połowę Wszechświata. Garnavich i jego współpracownicy odkryli gwiazdę w ramach projektu poszukiwania supernowych ESSENCE, który obok tej eksplozji odnalazł ponad 200 innych, słabszych supernowych. Y-155

ESSENCE odnalazł wiele eksplozji w trakcie sześciu lat poszukiwać, jednak Y-155 wyróŜnia się jako najpotęŜniejsza i najbardziej niezwykła spośród wszystkich naszych odkryć Peter Garnavich

eksplodowała około 7 miliardów lat temu kiedy Wszechświat był o połowę młodszy. Została odkryta w konstelacji Wieloryba (Cetus) za pomocą 4-metrowego teleskopu NOAO Blanco w Chile w listopadzie 2007 roku w ostatnich tygodniach sześcioletniego programu ESSENCE. 10 metrowy teleskop Keck na Hawajach, 6,5 metrowy teleskop Magellan w Chile oraz MMT w Arizonie skierowano w stronę nowo odkrytego obiektu. Uzyskane widma wykazały, Ŝe w wyniku ekspansji Wszechświata jego światło zostało przesunięte o 80% w kierunku podczerwieni co pozwoliło ustalić odległość do miejsca eksplozji. Znając jasność obiektu i odległość naukowcy mogli obliczyć jego jasność - a ta w szczytowym momencie była oszałamiająca. Garnavich i jego współpracownicy obliczyli, Ŝe w szczytowym momencie jasności Y-155 generował 100 miliardów razy więcej energii niŜ Słońce. Jasność supernowych pochodzi z rozpadu pierwiastków radioaktywnych. Typowa supernowa Ia wytwarza nieco mniej niŜ jedną masę Słońca

radioaktywnego niklu. Aby osiągnąć swą jasność Y-155 musiał zsyntetyzować 10 razy więcej - 6 - 8 mas Słońca. Ponad 40 lat temu naukowcy doszli do wniosku Ŝe masywne gwiazdy mogą stać się niestabilne w wyniku wytwarzania par cząstek materii i antymaterii, jednak dopiero ostatnie, zakrojone na duŜą skalę projekty przeszukiwania nieba takie jak ESSENCE pozwoliły na odkrycie tych jasnych jednak niezwykle rzadkich zjawisk. Większość gwiazd, których masa przekracza ośmiokrotnie masę Słońca kończą istnienie albo stając się supernowymi w procesie zapaści jądra, albo bezpośrednio przekształcając w czarną dziurę. Jednak w gwiazdach 150 - 300 razy masywniejszych od Słońca zachodzi proces niestabilności par, generujący znacznie potęŜniejsze supernowe. Tak masywne gwiazdy mogą powstawać w miejscach, gdzie znajdują się ogromne ilości prymitywnego gazu nie zanieczyszczonego pierwiastkami cięŜszymi od helu przez wcześniejsze generacje gwiazd. Zdjęcia wykonane przez teleskop LBT (Large Binocular Telescope) wykazały, Ŝe Y-155 eksplodowała w galaktyce o bardzo małej masie. Takie właśnie galaktyki zazwyczaj mają małą zawartość cięŜszych atomów więc stanowią doskonałe miejsce do poszukiwania supernowych powstających w procesie niestabilności par. Źródła: Univeristy

17 z 106


of Notre Dame: Runaway anti-matter production makes for a spectacular stellar explosion Zdjęcie: NASA Original press release follows: Runaway anti-matter production makes for a spectacular stellar explosion University of Notre Dame astronomer Peter Garnavich and a team of collaborators have discovered a distant star that exploded when its center became so hot that matter and anti-matter particle pairs were created. The star, dubbed Y-155, began its life around 200 times the mass of the sun but probably became “pair-unstable” and triggered a runaway thermonuclear reaction that made it visible nearly halfway across the universe. Garnavich and his collaborators discovered the exploding star during the ESSENCE supernova search that identified more than 200 weaker stellar explosions. “ESSENCE found many explosions in our 6 years of searching, but Y-155 stood out as the most powerful and unusual of all our discoveries,” Garnavich said. Y-155 exploded about 7 billion years ago, when the universe was half its current age. It was discovered in the constellation Cetus (just south of Pisces) with the National Optical Astronomy Observatory’s (NOAO) 4-m Blanco telescope in Chile in November 2007 during the last weeks of the

18 z 106

six-year ESSENCE project. The Keck 10-m telescope in Hawaii, the 6.5-m Magellan telescope in Chile, and the MMT telescope in Arizona rapidly focused on the new star, revealing that the wavelengths of light emitted from the supernova were stretched or “redshifted” by 80 percent due to the expansion of the universe. Once the distance to the explosion was established, Garnavich and his collaborators calculated that, at its peak, Y-155 was generating energy at a rate 100 billion times greater than the sun’s output. To do this, Y-155 must have synthesized between 6 and 8 solar masses of radioactive nickel. It is the decay of radioactive elements that drives the light curves of supernovae. A normal “Type Ia” thermonuclear supernova makes about one tenth as much radioactive nickel. “In our images, Y-155 appeared a million times fainter than the unaided human eye can detect, but that is because of its enormous distance,” Garnavich said. “If Y-155 had exploded in the Milky Way it would have knocked our socks off.” Over 40 years ago scientists proposed that massive stars could become unstable through the production of matter/anti-matter particle pairs, but only recently have large-scale searches of the sky, like the ESSENCE project, permitted the discovery of these

bright, but rare, events. Most stars bigger than eight times the sun’s mass lose their battle with gravity and produce a “corecollapse” supernova or directly form a black hole. But there is a range of masses, 150 to 300 times the mass of the sun, where the pair-instability is thought to operate. Such massive stars are expected to form in pristine gas that has not been polluted with elements heavier than hydrogen and helium by early generations of stars. Deep imaging with the Large Binocular Telescope in Arizona shows that Y-155 originated in a very low mass host galaxy. On average, small galaxies have a low abundance of heavy atoms, so are excellent locations for pair-instability explosions. The ESSENCE project was a six-year NOAO Survey Program led by Christopher Stubbs of Harvard University and included an international team of astronomers from the United States, Germany, Australia and Chile. The ESSENCE project was designed to precisely map the expansion history of the universe by discovering type Ia supernovae and using them as distance markers. The ultimate goal is to understand the mysterious dark energy that is driving the accelerating expansion. The discovery was announced at the 215th meeting of the American Astronomical Society in Washington, D.C., with coauthors Garnavich and the ESSENCE collaboration. The research was financially supported by grants from the National Science Foundation.


Trzecia antena obserwatorium ALMA

Szereg teleskopowy ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) wkroczył w kolejną fazę wraz z uruchomieniem i połączeniem trzech pierwszych anten obserwatorium, które ma w niedalekiej przyszłości zrewolucjonizować astronomię. Współpracujące na mającej 5000 metrów wysokości chilijskiej wyŜynie anteny otwierają moŜliwość uzyskania niezwykłych obrazów chłodnego Wszechświata obserwowanego w paśmie milimetrowym i submilimetrowym. 20

Wykorzystanie trzech anten daje astronomom moŜliwość kontrolowania zjawisk obniŜających jakość obrazu generowanych czy to przez sam instrument czy teŜ powstających w atmosferze. Porównanie sygnału docierającego jednocześnie z trzech osobnych anten pozwala wyeliminować te efekty, coś co jest całkowicie nieosiągalne przy wykorzystaniu tylko dwóch antenimg style="vertical-align: text-top" src="img/qend.gif" align="right" />

trzech anten to pierwszy faktyczny krok w kierunku uzyskania precyzyjnych i ostrych obrazów w paśmie submilimetrowym." Połączenie trzech anten było kluczowym testem elektroniki i oprogramowania, instalowanych w ALMA. Kiedy obserwatorium zostanie ukończone będzie się na nie składać 66 nowoczesnych teleskopów pracujących jako interferometr - de facto jako jeden, ogromny teleskop badający Wszechświat w paśmie submilimetrowym i milimetrowym.

Wolfgang Wild

listopada 2009 trzecia antena obserwatorium ALMA została zainstalowana na terenie szeregu (AOS - Array Operation Site), na wysokości 5000 metrów w chilijskich Andach. Po serii technicznych testów wykorzystując wszystkie trzy 12 metrowe anteny astronomowie i inŜynierowie uzyskali pierwsze dane ze źródeł astronomicznych. Obecnie trwają prace nad dopracowanie stabilności interferometru. "Pierwszy sygnał uzyskany za pomocą dwóch anten ALMA, który uzyskaliśmy w październiku, moŜna porównać do pierwszych dźwięków wydawanych przez niemowlę "- mówi Leonardo Testi z ESO. -" Obserwacje z uŜyciem trzeciej anteny odpowiadają momentowi, gdy dziecko wypowiada pierwsze słowo - to wciąŜ jeszcze nie jest pełne zdanie, ale jakŜe ekscytujący jest to moment! Połączenie

Aby uzyskać pierwsze dane astronomowie obserwowali światło docierające spoza Galaktyki - od kwazara QSO B1921-293 - dobrze znanego ze względu na intensywną emisję w bardzo długich falach, w tym tych, do których badania jest budowany ALMA. Stabilność uzyskanego sygnału dowiodła, Ŝe anteny pracują zgodnie z załoŜeniami projektu. "Wykorzystanie w interferometrze trzech (lub więcej) anten dramatycznie podnosi jego sprawność w porównaniu do pary anten "tłumaczy kierujący projektem ALMA Wolfgang Wild. -" To daje astronomom moŜliwość kontrolowania zjawisk obniŜających jakość obrazu generowanych czy to przez sam instrument czy teŜ powstających w atmosferze. Porównanie sygnału docierającego jednocześnie z trzech osobnych anten pozwala wyeliminować te efekty, coś co jest całkowicie nieosiągalne przy wykorzystaniu tylko dwóch anten." Źródła:

19 z 106


ESO: Closing the Loop for ALMA Zdjęcie: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) Original press release follows: Closing the Loop for ALMA The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) has passed a key milestone crucial for the high quality images that will be the trademark of this revolutionary new tool for astronomy. Astronomers and engineers have, for the first time, successfully linked three of the observatory's antennas at the 5000-metre elevation observing site in northern Chile. Having three antennas observing in unison paves the way for precise images of the cool Universe at unprecedented resolution, by providing the missing link to correct errors that arise when only two antennas are used. On 20 November 2009 the third antenna for the ALMA observatory was successfully installed at the Array Operations Site, the observatory’s “high site” on the Chajnantor plateau, at an altitude of 5000 metres in the Chilean Andes. Later, after a series of technical tests, astronomers and engineers observed the first signals from an astronomical source making use of all three 12-metre diameter antennas

20 z 106

linked together, and are now working around the clock to establish the stability and readiness of the system. “The first signal using just two ALMA antennas, observed in October, can be compared to a baby’s first babblings,” says Leonardo Testi, the European Project Scientist for ALMA at ESO. “Observing with a third antenna represents the moment when the baby says its very first, meaningful word — not yet a full sentence, but overwhelmingly exciting! The linking of three antennas is indeed the first actual step towards our goal of achieving precise and sharp images at submillimetre wavelengths.” The successful linking of the antenna trio was a key test of the full electronic and software system now being installed at ALMA, and its success anticipates the future capabilities of the observatory. When complete, ALMA will have at least 66 high-tech antennas operating together as an “interferometer”, working as a single, huge telescope probing the sky in the millimetre and submillimetre wavelengths of light. The combination of the signals received at the individual antennas is crucial to achieve images of astronomical sources of unprecedented quality at its designed observing wavelengths. The three-antenna linkup is a critical

step towards the observatory’s operations as an interferometer. Although the first, successful measurements employing just two antennas were obtained at the ALMA high site from October 2009 (see ESO Announcement) and demonstrated the excellent performance of the instruments, the addition of the third antenna is a leap of vital importance into the future of the observatory. This major milestone for the project is known as “phase closure” and provides an important independent check on the quality of the interferometry. “The use of a network of three (or more) antennas in an interferometer dramatically enhances its performance over a simple pair of antennas,” explains Wolfgang Wild, the European ALMA Project Manager. “This gives astronomers control over possible features which degrade the quality of the image, arising due to the instrument or to atmospheric turbulence. By comparing the signals received simultaneously by the three individual antennas, these unwanted effects can be cancelled out — this is completely impossible using only two antennas.” To achieve this crucial goal, astronomers observed the light coming from a distant extragalactic source, the quasar QSO B1921-293, well known to astronomers for its bright emission at very long


wavelengths, including the millimetre/submillimetre range probed by ALMA. The stability of the signal measured from this object shows that the antennas are working impressively well. Several additional antennas will be installed on the Chajnantor plateau over the next year and beyond, allowing astronomers to start producing early scientific results with the ALMA system around 2011. After this, the interferometer will steadily grow to reach its full scientific potential, with at least 66 antennas. ALMA, an international astronomy facility, is a partnership of Europe, North America and East Asia in cooperation with the Republic of Chile.

21 z 106


Dzięki zaćmieniom Słońca udało się wykryć widmo Ŝelaza w koronie

Dzięki obserwacji zewnętrznych warstw atmosfery Słońca podczas zaćmienia heliofizykom udało się znaleźć kolejny brakujący element łamigłówki, jakim jest nasza gwiazda. Po raz pierwszy obserwacje korony słonecznej pozwoliły zarejestrować emisję wysoce zjonizowanego Ŝelaza - Fe XI 789,2 nm - w bliskiej podczerwieni. Obserwacje wykonał w trakcie całkowitych zaćmień w 2006, 2008 i 2009 roku Adrian Daw z Centrum Lotów Kosmicznych NASA Goddard SFC wraz z międzynarodowym zespołem naukowców kierowanych przez Shadia Habbal z Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Hawajów. Zdjęcia korony w paśmie Ŝelaza

Pierwsze zdjęcie korony w paśmie Fe XI 789,2 nm zostało wykonane podczas całkowitego zaćmienia 29 marca 2006 roku Adrian Daw

zawierały niespodzianki. Przede wszystkim obszary emitujące w tym paśmie wznoszą się co najmniej na trzy promienie Słońca nad powierzchnią gwiazdy a w ich obrębie znajdują się zlokalizowane regiony podwyŜszonej gęstości jonów Ŝelaza. W połączeniu z pomiarami wykonanymi w innych stanach ładunku jonów Ŝelaza obserwacje dostarczają dwuwymiarowej mapy rozmieszczenia temperatur elektronowych korony i stanu ładunku co pozwala po raz pierwszy określić powiązania pomiędzy rozmieszczeniem ładunku w koronie a przestrzenią międzyplanetarną. Stworzenie mapy rozmieszczenia tych parametrów w trakcie zaćmień jest waŜnym krokiem dla zrozumienia funkcjonowania korony słonecznej oraz tego jak kosmiczna pogoda oddziałuje na Ziemię. Wyniki badań zostały zaprezentowane na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego i zostaną opublikowane na łamach Astrophysical Journal. Źródła: Goddard

22 z 106

SFC: Eclipses Yield First Images of Elusive Iron Line in Solar Corona Zdjęcie: Habbal, et al. Original press release follows: Eclipses Yield First Images of Elusive Iron Line in Solar Corona Solar physicists attempting to unlock the mysteries of the solar corona have found another piece of the puzzle by observing the sun’s outer atmosphere during eclipses. Ground-based observations reveal the first images of the solar corona in the near-infrared emission line of highly ionized iron, or Fe XI 789.2 nm. The observations were taken during total solar eclipses in 2006, 2008, and 2009 by astrophysicist Adrian Daw of NASA’s Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md., with an international team of scientists led by Shadia Habbal from the University of Hawaii’s Institute for Astronomy (IfA). "The first image of the corona in Fe XI 789.2 nm was taken during the total solar eclipse of March 29, 2006," said Daw. The images revealed some surprises. Most notably, that the emission extends out at least three solar radii -- that’s one-and-a-half times the sun’s width at its equator, or middle -- above the surface of the sun, and that there are localized regions of enhanced density for these iron ions. Combined with observations


of other iron charge states, the observations yield the two-dimensional distribution of electron temperature and charge-state measurements for the first time, and establish the first direct link between the distribution of charge states in the corona and in interplanetary space. "These are the first such maps of the 2-D distribution of coronal electron temperature and ion charge state," said Daw. Mapping the distribution of electron temperature and iron charge states in the corona with total solar eclipse observations represents an important step in understanding the solar corona and how space weather impacts Earth. The scientists’ results will be presented at the American Astronomical Society meeting on January 4 in Washington and published in the January issue of the Astrophysical Journal.

23 z 106


Zdjęcia wskazują, Ŝe na Marsie istniały jeziora

Według autorów artykułu, który ukazał się na łamach Geology doskonałe zdjęcia satelitarne wykonane przez kamerę kontekstową CTX na pokładzie sondy NASA MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) dowodzą, Ŝe 3 miliardy lat temu, w okresie, który dotąd uwaŜano za zbyt zimny i suchy, na powierzchni Marsa istniały jeziora. Badania zespołu z Imperial College London (ICL) i University College London (UCL) sugerują, Ŝe w epoce Hesperyjskiej w rejonach okołorównikowych na Marsie istniały jeziora stopionej wody z lodu o średnicach około 20 km.

Większość badaczy Marsa skupiła się na jego wczesnej historii oraz najnowszej przeszłości. Naukowcy w większości pominęli epokęHesperyjską poniewaŜ uwaŜano, Ŝe Mars był wówczas zamarzniętym pustkowiem dr Nicholas Warner

Wcześniejsze badania wskazywały, Ŝe ciepły i wilgotny okres w historii Marsa skończył się między 4 a 3,8 miliardów lat temu, zanim nastąpiła epoka Hesperyjska, kiedy planeta utraciła większość atmosfery i stała się zimna i sucha. Nowe badania, w których naukowcy analizowali szczegółowe zdjęcia zebrane przez sondę MRO wskazują, Ŝe równieŜ później na powierzchni planety zdarzały się okresy ciepłe i wilgotne. Naukowcy sądzą, Ŝe mogły one pojawiać się w wyniku zwiększonej aktywności geologicznej, uderzeń meteorytów czy zmianach orbity planety które prowadziły do ogrzania atmosfery na tyle, by dochodziło do stopienia lodu. To prowadziłoby do czasowego uwolnienia gazów zwiększając gęstość atmosfery na tyle, Ŝe pojawiały się okresy na tyle ciepłe, Ŝe na powierzchni mogła istnieć w tym czasie woda w stanie ciekłym. "Większość badaczy Marsa skupiła się na jego wczesnej historii oraz najnowszej przeszłości. Naukowcy w większości pominęli

epokę Hesperyjską poniewaŜ uwaŜano, Ŝe Mars był wówczas zamarzniętym pustkowiem "- mówi kierujący badaniami dr Nicholas Warner z ICL. -" To fascynujące odkryć, Ŝe ten środkowy okres historii Marsa był znacznie bardziej dynamiczny niŜ wcześniej sądzono." Naukowcy wykorzystali zdjęcia wykonane przez MRO aby zbadać kilka depresji o wyraźnie płaskim dnie w okolicach Ares Vallis, gdzie gigantyczny kanion rozcina planetę w okolicach równika na długości 2000 km. Wcześniej sądzono, Ŝe depresje te powstały w wyniku sublimacji lodu - czyli odgazowania bez przejścia przez fazę płynną. Utrata gazu prowadziłaby do powstania pustek pomiędzy cząstkami gruntu, a ten zapadając się miałby utworzyć zapadliska. Jednak naukowcy zauwaŜyli wśród depresji wijące się kanały, które je ze sobą łączą. Według nich jest to dowód, Ŝe kanały utworzyła płynąca woda tym bardziej, Ŝe podobne cechy topograficzne moŜna odnaleźć na Ziemi na Alasce i na Syberii w obszarach wiecznej zmarzliny, gdzie w trakcie odwilŜy powstają podobne jeziora z podobnymi, łączącymi je kanałami. Wiek jezior ustalono na podstawie zliczeń liczby kraterów. Źródła: Imperial College London: Spectacular Mars images reveal evidence

24 z 106


of ancient lakes Zdjęcie: Context Camera (CTX) onboard NASA’s Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) Original press release follows: Spectacular Mars images reveal evidence of ancient lakes Spectacular satellite images suggest that Mars was warm enough to sustain lakes three billion years ago, a period that was previously thought to be too cold and arid to sustain water on the surface, according to research published today in the journal Geology. The research, by a team from Imperial College London and University College London (UCL), suggests that during the Hesperian Epoch, approximately 3 billion years ago, Mars had lakes made of melted ice, each around 20km wide, along parts of the equator. Earlier research had suggested that Mars had a warm and wet early history but that between 4 billion and 3.8 billion years ago, before the Hesperian Epoch, the planet lost most of its atmosphere and became cold and dry. In the new study, the researchers analysed detailed images from NASA’s Mars Reconnaissance Orbiter, which is currently circling the red planet, and concluded that there were later episodes where Mars experienced warm and wet periods. The researchers say that there may have been increased volcanic activity, meteorite impacts or shifts

25 z 106

in Mars’ orbit during this period to warm Mars’ atmosphere enough to melt the ice. This would have created gases that thickened the atmosphere for a temporary period, trapping more sunlight and making it warm enough for liquid water to be sustained.

the new study, the researchers analysed the depressions and discovered a series of small sinuous channels that connected them together. The researchers say these channels could only be formed by running water, and not by ice turning directly into gas.

Lead author of the study, Dr Nicholas Warner, from the Department of Earth Science and Engineering at Imperial College London, says:

The scientists were able to lend further weight to their conclusions by comparing the Mars images to images of thermokarst landscapes that are found on Earth today, in places such as Siberia and Alaska. Thermokarst landscapes are areas where permafrost is melting, creating lakes that are interconnected by the same type of drainage channels found on Mars.

“Most of the research on Mars has focussed on its early history and the recent past. Scientists had largely overlooked the Hesperian Epoch as it was thought that Mars was then a frozen wasteland. Excitingly, our study now shows that this middle period in Mars’ history was much more dynamic than we previously thought.” The researchers used the images from the Mars Reconnaissance Orbiter to analyse several flat-floored depressions located above Ares Vallis, which is a giant gorge that runs 2,000 km across the equator of Mars. Scientists have previously been unable to explain how these depressions formed, but believed that the depressions may have been created by a process known as sublimation, where ice changes directly from its solid state into a gas without becoming liquid water. The loss of ice would have created cavities between the soil particles, which would have caused the ground to collapse into a depression. In

The team believe the melting ice would have created lakes and that a rise in water levels may have caused some of the lakes to burst their banks, which enabled water to carve a pathway through the frozen ground from the higher lakes and drain into the lower lying lakes, creating permanent channels between them. Professor Jan-Peter Muller, Mullard Space Science Laboratory, Department of Space Climate Physics at University College London, was responsible for mapping the 3D shape of the surface of Mars. He adds: “We can now model the 3D shape of Mars’ surface down to sub-metre resolution, at least as good as any commercial satellite orbiting the Earth. This allows us to test our hypotheses


in a much more rigorous manner than ever before.� The researchers determined the age of the lakes by counting crater impacts, a method originally developed by NASA scientists to determine the age of geological features on the moon. More craters around a geological feature indicate that an area is older than a region with fewer meteorite impacts. In the study, the scientists counted more than 35,000 crater impacts in the region around the lakes, and determined that the lakes formed approximately three billion years ago. The scientists are unsure how long the warm and wet periods lasted during the Hesperian epoch or how long the lakes sustained liquid water in them. The researchers say their study may have implications for astrobiologists who are looking for evidence of life on Mars. The team say these lake beds indicate regions on the planet where it could have been warm and wet, potentially creating habitats that may have once been suitable for microbial life. The team say these areas may be good targets for future robotic missions. The next step will see the team extend their survey to other areas along the equator of Mars so that they can ascertain how widespread these lakes were during the Hesperian Epoch. The team will focus their surveys on a region at the mouth of Ares Vallis called Chryse Planitia, where preliminary surveys of satellite images have suggested that this area may have also supported lakes. The study was a collaboration between the Department of Earth Science and Engineering at Imperial College London and Space Physics at UCL. The project was funded by the Science and Technology Facilities Council, the Royal Society and the Leverhulme Trust.

26 z 106


Zaglądając w serce mroku

Astronomowie od dawna wiedzą, Ŝe supermasywna czarna dziura w centrumDrogi Mlecznej, znana jako Sagittarius A* nie naleŜy do osobnikówintensywnie pochłaniających otaczającą materię. Jej poŜywienie pochodzigłównie z potęŜnych strumieni wiatrów masywnych młodych gwiazd leŜącychw jej sąsiedztwie. Gwiazdy te leŜą na tyle daleko od Sgr A*, Ŝe jejgrawitacja nie jest juŜ tak potęŜna, co więcej silne wiatry gwiezdneprzez nie wytwarzane okazują się być dla czarnej dziury trudne doprzechwycenia i pochłonięcia. Wcześniejsze obliczenia astrofizykówwskazują, Ŝe Sgr A* pochłania zaledwie 1% materii niesionej w tychstrumieniach. Jednak nowe badania zdają się wskazywać, Ŝe Sgr A* pochłania nawet10 razy mniej materii niŜ do tej pory sądzono. Dlaczego tak się dzieje?Odpowiedzi moŜe udzielić nowy teoretyczny model opracowany na podstawiebardzo precyzyjnych obrazów wykonanych przez obserwatoriumrentgenowskie Chandra. Model ten uwzględnia przepływ energii pomiędzydwoma regionami wokół czarnej dziury: wewnętrznym - leŜącym bardzoblisko horyzontu zdarzeń, oraz zewnętrznym - który obejmuje równieŜźródło paliwa czarnej dziury - młode gwiazdy. Zderzenia pomiędzycząsteczkami w gorącym, wewnętrznym obszarze w procesie przewodnictwaprzekazują energię do chłodniejszego, zewnętrznego obszaru. To prowadzido powstania dodatkowego ciśnienia, działającego na zewnątrz, którepowoduje, Ŝe prawie cały gaz w tym rejonie ucieka w kierunku od czarnejdziury. Model ten wydaje się dobrze wyjaśniać ogromne rozmiary plamygorącego gazu wykrytego wokół Sgr A* w paśmie rentgenowskim i innychobszarach widma. Prezentowane obrazy Sgr A* i jego otoczenia oparto na danych zserii obserwacji o łącznym czasie prawie 2 tygodni. Tak głębokiebadanie dało naukowcom zupełnie nowy obraz pozostałości po supernowejleŜącej niedaleko czarnej dziury znanej jako Sgr A East - oraz półkulgorącego gazu sięgających dziesiątki lat świetlnych po obu stronachczarnej dziury. Półkule te są świadectwem

27 z 106

wielu potęŜnych eksplozjiktóre miały tam miejsce w ciągu ostatnich dziesięciu tysięcy lat. Na zdjęciach ujawniły się takŜe tajemnicze włókna rentgenowskie.Niektóre z nich mogą być ogromnymi strukturami magnetycznymioddziałującymi z elektronami produkowanymi przez szybko wirującegwiazdy neutronowe. Podobne bowiem struktury obserwowano w mgławicachwokół innych pulsarów. Nowy model Sgr A* został zaprezentowany przez Romana Shcherbakova iRoberta Pennę z Uniwersytetu Harvard oraz Fredericka K. Baganoffa z MITpodczas spotkania Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego. [TLC, LMT] Źródła: Chandra X-Ray Observatory: Sagittarius A* - Peering Into The Heart of Darkness Zdjęcie: NASA/CXC/MIT/F.K. Baganoff et al. Original press release follows: Sagittarius A*: Peering Into The Heart of Darkness Astronomers have long known that the supermassive black hole at the center of the Milky Way Galaxy, known as Sagittarius A* (or Sgr A* for short), is a particularly poor eater. The fuel for this black hole comes from powerful winds blown off dozens of massive young stars that are concentrated nearby. These stars are located a relatively large distance


away from Sgr A*, where the gravity of the black hole is weak, and so their high-velocity winds are difficult for the black hole to capture and swallow. Scientists have previously calculated that Sgr A* should consume only about 1% of the fuel carried in the winds. However, it now appears that Sgr A* consumes even less than expected ingesting only about one percent of that one percent. Why does it consume so little? The answer may be found in a new theoretical model developed using data from a very deep exposure made by NASA's Chandra X-ray Observatory. This model considers the flow of energy between two regions around the black hole: an inner region that is close to the so-called event horizon (the boundary beyond which even light cannot escape), and an outer region that includes the black hole's fuel source - the young stars - extending up to a million times farther out. Collisions between particles in the hot inner region transfer energy to particles in the cooler outer region via a process called conduction. This, in turn, provides additional outward pressure that makes nearly all of the gas in the outer region flow away from the black hole. The model appears to explain well the extended shape of hot gas detected around Sgr A* in X-rays as well as features seen in other wavelengths. This Chandra image of

28 z 106

Sgr A* and the surrounding region is based on data from a series of observations lasting a total of about one million seconds, or almost two weeks. Such a deep observation has given scientists an unprecedented view of the supernova remnant near Sgr A* - known as Sgr A East - and the lobes of hot gas extending for a dozen light years on either side of the black hole. These lobes provide evidence for powerful eruptions occurring several times over the last ten thousand years. The image also contains several mysterious X-ray filaments, some of which may be huge magnetic structures interacting with streams of energetic electrons produced by rapidly spinning neutron stars. Such features are known as pulsar wind nebulas. The new model of Sgr A* was presented at the 215th meeting of the American Astronomical Society in January 2009 by Roman Shcherbakov and Robert Penna of Harvard University and Frederick K. Baganoff of the Massachusetts Institute of Technology.


Epsilon Woźnicy - rozwiązanie zagadki

Od prawie dwustu lat ludzie obserwują jak jasna gwiazda - ε Woźnicy - powoli gaśnie na niebie a następnie rozjaśnia się. Teraz, w czasie gdy trwa kolejny cykl gaśnięcia wciąŜ układ ten stanowi zagadkę. Choć astronomowie wiedzą, Ŝe ε Woźnicy jest przesłaniana przez ciemnego towarzysza co 27 lat natura obu obiektów pozostawała do dziś niejasna. Nowe

Fantastycznie było zobaczyć jak wszystko nagle znalazło swoje miejsce

w efekcie redukując jego czułość "- wyjaśnia Hoard. Dodatkowo czas ekspozycji zredukowano do 1/100 sekundy - najkrótszy jakim dysponował teleskop.

Steve Howell

obserwacje wykonane przez teleskop kosmiczny NASA Spitzer, w połączeniu z archiwalnymi danymi zebranymi w ultrafiolecie, paśmie widzialnym i podczerwieni - wskazują, która z dwóch współzawodniczących teorii, jest rozwiązaniem zagadki. Według jednej teorii, gwiazda ta to masywny nadolbrzym okresowo przesłaniany przez ciasną parę gwiazd we wnętrzu pyłowego dysku. Druga teoria mówi, Ŝe jasna gwiazda jest znacznie mniej masywna, aczkolwiek ona równieŜ jest na ostatniej prostej, i gwiazda ta jest okresowo przesłaniana przez pojedynczą gwiazdę otoczoną przez pyłowy dysk. Dane Spitzera wskazują iŜ drugie wyjaśnienie jest prawdziwe. Wyniki te zostały zaprezentowane na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego, które odbywa się w Waszyngtonie. Donald Hoard z Instytutu Spitzera stanął przed technicznym wyzwaniem. Chciał sprawdzić, czy niezwykle czułe sensory teleskopu Spitzer, które są zbyt czułe by obserwować gwiazdę bezpośrednio mogą być wykorzystane z pomocą niezwykłego triku. "Skierowaliśmy teleskop tak, by gwiazda znalazła się na skrzyŜowaniu między czterema pikselami Spitzera

29 z 106

Zebrane dane, w połączeniu z wcześniejszymi obserwacjami Spitzera pozwoliły uzyskać najbardziej kompletne dane podczerwone gwiazdy. Dane te potwierdziły obecność dysku oraz pozwoliły określić wielkość drobin, z jakich jest zbudowany - na podobny do Ŝwiru, a nie drobnego pyłu. Ponadto Hoard wraz ze swoim zespołem był w stanie sprecyzować rozmiar dysku na około 4 j.a., co z kolei pozwoliło na stworzenie modelu wyjaśniającego wszystkie obserwowane cechy układu. Po porównaniu go z obiema teoriami, wszystko zaczęło do siebie pasować, gdy główna gwiazda typu F miała znacznie mniejszą masę, a okrąŜająca ją gwiazda była typu B we wnętrzu pyłowego dysku. "Fantastycznie było zobaczyć jak wszystko nagle znalazło swoje miejsce "- mówi Steve Howell z NOAO. -" Wszystkie cechy tego systemu są ze sobą powiązane, więc gdy zmieniasz jedną musisz zmienić inne. AŜ do tej pory trudno było wszystko do siebie tak idealnie dopasować." Źródła: Spitzer Space Telescope: Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/D.Hoard


(Spitzer Science Center/Caltech) Original press release follows: Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close For almost two centuries, humans have looked up at a bright star called Epsilon Aurigae and watched with their own eyes as it seemed to disappear into the night sky, slowly fading before coming back to life again. Today, as another dimming of the system is underway, mysteries about the star persist. Though astronomers know that Epsilon Aurigae is eclipsed by a dark companion object every 27 years, the nature of both the star and object has remained unclear. Now, new observations from NASA's Spitzer Space Telescope -- in combination with archived ultraviolet, visible and other infrared data -- point to one of two competing theories, and a likely solution to this age-old puzzle. One theory holds that the bright star is a massive supergiant, periodically eclipsed by two tight-knit stars inside a swirling, dusty disk. The second theory holds that the bright star is in fact a dying star with a lot less mass, periodically eclipsed by just a single star inside a disk. The Spitzer data strongly support the latter scenario. "We've really shifted the balance of the two competing theories," said Donald Hoard of NASA's Spitzer Science Center at the California Institute of

30 z 106

Technology in Pasadena. "Now we can get busy working out all the details." Hoard presented the results today at the 215th meeting of the American Astronomical Meeting in Washington. Epsilon Aurigae can be seen at night from the northern hemisphere with the naked eye, even in some urban areas. Last August, it began its roughly two-year dimming, an event that happens like clockwork every 27.1 years and results in the star fading in brightness by one-half. Professional and amateur astronomers around the globe are watching, and the International Year of Astronomy 2009 marked the eclipse as a flagship "citizen science" event. More information is at http://www.citizensky.org . Astronomers study these eclipsing binary events to learn more about the evolution of stars. Because one star passes in front of another, additional information can be gleaned about the nature of the stars. In the case of Epsilon Aurigae, what could have been a simple calculation has instead left astronomers endlessly scratching their heads. Certain aspects of the event, for example the duration of the eclipse, and the presence of "wiggles" in the brightness of the system during the eclipse, have not fit nicely into models. Theories have been put forth to explain what's going on, some quite elaborate, but none with a perfect fit. The main stumper

is the nature of the naked-eye star -- the one that dims and brightens. Its spectral features indicate that it's a monstrous star, called an F supergiant, with 20 times the mass, and up to 300 times the diameter, of our sun. But, in order for this theory to be true, astronomers had to come up with elaborate scenarios to make sense of the eclipse observations. They said that the eclipsing, companion star must actually be two so-called B stars surrounded by an orbiting disk of dusty debris. And some scenarios were even more exotic, calling for black holes and massive planets. A competing theory proposed that the bright star was actually a less massive, dying star. But this model had holes too. There was no simple solution. Hoard became interested in the problem from a technological standpoint. He wanted to see if Spitzer, whose delicate infrared arrays are too sensitive to observe the bright star directly, could be coaxed to observe it using a clever trick. "We pointed the star at the corner of four of Spitzer's pixels, instead of directly at one, to effectively reduce its sensitivity." What's more, the observation used exposures lasting only one-hundredth of a second -- the fastest that images can be obtained by Spitzer. The resulting information, in combination with past Spitzer observations, represents the most


complete infrared data set for the star to date. They confirm the presence of the companion star's disk, without a doubt, and establish the particle sizes as being relatively large like gravel rather than like fine dust. But Hoard and his colleagues were most excited about nailing down the radius of the disk to approximately four times the distance between Earth and the sun. This enabled the team to create a multi-wavelength model that explained all the features of the system. If they assumed the F star was actually a much less massive, dying star, and they also assumed that the eclipsing object was a single B star embedded in the dusty disk, everything snapped together. "It was amazing how everything fell into place so neatly," said Steve Howell of the National Optical Astronomy Observatory in Tucson, Ariz. "All the features of this system are interlinked, so if you tinker with one, you have to change another. It's been hard to get everything to fall together perfectly until now." According to the astronomers, there are still many more details to figure out. The ongoing observations of the current eclipse should provide the final clues needed to put this mystery of the night sky to rest.

31 z 106


Rekordowo stara populacja galaktyk

Astronomowie wykorzystujący teleskop kosmiczny Hubble (HST) przesunęli granicę istnienia najwcześniejszych galaktyk odnajdując populację prymitywnych, kompaktowych ultra błękitnych galaktyk istniejących 13 miliardów lat temu - gdy Wszechświat miał zaledwie 600 - 800 milionów lat. Te nowo odkryte obiekty są kluczem do zrozumienia ewolucyjnych powiązań między narodzinami pierwszych gwiazd, powstaniem pierwszych galaktyk a sekwencją ewolucyjnych kroków prowadzących do zbudowania galaktyk takich jak Droga Mleczna i inne "dojrzałe" galaktyki eliptyczne i spiralne jakie obserwujemy we współczesnym Wszechświecie. Zespół

galaktyki te istniały zaledwie 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. A przecieŜ musiały rozpocząć produkcję gwiazd setki milionów lat wcześniej co dramatycznie przesuwa moment powstania pierwszych gwiazd Wszechświata Ivo Labbé

opracowujący Ultra Głębokie Pole Hubble'a (HUDF09) połączył dane zebrane przez HST z obserwacjami przeprowadzonymi przez teleskop kosmiczny NASA Spitzer by oszacować wiek i masę tych najstarszych galaktyk. "Ich masy wynoszą 1/100 masy Drogi Mlecznej "- wyjaśnia członek zespołu, Ivo Labbé z Obserwatoriów Carnegie. -" Co zaskakujące, wyniki wskazują, Ŝe galaktyki te istniały zaledwie 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. A przecieŜ musiały rozpocząć produkcję gwiazd setki milionów lat wcześniej co dramatycznie przesuwa moment powstania pierwszych gwiazd Wszechświata." "Z odmłodzonym teleskopem Hubble i jego nowymi instrumentami wkraczamy na niezbadane obszary obfitujące w nowe odkrycia "- mówi Garth Illingworth z Uniwersytetu Kalifornia w Santa Cruz (UCSC) kierujący zespołem HUDF09, któremu przyznano czas na wykorzystanie nowej kamery Wide Field Camera 3/infrared (WFC3/IR) aby zebrać dane podczerwone w Ultra Głębokim Polu Hubble'a. Dzięki

temu najgłębszy jak dotychczas obraz Wszechświata w bliskiej podczerwieni - zdjęcie HUDF09 - zostało połączone z najgłębszym obrazem wykonanym w paśmie widzialnym oryginalnym ultra głębokim polem wykonanym w 2004 roku przez kamerę ACS. Połączenie to pozwoliło przesunąć granicę poszukiwań najwcześniejszych galaktyk. Członek zespołu, Rychard Bouwesn z UCSC dodaje: -" najsłabsze galaktyki wskazują na powiązania z pierwszymi gwiazdami. Są tak niezwykle błękitne Ŝe muszą być skrajnie ubogie w cięŜsze pierwiastki reprezentując w ten sposób populację o bardzo pierwotnym charakterze." Wyniki uzyskano z obserwacje HUDF-0, które są wystarczająco głębokie w bliskiej podczerwieni by umoŜliwić rejestrację galaktyk o przesunięciu ku podczerwieni z w zakresie od 7 do 8,5 odpowiadając obserwacji obiektów 12,9 do 13,1 miliarda lat wstecz. Nie wiadomo nadal, czy te wczesne galaktyki były w stanie emitować wystarczającą ilość promieniowania by doprowadzić do powtórnej jonizacji, re-jonizacji Wszechświata - procesu, w którym światło usuwa elektrony z atomów wodoru. Re-jonizacja Wszechświata nastąpiła gdzieś pomiędzy 400 - 900 milionami lat po Wielkim Wybuchu kończąc erę określaną mianem wieków ciemnych. Czasu kiedy Wszechświat, składający się z atomów wodoru był neutralny i nieprzezroczysty - pozbawiony galaktyk i gwiazd. Astronomowie

32 z 106


nadal nie wiedzą jakie było źródło światła, które wywołało re-jonizację oraz ile było go potrzeba. Według danych uzyskanych przez kilka zespołów obliczających gęstość galaktyk wykazało, Ŝe ich liczba w jednostce objętości Wszechświata szybko zmniejsza się wraz z cofaniem się w czasie, i moŜe by ich zbyt mało, bo to one odpowiedzialne były za jonizację Wszechświata. Z drugiej strony być moŜe te wczesne galaktyki były znacznie wydajniejsze w produkcji promieniowania jonizującego. Być moŜe teŜ do wyjaśnienia tego zdarzenie będzie konieczne poszukania innych, bardziej egzotycznych mechanizmów. Aby wyznaczyć precyzyjny wiek obiektów niezbędne jest uzyskanie ich widm, ale obecne instrumenty są na to zbyt słabe. Ich wiek oszacowano na podstawie dobrze udokumentowanej metody analizy barwy. "Jednak osiągamy kres tego, co moŜna zrobić za pomocą teleskopu Hubble'a "- mówi Labbé. -" Aby dostrzec moment powstania pierwszych galaktyk potrzebne są większe instrumenty takie jak budowany teleskop kosmiczny James Webb czy wielkie teleskopy na ziemi, takie jak planowany Ogromny Teleskop Magellana." Kamera WFC3/IR była w stanie wykonać głębokie obserwacje z 40 krotnie większą wydajnością niŜ wcześniejsza kamera podczerwona zainstalowana w 1997 roku. Nowe technologie zastosowane w WFC3/IR pozwoliły w cztery dni wykonać obserwacje

33 z 106

na które wcześniej potrzebne byłoby pół roku czasu obserwacyjnego teleskopu. Źródła: Carnegie Institution for Science: Astronomers detect earliest galaxies Zdjęcie: Ivo Labbe Original press release follows: Astronomers detect earliest galaxies Astronomers, using NASA’s Hubble Space Telescope, have broken the distance limit for galaxies by uncovering a primordial population of compact and ultra-blue galaxies that have never been seen before. They are from 13 billion years ago, just 600 to 800 million years after the Big Bang. These newly found objects are crucial to understanding the evolutionary link between the birth of the first stars, the formation of the first galaxies, and the sequence of evolutionary events that resulted in the assembly of our Milky Way and the other “mature” elliptical and majestic spiral galaxies in today’s universe. The Hubble Ultra Deep Field 2009 (HUDF09) team combined the new Hubble data with observations from NASA’s Spitzer Space Telescope to estimate the ages and masses of these primordial galaxies. “The masses are just 1 percent of those of the Milky Way,” explains team member Ivo

Labbé of the Carnegie Observatories. He further noted that “to our surprise, the results show that these galaxies existed at 700 million years after the Big Bang and must have started forming stars hundreds of millions of years earlier, pushing back the time of the earliest star formation in the universe.” “With the rejuvenated Hubble and its new instruments, we are now entering unchartered territory that is ripe for new discoveries,” says Garth Illingworth of the University of California, Santa Cruz, leader of the HUDF09 survey team that was awarded the time to take the new Wide Field Camera 3 infrared (WFC3/IR) data on the Hubble Ultra Deep Field. The deepest-ever near- infrared view of the universe—the HUDF09 image—has now been combined with the deepest-ever optical image—the original HUDF taken in 2004 with the Advanced Camera for Surveys—to push back the frontier of the search for the first galaxies. Team member Rychard Bouwens of the University of California, Santa Cruz says that “the faintest galaxies are now showing signs of linkage to the origin of the first stars. They are so blue that they must be extremely deficient in heavy elements, thus representing a population that has nearly primordial characteristics.” The results are gleaned from the


HUDF09 observations, which are deep enough at near-infrared wavelengths to reveal galaxies at redshifts from z=7 to beyond redshift z=8. (The redshift value “z” is a measure of the stretching of the wavelength or “reddening” of starlight due to the expansion of space.) The clear detection of galaxies between z=7 and z=8.5 corresponds to “look-back times” of approximately 12.9 billion years to 13.1 billion years ago. A longstanding question is whether these early galaxies put out enough radiation for “reionization,” a phenomenon in which light strips off electrons from the surrounding hydrogen gas. A reonization event occurred between about 400 million and 900 million years after the Big Bang and ended the era referred to as the “dark ages,” when the universe, mostly made of hydrogen atoms, was neutral and opaque, and without stars or galaxies. Astronomers still don’t know which sources of light caused reionization to happen or how much light exactly is needed. Several teams are finding that the number of detected galaxies per unit of volume of space drops off smoothly towards earlier times, and that there may be too few of them to ionize the universe. On the other hand, the early galaxies were possibly extraordinarily efficient at emitting ionizing radiation,

34 z 106

or perhaps other more exotic phenomena may need to be invoked. Spectroscopy is needed to provide definitive redshift values, but the newly detected objects are too faint for spectroscopic observations using current telescopes. Currently, the redshifts are inferred by the galaxies’ apparent colors through a now very well-established technique. “We are reaching the limit of what we can do with Hubble,” says Labbé. “To witness the emergence of the first galaxies requires bigger facilities such as the future James Webb Space Telescope and large telescopes on the ground, such as the planned Giant Magellan Telescope.” Hubble’s WFC3/IR camera was able to make deep exposures to uncover new galaxies at roughly 40 times greater efficiency than its earlier infrared camera that was installed in 1997. The WFC3/IR brought new infrared technology to Hubble and accomplished in four days of observing what would have previously taken almost half a year to accomplish. The WFC3/IR data on the Ultra Deep Field (taken in August 2009) have been analyzed by no less than five international teams of astronomers. A total of 15 papers have been submitted to date by astronomers worldwide. Some of these early results are being presented by various team members on Jan. 6, 2010, at the 215th meeting of the American Astronomical Society in Washington, D.C.


7 500 galaktyk na skrawku nieba

Ponad 12 miliardów lat kosmicznej historii ukazuje pierwszy tego rodzaju, panoramiczny, barwny obraz tysięcy galaktyk na róŜnych etapach rozwoju. Obraz powstał z mozaik jakie teleskop kosmiczny NASA Hubble uzyskał we wrześniu i październiku 2009 za pomocą nowej kamery WFC3 (Wide Field Camera 3) oraz wcześniej, w 2004 roku, za pomocą kamery ACS (Advanced Camera for Surveys). Obraz przedstawia część południowego pola, w którym przez kilka obserwatoriów jest prowadzony wielki spis galaktyczny pod nazwą GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey), mający na celu zbadanie ewolucji galaktyk. (Space Telescope Science Institute) Obraz obejmuje szeroki zakres widma - od ultrafioletu po bliską podczerwień. Nigdy wcześnie nie połączono tak szerokiego pasma barw z taką doskonałością szczegółów i głębią odwzorowania. Na zdjęciu widocznych jest około 7500 galaktyk o wieku sięgającym najwcześniejszych epok Wszechświata. NajbliŜsze z widocznych galaktyk oddalone są o około miliard lat świetlnych. Najdalsze z nich, widoczne jako czerwone plamki, widoczne są gdy Wszechświat miał zaledwie 650 milionów lat, a ich światło biegło do nas ponad 13 miliardów lat. Przekątna widocznego obrazu odpowiada zaledwie 1/3 średnicy KsięŜyca - 10 sekund kątowych. Aby wykonać zdjęcie za pomocą kamery ACS - w paśmie widzialnym - wykorzystano 96 orbit teleskopu Hubble. Obraz uzyskany w bliskiej podczerwieni i ultrafiolecie za pomocą kamery WFC3 wymagał 104 orbit. Źródła: HubbleSite: Galaxy History Revealed in This Colorful Hubble View Zdjęcie: NASA, ESA, R. Windhorst, S. Cohen, M. Mechtley, and M. Rutkowski (Arizona State University, Tempe), R. O'Connell (University of Virginia), P. McCarthy (Carnegie Observatories), N. Hathi (University of California, Riverside), R. Ryan (University of California, Davis), H. Yan (Ohio State University), and A. Koekemoer

35 z 106

Original press release follows: Galaxy History Revealed in This Colorful Hubble View More than 12 billion years of cosmic history are shown in this unprecedented, panoramic, full-color view of thousands of galaxies in various stages of assembly. This image, taken by NASA's Hubble Space Telescope, was made from mosaics taken in September and October 2009 with the newly installed Wide Field Camera 3 (WFC3) and in 2004 with the Advanced Camera for Surveys (ACS). The view covers a portion of the southern field of a large galaxy census called the Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS), a deep-sky study by several observatories to trace the evolution of galaxies. The final image combines a broad range of colors, from the ultraviolet, through visible light, and into the near-infrared. Such a detailed multi-color view of the universe has never before been assembled in such a combination of color, clarity, accuracy, and depth.


Nowy wymiar pól magnetycznych w centrum Drogi Mlecznej

Międzynarodowy projekt badawczy, w którym brali udział naukowcy z Uniwersytetu Adelaide wykazał Ŝe pole magnetyczne w centrum Drogi Mlecznej jest przynajmniej dziesięciokrotnie intensywniejsze niŜ w pozostałej części Galaktyki. Wyniki te są istotne dlatego, iŜ dostarczają astronomom informacji na temat dolnej wartości granicznej pola magnetycznego - waŜnego czynnika niezbędnego do obliczeń wielu innych danych astronomicznych. Wyniki badań zostały opublikowane na łamach Nature. "Wyniki te

przeszło 10% pola magnetycznego Galaktyki jest skoncentrowane w mnie niŜ 0,1% jej objętości - dokładnie w centrum Dr David Jones

podwaŜają obecnie przewaŜający sposób myślenia astronomów "- mówi dr Roland Crocker z Uniwersytetu Adelaide, obecnie pracujący w Instytucie Fizyki Jądrowej Maxa Plancka w Niemczech. -" Od 30 lat wartość pola magnetycznego w jądrze Drogi Mlecznej nie była dokładnie znana. Siła tego pola jest częścią większości obliczeń astronomicznych poniewaŜ pole magnetyczne przenika przez praktycznie całą przestrzeń Wszechświata." Dr David Jonas, współautor badań, dodaje, Ŝe uzyskanie wyniki będą miały wpływ na róŜne pola badań astronomicznych od kosmologii po procesy powstawania gwiazd. "JeŜeli pole magnetyczne w centrum Galaktyki jest silniejsze niŜ sądziliśmy to rodzi dodatkowe pytania - jak stało się tak silne, skoro pola w młodym Wszechświecie były, dla kontrastu, bardzo słabe. Wiemy obecnie Ŝe przeszło 10% pola magnetycznego Galaktyki jest skoncentrowane w mnie niŜ 0,1% jej objętości - dokładnie w centrum "- mówi dr Jones. "W wyniku zderzeń cząstek o wysokich energiach Droga Mleczna jaśnieje w paśmie radiowym oraz promieniowania gamma,

36 z 106

i jest najjaśniejsza w okolicach centrum. Poznanie pól magnetycznych w tym obszarze pozwala nam lepiej zrozumieć źródła tego promieniowania "mówi prof. dr Raymond Protheroe, który był mentorem naukowców prezentujących nowe wyniki. Źródła: The University of Adelaide: Scientists reveal Milky Way's magnetic attraction Zdjęcie: NASA, ESA, SSC, CXC, and STScI Original press release follows: Scientists reveal Milky Way's magnetic attraction An international research project involving the University of Adelaide has revealed that the magnetic field in the centre of the Milky Way is at least 10 times stronger than the rest of the Galaxy. The evidence is significant because it gives astronomers a lower limit on the magnetic field, an important factor in calculating a whole range of astronomical data. Researchers from the Max-Planck-Institute for Nuclear Physics in Germany, the University of Adelaide, Monash University and the United States have published their findings in Nature this week. Dr Roland Crocker, the lead author, and Dr David Jones both worked on the project while based at Monash University and the University of Adelaide's School of Chemistry and Physics.


The two physicists are now based at the Max-Planck-Institute for Nuclear Physics in Heidelberg, Germany. "This research will challenge current thinking among astronomers," Dr Crocker says. "For the last 30 years there has been considerable uncertainty of the exact value of the magnetic field in the centre of the Milky Way. The strength of this field enters into most calculations in astronomy, since almost all of space is magnetised," he says. Dr Jones says the findings will affect diverse fields, from star formation theory to cosmology. "If our Galactic Centre's magnetic field is stronger than we thought, this raises additional questions of how it got so strong when fields in the early universe are, in contrast, quite weak. We know now that more than 10% of the Galaxy's magnetic energy is concentrated in less than 0.1% of its volume, right at its centre," he says. Dr Jones completed his PhD at Adelaide, studying the Galactic Centre magnetic field under the supervision of Dr Raymond Protheroe, Associate Professor of Physics at the University of Adelaide, and Dr Crocker, a former postdoctoral researcher at the University. "The Milky Way just glows in radio waves and in gamma-rays produced by collisions of energetic particles, and is brightest near its centre. Knowing the magnetic field there helps us understand the source of the radio and gamma-rays better," says Dr Protheroe. The Australian Research Council provided funding for the project.

37 z 106


Masywne gwiazdy - dobre cele poszukiwania planet, ale nie - obcych cywilizacji

Większość obecnie trwających projektów poszukiwania egzoplanet koncentruje się na gwiazdach podobnych do Słońca. Projekty te przyniosły wiele odkryć - liczba znanych planet wokół innych gwiazd przekroczyła juŜ 400. Jednak gwiazdy podobne do Słońca nie są jedynymi, wokół których mogą krąŜyć planety. Nowe badania przeprowadzone przez astronomów z Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian (CfA) oraz Narodowe Obserwatorium Astronomii Optycznej (NOAO) potwierdza, Ŝe powstanie planet jest naturalnym procesem towarzyszącym powstawaniu gwiazd, w tym równieŜ tych o masie znacznie większej od masy Słońca. Wyniki badań zostały zaprezentowane na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego. Koenig wraz z zespołem

Uzyskaliśmy dowody procesów powstawania planet w znacznie przyspieszonym tempie Xavier Koenig

naukowców zbadał region gwiazdotwórczy W5 połoŜony w odległości 6 500 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Kasjopei. Wykorzystując dane zebrane przez teleskop kosmiczny NASA Spitzer oraz naziemny przegląd nieba w paśmie 2 mikronów 2MASS (Two Micron All-Sky Survey ) naukowcy poszukiwali dowodów istnienia pyłowych dysków protoplanetarnych. Wybrali ponad 500 gwiazd typu A i B - o masach od dwóch do piętnastu razy większych od Słońca (Syriusz i Wega są gwiazdami tego typu, ale nie były badane). Okazało się, Ŝe około 10% gwiazd tego typu wydaje się posiadać pyłowe dyski. Wśród nich 15 miało cechy wskazujące, Ŝe w pobliŜu gwiazdy powstały planety o masie podobnej do Jowisza usuwające z centralnej części dysku materię. "Grawitacja obiektu o rozmiarach Jowisza z łatwością moŜe oczyścić wewnętrzną część dysku w promieniu do 10 - 20 jednostek astronomicznych i to właśnie obserwujemy "- mówi Lori Allen z NOAO. Tworzenie

się planet wokół gwiazd typu A i B jest bitwą pomiędzy przeciwnymi sobie siłami. Z jednej strony dysk gwiazdy zazwyczaj jest masywniejszy i zawiera więcej materiału do budowy planet. Z drugiej potęŜny promieniowanie gwiazdy i jej wiatr erodują dysk znacznie szybciej niŜ mniej masywne gwiazdy. Gwiazdy w obrębie W5 mają dwa do pięciu milionów lat jednak większość z nich utraciła materiał niezbędny do utworzenia planet. To wskazuje, Ŝe przynajmniej jeŜeli chodzi o gwiazdy typu A lub B planety muszą powstać szybko albo nie powstaną wcale. Jednocześnie szanse powstania na owych egzoplanetach złoŜonych form Ŝycia są nikłe. Ekosfera ich gwiazd - region, w którym na powierzchni skalistych planet moŜe występować woda w stanie płynnym - ze względu na ich większą jasność znajduje się znacznie dalej niŜ wokół gwiazd podobnych do Słońca. Jednak ta jasność kosztuje - gwiazdy typu A i B Ŝyją od 10 do 500 milionów lat zanim wypalą paliwo jądrowe - a na Ziemi prymitywne formy Ŝycia potrzebowały 3,5 miliarda lat zanim w Kambrze nastąpiła eksplozja form prowadząca do bogactwa jakie widzimy obecnie. "Gwiazdy te nie są dobrymi celami jeŜeli ktoś szuka obcych form Ŝycia "- podsumowuje Koenig -" ale dają nam fantastyczne nowe narzędzia do lepszego poznania procesów powstawania Ŝycia." Źródła:

38 z 106


href="http://www.cfa.harvard.edu/news/2010 /pr201001.html" target="_blank">HarvardSmithsonian Center for Astrophysics (CfA): Massive Stars: Good Targets for Planet Hunts, Bad Targets for SETI Ilustracja: David A. Aguilar, CfA PoĹ‚oĹœenie: RA: 3h01m56s Dec: +60d35m50s; mapka: Stellarium Original press release follows: Massive Stars: Good Targets for Planet Hunts, Bad Targets for SETI Most searches for planets around other stars, also known as exoplanets, focus on Sun-like stars. Those searches have proven successful, turning up more than 400 alien worlds. However, Sun-like stars aren't the only potential homes for planets. New research by astronomers at the HarvardSmithsonian Center for Astrophysics (CfA) and the National Optical Astronomy Observatory (NOAO) confirms that planet formation is a natural by-product of star formation, even around stars much heftier than the Sun. "We see evidence of planet formation on fast forward," said Xavier Koenig of the CfA, who presented the research in a press conference today at the 215th meeting of the American Astronomical Society. Koenig and his colleagues examined the star-forming region named W5, which lies about 6,500 light-years away in the constellation Cassiopeia. They employed NASA's Spitzer Space Telescope

39 z 106

and the ground-based Two Micron All-Sky Survey (2MASS) to look for infrared evidence of dusty planet-forming disks. They targeted over 500 type A and B stars, which are about two to 15 times as massive as the Sun. Sirius and Vega, not included in this study, are two type A stars easily visible to backyard skygazers. The team found that about one-tenth of the stars examined appear to possess dusty disks. Of those, 15 showed signs of central clearing, which suggests that newborn Jupiter-sized planets are sucking up material. "The gravity of a Jupiter-sized object could easily clear the inner disk out to a radius of 10 to 20 astronomical units, which is what we see," said Lori Allen of NOAO. (An astronomical unit is the average Earth-Sun distance of 93 million miles.) Planet formation around A and B stars is a battle between opposing forces. On one hand, the stars' disks tend to be more massive and contain more of the raw materials to build planets. On the other hand, fierce stellar radiation and winds try to destroy the disks rapidly. The stars in W5 are only about two to five million years old, yet most have already lost the raw materials needed to form planets. This indicates that, at least for type A and B stars, planets must form quickly or not at all. The prospects for hypothetical alien life

are disappointing. The habitable zone, or region where liquid water could exist on a rocky surface, is at a greater distance from the star for A and B stars than for sun-like stars due to their greater luminosity. However, that luminosity comes at the price of a short lifetime. A and B stars live for only about 10 - 500 million years before running out of fuel. Life existed on Earth for 3.5 billion years in very simple forms, before the Cambrian explosion led to the diversity of life forms we see today. Planets in W5 around these more massive stars wouldn't have that opportunity. "These stars aren't good targets in the hunt for extraterrestrials," said Koenig, "but they give us a great new way to get a better understanding of planet formation." NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif., manages the Spitzer Space Telescope mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. Science operations are conducted at the Spitzer Science Center at the California Institute of Technology, also in Pasadena. Caltech manages JPL for NASA. For more information about Spitzer, visit http://www.spitzer.caltech.edu /spitzer and http://www.nasa.gov/spitzer. Headquartered in Cambridge, Mass., the HarvardSmithsonian Center for Astrophysics (CfA) is a joint collaboration between the Smithsonian Astrophysical Observatory and the Harvard College Observatory. CfA scientists, organized into six research divisions, study the origin, evolution and ultimate fate of the universe.


CoRoT-7b to jądro gazowego olbrzyma?

Nowe badania, których wyniki zaprezentowano na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego wskazują, Ŝe najbardziej podobna Ziemi z dotychczas odkrytych egzoplaneta odkryta wokół innej gwiazdy jest prawdopodobnie skalistym jądrem pozostałym po podobnym do Saturna gazowym olbrzymie.

Istnieje złoŜona współzaleŜność między ilością traconej przez planetę masy i jej grawitacyjnym oddziaływaniem pływowym na gwiazdę Brian Jackson

"Pierwsze planety wykryte poza Układem Słonecznym 15 lat temu okazały się ogromnymi gazowymi olbrzymami na bardzo ciasnych orbitach. Nadaliśmy im miano gorących jowiszy, ale nie były tym co astronomowie spodziewali się znaleźć "- mówi Brian Jackson z Centrum Lotów Kosmicznych NASA Goddard SFC. -" Teraz zaczynamy odkrywać planety wielkości Ziemi na podobnych orbitach. Czy moŜliwe jest, Ŝe coś łączy ze sobą te obiekty ?" Jackson i jego zespół zwrócił swą uwagę na najmniejszą i najbardziej podobną Ziemi planetę jaką udało się dotychczas odkryć - CoRoT-7b. Egzoplaneta, odkryta w lutym 2009 roku przez satelitę Convection, Rotation and Planetary Transits (CoRoT), misję Francuskiej Agencji Kosmicznej, obiega macierzystą gwiazdę w okresie 20,4 godzin. Gwiazda, której wiek szacuje się na 1,5 miliarda lat, leŜy w odległości 480 lat świetlnych w gwiazdozbiorze JednoroŜca. "CoRoT-7b leŜy prawie 60 razy bliŜej swej gwiazdy niŜ Ziemia, przez co gwiazda ta na niebie planety jest około 360 razy większa niŜ Słońce na naszym niebie

40 z 106

"- mówi Jackson. Efektem są ekstremalne temperatury na powierzchni planety sięgające 6 500°C po stronie dziennej. Rozmiary planety, która przy masie 4,8 razy większej od Ziemi ma średnicę o 70% większą, wskazują, Ŝe jest ona prawie na pewno obiektem skalistym (choć zapewne przy tej temperaturze wypalonym, wulkanicznym pustkowiem). "Przy tak wysokiej temperaturze po stronie dziennej jej skalista powierzchnia musiała zostać stopiona, a wokół planety nie moŜe istnieć nic poza rzadką atmosferą - być moŜe odparowanych skał "mówi Jackson szacując, Ŝe ogrzewanie gwiazdy najprawdopodobniej usunęło ogromne ilości, rzędu kilku mas Ziemi, materii skalnej z powierzchni CoRoT-7b. Wykorzystując modelowanie komputerowe śledzące zmiany orbity uraz utratę masy planet naukowcy podjęli próbę cofnięcia zegara by ustalić jak powstała tak dziwna planeta. "Istnieje złoŜona współzaleŜność między ilością traconej przez planetę masy i jej grawitacyjnym oddziaływaniem pływowym na gwiazdę "wyjaśnia Jackson. Te pływy powoli zmieniają orbitę planety powodując jej powolną migrację na ciaśniejsze orbity. Jednocześnie planeta na ciaśniejszej orbicie szybciej traci masę co z kolei spowalnia tempo zmian orbity. Po uwzględnieniu utraty masy i migracji pływowej zespół


naukowców doszedł do wniosku, Ŝe CoRoT-7b w momencie powstania najprawdopodobniej waŜył nawet 100 razy więcej - czyli tyle co Saturn. Znajdował się wówczas ok 50% dalej od gwiazdy macierzystej niŜ obecnie. Naukowcy wykazali jednocześnie, Ŝe niezaleŜnie czy CoRoT-7b rozpoczął Ŝycie jako podobny do Saturna gazowy olbrzym, czy jako skalisty świat od momentu powstania musiał utracić znaczną część masy. "Tak czy inaczej planeta ta znika w oczach "- mówi Jackson. Sugeruje jednocześnie, Ŝe podobne procesy zapewne zachodzą na wielu innych egzoplanetach leŜących blisko gwiazd macierzystych. W rzeczy samej kilka projektów badawczych wykazało, Ŝe wiele gorących jowiszy zostało poddanych podobnym procesom utraty masy i migracji pływowej być moŜe pozostawiając po sobie jądra podobne do CoRoT-7b. "CoRoT-7b moŜe być pierwszą z nowej klasy planet - odparowanych pozostałości jąder "- mówi Jackson. -" Badanie połączonych procesów migracji i utraty masy moŜe być kluczem do rozwiązania historii setek gorących, podobnych do Ziemi planet, które odkryją w najbliŜszym czasie misje takie jak CoRoT czy NASA Kepler." Źródła: Goddard Space Flight Center: Most Earthlike Exoplanet Started out as Gas Giant Ilustracja:

41 z 106

ESO/L. Calçada Original press release follows: Most Earthlike Exoplanet Started out as Gas Giant The most earthlike planet yet found around another star may be the rocky remains of a Saturn-sized gas giant, according to research presented today at the American Astronomical Society meeting in Washington. "The first planets detected outside our solar system 15 years ago turned out to be enormous gas-giants in very tight orbits around their stars. We call them 'hot Jupiters,' and they weren't what astronomers expected to find," said Brian Jackson at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md. "Now, we're beginning to see Earth-sized objects in similar orbits. Could there be a connection?" Jackson and his colleagues turned to CoRoT-7b, the smallest planet and the most like Earth that astronomers have found to date. Discovered in February 2009 by the Convection, Rotation and Planetary Transits (CoRoT) satellite, a mission led by the French Space Agency, CoRoT-7b takes just 20.4 hours to circle its sunlike star, located 480 light-years away in the constellation Monoceros. Astronomers believe the star is about 1.5 billion years old, or about one-third the sun's age. "CoRoT-7b is almost 60 times closer to its star than Earth, so the star appears almost

360 times larger than the sun does in our sky," Jackson said. As a consequence, the planet's surface experiences extreme heating that may reach 3,600 degrees Fahrenheit on the daylight side. CoRoT-7b's size (70 percent larger than Earth) and mass (4.8 times Earth's) indicate that the world is probably made of rocky materials. "But with such a high dayside temperature, any rocky surface facing the star must be molten, and the planet cannot retain anything more than a tenuous atmosphere, even one of vaporized rock," Jackson said. He estimates that solar heating may have already cooked off several Earth masses of material from CoRoT-7b. With the help of computer models that track the planet's mass loss and orbital changes, the researchers have turned back the planet's clock. "There's a complex interplay between the mass the planet loses and its gravitational pull, which raises tides on the star," Jackson explained. Those tides gradually change the planet's orbit, drawing it inward in a process called tidal migration. But closer proximity to the star then increases the mass loss, which in turn slows the rate of orbital change. After accounting for the give-and-take of mass loss and tidal migration, the team finds that CoRot-7b could have weighed in at 100 Earth masses -- or about the heft of Saturn -- when


it first formed. At that time, it orbited 50 percent farther from its star than it does now. The researchers also show that regardless of whether CoRot-7b started life as a Saturn-like gas giant or as a rocky world, the planet has probably lost many Earth masses of material since its formation. "You could say that, one way or the other, this planet is disappearing before our eyes," Jackson said. He suggests that similar processes likely have influenced many other exoplanets that lie close to their stars. In fact, several recent studies suggest that many hot Jupiters have undergone similar mass loss and tidal evolution, perhaps leaving behind remnant cores similar to CoRoT-7b. "CoRoT-7b may be the first in a new class of planet -- evaporated remnant cores," Jackson said. "Studying the coupled processes of mass loss and migration may be crucial to unraveling the origins of the hundreds of hot, earthlike planets space missions like CoRoT and NASA's Kepler will soon uncover." The research team also includes Neil Miller and Jonathan Fortney at the University of California, Santa Cruz; Rory Barnes at the University of Washington's Virtual Planet Lab in Seattle; Sean Raymond at the Astrophysical Laboratory of Bordeaux, France; and Richard Greenberg at the University of Arizona, Lunar and Planetary Lab, in Tucso

42 z 106


Pierwsze światło teleskopu kosmicznego NASA WISE

To wykonane w podczerwieni zdjęcie części konstelacji Kila blisko Drogi Mlecznej zostało wykonane wkrótce po tym jak sonda NASA Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) odrzuciła osłonę chroniącą jej czułe instrumenty w trakcie umieszczania na orbicie. To pierwsze zdjęcie ukazuje tysiące gwiazd na powierzchni trzykrotnie większej od tarczy KsięŜyca. W trakcie misji WISE wykona ponad milion podobnych zdjęć pokrywając całe niebo. <> Zdjęcie zostało wykonane gdy sonda patrzyła w ustalonym kierunku w celu kalibracji układu naprowadzania. Przegląd prowadzony w ramach misji będzie następował podczas ciągłego skanowania nieba - którego ruch będzie korygowany przez lustro skanujące umoŜliwiające uzyskanie nieporuszonych obrazów. Obecnie zespół pracuje nad skoordynowaniem ruchu sondy i lustra. Trwająca osiem sekund ekspozycja ukazuje światło trzech, z czterech pasm jakie WISE będzie rejestrował - barwy przypisano następująco - niebieska fali o długości 3,4 mikrona, zielona - 4,6 mikrona i czerwona - 12 mikronów. Źródła: NASA WISE: WISE 'First-Light' Image Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/UCLA Original press release follows: WISE 'First-Light' Image This infrared snapshot of a region in the constellation Carina near the Milky Way was taken shortly after NASA's Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) ejected its cover. The "first-light" picture shows thousands of stars and covers an area three times the size of the moon. WISE will take more than a million similar pictures covering the whole sky. The image was captured as the spacecraft stared in a fixed direction, in order to help calibrate its pointing system. The mission's survey will be done while the satellite continuously scans the sky, and an internal scan mirror counteracts the motion to create freeze-frame images. The team is working now to match the motions of the spacecraft and the scan mirror precisely. This eight-second exposure shows infrared light from three of WISE's four wavelength bands: Blue, green and red correspond to 3.4, 4.6, and 12 microns, respectively.

43 z 106


Druga najmniejsza egzoplaneta

Łowcy planet wykorzystujący teleskopy Obserwatorium Keck na szczycie wulkanu Mauna Kea na Hawajach odkryli egzoplanetę o masie czterokrotnie większej od masy Ziemi. Planeta ta - o mało romantycznym oznaczeniu HD156668b - to druga najmniejsza egzoplaneta z odkrytych do tej pory. Dołącza on do rosnącej grupy mało masywnych planet określanych mianem super-Ziem. "To

To niezwykłe odkrycie pokazujące, Ŝe moŜemy przesuwać granice i odkrywać coraz to mniejsze planety.

właśnie te najtrudniej jest wykryć "- mówi Howard. Nowe odkrycie ma waŜne znaczenie nie tylko dla poszukiwań egzoplanet ale równieŜ dla badań nad powstaniem i ewolucją planet i układów planetarnych.

Andrew Howard

niezwykłe odkrycie "- mówi Andrew Howard, astronom z Uniwersytetu Kalifornia w Berkely (UCB) -"pokazujące, Ŝe moŜemy przesuwać granice i odkrywać coraz to mniejsze planety". Howard przedstawił odkrycie na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego. Egzoplaneta HD156668b okrąŜa gwiazdę macierzystą, oddaloną o około 80 lat świetlnych od Ziemi, w ciągu nieco ponad czterech dni. Zespół Howarda odkrył planetę obserwując gwiazdę połoŜoną w konstelacji Herkulesa za pomocą 10 metrowego teleskopu Keck I. Naukowcy wykorzystali metodę ruchów radialnych, opierającą się na wykorzystaniu wysokiej rozdzielczości spektrografu Echelle (HIRES) do badania delikatnych przesunięć widma gwiazdy wynikających z jej ruchów wywoływanych oddziaływaniem grawitacyjnym okrąŜającej jej planety. Zmiany widma pozwalają astronomom określić masę egzoplanety i cech jej orbity. Wykorzystując tę technikę odkryto juŜ blisko 400 planet, jednak większość z nich ma masę większą od Jowisza. "Od dawna celem astronomów jest odkrycie planet o małych masach. Jednak to

44 z 106

Źródła: W.M.Keck Observatory: Second smallest exoplanet found to date discovered at Keck Ilustracja: Andrew Howard, UCB Original press release follows: Second smallest exoplanet found to date discovered at Keck Planet hunters using Keck Observatory have detected an extrasolar planet that is only four times the mass of Earth. The planet is the second smallest exoplanet ever discovered and adds to astronomers’ growing cadre of low mass planets called super-Earths. “This is quite a remarkable discovery,” said astronomer Andrew Howard of the University of California at Berkeley, or UCB. “It shows that we can push down and find smaller and smaller planets.” He announced the discovery at the 215th American Astronomical Society meeting held Jan. 4-7, 2010 in Washington D.C. Dubbed HD156668b, the planet orbits its parent star in just over four days and is located roughly 80 light years from Earth in the


direction of the constellation Hercules. Howard, along with his colleagues from the California Planet Search team (CPS) Geoff Marcy of UCB, Debra Fischer of Yale University, John Johnson of the California of Institute of Technology and Jason Wright of Penn State University, discovered the new planet with the 10-meter Keck I telescope atop Mauna Kea in Hawai’i. The researchers used the radial velocity or wobble method, which relies on Keck’s High Resolution Echelle Spectrograph, or HIRES instrument, to spread light collected from the telescope into its component wavelengths or colors. The result is called a spectrum. When the planet orbits around the back of the parent star, its gravity pulls slightly on the star causing the star’s spectrum to shift toward redder wavelengths. When the planet orbits in front of the star, it pulls the star in the other direction. The star’s spectrum shifts toward bluer wavelengths. The color shifts give astronomers the mass of the planet and the characteristics of its orbit, such as the time it takes to orbit the star. Nearly 400 planets around other stars were discovered using this technique. But, the majority of these planets are Jupiter-sized or larger. “It’s been astronomers long-standing goal to find low mass planets, but they are really

45 z 106

hard to detect,” Howard said. He added that the new discovery has implications for not only exoplanet research but also for solving the puzzle of how planets and planetary systems form and evolve. Astronomers have pieces of the formation and evolutionary puzzle from the discovery of hundreds of high-mass planets. But, “there are important pieces, we don’t have yet. We need to understand how low mass planets, like superEarths, form and migrate,” Howard said. The goal of the Eta-Earth Survey for Low Mass Planets, which was the brainchild of Marcy, was to find these super-Earths. So far the survey has discovered two near-Earth-mass planets with more are on the way, Howard said. He and his colleagues were granted time at Keck Observatory through NASA and the University of California. The W. M. Keck Observatory operates two 10-meter optical/infrared telescopes on the summit of Mauna Kea on the island of Hawai’i and is a scientific partnership of the California Institute of Technology, the University of California and NASA. For more information please call 808.881.3827 or visit http://www.keckobservatory.org.


T Pyx - zagroŜenie z kosmosu

Pod koniec zeszłego tygodnia przez róŜne media przewinęła się informacja o moŜliwym, potencjalnym, bardzo prawdopodobnym zagroŜeniu wybuchem supernowej T Kompasa (Pyxidis) w ciągu... no właśnie juŜ tutaj pojawia się problem, bo dla przykładu Polska Agencja Prasowa podała czas eksplozji na milion lat. Choć skąd pojawiła się taka liczba - moŜe ktoś nie doczytał, albo nie dosłyszał, Ŝe w oryginalnych informacjach prezentowanych przez autora badań było 10 milionów lat, następnie w informacjach w space.com była mowa o millions czyli juŜ prawie o milionie. Wróćmy zatem moŜliwie blisko oryginału i rozwiejmy ewentualne lęki. W trakcie dorocznego spotkania Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego prof. Edward Sion z Uniwersytetu Villanova zaprezentował nowe wyniki badań nowej powrotnej T Pyxidis, której kolejna erupcja powinna była nastąpić jakieś 20 lat temu (erupcje re regularnie obserwowano co około 19 lat od 1890 roku). Według obliczeń prof. Siona gwiazda ta znajduje się znacznie bliŜej niŜ do tej pory sądzono - 3260 lat świetlnych, a jej masa gdy brakuje powtarzających się wyrzutów obserwowanych jako nowe - moŜe zbliŜać się do granicy Chandrasekhara. Gdy biały karzeł, którym jest T Pyx przekroczy tę masę gwiazda eksploduje jako supernowa. W normalnym cyklu na powierzchni białego karła, na którego spływa materia z sąsiadującej gwiazdy, co powien czas następuje zapłon termojądrowy obserwowany jako nowa powrotna, a w jego następstwie odrzucenie znacznych ilości materii w przestrzeń w postaci kolejnych otoczek. JeŜeli cykl ten się powtarza regularnie, gwiazda pozostaje wystarczająco mało masywna i staje się nową powrotną. Jednak brak rozbłysków od 1966 roku zachęcił prof. Siona do zbadania gwiazdy - w tym celu przeanalizowano zdjęcia gwiazdy wykonane przez teleskop kosmiczny Hubble aby określić czy gwiazda wyrzuca wystarczające ilości materii. Analiza danych doprowadziła prof. Siona do wniosku, Ŝe gwiazda ta potencjalnie za około

10 milionów lat moŜe eksplodować jako supernowa typu Ia. Jednocześnie warto zwrócić uwagę na analizę Bradleya Schaefera i współpracowników, którzy badając otoczki materii wyrzucanej przez T Pyx doszli do wniosku, Ŝe brak wyrzutów materii wynika z faktu spadku tempa akrecji materii i doprowadzi do hibernacji nowej na okres około 2,5 miliarda lat. Ryzyko związane z ewentualną eksplozją supernowej teŜ jest dyskusyjne. Do tej pory uwaŜano za jednoznaczne iŜ supernowa w odległości 100 lat świetlnych byłaby katastrofalnym wydarzeniem dla Ziemi. T Pyx jest 30 razy dalej. Według prof. Siona główne zagroŜenie wynika z połoŜenia osi rotacji gwiazdy względem Ziemi, która najprawdopodobniej jest skierowana w naszą stronę. A to oznacza, Ŝe wiązki twardego promieniowania, skolimowane przez pola magnetyczne supernowej, trafiłyby w Układ Słoneczny i mogą doprowadzić do zniszczenia warstwy ozonowej. To czyni z niej większe zagroŜenie (za 10 milionów lat) niŜ z Betelgeuzy, która jest pięć razy bliŜej, która zapewne znacznie wcześniej eksploduje jako supernowa (w zeszłym roku naukowcy donosili o tym, iŜ wedle pomiarów gwiazda ta zapada się od 15 lat, a tempo zapadania narasta) ale jej oś obrotu jest ustawiona tak, iŜ strugi twardego promieniowania na pewno nie trafią w Ziemię. Reasumując - T Pyx - być moŜe eksploduje za 10 milionów

46 z 106


lat, a moŜe dopiero za dwa miliardy lat zacznie błyskać ponownie jako nowa. A nawet jeŜeli eksploduje - od czasu kiedy zeszliśmy z drzewa minęło około 10 milionów lat... więc gdzie, i czym, będziemy za 10 milionów lat ? Źródła: UStream: American Astronomical Society Press Conference arXiv.org: Bradley E. Schaefer, Ashley Pagnotta, Michael M. Shara "The Nova Shell and Evolution of the Recurrent Nova T Pyxidis" Space.com: Explosive Nearby Star Could Threaten Earth Universe Today: Could A Faraway Supernova Threaten Earth? Zdjęcie: Universe Today

47 z 106


Gwiezdna kołyska sprzed 12 miliardów lat

Wykorzystując dane zebrane przez kosmiczne obserwatorium Europejskiej Agencji Kosmicznej Herschel astronom Gaelen Marsden z Uniwersytetu British Columbia uzyskał najdokładniejsze zdjęcia odległego Wszechświata sprzed 12 miliardów lat. Zdjęcia, zaprezentowane podczas pierwszego sympozjum naukowego Herschel w Madrycie, ukazują dziesiątki tysięcy galaktyk na najwcześniejszych etapach rozwoju - w czasie, kiedy od Wielkiego Wybuchu minęło zaledwie miliard lat. "Zdjęcia te

Ujrzenie tak niezwykłych zdjęć juŜ po 14 godzinach obserwacji zaostrza apetyt na to co uzyskamy z obserwacji w pełnym wymiarze czasu i na większych obszarach Wszechświata. To da nam o wiele lepszy pogląd na to jak zmieniały się procesy tworzenia gwiazd wraz z upływem czasu Seb Oliver

pozwalają nam zobaczyć 10 razy więcej galaktyk niŜ kiedykolwiek wcześniej i to z niezwykłą dokładnością "- mówi Marsden, który ostatnie pięć lat pracował nad podobnymi, choć niŜszej rozdzielczości, zdjęciami zebranymi wcześniej. -" Ogromnie satysfakcjonujące jest ujrzeć wysoką czułość i rozdzielczość, do jakich zyskujemy dostęp wraz z nowymi danymi zebranymi przez teleskop Herschel. Pozwalają nam one przyjrzeć się bliŜej gwiazdom w trakcie wczesnych i niezwykle istotnych faz tworzenia się. W przyszłości dane te mogą zmienić sposób w jaki badamy te procesy." Herschel to największy i najdroŜszy teleskop kosmiczny jaki kiedykolwiek zbudowano. WyposaŜono go w trzy kamery podczerwone: SPIRE, PACS i HIFI. Został wyniesiony w przestrzeń kosmiczną 14 maja 2009 roku na szczycie rakiety nośnej Ariane-5, następne 2 miesiące zajęło mu dotarcie do punktu, z którego prowadzone są obserwacje. Dane

48 z 106

zbierane przez teleskop są analizowane w ramach największego programu badawczego obserwatorium - programu wielowątkowego przeglądu obiektów pozagalaktycznych HerMES (Herschel Multi-tiered Extragalactic Survey), w którym uczestniczy ponad 100 astronomów z sześciu krajów. Celem projeku jest stworzenie mapy Wszechświata takiego, jakim był 12 miliardów lat temu. Oczekuje się, Ŝe odkrytych zostanie setki tysięcy galaktyk na najwcześniejszych etapach ewolucji. Pierwsze wyniki programu HerMES zostały uzyskane za pomocą kamery SPIRE, która jest w stanie zaglądać wgłąb najzimniejszych obłoków pyłu po to, by dostrzec najodleglejsze obszary powstawania gwiazd. Jej trzy barwne filtry pozwalają tworzyć kompozytowe obrazy, na których kolor wskazuje temperaturę badanego regionu. To z kolei umoŜliwia astronomom określenie warunków fizycznych panujących w najdalszych rejonach tworzących gwiazdy. "Ujrzenie tak niezwykłych zdjęć juŜ po 14 godzinach obserwacji zaostrza apetyt na to co uzyskamy z obserwacji w pełnym wymiarze czasu i na większych obszarach Wszechświata "- mówi Seb Oliver. -" To da nam o wiele lepszy pogląd na to jak zmieniały się procesy tworzenia gwiazd wraz z upływem czasu." Źródła: University


of British Columbia: UBC astronomers unveil images of 12-billion-year-old space nursery Zdjęcie: hermes/University of British Columbia Original press release follows: UBC astronomers unveil images of 12-billionyear-old space nursery A University of British Columbia astronomer has produced the most detailed images of deep space from 12 billion years ago, using data from the European Space Agency's Herschel Space Observatory. Recently presented at the first International Herschel Science Meeting in Madrid, Spain, the images by UBC post-doctoral fellow Gaelen Marsden reveal tens of thousands of newlydiscovered galaxies at the early stages of formation – just one billion years after the Big Bang, when the Universe was a thriving nursery of newlyformed stars. "These images allow us to see 10 times more galaxies than ever before and with stunning clarity," says Marsden, who has spent the past few years working on similar but lower-resolution images from previously collected data. "It is incredibly rewarding to see the high sensitivity and resolution that the new Herschel data have enabled. They allow us to take a close look at the stars during early and vital stages of formation, and could change the way we study formation in the future." Herschel

is the largest and most expensive space telescope ever built. It is equipped with three infrared cameras: SPIRE, PACS and HIFI. Herschel was successfully launched on May 14, 2009 aboard an Ariane-5 rocket from Europe's spaceport in French Guiana, for a two-month trip to its observation point, some 1.5 million kilometres above Earth. Data collected by Herschel are being analysed by the programme's biggest research project, the Herschel Multi-tiered Extragalactic Survey (HerMES). The project consists of more than 100 astronomers from six countries, including UBC Astronomy Professors Mark Halpern and Douglas Scott and post-doctoral fellows Ed Chapin, Gaelen Marsden, Elisabetta Valiante and Don Wiebe. The HerMES project aims to produce a map of the Universe as it was as far back as 12 billion years ago and is expected to discover hundreds of thousands of new galaxies at early stages of their formation. The first results from the HerMES survey come from the SPIRE camera, in which Canadians are involved through the support of the Canadian Space Agency (CSA). The SPIRE infrared camera is capable of peering into the coldest dust clouds to see the most distant sites of star formation. Its three filters allow for a colour composite image to be made, where the colour indicates the temperature of the region. This

allows astronomers to learn about the physical conditions in some of the most distant sites of star formation and untangle the mysteries of how the first stars formed. "Seeing such stunning images after just 14 hours of observations gives us high expectations for the full length observations over much larger regions of the Universe," says Seb Oliver, a U.K. lead in the project. "This will give us a much clearer idea of how star formation has progressed throughout the history of the Universe." This survey was preceded by the successful BLAST project, the Antarctic balloon experiment that inspired a full-length documentary "BLAST! The Movie." BLAST used a replica of the SPIRE camera and provided a glimpse of what was to come. "While BLAST provided exciting results, the ability to go into space for an extended period of time allows for much more ambitious surveys of the distant Universe," says UBC's Douglas Scott, part of the CSA-funded UBC BLAST team. "The Herschel telescope has the biggest mirror to be launched into space, and this provides images which are less blurred than those collected by BLAST." A major goal of the Herschel mission is to discover how galaxies were formed and how they evolved to give rise to present-day galaxies like our own Milky Way Galaxy. Professors Halpern and Scott of UBC's Department of Physics & Astronomy are experts in understanding galaxy formation through using far-infrared, millimetre wavelength and microwave radiation and will actively participate in the HerMES project as it produces more results. "We chose to feature these images first because they show what we believe is the most important result in the initial science release of this satellite – and the key to the early star formation history of the Universe," says Halpern.

49 z 106


Gorące serce Meduzy

Badania dwóch pozostałości supernowych wykonane przez amerykańsko-japońskie obserwatorium Suzaku pozwoliły odkryć nigdy wcześniej nie widziane popioły pozostałe po kulach ognia o wysokiej temperaturze, które powstały w wyniku eksplozji. Mimo upływu tysięcy lat gaz we wnętrzu tych gwiezdnych wraków zachował ślady temperatur 10 000 razy wyŜszych niŜ temperatura powierzchni Słońca.

To pierwszy dowód istnienia nowego typu pozostałości po supernowej - takiego, który tuŜ po eksplozji został podgrzany

elektrony zbliŜają się do jąder atomowych. Ich wzajemne oddziaływanie odchyla tor elektronów, które w procesie emitują promienie rentgenowskie. Elektrony te mają energie odpowiadającą 7 milionom stopni Celsjusza.

Hiroya Yamaguchi

Pozostałości po supernowych zazwyczaj szybko stygną w wyniku gwałtownej ekspansji następującej po eksplozji. Później, w trakcie zderzania się z rzadkim gazem ośrodka międzygwiezdnego, pozostałości stopniowo ogrzewają się. Korzystając z czułości satelity Suzaku zespół kierowany przez Hiroya Yamaguchi i Midori Ozawa z Uniwersytetu Kioto odkrył niezwykłe cechy w widmie rentgenowskim IC 433, mgławicy znajej takŜe jako Meduza. Mgławica, leŜąca w odległości około 5000 lat świetlnych w obrębie konstelacji Bliźniąt, powstała około 4000 lat temu. Emisja rentgenowska ma kształt zbliŜony do koła i leŜy w północnej części widocznej w paśmie widzialnym mgławicy. Spektrometry rentgenowskie Suzaku(XIS) pozwalają astronomom odgadnąć jakie procesy są odpowiedzialne za emisję promieniowania. Część promieniowania rentgenowskiego z mgławicy powstaje gdy szybko poruszające się, swobodne

50 z 106

Jednak nie te części widma zwróciły szczególną uwagę astronomów. Kilka stanowiło zagadkę: "Te struktury wskazują obecność znacznych ilości krzemu i siarki, których atomy zostały całkowicie pozbawione elektronów "- mówi Yamaguchi. Te gołe jądra emitują promieniowanie rentgenowskie w trakcie gdy odzyskują utracone elektrony. Jednak aby usunąć wszystkie elektrony z atomu krzemu konieczne są temperatury przekraczające 17 milionów stopni Celsjusza. Jeszcze wyŜsze temperatury konieczne są do ogołocenia z elektronów siarki. "Te jony nie mogą powstawać w warunkach występujących obecnie w mgławicy "- mówi Yamaguchi. -" Oznacza to, Ŝe widzimy jony wytworzone przez ogromne temperatury, które zaistniały tuŜ po wybuchu supernowej." Zespół sądzi, Ŝe supernowa miała miejsce w stosunkowo gęstym środowisku, być moŜe wewnątrz kokonu, który gwiazda wytworzyła sama, zanim eksplodowała. W miarę starzenia się, masywne gwiazdy pozbywają się materii w postaci intensywnego wiatru gwiezdnego tworząc wokół siebie gazowo-pyłowy kokon. Kiedy gwiazda wybucha fala uderzeniowa przemierza gęsty kokon ogrzewając go do temperatur przekraczających


50 milionów stopni Celsjusza - czyli 10 000 razy wyŜszych niŜ temperatura powierzchni Słońca. W końcu fala uderzeniowa dociera do właściwej przestrzeni międzygwiezdnej, gdzie gęstość gazu moŜe być tak niska, Ŝe w 1cm znajduje się zaledwie jeden atom. Tam, w środowisku o niskiej gęstości, młoda pozostałość po supernowej moŜe wreszcie swobodnie i gwałtownie się rozszerzyć. Ekspansja schładza elektrony, ale równieŜ rozrzedza gaz pozostały po supernowej do tego stopnia, Ŝe zderzenia między cząstkami stają się bardzo rzadkie. PoniewaŜ w tych warunkach mogą upłynąć tysiące lat zanim atom odzyska elektron najgorętsze jony Mgławicy Meduza przetrwały do dzisiaj: "Suzaku dostrzegł gorące serce Meduzy "mówi Ozawa, komentując publikację wyników na łamach The Astrophysical Journal. Zespołowi astronomów udało się odkryć kolejny ślad gorącego wybuchu w pozostałości znanej jako W49B leŜącej w odległości 35 000 lat świetlnych. Tutaj naukowcy odkryli promieniowanie prawie całkowicie zjonizowanych atomów Ŝelaza, co oznacza, Ŝe temperatura musiała przekroczyć 30 milionów stopni Celsjusza. Źródła: NASA: Suzaku Finds "Fossil" Fireballs from Supernovae Zdjęcie: JAXA/NASA/Suzaku IC

443: RA 06h 16m 36s, Dek: +22° 31' 00"; mapka: Stellarium

circular patch in the northern part of the visible nebulosity.

Original press release follows: Suzaku Finds "Fossil" Fireballs from Supernovae

Suzaku's X-ray Imaging Spectrometers (XISs) separate X-rays by energy in much the same way as a prism separates light into a rainbow of colors. This allows astronomers to tease out the types of processes responsible for the radiation.

Studies of two supernova remnants using the Japan-U.S. Suzaku observatory have revealed never-before-seen embers of the high-temperature fireballs that immediately followed the explosions. Even after thousands of years, gas within these stellar wrecks retain the imprint of temperatures 10,000 times hotter than the sun's surface. "This is the first evidence of a new type of supernova remnant -- one that was heated right after the explosion," said Hiroya Yamaguchi at the Institute of Physical and Chemical Research in Japan. A supernova remnant usually cools quickly due to rapid expansion following the explosion. Then, as it sweeps up tenuous interstellar gas over thousands of years, the remnant gradually heats up again. Capitalizing on the sensitivity of the Suzaku satellite, a team led by Yamaguchi and Midori Ozawa, a graduate student at Kyoto University, detected unusual features in the X-ray spectrum of IC 443, better known to amateur astronomers as the Jellyfish Nebula. The remnant, which lies some 5,000 light-years away in the constellation Gemini, formed about 4,000 years ago. The X-ray emission forms a roughly

51 z 106

Some of the X-ray emission in the Jellyfish Nebula arises as fast-moving free electrons sweep near the nuclei of atoms. Their mutual attraction deflects the electrons, which then emit X-rays as they change course. The electrons have energies corresponding to a temperature of about 12 million degrees Fahrenheit (7 million degrees Celsius). Several bumps in the Suzaku spectrum were more puzzling. "These structures indicate the presence of a large amount of silicon and sulfur atoms from which all electrons have been stripped away," Yamaguchi said. These "naked" nuclei produce X-rays as they recapture their lost electrons. But removing all electrons from a silicon atom requires temperatures higher than about 30 million degrees F (17 million C); hotter still for sulfur atoms. "These ions cannot form in the present-day remnant," Yamaguchi explained. "Instead, we're seeing ions created by the enormous temperatures that immediately followed the supernova." The team suggests that the supernova occurred in a relatively


dense environment, perhaps in a cocoon of the star's own making. As a massive star ages, it sheds material in the form of an outflow called a stellar wind and creates a cocoon of gas and dust. When the star explodes, the blast wave traverses the dense cocoon and heats it to temperatures as high as 100 million degrees F (55 million C), or 10,000 times hotter than the sun's surface. Eventually, the shock wave breaks out into true interstellar space, where the gas density can be as low as a single atom per cubic centimeter -- about the volume of a sugar cube. Once in this low-density environment, the young supernova remnant rapidly expands. The expansion cools the electrons, but it also thins the remnant's gas so much that collisions between particles become rare events. Because an atom may take thousands of years to recapture an electron, the Jellyfish Nebula's hottest ions remain even today, the astronomers reported in the Nov. 1 issue of The Astrophysical Journal. "Suzaku sees the Jellyfish's hot heart," Ozawa said. The team has already identified another fossil fireball in the supernova remnant known as W49B, which lies 35,000 light-years away in the constellation Aquila. In the Nov. 20 edition of The Astrophysical Journal, Ozawa, Yamaguchi and colleagues report X-ray emission from iron atoms that are almost completely stripped of electrons. Forming these ions requires temperatures in excess of 55 million degrees F (30 million C)-- nearly twice the observed temperature of the remnant's electrons. Launched on July 10, 2005, Suzaku was developed at the Japanese Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), which is part of the Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA), in collaboration with NASA and other Japanese and U.S. institutions.

52 z 106


Plamy na powierzchni Betelgezy

Wykorzystując dane interferometryczne zebrane przez niedziałający juŜ interferometr IOTA w Arizonie międzynarodowy zespół astronomów pod kierunkiem Xaviera Haubois, astronoma Obserwatorium Paryskiego (LESIA), uzyskał najlepszy jak do tej pory obraz powierzchni Betelgezy, czerwonego nadolbrzyma w konstelacji Orion. Obraz wykazuje obecność dwóch gigantycznych jasnych plam - o średnicy porównywalnej do odległości między Słońcem a Ziemią. Plamy te zajmują znaczną część powierzchni gwiazdy. To pierwszy bezpośredni i jednocześnie jednoznaczny dowód działania na innej niŜ Słońce gwieździe konwekcji, procesu w którym energia cieplna jest unoszona ku powierzchni gwiazdy przez ruchy gazu. Uzyskane wyniki pozwalają lepiej zrozumieć budowę i ewolucję nadolbrzymów. Betelgeza to czerwony nadolbrzym leŜący w konstelacji Oriona. Gwiazda ta jest 600 razy większa od Słońca i wypromieniowuje mniej więcej 100 000 razy więcej energii. Ale okazuje się, Ŝe podobnie jak Słońce, na jej powierzchni są jasne i ciemne plamy. Struktury takie powstają jako efekt konwekcji cieplnej. Plamy na powierzchni Słońca są znane i obserwowane od dawna (choć od trzech lat Słońce będąc w minimum aktywności nie pokazuje ich zbyt wiele). JednakŜe do tej pory nie ma pewności, czy podobne mechanizmy działają na innych gwiazdach, w szczególności nadolbrzymach, których rozmiar, cechy fizyczne i ścieŜka ewolucji tak drastycznie róŜnią się od słonecznej. JuŜ wcześniej uzyskiwano obrazy powierzchni Betelgezy o niŜszej jakości. Jednak były to głównie modele powierzchni zrekonstruowane z danych interferometrycznych. Teraz jednak astronomowie uzyskali (korzystając z dwóch niezaleŜnie przeprowadzonych algorytmów rekonstrukcji obrazu z danych interferometrycznych) prawdziwy obraz powierzchni. Po raz pierwszy moŜna ujrzeć jasne plamy i określić rozmiary większej z nich. Analiza jasności plam wskazuje na wyŜszą o 500 stopni temperaturę w jej obszarze w porównaniu do średniej temperatury gwiazdy wynoszącej 3600K. Większa z dwóch plam ma średnicę 1/4 średnicy gwiazdy - 1,5 j.a. To pokazuje na istotną róŜnicę w stosunku

53 z 106

do komórek konwekcyjnych Słońca, z których rzadko która osiąga średnicę 1/20 promienia Słońca. Jednak ich cechy pasują do teorii iŜ powstają jako wynik konwekcji, co oznacza, Ŝe po raz pierwszy udało się dostrzec ten mechanizm na gwieździe innej niŜ Słońce. Źródła: X. Haubois et al., "Imaging the spotty surface of Betelgeuse in the H band", 2009, A&A, 508, 923 l'Observatoire de Paris: Unprecedented details on the surface of the Betelgeuse star Zdjęcie: Haubois / Perrin (LESIA, Observatoire de Paris) Betelgeza: RA05h55m10.3053, Dek: 07°24'25.426 Original press release follows: Unprecedented details on the surface of the Betelgeuse star By using interferometry, an international team led by an astronomer of Paris Observatory (LESIA) obtained an unprecedented image of the surface of the red supergiant Betelgeuse, in the constellation of Orion. The image reveals the presence of two giant bright spots, whose size is equivalent to the distance Earth-Sun: they cover a large fraction of the surface. It is a first strong and direct indication of the presence of phenomena of convection, transport


of heat by the moving matter, in a star other than the Sun. This result allows to better understand the structure and the evolution of supergiants. Betelgeuse is a red supergiant located in the constellation of Orion. This star is quite different from our Sun: 600 times larger in dimension, it radiates approximately 100 000 times more energy. But following the Sun, this type of object also reveals a surface with bright and dark spots, i.e. hotter and colder spots. These structures would be mainly due to the phenomenon of convection, i.e. the transport of heat by the matter currents. This phenomenon is observed every day in the boiling water. On the surface of the Sun, these spots are rather well-known and visible. However, it is not at all the case for other stars and in particular the supergiants. The size, the physical characteristics and the life time of these dynamical structures remain unknown. Other images of less quality, of Betelgeuse surface had already been obtained in the past. They were primarily models of the surface constrained from the interferometric data. Now, the researchers have a true image whose richness exceeds what is possible to imagine from a model. For the first time, one can say that two spots are present and determine the size of the largest. Perhaps this difference in dimension correspond

54 z 106

to different physical phenomena. The analysis of the brightness of the spots shows a variation of 500 degrees compared to the average temperature of the star (3 600 Kelvins). The largest of the two structures has a dimension equivalent to the quarter of the star diametre (or one and a half the distance Earth-Sun). This marks a clear difference with the Sun where the cells of convection are much finer and reach hardly 1/20th of the solar radius (a few Earth radius). These characteristics are compatible with the idea of luminous spots produced by the convection. These results constitute a first strong and direct indication of the presence of convection on the surface of a star other than the Sun.


Astronomowie wyjaśniają sekwencję Hubble'a

Po raz pierwszy dwóch astronomów wyjaśniło róŜnorodność kształtów galaktyk obserwowanych we Wszechświecie. Dr Andrew Benson z Kalifornijskiego Instytutu Technologicznego (Caltech) oraz dr Nick Devereux z Uniwersytetu Arizona Embry-Riddle prześledzili ewolucję galaktyk przez 13 miliardów lat od wczesnych lat Wszechświata po czasy współczesne. Wyniki ich analizy zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. szczegółowego wyjaśnienia. Byliśmy zdumienie gdy ujrzeliśmy dokładność naszego modelu, który precyzyjnie przewidział zarówno liczbę jak i róŜnorodność typów galaktyk dr Nick Devereux

Galaktyki to zbiorowiska gwiazd, planet, pyłu i gazu, które składają się na większą część widzialnej składowej Wszechświata. Najmniejsze z nich zawierają kilka milionów gwiazd. Największe - tryliony gwiazd. W latach 30. XX wieku Edwin Hubble zaproponował klasyfikację galaktyk, która stała się znana jak Sekwencja Hubble'a. Są trzy podstawowe kształty galaktyk: spirale - w których ramiona materii w postaci spiral odchodzą od niewielkiego centralnego zgrubienia; spirale z poprzeczką - w których ramiona mają początek w znacznie większym zgrubieniu - poprzeczce; oraz eliptyczne - w których gwiazdy galaktyki są rozmieszczone stosunkowo równomiernie w zgrubieniu a brak jest ramion spiralnych. Dla przykładu - Droga Mleczne jest klasyfikowana jako galaktyka spiralna z poprzeczką i zawiera między dwoma a czterema tysiącami milionów gwiazd. Wyjaśnienie jak powstała Sekwencja Hubble'a stanowi zagadkę - jest w miarę oczywiste, Ŝe odmienne typy galaktyk powstają w wyniku odmiennych ścieŜek ewolucji, jednak do tej pory brakowało

55 z 106

Benson i Devereux powiązali dane z podczerwonego przeglądu 2MASS (Two Micron All Sky Survey ) z zaawansowanym modelem komputerowym własnego projektu GALFORM by odtworzyć ewolucyjną historię Wszechświata w trakcie ostatnich 13 miliardów lat. Ku ich zaskoczeniu (i niewątpliwie satysfakcji) obliczenia nie tylko odtworzyły róŜnorodne kształty galaktyk ale równieŜ proporcje ich ilości. Model wykorzystany przez astronomów wykorzystuje teorię Wszechświata znaną jako model "Lambda Zimnej Ciemnej Materii", w którym Lambda to tajemnicza ciemna energia, która - jak wierzą naukowcy - stanowi około 72% Wszechświata, podczas gdy zimna ciemna materia stanowi kolejne 23%. W modelu tym materia barionowa - widzialny komponent Wszechświata, który znamy i dostrzegamy - składająca się na gwiazdy i planety, z których zbudowane są galaktyki, stanowi zaledwie 4% Wszechświata. UwaŜa się, Ŝe galaktyki są osadzone w ogromnych otoczkach ciemnej materii i to stanowi według Bensona i Devereux klucz do ich ewolucji. Według ich modelu liczba zderzeń pomiędzy otoczkami i ich galaktykami prowadzi do powstania róŜnych klas galaktyk. Galaktyki eliptyczne są efektem wielokrotnych zderzeń, podczas gdy galaktyki spiralne niewielu, lub Ŝadnych. Kształt naszej Drogi Mlecznej wskazuje, Ŝe przeszła złoŜoną historię


ewolucji, z jedynie kilkoma mniejszymi zderzeniami i przynajmniej jednym epizodem prowadzącym do zapadnięcia się wewnętrznej części dysku prowadzącym do powstania duŜej centralnej poprzeczki. "Nowe wyniki wskazują kierunek dalszych badań. Naszym celem jest porównanie wyników modelu z obserwacjami dalszych galaktyk wykonanymi przez teleskop Hubble'a oraz tymi, które uzyska planowany teleskop kosmiczny James Webb (JWST) "- mówi Devereux. Źródła: Andrew J. Benson, Nick Devereux, "The Origin of the Hubble Sequence in Lambda-CDM Cosmology", arXiv:0911.4480v2 [astro-ph.CO] Royal Astronomical Society: How Galaxies came to be: Astronomers explain Hubble Sequence Zdjęcie: A. Benson (University of Durham), NASA / STScI Original press release follows: How Galaxies came to be: Astronomers explain Hubble Sequence For the first time, two astronomers have explained the diversity of galaxy shapes seen in the universe. The scientists, Dr Andrew Benson of the California Institute of Technology (Caltech) and Dr Nick Devereux of Embry-Riddle University in Arizona,

56 z 106

tracked the evolution of galaxies over thirteen billion years from the early Universe to the present day. Their results appear in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

the evolutionary history of the Universe over thirteen billion years. To their surprise, their computations reproduced not only the different galaxy shapes but also their relative numbers.

Galaxies are the collections of stars, planets, gas and dust that make up most of the visible component of the cosmos. The smallest have a few million and the largest as many as a million million (a trillion) stars.

“We were completely astonished that our model predicted both the abundance and diversity of galaxy types so precisely”, said Devereux. “It really boosts my confidence in the model”, added Benson.

American astronomer Edwin Hubble first developed a taxonomy for galaxies in the 1930s that has since become known as the ‘Hubble Sequence’. There are three basic shapes: spiral, where arms of material wind out in a disk from a small central bulge, barred spirals, where the arms wind out in a disk from a larger bar of material and elliptical, where the galaxy’s stars are distributed more evenly in a bulge without arms or disk. For comparison, the galaxy we live in, the Milky Way, has between two and four hundred thousand million stars and is classified as a barred spiral.

The astronomers’ model is underpinned by and endorses the ‘Lambda Cold Dark Matter’ model of the Universe. Here ‘Lambda’ is the mysterious ‘dark energy’ component believed to make up about 72% of the cosmos, with cold dark matter making up another 23%. Just 4% of the Universe consists of the familiar visible or ‘baryonic’ matter that makes up the stars and planets of which galaxies are comprised.

Explaining the Hubble Sequence is complex. The different types clearly result from different evolutionary paths but until now a detailed explanation has eluded scientists. Benson and Devereux combined data from the infrared Two Micron All Sky Survey (2MASS) with their sophisticated GALFORM computer model to reproduce

Galaxies are thought to be embedded in very large haloes of dark matter and Benson and Devereux believe these to be crucial to their evolution. Their model suggests that the number of mergers between these haloes and their galaxies drives the final outcome – elliptical galaxies result from multiple mergers whereas disk galaxies have seen none at all. Our Milky Way galaxy’s barred spiral shape suggests it has seen a complex evolutionary history, with only a few minor collisions and at least one episode where the inner disk collapsed to form the large central bar. “These new findings set a clear direction for future research. Our goal now is to compare the model predictions with observations of more distant galaxies seen in images obtained with the Hubble and those of the soon to be launched James Webb Space Telescope (JWST)”, said Devereux.


Efekt zwierciadła magnetycznego

Od momentu kiedy sonda badająca krawędzie Układu Słonecznego NASA IBEX (Interstellar Boundary Explorer) opublikowała pierwszą całościową mapę krawędzi Układu Słonecznego heliofizycy intensywnie pracowali nad takim przebudowaniem modeli aby uwzględnić w nich odkryty przez IBEX wąski pas jasnego promieniowania, którego wcześniejsze modele nie przewidywały. Badanie

Uruchamiając IBEX zobaczyliśmy, Ŝe Układ Słoneczny jest zapaloną świecą i widzimy odbite przez ściany jaskini jego światło Arik Posner

przeprowadzony przez zespół naukowców kierowany przez Jacoba Heerikhuisen z Uniwersytetu Alabama, sfinansowane przez program NASA Heliophysics Guest Investigator pozwoliły na stworzenie poprawionego modelu, który wyjaśnia i jednocześnie pozwala odtworzyć wyniki uzyskane przez IBEX. Nowy efekt, zaproponowany przez zespół IBEX wkrótce po tym jak ujrzano tasiemkę jasnego promieniowania, polega na tym iŜ pole magnetyczne otaczające Układ Słoneczney - czyli lokalne galaktyczne pole magnetyczne - działa wobec obserwowanych przez IBEX cząsteczek jak zwierciadło. Wyniki analizy zostały opublikowane na łamach Astrophysical Journal Letters. Naładowane cząstki poruszają się wokół linii pola magnetycznego. Gdy nagle utracę ładunek odlatują w linii prostej w kierunku, w którym poruszały się w momencie utraty ładunku. Tylko te cząstki, które poruszając się wokół lustra magnetycznego są uwalniane w momencie gdy owo lustro jest skierowane w naszą stronę mogą zostać wykryte przez sondę IBEX. Cząstki te powstają wewnątrz heliosfery

- w obszarze zdominowanym przez pole magnetyczne Słońca. Tutaj tracą ładunek i opuszczają Układ Słoneczny. Gdzieś poza nim znowu tracą neutralność i zaczynają poruszać się wokół linii galaktycznego / międzygwiezdnego pola magnetycznego. Heliofizycy nie spodziewali się ujrzeć efektu lustra co, jak mówi Arik Posner z programu IBEX "przypominało badanie nieznanej jaskini. Uruchamiając IBEX zobaczyliśmy, Ŝe Układ Słoneczny jest zapaloną świecą i widzimy odbite przez ściany jaskini jego światło. Odkryliśmy przy okazji, Ŝe owe ściany działają jako delikatne lustro a nie typowe ściany." To co pokazały dane IBEX to między innymi fakt, iŜ ściany jaskini, którą badamy zdają się mieć proste i gładkie ściany magnetyczne przypominające nieco tunel metra. Sonda pozwala pośrednio obserwować kierunek lokalnego międzygwiezdnego pola magnetycznego oraz zbadać czy jest ono stabilne czy teŜ zmienia kierunek wraz z upływem czasu. Obecność Słońca wpływa na lokalne międzygwiezdne pole magnetyczne rozpychając je na podobieństwo rozszerzającego się przy stacji metra tunelu. Jednak w odróŜnieniu od metra - to owa stacja porusza się względem tunelu. Wyniki uzyskane przez IBEZ są spójne równieŜ z wynikami misji Voyager, która odkryła iŜ otaczające heliosferę galaktyczne pole magnetyczne jest znacznie silniejsze niŜ dotychczas sądzono. JeŜeli

57 z 106


faktycznie wąska taśma promieniowania odkryta przez IBEX jest wynikiem działania efektu lustra magnetycznego wówczas na jej podstawie moŜliwe jest określenie orientacji lokalnego, galaktycznego pola magnetycznego. Odkrycie to dodatkowo oznacza, Ŝe IBEX wykrywa cząstki zarówno z wnętrza jak i z poza heliopauzy. Źródła: NASA Interstellar Boundary Explorer (IBEX): Solar Scientists Use 'Magnetic Mirror Effect' to Reproduce IBEX Observation Ilustracja: Heerikhuisen et al. Original press release follows: Solar Scientists Use 'Magnetic Mirror Effect' to Reproduce IBEX Observation Ever since NASA's Interstellar Boundary Explorer, or IBEX, mission scientists released the first comprehensive sky map of our solar system's edge in particles, solar physicists have been busy revising their models to account for the discovery of a narrow "ribbon" of bright emission that was completely unexpected and not predicted by any model at the time. Further study by a team of scientists funded through NASA's Heliophysics Guest Investigator program has produced a revised model that explains and closely reproduces the IBEX result by incorporating a single new effect into

58 z 106

an existing model. The new effect, put forward by the IBEX team soon after sighting of the ribbon, is that the magnetic field surrounding our solar system —called the local galactic magnetic field—acts like a mirror for the particles that IBEX sees. The results appear in the January 10 issue of the Astrophysical Journal Letters. Jacob Heerikhuisen, a solar physicist at the University of Alabama in Huntsville, is the lead author of the paper. Heerikhuisen and his colleagues believe the orientation of the local galactic magnetic field is closely related to the location of the ribbon in the sky. Charged particles "orbit" magnetic field lines. When they suddenly lose their charge, they fly off in a straight line maintaining their current direction. Only particles that orbit the magnetic mirror, where it faces us directly, can flow back toward us and are captured by IBEX. These particles originate in our magnetized solar system, or heliosphere—the region from the sun to where the solar wind meets the local interstellar medium (LISM). First these particles lose their charge and fly out of the heliosphere. At some distance they charge again and start “orbiting” a field line of the local interstellar magnetic field, where they get “recycled” by losing their charge again. Solar

physicists did not expect this “mirror effect,” which is "somewhat analogous to exploring an unknown cave," says Arik Posner, IBEX program scientist at NASA Headquarters. "By activating IBEX, we suddenly see that the solar system has a lit candle and see its light reflected in the 'cave walls' shining back at us," says Posner. "What we find is that the 'cave wall' acts more like a faint mirror than like a normal wall," he adds. What we saw with IBEX is that this “cave” we are exploring apparently has very straight and smooth magnetic walls, being shaped somewhat like a subway tunnel. IBEX can remotely observe the direction of the local interstellar magnetic field and may observe whether it stays the same or changes over time. The sun’s presence affects the local interstellar magnetic field, bulging the field out to form something larger that is similar to a subway station. However, the “station” itself, our heliosphere, slowly moves along the tunnel, not subway cars. Straight magnetic field lines are only found in plasmas where the magnetic field is strong and shapes the flow of particles, such as the smooth magnetic loops observed in the sun’s corona. The IBEX results appear consistent with a recent finding by the Voyager mission that the surrounding


galactic magnetic field in the LISM is much stronger than previously thought. Assuming this "magnetic mirror effect" produces the narrow "ribbon" discovered by IBEX, then the orientation of the local galactic magnetic field is closely related to the location of the ribbon. With the help of global 3D models, this mechanism could help accurately determine the magnetic field's direction. The finding would also suggest that IBEX is detecting the particles from both inside and outside the heliopause, which is the boundary region between the outer solar system and the local interstellar medium. "The IBEX mission has from the outset stressed both the criticality of new measurements and the collaboration between observations and theoretical research," explains Robert MacDowall, IBEX mission scientist at NASA Goddard. "The discovery by Heerikhuisen and colleagues demonstrates how successful this approach can be." The IBEX spacecraft was launched in October 2008. Its science objective was to discover the nature of the interactions between the solar wind and the interstellar medium at the edge of our solar system. The Southwest Research Institute developed and leads the mission with a team of national and international partners. The spacecraft is the latest in NASA's series of low-cost, rapidly developed Small Explorers Program. NASA's Goddard Space Flight Center manages the program for the agency's Science Mission Directorate at NASA Headquarters in Washington.

59 z 106


Pierwsze widmo egzoplanety

Astronomowie uzyskali pierwsze bezpośrednie widmo - chemiczny odcisk palca - planety okrąŜającej odległą, podobną do Słońca, gwiazdę, uzyskując w ten sposób bezpośrednie dane na temat składu atmosfery planety. Zbieranie takich chemicznych odcisków palców jest kluczową techniką w poszukiwaniach planet wokół innych gwiazd, na których moŜe istnieć Ŝycie. Jako takie wynik te oznacza kamień milowy w poszukiwaniach Ŝycia we Wszechświecie. Ponadto, tego rodzaju badania dostarczą nowych danych na temat procesów prowadzących do powstania planet.

To jak próba określenia z czego zbudowana jest świeca gdy obserwujemy ja tuŜ obok 300 watowej Ŝarówki... z odległości 2 kilometrów. Markus Janson

Poszukiwanie Ŝycia na innych planetach jest jednym z najbardziej ekscytujących zagadnień współczesnej astronomii. W ciągu ostatniego dziesięciolecia udało się odkryć ponad 400 egzoplanet. Jednak by ocenić to, czy na planecie panują warunki odpowiednie, by mogło na niej powstać Ŝycie nie wystarcza wykrycie istnienia planety. Konieczne jest zbadanie z czego jest zbudowana planeta i otaczająca ją atmosfera. W tym celu konieczne jest uzyskanie widma planety, które jest jej chemicznym odciskiem palców. Zespół naukowców, w skład którego weszło trzech astronomów z Instytutu Astronomii Max-Plancka (MPIA) zbadał układ planetarny wokół bardzo gorącej i jasnej, młodej gwiazdy HR 8799 leŜącej w odległości 130 lat świetlnych w obrębie konstelacji Pegaza. Jej system planetarny przypomina nieco powiększony Układ Słoneczny, a składają się na nie trzy olbrzymie gazowe planety odkryte w 2008 roku w ramach innych badań. "Naszym celem była środkowa planet, która jest około 10 razy cięŜsza od Jowisza, a jej temperatura wynosi około 800°C

"- mówi Carolina Bergfors z MPIA, członek zespołu badawczego. Naukowcy zarejestrowali widmo korzystając z instrumentu NACO (i jego kamery/spektrografu CONICA) zainstalowanego na teleskopie VLT (Very Large Telescope) w Chile. -"Potrzebowaliśmy pięciu godzin ekspozycji, jednak udało nam się wydzielić widmo planety spośród znacznie intensywniejszego światła gwiazdy" Pieresze wyniki podwaŜają obecne model atmosfery egzoplanety. Jak wyjaśnia Wolfgang Brandner (MPIA), równieŜ uczestniczący w badaniach: -" Cechy obserwowane w widmie nie pasują do obecnych modeli teoretycznych. Musimy uwzględnić w nich bardziej szczegółowe opisy obłoków pyłu w atmosferze i przyjąć do wiadomości, Ŝe atmosfera ta ma inny skład chemiczny niŜ dotychczas sądzono." Źródła: Max-Planck-Institut fur Astronomie: First Direct “Chemical Fingerprint” of an Exoplanet orbiting a Sun-Like Star European Southern Observatory: VLT Captures First Direct Spectrum of an Exoplanet Zdjęcie: MPIA / W. Brandner Original press release follows: First Direct “Chemical Fingerprint” of an Exoplanet orbiting a Sun-Like Star Astronomers

60 z 106


have obtained the first direct spectrum – a “chemical fingerprint” – of a planet orbiting a distant, Sun-like star, providing direct data about the composition of the planet's atmosphere. Such “chemical fingerprinting” is a key technique in the search for habitable planets around other stars. As such, the result represents a milestone in the search for life elsewhere in the Universe. More directly, results like this are expected to provide new insight into how planets form. The search for life on other planets is one of the most exciting endeavours of modern astronomy. Over the past decade, astronomers have discovered more than 400 exoplanets (that is, planets orbiting stars other than the Sun). In order to judge a planet's habitability, or even detect tell-tale traces of habitation, astronomers need to do more than just detect such planets: They need to find out what the planet – more specifically, its atmosphere – is made of. To this end, they need to obtain the planet's spectrum, a “chemical fingerprint” that can be measured by examining the light received from the planet. Now astronomers have, for the first time, measured the spectrum of an exoplanet orbiting a Sun-like star directly – an important step in the ongoing search. The research team,

61 z 106

which includes three researchers from the Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) and two from Canadian universities, studied the planetary system around the bright, very young star HR 8799, 130 light-years from Earth, located within the constellation Pegasus. The planetary system resembles a scaled-up version of our own Solar System and includes three giant planets, which had been detected in 2008 in another study. “Our target was the middle planet of the three, which is roughly ten times more massive than Jupiter and has a temperature of about 800 degrees Celsius,” says team member Carolina Bergfors (MPIA), who participated in the observations as part of her PhD work. The researchers recorded the spectrum using the NACO instrument installed at the European Southern Observatory's Very Large Telescope (VLT) in Chile, in particular its combined camera/spectrograph CONICA, which was developed at the MPIA and at the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. As the host star is several thousand times brighter than the planet, and the two are very close, obtaining such a spectrum is an immense feat. Markus Janson of the University of Toronto, lead author of the paper reporting the new findings, explains: “It's like trying to see what a candle is made of, by observing it next to a blinding 300 Watt lamp

– from a distance of 2 kilometres [1.3 miles].” Carolina Bergfors (MPIA), whose work on this project is part of her PhD studies, adds: “It took more than five hours of exposure time, but we were able to tease out the planet's spectrum from the host star's much brighter light.” In time, the astronomers hope that this technique will help them gain a better understanding of how planets form. As a likely first step, they aim to record the spectra of the two other giant planets orbiting HR 8799 – which would represent the first time that astronomers would be able to compare the spectra of three exoplanets that form part of one and the same system. As a much more distant goal, the technique will allow astronomers to examine exoplanets for habitability, or even signs of life. More immediately, the results pose something of a challenge to current models of the exoplanet's atmosphere. “The features observed in the spectrum are not compatible with current theoretical models,” explains MPIA's Wolfgang Brandner, a co-author of the study. “We need to take into account a more detailed description of the atmospheric dust clouds, or accept that the atmosphere has a different chemical composition than previously assumed.”


Dynamika super gromady Abell 1882

Na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego Percy Gomez, astronom Obserwatorium Gemini, zaprezentował wyniki międzynarodowego zespołu badawczego analizującego dynamikę wewnątrz super gromady galaktyk Abell 1882. Super gromada Abell 1882 leŜy w odległości z=0.138 i uwaŜa się, Ŝe ostatecznie utworzy masywny klaster galaktyk podobny do klastra Coma Bereniki. Zdjęcie obok ukazuje rozciągłe obszary promieniowania rentgenowskiego z przynajmniej trzech oddzielnych grup galaktyk w gromadzie. Zespół zidentyfikował ponad 300 galaktyk naleŜących do gromady analizując dane zebrane w cyfrowym przeglądzie nieba Sloana SDSS. Za pomocą spektrometru GMOS-S () zainstalowanego na teleskopie Gemini South zespół wykonał pomiary przesunięcia ku podczerwieni (z) ponad 90 galaktyk naleŜących do gromady potrajając liczbę znanych danych. Porównanie danych kinematycznych z symulacjami numerycznymi pozwolił zespołowi oszacować masę systemu (2x1014) oraz wskazać, Ŝe za około 2 miliardy lat system ten przyjmie postać super gromady podobnej do gromady Coma. W przeciwieństwie do odległych gromad (o wysokim z), które w odległej przyszłości zapadną się tworząc bardzo masywne gromady, Abell 1882 przekształci się w bardziej typową gromadę. Badanie tego typu obiektów umoŜliwia astronomom zrozumienie procesów narodzin typowych gromad. Dzięki zaś temu, Ŝe system ten znajduje się stosunkowo blisko umoŜliwia dokładniejsze badania niŜ obiekty odległe. Źródła: Gemini

62 z 106

Observatory: Dynamical Analysis of the Abell 1882 Super Group of Galaxies Zdjęcie: Percy Gomez/Gemini Observatory Original press release follows: Dynamical Analysis of the Abell 1882 Super Group of Galaxies Gemini Astronomer Percy Gomez presented the work of and international research team (Gemini, Chile and Canada) studying the dynamics of the super group of galaxies Abell 1882. His oral presentation on Wednesday, January 6th was part of the Galaxy Cluster I session at the 215th meeting of the American Astronomical Society. The Abell 1882 super group of galaxies is located at redshift z=0.138, and it is anticipated to eventually form a massive galaxy cluster like Coma. The adjacent figure from this work presents an overlay of the extended X-ray emission originating from at least three distinct groups of galaxies. It also shows the position of the galaxies in the cluster. The team identified over 300 galaxy member candidates (open circles) in the cluster from the SDSS photometric survey and used the Gemini Multi-Object Spectrograph on Gemini South (GMOS-S) to measure new redshifts for over 90 galaxy members. In this way the team almost tripled the number of available redshifts for this system. A comparison of the kinematical data with N-body numerical simulations


allowed the team to estimate the mass of the system (~ 2x1014 solar masses) and predict that in about 2Gyr the system will form a Coma-like cluster. Unlike high-z super clusters, which will eventually coalesce and form very massive cluster, Abell 1882 will form a typical galaxy cluster like Coma. Studying clusters like Abell 1882 allow researchers to understand in great detail the birth of common clusters. Moreover, this system is located in the nearby universe so it is possible to study it in greater detail than is possible for other super groups at higher redshifts. According to Gomez, the GMOS-S data add an important piece of information to the current pool of X-ray, mid-infrared and upcoming near-infrared data.

63 z 106


Sekcja zwłok Homunculusa

Wykorzystując optykę adaptywną w celu skompensowania zniekształceń powstających w ziemskiej atmosferze astronomowie Obserwatorium Gemini uzyskali niezwykle dokładne obrazy jądra Mgławicy Homunculus, będącej częścią wybuchowego systemu gwiazdy Eta Kila. Obraz, wykonany w paśmie podczerwonym, ukazuje złoŜoną strukturę włókien i obłoków świecącego gazu i pyłu otaczającego miejsce gwałtownej, pełnej konwulsji śmierci wyjątkowo masywnej gwiazdy. Zdjęcie zostało zaprezentowane 4 stycznia w trakcie spotkania Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Obrazy uzyskane przez Gemini dzięki temu, Ŝe pozwalają zajrzeć pod przesłaniające, zewnętrzne pyłowe warstwy, umoŜliwiają wykonanie czegoś w rodzaju autopsji dając nam moŜliwość ujrzenia wnętrza. W tym procesie odkrywamy rzeczy, o których nie śniliśmy i których nie spodziewaliśmy się ujrzeć. To taj jak odkryć, Ŝe ofiara morderstwa ma trzecie płuco, dodatkową wątrobę czy coś jeszcze bardziej egzotycznego, skryte pod skórą! John Martin

Niezwykła, najnowsza historia Eta Kila zaczyna się w kwietniu 1843 roku gdy astronomowie dostrzegli ogromny wybuch gwiazdy, który trwał przez kolejne 20 lat. Przez część tego okresu gwiazda ta stała się drugim najjaśniejszym, gwiazdowym obiektem na niebie. Astronomowie oceniają, Ŝe w trakcie "Wielkiej Erupcji" gwiazda wyrzuciła w przestrzeń kosmiczną ilość materii 20-krotnie większą od masy Słońca. Do dzisiaj astronomowie badają to stosunkowo blisko połoŜone pole szczątków aby lepiej zrozumieć końcowe etapy Ŝycia masywnych gwiazd - złoŜony proces, w którym mają miejsce ogromne wypływy materii, erupcje, silne pola magnetyczne i potęŜne dŜety. Efekty widać na zdjęciu zaprezentowanym przez Johna Martina z Uniwersytetu w Illinois, który przedstawił

wyniki badań międzynarodowego zespołu naukowców wykorzystujących Koronograf Obrazujący w Bliskiej Podczerwieni (NICI Near-Infrared Coronagraphic Imager) zainstalowany na teleskopie Gemini South w Chile. Zespół Martina wykorzystał NICI do badania struktury gazu i pyłu otaczających centralną gwiazdę w tym skomplikowaną sieć delikatnych obłoków, którym nadano roboczą nazwę mgławicy motyla. Dane pozwoliły bezpośrednio sfotografować nigdzy wcześniej nie zobrazowany obiekt nazwany Mgławicą Małego Homunculusa. "Homunculus to ewoluujące zwłoki umierającej gwiazdy, z tym Ŝe większa część tego co widzimy to zewnętrzna warstwa, podobna do skóry, która powstała w trakcie Wielkiej Erupcji "- mówi Martin. -" Obrazy uzyskane przez Gemini dzięki temu, Ŝe pozwalają zajrzeć pod przesłaniające, zewnętrzne pyłowe warstwy, umoŜliwiają wykonanie czegoś w rodzaju autopsji dając nam moŜliwość ujrzenia wnętrza. W tym procesie odkrywamy rzeczy, o których nie śniliśmy i których nie spodziewaliśmy się ujrzeć. To taj jak odkryć, Ŝe ofiara morderstwa ma trzecie płuco, dodatkową wątrobę czy coś jeszcze bardziej egzotycznego, skryte pod skórą!" Martin i jego zespół mają nadzieję, Ŝe ich obserwacje pozwolą przebadać równieŜ nieznaną historię mniejszej erupcji Eta Kila która miała miejsce pod koniec XIX w. Eta Kila leŜy w odległości około

64 z 106


7,500 - 8,000 lat świetlnych. Jest to obiekt co najmniej podwójny, w którym większa z gwiazd mając masę przynajmniej 100 razy większą od Słońca - naleŜy do najcięŜszych i najjaśniejszych gwiazd w Galaktyce. Ze względu na złoŜoność i zaawansowany wiek Eta Kila od stuleci zaskakuje i zadziwia. W czasie ogromnej erupcji, która trwała przez kilkanaście lat począwszy od 1843 roku wyemitowały tyle energii świetlnej co typowa supernowa jednak jakimś cudem przetrwała to, co dla normalnej gwiazdy oznacza definitywny koniec istnienia. To co obserwuje się jako Mgławicę Homunculus to pozostałości owej ogromnej eksplozji - gazy wyrzucone w trakcie eksplozji przemierzają przestrzeń z prędkością 2 milionów kilometrów na godzinę i składają się z mieszanki rozmaitych pierwiastków (od azotu po Ŝelazo) wytworzonych przez masywną gwiazdę. Źródła: Gemini Observatory: Revealing the Explosive Heart of Eta Carinae Zdjęcie: Gemini Observatory / Aura / J.C. Martin et. al Original press release follows: Revealing the Explosive Heart of Eta Carinae Using adaptive optics to remove atmospheric blurring, Gemini Observatory released an image today showing previously hidden forensic secrets at the ballistic core of the Homunculus

65 z 106

Nebula, part of the explosive Eta Carinae star system. The infrared image, revealed at the 215th American Astronomical Society meeting in Washington DC, is a high-resolution view of the complex tendrils and puffs of glowing gas and dust surrounding the violent and convulsive death of an exceptionally massive, short-lived star. The compelling modern history of Eta Carinae began in April 1843 when the system underwent a huge 20-year outburst that, throughout some of that period, made it the sky’s second brightest stellar object. During the “Great Eruption” astronomers estimate that about 20 times the mass of our Sun was ejected into interstellar space. Today, astronomers study this relatively nearby stellar oddity to help understand the late evolution of massive stars – a messy process involving outflows, eruptions, strong magnetic fields and powerful jets. The result of this activity is reflected in the new Gemini image presented by John Martin of the University of Illinois Springfield who, along with an international team of researchers, obtained their data using the Near-Infrared Coronagraphic Imager (NICI) at the Gemini South telescope in Chile. Martin’s team used NICI to study gas and dust features surrounding the central star where the complex structure includes an intricate

network of wispy clouds, inspiring the “Butterfly Nebula” moniker. The data also uncover a feature never directly imaged before called the Little Homunculus Nebula. “The Homunculus is an evolving corpse of a dying star and most of what we see is the visible outer layer, like a skin, from the Great Eruption. The Little Homunculus is under that skin,” said Martin. “The Gemini images have allowed us to perform something akin to an autopsy by peeling away the obscuring, outer dusty skin and giving us a glimpse of what’s inside. In the process we're finding things we have never imaged before and didn't expect. It’s like finding your murder victim has a third lung, an extra liver, or something more exotic hidden away under their skin!” Martin and his team hope that these observations will soon trace the uncertain history of a minor eruption in the Eta Carinae system in the late 1890s. The research team also includes Etienne Artigau (University of Montréal, Canada, lead author on subsequent paper and previously at Gemini South), Kris Davidson (University of Minnesota), Roberta Humphreys (University of Minnesota), Olivier Chesneau (FIZEAU, France), and Nathan Smith (University of California). Eta Carinae, located only about 7,500-8,000 light years away, consists of at least two


stars at its core, the largest of which is among the most luminous and massive stars in our galaxy having a mass of at least 100 times that of our sun. The stellar component is visible to the naked eye from the southern hemisphere and very low northern latitudes. Because of the complexity and advanced age of this stellar system, Eta Carinae has displayed consistently odd behavior and its brightness has varied greatly over the centuries. During its massive explosion (that lasted from 1843 through the 1850’s) it gave off as much light energy as a typical supernova but somehow survived the normally annihilating event. What we see as the Homunculus Nebula are the remains of that explosion–sometimes called the supernova imposter event. The gasses expelled from this explosion are hurtling outward at up to 2 million kilometers per hour and are comprised of a mixture of diverse elements (from nitrogen to iron) formed by the massive star. NICI, the Gemini South instrument used to obtain the data for this result, incorporates a built-in curvature-sensing adaptive optics system and is optimized for the detection of faint, sub-stellar companions. It images over a field of about 18 arcseconds from 1 – 5 microns. In addition to images like the one featured in this release, NICI is currently being utilized in an aggressive planet-finding campaign targeting about 300 nearby stars for possible planetary companions.

66 z 106


Niezwykły pył

Dzięki obserwacjom wykonanym za pomocą teleskop Gemini South astronomowie z Uniwersytetu Kalifornia w Los Angeles (UCLA) odkryli pyłowe dowody powstania młodych, skalistych egzoplanet wokół gwiazdy oddalonej o około 500 lat świetlnych. Co ciekawe te obce światy są nawet bardziej zaskakujące - w efekcie zderzenia między planetarnymi zarodkami wokół gwiazdy utworzył się dysk pyłowy o składzie w najmniejszym stopniu nie przypominającym materii, z której powstał Układ Słoneczny. Dr Carl Melis, kierujący badaniami, przedstawił wyniki w trakcie spotkania Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Do tej pory skład ciepłego pyłu, który odkrywaliśmy wokół innych gwiazd, był bardzo podobny do materiału w asteroidach i kometach Układu Słonecznego. Nowe odkrycie stanowi wyjątek od tej reguły. dr Carl Melis

Gwiazda, o numerze katalogowym HD 131488, zdaje się być otoczona przez ciepły pył w regionie określanym strefą planet ziemskich - tam, gdzie gwiazda ogrzewa pył do temperatur zbliŜonych do tych, które panują na Ziemi. "To co czyni z HD 131488 prawdziwy unika to niezidentyfikowany rodzaj pyłu jaki został uwolniony w wyniku zderzeń ciał, jak równieŜ fakt obecność chłodnego pyłu z dala od gwiazdy "- mówi prof. dr Benjamin Zuckerman z UCLA, współautor badań. -" Te dwie cechy czynią z HD 131488 całkowicie wyjątkowym systemem, róŜniącym się od innych gwiazd, wokół których w strefie planet ziemskich odkryto duŜe ilości pyłu." Zdjęcia podczerwone i badanie spektroskopowe systemu HD 131488 zostały wykonane za pomocą instrumentu T-ReCS zainstalowanego na teleskopie Gemini South w Chile. "Zazwyczaj pył wokół innych gwiazd, jak równieŜ wokół Słońca, składa się z oliwinów, piroksenów czy teŜ krzemianów minerałów pospolicie występujących na Ziemi "mówi Melis. -" Materiał

67 z 106

wokół HD 131488 jest innego rodzaju. Przed nami jest identyfikacja jego składu - ale póki co to po prostu naprawdę całkowicie obcy rodzaj pyłu," Ilość chłodnego i ciepłego pyłu wokół HD 131488 jest porównywalna do ilości chłodnego materiału obserwowanego wokół innych gwiazd ciągu głównego. Zespół Melisa sądzi, Ŝe najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem nadzwyczajnej ilości ciepłego pyłu jest zderzenie dwóch skalistych ciał o masie planet. Taka kolizja stanowiłaby odpowiednie źródło pyłu niezbędnego do wyjaśnienia obserwacji. Choć tajemniczy pył znajduje się wokół HD 131488 w odległości zbliŜonej od odległości między Ziemią a Słońcem, zespół odkrył równieŜ chłodniejszy pył 45 razy dalej, w obszarze analogicznym do pasa Kuipera. "Gorący pył prawie na pewno pochodzi z niedawnego katastroficznego zderzenia miedzy duŜymi skalistymi ciałami w wewnętrznej części układu planetarnego HD 131488 "- mówi Mellis. -" Jednak chłodny pył raczej nie powstał w wyniku zderzenia a jest raczej pozostałością po okresie tworzenia planet, jaki miał miejsce w większej odległości od HS 131488." "Choć pyłowe ślady procesów formowania planet w zewnętrznych regionach otaczających młode gwiazdy jest często obserwowany za pomocą podczerwonych teleskopów kosmicznych, z jakiegoś powodu jeŜeli wokół gwiazd widzimy znaczące ilości ciepłego pyłu


to brakuje dowodów na obecność chłodnego pyłu. HD 131488 w sposób dramatycznie wyłamuje się z tego schematu "- mówi Zuckerman. HD 131488 dołącza do pięciu innych gwiazd o masach kilka razy większych od Słońca wokół których wykryto pył w strefie planet ziemskich. Według Melisa: "z tysięcy gwiazd o średnich masach, wokół których moglibyśmy wykryć tak duŜe ilości pyłu planetarnego w strefie ziemskiej udało się tylko dla tych kilku. Co ciekawe wszystkie te gwiazdy mają wiek od 10 do 30 milionów lat. Te odkrycia wskazują, Ŝe epoka końcowej, katastroficznej akrecji masy przez planety typu ziemskiego, takiego, które moŜe prowadzić do powstania układu takiego jak Ziemia-KsięŜyc, mają miejsce w wąskim przedziale czasu dla gwiazd nieco masywniejszych od Słońca "- podobne statystyki dla gwiazd o masie Słońca nie są jeszcze dostępne. Źródła: Gemini Observatory: Astronomers Say Alien Dust Is Nothing To Sneeze At Ilustracja: Lynette Cook for Gemini Observatory/AURA Original press release follows: Astronomers Say Alien Dust Is Nothing To Sneeze At Using the Gemini South telescope in Chile, astronomers at UCLA have found dusty evidence for the formation of young, rocky planets around a star some 500 light

68 z 106

years distant. But these potential extrasolar worlds are alien in an even more intriguing way… In the aftermath of collisions between planetary embryos around this star the researchers discovered that the dusty debris bears no resemblance to the planetary building blocks of our own Solar System. "Until now, warm dust found around other stars has been very similar in composition to asteroidal or cometary material in our Solar System,” said Dr. Carl Melis, who led the research while a graduate student at UCLA. “This newly discovered dusty star is a compelling exception.” Melis reported these findings today at the 215th American Astronomical Society meeting in Washington, DC. The star, known as HD 131488, appears to be surrounded by warm dust in a region called the terrestrial planet zone, where the star heats the dust to temperatures similar to those found on Earth. "What makes HD 131488 truly unique is the unidentified dust species released from the colliding bodies as well as the presence of cold dust far away from the star,” said UCLA professor of physics and astronomy Dr. Benjamin Zuckerman, who is a co-author of the research which is pending publication. “These two characteristics make HD 131488 unlike any other star with evidence for massive quantities of dust in its terrestrial

planet zone." Infrared imaging and spectroscopy of the HD 131488 system using an instrument called T-ReCS on the Gemini South telescope in Chile provided the data used by the team in analyzing the warm inner dust. "Typically, dust debris around other stars, or our own Sun, is of the olivine, pyroxene, or silica variety, minerals commonly found on Earth," said Melis. “The material orbiting HD 131488 is not one of these dust types. We have yet to identify what species it is - it really appears to be a completely alien type of dust.” The amount of cold and warm dust around HD 131488 is comparable to the amount of cool material seen around other dusty main sequence stars (the majority of a star's life where it is stable like our Sun is spent on the main-sequence). Melis and his team argue that the most plausible explanation for the unusually large quantity of warm dust is a recent collision of two rocky planetary mass bodies. Such a collision would provide an appropriate source of dust particles that are needed to explain the observations. While the mysteriously composed warm dust is located at a distance from HD 131488 that is comparable to the Earth–Sun separation, the team also found cooler dust about 45 times further out. This outer dusty region is analogous to the Kuiper Belt in our own


Solar System where many minor planets orbit the Sun just beyond the orbit of Neptune. "The hot dust almost certainly came from a recent catastrophic collision between two large rocky bodies in HD 131488's inner planetary system," Melis said. "The cooler dust, however, is unlikely to have been produced in a catastrophic collision and is probably left over from planet formation that took place farther away from HD 131488." "Although dusty telltales of planetary formation processes in the outer regions surrounding young stars have often been seen with infrared-sensitive space telescopes, for some reason stars that have large amounts of orbiting warm dust do not also show evidence for the presence of cold dust. HD 131488 dramatically breaks this pattern," said Zuckerman. HD 131488 joins five other stars with masses a few times larger than the Sun and with evidence of dust in their terrestrial planet zone. According to Melis, "Of the thousands of intermediate mass stars that could have been detected with such large quantities of terrestrial planet zone dust, only these five were. Interestingly, all five of these stars have ages in the range of 10-30 million years. This finding indicates that the epoch of final catastrophic mass accretion for terrestrial planets, the likes of which could have resulted in the formation

of the Earth-Moon system in our own Solar System, occurs in this narrow age range for stars somewhat more massive than the Sun." Similar statistics for stars of solar mass are not yet available for comparison. The team will continue to study HD 131488 to try and uncover the nature of its strange dust composition and search for additional stars with evidence for rocky planet formation. HD 131488 is located in the direction of the constellation Centaurus and is three times more massive and 33 times more luminous than our own Sun. The star is part of a major southern hemisphere star forming region known as the Upper-Centaurus-Lupus association whose members are believed to be about 10 million years old. By contrast, the Sun and Earth are about 4.6 billion years old. These results are based on infrared observations made with the Gemini South telescope, the Infrared Astronomical Satellite (IRAS) space-based infrared observatory (which made the original observations that eventually let to the team’s discovery of infrared excess around HD 131488), the NASA Infrared Telescope Facility (IRTF), and the Keck II telescope and optical observations from the Keck I telescope, the Siding Spring Observatory (SSO) 2.3-meter telescope, and the Tycho space-based imager/astrometer that flew aboard the ESA Hipparcos mission. In addition to Melis and Zuckerman, co-authors include Inseok Song, a professor in the University of Georgia's Department of Physics and Astronomy; Joseph Rhee, a UCLA postdoctoral scholar in astronomy; M.S. Bessell of the Australian National University's Research School of Astronomy and Astrophysics; and Simon Murphy a graduate student at the Australian National University's Research School of Astronomy and Astrophysics.

69 z 106


Pętla koronalna Algola

Astronomowie odkryli gigantyczną magnetyczną pętlę (pętlę koronalną) rozciągającą się od jednej z gwiazd układu podwójnego Algola. Aby dokonać odkrycia konieczna była współpraca wielu radioteleskopów na świecie, działających wspólnie jako odpowiednik jednego wielkiego teleskopu. Odkrycie to ułatwia wyjaśnienie niektórych szczególnych cech układu znanych z wcześniejszych obserwacji. Na układ gwiazd,

Po raz pierwszy widzimy taką strukturę w polu magnetycznym innej niŜ Słońce gwiazdy William Peterson

oddalonych 93 lata świetlne od Ziemi, składają się dwie gwiazdy oddalone od siebie o 9,3 miliona kilometrów (zaledwie 6% odległości ZiemiaSłońce) - większa z gwiazd ma masę około 3 razy większą od Słońca. Nowo odkryta pętla magnetyczna bierze początek na biegunach mniej masywnej gwiazdy i rozciąga się w kierunku masywniejszego towarzysza. W trakcie gdy mniejsza gwiazda okrąŜa masywniejszą jedna jej półkula - ta z której emanuje pętla - na stałe jest zwrócona w kierunku towarzysza (podobnie zsynchronizowana jest rotacja KsięŜyca). Naukowcy wykryli pętlę magnetyczną wykonując niezwykle szczegółowe zdjęcia systemu za pomocą zespołu radioteleskopów NSF Very Long Baseline Array, Very Large Array, Robert C. Byrd Green Bank Telescope oraz radioteleskopu Effelsberg w Niemczech. Instrumenty połączono w jeden system obserwacyjny o wysokiej rozdzielczości i czułości określony mianem High Sesitivity Array. Nowo odkryta pętla magnetyczna ułatwia wyjaśnienie specyficznych cech układu obserwowanych w paśmie rentgenowskim i

70 z 106

radiowym. Astronomowie mają teŜ podstawy sądzić, Ŝe podobne zjawiska magnetyczne mogą istnieć równieŜ w innych układach podwójnych. Wyniki obserwacji zostały opublikowane na łamach Nature. Źródła: National Radio Astronomy Observatory: Giant Magnetic Loop Sweeps Through Space Between Stellar Pair Ilustracja: Peterson et al., NRAO/AUI/NSF Original press release follows: Giant Magnetic Loop Sweeps Through Space Between Stellar Pair Astronomers have found a giant magnetic loop stretched outward from one of the stars making up the famous double-star system Algol. The scientists used an international collection of radio telescopes to discover the feature, which may help explain details of previous observations of the stellar system. "This is the first time we've seen a feature like this in the magnetic field of any star other than the Sun," said William Peterson, of the University of Iowa. The pair, 93 light-years from Earth, includes a star about 3 times more massive than the Sun and a less-massive companion, orbiting it at a distance of 5.8 million miles, only about six percent of the distance between Earth and the Sun. The newlydiscovered magnetic loop emerges from the


poles of the less-massive star and stretches outward in the direction of the primary star. As the secondary star orbits its companion, one side -- the side with the magnetic loop -- constantly faces the more-massive star, just as the same side of our Moon always faces the Earth.

newly-discovered magnetic loop helps explain phenomena seen in earlier observations of the Algol system at X-ray and radio wavelengths, the scientists said. In addition, they now believe there may be similar magnetic features in other double-star systems.

The scientists detected the magnetic loop by making extremely detailed images of the system using an intercontinental set of radio telescopes, including the National Science Foundation's Very Long Baseline Array, Very Large Array, and Robert C. Byrd Green Bank Telescope, along with the Effelsberg radio telescope in Germany. These radio telescopes were used as a single observing system that offered both great detail, or resolving power, and high sensitivity to detect very faint radio waves. When working together, these telescopes are known as the High Sensitivity Array.

Peterson worked with Robert Mutel, also of the University of Iowa, Manuel Gudel of the Swiss Federal Institute of Technology, and Miller Goss of the National Radio Astronomy Observatory. The scientists reported their findings in the 14 January edition of the scientific journal Nature.

Algol, in the constellation Perseus, is visible to the naked eye and well-known to amateur astronomers. As seen from Earth, the two stars regularly pass in front of each other, causing a notable change in brightness. The pair completes a cycle of such eclipses in less than three days, making it a popular object for amateur observers. The variability in brightness was discovered by an Italian astronomer in 1667, and the eclipsing-binary explanation was confirmed in 1889. The

71 z 106

The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation, operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.


Koniec imprezy w NGC 2976

Galaktyki w całym Wszechświecie jaśnieją wraz z rodzącymi się młodymi gwiazdami. Jednak dla jednej z pobliskich nieduŜych galaktyk spiralnych czasy tworzenia nowych gwiazd dobiegają kresu. Astronomów zaskoczył odkrycie, iŜ procesy powstawania gwiazd w zewnętrznych obszarach galaktyki NGC 2976 wygasły miliony lat temu a gwiazdy powstają tam zaledwie w kilku rejonach leŜących blisko jądra galaktyki.

Dziwny wygląd galaktyki jest rezultatem spotkania z grupą M81, któremiało miejsce około miliarda lat temu i którego wynikiem było usunięcieczęści gazu z zewnętrznych części galaktyki i pchnięcie pozostałegogazu w kierunku jądra, gdzie nie ma wyraźnie zorganizowanej spiralnejstruktury Benjamin Williams

Astronomowie sądzą, Ŝe procesy tworzenia gwiazd zostały w NGC 2976 zainincjowane w wyniku oddziaływania sąsiadującej z małą galaktyką grupy duŜych galaktyk. Zdjęcia wykonane przez teleskop kosmiczny NASA Hubble pokazują, Ŝe procesy te obecnie wygasają w obszarach zewnętrznych, z których część gazu została usunięta w wyniku interakcji a reszta zapadła się w kierunku jądra. Przy braku surowca do budowy gwiazd coraz większe części galaktyki zapadają w drzemkę. "Astronomowie myśleli, Ŝe bliskie spotkania między galaktykami mogą powodować przekierowanie gazu w kierunku jądra galaktyki a dostarczone przez Hubble'a zdjęcia ukazują jednoznaczny dowód istnienia tego mechanizmu "mówi Benjamin Williams, astronom Uniwersytetu Washington w Seattle, kierujący badaniami będącymi części Przeglądu Bliskich Galaktyk ACS (ANGST - ACS Nearby Galaxy Survey Treasury). -"Uchwyciliśmy

72 z 106

tę galaktykę w bardzo ciekawym momencie - za 500 milionów lat impreza dobiegnie końca." NGC 2976 nie przypomina typowej galaktyki spiralnej. MoŜna w niej wyróŜnić dysk, w którego obrębie zachodzą procesy produkcji gwiazd, jednak nie widać wyraźnych ramion. Gaz w jej obrębie skupił się w centrum, ale jednocześnie brak w niej centralnego zgrubienia gwiazd. Sama galaktyka leŜy na peryferiach grupy galaktyk związanych z M81, leŜącą około 12 milionów lat świetlnych w Wielkiej Niedźwiedzicy. "Dziwny wygląd galaktyki jest rezultatem spotkania z grupą M81, które miało miejsce około miliarda lat temu i którego wynikiem było usunięcie części gazu z zewnętrznych części galaktyki i pchnięcie pozostałego gazu w kierunku jądra, gdzie nie ma wyraźnie zorganizowanej spiralnej struktury "dodaje Williams. Tsunami gazu pędzącego w kierunku jądra zainicjowało w ostatnich 500 milionach lat gwałtowne procesy produkcji gwiazd. Jednocześnie w zewnętrznych obszarach z braku surowca procesy te wygasły. Obecnie równieŜ w obszarze centralnym kończą się zapasy gazu a strefa narodzi zmalała do regionu o średnicy około 5000 lat świetlnych wokół jądra. "W pewnym momencie w trakcie tego procesu gęstość gazu w rejonach centralnych była bardzo wysoka, około pięć razy wyŜsza niŜ obecnie "wyjaśnia Julianne Dalcanton kierująca projektem


ANGST. -"Gaz zniknął nieprawdopodobnie szybko i galaktyka teraz uspokaja się."

with star birth. But for a nearby, small spiral galaxy, the star-making party is almost over.

Astronomowie odtworzyli historię procesów tworzenia gwiazd dzięki rozdzielczości kamery ACS teleskopu Hubble'a, która umoŜliwiła określenie barwy i jasności setek tysięcy gwiazd w galaktyce. W połączeniu z mapą rozmieszczenia wodoru w galaktyce wykonaną za pomocą radioteleskopu NRAO VLA w Nowym Meksyku odtworzono historię wielu części galaktyki.

Astronomers were surprised to find that star-formation activities in the outer regions of NGC 2976 have been virtually asleep because they shut down millions of years ago. The celebration is confined to a few die-hard partygoers huddled in the galaxy's inner region.

"Ten rodzaj obserwacji jest unikalny dla Hubble'a "- mówi Williams. -" Gdyby nie moŜliwość dostrzeŜenia indywidualnych gwiazd wiedzielibyśmy jedynie tyle, Ŝe mamy do czynienia z dziwaczną galaktyką, ale nie uzyskalibyśmy informacji na znaczące przemieszczenia gazu w galaktyce prowadzące do przesunięcia strefy produkcji gwiazd w stronę jej jądra." Wyniki badań zostaną opublikowane na łamach The Astrophysical Journal. Źródła: HubbleSite: Hubble Catches End of Star-Making Party in Nearby Dwarf Galaxy Zdjęcie: NASA, ESA, and J. Dalcanton and B. Williams (University of Washington, Seattle) Original press release follows: Hubble Catches End of Star-Making Party in Nearby Dwarf Galaxy Galaxies throughout the universe are ablaze

73 z 106

The explanation, astronomers say, is that a raucous interaction with a neighboring group of hefty galaxies ignited star birth in NGC 2976. Now the star-making fun is beginning to end. Images from NASA's Hubble Space Telescope show that star formation in the galaxy began fizzling out in its outskirts as some of the gas was stripped away and the rest collapsed toward the center. With no gas left to fuel the party, more and more regions of the galaxy are taking a much-needed nap. "Astronomers thought that grazing encounters between galaxies can cause the funneling of gas into a galaxy's core, but these Hubble observations provide the clearest view of this phenomenon," explains astronomer Benjamin Williams of the University of Washington in Seattle, who directed the Hubble study, which is part of the ACS Nearby Galaxy Survey Treasury (ANGST) program. "We are catching this galaxy at a very interesting time. Another 500 million years and the party will be over."

2976 does not look like a typical spiral galaxy. It has a star-forming disk, but no obvious spiral pattern. Its gas is centrally concentrated, but it does not have a central bulge of stars. The galaxy resides on the fringe of the M81 group of galaxies, located about 12 million light-years away in the constellation Ursa Major. "The galaxy looks weird because an interaction with the M81 group about a billion years ago stripped some gas from the outer parts of the galaxy, forcing the rest of the gas to rush toward the galaxy's center, where it is has little organized spiral structure," Williams says. The tsunami of gas racing toward the center has fueled rapid star birth for at least the past 500 million years in the relatively armless disk. At the same time, star birth ended in the galaxy's outer regions because the gas ran out. Now, the inner disk is running out of gas as new stars burst to life, shrinking the star-birth zone to a 5,000-lightyear-wide area around the core. "At one point during this process, the density of gas in the inner regions of this galaxy was very high, about five times higher than it is today," explains Julianne Dalcanton of the University of Washington, and leader of the ANGST team. "The gas vanished incredibly fast, and the galaxy now appears to be settling down." Astronomers

NGC


pieced together this star-formation story with the help of Hubble's sharp vision. The galaxy's relatively close distance to Earth allowed Hubble's Advanced Camera for Surveys (ACS) to resolve hundreds of thousands of individual stars. By studying those stars, the astronomers determined their color and brightness, which provided information about when the stars formed. The astronomers combined the Hubble results with a map, made from radio observations, showing the current distribution of hydrogen across the galaxy. The map is part of The HI Nearby Galaxy Survey by the National Radio Astronomy Observatory's Very Large Array in New Mexico. By analyzing the combined data, Williams and the team then reconstructed the star-making history for large areas of the galaxy. "This type of observation is unique to Hubble," Williams says. "If we had not been able to pick out individual stars, we would have known that the galaxy is weird, but we would not have dug up evidence for a significant gas rearrangement in the galaxy, which caused the stellar birth zone to shrink toward the galaxy's center." Simulations predict that the same "gas-funneling" mechanism may trigger starbursts in the central regions of other dwarf galaxies that interact with larger neighbors. The trick to studying the effects of this process in detail, Williams says, is being able to resolve many individual stars in galaxies to create an accurate picture of their evolution. Williams' results will appear in the January 20, 2010 issue of The Astrophysical Journal.

74 z 106


NGC 1376 na zdjęciach teleskopu kosmicznego Hubble

W ramach programu Hubble Heritage NASA opublikowała zdjęcie wykonane przez zespół kierowany przez Rodgera Thompsona, astronoma z Uniwersytetu Arizona przedstawiające NGC 1376, galaktykę przypominającą nieco płatek śniegu. Niebiesko biała galaktyka spiralna zawieszona jest w próŜni. Podobnie jak płatki śniegu w kosmosie kaŜda galaktyka jest inna. Podobnie NGC 1376 wyróŜnia się z tłumu - jasne, błękitne zagęszczenia świecącego gazu podkreślają regiony aktywnej produkcji gwiazd. Rozmieszczone wzdłuŜ spiralnych ramion obszary te wykazują nadmiar promieniowania w paśmie ultrafioletowym poniewaŜ zawierają jasne gromady gorących nowo narodzonych gwiazd. Ciemniejsze, czerwone obszary w pobliŜu jądra i pomiędzy ramionami składają się głównie ze starszych gwiazd. Czerwonawe pasy pyłowe to chłodniejsze, gęstsze regiony, w który obłoki molekularne mogą w przyszłości zapaść się i stworzyć nowe gwiazdy. Pomiędzy ramionami moŜna dostrzec kilka czerwonawych, bardziej odległych galaktyk. NGC 1376 leŜy w odległości 180 milionów lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Erydana (widocznej na zimowym niebie poniŜej Byka i przed Orionem) i naleŜy do tych galaktyk spiralnych, które moŜemy podziwiać "z góry". Taka orientacja ułatwia astronomom badanie szczegółów budowy galaktyki, wśród nich gwiazd zmiennych - na przykład supernowych. W 1990 roku w galaktyce tej wybuchła supernowa SN 1990go o jasności porównywalnej do jasności jądra całej galaktyki. Sam proces wykonania zdjęcia to ciekawostka. Hubble bowiem został skierowany do obserwacji leŜącej

75 z 106

niedaleko galaktyki karłowej z pomocą kamery NICMOS. Jednak dzięki rozsądnemu zaplanowaniu obserwacji NGC 1376 znalazła się w tym czasie w polu widzenia kamery ACS. W ten sposób w ramach jednych badań uzyskano dane dla dwóch róŜnych obiektów. Wcześniej podejrzewano, Ŝe galaktyki te mogą być powiązane ze sobą grawitacyjnie jednak obserwacje Hubble'a wykluczyły taką moŜliwość. Źródła: UANews: Snowflake-Shaped Galaxy From Hubble Helps Ring in the New Year Zdjęcie: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgment: Rodger Thompson (University of Arizona) Original press release follows: Snowflake-Shaped Galaxy From Hubble Helps Ring in the New Year As part of its Hubble Heritage program, NASA has released an image, taken by a team led by UA astronomer Rodger Thompson, of a galaxy that resembles a snowflake. A bluish-white spiral galaxy hangs delicately in the cold vacuum of space. Like snowflakes, no two galaxies are exactly alike. Known as NGC 1376, this snowflake-shaped beauty has features that make it a one of a kind. Bright blue knots of glowing gas highlight regions of active star formation. Concentrated along the spiral arms, these areas of star formation show an


excess of light at ultraviolet wavelengths for they contain brilliant clusters of hot, newborn stars that are emitting UV light. The less intense, red areas near the core and between the arms consist mainly of older stars. The reddish dust lanes are colder, denser regions where interstellar clouds may collapse to form new stars. Intermingled between the spiral arms are a sprinkling of reddish background galaxies. NGC 1376 resides more than 180 million light-years away from Earth in the constellation Eridanus. This galaxy belongs to a class of spirals that are seen nearly face on from our line of sight. This orientation aids astronomers in studying details and features of the galaxy from an unobscured vantage point. One such feature of galaxies are stars that change in brightness over time. In 1990, NGC 1376 was home to a supernova (SN 1990go) explosion that rivaled the brightness of the entire nucleus from ground-based telescopes for several weeks. How this galaxy came to be photographed by Hubble is quite unique in itself. During observations of a nearby dwarf galaxy in November 2006 with Hubble's Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer, known as NICMOS, careful planning allowed NGC 1376 to be visible in the field of view of the Advanced Camera for Surveys, or ACS, at the same time. Thus, Hubble was able to get two galaxies for the price of one. Initial ground-based observations of the two galaxies implied that the two might be interacting with each other, but the Hubble observations concluded that there were no obvious signs of interaction. NGC 1376 was imaged with ACS in eight filters ranging from blue to visible to infrared light. Four of the images that show the most color separation were used in this Hubble composite of NGC 1376.

76 z 106


Analiza chemiczna gwiazd węglowych typu R

Aby wyjaśnić jak powstają, oraz jaki proces prowadzi do wzbogacenia atmosfer gwiazd węglowych typu widmowego R w węgiel naukowcy wydziału Fizyki Teoretycznej i Kosmicznej Uniwersytetu Granada (UGR) w Hiszpanii przeanalizowali ich chemiczną budowę oraz ewolucję. Do tej pory nie prowadzono szczegółowych analiz chemicznych tych gwiazd, które stanowią niezwykłą odmianę czerwonych olbrzymów, w których atmosferach występuje nadmiar węgla przy niedoborze tlenu. W zaleŜności od temperatur powierzchni gwiazdy te dzieli się dodatkowo na dwie rodziny - gorące i zimne. W przypadku zimnych gwiazd typu R badania naukowców z UGR to pierwsza analiza chemiczna tego typu na świecie, zaś ostatnie analizy gwiazd gorących wykonywano ponad 25 lat, a wówczas z mniejszą rozdzielczością widmową. Nowe badania zostały wykonane przez Olgę Zamora Sánchez pod kierunkiem prof. Carlos Abia i prof. Inmaculada Domínguez. Dodatkowo w badaniach uwzględniono inne cechy gwiazd R takie jak ich dystrybucja w Drodze Mlecznej, jasność absolutną czy kinematykę. Badaniem objęto 23 gwiazdy typu R wykorzystując widma optyczne o wysokiej rozdzielczości zebrane przez 2,2 metrowy teleskop w Calar Alto, a następnie przeanalizowano chemiczne "odciski palców" węgla, tlenu, azotu, litu i cięŜkich pierwiastków takich jak technet, stront, bar czy lantan. W efekcie naukowcy doszli do wniosku, Ŝe zimne gwiazdy typu R są identyczne to normalnych gwiazd węglowych typu N ewoluujących z asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB), podczas gdy gwiazdy gorące tego typu są wyraźnie odmienne. Około 40% gorących gwiazd typu R okazała się błędnia sklasyfikowana, zatem znaczna ich część moŜe zostać usunięta z grupy czerwonych olbrzymów. Dodatkowo naukowcy przeprowadzili cyfrowe symulacje mechanizmu, który jak się do tej pory uwaŜało, jest najprawdopodniej odpowiedzialny za powstanie gorących gwiazd typu R - fuzji helowego białego

77 z 106

karła z czerwonym olbrzymem. Niestety ostatecznie naukowcy doszli do wniosku, Ŝe mechanizm ten nie pozwala wyjaśnić cech tego typu gwiazd co oznacza, Ŝe ich pochodzenie pozostaje zagadką. Wyniki badań zostały przesłane do publikacji na łamach Astronomy & Astrophysics. Źródła: University of Granada Science News: Scientists determine for the first time the chemical composition of a type of red giant star with more carbon than oxygen in its atmosphere Ilustracja: Olga Zamora Sánchez. Department of Theoretical and Cosmos Physics of the University of Granada. Original press release follows: Scientists determine for the first time the chemical composition of a type of red giant star with more carbon than oxygen in its atmosphere What are the peculiar type-R stars made of? Where does the carbon present in their shell come from? These are the questions to be solved by a research work conducted by scientists of the department of Theoretical and Cosmos Physics of the University of Granada (Spain), where they have analysed the chemical composition and the evolutionary state of spectral type R carbon stars to try to explain the origin of the carbon enrichment


present in its atmosphere. Up to now, there had hardly been performed chemical analysis for this type of start. Type-R stars are peculiar red giant stars, as they show a higher presence of carbon than oxygen in their atmosphere (the usual composition in the Universe is exactly the opposite). They can be classified in hot-R starts and cold-R stars, depending on their effective temperature. In the case of R-cold stars, this is the first chemical analysis of these characteristics carried out worldwide, whereas for R-hot stars, the existing chemical analyses were very old (more than 25 years) and with a lower spectral resolution than that of the UGR study. The research has been conducted by Olga Zamora SĂĄnchez and supervised by professors Carlos Abia and Inmaculada DomĂ­nguez. The scientists of the University of Granada have also studied the essential observational features of type-R stars (distribution in the Milky Way, kinematics, luminosity, etc.) . A 23-star sample This research work has determined the chemical composition of a 23 type-R star sample (both hot and cold), using spectrums in the optics with high-spectral resolution, in order to obtain information about the origin of this type of stars. To this end, the scientists performed observations with a 2.2-metre in diameter telescope

placed in Calar Alto (Almeria), and carried out a chemical analysis of elements such as carbon, oxygen, nitrogen, lithium and other heavy metals, such as technetium, strontium, barium or lanthanum. Thus, the scientists have concluded that R-cold stars are identical to type-N stars (or normal carbon stars) originated in the AGB phase, whereas R-hot stars are different. About 40% of the R-hot stars of the sample were erroneously classified up now, and therefore the portion of these stars with regard to red giant stars could be considerably reduced regarding previous estimations thanks to this work. The most comprehensive analysis The analysis of the University of Granada is the most complete conducted worldwide up to now (from an observational and theoretical approach) about type-R spectral stars. Besides, the scientists have carried out a numeric simulation for the first time of the most favourable scene for the formation of a R-hot star: the fusion of a helium white dwarf with a red giant. In the end, this scene has turned out to be unviable, and therefore the explanation of the origin of R-hot stars keeps representing a challenge for present star and nucleosynthesis development models. Although the UGR scientists warn that this type of study has not immediate applications, the information obtained could be very valuable in the future as carbon, as everybody knows, is very important for the possible development of life in the Universe. Therefore, they say, explaining the origin of this element in the stars will be useful to study the production of one of the basic ingredients of life that we know. The results of this research work will be sent for its publication in the near future in the journal Astronomy & Astrophysics.

78 z 106


Kosmologia zimnej ciemnej materii

Od ponad dwóch dekad teoria zimnej ciemnej materii jest wykorzystywana przez kosmologów do wyjaśnienia jak z gładkiego Wszechświata, który narodził się ponad 13 miliardów lat temu wyewoluowała złoŜona, włóknista struktura sieci galaktyk, jakie obserwujemy obecnie. Jednym z problemów była odmienna od przewidywanej przez teorię ilość gwiazd i ciemnej materii w jądrach galaktyk - według teorii powinno być jej znacznie więcej niŜ wynika to z danych obserwacyjnych. RozbieŜność ta jest najbardziej wyraźna w galaktykach karłowych - najczęściej występujących galaktykach w naszym sąsiedztwie, z których kaŜda zawiera mniej niŜ 1% gwiazd znajdujących się w duŜych galaktykach takich jak Droga Mleczna.

Odnaleźliśmy lepszy opis procesów, o których wiemy Ŝe zachodzą we Wszechświecie. Dzięki temu nasze symulacje są dokładniejsze prof. Fabio Governato

Międzynarodowy zespół naukowców kierowany przez prof. Fabio Governato z Uniwersytetu Washington, donosi na łamach Nature iŜ wykorzystując miliony godzin pracy superkomputerów by przeprowadzić symulacje procesów powstawania galaktyk rozwiązał problem - w symulacjach powstały galaktyki karłowe podobne do tych obserwowanych w bliskim Wszechświecie. "Wcześniejsze próby rozwiązania problemu zawierały jedynie prosty opis tego, jak i gdzie w galaktykach powstają gwiazdy "- mówi Fabio Governato. -" W naszych badaniach zastosowaliśmy nowe symulacje, przeprowadzone na kilku superkomputerach, które zawierały lepszy opis tego gdzie i jak procesy produkcji gwiazd zachodzą w galaktykach." Symulacje pokazały, Ŝe w miarę jak najmasywniejsze nowe gwiazdy eksplodują jako supernowe, ich wybuchy generują potęŜne wiatry, które odrzucają znaczną ilość gazu poza jądra obiektów, które przekształcą się w galaktyki karłowe uniemoŜliwiając w ten sposób wytworzenie milionów nowych gwiazd. Tak znaczące i gwałtowne usunięcie

79 z 106

materii z centrum galaktyki redukuje oddziaływanie grawitacji na ciemną materię i ona równieŜ oddala się od galaktyki. Kosmiczne eksplozje okazują się być brakującym elementem układanki - ich dodanie do symulacji skutkuje powstaniem galaktyk o wyraźnie niŜszej gęstości w rejonie jądra, zbliŜając wynik do danych obserwacyjnych. "Teoria zimnej ciemnej materii doskonale radzi sobie z tym gdzie, kiedy oraz ile powinno powstać galaktyk "- mówi Governato. -" My odnaleźliśmy lepszy opis procesów, o których wiemy Ŝe zachodzą we Wszechświecie. Dzięki temu nasze symulacje są dokładniejsze." Teoria ziemnej ciemnej materii została zaproponowana w połowie lat 80. XX wieku. Według niej przewaŜająca część materii we Wszechświecie - 75% - to ciemna materia, która nie oddziałuje z elektronami i protonami i nie moŜe być obserwowana za pomocą promieniowania elektromagnetycznego. Określenie "zimna" oznacza, Ŝe tuŜ po Wielkim Wybuchu, cząsteczki ciemnej materii miały prędkości znacznie mniejsze niŜ prędkość światła. W kosmologii zimnej ciemnej materii najpierw powstały małe struktury, które łącząc się ze sobą tworzyły coraz masywniejsze halo ciemnej materii. Ostatecznie, wewnątrz tych otoczek powstały galaktyki. Źródła: University of Washington


News: New research resolves conflict in theory of how galaxies form Ilustracja: Katy Brooks

or neglected star formation altogether," said Fabio Governato, a UW research associate professor of astronomy and lead author of the Nature paper.

description of processes that we know happen in the real universe, resulting in more accurate simulations."

Original press release follows: New research resolves conflict in theory of how galaxies form

"Instead we performed new computer simulations, run over several national supercomputing facilities, and included a better description of where and how star formation happens in galaxies."

For more than two decades, the cold dark matter theory has been used by cosmologists to explain how the smooth universe born in the big bang more than 13 billion years ago evolved into the filamentary, galaxy-rich cosmic web that we see today.

The simulations showed that as the most massive new stars exploded as supernovas, the blasts generated enormous winds that swept huge amounts of gas away from the center of what would become dwarf galaxies, preventing millions of new stars from forming.

The theory of cold dark matter, first advanced in the mid 1980s, holds that the vast majority of the matter in the universe -- as much as 75 percent -- is made up of "dark" material that does not interact with electrons and protons and so cannot be observed from electromagnetic radiation. The term "cold" means that immediately following the big bang these dark matter particles have speeds far lower than the speed of light.

There's been just one problem: the theory suggested most galaxies should have far more stars and dark matter at their cores than they actually do. The problem is most pronounced for dwarf galaxies, the most common galaxies in our own celestial neighborhood. Each contains less than 1 percent of the stars found in large galaxies such as the Milky Way.

With so much mass suddenly removed from the center of the galaxy, the pull of gravity on the dark matter there is diminished and the dark matter drifts away, Governato said. It is similar to what would happen if our sun suddenly disappeared and the loss of its gravitational pull allowed the Earth to drift off into space.

Now an international research team, led by a University of Washington astronomer, reports Jan. 14 in Nature that it resolved the problem using millions of hours on supercomputers to run simulations of galaxy formation (1 million hours is more than 100 years). The simulations produced dwarf galaxies very much like those observed today by satellites and large telescopes around the world. "Most previous work included only a simple description of how and where stars formed within galaxies,

80 z 106

The cosmic explosions proved to be the missing piece of the puzzle, and adding them to the simulations generated formation of galaxies with substantially lower densities at their cores, closely matching the observed properties of dwarf galaxies. "The cold dark matter theory works amazingly well at telling where, when and how many galaxies should form," Governato said. "What we did was find a better

In the cold dark matter theory, smaller structures form first, then they merge with each other to form more massive halos, and finally galaxies form within the halos. Coauthors of the Nature paper are Chris Brook of the Jeremiah Horrocks Institute in the United Kingdom; Lucio Mayer of the Institut f端r Astronomie and the Institute for Theoretical Physics in Switzerland; Alyson Brooks of the California Institute of Technology; George Rhee of the University of Nevada; James Wadsley and Gregory Stinson of McMaster University in Canada; Patrik Jonsson and Piero Madau of the University of California, Santa Cruz; Beth Willman of Haverford College in Pennsylvania and Thomas R. Quinn of the UW. The research was funded by NASA and the National Science Foundation, and was conducted using facilities of NASA's Advanced Supercomputing Division, the University of Washington Computing Center, the Arctic Region Supercomputing Center in Alaska and the TeraGrid supercomputer coordinated through the Grid Infrastructure Group at the University of Chicago.


Na tropie kosmicznego kota

Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO) opublikowało nowe zdjęcie obłoku molekularnego NGC 6334 znanego równieŜ jako Mgławica Kocia Łapa. Ten złoŜony region gazu i pyłu, w którym powstają masywne gwiazdy, leŜy niedaleko serca Drogi Mlecznej i w znacznym stopniu jest przesłonięty przez leŜące bliŜej obłoki ciemnego, zimnego pyłu. Niewiele obiektów na niebie ma nazwę tak odpowiadającą wyglądowi, jak Mgławica Kocia Łapa, świecący obłok gazu przypominający ślad niebiańskiego kota na wycieczce poprzez Wszechświat. John Herschel, brytyjski astronom, był pierwszym, który opisał NGC 6334 w 1837 roku podczas pobytu w Afryce Południowej. Mimo, iŜ wykorzystywał jeden z największych w owych czasach teleskopów wydaje się, iŜ opisał jedynie najjaśniejszy fragment obłoku, widziany na zdjęciu w dolnej, lewej części. NGC 6334 leŜy w odległości około 5500 lat świetlnych w obrębie konstelacji Skorpiona. Jej wielkość kątowa jest nieznacznie większa od KsięŜyca w pełni. W rzeczywistości ma około 50 lat świetlnych średnicy. Jej czerwone zabarwienie wynika stąd, Ŝe pozostałe części widma są bardziej skutecznie absorbowane i rozpraszane przez materię międzygwiezdną leŜącą pomiędzy mgławicą i Ziemią. Czerwone światło jest emitowane głównie przez wodór świecący pod wpływem oddziaływania młodych, gorących gwiazd. Jest to jeden z najaktywniejszych obszarów produkcji masywnych gwiazd w Galaktyce i z tego powodu jest obiektem intensywnych badań. W jej obrębie skrywa się wiele młodych gwiazd o masach do 10 razy większych od Słońca. Gwiazdy te powstały w ciągu ostatnich kilku milionów lat. Jest tu równieŜ wiele protogwiazd wciąŜ skrytych głęboko w kokonach pyłu.

81 z 106

W sumie szacuje się iŜ w mgławicy tej moŜe znajdować się kilkadziesiąt tysięcy gwiazd. Na zdjęciu wyróŜnia się czerwony, złoŜony bąbel widoczny w prawej, dolnej części. Jest to obszar, który powstał albo pod wpływem intensywnego wiatru zbliŜającej się do śmierci masywnej gwiazdy, albo pozostałość po gwieździe, która juŜ eksplodowała. Nowe zdjęcie mgławicy zostało wykonane za pomocą kamery WFI (Wide Field Imager) zainstalowanej na 2,2 metrowym teleskopie MPG/ESO w obserwatorium La Silla w Chile. Źródła: ESO: On the Trail of a Cosmic Cat Zdjęcie: ESO Lokalizacja: RA 17h19m58s, Deklinacja -35°57'47" Original press release follows: On the Trail of a Cosmic Cat ESO has just released a stunning new image of the vast cloud known as the Cat’s Paw Nebula or NGC 6334. This complex region of gas and dust, where numerous massive stars are born, lies near the heart of the Milky Way galaxy, and is heavily obscured by intervening dust clouds. Few objects in the sky have been as well named as the Cat’s Paw Nebula, a glowing gas cloud resembling the gigantic pawprint of a celestial cat out on an errand across the Universe. British astronomer John Herschel first


recorded NGC 6334 in 1837 during his stay in South Africa. Despite using one of the largest telescopes in the world at the time, Herschel seems to have only noted the brightest part of the cloud, seen here towards the lower left. NGC 6334 lies about 5500 light-years away in the direction of the constellation Scorpius (the Scorpion) and covers an area on the sky slightly larger than the full Moon. The whole gas cloud is about 50 light-years across. The nebula appears red because its blue and green light are scattered and absorbed more efficiently by material between the nebula and Earth. The red light comes predominantly from hydrogen gas glowing under the intense glare of hot young stars. NGC 6334 is one of the most active nurseries of massive stars in our galaxy and has been extensively studied by astronomers. The nebula conceals freshly minted brilliant blue stars — each nearly ten times the mass of our Sun and born in the last few million years. The region is also home to many baby stars that are buried deep in the dust, making them difficult to study. In total, the Cat’s Paw Nebula could contain several tens of thousands of stars. Particularly striking is the red, intricate bubble in the lower right part of the image. This is most likely either a star expelling large amount of matter at high speed as it nears the end of its life or the remnant of a star that already has exploded. This new portrait of the Cat’s Paw Nebula was created from images taken with the Wide Field Imager (WFI) instrument at the 2.2-metre MPG/ESO telescope at the La Silla Observatory in Chile, combining images taken through blue, green and red filters, as well as a special filter designed to let through the light of glowing hydrogen.

82 z 106


Jedna galaktyka, dwa ogony

Obserwatorium rentgenowskie Chandra sfotografowało dwa niezwykłe ogony emisji rentgenowskiej pozostawione przez galaktykę. Zdjęcie obok ukazuje gromadę galaktyk Abell 3627. Kolorem niebieskim zaznaczono promieniowanie rentgenowskie zarejestrowane przez Chandrę. Optyczne dane są ukazane na Ŝółto, zaś na czerwono - promieniowanie wodoru w H-alfa. Dane optyczne i H-alfa zostały zebrane przez teleskop SOAR (Southern Astrophysical Research) w Chile. Początek ogonom daje galaktyka ESO 137-001. Jaśniejszy z nich został dostrzeŜony juŜ wcześniej, a jego długość szacuje się na 260 000 lat świetlnych. Odkrycie drugiego, ciemniejszego ogona zaskoczyło naukowców. Emisja rentgenowska powstaje gdy zimny, mający temperaturę ok 10K, gaz z ESO 137-001 jest odzierany przez gorący gaz o temperaturze 100 milionów K poruszający się w stronę centrum gromady Abell 3627. To co astronomowie dostrzegli za pomocą Chandry to w pewnym sensie zjawisko odparowywania zimnego gazu, który osiąga temperaturę 10 milionów K. Za pomocą teleskopu kosmicznego Spitzer w ogonie galaktyki dostrzeŜono równieŜ gaz o temperaturze pomiędzy 100 a 1000 K. Gromady galaktyk to zbiorowiska setek a nawet tysięcy galaktyk powiązanych grawitacyjnie i zanurzonych w gorącym gazie. Dwa ogony gazowe w tym systemie być moŜe powstały w wyniku wydmuchiwania gazu z dwóch głównych ramion spiralnych galaktyki ESO 137-001. Usuwanie gazu z galaktyk uwaŜa się za waŜny mechanizm kształtujący procesy ewolucji galaktyk, wpływający na tempo produkcji gwiazd oraz zmieniający kształt wewnętrznych części ramion spiralnych oraz zgrubień centralnych. Co ciekawe dane uzyskane w paśmie wodoru wskazują, iŜ w ogonach gazowych zachodzą procesy produkcji gwiazd - jest to pierwszy bezpośredni dowód, Ŝe produkcja gwiazd moŜe

zachodzić w trakcie usuwania zimnego gazu z galaktyki podczas gdy ta przemieszcza się względem gromady. W danych Chandry dostrzeŜono nadmiar jasnych, punktowych źródeł promieniowania rentgenowskiego w okolicach ogonów. Astronomowie sądzą, Ŝe niektóre z nich mogą wskazywać istnienie młodych masywnych gwiazd podwójnych związanych z młodymi gromadami gwiazdowymi co byłoby kolejnym dowodem istnienia procesów produkcji gwiazd. Wynikałoby z tego, iŜ znaczna część gwiazd istniejących pomiędzy galaktykami w obrębie gromady mogła powstać na miejscu - poza galaktykami. Dane rentgenowskie wskazują, Ŝe w obrębie ogonów nie obserwuje się spadku temperatury jak równieŜ zmiany rozmiaru w zaleŜności od odległości od galaktyki macierzystej ESO 137-001. To nowy problem do rozwiązania dla astrofizyków badających ogony galaktyczne. Źródła: Chandra: Two Tails to Tell Zdjęcie: X-ray: NASA/CXC/UVa/M. Sun, et al; H-alpha/Optical: SOAR (UVa/NOAO /UNC/CNPq-Brazil)/M.Sun et al. Lokalizacja: RA 16h13m25.59s | Dec -60°45'43.10 (obiekt nie jest widoczny na naszym niebie) Original press release follows: Two Tails to Tell Two spectacular tails of X-ray emission have been seen trailing behind a galaxy

83 z 106


using the Chandra X-ray Observatory. A composite image of the galaxy cluster Abell 3627 shows X-rays from Chandra in blue, optical emission in yellow and emission from hydrogen light -- known to astronomers as "H-alpha" -- in red. The optical and H-alpha data were obtained with the Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope in Chile. At the front of the tail is the galaxy ESO 137-001. The brighter of the two tails has been seen before and extends for about 260,000 light years. The detection of the second, fainter tail, however, was a surprise to the scientists. The X-ray tails were created when cool gas from ESO 137-001 (with a temperature of about ten degrees above absolute zero) was stripped by hot gas (about 100 million degrees) as it travels towards the center of the galaxy cluster Abell 3627. What astronomers observe with Chandra is essentially the evaporation of the cold gas, which glows at a temperature of about 10 million degrees. Evidence of gas with temperatures between 100 and 1,000 degrees Kelvin in the tail was also found with the Spitzer Space Telescope. Galaxy clusters are collections of hundreds or even thousands of galaxies held together by gravity that are enveloped in hot gas. The two-pronged tail in this system may have formed because gas has been stripped from the two major spiral

84 z 106

arms in ESO 137-001. The stripping of gas is thought to have a significant effect on galaxy evolution, removing cold gas from the galaxy, shutting down the formation of new stars in the galaxy, and changing the appearance of inner spiral arms and bulges because of the effects of star formation. The H-alpha data shows evidence for star formation in the tails -- the first unambiguous evidence that star formation can occur when cold gas is stripped out of galaxies as they fall through clusters. The Chandra data also reveal an excess of luminous X-ray point sources around the X-ray tails. Some of them are considered to be young massive binary stars associated with nearby young star clusters, giving more evidence of star formation in the tails. The implication is that a large portion of stars between cluster galaxies can be formed in situ. The X-ray data also reveal that there is little change in temperature of the hot gas in the tails, and also little change in width of the tails with distance from ESO 137-001. Both of these features present challenges to scientists doing simulations of the galaxy tails.


Siła słabego soczewkowania grawitacyjnego

Słabe ogniskowanie grawitacyjne daje unikalne moŜliwości poznania ile ciemnej materii zawiera Wszechświat oraz jak jej rozmieszczenie zmieniało się w odległej przeszłości. Badania przeprowadzone przez zespół kierowany przez Alexie Leauthaud, kosmologa z Narodowego Laboratorium Lawrence Berkeley Amerykańskiego Departamentu Energii pozwoliły uczynić istotny krok w poszerzaniu wykorzystania moŜliwości soczewkowania grawitacyjnego do badań znacznie starszych i mniejszych struktur niŜ było to moŜliwe dotychczas. Do

Potwierdzając relację masy do jasności i rozciągając jej stosowalnośćdo obiektów o wysokim współczynniku przesunięcia ku podczerwieni udało nam się uczynić kolejny krok w kierunkuwykorzystania słabego soczewkowania jako potęŜnego narzędzia to pomiaruewolucji struktury Wszechświata Alexie Leauthaud

niedawna słabe soczewkowanie grawitacyjne pozwalało w najlepszym razie wyznaczać całkowitą masę stosunkowo bliskich grup i gromad galaktyk. Ta całkowita masa obejmuje zarówno zwykłą, obserwowalną materię barionowa gwiazdy, gazy itp, jak równieŜ znacznie masywniejsze, niewidoczne zagęszczenia ciemnej materii, która odpowiada za powstanie gromad poprzez przyciąganie grawitacyjne galaktyk ku sobie. W trakcie badań astronomom udało się istnienie współczynnika wiąŜącego ich masę całkowitą z jasnością promieniowania galaktyk w paśmie rentgenowskim - wskazującą jasność samej materii barionowej. Nowe badania, których wyniki zostały opublikowane na łamach Astrophysical Journal (ApJ) rozciągają tę waŜną zaleŜność na dalej połoŜone obiekty. "Udało się nam rozszerzyć zakres pomiarów masy na znacznie mniejsze struktury, które istniały znacznie wcześniej w historii Wszechświata

85 z 106

"- mówi Alexie Leauthaud, pierwsza autorka artykułu w ApJ. -" To pozwala nam zyskać lepsze zrozumienie zaleŜności między normalną materią w gęstych strukturach, którą obserwujemy za pomocą jasności promieniowania rentgenowskiego, a całkowitą masą ciemnej materii tych struktur, mierzoną za pomocą słabego soczewkowania." Masa jako soczewka Soczewkowanie grawitacyjne powstaje w wyniku zakrzywienia przestrzeni przez obiekty posiadające masę - zakrzywienie to ugina tory, po których poruszają się fotony. Im większa jest masa obiektu i im bliŜej centrum masy tym bardziej ugina się przestrzeń i w tym większym stopniu deformowany jest obraz odleglejszych obiektów. Pomiar zniekształcenia jest kluczem do pomiaru masy obiektu soczewkującego. Pomiar jest w miarę prosty w przypadku silnego soczewkowania wywoływanego przez masywny obiekt lub grupę obiektów - na przykład pobliskiej gromady galaktyk i halo ciemnej materii, które ją otacza. W takim przypadku ugięcie i zniekształcenie są tak silne, Ŝe odległe obrazy zakrzywiają się, a w ekstremalnych przypadkach przyjmują formę pierścienia otaczającego bliski, masywny obiekt. Widoczne zniekształcenie pozwala bezpośrednio wyznaczyć masę soczewki i wskazuje je centrum. Podobnie ma się sprawa w przypadku słabego ogniskowania, jednak w tym wypadku zniekształcenia nie moŜna


zauwaŜyć bezpośrednio. To co wydaje się nim być, zazwyczaj nim nie jest - w końcu galaktyki same z siebie mają rozciągły kształt i często obserwujemy je z pozycji, w której wydają się wydłuŜone. Dodatkowo pozorne zniekształcenie moŜe powstawać w wyniku niedoskonałości teleskopu, detektora czy atmosfery. Mimo to, słabe odkształcenia grup galaktyk moŜna wyznaczyć metodami statystycznymi i ich wyznaczyć ich średnie zniekształcenie wynikające z obecności masywnego obiektu w drodze na ziemię. Jednak aby obliczyć masę soczewki tą metodą konieczne jest wyznaczenie jej centrum. "Problem z gromadami o niskiej masie i wysokim przesunięciu ku czerwieni leŜy w tym, Ŝe trudno określić, która z galaktyk leŜy w ich centrum "mówi Leauthaud. -" Tu właśnie pomagają badania rentgenowskie. Jasność rentgenowska gromady galaktyk moŜe być wykorzystana do precyzyjnego wyznaczenia jej centrum." Gorąca plazma wypełniająca przestrzeń wewnątrz gromady emituje promieniowanie rentgenowskie co czyni z tego promieniowania poręczne narzędzie odkrywania odległych struktur galaktycznych. Jednak jak promieniowanie te pozwala wyznaczyć centrum masy gromady ? Dlaczego ciemna materia jest ciemna ? Poza oddziaływaniami grawitacyjnymi ciemna materia nie oddziałuje (lub oddziałuje bardzo słabo) z materią barionową, i z sobą samą. Właśnie

86 z 106

dlatego jest ciemna - aby świecić musiałaby oddziaływać za pomocą sił elektromagnetycznych. Co innego zwykła materia. Tu pole elektromagnetyczne oddziałuje na jej kaŜdy aspekt - od budowy chemicznej po jasność, po pola magnetyczne i elektryczne czy ciśnienie wiatru gwiazdowego. W ten sposób elektromagnetyzm odgrywa kluczową rolę w określaniu rozmieszczenia zwykłej materii w przestrzeni, które często jest bardzo nieregularne. Jednocześnie poniewaŜ pola elektromagnetyczne w Ŝaden sposób nie wpływają na rozmieszczenie w przestrzeni ciemnej materii moŜe ona tworzyć ogromne, gładkie, sferycznej zagęszczenia zazwyczaj wypełnione przez zwykłe galaktyki oraz gorący gaz i plazmę, którą zatrzymuje wyłącznie w wyniku oddziaływań grawitacyjnych. "Gęstość gazu odpowiada gęstości ciemnej materii, a poniewaŜ emisje rentgenowskie rosną z kwadratem gęstości gazu, promieniowanie rentgenowskie świeci bardzo intensywnie w jądrach struktur "- wyjaśnia Leauthaud. -" To oznacza, Ŝe promieniowanie rentgenowskie stanowi doskonały sposób na wyznaczenie centrum nawet bardzo luźno powiązanych, odległych gromad galaktyk." "W najprostszym ujęciu im więcej masy, tym goręcej "- dodaje Jean-Paul Kneib, główny autor publikacji w ApJ z Laboratorium Astrofizyki w Marsylii (LAM) i Francuskiego Centrum Badań Naukowych (CNRS). -" Jednak plazma to materia

barionowa, stanowiąca niewielką część całkowitej masy gromady. Podczas gdy promieniowanie rentgenowskie mówi nam coś o całkowitej masie musimy dokładnie określić wzajemne zaleŜności." Aby dokładnie wyznaczyć tę zaleŜność zespół Leauthaud najpierw wyznaczył centroidy 206 grup i gromad galaktyk, w tym wielu słabych, odległych zespołów odkrytych w ramach przeglądu galaktycznego COSMOS (Cosmic Evolution Survey) przeprowadzonego przez teleskop kosmiczny Hubble'a. Obrazy rentgenowskie zostały wykonane przez satelity ESA XMM-Newton i NASA Chadra. "Nigdy nie sądziłem, Ŝe dane zebrane przez Chandrę pozwolą na wykonanie tak niezwykłych pomiarów "- mówi Martin Elvis z Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian, współautor publikacji w ApJ i kierownik badań Chandry. -" To bardzo przekonujący pokaz moŜliwości analizy danych." Analiza danych rentgenowskich została wykonana przez Alexisa Finoguenova z Instytutu Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka, współautora publikacji. Wyznaczenie cetrów masy z analizy rentgenowskiej pozwoliło naukowcom wykorzystać słabe soczewkowanie do oszacowania całkowitej masy odległych grup i gromad galaktyk z większą precyzją niŜ było to moŜliwe do tej pory. Na koniec naukowcy obliczyli korelację masy do jasności dla nowej grupy danych i wykazali, Ŝe jest on zgodna z współczynnikiem wyznaczonym


wcześniej dla bliŜszych struktur - w tym tych, których badanie moŜliwe było za pomocą silnego soczewkowania grawitacyjnego. W obrębie błędu pomiarowego współczynnik ten jest taki sam zarówno dla bliskich jak i odległych gromad. To daje naukowcom proste narzędzie łączące całkowitą masę gromad i grup galaktyk do jasności rentgenowskiej, będącej "śladem barionowym." "Potwierdzając relację masy do jasności i rozciągając jej stosowalność do obiektów o wysokim współczynniku przesunięcia ku podczerwieni "- mówi Leauthaud -" udało nam się uczynić kolejny krok w kierunku wykorzystania słabego soczewkowania jako potęŜnego narzędzia to pomiaru ewolucji struktury Wszechświata." Na początku... Początków galaktyk moŜna poszukiwać w nieznacznych róŜnicach w gęstości gorącego, podobnego do cieczy, wczesnego Wszechświata, te ślady nadal widać jak mikroskopijne róŜnice temperatur promieniowania reliktowego (mikrofalowego promieniowania tła, CMB). "RóŜnice, jakie obserwujemy w promieniowaniu reliktowym nieba ukazują ślady jakie wraz z upływem czasu rusztowanie zbudowane z ciemnej materii pozostawiło zanim powstały galaktyki takie, jakie obserwujemy obecnie "- mówi prof. George Smoot z Laboratorium Berkeley, współautor publikacji w ApJ, a jednocześnie jeden z laureatów Nagrody Nobla za pomiar niejednorodności promieniowania

87 z 106

reliktowego w 2006 roku. -" To niezwykłe, Ŝe za pomocą soczewkowania grawitacyjnego moŜemy zmierzyć jak ciemna materia zapadała się i ewoluowała od początku Wszechświata." Jednym z celów badania tej ewolucji jest poszukiwanie odpowiedzi na to, czym jest sama ciemna materia i jak oddziałuje ona na materię barionową. Kolejnym - poszukiwanie odpowiedzi na to, czym jest ciemna energia, tajemnicze coś przyspieszające tempo rozszerzania się Wszechświata. Czy ciemna energia jest czymś stałym, czy zmiennym. A moŜe jest jedynie iluzją wynikającą z ograniczeń Ogólnej Teorii Względności Einsteina. Narzędzia jakie naukowcy dostają do ręki dzięki poszerzeniu zakresu stosowania współczynnika masy do jasności dają ogromne moŜliwości zbliŜenia się do uzyskania odpowiedzi na role jakie odgrywają we Wszechświecie grawitacja i ciemna energia, a poprzez te odpowiedzi określenia przyszłej historii Wszechświata. Źródła: A. Leauthaud et al., "A Weak Lensing Study of X-Ray Groups in the COSMOS Survey: Form and Evolution of the Mass-Luminosity Relation", Astrophysical Journal Berkeley Lab: Weak Lensing Gains Strength

target="_blank">ESA Science&Technology: XMM-Newton traces dark matter in faint, distant galaxy groups Zdjęcie: Richard Massey et al, Nature 2007 Original press release follows: Weak lensing gains strength Weak gravitational lensing is a uniquely promising way to learn how much dark matter there is in the Universe and how its distribution has evolved since the distant past. New work by a team led by a cosmologist from the U.S. Department of Energy's Lawrence Berkeley National Laboratory has made major progress in extending the use of gravitational lensing to the study of much older and smaller structures than was previously possible. Until recently, weak lensing had been limited to calculating the total mass of relatively nearby groups and clusters of galaxies. Their total mass includes both ordinary, visible matter like stars and dust – what astronomers call "baryonic" matter – plus the much more massive invisible concentrations of dark matter that form groups and clusters by pulling galaxies together. Astronomers were able to establish an important scaling relationship for nearby clusters between their total masses, determined by gravitational lensing, and the brightness of their x-ray emissions, an indication of the mass of the ordinary matter


alone. A new study in the Astrophysical Journal (ApJ) now continues this important relationship to distant objects. "We've been able to extend measurements of mass to much smaller structures, which existed much earlier in the history of the Universe," says Alexie Leauthaud, a Chamberlain Fellow in Berkeley Lab's Physics Division and first author of the ApJ study. "This helps us gain a better understanding of the relationship between the normal matter in dense structures, which are seen through the x-ray luminosity, and the total dark-matter mass of these structures, as measured by the weak lensing." Leauthaud is a member of the Berkeley Center for Cosmological Physics (BCCP) at UC Berkeley and Berkeley Lab. Mass as a lens Gravitational lensing occurs because mass curves the space around it, bending the paths along which rays of light travel: the more mass (and the closer to the center of mass), the more space bends, and the more the image of a distant object is displaced and distorted. Thus measuring distortion, or "shear," is key to measuring the mass of the lensing object. At least this is so for "strong" lensing. A very massive object or collection of objects, like a nearby galaxy cluster and the invisible dark matter that encloses it, distorts the apparent shape and position of bright objects

88 z 106

beyond it so much that the distant images are bent and may even be smeared into rings around the foreground cluster. The visible distortion is a direct measure of the mass of the lens and points to its center. Weak lensing works the same way, except that the shear is too subtle to be seen directly. Most of the apparent shear isn't distortion at all – a galaxy has its own distinct shape, and we often see it from an angle that makes it look elongated. Apparent shear may also be due to the telescope, the detector, or the atmosphere. Nevertheless, faint additional distortions in a collection of distant galaxies can be calculated statistically, and the average shear due to the lensing of some massive object in front of them can be computed. Yet to calculate the lens's mass from average shear, one needs to know its center. "The problem with low-mass, high-redshift clusters is that it is difficult to determine which exact galaxy lies at the center of the cluster," says Leauthaud. "That's where x-rays help. The x-ray luminosity from a galaxy cluster can be used to find its center very accurately." The hot intracluster medium of gas or plasma that fills almost all galaxy clusters emits x-rays, making x-ray emission a convenient way to find distant galaxy structures in the night sky. But how does this emission

help find the center of mass in a galaxy cluster? For the same reason that dark matter is dark. Why dark matter is dark Except through gravitation, dark matter does not interact (or interacts only very weakly) with itself or with ordinary matter. Indeed, that's why it's dark: to emit light it would have to interact via the electromagnetic force. With ordinary matter, electromagnetism affects everything from chemistry to luminosity to electric and magnetic fields and even the pressure of stellar winds; thus electromagnetism plays an important role in determining the arrangement of ordinary matter, which is often irregular. Because electromagnetism plays no role in the distribution of dark matter, however, dark matter forms large, smooth, spherical clumps, usually filled by ordinary galaxies plus hot gas or plasma, which it has trapped and retained solely through gravitation. "Gas density follows the dark matter density, and because x-ray emission scales as the square of the gas density, the x-ray light shines very strongly in the core of the structure," Leauthaud explains. "So x-rays are an excellent way to determine the center of even a distant, fuzzy galaxy cluster." "Basically the more mass, the more heat," says Jean-Paul Kneib, a lead author of the ApJ paper from the Laboratory


of Astrophysics of Marseilles (LAM) and France's National Center for Scientific Research (CNRS). "But the plasma is baryonic matter, which is only a small part of the total mass of the cluster. While the x-radiation tells you something about the total mass, you need to get the scaling just right." To pin down the scaling relation between x-ray brightness and total mass, Leauthaud and her colleagues first used x-ray luminosity to identify the center of mass of 206 galaxy groups and clusters, including numerous faint, distant clusters listed in the Hubble Space Telescope's Cosmic Evolution Survey (COSMOS), which is curated by Nick Scoville of the California Institute of Technology, an author of the ApJ paper. X-ray imaging came from the European Space Agency's XMM-Newton satellite and from NASA's Chandra satellite, whose principal investigator is Martin Elvis of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, an author of the ApJ paper. Elvis says, "I never thought our Chandra data would enable such a great measurement. In fact I was astonished when Alexie first showed me the results. It's quite a tour de force of analysis, and really convincing." The X-ray analysis itself was performed by Alexis Finoguenov of the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics and the University of Maryland, one of the paper's

89 z 106

lead authors. Knowing the centers of mass from analysis of x-ray emission, the researchers could now use weak lensing to estimate the total mass of the distant groups and clusters with greater accuracy than ever before. Finally they calculated the mass-luminosity relation for the new collections of groups and clusters and found that it was consistent with previous relations established by surveys of much closer structures – including some studied with strong gravitational lensing. Within calculable uncertainty, the relation follows the same straight slope from nearby galaxy clusters to distant ones; a simple, consistent scaling factor relates a group or cluster's total mass to its x-ray brightness, or "baryonic tracer." "By confirming the mass-luminosity relation and extending it to high redshifts," Leauthaud says, "we have taken a small step in the right direction toward using weak lensing as a powerful tool to measure the evolution of structure." In the beginning The origin of galaxies can be traced back to slight differences in the density of the hot, liquid-like early universe; traces of these differences can still be seen as minute temperature differences in the cosmic microwave background (CMB). "The variations we observe in the ancient microwave sky represent the imprints that

developed over time into the cosmic dark-matter scaffolding for the galaxies we see today," says BCCP director and UC Berkeley physics professor George Smoot of Berkeley Lab's Physics Division, who shared the 2006 Nobel Prize in Physics for measuring anisotropies in the CMB and is one of the authors of the ApJ paper. "It is very exciting that we can actually measure with gravitational lensing how the dark matter has collapsed and evolved since the beginning." One goal in studying the evolution of structure is to understand dark matter itself, and how it interacts with the ordinary matter we can see. Another goal is to learn more about dark energy, the mysterious something that is pushing matter apart and causing the Universe to expand at an accelerating rate. Is dark energy constant, or is it dynamic? Or is it unreal, merely an illusion caused by a limitation in Einstein's General Theory of Relativity? The tools provided by the extended mass-luminosity relationship will do much to answer these questions about the opposing roles of gravity and dark energy in the once and future shape of the Universe.


Pęknięcia w osłonie magnetycznej Ziemi

Pole magnetyczne Ziemi osłania naszą planetę przed większością cząstek płynącego od Słońca wiatru słonecznego. Jednak wiadomo, Ŝe w osłonie tej pojawiają się okazyjnie szczeliny umoŜliwiające cząstkom dostanie się do przestrzeni w pobliŜu Ziemi. Analiza danych zebranych przez cztery satelity systemu ESA Cluster oraz sondę CNSA/ESA Double Star TC1 dostarczyła nowych informacji na temat miejsca powstawania i czasu trwania tych pęknięć w magnetycznej osłonie Ziemi. Artykuł

Obserwacje te wspierają tezę, Ŝe oba typy rekoneksji występują w dziennej magnetopauzie w tych samych warunkach pola IMF, a to oznacza Ŝe oba zjawiska mogą być lokalnym odzwierciedleniem globalnej rekoneksji prof. Malcolm Dunlop

przedstawia wyniki obserwacji szczelin w dziennej stronie magnetopauzy(tej, która skierowana jest w stronę Słońca). Na szczęście pęknięcia takie nie wystawiają powierzchni Ziemi na oddziaływanie wiatru słonecznego: nawet w momentach, w których nie chroni nas pole magnetyczne funkcję ochronną wypełnia otaczająca nas atmosfera. Jednak wyraźnie skutki oddziaływań zostały wykryte wysoko w atmosferze oraz w bliskiej przestrzeni kosmicznej - tam, gdzie leŜą orbity satelitów. Głównym procesem fizycznym odpowiedzialnym za powstawanie szczelin jest zjawisko rekoneksji magnetycznej - procesu, w którym linie pola magnetycznego z róŜnych domen magnetycznych zderzają się i łączą otwierając w tym czasie tarczę magnetyczną osłaniającą Ziemię. Rekoneksja magnetyczna zachodzi w kosmosie dość powszechnie - obserwuje się jej efekty podczas powstawania gwiazd, we flarach słonecznych i w eksperymentalnych reaktorach fuzyjnych na Ziemi. Jednak jak na razie,

90 z 106

warunki w jakich powstaje, jak i jej przebieg pozostają niewyjaśnione. Wiadomo jednocześnie, Ŝe rekoneksja magnetyczna prowadzi do mieszania wcześniej oddzielonej plazmy - na przykład wówczas, gdy plazma wiatru słonecznego dociera do magnetosfery. W tym wypadku dochodzi do rekoneksji pól magnetycznych ziemskiego i międzyplanetarnego (IMF - interplanetary magnetic field). Ziemskie pole magnetyczne w ciągu ostatnich 700 000 lat było stosunkowo stabilne w przeciwieństwie do pola IMF, którego całkowite odwrócenie moŜe nastąpić w ciągu kilku minut. Rekoneksja pól - ziemskiego i IMF - zaleŜy w podstawowy sposób od konta pomiędzy nimi. Fizycy kosmiczny wyróŜnili rekoneksję występującą gdy pola mają przeciwny kierunek (jest anty-równoległa) i rekonkesję składowych, następującą, gdy pola nie są ani przeciwnie ani równolegle skierowane. RozróŜnienie to jest istotne, poniewaŜ oba typy rekoneksji róŜnie się zaczynają i prowadzą do powstania szczelin o róŜnym czasie trwania. Cztery sondy misji ESA Cluster lecące wspólnie dostarczyły jednoznacznego dowodu rekoneksji anty-równoległej występującej po dziennej stronie magnetopauzy mającej miejsce prawie dokładnie w tym samym czasie co rekoneksja składowych następująca na niŜszych wysokościach wykryta przez sondę Double Star TC-1. Z danych tych udało się odtworzyć przestrzenny


obraz rekoneksji. "Obserwacje te wspierają tezę, Ŝe oba typy rekoneksji występują w dziennej magnetopauzie w tych samych warunkach pola IMF, a to oznacza Ŝe oba zjawiska mogą być lokalnym odzwierciedleniem globalnej rekoneksji "- mówi prof. Malcolm Funlop z Laboratorium Rutherforda i Appletona. "Ten niezwykły zestaw obserwacji pokazuje Ŝe rekoneksja magnetyczna w magnetopauzie nie jest tak prostym zjawiskiem jak opisują ją podręczniki! Dodatkowo ukazuje konieczność badania tego zjawiska jednocześnie w wielu wymiarach "dodaje Matt Taylor, naukowiec programu Cluster w Europejskiej Agencji Kosmicznej. Źródła: Dunlop, M.W., Zhang, Q.-H., Xiao, C.-J., He, J.-S., Pu, Z., Fear, R.C., Shen, C., and Escoubet, C.P., Reconnection at high latitudes: Antiparallel merging, Phys. Rev. Lett., 102, 075005, 2009. DOI: 10.1103/PhysRevLett.102.075005 ESA Science & Technology Cluster: Multiple rifts in Earth's magnetic shield Ilustracja: ESA, Dunlop et al. Original press release follows: Multiple rifts in Earth's magnetic shield The Earth's magnetic field protects our planet from most of the permanent flow of particles from

91 z 106

the solar wind. Fissures in this magnetic shield are known to occur, enabling the solar wind to penetrate our near-space environment. A study based on data collected by the four ESA Cluster satellites and the CNSA/ESA Double Star TC-1 spacecraft, provides new insight into the location and duration of these ruptures in the Earth's magnetic shield.

the solar wind plasma enters the magnetosphere (see Animation 1). In this instance the two magnetic domains are the Earth's internal magnetic field, and the interplanetary magnetic field (IMF). (The solar wind is not only composed of solar particles (mostly protons and electrons), it also carries the Sun's magnetic field. Out among the planets, this field is the IMF.)

This study reports the observation of fissures on the Sun-facing side of the Earth's magnetic shield – the dayside magnetopause. Fortunately, these fissures don't expose Earth's surface to the solar wind; our atmosphere protects us, even when our magnetic field doesn't. However, clear effects have been detected high in the upper atmosphere and in the region of space around Earth where satellites orbit.

For more than 700,000 years, the South to North orientation of the terrestrial magnetic field has been rather steady. In contrast, the IMF orientation is highly variable, with total inversion frequently observed on times-scales of minutes.

The dominant physical process causing these cracks is known as magnetic reconnection, a process whereby magnetic field lines from different magnetic domains collide and reconnect: opening the closed magnetic shield. Magnetic reconnection is a physical process at work throughout the Universe, from star formation to solar explosions to experimental fusion reactors on Earth. However, the conditions under which it occurs and how long it lasts remain unclear. What is known is that magnetic reconnection leads to the mixing of previously separated plasmas when, for instance,

Reconnection between the IMF and the Earth's magnetic field critically depends on the angle between these fields. Space physicists have made a distinction between reconnection when both fields are in opposite directions, or anti-parallel, and component reconnection, when the IMF is neither parallel nor anti-parallel to the terrestrial magnetic field. The distinction is important since component and anti-parallel reconnection have different onset characteristics and lead to different duration of the fissures in the magnetic shield. The distinction between these two types of magnetic reconnection has been the subject of hot debate among space scientists for many years. For the first time, four spacecraft flying


in constellation (the ESA Cluster mission), have provided unambiguous evidence of anti-parallel reconnection at high latitude on the dayside magnetopause, occurring quasi-simultaneously with a period of low-latitude component reconnection detected by the Sino-European Double Star TC-1 satellite. TC-1 and the Cluster array (with the Cluster spacecraft separated by ~2000 km) are more than 30,000 km apart (Figure 1). The 3D reconnection picture, determined by repeated sampling of the ion diffusion region and associated magnetic null fields (i.e. the heart of the reconnection process), is shown in Animation 2. "These observations support the idea that both anti-parallel and component reconnection occur at the dayside magnetopause under the same IMF conditions and that both phenomena might be the local signatures of a global reconnection picture", says Professor Malcolm Dunlop from the Rutherford Appleton Laboratory, Didcot, UK. "This remarkable set of observations shows that magnetic reconnection at the magnetopause is not as simple as it is described in textbooks! It also demonstrates the need for the capability to study magnetic reconnection at multiple scales simultaneously", says Matt Taylor, acting Cluster project scientist at the European Space Agency.

92 z 106


Wykłady Otwarte w 2010r. w Obserwatorium Astronomicznym UAM

Kontynuując tradycję z Międzynarodowego Roku Astronomii - 2009, Obserwatorium Astronomiczne UAM zaprasza na cykl wykładów popularnonaukowych w roku 2010. Pracownicy naukowi Obserwatorium przybliŜą Państwu ciekawe zagadnienia z astronomii.Wykłady odbywały się będą raz w miesiącu, dwa razy danego dnia. Po kaŜdej prelekcji przewidziane jest dla słuchaczy zwiedzanie obserwatorium, pokaz teleskopów oraz w przypadku sprzyjającej pogody obserwacje nieba. PoniŜej znajduje się lista przygotowanych wykładów, a obok kaŜdego z nich link, za pomocą którego moŜna zgłosić chęć uczestnictwa (ilość miejsc jest ograniczona do 36). Zapisy będą przyjmowane z dwutygodniowym wyprzedzeniem*. Zgłoszenia będą przyjmowane równieŜ telefonicznie, pod numerem telefonu 61 8292 770 (w godz. 8-15). Wykłady populano-naukowe w Obserwatorium Astronomicznym UAM w 2010 roku.

Wykładowca

Temat

Data

dr Wojciech Borczyk

Obserwacje astronomiczne wczoraj i dziś.

2010-01-22

dr hab. Piotr A. Kometa Halleya. Dybczyński dr Przemysław Nawigacja Bartczak satelitarna.

prevstyle=" ">2010-02-19

2010-03-26

dr Anna Marciniak

Planetoidy nabierają kształtów.

2010-04-23

dr Krzysztof Kamiński

Błyski Gamma.

2010-05-21

dr Agnieszka Kryszczyńska

Towarzyskie Małe Ciała Układu 2010-09-17 Słonecznego

*Data, godzina, temat wykładu oraz wykładowca mogą ulec zmianie. Szczegóły (godziny i rezerwacja miejsc) na stronie Obserwatorium Astronomicznego UAM. Źródła: Wykłady Otwarte w 2010r. w Obserwatorium Astronomicznym UAM

93 z 106


Sonda Proba-2 otwiera oczy na Słońce

Sonda Proba-2 to platforma testowa nowych instrumentów i narzędzi naukowych demonstrująca przyszłe technologie Europejskiej Agencji Kosmicznej a jednocześnie dostarczająca nowych obrazów Słońca. W trakcie konferencji prasowej w Belgijskim Królewskim Obserwatorium zespół odpowiedzialny za budowę małego satelity zaprezentował wyniki pierwszych trzech miesięcy na orbicie i przedstawił pierwsze obserwacje Słońca wykonane przez sondę. Od umieszczenia na orbicie 2 listopada włączano jeden po drugim podzespoły satelity i analizowano ich pracę. Ta procedura jest konieczna zanim zacznie się część robocza misji. Proba-2 jest najnowszą częścią serii ESA "Programu Autonomii Pokładowej" a jej włączanie wymagało udziału skromnego personelu na Ziemi. -"Satelita jest wystarczająco zaawansowany by nadzorować swą pracę z dnia na dzień "- mówi Frank Preud’homme. Doskonała praca tego małego satelity jest krokiem milowym w kierunku przyszłych misji ESA. Na jego pokładzie ESA bada 17 nowych technologii, które będą stosowane w pełnowymiarowych misjach, wśród nich nowy system orientacji startracker, który zostanie zastosowany w misji badania Merkurego BepiColombo, oraz kamera szerokokątna dla misji ExoMars i planowanej misji badania asteroid Marco Polo. Źródła: ESA News: Technology-testing Proba-2 opens new eye on the Sun Zdjęcie: ESA/ROB

on Tuesday at the Royal Observatory of Belgium in Brussels, the team behind the small satellite declared themselves extremely happy with its first three months in orbit and unveiled Proba-2’s first solar observations. Since its launch on 2 November, Proba-2’s numerous subsystems have been switched on one by one and their outputs checked. This commissioning process is essential before the mission’s working life can begin. Mission contributions have come from across Europe and Canada, with Belgium as a major participant. It was constructed for ESA by Belgian firm Verhaert Space, part of the QinetiQ group, and the mission is run from ESA’s Redu ground station in Belgium. Proba-2 is the latest in ESA’s ‘Project for Onboard Autonomy’ series and its commissioning is proceeding with a comparatively modest level of ground personnel. “The satellite is sufficiently advanced to oversee itself on a day-to-day basis,” said Frank Preud’homme of Verhaert Space. Stepping stone to the future

Original press release follows: Technology-testing Proba-2 opens new eye on the Sun Packed with novel devices and science instruments, Proba-2 is demonstrating technologies for future ESA missions while providing new views of our Sun. At a press conference

94 z 106

The smooth operation of this small satellite – less than a cubic metre – is a stepping stone to ESA missions in the decade ahead. A total of 17 new technologies are being demonstrated aboard Proba-2 before being adopted by full-sized spacecraft,


including a new startracker for the BepiColombo Mercury craft and a wide-angle camera for ExoMars and potentially the asteroid-explorer Marco Polo. “The majority of technology demonstrators on Proba-2 have now been activated and I am happy to see that the first data we receive are very good,” commented ESA’s Director of Technical and Quality Management, Michel Courtois. “Proba-2 has shown that it can demonstrate technology in orbit.” The satellite runs itself using an advanced computer built by Verhaert Space and running on the ESA-designed LEON2-FT microprocessor. “Proba-2’s computer is the most powerful computer for space applications developed in Europe,” added Mr Preud’homme. “It has been selected for a number of new ESA missions.”

and software technology required for Solar Orbiter, envisaged as Europe’s next big solar mission.” The Royal Observatory of Belgium (ROB) has the scientific responsibility for Proba-2’s two solar monitoring instruments. ROB’s David Berghmans described the Sun-imaging SWAP (Sun Watcher using APS detectors and imaging processing) instrument as an exercise in miniaturisation: “It is a full space telescope the size of a wide shoe box. Despite its size, SWAP is very ambitious, designed as a full ‘space weather’ instrument to detect all significant solar events such as solar flares or coronal mass ejections.” Another ROB team led by Jean-Francois Hochedez oversees the LYRA (Lyman alpha radiometer) instrument which employs robust ultraviolet detectors – some made of diamond – to measure solar radiation.

Space weather station The satellite will do double duty as a technology testbed and science platform. In addition to its experimental payloads, Proba-2 is hosting a quartet of new instruments focused on the Sun and space weather. “In science terms, Proba-2 is a solar observatory,” said David Southwood, ESA Director of Science and Robotic Exploration. “Its instruments are evolved from those on SOHO, the ESA/NASA full-sized watchdog for solar storms, and are testing detector

95 z 106

“Proba-2 again proves the reliability of Belgian space technology and the Proba satellite platform,” said Belgian Science Minister Sabine Laruelle. “Together with the scientists of Brussels’ ‘Space Pole’, I eagerly await the first observations by the state-of-the-art instruments SWAP and LYRA, both made with substantial Belgian contributions.” Opening a window on the ionosphere Increasing

Proba-2’s value in studying space weather – which can damage satellites, harm unprotected astronauts and affect ground-based electrical infrastructure – the satellite combines solar observation with plasma content monitoring of the space around it, revealing how the Sun’s activity can influence Earth’s ionosphere. Proba-2 does so through two instruments developed by a consortium of Czech institutions led by the Czech Republic’s Academy of Sciences with considerable support from the Czech Space Research Centre. Both the Dual Segmented Langmuir Probe (DSLP)and the Thermal Plasma Measurement Unit (TPMU) will probe in detail the satellite’s nearby surroundings. “Our aim is to identify observed ionospheric irregularities with possible solarterrestrial connections due to sudden space weather events,” said Štepán Štverák of the Czech Institute of Atmospheric Physics, part of the DSLP team. “Preliminary results are very promising.” Extending the Proba series Proba-1, launched in October 2001, established the principle of small satellites for technology demonstrations. It included Earth-monitoring instruments which proved so successful that the still-operating mission was subsequently transferred to ESA’s Earth Observation Directorate. Providing frequent, low-cost flight testing opportunities for European industry as part of the Agency’s General Support Technology Programme (GSTP), the Proba series is set to continue. Proba-3 will be a double spacecraft to study the solar corona while testing precision formationflying techniques. Proba-V will house a miniaturised version of the Vegetation sensor currently flying on France’s mainstream SPOT-5 satellite.


Astronomowie odkryli rzadką bestię za pomocą nowej metody

Po raz pierwszy astronomowie zauwaŜyli eksplozję supernowej o cechach podobnych do błysku gamma nie obserwując przy tym promieniowania gamma. Odkrycie, dokonane za pomocą radioteleskopu NSF VLA (Very Large Array ), ma umoŜliwić metodę lokalizacji znacznie większej liczby tych tajemniczych wybuchów.

Sądzimy, Ŝe wkrótce obserwacje radiowe staną się znacznie potęŜniejszym narzędziem odnajdywania tego typu supernowych w bliskim Wszechświecie niŜ satelity obserwujące niebo w paśmie promieniowania gamma Alicia Soderberg

Wskazówka pojawiła się gdy obserwacje w pasmie radiowym ukazały, Ŝe materia wyrzucona w trakcie eksplozji supernowej SN2009bb porusza się z prędkością bliską prędkości światła. To wskazało, Ŝe supernowa ta, zaobserwowana w marcu 2009 roku, naleŜy do rodzaju, który podejrzewa się o wytwarzanie jednego z rodzajów błysków gamma. "To nadzwyczajne, Ŝe promieniowanie o bardzo niskich energiach - fale radiowe - moŜe być sygnałem zdarzenia o niezwykle wysokich energiach "- mówi Roger Chevalier z Uniwersytetu Wirginii. Kiedy reakcje termojądrowe w jądrze bardzo masywnych nie są w stanie zapewnić wystarczającej ilości energii aby powstrzymać jądro przed zapadnięciem się pod cięŜarem gwiazdy, następuje katastrofalna zapaść kończąca się powstaniem czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej. Reszta materii gwiazdy zostaje wyrzucona w kosmos w eksplozji supernowej. W ostatnich latach jeden typ takiej eksplozji jako źródło jednego rodzaju błysków gamma. Jednak nie

96 z 106

wszystkie supernowe "zapaści jądra" wytwarzają błyski gamma - "zaledwie jedna na sto to potrafi" mówi Soderberg. W typowych eksplozjach materia zostaje wyrzuna we w miarę sferyczny sposób z prędkościami, które - choć ogromne - sięgają zaledwie 3% prędkości światła. W supernowych będących źródłem błysku gamma część materii zostaje przyspieszona do prędkości bliskich prędkości światła. Nadzwyczajne prędkości tych wybuchów są według astronomów wytwarzane przez mechanizm w jądrze supernowej przypominający pomniejszoną wersję kwazara. Materia opadająca w kierunku jądra tworzy wirujący dysk otaczający właśnie powstałą gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Ten dysk akrecyjny na biegunach wytwarza dŜety materii rozpędzone do ogromnych prędkości. "To jedyny mechanizm, jaki według nas moŜe pozwolić supernowej przyspieszyć materię do tak ogromnych prędkości "- mówi Soderberg. Źródła: CfA: Astronomers Find Rare Beast by New Means Ilustracja: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF Original press release follows: Astronomers Find Rare Beast by New Means For the first time, astronomers have found a supernova explosion with properties similar to a gamma-ray burst, but without seeing any


gamma rays from it. The discovery, using the National Science Foundation's Very Large Array (VLA) radio telescope, promises, the scientists say, to point the way toward locating many more examples of these mysterious explosions. "We think that radio observations will soon be a more powerful tool for finding this kind of supernova in the nearby Universe than gamma-ray satellites," said Alicia Soderberg of the HarvardSmithsonian Center for Astrophysics (CfA). The telltale clue came when the radio observations showed material expelled from the supernova explosion, dubbed SN2009bb, at speeds approaching that of light. This characterized the supernova, first seen last March, as the type thought to produce one kind of gamma-ray burst. "It is remarkable that very low-energy radiation, radio waves, can signal a very high-energy event," said Roger Chevalier of the University of Virginia. When the nuclear fusion reactions at the cores of very massive stars no longer can provide the energy needed to hold the core up against the weight of the rest of the star, the core collapses catastrophically into a superdense neutron star or black hole. The rest of the star's material is blasted into space in a supernova explosion. For the past decade or so, astronomers have identified one particular type of such a "core-collapse

97 z 106

supernova" as the cause of one kind of gamma-ray burst. Not all supernovae of this type, however, produce gamma-ray bursts. "Only about one out of a hundred do this," according to Soderberg. In the more-common type of such a supernova, the explosion blasts the star's material outward in a roughly spherical pattern at speeds that, while fast, are only about 3 percent of the speed of light. In the supernovae that produce gamma-ray bursts, some, but not all, of the ejected material is accelerated to nearly the speed of light. The superfast speeds in these rare blasts, astronomers say, are caused by an "engine" in the center of the supernova explosion that resembles a scaled-down version of a quasar. Material falling toward the core enters a swirling disk surrounding the new neutron star or black hole. This accretion disk produces jets of material boosted at tremendous speeds from the poles of the disk. "This is the only way we know that a supernova explosion could accelerate material to such speeds," Soderberg said. Until now, no such "engine-driven" supernova had been found any way other than by detecting gamma rays emitted by it. "Discovering such a supernova by observing its radio emission, rather than through gamma rays, is a breakthrough. With the new capabilities of the Expanded VLA coming

soon, we believe we'll find more in the future through radio observations than with gamma-ray satellites," Soderberg said. Why didn't anyone see gamma rays from this explosion? "We know that the gamma-ray emission is beamed in such blasts, and this one may have been pointed away from Earth and thus not seen," Soderberg said. In that case, finding such blasts through radio observations will allow scientists to discover a much larger percentage of them in the future. "Another possibility," Soderberg adds, "is that the gamma rays were 'smothered' as they tried to escape the star. This is perhaps the more exciting possibility since it implies that we can find and identify engine-driven supernovae that lack detectable gamma rays and thus go unseen by gamma-ray satellites." One important question the scientists hope to answer is just what causes the difference between the "ordinary" and the "engine-driven" core-collapse supernovae. "There must be some rare physical property that separates the stars that produce the 'engine-driven' blasts from their more-normal cousins," Soderberg said. "We'd like to find out what that property is." One popular idea is that such stars have an unusually low concentration of elements heavier than hydrogen. However, Soderberg points out, that does not seem to be the case for this


supernova. Soderberg and Chevalier worked with Alak Ray and Sayan Chakrabarti of the Tata Institute of Fundamental Research in India; Poonam Chandra of the Royal Military College of Canada; and a large group of collaborators at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. The scientists reported their findings in the January 28 issue of the journal Nature. The supernova was first discovered in optical images by Guiliano Pignata of the Chilean Automatic Supernova Search (CHASE). This release is being issued jointly with the National Radio Astronomy Observatory (NRAO). NRAO is a facility of the National Science Foundation, operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc. Headquartered in Cambridge, Mass., the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) is a joint collaboration between the Smithsonian Astrophysical Observatory and the Harvard College Observatory. CfA scientists, organized into six research divisions, study the origin, evolution and ultimate fate of the universe.

98 z 106


Łowcy czarnych dziur łapią rekordowo odległego potwora

Wykorzystując teleskop ESO VLT (Very Large Telescope) astronomowie wykryli czarną dziurę o masie gwiazdowej w innej galaktyce, w odległości znacznie większej, niŜ wcześniej odkryte tego typu obiekty. Czarna dziura, o masie ponad piętnaście razy większej od masy Słońca jest jednocześnie drugą największą gwiazdową czarną dziurą kiedykolwiek odkrytą. Jest złączona z gwiazdą, która sama niedługo stanie się czarną dziurą. Czarne dziury

To najdalsza gwiazdowa czarna dziura, której wagę udało się określić, i jest jednocześnie pierwszą jaką zaobserwowaliśmy poza naszym najbliŜszym galaktycznym otoczenie - Grupą Lokalną prof. Paul Crowther

odnajdywane w Drodze Mlecznej mają masy do dziesięciu razy większe od Słońca i choć nie moŜna traktować ich lekko być moŜe w porównaniu z czarnymi dziurami w innych galaktykach naleŜą do wagi lekkiej bowiem astronomowie niedawno odkryli inną czarną dziurę piętnaście razy masywniejszą od Słońca. Nowy obiekt zwiększa liczbę tego rodzaju czarnych dziur do trzech. Nowo odkryta czarna dziura znajduje się w spiralnej galaktyce NGC 300 leŜącej 6 milionów lat świetlnych od Ziemi. "To najdalsza gwiazdowa czarna dziura, której wagę udało się określić, i jest jednocześnie pierwszą jaką zaobserwowaliśmy poza naszym najbliŜszym galaktycznym otoczenie Grupą Lokalną "- mówi prof. astronomii Paul Crowther z Uniwersytetu Sheffield, główny autor artykułu prezentującego odkrycie. Ciekawym partnerem czarnej dziury jest gwiazda WolfaRayeta o masie około 20 razy większej od Słońca. Gwiazdy tego typu znajdują się u kresu istnienia, wyrzucając większość zewnętrznych

99 z 106

warstw w przestrzeń kosmiczną zanim eksplodują jako supernowe, a ich jądra zapadną się tworząc czarne dziury. W 2007 roku teleskop rentgenowski na pokładzie obserwatorium NASA Swift zbadało otoczenie najjaśniejszego źródła promieniowania rentgenowskiego w NGC 300 odkrytego wcześniej przez europejskie obserwatorium rentgenowskie XMM-Newton. "Zarejestrowaliśmy okresowe, ekstremalnie intensywne emisje promieniowania rentgenowskiego co wskazywało, Ŝe w tym rejonie moŜe kryć się czarna dziura "- wyjaśnia członek zespołu Stefania Carpano z ESA. Dzięki nowym obserwacjom wykonanym za pomocą instrumentu FORS2 zainstalowanego na teleskopie ESO VLT astronomowie potwierdzili wcześniejsze podejrzenia. Nowe dane wskazują, Ŝe czarna dziura i gwiazda Wolfa-Rayeta tańczą ze sobą demonicznego walca o okresie rotacji około 32 godzin. Odkryto równieŜ dowody, iŜ czarna dziura poŜera materię z sąsiadującej gwiazdy. "To jest niezwykle bliska sobie para "- zauwaŜa Robin Barnard. -" Zagadką jest, jak powstał tak ciasny układ tych obiektów." Wcześniej znano jedynie jeden układ tego typu, ale inne systemy składające się z czarnej dziury której towarzyszy gwiazda są znane astronomom. W oparciu o te systemy astronomowie starają się odnaleźć związek pomiędzy masą czarnych dziur a chemią galaktyk. "ZauwaŜyliśmy, Ŝe najmasywniejsze czarne


dziury odnajdujemy w mniejszych galaktykach, zawierających mniej cięŜkich pierwiastków "mówi Crowther. -" Większym galaktykom takie, jak Droga Mleczna, bogatszym w cięŜkie pierwiastki, udaje się wytworzyć czarne dziury o mniejszych masach." Astronomowie sądzą, Ŝe większa zawartość cięŜszych pierwiastków wpływa na przebieg ewolucji masywnych gwiazd, zwiększając ilość materii jakie tracą w końcowym etapie ewolucji co prowadzi do powstania lŜejszych czarnych dziur. Za mniej niŜ milion lat przyjdzie kolej na gwiazdę Wolfa-Rayeta. Wybuchnie ona jako supernowa i stanie czarną dziurą. "JeŜeli układ ten przetrwa drugą eksplozję dwie czarne dziury połączą się wypromieniowując ogromne ilości energii w postaci fal grawitacyjnych "- kończy Crowther. Jedank zanim czarne dziury połączą się upłynie zapewne kolejnych kilka miliardów lat, więc raczej się tego nie doczekamy. "Nasze badania dowodzą jednak iŜ systemy takie istnieją, a te które juŜ przekształciły się w układy podwójne mogą zostać wykryte przez instrumenty badające fale grawitacyjne takie jak projekty LIGO czy Virgo." Źródła: ESO: Black Hole Hunters Set New Distance Record Zdjęcie: ESO/ Digitized Sky Survey 2/P. Crowther Original press release follows: Black

100 z 106

Hole Hunters Set New Distance Record Astronomers using ESO’s Very Large Telescope have detected, in another galaxy, a stellar-mass black hole much farther away than any other previously known. With a mass above fifteen times that of the Sun, this is also the second most massive stellar-mass black hole ever found. It is entwined with a star that will soon become a black hole itself. The stellar-mass black holes [1] found in the Milky Way weigh up to ten times the mass of the Sun and are certainly not be taken lightly, but, outside our own galaxy, they may just be minor-league players, since astronomers have found another black hole with a mass over fifteen times the mass of the Sun. This is one of only three such objects found so far. The newly announced black hole lies in a spiral galaxy called NGC 300, six million light-years from Earth. “This is the most distant stellar-mass black hole ever weighed, and it’s the first one we’ve seen outside our own galactic neighbourhood, the Local Group,” says Paul Crowther, Professor of Astrophysics at the University of Sheffield and lead author of the paper reporting the study. The black hole’s curious partner is a Wolf–Rayet star, which also has a mass of about twenty times as much as the Sun. Wolf–Rayet

stars are near the end of their lives and expel most of their outer layers into their surroundings before exploding as supernovae, with their cores imploding to form black holes. In 2007, an X-ray instrument aboard NASA’s Swift observatory scrutinised the surroundings of the brightest X-ray source in NGC 300 discovered earlier with the European Space Agency’s XMM-Newton X-ray observatory. “We recorded periodic, extremely intense X-ray emission, a clue that a black hole might be lurking in the area,” explains team member Stefania Carpano from ESA. Thanks to new observations performed with the FORS2 instrument mounted on ESO’s Very Large Telescope, astronomers have confirmed their earlier hunch. The new data show that the black hole and the Wolf–Rayet star dance around each other in a diabolic waltz, with a period of about 32 hours. The astronomers also found that the black hole is stripping matter away from the star as they orbit each other. “This is indeed a very ‘intimate’ couple,” notes collaborator Robin Barnard. “How such a tightly bound system has been formed is still a mystery.” Only one other system of this type has previously been seen, but other systems comprising a black hole and a companion star are not unknown to astronomers.


Based on these systems, the astronomers see a connection between black hole mass and galactic chemistry. “We have noticed that the most massive black holes tend to be found in smaller galaxies that contain less ‘heavy’ chemical elements,” says Crowther [2]. “Bigger galaxies that are richer in heavy elements, such as the Milky Way, only succeed in producing black holes with smaller masses.” Astronomers believe that a higher concentration of heavy chemical elements influences how a massive star evolves, increasing how much matter it sheds, resulting in a smaller black hole when the remnant finally collapses. In less than a million years, it will be the Wolf–Rayet star’s turn to go supernova and become a black hole. “If the system survives this second explosion, the two black holes will merge, emitting copious amounts of energy in the form of gravitational waves as they combine [3],” concludes Crowther. However, it will take some few billion years until the actual merger, far longer than human timescales. “Our study does however show that such systems might exist, and those that have already evolved into a binary black hole might be detected by probes of gravitational waves, such as LIGO or Virgo [4].”

101 z 106


Próbka skał z głębi skorupy Marsa

Od połowy listopada 2009 roku do połowy stycznia 2010 łazik NASA Mars Exploration Rover Opportuniy badał skałę roboczo nazwaną Marquette Island. Badania jej składu chemicznego i struktury wskazują, Ŝe skała ta, niewiele większa od piłki do koszykówki, powstała głęboko wewnątrz skorupy Marsa. Być moŜe została wydobyta na powierzchnie w wyniku uderzenia meteorytu. Zderzenie takie nie tylko wydobyło ją, ale równieŜ rzuciło tuŜ obok trasy łazika poprzez równinę Meridiani w kierunku krateru Endeavour. Zdjęcie ukazujące zbliŜony do naturalnych barw kolor skały zostało złoŜene z trzech ekspozycji wykonanych za pomocą kamery panoramicznej Opportunity przez trzy filtry barwne 6 stycznia 2010 roku w czasie 2117 dnia pobytu łazika na Marsie. Poprzedniego dnia narzędzia ścierne Opportunity usunęły pył z obszaru, w który wgryzały się pod koniec grudnia. Okrąg ten ma około 5 cm średnicy. PS.: 26.01.2010 w trakcie konferencji prasowej dyrektor programu badań Marsa Doug McCuistion poinformował, iŜ po 10 miesiącach od zakopania się w piaskowej pułapce próby wydobycia bliźniaczego łazika - Spirita - nie powiodły się. Zespół zamierza pochylić unieruchomionego robota w stronę Słońca, tak by umoŜliwić mu przetrwanie zimy i kontynuowanie badań jako stacjonarne laboratorium na powierzchni Czerwonej Planety. Spirit ugrzązł we wnętrzu niewielkiego krateru ale mimo, iŜ 2 z jego sześciu kół nie obraca się inŜynierom powoli udaje się przemieścić go i pochylić w stronę Słońca. Źródła: NASA Mars Exploration Rovers: Sample from Deep in Martian Crust: 'Marquette Island' Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/Cornell Original press release follows: Sample from Deep in Martian Crust: 'Marquette Island' NASA's

102 z 106

Mars Exploration Rover Opportunity examined a rock called "Marquette Island" from mid-November 2009 until mid-January 2010. Studies of texture and composition suggest that this rock, not much bigger than a basketball, originated deep inside the Martian crust. A crater-digging impact could have excavated the rock and thrown it a long distance, to where Opportunity found it along the rover's long trek across the Meridiani plain toward Endeavour Crater. This approximately true-color view of Marquette Island comes from combining three exposures that Opportunity's panoramic camera (Pancam) took through different filters during the rover's 2,117th Martian day, or sol, on Mars (Jan. 6, 2010). On the preceding sol, Opportunity's rock abrasion tool brushed dust out of the circular area where that tool had ground into the rock on sols 2100 and 2103 (Dec. 20 and 23, 2009). The dark circle left by the rock abrasion tool's work is approximately 5 centimeters (2 inches) in diameter.


Chłodne gwiazdy w sąsiedztwie

Wykorzystując zlokalizowany na Hawajach Teleskop Podczerwony Zjednoczonego Królestwa (UKIRT - United Kingdom Infrared Telescope) międzynarodowy zespół naukowców, kierowany przez astronomów Uniwersytetu Herfordshire odkrył obiekt, który moŜe być najchłodniejszym brązowym karłem jaki do tej pory zaobserwowano. Wyniki obserwacji zostały przyjęte do publikacji na łamach Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

po raz czwarty w ciągu ostatnich trzech lat UKIRT odkrywa rekordowo chłodnego brązowego karła, w tym przypadku o temperaturze powierzchni nieznacznie tylko przekraczającej 200° C. dr Philip Lucas

Najdziewniejszą cechą nowego obiektu jest jego niezwykła barwa - która powoduje, Ŝe obiekt wydaje się albo bardzo czerwony albo bardzo niebieski - zaleŜnie od części widma jakie poddaje się analizie. Obiekt - o oznaczeniu katalogowym SDSS1416+13B - krąŜy po szerokiej orbicie wokół nieco cieplejszego brązowego karła SDSS1416+13A. Jaśniejszy składnik został odkryty w paśmie widzialnym w ramach projektu cyfrowego przeglądu nieba Sloana (SDSS). Nowy obiekt widoczny jest jedynie w podczerwieni. Odległość do pary szacuje się na 15 do 50 lat świetlnych. "Wygląda na to, Ŝe po raz czwarty w ciągu ostatnich trzech lat UKIRT odkrywa rekordowo chłodnego brązowego karła, w tym przypadku o temperaturze powierzchni nieznacznie tylko przekraczającej 200° C "- mówi dr Philip Lucas. -" W tym jednak przypadku musimy zachować ostroŜność bowiem jego barwy są niezwykle odmiennego od wszystkiego co widzieliśmy dotychczas i tak na prawdę nie rozumiemy jeszcze jego natury. Nawet jeŜeli okaŜe się,

103 z 106

Ŝe temperatura jego powierzchni nie jest rekordowo niska, jego barwy są tak ekstremalne, Ŝe da zajęcie wielu fizykom." Źródła: RAS: Astronomers discover cool stars in nearby space Zdjęcie: UKIRT, Subaru Original press release follows: Astronomers discover cool stars in nearby space An international team, led by astronomers at the University of Hertfordshire have discovered what may be the coolest sub-stellar body ever found outside our own solar system. Using the United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) in Hawaii, a discovery has been made of an object which is technically known as a brown dwarf. The team's findings have been accepted for publication in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. What has excited astronomers are its very peculiar colours, which actually make it appear either very blue or very red, depending on which part of the spectrum is used to look at it. The object is known as SDSS1416+13B and it is in a wide orbit around a somewhat brighter and warmer brown dwarf, SDSS1416+13A. The brighter member of the pair was detected in visible light by the Sloan Digital Sky Survey. By contrast,


SDSS1416+13B is only seen in infrared light. The pair is located between 15 and 50 light years from the solar system, which is quite close in astronomical terms. "This looks like being the fourth time in three years that the UKIRT has discovered made a record breaking discovery of the coolest known brown dwarf, with an estimated temperature not far above 200 degrees Celsius,” said Dr Philip Lucas at the University of Hertfordshire’s School of Physics, Astronomy and Mathematics. “We have to be a bit careful about this one because its colours are so different than anything seen before that we don't really understand it yet. Even if it turns out that the low temperature is not quite record breaking, the colours are so extreme that this object will keep a lot of physicists busy trying to explain it.” SDSS1416+13B was first noticed by Dr Ben Burningham of the University of Hertfordshire as part of a dedicated search for cool brown dwarfs in the UKIRT Infrared Deep Sky Survey (UKIDSS). The object appeared far bluer at near infrared wavelengths than any brown dwarf seen before. A near infrared spectrum taken with the Japanese Subaru Telescope in Hawaii showed that it is a type of brown dwarf called a T dwarf, which has a lot of methane in its atmosphere, but with peculiar features including

104 z 106

a big gap at certain wavelengths. Dr Burningham soon noticed that a previously observed brighter star (SDSS1416+13A) which appears close by in the UKIDSS discovery image was also a brown dwarf. Team member Dr Sandy Leggett, of the Gemini Observatory, then used the orbiting Spitzer Space Telescope to investigate SDSS1416+13B at longer wavelengths. She measured its colour at mid-infrared wavelengths, which are thought to be the most reliable indicator of temperature, and found that it is the reddest known brown dwarf at these wavelengths by some margin. Comparison with theoretical models of the brown dwarf atmospheres then provided a temperature estimate of about 500 Kelvin (227 degrees Celsius). "The fact that it is a binary companion to a warmer brown dwarf that also has an unusual spectrum is helping us to fill in some gaps in our understanding", says Dr Burningham. "It seems likely that both brown dwarfs are somewhat poor in heavy elements. This can be explained if they are very old, which also fits with the very low temperature of the faint companion." Too small to be stars, brown dwarfs have masses smaller than stars but larger than gas giant planets like Jupiter. Due to their low temperature these objects are very faint in visible light, and are detected by their glow at infrared wavelengths. They were originally dubbed "brown dwarfs" long before any were actually discovered, to describe the idea of bodies that were cooler, fainter and redder than red dwarf stars, with the colour brown representing the mix of red and black.


105 z 106


ASTRONOMIA - Przegląd Wiadomości Astronomicznych - wydawnictwo elektroniczne portalu teleskopy.net pod redakcją Tomasza L. Czarneckiego Atelier 17 - Tomasz L. Czarnecki ul. Chałubińskiego 31 44-105 Gliwice (32) 270 0792 e-mail:biuro@teleskopy.net Ilustracja na okładce - źródło podane w artykule pt Na tropie kosmicznego kota Wszystkie prawa zastrzeŜone.

106 z 106


Turn static files into dynamic content formats.

Create a flipbook
Issuu converts static files into: digital portfolios, online yearbooks, online catalogs, digital photo albums and more. Sign up and create your flipbook.