Astronomia 03/2010

Przegląd Wiadomości Astronomicznych 03 / 2010

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

1 z 125

2 z 125

Spis Treści Najciemniejsza gwiazda w promieniach X Marsz śmierci Galaktyczny teleskop mierzy Wszechświat W środę Mars Express prawie dotknie Fobosa Radar NASA odnajduje wodę na księŜycowym biegunie północnym Trzęsienie ziemi zmieniło długość ziemskiego dnia Poradnik łowców egzoplanet Mars Express przeleciał nad Fobosem Podziemne lodowce Marsa Czarna dziura w M77 Kosmiczny nietoperz Uwaga na smoki i kosmiczne potwory!

Tyran w galaktycznym miasteczku Odkryto pierwszą z brakujących prymitywnych gwiazd Największy i najgłębszy krater odsłania prehistoryczny KsięŜyc Rekordowo bliskie sobie gwiazdy Lawa twórcą przynajmniej jednego z kanałów na Marsie Dynamika marsjańskich wydm ZłoŜona chemia Oriona Remont czas zacząć Testując alternatywy Ogólnej Teorii Względności Co powstrzymało wzrost dawnych galaktyk Ciemny przepływ zbadany na dwa razy dłuŜszym odcinku Kolista struktura w Demokratycznej Republice Kongo moŜe być ogromnym kraterem meteorytowym Teleskop Spitzer słucha pulsu rodzących się w Drodze Mlecznej gwiazd NASA publikuje dane zebrane przez Lunar Reconnaissance Orbiter Zdjęcia z przelotu obok Fobosa Supernowa z nadwagą ?

Skarbiec teleskopu Hubble Łunochód 2 odnaleziony na zdjęciach LRO Planck ukazuje arrasy utkane z włókien zimnego gazu WISE fotografuje kosmiczny pąk róŜy Zmierzono pierwszą egzoplanetę o umiarkowanym klimacie Temperatura Wielkiej Czerwonej Plamy Spitzer odkrywa pierwotne, prehistoryczne czarne dziury Fotografując powierzchnię masywnych gwiazd WISE - poszukując Nemesis APEX fotografuje narodziny gwiazd w odległym Wszechświecie Supermasywne czarne dziura a ciemna materia Deszcz helu na Jowiszu Nowa analiza ewolucji powierzchni Wenus Zagubione tornado Astronomowie potwierdzają istnienie ciemnej energii Dlaczego przeglądy odległych galaktyk nie dostrzegają 90% swoich celów ?

Po okresach gwałtownego wzrostu, połowę Ŝycia czarne dziury spędzają przesłonięte zasłoną pyłu Marsjański łazik bada dziwną substancję W proch się obrócisz Pacman vs Gwiazda Śmierci

3 z 125

Najciemniejsza gwiazda w promieniach X

Podczas ostatniego minimum Słońce w świetle rentgenowskim było najciemniejszą gwiazdą w promieniu 23 lat świetlnych wokół Ziemi, sugerują dane zebrane przez naukowców z Centrum Badań Kosmicznych PAN. Pomiary przeprowadzono za pomocą zbudowanego w Polsce superczułego przyrządu SphinX, umieszczonego na orbitalnym obserwatorium słonecznym Koronas-Foton.

W w poprzednich minimach korona była ponadstukrotnie gęstsza prof. Janusz Sylwester

Naukowcom z Centrum Badań Kosmicznych PAN udało się przeprowadzić unikatowe pomiary Słońca. Za pomocą skonstruowanego w Polsce spektrofotometru SphinX, słuŜącego do rejestracji promieniowania X emitowanego przez naszą gwiazdę, jako jedyni na świecie mogli badać jasność rentgenowską Słońca w okresie zeszłorocznego, wyjątkowo głębokiego minimum aktywności. SphinX, skonstruowany we wrocławskim Zakładzie Fizyki Słońca Centrum Badań Kosmicznych PAN (CBK PAN), został wystrzelony z kosmodromu Plesieck 30 stycznia 2009 roku na pokładzie rosyjskiego obserwatorium słonecznego Koronas-Foton. „Nasz przyrząd ma niezwykle wysoką czułość” – podkreśla prof. Janusz Sylwester z CBK PAN. W miesiącach najmniejszej aktywności Słońca spektrofotometr potrafił rejestrować emisję miękkiego promieniowania rentgenowskiego 20-krotnie słabszą od progu czułości najlepszych detektorów zainstalowanych na innym orbitalnym obserwatorium słonecznym, amerykańskim satelicie GOES. Od lutego do końca listopada ubiegłego roku SphinX przesłał na Ziemię ok. 100 gigabitów danych. Był wówczas jedynym przyrządem

4 z 125

na świecie zdolnym obserwować zmiany strumienia miękkiego promieniowania rentgenowskiego płynącego ze Słońca.

Miękkie promieniowanie rentgenowskie powstaje w gorącej plazmie górnych części atmosfery Słońca, nazywanej koroną słoneczną. Wyniki dostarczone przez spektrofotometr SphinX po raz pierwszy pozwoliły naukowcom precyzyjnie oszacować temperaturę korony w minimum słonecznym. Wynosiła ona niemal dwa miliony stopni (1,8·106 kelwinów). Konfrontując pomiary z danymi zebranymi przez inne przyrządy obserwacyjne satelity Koronas-Foton, udało się takŜe oszacować gęstość korony: w jej kaŜdym metrze sześciennym znajdowało się 1014 cząstek. „Ten wynik jest szczególnie ciekawy, bo w poprzednich minimach korona była ponadstukrotnie gęstsza” – komentuje prof. Sylwester.

Zgromadzone dane sugerują, Ŝe w czasie ostatniego minimum Słońce w zakresie rentgenowskim było najciemniejszą gwiazdą w promieniu 23 lat świetlnych. Rozreklamowana dzięki filmowi „Awatar” Alpha Centauri A, gwiazda podobna Słońcu i jedna z jego najbliŜszych sąsiadek, była w tym czasie stukrotnie jaśniejsza w promieniach X. Przyrząd SphinX (Solar PHotometer IN X-rays) to wielokanałowy spektrofotometr pozwalający prowadzić szybkie (do 100 Hz) i precyzyjne pomiary zmian w czasie strumienia promieniowania rentgenowskiego

ze Słońca oraz umoŜliwiający badanie widm tego promieniowania. Przy konstruowaniu przyrządu wykorzystano nowy pomysł prowadzenia pomiarów w wąskich przedziałach energii, z wykorzystaniem naturalnych progów absorpcji i fluorescencji w czystych pierwiastkach. W okresie funkcjonowania satelity Koronas-Foton, SphinX kaŜdego dnia przesyła dane objętości 0,5-1 gigabitów.

Pomiary prowadzone za pomocą instrumentu SphinX pozwalają lepiej poznać fizyczne mechanizmy odpowiedzialne za rozbłyski słoneczne – zjawiska w kluczowym stopniu wpływające na pogodę kosmiczną. Dzięki zebranym danym będzie moŜna dokładniej zrozumieć mechanizm silnego rozgrzewania się korony słonecznej i precyzyjniej określić skład chemiczny róŜnych jej obszarów. Naukowcy mogą równieŜ lepiej badać procesy wydzielania i transportu energii w rozbłyskach słonecznych oraz zjawiska odpowiedzialne za przyspieszanie cząstek emitowanych przez Słońce.

Praca naukowa opisująca wyniki badań została opublikowana w jednym z najbardziej prestiŜowych czasopism geofizycznych na świecie: EOS, Transactions, American Geophysical Union z 23 lutego 2010 roku. Źródła: Janusz Sylwester, Mirek Kowaliński, Szymon Gburek, Marek Siarkowski i in., "The Sun’s X- ray Emission During the Recent Solar Minimum", "EOS, Transactions, American Geophysical Union", Centrum Badań Kosmicznych Polskiej Akademii Nauk: Najciemniejsza gwiazda w promieniach X Zdjęcie: TESIS, Instytut Fizyki AN Rosji

5 z 125

Marsz śmierci

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył, Ŝe masywna egzoplaneta odkryta w 2008 roku, krąŜąca wokół gwiazdy WASP-12, jest zniekształcana i niszczona przez własną gwiazdę. Odkrycie to pomaga równieŜ wyjaśnić nadzwyczajne rozmiary planety WASP-12b. Odkrycie nie tylko wyjaśnia co dzieje się z planetą, ale daje naukowcom niezwykłą moŜliwość badania planety w ostatnich chwilach jej istnienia. "Po raz pierwszy astronomowie są świadkami postępującego rozpadu i marszu ku śmierci planety "- mówi prof. Douglas N.C. Lin z Uniwersytetu Kalifornia w Santa Cruz, współautor badań i załoŜyciel Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics (KIAA) na Uniwersytecie Pekińskim. Wyniki badań zostały opublikowane na łamach Nature. ku gwieździe przekracza 2500°C. Po raz pierwszy mamy bezpośrednie dowody na to, Ŝe ogrzewanie pływowe odpowiada za nadmuchanie planety do jej obecnych rozmiarów Shu-lin Li

Badaniami kierował Shu-lin Li z Narodowych Obserwatoriów Astronomicznych Chin. Li wraz z zespołem naukowców przeanalizował dane obserwacyjne planety by wykazać, jak grawitacja gwiazdy, wokół której krąŜy z jednej strony zwiększa jej rozmiary jednocześnie rozpoczynając jej gwałtowny rozpad.

Egzoplaneta WASP-12b - odkryta w 2008 roku jest jedną z najdziwniejszych z ponad 400 do tej pory odkrytych poza Układem Słonecznym planet.

OkrąŜa gwiazdę w konstelacji Woźnicy, której masa jest bardzo podobna do masy Słońca.

Podobnie jak większość egzoplanet równieŜ i ta jest duŜa i gazowa - przypominając pod tym względem Jowisza. Jednak w odróŜnieniu zarówno od Jowisza, ale teŜ i większości egzoplanet okrąŜa swą gwiazdę na bardzo ciasnej orbicie - 75 razy bliŜej niŜ odległość Ziemi od Słońca. Jest takŜe większa niŜ wynikałoby to z przewidywań większości modeli astrofizycznych. Ma masę o 50% większą od Jowisza i 80% większą średnicę.

Jej objętość jest sześciokrotnie większa od Jowisza, a temperatura jej powierzchni na stronie skierowanej

6 z 125

Naukowcy sądzą, Ŝe musi istnieć mechanizm prowadzący do "nadęcia" planety do tak nieoczekiwanych wymiarów. Swe badania skupili na siłach pływowych bowiem uwaŜają, Ŝe to właśnie one mogą być wystarczająco silne by wywołać efekty obserwowane na WASP-12b. Na Ziemi oddziaływanie grawitacyjne KsięŜyca powoduje pływy - poziom morza podnosi się i opada dwa razy dziennie. WASP-12b jest tak blisko gwiazdy macierzystej, Ŝe siły grawitacyjne oddziałujące na jej powierzchnię muszą być olbrzymie. Tak wielkie siły pływowe zmieniają jej kształt formując coś co z grubsza przypomina piłkę do gry w rugby. Nie tylko powodują odkształcenie powierzchni ale powodują przemiesczanie materii w jej wnętrzu, a to prowadzi do generacji ciepła, które z kolei rozdyma planetę. "Po raz pierwszy mamy bezpośrednie dowody na to, Ŝe ogrzewanie pływowe odpowiada za nadmuchanie planety do jej obecnych rozmiarów "- mówi Lin. Mimo swych rozmiarów istnienie WASP-12b dobiega kresu - to właśnie jej rozmiary, według naukowców, są jednym z jej problemów. Została napompowana do takich rozmiarów, Ŝe jej nie jest w stanie zapobiec wypływaniu materii do gwiazdy macierzystej. Li wyjaśnia: -" WASP-12b traci masę na rzecz gwiazdy macierzystej w oszołamiającym tempie 6 miliardów ton na sekundę. W tym tempie planeta zostanie całkowicie zniszczona

przez gwiazdę za około 10 milionów lat. To moŜe się wydawać długim okresem, ale w astronomii to mgnienie. Ta planeta przeŜyje mniej niŜ 1/500 obecnego wieku Ziemi."

outside our Solar System is being distorted and destroyed by its host star – a finding that helps explain the unexpectedly large size of the planet, WASP-12b.

Materia oderwana z powierzchni WASP-12b nie opada bezpośrednio na gwiazdę, lecz tworzy wokół niej dysk. Dokładna analiza ruchu orbitalnego WASP-12b wskazuje, Ŝe w obrębie dysku moŜe istnieć druga, mniej masywna planeta.

Najprawdopodobniej jest to planeta z rodzaju tzw. super-Ziem - planet o masach nieco większych od Ziemi.

It’s a discovery that not only explains what’s happening to WASP-12b; it also means scientists have a one-of-a-kind opportunity to observe how a planet enters this final stage of its life. “This is the first time that astronomers are witnessing the ongoing disruption and death march of a planet,” says UC Santa Cruz professor Douglas N.C. Lin,.

Lin is a co-author of the new study and the founding director of the Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics (KIAA) at Peking University, which was deeply involved with the research.

Zarówno dysk materii planetarnej jak i znajdująca się w nim super-Ziemia są moŜliwe do wykrycia przez istniejące obecnie teleskopy. Ich dokładniejsze zbadanie umoŜliwi lepsze poznanie zarówno historii jak i przyszłości planety WASP-12b. Źródła: The Kavli Foundation: Scientists Determine Massive Planet is Being Torn Apart by Its Own Tides, Providing Opportunity to Watch a Planetary “Death March” Ilustracja: MIT Original press release follows: Scientists Determine Massive Planet is Being Torn Apart by Its Own Tides, Providing Opportunity to Watch a Planetary “Death March” An international group of astrophysicists has determined that a massive planet

7 z 125

The findings are being published in the February 25 issue of Nature.

The research was led by Shu-lin Li of the National Astronomical Observatories of China. A graduate of KIAA, Li and a research team analyzed observational data on the planet to show how the gravity of its parent star is both inflating its size and spurring its rapid dissolution.

WASP 12-b, discovered in 2008, is one of the most enigmatic of 400-plus planets that have been found outside our Solar System over the past 15 years. It orbits a star, in the constellation Auriga, roughly similar in mass to our Sun. Like most known

extra-solar planets, it is large and gaseous, resembling Jupiter and Saturn in this respect. But unlike Jupiter, Saturn or most other extra-solar planets, it orbits its parent star at extremely close range – 75 times closer than the Earth is to the Sun, or just over 1 million miles. It is also larger than astrophysical models would predict. Its mass is estimated to be almost 50% larger than Jupiter’s and its 80% larger, giving it six times Jupiter’s volume. It is also unusually hot, with a daytime temperature of more than 2500°C. Some mechanism must be responsible for expanding this planet to such an unexpected size, say the researchers. They have focused their analysis on tidal forces, which they say are strong enough to produce the effects observed on WASP 12b.

On Earth, tidal forces between the Earth and the Moon cause local sea levels rise and fall modestly ll twice a day. WASP-12b, however, is so close to its host star that the gravitational forces are enormous. The tremendous tidal forces acting on the planet completely change the shape of the planet into something similar to that of a rugby or American football.

These tides not only distort the shape of WASP 12-b. By continuously deforming the planet, they also create friction in the its interior. The friction produces heat, which causes

the planet to expand. “This is the first time that there is direct evidence that internal heating (or ‘tidal heating’) is responsible for puffing up the planet to its current size,” says Lin. Huge as it is, WASP 12-b faces an early demise, say the researchers. In fact, its size is part of its problem. It has ballooned to such a point that it cannot retain its mass against the pull of its parent star’s gravity. As the study’s lead author Li explains, ““WASP-12b is losing its mass to the host star at a tremendous rate of six billion metric tons each second. At this rate, the planet will be completely destroyed by its host star in about ten million years. This may sound like a long time, but for astronomers it's nothing. This planet will live less than 500 times less than the current age of the Earth.”

The material that is stripped off WASP-12b does not directly fall onto the parent star. Instead, it forms a disk around the star and slowly spirals inwards. A careful analysis of the orbital motion of WASP-12b suggests circumstantial evidence of the gravitational force of a second, lower-mass planet in the disk. This planet is most likely a massive version of the Earth -- a so-called “super-Earth.”

The disk of planetary material and the embedded super-Earth are detectable with currently available telescope facilities. Their properties can be used to further constrain the history and fate of the mysterious planet WASP-12b.

In addition to KIAA, support for the WASP 12-b research came from NASA, Jet Propulsion Laboratory and the National Science Foundation. Along with Li and Lin, co-authors include UC Santa Cruz professor Jonathan Fortney and Neil Miller, a graduate student at the university.

8 z 125

Galaktyczny teleskop mierzy Wszechświat

Naukowcy zyskali nowe, precyzyjne narzędzie słuŜące do pomiaru rozmiarów oraz wieku Wszechświata, jak równieŜ tempa jego ekspansji. W tym celu jako soczewek kosmicznego teleskopu wykorzystują galaktyki, by przyglądać się słabym, dalej połoŜonym galaktykom. Pomiary pozwalają określić wartość stałej Hubble'a, która wskazuje rozmiar Wszechświata i potwierdzają, z dokładnością ± 170 milionów lat jego wiek na 13,75 miliarda lat. Wyniki potwierdzają takŜe siłę ciemnej energii odpowiedzialnej za akcelerację tempa rozszerzania się Wszechświata. Wyniki, uzyskane przez naukowców z Instytutu Kavli Astrofizyki Cząsteczkowej i Kosmologii (KIPAC) Narodowego Laboratorium Akceleratorowego i Uniwersytetu Stanford oraz Uniwersytetu Bonn i innych instytucji naukowych USA i Niemiec zostały opublikowane na łamach The Astrophysical Journal. Naukowcy wykorzystali w badaniach dane zebrane przez teleskop kosmiczny NASA/ESA Hubble w połączeniu z danymi sondy WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe).

Zespół

Gęstość ruchu drogowego w duŜym mieście przypomina gęstość masy w soczewkującej galaktyce. Wybór dłuŜszej trasy nie musi koniecznie prowadzić do trwającej dłuŜej podróŜy. Czasami krótsza trasa jest jednocześnie wolniejszą.

Phil Marshall

wykorzystał technikę zwaną soczewkowaniem grawitacyjnym by zmierzyć odległości jaką światło pokonało od jasnych, odległych galaktyk wędrując po róŜnych trajektoriach. Poznanie czasu jaki światło potrzebowało do pokonania róŜnych ścieŜek i wynikających stąd efektywnych prędkości naukowcy nie tylko mogli ustalić odległość do badanej galaktyki, ale równieŜ ogólną skalę Wszechświata i szczegóły jego ekspansji.

Naukowcom często trudno jest odróŜnić jasne, odległe źródło od słabszego, leŜącego znacznie bliŜej. Soczewkowanie grawitacyjne pozwala rozwiązać ten problem dostarczając dodatkowych wskazówek dotyczących odległości, jaką musi pokonać światło wędrujące od źródła. Dodatkowa wiedza pozwala określić rozmiary Wszechświata, często wyraŜane przez astrofizyków jako wielkość o nazwie stałej Hubble'a.

"Od dawna wiedzieliśmy, Ŝe soczewkowanie moŜna wykorzystać do fizycznego pomiaru stałej Hubble'a "- mówi Phil Marshall z KIPAC.

9 z 125

Do tej pory jednak nie udało się go wykorzystać do wykonania pomiarów z taką dokładnością.

Dokładnością, która jest równie precyzyjna jak obserwacje supernowych czy promieniowania reliktowego. "Soczewkowanie grawitacyjne dojrzało, by stać się jednym z pełnoprawnych narzędzi wykorzystywanych przez astrofizyków "dodaje Marshall.

Kiedy duŜy, bliski obiekt, taki jak galaktyka, zasłania odległy - na przykład inną galaktykę światło moŜe ominąć blokadę poruszając się po torach wyznaczonych w zakrzywionej przez masę zasłaniającego obiektu przestrzeni. Zamiast jednak wybrać jedną trasę, moŜe zostać ugięte wybierając dwa lub cztery róŜne szlaki w ten sposób podwajając lub czterokrotnie zwiększając ilość informacji dostarczanej naukowcom. Gdy jasność odległej galaktyki ulega zmianom fizycy mogą zmierzyć zmiany natęŜenia światła docierające czterema róŜnymi szlakami - jak w przypadku systemu B1608-656, który badano w ramach opisywanego projektu. Kierująca badaniami Sherry Suyu z Uniwersytetu Bonn, mówi -" W tym przypadku mieliśmy cztery kopie źródła, które przypominało świetlny pierścień wokół soczewki grawitacyjnej."

Choć naukowcy nie wiedzą kiedy światło wyruszyło w podróŜ, mogą porównać momenty kiedy dociera do Ziemi. Marshall porównuje badania do analizy czasu podróŜy po czterech róŜnych trasach przez duŜe miasto - na

przykład z Uniwersytetu Stanford do Obserwatorium Lick przez, lub wokół, San Jose.

Podobnie jak samochody, równieŜ światło moŜe zostać spowolnione w swym biegu. "Gęstość ruchu drogowego w duŜym mieście przypomina gęstość masy w soczewkującej galaktyce "- mówi Marshall. -" Wybór dłuŜszej trasy nie musi koniecznie prowadzić do trwającej dłuŜej podróŜy.

Czasami krótsza trasa jest jednocześnie wolniejszą."

Równania opisujące soczewkowanie grawitacyjne uwzględniają takie zmienne jak odległość i gęstość soczewki i pozwalają uzyskać dokładniejsze dane na temat tego, kiedy światło opuściło odległą galaktykę i jaką drogę musiało pokonać. We wcześniejszych badaniach ta metoda oszacowywania odległości była podatna na błędy, jednak obecnie naukowcy są przekonani, Ŝe jej dokładność moŜna przyrównać do innych metod badawczych. Dzięki temu udało się uzyskać dokładniejszą wartość stałej Hubble'a. Dzięki zredukowaniu oraz lepszemu zrozumieniu błędów obliczeniowych moŜna dokładniej określić zarówno strukturę soczewki jak równieŜ rozmiary Wszechświata.

Nadal oczywiście pozostają czynniki, które trzeba uwzględnić dokonując pomiarów za pomocą soczewki grawitacyjnej. Jednym z nich jest pył, który moŜe wpływać na wyniki. Jednak teleskop kosmiczny Hubble wykorzystuje filtry podczerwone pomagające w redukcji efektów pyłu.

Ponadto na linii obserwacji

10 z 125

moŜe znajdować się więcej niŜ jedna galaktyka i to równieŜ naleŜy uwzględnić w badaniach. Marshall zauwaŜa, Ŝe kilka innych zespołów równieŜ pracuje nad tym zagadnieniem zarówno wyszukując kolejnych systemów jak równieŜ dokładniej analizując znane soczewki grawitacyjne - a tych jest juŜ ponad dwadzieścia. Źródła: SLAC: Astronomically Large Lenses Measure the Age and Size of the Universe Zdjęcie: Sherry Suyu of the Argelander Institut für Astronomie in Bonn, Germany Original press release follows: Astronomically Large Lenses Measure the Age and Size of the Universe Using entire galaxies as lenses to look at other galaxies, researchers have a newly precise way to measure the size and age of the universe and how rapidly it is expanding, on a par with other techniques. The measurement determines a value for the Hubble constant, which indicates the size of the universe, and confirms the age of the universe as 13.75 billion years old, within 170 million years. The results also confirm the strength of dark energy, responsible for accelerating the expansion of the universe.

These results, by researchers at the Kavli Institute for Particle Astrophysics

and Cosmology (KIPAC) at the US Department of Energy’s SLAC National Accelerator Laboratory and Stanford University, the University of Bonn, and other institutions in the United States and Germany, is published in the March 1 issue of The Astrophysical Journal. The researchers used data collected by the NASA/ESA Hubble Space Telescope, and showed the improved precision they provide in combination with the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).

The team used a technique called gravitational lensing to measure the distances light traveled from a bright, active galaxy to the earth along different paths. By understanding the time it took to travel along each path and the effective speeds involved, researchers could infer not just how far away the galaxy lies but also the overall scale of the universe and some details of its expansion.

Oftentimes it is difficult for scientists to distinguish between a very bright light far away and a dimmer source lying much closer. A gravitational lens circumvents this problem by providing multiple clues as to the distance light travels. That extra information allows them to determine the size of the universe, often expressed by astrophysicists in terms of a quantity called Hubble's constant.

"We've known for a long time that lensing is capable of making a physical measurement

of Hubble's constant," KIPAC's Phil Marshall said. However, gravitational lensing had never before been used in such a precise way. This measurement provides an equally precise measurement of Hubble's constant as long-established tools such as observation of supernovae and the cosmic microwave background. "Gravitational lensing has come of age as a competitive tool in the astrophysicist's toolkit," Marshall said.

Jose. And like automobiles facing traffic snarls, light can encounter delays, too.

When a large nearby object, such as a galaxy, blocks a distant object, such as another galaxy, the light can detour around the blockage. But instead of taking a single path, light can bend around the object in one of two, or four different routes, thus doubling or quadrupling the amount of information scientists receive. As the brightness of the background galaxy nucleus fluctuates, physicists can measure the ebb and flow of light from the four distinct paths, such as in the B1608+656 system imaged above. (Image courtesy Sherry Suyu of the Argelander Institut f端r Astronomie in Bonn, Germany. Click on image for larger version.)

The gravitational lens equations account for all the variables such as distance and density, and provide a better idea of when light left the background galaxy and how far it traveled.

Though researchers do not know when light left its source, they can still compare arrival times. Marshall likens it to four cars taking four different routes between places on opposite sides of a large city, such as Stanford University to Lick Observatory, through or around San

"The traffic density in a big city is like the mass density in a lens galaxy," Marshall said. "If you take a longer route, it need not lead to a longer delay time. Sometimes the shorter distance is actually slower."

In the past, this method of distance estimation was plagued by errors, but physicists now believe it is comparable with other measurement methods. With this technique, the researchers have come up with a more accurate lensing-based value for Hubble's constant, and a better estimation of the uncertainty in that constant. By both reducing and understanding the size of error in calculations, they can achieve better estimations on the structure of the lens and the size of the universe.

There are several factors scientists still need to account for in determining distances with lenses. For example, dust in the lens can skew the results. The Hubble Space Telescope has infra-red filters useful for eliminating dust effects. The images also contain information about the number of galaxies lying around the line of vision; these contribute to the lensing effect at a level that needs to be taken into account.

Marshall says several groups are working on extending this research, both by finding new systems and further examining known lenses. Researchers are already aware of more than twenty other astronomical systems suitable for analysis with gravitational lensing.

11 z 125

W środę Mars Express prawie dotknie Fobosa

W środę wieczorem sonda ESA Mars Express zbliŜy się na odległość zaledwie 67 km do większego z księŜyców Marsa - Fobosa.

Dokładne śledzenie sondy pozwoli naukowcom zajrzeć do wnętrza tajemniczego księŜyca. rzeczywistych.

Obecny etap misj sondy Mars Express obejmuje 12 przelotów w niewielkiej odległości od Fobosa. W trakcie kaŜdego z przelotów inna grupa instrumentów będzie kierowana w stronę tajemniczego księŜyca zbierając w ten sposób róŜnorodne dane na jego temat. NajbliŜszy przelot będzie takim zarówno w sensie czasu (nastąpi w środę o 21:55 czasu środkowoeuropejskiego), jak i odległości - sonda znajdzie się najbliŜej Fobosa w trakcie całej serii.

Oryginalnie planowano przelot na wysokości 50 km, jednak drobny błąd w manewrze przeprowadzonym w zeszłym tygodniu umieścił sondę na trajektorii, która zawierała fazę zakrycia sondy przez księŜyc co groziło ryzykiem utraty waŜnych danych pomiarowych, dlatego zespół zdecydował się przeprowadzić dodatkowy manewr podnoszący nieco wysokość przelotu - do 67 km. Źródła:

Przy tak bliskim przelocie sonda zostanie poddana działaniu grawitacji księŜyca. Odchylenie od kursu wyniesie nie więcej niŜ kilka milimetrów na sekundę i nie wpłynie na przebieg misji, jednak dokładne pomiary tego odchylenia pozwolą naukowcom zajrzeć "do wnętrza" Fobosa i ustalić jak w jego wnętrzu rozmieszona jest masa.

W celu dokonania pomiarów odchylenia trajektorii zespół wyłączy transmisję danych i będzie analizował wyłącznie "sygnał nośny" - ten, który normalnie modulowany jest by przenosić dane. Bez danych zmieniających częstotliwość nośną jedynym, co będzie mogło go modulować będzie oddziaływanie Fobosa. Zmiany będą niezwykle drobne, rzędu 1 do tryliona, i będą manifestacją efektu dopplerowskiego. Zespół dwukrotnie przeprowadził testy, tak by kontrolerzy lotu i naukowcy dokładnie wiedzieli co naleŜy robić - w środę przyjdzie pora na sprawdzenie umiejętności w warunkach

ESA news: Mars Express heading for closest flyby of Phobos Ilustracja: ESA Original press release follows: Mars Express heading for closest flyby of Phobos ESA’s Mars Express will skim the surface of Mars’ largest moon Phobos on Wednesday evening. Passing by at an altitude of 67 km, precise radio tracking will allow researchers to peer inside the mysterious moon.

Mars Express is currently engaged in a series of 12 flybys of Phobos. At each close pass, different instruments are trained towards the mysterious space rock, gaining new information. The closest flyby will take place on 3 March at 21:55 CET (20:55 GMT).

From close range, Mars Express will be pulled ‘off-course’ by the gravitational field of Phobos.

This will amount to no more than a few millimetres

12 z 125

every second and will not affect the mission in any way. However, to the tracking teams on Earth, it will allow a unique look inside the moon to see how its mass is distributed throughout.

How will the ground teams make these tremendously sensitive measurements?

Ironically, they will turn off all data signals from the spacecraft. The only thing that the ground stations will listen out for is the ‘carrier signal’ – the pure radio signal that is normally modulated to carry data.

With no data on the carrier signal, the only thing that can modulate the signal is any change in its frequency caused by Phobos tugging the spacecraft. The changes will amount to variations of just one part in a trillion, and are a manifestation of the Doppler effect – the same effect that causes an ambulance siren to change pitch as it zooms past.

Two dress rehearsals for this exacting operation have already taken place, allowing ground station personnel and spacecraft controllers to practise their various roles. Now it is time to do it for real. Originally planned for 50 km altitude, Mars Express will now pass Phobos at 67 km.

A slight ‘over performance’ during a manoeuvre last week had put the spacecraft on a trajectory that included an occultation by Phobos. This meant that Mars

Express would pass behind Phobos as seen from Earth. As this would jeopardise the tracking measurements, it was decided to perform another manoeuvre to position the flyby at a slightly higher altitude than originally planned.

After the closest flyby, the work is not over. Mars Express will sweep past Phobos a further seven times before the campaign is complete. In addition to the tracking experiment, known as MaRS for Mars Radio Science, the MARSIS radar has already been probing the subsurface of Phobos with radar beams. “We have performed a preliminary processing of the data and the Phobos signature is evident in almost all the data set,” says Andrea Cicchetti, Italian Institute of Physics of Interplanetary Space, Rome, and one of the MARSIS team.

The camera, HRSC, will be used on the 7 March flyby, when Mars Express passes over the daylight side of Phobos at an altitude of 107 km, and will continue to be used during all the subsequent flybys, obtaining high-resolution images of the moon’s surface. The other instruments will also get their chance to work.

ASPERA is already studying the way charged particles from the Sun interact with the surface of Phobos. SPICAM, PFS, OMEGA are characterising the surface of the moon, with PFS also aiming to measure the temperature of Phobos’ day and night sides. HRSC will pay particular attention to the proposed landing site for the Russian Phobos-Grunt mission, which is expected to launch in 2011/12.

“All the experiments on Mars Express have something to say about Phobos,” says Olivier Witasse, Mars Express Project Scientist, ESA. This is a bonus for science, considering that none of them were originally designed to study Phobos the moon, only Mars the planet. The science results from these flybys are expected in subsequent weeks or months, when the various teams have had time to analyse the data.

13 z 125

Radar NASA odnajduje wodę na księŜycowym biegunie północnym

Dzięki danym zebranym przez radar NASA, który znajdował się na pokładzie indyjskiej sondy Chandrayaan-1, naukowcy wykryli złoŜa lodu w okolicach północnego bieguna KsięŜyca. Mini-SAR - lekki radar o syntetycznej aperturze - znalazł ponad 40 małych kraterów zawierający lód wodny. Rozmiary kraterów wynoszą o 2 do 15 kilometrów. Choć całkowita ilość lodu zaleŜy od grubości pokładów w kaŜdym z kraterów naukowcy szacują, Ŝe w rejonie moŜe go być co najmniej 600 milionów ton.

Z róŜnorodnych pomiarów zebranych przez instrumenty misji księŜycowych wynika, Ŝe procesy produkcji wody, jej migracji, osadzania i przechowywania zachodzą na KsięŜycu Paul Spudis

Mini-SAR wykonał zdjęcia wielu znajdujących się w wiecznej nocy regionów wokół obu biegunów KsięŜyca. Regiony te są ekstremalnie zimne i przypuszczano, Ŝe lotne substancje, w tym lód wodny, mogą być w nich obecne w znacznych ilościach. Głównym zadaniem naukowym radaru było zbadanie dystrybucji i właściwości istniejących tam złóŜ.

Mini-SAR to lekki - waŜący niecałe 10 kg - radar obrazujący wykorzystujący polaryzację odbitych fal radiowych do określania charakterystyki badanych powierzchni. Mini-SAR wysyła impulsy promieniowania radiowego spolaryzowanego kołowo w lewą stronę. Typowe powierzchnie planetarne odbijając impuls odwracają polaryzację. Stosunek mocy wysłanego i powracającego sygnału o przeciwnych polaryzacjach określa się jako CPR (circular polarization ratio). Większość powierzchni KsięŜyca ma niski CPR. Niektóre miejsca - takie jak młode, nieregularne powierzchnie (na przykład świeŜe kratery), lód (który jest przezroczysty dla promieniowania radiowego i produkuje

14 z 125

wielokrotne odbicia impulsów, wzmacniając ilość wracającej energii) mają wysoki współczynnik CPR. W związku z tym, Ŝe CPR nie daje jednoznacznych informacji czy naukowcy mają do czynienia z nierównym, młodym terenem, czy teŜ lodem, do określenie przyczyny wysokiego sygnału konieczne jest zbadanie otoczenia miejsc o wysokim CPR. Wiele kraterów wokół biegunów KsięŜyca ma wnętrza znajdujące się permanentnie w cieniu.

Obszary te są tak zimne, Ŝe lód wodny jest tam stabilny i nie odparowuje. Młode kratery ukazują znaczną "szorstkość" powierzchni (wysoki CPR) zarówno wewnątrz jak i na zewnątrz krawędzi krateru spowodowaną ostrymi odłamkami i bryłami skalnymi rozrzuconymi po całym obszarze krateru i jego otoczeniu. Jednocześnie Mini-SAR odnalazł wokół północnego bieguna KsięŜyca kratery, które wykazują wysoki współczynnik CPR we wnętrzu, ale normalny poza jego krawędzią. To wskazuje, Ŝe wynik ten nie jest spowodowany przez nierówność powierzchni ale materiał, którego obecność ograniczona jest wyłącznie do wnętrza krateru. Naukowcy sądzą, Ŝe dane odpowiadają obecności w ich wnętrzu wody w postaci lodu. Aby wygenerować odpowiedni sygnał lód ten musi być stosunkowo czysty i mieć miąŜszość kilku metrów.

Szacowana ilość wody jest porównywalna z danymi uzyskanymi przez wcześniejsze dane neutronowe sondy Lunar Prospector. RóŜnice

oszacowań Mini-SAR i spektrometru neutronowego Lunar Prospectora wynikają z faktu, iŜ ten ostatni mógł dokonać pomiaru do głębokości około pół metra, a więc niedoszacował zasoby. Z kolei część lodu jest zapewne zmieszana z glebą księŜycową, a wówczas jest ona z kolei niewidoczna dla radaru.

"Z róŜnorodnych pomiarów zebranych przez instrumenty misji księŜycowych wynika, Ŝe procesy produkcji wody, jej migracji, osadzania i przechowywania zachodzą na KsięŜycu "- mówi Paul Spudis kierujący badaniami Mini-SAR z Instytutu KsięŜyca i Planet w Houston. -" Nowe odkrycia ukazują KsięŜyc jako jeszcze ciekawszy cel badań i eksploracji niŜ dotychczas sądziliśmy."

Wyniki badań zostały opublikowane na łamach Geophysical Research Letters. Źródła: NASA Mini-RF: NASA Radar Finds Ice Deposits at Moon's North Pole Zdjęcie: NASA Original press release follows: NASA Radar Finds Ice Deposits at Moon's North Pole Using data from a NASA radar that flew aboard India's Chandrayaan-1 spacecraft, scientists have detected ice deposits near the moon's north pole.

NASA's Mini-SAR instrument, a lightweight, synthetic aperture radar, found more than 40 small

15 z 125

craters with water ice. The craters range in size from 1 to 9 miles (2 to15 km) in diameter. Although the total amount of ice depends on its thickness in each crater, it's estimated there could be at least 1.3 trillion pounds (600 million metric tons) of water ice.

The Mini-SAR has imaged many of the permanently shadowed regions that exist at both poles of the Moons. These dark areas are extremely cold and it has been hypothesized that volatile material, including water ice, could be present in quantity here. The main science object of the Mini-SAR experiment is to map and characterize any deposits that exist.

Mini-SAR is a lightweight (less than 10 kg) imaging radar. It uses the polarization properties of reflected radio waves to characterize surface properties. Mini-SAR sends pulses of radar that are left-circular polarized. Typical planetary surfaces reverse the polarization during the reflection of radio waves, so that normal echoes from Mini-SAR are right circular polarized. The ratio of received power in the same sense transmitted (left circular) to the opposite sense (right circular) is called the circular polarization ratio (CPR). Most of the Moon has low CPR, meaning that the reversal of polarization is the norm, but some targets have high CPR. These include

very rough, fresh surfaces (such as a young, fresh crater) and ice, which is transparent to radio energy and multiply scatters the pulses, leading to an enhancement in same sense reflections and hence, high CPR. CPR is not uniquely diagnostic of either roughness or ice; the science team must take into account the environment of the occurrences of high CPR signal to interpret its cause.

Numerous craters near the poles of the Moon have interiors that are in permanent sun shadow. These areas are very cold and water ice is stable there essentially indefinitely. Fresh craters show high degrees of surface roughness (high CPR) both inside and outside the crater rim, caused by sharp rocks and block fields that are distributed over the entire crater area. However, Mini-SAR has found craters near the north pole that have high CPR inside, but not outside their rims. This relation suggests that the high CPR is not caused by roughness, but by some material that is restricted within the interiors of these craters. We interpret this relation as consistent with water ice present in these craters. The ice must be relatively pure and at least a couple of meters thick to give this signature.

The estimated amount of water ice potentially present is comparable to the quantity estimated solely from

the previous mission of Lunar Prospector’s neutron data (several hundred million metric tons.) The variation in the estimates between Mini-SAR and the Lunar Prospector’s neutron spectrometer is due to the fact that it only measures to depths of about one-half meter, so it would underestimate the total quantity of water ice present. At least some of the polar ice is mixed with lunar soil and thus, invisible to our radar.

"The emerging picture from the multiple measurements and resulting data of the instruments on lunar missions indicates that water creation, migration, deposition and retention are occurring on the moon," said Paul Spudis, principal investigator of the Mini-SAR experiment at the Lunar and Planetary Institute in Houston. "The new discoveries show the moon is an even more interesting and attractive scientific, exploration and operational destination than people had previously thought."

"After analyzing the data, our science team determined a strong indication of water ice, a finding which will give future missions a new target to further explore and exploit," said Jason Crusan, program executive for the Mini-RF Program for NASA's Space Operations Mission Directorate in Washington.

The Mini-SAR's findings are being published in the journal Geophysical Research Letters.

16 z 125

The results are consistent with recent findings of other NASA instruments and add to the growing scientific understanding of the multiple forms of water found on the moon. The agency's Moon Mineralogy Mapper discovered water molecules in the moon's polar regions, while water vapor was detected by NASA's Lunar Crater Observation and Sensing Satellite, or LCROSS. Mini-SAR and Moon Mineralogy Mapper are two of 11 instruments on the Indian Space Research Organization's Chandrayaan-1. The Applied Physics Laboratory in Laurel, Md., performed the final integration and testing on Mini-SAR. It was developed and built by the Naval Air Warfare Center in China Lake, Calif., and several other commercial and government contributors.

Trzęsienie ziemi zmieniło długość ziemskiego dnia

Naukowcy Laboratorium Napędu Rakietowego NASA (JPL) informują, Ŝe chilijskie trzęsienie ziemi z 27 lutego o sile 8,8 najprawdopodobniej przemieściło nieznacznie oś obrotu Ziemi skracając długość doby.

Richard Gross z JPL wyliczył, jak zmieniła się rotacja Ziemi w wyniku potęŜnego trzęsienia ziemi.

Jego zespół wykorzystał złoŜony model by obliczyć wstępnie, Ŝe trzęsienie skróciło dobę o około 1,26 mikrosekundy. Oś obrotu Ziemi przesunęła się o około 8 centymetrów.

Dla porównania trzęsienie ziemi o sile 9,1, które miało miejsce na Sumatrze w 2004 roku skróciło długość dnia o 6,8 mikrosekund i przemieściło oś obrotu o 7 centymetrów. Pomimo, Ŝe był znacznie silniejsze od tego z Chile, wpływ tego ostatniego był większy z dwóch powodów. Po pierwsze Sumatra leŜy bliŜej równika, podczas gdy trzęsienie w Chile miało miejsce na średnich szerokościach geograficznych, przez co było znacznie efektywniejsze jeŜeli chodzi o przesuwanie osi Ziemi. Dodatkowo uskok w Chile zagłębia się pod większym kątem, a to powoduje, Ŝe jest bardziej skuteczny w pionowym przemieszczaniu masy Ziemi - co równieŜ oznacza większy wpływ na połoŜenie osi obrotu.

Gross podkreśla, Ŝe oszacowania zapewne jeszcze ulegną zmianom w miarę napływania dokładniejszych danych dotyczących trzęsienia ziemi. Źródła: NASA JPL: Chilean Quake May Have Shortened Earth Days Zdjęcie: NASA Original press

release follows: Chilean Quake May Have Shortened Earth Days The Feb. 27 magnitude 8.8 earthquake in Chile may have shortened the length of each Earth day.

JPL research scientist Richard Gross computed how Earth's rotation should have changed as a result of the Feb. 27 quake. Using a complex model, he and fellow scientists came up with a preliminary calculation that the quake should have shortened the length of an Earth day by about 1.26 microseconds (a microsecond is one millionth of a second).

Perhaps more impressive is how much the quake shifted Earth's axis. Gross calculates the quake should have moved Earth's figure axis (the axis about which Earth's mass is balanced) by 2.7 milliarcseconds (about 8 centimeters, or 3 inches).

Earth's figure axis is not the same as its north-south axis; they are offset by about 10 meters (about 33 feet).

By comparison, Gross said the same model estimated the 2004 magnitude 9.1 Sumatran earthquake should have shortened the length of day by 6.8 microseconds and shifted Earth's axis by 2.32 milliarcseconds (about 7 centimeters, or 2.76 inches).

Gross said that even though the Chilean earthquake is much smaller than the Sumatran quake, it is predicted to have changed the position of the figure axis by a bit more for two reasons. First, unlike the 2004 Sumatran earthquake, which was located near the equator, the 2010 Chilean earthquake was located in Earth's mid-latitudes, which makes it more effective in shifting Earth's figure axis.

Second, the fault responsible for the 2010 Chiliean earthquake dips into Earth at a slightly steeper angle than does the fault responsible for the 2004 Sumatran earthquake. This makes the Chile fault more effective in moving Earth's mass vertically and hence more effective in shifting Earth's figure axis.

Gross said the Chile predictions will likely change as data on the quake are further refined.

17 z 125

Poradnik łowców egzoplanet

Nowy raport zaprezentowany przez Instytut Fizyki (IOP - Institute of Physics) zatytułowany "Exoplanets – The search for planets beyond our solar system" wyjaśnia jak nowe technologiczne rozwiązania umoŜliwiły odkrycie do dnia dzisiejszego ponad 400 egzoplanet - planet krąŜących wokół gwiazd innych niŜ Słońce. Raport - dostępny do pobrania ze strony IOP szczegółowo opisuje w jaki sposób nowe techniki i instrumenty dostarczają coraz większej liczby dowodów na to, Ŝe nasza Galaktyka - Droga Mleczna, ze swoimi 100 miliardami gwiazd, moŜe być domem dla milionów układów planetarnych.

Odkrycie

Raport przedstawia ekscytujące rozwiązania umoŜliwiające wykrycie planet, na których moŜliwe byłoby powstanie Ŝycia w odległych układach gwiazdowych. Ilustruje jak techniki i wiedza wypływające ze znajomości fizyki pomagają nam w lepszym zrozumieniu Wszechświata dr Robert Kirby-Harris

egzoplanety graniczy z niemoŜliwością jednak astronomowie połączyli wiedzę na temat fizyki, zaawansowane instrumenty obserwacyjne oraz analizę danych by wykryć sygnały wskazujące na obecność planet.

Pierwsze egzoplanety zostały odkryte w 1991 roku za pomocą pomiarów prędkości radialnej detekcji grawitacyjnego oddziaływania egzoplanet na gwiazdy, które okrąŜają - przez prof.

Wolszczana (od redakcji: trochę jeŜy mnie to, Ŝe choć raport wspomina datę, to juŜ zapomina wskazać pierwszego odkrywcę, bo nie był Brytyjczykiem, dodatkowo... badania prowadzące do odkrycia wykonane zostały w 1990 roku, a artykuł prezentujący wyniki pojawił się na łamach Nature w 1992 roku... więc 1991 rok to... średnia arytmetyczna?).

Inne opisane metody wykrywania egzoplanet to obserwacje tranzytów - pomiary pociemnienia gwiazdy w wyniku przesłonięcia jej części przez planetę przechodzącą

przed jej tarczą, czy interferometria - gdzie wiele teleskopów wykorzystuje się wspólnie tworząc "syntetyczny" teleskop o średnicy odpowiadającej znacznie większemu teleskopowi.

Obecnie mamy coraz większe moŜliwości bezpośredniej obserwacje widzialnego i podczerwonego promieniowania olbrzymich planet na szerokich orbitach. W szczególności raport zwraca uwagę na zaangaŜowane brytyjskich naukowców w prace nad nowym systemem optyki adaptywnej - Gemini Pland Imager - którego czułość umoŜliwi poszukiwanie mniejszych planet na ciaśniejszych orbitach - przybliŜając do odkrycia drugiej Ziemi. Źródła: Raport: "Exoplanets – The search for planets beyond our solar system", 4MB Institute of Physics: How to hunt for exoplanets Ilustracja: IOP Original press release follows: How to hunt for exoplanets A new report launched by the Institute of Physics (IOP) Exoplanets – The search for planets beyond our solar system explains how new technological advances have seen the discovery of more than 400 exoplanets to date, a number expected to rise to thousands in the next few years.

The

18 z 125

report details how new techniques and instruments are providing growing observational evidence that our home galaxy – the Milky Way with its 100 billion stars – could contain millions of solar systems.

Discovering a distant exoplanet should be almost impossible but astronomers have used their understanding of physics, combined with sophisticated instrumentation and data analysis, to detect signals indicating the presence of a planet.

The first exoplanets were discovered in 1991 using radial velocity measurements, the detecting and measuring of the gravitational tug that exoplanets exert on their parent stars, which causes the stars to wobble.

Other detection methods include transit observation (measuring the dimming of a star’s brightness as a planet passes in front of it) or nulling interferometry (where light waves received by several telescopes are combined to give a proportionately higher-resolution image).

Today, direct detection of the visible and infrared light from giant planets in wide orbits is becoming increasingly possible.

In particular, UK researchers have been heavily involved in a new adaptive optics system, the Gemini Plant Imager, which will enable vastly more sensitive searches for fainter planets in closer orbits – and take us one step closer to discovering a second Earth.

Dr Robert Kirby-Harris, chief executive at IOP, said: “This report outlines exciting developments in detecting planets which might – just might – be able to support life in distant solar systems. It provides yet another illustration of how the techniques and knowledge provided by physics which help us to further our understanding of the universe.”

19 z 125

Mars Express przeleciał nad Fobosem

W środę wieczorem sonda Mars Express zbliŜyła się na odległość 67 km do powierzchni Fobosa, najbliŜej z wszystkich sond wysłanych w kierunku Marsa i jego księŜyców. Zebrane dane pomogą odkryć nie tylko to, jak powstał Fobos, ale równieŜ inne księŜyce naleŜące do tzw. drugiej generacji.

Fobos wygląda z daleka jak

Fobos to najprawdopodobniej obiekt Układu Słonecznego naleŜący do drugiej generacji Martin Pätzold

jednorodna, solidna skała, jednak wcześniejsze przeloty wykazały, Ŝe nie ma wystarczającej gęstości by być jednorodnym obiektem. Miast tego w 25 - 35% musi być porowaty. To spowodowało, Ŝe znaczna część naukowców sądzi, Ŝe Fobos to niewiele więcej niŜ zbitka luźno połączonych ze sobą skał krąŜących wokół Marsa. Taki konglomerat złoŜony byłby z mniejszych i większych bloków opierających się o siebie, być moŜe z duŜymi pustymi przestrzeniami w miejscach gdzie części słabo do siebie pasują. Środowy przelot by na tyle bliski, by dostarczyć naukowcom najdokładniejszych pomiarów pola grawitacyjnego Fobosa. Około 21:20 CET Mars Express podjął sygnał radiowy z Ziemi. Ziemskie oscylatory częstotliwości do 100 000 razy dokładniejsze niŜ te na pokładzie sondy, zatem na czas eksperymentu, który wymagał moŜliwie największej precyzji, sygnał był przesyłany z Ziemi do sondy, która następnie przesyłała go z powrotem.

Poruszając się z prędkością światła fale radiowe docierają do sondy w 6 minut i 34 sekundy - zatem cała podróŜ w obie strony trwała 13

20 z 125

minut i 8 sekund. Powracający sygnał być silny i stabilny - na tyle silny, Ŝe równieŜ radioamatorzy byli w stanie go namierzyć, choć ich sprzęt nie ma wystarczającej dokładności by wykryć subtelne zmiany wprowadzone przez grawitację Fobosa.

Teraz, po zebraniu danych, moŜna zacząć ich analizę. Najpierw zostaną określone zmiany gęstości, a to da naukowcom odpowiedź jaka część wnętrza księŜyca to pustki.

"Fobos to najprawdopodobniej obiekt Układu Słonecznego naleŜący do drugiej generacji "- mówi Martin Pätzold z Uniwersytetu Koln, kierujący eksperymentem MaRS (Mars Radio Signal).

Oznacza to, Ŝe poskładał się na orbicie po tym jak powstał Mars, a nie jednocześnie z Czerwoną Planetą. Istnieją inne księŜyce, które podejrzewa się o to, Ŝe powstały później niŜ ich planety.

NaleŜy do Amaltea, największy z zewnętrznych księŜyców Jowisza.

NiezaleŜnie od tego jak powstał ostatecznie Fobos rozpadnie się na części. Powoli jego orbita zbliŜa się do powierzchni Marsa i w przyszłości księŜyc zostanie rozerwany. "Powstał z gruzu i wróci do tej postaci "- mówi Pätzold. Lecz na razie moŜna go nadal badać.

Wczorajsze zbliŜenie było jednym z serii 12 przelotów jakie Mars Express wykona koło księŜyca w luty i marcu 2010 roku. W trakcie kaŜdego z nich inna grupa instrumentów będzie badała tajemniczy księŜyc - poprzednie

dwa przeloty poświęcono na radarowe sondowanie powierzchni, poszukując odbić od wewnętrznych struktur. W kolejnych zostanie wykorzystana kamera dostarczając wysokiej rozdzielczości zdjęć powierzchni Fobosa. Źródła: ESA Space Science: Phobos Flyby Success Zdjęcie: ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum) Original press release follows: Phobos Flyby Success Mars Express encountered Phobos last night, smoothly skimming past at just 67 km, the closest any manmade object has ever approached Mars’ enigmatic moon. The data collected could help unlock the origin of not just Phobos but other ‘second generation’ moons.

Something is not right about Phobos. It looks like a solid object but previous flybys have shown that it is not dense enough to be solid all the way through.

Instead, it must be 25-35% porous. This has led planetary scientists to believe that it is little more than a ‘rubble pile’ circling Mars. Such a rubble pile would be composed of blocks both large and small resting together, with possibly large spaces between them where they do not fit easily together.

Last night’s flyby was close enough to give scientists their most exquisite

21 z 125

data yet about the gravitational field of Phobos.

Mars Express locked onto the radio signal from Earth at around 21:20 CET (20:20 UT). The radio frequency oscillators on the ground are 100 000 times more stable than those on the spacecraft, so for this experiment, which required the best precision possible, the signal was sent up to Mars Express and then returned by the spacecraft to the ground.

The radio waves travel at the speed of light and took 6 minutes 34 seconds to travel from Earth to the spacecraft last night. So the round trip time was 13 minutes 8 seconds. Once the signal was received back at Earth, it was clearly strong and good. So strong that radio amateurs were also able to lock onto the signal, although their equipment would not be able to detect the subtle variations induced by the gravity of Phobos.

Now that the data are all collected, the analysis can begin.First will be an estimate of the density variation across the moon. This will tell scientists just how much of Phobos’ interior is likely to be composed of voids.

“Phobos is probably a second-generation Solar System object,” says Martin Pätzold, Universitat Koln, Cologne, Germany, and Principal Investigator of the Mars Radio Science (MaRS) experiment. Second generation means that it coalesced in orbit after Mars

formed, rather than forming concurrently out of the same birth cloud as the Red Planet. There are other moons around other planets where this is thought to have been the case too, such as Amalthea around Jupiter.

Whatever the precise origin, Phobos will eventually crumble back into this disrupted state. It is gradually spiralling towards Mars and will eventually be pulled apart. “It came from debris, it will return to debris,” says Pätzold. In the meantime, it is there to be studied and explored.

Last night’s flyby was just one of a campaign of 12 Mars Express flybys taking place in February and March 2010. For the previous two, the radar was working, attempting to probe beneath the surface of the moon, looking for reflections from structures inside. In the coming flybys, the Mars Express camera will take over, providing high resolution pictures of the moon’s surface.

Podziemne lodowce Marsa

Dokładne badania radarowe wykonane w średnich szerokościach geograficznych północnej półkuli Marsa wykazało, Ŝe grube pokłady lodu skryte pod osłoną gruzu są bardzo powszechne. Zdolność sondy NASA Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) do odszukiwania ukrytych lodowców oraz wypełnionych lodem dolin - po raz pierwszy potwierdzonych przez radar dwa lata temu - pozwala lepiej zrozumieć jak złoŜa te powstały, stanowiąc resztki wycofujących się regionalnych lodowców.

Sądzimy, Ŝe w czasach, kiedy był inny klimat, cały ten obszar okrywał lodowiec, Kiedy nastała susza pokłady zostały tylko tam, gdzie warstwa gruntu ochroniła lód przed atmosferą

odkryte podziemne masy lodu stanowią znaczącą część znanych złóŜ lodu poza czapami biegunowymi. Lód mógł zachować zapis danych o przeszłym klimacie Marsa, w czasach kiedy powstały co oznacza, Ŝe stanowiłyby ciekawy cel przyszłych misji badawczych.

Jeffrey Plaut

Podpowierzchniowe złoŜa lodu rozciągają się na setki kilometrów w regionie Deuteronilus Mensae.

Zespół naukowców z Laboratorium Napędu Rakietowego NASA JPL kierowany przez Jeffreya Plauta opracował mapę potwierdzonych złóŜ lodu w tym rejonie na 41. konferencję Lunar and Planetary Science Conference.

Instrument Shallow Radar wykonał ponad 250 obserwacji badanego obszaru, którego powierzchnia zbliŜona jest do rozmiarów Kalifornii. "Wykonaliśmy mapy całego obszaru z duŜą gęstością pomiarów "- mówi Plaut. -" ZłoŜa te nie są odizolowanymi zjawiskami. W tym regionie radar wykrywa grube złoŜa podpowierzchniowego lodu w wielu miejscach."

Typowymi lokalizacjami złóŜ są podstawy skarp, wąskie doliny i kratery.

"Sądzimy, Ŝe w czasach, kiedy był inny klimat, cały ten obszar okrywał lodowiec, Kiedy nastała susza pokłady zostały tylko tam, gdzie warstwa gruntu ochroniła lód przed atmosferą "- mówi Plaut.

Naukowcy zamierzają kontynuować poszukiwania lodu. Dotychczas

22 z 125

Źródła: NASA JPL: Radar Map of Buried Martian Ice Adds to Climate Record Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech /ASI/University of Rome/Southwest Research Institute Original press release follows: Radar Map of Buried Martian Ice Adds to Climate Record Extensive radar mapping of the middle-latitude region of northern Mars shows that thick masses of buried ice are quite common beneath protective coverings of rubble.

The ability of NASA's Mars Reconnaissance Orbiter to continue charting the locations of these hidden glaciers and ice-filled valleys -- first confirmed by radar two years ago -- adds clues about how these deposits may have been left as remnants when regional ice sheets retreated.

The subsurface ice deposits extend for hundreds of kilometers, or miles, in the rugged region called Deuteronilus Mensae, about halfway from the equator to the Martian north pole. Jeffrey Plaut of NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena,

Calif., and colleagues prepared a map of the region's confirmed ice for presentation at this week's 41st Lunar and Planetary Science Conference near Houston.

The Shallow Radar instrument on the orbiter has obtained more than 250 observations of the study area, which is about the size of California.

"We have mapped the whole area with a high density of coverage," Plaut said. "These are not isolated features. In this area, the radar is detecting thick subsurface ice in many locations." The common locations are around the bases of mesas and scarps, and confined within valleys or craters.

Plaut said, "The hypothesis is the whole area was covered with an ice sheet during a different climate period, and when the climate dried out, these deposits remained only where they had been covered by a layer of debris protecting the ice from the atmosphere."

The researchers plan to continue the mapping. These buried masses of ice are a significant fraction of the known non-polar ice on Mars. The ice could contain a record of environmental conditions at the time of its deposition and flow, making the ice masses an intriguing possible target for a future mission with digging capability.

The Shallow Radar instrument was provided by the Italian Space Agency, and its operations are led by the InfoCom Department, University of Rome "La Sapienza." Thales Alenia Space Italia, in Rome, is the Italian Space Agency's prime contractor for the radar instrument. Astro Aerospace of Carpinteria, Calif., a business unit of Los Angeles-based Northrop Grumman Corp., developed the instrument's antenna as a subcontractor to Thales Alenia Space Italia.

The Mars Reconnaissance Orbiter mission is managed by JPL for NASA's Science Mission Directorate in Washington. Lockheed Martin Space Systems in Denver was the prime contractor for the orbiter and supports its operations. The California Institute of Technology in Pasadena manages JPL for NASA.

23 z 125

Czarna dziura w M77

Kompozytowe zdjęcie NGC 1068 (M77) wykonane między innymi przez obserwatorium rentgenowskie Chandra przedstawia jedną najbliŜszych i najjaśniejszych galaktyk zawierających agresywnie rosnącą supermasywną czarną dziurę w jądrze. Na zdjęciu dane Chandry ukazano w kolorze czerwonym, dane optyczne - zebrane przez teleskop kosmiczny Hubble - w kolorze zielonym, natomiast obserwacje w paśmie radiowym, zebrane przez szereg teleskopowy VLA (Very Large Array), w kolorze niebieskim. Spiralna struktura NGC 1068 uwidacznia się w danych rentgenowskich i optycznych, natomiast dŜety wyrzucane przez centralną czarną dziurę widać w danych radiowych. gwiazd.

Obrazy rentgenowskie oraz widma zebrane przez spektrometr wysokich energii - High Energy Transmission Grating Spectrometer - wskazują, Ŝe z centrum galaktyki wydobywa się silny wiatr o prędkościach półtora miliona kilometrów na godzinę. Wiatr ten powstaje zapewne gdy otaczający czarną dziurę gaz przyspiesza i jest ogrzewany podczas opadania w kierunku osobliwości. Część gazu zostaje wchłonięta podczas gdy reszta zostaje odrzucona.

Promieniowanie rentgenowskie o wysokich energiach, wytwarzane przez gaz w pobliŜu czarnej dziury ogrzewa wypływający gaz powodując jego wtórne świecenie w paśmie promieni rentgenowskich o niŜszych energiach.

Badanie przeprowadzone przez Chandrę zabrały naukowców znacznie głębiej niŜ wcześniejsze obserwacje tego obiektu w paśmie rentgenowskim.

Na wykonanie ich poświęcono 122 godziny.

Badania pozwoliły naukowcom wykonać wysokiej rozdzielczości mapy stoŜkowej struktury oświetlanej przez czarną dziurę i jej wiatr.

UmoŜliwiły takŜe wykonanie dokładnych pomiarów zmian prędkości wiatr wzdłuŜ stoŜka.

Dane pokazały, Ŝe kaŜdego roku ilość materii wyrzucanej na odległość około 3 000 lat świetlnych przez czarną dziurę odpowiada masie kilkukrotnie większej od masy Słońca. Ponadto wygląda na to, Ŝe wiatr niesie wystarczające ilości energii by ogrzewać otaczający gaz i blokować procesy tworzenia

24 z 125

Wyniki te pomagają wyjaśnić rolę supermasywnych czarnych dziur w ewolucji galaktyk. Od dawna podejrzewano, Ŝe materiał wyrzucany z otoczenia czarnej dziury wpływa na jej otoczenie, jednak kluczowe pytanie, czy ma wystarczającą moc, by znacząco je zmienić.

NGC 1068 leŜy w odległości około 50 milionów lat świetlnych i zawiera w jądrze supermasywną czarną dziurę o masie około dwa razy większej od czarnej dziury leŜącej w jądrze Drogi Mlecznej. Źródła: CHANDRA X-Ray Observatory: "NGC 1068: Winds of Change: How Black Holes May Shape Galaxies" Zdjęcie: X-ray (NASA/CXC /MIT/C.Canizares, D.Evans et al), Optical (NASA/STScI), Radio (NSF/NRAO/VLA) Lokalizacja: RA 02h 42m 40.70s | Dec -00° 00' 47.60", mapka: Stellarium Original press release follows: NGC 1068: Winds of Change: How Black Holes May Shape Galaxies This is a composite image of NGC 1068, one of the nearest and brightest galaxies containing a rapidly growing supermassive black hole. X-ray data from the Chandra X-ray Observatory

are shown in red, optical data from the Hubble Space Telescope in green and radio data from the Very Large Array in blue. The spiral structure of NGC 1068 is shown by the X-ray and optical data, and a jet powered by the central supermassive black hole is shown by the radio data.

The X-ray images and spectra obtained using Chandra's High Energy Transmission Grating Spectrometer show that a strong wind is being driven away from the center of NGC 1068 at a rate of about a million miles per hour. This wind is likely generated as surrounding gas is accelerated and heated as it swirls toward the black hole. A portion of the gas is pulled into the black hole, but some of it is blown away. High energy X-rays produced by the gas near the black hole heat the ouflowing gas, causing it to glow at lower X-ray energies.

This Chandra study is much deeper than previous X-ray observations. It allowed scientists to make a high-definition map of the cone-shaped volume lit up by the black hole and its winds, and make precision measurements of how the wind speed varies along the cone. Using this data it is shown that each year several times the mass of the Sun is being deposited out to large distances, about 3,000 light years from the black hole. The wind likely carries enough energy to heat the surrounding gas and suppress extra star formation.

These results help explain how a supermassive black hole can alter the evolution of its host galaxy. It has long been suspected that material blown away from a black hole can affect its environment, but a key question has been whether such "black hole blowback" typically delivers enough power to have a significant impact.

NGC 1068 is located about 50 million light years from Earth and contains a supermassive black hole about twice as massive as the one in the middle of the Milky Way Galaxy.

25 z 125

Kosmiczny nietoperz

Delikatna mgławica NGC 1788, leŜąca w ciemnym i omijanym przez obserwatorów rogu konstelacji Oriona została sfotografowana przez teleskop Europejskiego Obserwatorium Południowego. Choć ten zwiewny obłok zdaje się być odizolowany od jasnych słońc Oriona to właśnie ich potęŜne wiatry i światło określiły jej kształt i przekształciły w dom dziesiątek rodzących się gwiazd.

Amatorzy astronomii na całym świecie dobrze znają kształt konstelacji Oriona. Tylko niewielu z nich jednak zna mgławicę NHC 1788 - delikatny, skryty skarb leŜący tylko kilka stopni od jasnych gwiazd pasa myśliwego.

NGC 1788 to mgławica refleksyjna - czyli taka, w której pył i gaz rozprasza i odbija światło od niewielkiej gromady młodych gwiazd. Odbite światło tworzy obraz przypominający ogromnego nietoperza z rozpostartymi skrzydłami. Tylko niewiele z gwiazd naleŜących do tej gromady widać na zdjęciu bowiem większość z nich zakryta jest przez pyłowe kokony, które nadal je otaczają.

Najjaśniejszą z nich - HD 293815 - moŜna zauwaŜyć jako jasną gwiazdę w górnej części obłoku, tuŜ powyŜej środka zdjęcia i wyraźnego, ciemnego pasa pyłowego który przecina mgławicę.

Choć NGC 1788 na pierwszy rzut oka wydaje się być odizolowanym obłokiem obserwacje obejmujące szersze pole niŜ to ukazane tutaj wykazały Ŝe jasne, masywne gwiazdy naleŜące do gromad Oriona odegrały kluczową rolę w kształtowaniu NGC 1788 i stymulacji procesów produkcji jej gwiazd. Są one równieŜ odpowiedzialne za "zapalenie" gazowego wodoru w częściach mgławicy skierowanych w stronę Oriona, który

świecąc tworzy czerwoną, prawie pionową strukturę widoczną w lewej części zdjęcia.

Wszystkie gwiazdy w tym rejonie są bardzo młode - ich średni wiek szacuje się na milion lat (dla porównania Słońce ma około 4,5 miliarda lat).

Szczegółowa analiza wykazała, Ŝe te gwiezdne przedszkolaki moŜna podzielić na tryz wyraźnie róŜne klasy: najstarsze znajdują się na lewo od czerwonego pasa zjonizowanego wodoru; pośrednie zaś na prawo od niego tworzą małą gromadę skrytą we wnętrzu i oświetlającą mgławicę. Najmłodza populacja to gwiazdy nadal głęboko schowane w pyłowych kokonach leŜy na prawo od poprzednich. Tych ostatnich nie widać na prezentowanym zdjęciu, jednak zostały wykryte w innych badaniach, w których do obserwacji wykorzystano instrumenty czułe na promieniowanie podczerwone oraz milimetrowe.

Takie uporządkowanie wieku gwiazd w przestrzeni sugeruje, Ŝe przez mgławicę przemieszcza się fala inicjująca procesy narodzin gwiazd mająca źródło w masywnych gwiazdach w Orionie.

Zdjęcie zostało wykonane za pomocą kamery Wide Field Imager zainstalowanej na 2,2-metrowym teleskopie MPG/ESO w obserwatorium La Silla w Chile. Źródła: ESO: The Cosmic Bat Zdjęcie: ESO Lokalizacja: RA 05h 06m 54s | Dec -03° 21' 00", mapka: Stellarium Original

26 z 125

press release follows: The Cosmic Bat The delicate nebula NGC 1788, located in a dark and often neglected corner of the Orion constellation, is revealed in a new and finely nuanced image that ESO is releasing today. Although this ghostly cloud is rather isolated from Orion’s bright stars, the latter’s powerful winds and light have had a strong impact on the nebula, forging its shape and making it home to a multitude of infant suns.

Stargazers all over the world are familiar with the distinctive profile of the constellation of Orion (the Hunter). Fewer know about the nebula NGC 1788, a subtle, hidden treasure just a few degrees away from the bright stars in Orion’s belt.

NGC 1788 is a reflection nebula, whose gas and dust scatter the light coming from a small cluster of young stars in such a way that the tenuous glow forms a shape reminiscent of a gigantic bat spreading its wings. Very few of the stars belonging to the nebula are visible in this image, as most of them are obscured by the dusty cocoons surrounding them. The most prominent, named HD 293815, can be distinguished as the bright star in the upper part of the cloud, just above the centre of the image and the pronounced dark lane of dust extending through the nebula.

Although NGC 1788

27 z 125

appears at first glance to be an isolated cloud, observations covering a field beyond the one presented in this image have revealed that bright, massive stars, belonging to the vast stellar groupings in Orion, have played a decisive role in shaping NGC 1788 and stimulating the formation of its stars. They are also responsible for setting the hydrogen gas ablaze in the parts of the nebula facing Orion, leading to the red, almost vertical rim visible in the left half of the image.

All the stars in this region are extremely young, with an average age of only a million years, a blink of an eye compared to the Sun’s age of 4.5 billion years.

Analysing them in detail, astronomers have discovered that these “preschool” stars fall naturally into three well separated classes: the slightly older ones, located on the left side of the red rim, the fairly young ones, to its right, making up the small cluster enclosed in the nebula and illuminating it, and eventually the very youngest stars, still deeply embedded in their nascent dusty cocoons, further to the right. Although none of the latter are visible in this image because of the obscuring dust, dozens of them have been revealed through observations in the infrared and millimetre wavelengths of light.

This fine distribution of stars, with the older ones closer to Orion and the younger ones concentrated on the opposite side, suggests that a wave of star formation, generated around the hot and massive stars in Orion, propagated throughout NGC 1788 and beyond.

This image has been obtained using the Wide Field Imager on the MPG/ESO 2.2-metre telescope at ESO’s La Silla Observatory in Chile.

Uwaga na smoki i kosmiczne potwory!

Badając dawne mapy moŜna natknąć się na obszary tak słabo poznane, Ŝe kartografowie ostrzegali iŜ czają się tam smoki i potwory morskie. Astrofizycy wykorzystujący teleskop kosmiczny Fermi przeznaczony do badań nieba w paśmie promieniowania gamma znaleźli się właśnie w takim niezbadanym obszarze. Nowe wyniki badań nad wszechobecną mgłą promieni gamma pochodzących ze źródeł spoza Galaktyki wykazali, Ŝe nieco mniej niŜ jedna trzecia ich część pochodzi ze źródeł dotychczas uwaŜanych za najbardziej prawdopodobne - dŜetów zasilanych przez potęŜne czarne dziury w aktywnych galaktykach.

Astrophysical Journal.

"Za pomocą

Za pomocą aktywnych galaktyk moŜna wyjaśnić mniej niŜ 30% ekstragalaktycznego tła gamma jakie obserwuje Fermi Marco Ajello

aktywnych galaktyk moŜna wyjaśnić mniej niŜ 30% ekstragalaktycznego tła gamma jakie obserwuje Fermi "- mówi Marco Ajello, fizyk z Instytutu Astrofizyki Cząstek i Kosmologii Kavli (KIPAC Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology ). -" To pozostawia nam duŜo miejsca na naukowe odkrycia w miarę jak będziemy szukali rozwiązania zagadki co zatem moŜe odpowiadać za promieniowanie gamma." Ajello zaprezentował wyniki w czasie spotkania Sekcji Astrofizyki Wysokich Energii Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Nawet w duŜych odległościach od jasnych źródeł, takich jak pulsary, obłoki molekularne naszej Galaktyki, czy najjaśniejsze aktywne galaktyki, całe niebo rozświetla promieniowanie gamma. Do tej pory sądzono, Ŝe ta poświata tła to suma emisji ogromnej liczby aktywnych galaktyk, które są po prostu zbyt odległe i ciemne, by moŜliwe było wykrycie ich jako osobnych źródeł. -" Dzięki teleskopowi Fermi wiemy na pewno, Ŝe jest to błędne wyjaśnienie "- mówi Ajello komentując artykuł przyjęty do publikacji na łamach The

Teleskop Fermi Gamma-ray Space Telescope został umieszczony na orbicie 11 czerwca 2008 roku z zadaniem ciągłego mapowania emisji gamma na niebie. Misja ta jest wspólnym przedsięwzięciem astrofizyków i fizyków cząstek, stworzoną wspólnie przez NASA, Amerykańskie Ministerstwo Energii oraz instytucje naukowe Francji, Niemiec, Włoch, Japonii i Szwecji.

Zespół przeanalizował dane zebrane przez teleskop wielkopolowy Fermi LAT (Large Area Telescope) zebrane w pierwszym roku badań. Pierwszym wyzwaniem było wyeliminowanie promieniowania naszej Galaktyki.

"Tło pozagalaktyczne jest bardzo słabe i łatwo pomylić je z jasnym promieniowaniem Drogi Mlecznej "- mówi Markus Ackermann z KIPAC. -" Bardzo ostroŜnie oddzieliliśmy obie składowe aby wyznaczyć absolutną wartość promieniowania tła."

Osobny artykuł opisujący pomiary tła ukaŜe się na łamach Physical Review Letters.

Następnie zespół Ajello porównał promieniowanie aktywnych galaktyk bezpośrednio wykrytych przez teleskop Fermi z ich liczbą niezbędną do wytworzenia obserwowanego tła pozagalaktycznego. W zakresie energii od 0,1 do 100 GeV (100 milionów do 30 miliardów razy wyŜszymi energiami niŜ energia fotonów światła widzialnego) aktywne galaktyki okazują się graczami drugiej ligi.

Zatem skąd moŜe pochodzić to promieniowanie?

28 z 125

"Przyspieszanie cząstek zachodzące w normalnych galaktykach, w których aktywnie tworzą się gwiazdy jest jednym z lepszych kandydatów "wyjaśnia Ackermann, -" Podobnie akceleracja cząstek zachodząca w trakcie końcowych faz budowy wielkoskalowych struktur, jakie obecnie obserwujemy - tam gdzie na przykład łączą się gromady galaktyk."

Pozostaje równieŜ ciemna materia - tajemnicza substancja nie produkująca ani nie przesłaniająca światła, odpowiedzialna jedynie za grawitacyjne oddziaływanie na normalną materię. -"Ciemna materia moŜe być rodzajem jeszcze nieznanych cząstek subatomowych. JeŜeli tak, to być moŜe wzajemne oddziaływania cząstek ciemnej materii produkowałoby promieniowanie gamma "- dodaje Ajello.

Dokładniejsza analiza, głębsze badania za pomocą teleskopu Fermi być moŜe pozwolą astrofizykom wskazać odpowiedzialnych. Póki co, jedyne co moŜna powiedzieć na temat ekstragalaktycznego tła promieniowania gamma, to to co dawni kartografowie mówili na temat białych plam na swych mapach: -" tutaj baczcie na smoki." Źródła: NASA Fermi Gamma-ray Space Telescope: NASA's Fermi Probes "Dragons" of the Gamma-ray Sky Zdjęcie: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration Original press release follows: NASA's

29 z 125

Fermi Probes "Dragons" of the Gamma-ray Sky One of the pleasures of perusing ancient maps is locating regions so poorly explored that mapmakers warned of dragons and sea monsters.

Now, astronomers using NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope find themselves in the same situation as cartographers of old. A new study of the ever-present fog of gamma rays from sources outside our galaxy shows that less than a third of the emission arises from what astronomers once considered the most likely suspects -- blackhole-powered jets from active galaxies.

"Active galaxies can explain less than 30 percent of the extragalactic gamma-ray background Fermi sees," said Marco Ajello, an astrophysicist at the Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology (KIPAC), jointly located at SLAC National Accelerator Laboratory and Stanford University, Calif. "That leaves a lot of room for scientific discovery as we puzzle out what else may be responsible."

Ajello presented his findings Tuesday at a meeting of the American Astronomical Society's High-Energy Astrophysics Division in Waikoloa, Hawaii.

The sky glows in gamma rays even far away from bright sources, such as pulsars and gas clouds within our own Milky Way galaxy or the most luminous active galaxies. According to the conventional explanation,

this background glow represents the accumulated emission of a vast number of active galaxies that are simply too faint and too distant to be resolved as discrete gamma-ray sources.

"Thanks to Fermi, we now know for certain that this is not the case," Ajello said. A paper on the findings has been submitted to The Astrophysical Journal.

Active galaxies possess central black holes containing millions to billions of times the sun's mass. As matter falls toward the black hole, some of it becomes redirected into jets of particles traveling near the speed of light.

These particles can produce gamma rays in two different ways. When one strikes a photon of visible or infrared light, the photon can gain energy and become a gamma ray. If one of the jet's particles strikes the nucleus of a gas atom, the collision can briefly create a particle called a pion, which then rapidly decays into a pair of gamma rays.

Launched on June 11, 2008, the Fermi Gamma-ray Space Telescope is continually mapping the gamma-ray sky. The mission is a partnership between astrophysics and particle physics, developed in collaboration with NASA and the U.S. Department of Energy and including important contributions from academic institutions and partners in France, Germany, Italy, Japan, Sweden, and the U.S. The team analyzed data

acquired by Fermi's Large Area Telescope (LAT) during the observatory's initial year in space. The first challenge was eliminating emissions from our own galaxy.

"The extragalactic background is very faint, and it's easily confused with the bright emission from the Milky Way," said Markus Ackermann, another member of the Fermi LAT team at KIPAC who led the measurement study. "We have done a very careful job in separating the two components to determine the background's absolute level."

A separate paper describing the background measurement will appear in the March 12 issue of the journal Physical Review Letters.

Ajello and his colleagues then compared emissions from active galaxies that Fermi detected directly against the number needed to produce the observed extragalactic background. Between energies of 0.1 and 100 billion electron volts (GeV) -- or from about 100 million to 30 billion times the energy of visible light -- active galaxies turn out to be only minor players.

So, what else may contribute to the extragalactic gamma-ray background? "Particle acceleration occurring in normal star-forming galaxies is a strong contender," Ackermann explained. "So is particle acceleration during the final assembly of the large-scale structure we observe today, for example, where clusters of galaxies are merging together."

And there's always dark matter, the mysterious substance that neither produces nor obscures light but whose gravity corrals normal matter. "Dark matter may be a type of as-yet-unknown subatomic particle. If that's true, dark matter particles may interact with each other in a way that produces gamma rays," Ajello added.

Improved analysis and extra sky exposure will enable the Fermi team to address these potential contributions. For now, though, the best that can be said about the extragalactic gamma-ray background is: Here, there be dragons.

30 z 125

Tyran w galaktycznym miasteczku

W zasadzie o galaktykach moŜna myśleć jak o istotach społecznych, lubiących towarzystwo, grupy a często oddziałujących między sobą. Jednak nowe zdjęcie wykonane przez teleskop kosmiczny NASA/ESA Hubble Space Telescope pokazuje inną twarz niektórych galaktyk - Ŝarłocznych samotników.

Te nietypowe galaktyki, którym brakuje towarzystwa, stanowią dla astronomów zagadkę.

LeŜąca w odległości 500 milionów lat świetlnych od Ziemi galaktyka ESO 306-17 jest duŜą, jasną galaktyką eliptyczną leŜącą na południowym niebie. Galaktyka ta naleŜy do typu określanego mianem skamieniałości - terminu tego astronomowie uŜywają by podkreślić odizolowany charakter takich galaktyk. Jednak czy faktycznie są one skamieniałościami - pozostałościami po niegdyś aktywnym otoczeniu, czy teŜ ich historia jest bardziej dramatyczna - moŜe ESO 306-17 poŜarł swych sąsiadów ?

Grawitacja zbliŜa do siebie galaktyki i większe, pochłaniają mniejsze. Istnieją dowody Ŝe Droga Mleczna pochłonęła wiele mniejszych galaktyk, które zanadto się zbliŜyły. ESO 306-17 i inne skamieniałe galaktyki mogą być ekstremalnym przykładem galaktycznego kanibalizmu - systemów tak głodnych, Ŝe nie przerwały konsumpcji aŜ do momentu kiedy poŜarły wszystkich sąsiadów.

otoczona przez jeszcze większy obłok tajemniczej ciemnej materii - choć jak na razie nadal bezpośrednio nie udało się jej wykryć.

Przyglądając się z bliska ESO 306-17 moŜna dojrzeć słabe gromady gwiazd prześwitujące przez jasną poświatę ogromnego halo galaktyki.

Gromady te to gromady zamknięte, ciasno powiązane grupy gwiazd, którym często udaje się uniknąć strawienia w trzewiach wielkich galaktyk.

Badanie tych gromad pomoŜe astronomom odtworzyć historię ESO 306-17. Naukowcy wykorzystają to zdjęcie do poszukiwania ultrakompaktowych galaktyk karłowych. Te miniaturowe wersje galaktyk karłowych, które powstają gdy jądro galaktyki karłowej zostaje odarte z większości gwiazd przez poŜerającą je większą galaktyką. Do tej pory większość tego rodzaju galaktyk odkryto w sąsiedztwie olbrzymi galaktyk eliptycznych w duŜych gromadach galaktyk. Astronomów ciekawi, czy uda im się odnaleźć je w otoczeniu galaktyk skamieniałych. Źródła:

Na zdjęcie wykonanym przez kamerę ACS teleskopu Hubble ESO 306-17 zdaje się być otoczone przez inne galaktyki, jednak wydaje się, Ŝe wszystkie one leŜą znacznie dalej lub bliŜej niŜ nasz smakosz. W rzeczywistości więc ESO 306-17 leŜy opuszczona, jak wynika z badań przeprowadzonych przez obserwatoria rentgenowskie Chandra i XMM-Newton, zatopiona w ogromnym morzu gorącego gazu. Jest równieŜ

31 z 125

ESA: Bully galaxy rules the neighbourhood Zdjęcie: NASA, ESA & M. West (ESO) Original press release follows: Bully galaxy rules the neighbourhood In general, galaxies can be thought of as sociable, hanging out in groups and frequently interacting.

However, this recent

NASA/ESA Hubble Space Telescope image highlights how some galaxies appear to be hungry loners.

These cosmic oddities have set astronomers onto ‘the case of the missing neighbouring galaxies’. Located half a billion light-years from Earth, ESO 306-17 is a large, bright elliptical galaxy in the southern sky of a type known as a fossil group. Astronomers use this term to emphasise the isolated nature of these galaxies. However, are they like fossils – the last remnants of a once-active community – or is it more sinister than that? Did ESO 306-17 gobble up its next-door neighbours?

Gravity brings galaxies together and bigger ones swallow smaller ones. There is evidence that our own Milky Way galaxy has ‘snacked’ on numerous smaller galaxies that strayed too close. ESO 306-17 and other fossil groups may be the most extreme examples of galaxy cannibalism, ravenous systems that don't stop until they've devoured all of their neighbours.

In this image, taken by Hubble’s Advanced Camera for Surveys, it appears that ESO 306-17 is surrounded by other galaxies, but the bright galaxies at bottom left are probably in the foreground, not at the same distance in the sky. In reality, ESO 306-17 lies fairly abandoned in an enormous sea of hot gas according to studies conducted

32 z 125

by both ESA's XMM-Newton mission and NASA's Chandra X-ray Observatory. It is also thought to be surrounded by an even larger amount of mysterious dark matter, although no one has directly detected this yet.

When zooming in closely on ESO 306-17, faint clusters of stars can be seen through the bright shine of the galaxy's large halo. These are globular clusters: tightly bound groups of stars that can often fend off cannibalism from larger, bullying galaxies. Studying these surrounding clusters will prove helpful to astronomers in their pursuit to put the pieces of ESO 306-17's history together.

Researchers are also using this image to search for nearby ultra-compact dwarf galaxies. These are mini versions of dwarf galaxies that have been left with only their core after interaction with larger, more powerful galaxies. Most ultra-compact dwarfs discovered to date are near giant elliptical galaxies in large clusters of galaxies, so it will be interesting to see if researchers find similar objects in fossil groups.

Odkryto pierwszą z brakujących prymitywnych gwiazd

Astronomowie odkryli relikt pochodzący z młodego Wszechświata - gwiazdę, która być moŜe naleŜała do drugiej generacji gwiazd powstałych po Wielkim Wybuchu. LeŜąca w galaktyce karłowej Rzeźbiarza w odległości 290 000 lat świetlnych gwiazda ma skład chemiczny niezwykle podobny do najstarszych gwiazd Drogi Mlecznej. Jej obecność wskazuje na poprawność teorii, Ŝe równieŜ nasza Galaktyka przeszła fazę kanibalizmu, w której urosła do dzisiejszych rozmiarów pochłaniając galaktyki karłowe.

To był problem setki razy trudniejszy od szukania igły w stogu siana. Musieliśmy znaleźć igłę w stosie igieł

metalami określają wszystkie pierwiastki cięŜsze od wodoru i helu. PoniewaŜ metale są produktem gwiezdnej ewolucji były niezwykle rzadkie we wczesnym Wszechświecie - dlatego teŜ najstarsze gwiazd mają bardzo niską metaliczność.

Evan Kirby

"Gwiazda ta jest prawie tak stara jak sam Wszechświat "- mówi Anna Frebel z Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian (CfA), główny autor publikacji prezentującej odkrycie, która została przyjęta do druku na łamach Nature.

Galaktyki karłowe to małe obiekty, zawierają do kilku miliardów gwiazd - dla porównania, w Drodze Mlecznej są setki miliardów gwiazd.

Według części astronomów, duŜe galaktyki uzyskały obecne rozmiary w wyniku pochłaniania mniejszych galaktyk - w tym galaktyk karłowych.

"Gdybyśmy mogli zobaczyć w przyspieszonym tempie rozwój naszej galaktyki, ujrzelibyśmy rój karłowych galaktyk krąŜących na podobieństwo pszczół krąŜących wokół ula "- wyjaśnia Frebel. -" Wraz z upływem czasu, galaktyki te zderzałyby się ze sobą, ich gwiazdy mieszały budując coraz większą galaktykę - naszą Drogę Mleczną."

JeŜeli galaktyki karłowe rzeczywiście stanowią cegiełki, z których budowane są duŜe galaktyki, to w obu powinny istnieć te same rodzaje gwiazd, szczególnie dotyczy to starych, ubogich w cięŜsze pierwiastki (tzw. metale) gwiazd. Astronomowie

Stare gwiazdy w halo Drogi Mlecznej miewają metaliczność nawet 100 000 razy mniejszą od Słońca, które jest typową, młodą i bogatą w cięŜsze pierwiastki, gwiazdą. Jednak prowadzone od dekady poszukiwania gwiazd o ekstremalnie niskiej metaliczności w sąsiednich galaktykach karłowych do tej pory nie dawały efektów.

"Droga Mleczna zdawała się zawierać gwiazdy znacznie bardziej pierwotne niŜ jakakolwiek z gwiazd w galaktykach karłowych "- mówi Josh Simon z Obserwatoriów Carnegie Institutuion, współautor publikacji. -" JeŜeli galaktyki karłowe miały być oryginalnymi składnikami Drogi Mlecznej trudno było wyjaśnić, dlaczego nie zawierały podobnych gwiazd."

Zespół nabrał podejrzeń, Ŝe to metody wykorzystywane do poszukiwania ubogich w metale gwiazd były błędnie skonstruowane, co powodowało, Ŝe nie potrafiono ich zauwaŜyć.

NaleŜący do zespołu Evan Kirby, astronom z Caltech, opracował metodę pozwalającą określić przybliŜoną metaliczność dla duŜej grupy gwiazd jednocześnie co uczyniło poszukiwania niskometalicznych gwiazd znacznie bardziej efektywnymi.

"To był problem setki razy trudniejszy

33 z 125

od szukania igły w stogu siana. Musieliśmy znaleźć igłę w stosie igieł -" mówi Kirby. -" Przejrzeliśmy setki kandydatów zanim znaleźliśmy to, czego szukaliśmy."

Wśród gwiazd znalezionych w galaktyce karłowej Rzeźbiarza jedna, o jasności 18mag zwróciła na siebie uwagę. Spektroskopowe pomiary gwiazdy o numerze katalogowym S1020549, wykonane za pomocą teleskopu Magellan-Clay w obserwatorium Las Campanas w Chile, potwierdziły, Ŝe zawiera 6000 razy mniej metali od Słońca - pięć razy mniej niŜ wcześniejsze rekordzistki z galaktyk karłowych. Naukowcy zmierzyli całkowitą zawartość Ŝelaza, magnezu, wapnia i tytanu - ich ilość oraz proporcje przypominają te z najstarszych gwiazd w Drodze Mlecznej, w ten sposób po raz pierwszy zyskano obserwacyjne potwierdzenie teorii, Ŝe te galaktyczne relikty powstały pierwotnie w galaktykach karłowych. Źródła: Harvard-Smithsonian Center For Astrophysics: First of Missing Primitive Stars Discovered Ilustracja: David A. Aguilar (CfA) Original press release follows: First of Missing Primitive Stars Discovered Astronomers have discovered a relic from the early universe - a star that may have been among the second generation of stars to form after the

34 z 125

Big Bang. Located in the dwarf galaxy Sculptor some 290,000 light-years away, the star has a remarkably similar chemical make-up to the Milky Way's oldest stars. Its presence supports the theory that our galaxy underwent a "cannibal" phase, growing to its current size by swallowing dwarf galaxies and other galactic building blocks.

"This star likely is almost as old as the universe itself," said astronomer Anna Frebel of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, lead author of the Nature paper reporting the finding.

Dwarf galaxies are small galaxies with just a few billion stars, compared to hundreds of billions in the Milky Way. In the "bottom-up model" of galaxy formation, large galaxies attained their size over billions of years by absorbing their smaller neighbors.

"If you watched a time-lapse movie of our galaxy, you would see a swarm of dwarf galaxies buzzing around it like bees around a beehive," explained Frebel. "Over time, those galaxies smashed together and mingled their stars to make one large galaxy - the Milky Way." If dwarf galaxies are indeed the building blocks of larger galaxies, then the same kinds of stars should be found in both kinds of galaxies, especially in the case of old, "metal-poor" stars. To astronomers, "metals" are chemical elements heavier than hydrogen or helium.

Because they are products of stellar evolution, metals were rare in the early Universe, and so old stars tend to be metal-poor.

Old stars in the Milky Way's halo can be extremely metal-poor, with metal abundances 100,000 times poorer than in the Sun, which is a typical younger, metal-rich star. Surveys over the past decade have failed to turn up any such extremely metal-poor stars in dwarf galaxies, however.

"The Milky Way seemed to have stars that were much more primitive than any of the stars in any of the dwarf galaxies," says co-author Josh Simon of the Observatories of the Carnegie Institution. "If dwarf galaxies were the original components of the Milky Way, then it's hard to understand why they wouldn't have similar stars."

The team suspected that the methods used to find metal-poor stars in dwarf galaxies were biased in a way that caused the surveys to miss the most metal-poor stars. Team member Evan Kirby, a Caltech astronomer, developed a method to estimate the metal abundances of large numbers of stars at a time, making it possible to efficiently search for the most metal-poor stars in dwarf galaxies.

"This was harder than finding a needle in a haystack. We needed to find a needle in a stack of needles," said Kirby. "We sorted through hundreds of candidates to find our target."

Among stars

he found in the Sculptor dwarf galaxy was one faint, 18th-magnitude speck designated S1020549. Spectroscopic measurements of the star's light with Carnegie's Magellan-Clay telescope in Las Campanas, Chile, determined it to have a metal abundance 6,000 times lower than that of the Sun; this is five times lower than any other star found so far in a dwarf galaxy.

The researchers measured S1020549's total metal abundance from elements such as magnesium, calcium, titanium, and iron. The overall abundance pattern resembles those of old Milky Way stars, lending the first observational support to the idea that these galactic stars originally formed in dwarf galaxies.

The researchers expect that further searches will discover additional metal-poor stars in dwarf galaxies, although the distance and faintness of the stars pose a challenge for current optical telescopes. The next generation of extremely large optical telescopes, such as the proposed 24.5-meter Giant Magellan Telescope, equipped with high-resolution spectrographs, will open up a new window for studying the growth of galaxies through the chemistries of their stars.

In the meantime, says Simon, the extremely low metal abundance in S1020549 study marks a significant step towards understanding how our galaxy was assembled. "The original idea that the halo of the Milky Way was formed by destroying a lot of dwarf galaxies does indeed appear to be correct."

This release is being issued jointly with the Observatories of the Carnegie Institution.

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.

35 z 125

Największy i najgłębszy krater odsłania prehistoryczny KsięŜyc

Wkrótce po tym jak powstał KsięŜyc asteroida wbiła się w jego południową półkule Ŝłobią ogromny krater - basen AitkenBiegun Południowy (SPA - South Pole-Aitken) o średnicy prawie 2000 kilometrów i głębokości ponad 8 kilometrów. " To największy i najgłębszy krater na KsięŜycu - otchłań, w której moŜna by było zmieścić Stany Zjednoczone od Wschodniego WybrzeŜa po Teksas "- mówi Noah Petro z Centrum Lotów Kosmicznych NASA Goddard SFC. Uderzenie przebiło warstwy skorupy KsięŜyca rozrzucając jej fragmenty zarówno po jego powierzchni jak i wyrzucając część w przestrzeń. Ogromne ciepło wydzielone w trakcie zderzenia stopiło część dna krateru, zamieniając je w morze lawy.

To był jednak zaledwie pierwszy strzał.

Sądzimy, Ŝe centralna część Basenu Apollo ukazuje część dolnej skorupy KsięŜyca. JeŜeli mamy rację, to jest to jedno z niewielu miejsc na KsięŜycu, które umoŜliwiają nam zajrzenie głęboko w skorupę naszego satelity Noah Petro

Bombardowanie meteorytowe trwające miliardy lat naznaczyło powierzchnię KsięŜyca tysiącami kraterów o najróŜniejszych rozmiarach, i okryło powierzchnię zestaloną lawą, gruzem i pyłem. Ślady oryginalnej powierzchni - skorupy - są rzadki, a miejsca gdzie moŜna zajrzeć głęboko we wnętrze skorupy - jeszcze rzadsze.

Na szczęście wygląda na to, Ŝe krater leŜący na krawędzi basenu SPA moŜe dać naukowcom moŜliwość zajrzenia wgłąb skorupy. Krater - o nazwie Basen Apollo - powstał w wyniku uderzenia mniejszego obiektu, jednak ma średnicę około 500 kilometrów.

"To tak jakbyśmy zeszli do piwnicy u wykopali jeszcze głębszą dziurę "- mówi Petro. -" Sądzimy, Ŝe centralna część Basenu Apollo ukazuje część dolnej skorupy KsięŜyca. JeŜeli mamy rację, to jest to jedno z niewielu miejsc na KsięŜycu, które umoŜliwiają nam zajrzenie głęboko w skorupę naszego satelity - nie została ona tutaj przykryta przez materiał wulkaniczny

36 z 125

tak jak to miało miejsce w wielu innych regionach.

Podobnie jak geolog moŜe zrekonstruować historię Ziemi analizując przekrój przez warstwy skalne na ścianie kanionu, tak my moŜemy zacząć rekonstruować wczesną historię KsięŜyca badając to, co odkrywa przed nami Apollo."

Wyniki badań Presto przedstawił na spotkaniu Lunar and Planetary Science w Houston, w Teksasie, 4 marca.

Petro i jego zespół dokonali odkrycia za pomocą instrumentu M3 (Moon Minerology Mapper), instrumentu NASA, który znalazł się na pokładzie indyjskiej sondy księŜycowej Chandrayaan-1.

Analiza widma zebranego przez instrument wykazała, Ŝe części wnętrza Apollo mają podobny skład do przetopionych skał basenu SPA. W miarę zagłębiania się w KsięŜyc skorupa zawiera coraz większe stęŜenie Ŝelaza - kiedy powstał nasz satelita był w znacznej mierze płynny.

Minerały zawierające cięŜsze pierwiastki - takie jak Ŝelazo - tonęły kierując się w stronę jądra, a minerały z lŜejszymi pierwiastkami, takimi jak potas, sód czy krzem, wypływały tworząc pierwotną skorupę KsięŜyca.

"Asteroida, która utworzyła basen SPA najprawdopodobniej przebiła się przez skorupę do górnego płaszcza. Lawa udarowa, która zestalając się utworzyła centralną część posadzki SPA stanowi mieszankę tych wszystkich warstw.

Sądzimy, Ŝe powinna zawierać nieco

więcej Ŝelaza niŜ Apollo, poniewaŜ zderzenie weszło głębiej w KsięŜyc. To właśnie ukazały dane M3. Jednak widzimy w nich równieŜ, Ŝe części Apollo mają więcej Ŝelaza nić otaczające wyŜyny KsięŜyca. Wskazuje to, Ŝe Apollo odkrył warstwę skorupy, która leŜy pomiędzy tym co widzimy na powierzchni a najgłębszymi kraterami, takimi jak SPA." Dolna skorupa odsłonięta wewnątrz Apollo przetrwała zderzenie, które utworzyło SPA, poniewaŜ Apollo leŜy na krawędzi wielkiego basenu, setki kilometrów od jego centrum. Źródła: Centrum Lotów Kosmicznych Goddard: Biggest, Deepest Crater Exposes Hidden, Ancient Moon Zdjęcie: Japan Aerospace Exploration Agency/NASA Original press release follows: Biggest, Deepest Crater Exposes Hidden, Ancient Moon Shortly after the Moon formed, an asteroid smacked into its southern hemisphere and gouged out a truly enormous crater, the South Pole-Aitken basin, almost 1,500 miles across and more than five miles deep.

"This is the biggest, deepest crater on the Moon -an abyss that could engulf the United States from the East Coast through Texas," said Noah Petro of NASA’s Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md. The impact punched into the layers

37 z 125

of the lunar crust, scattering that material across the Moon and into space. The tremendous heat of the impact also melted part of the floor of the crater, turning it into a sea of molten rock.

That was just an opening shot. Asteroid bombardment over billions of years has left the lunar surface pockmarked with craters of all sizes, and covered with solidified lava, rubble, and dust.

Glimpses of the original surface, or crust, are rare, and views into the deep crust are rarer still.

Fortunately, a crater on the edge of the South Pole-Aitken basin may provide just such a view.

Called the Apollo Basin and formed by the later impact of a smaller asteroid, it still measures a respectable 300 miles across.

"It’s like going into your basement and digging a deeper hole," said Petro. "We believe the central part of the Apollo Basin may expose a portion of the Moon’s lower crust. If correct, this may be one of just a few places on the Moon where we have a view into the deep lunar crust, because it’s not covered by volcanic material as many other such deep areas are. Just as geologists can reconstruct Earth’s history by analyzing a cross-section of rock layers exposed by a canyon or a road cut, we can begin to understand the early lunar history by studying what’s being revealed in Apollo."

Petro

presents his result Thursday, March 4 during the Lunar and Planetary Science meeting in Houston, Texas.

Petro and his team made the discovery with the Moon Mineralogy Mapper (M3), a NASA instrument on board India’s Chandrayaan-1 lunarorbiting spacecraft. Analysis of the light (spectra) in images from this instrument revealed that portions of the interior of Apollo have a similar composition to the impact melt in the South Pole-Aitken (SPA) basin.

As you go deeper into the Moon, the crust contains minerals have greater amounts of iron. When the Moon first formed, it was largely molten. Minerals containing heavier elements, like iron, sank down toward the core, and minerals with lighter elements, like silicon, potassium, and sodium, floated to the top, forming the original lunar crust.

"The asteroid that created the SPA basin probably carved through the crust and perhaps into the upper mantle. The impact melt that solidified to form the central floor of SPA would have been a mixture of all those layers. We expect to see that it has slightly more iron than the bottom of Apollo, since it went deeper into the crust. This is what we found with M3. However, we also see that this area in Apollo has more iron than the surrounding lunar highlands, indicating Apollo has uncovered a layer of the lunar crust

between what is typically seen on the surface and that in the deepest craters like SPA," said Petro.

The lower crust exposed by Apollo survived the impact that created SPA probably because it was on the edge of SPA, several hundred miles from where the impact occurred, according to Petro.

Both SPA and Apollo are estimated to be among the oldest lunar craters, based on the large number of smaller craters superimposed on top of them. As time passes, old craters get covered up with new ones, so a crater count provides a relative age; a crater riddled with additional craters is older than one that appears relatively clean, with few craters overlying it. As craters form, they break up the crust and form a regolith, a layer of broken up rock and dust, like a soil on the Earth.

Although the Apollo basin is ancient and covered with regolith, it still gives a useful view of the lower crust because the smaller meteorite impacts that create most of the regolith don’t scatter material very far.

"Calculations of how the regolith forms indicate that at least 50 percent of the regolith is locally derived," said Petro. "So although what we’re seeing with M3 has been ground up, it still mostly represents the lower crust."

It’s likely Earth wasn’t spared the abusive asteroid bombardment experienced

38 z 125

by the Moon. Giant craters on other worlds across the solar system, including Mercury and Mars, indicate the rain from the heavens was widespread.

However, on Earth, the record of these events was rubbed out long ago. The crust gets recycled by plate tectonics and weathered by wind and rain, erasing ancient impact craters.

"The Apollo and SPA basins give us a window into the earliest history of the Moon, and the Moon gives us a window into the violent youth of Earth," said Petro.

The research was funded by NASA’s Discovery program, which conducts lower-cost, highly focused planetary science investigations designed to enhance our understanding of the solar system. M3 is managed by NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. Petro's team includes researchers from NASA Goddard, the University of Maryland, College Park, Brown University, Providence, R.I., Analytical Imaging and Geophysics, LLC, Boulder, Colo., the University of Tennessee, Knoxville, the Defense Advanced Research Projects Agency, Arlington, Va., and the Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Laurel, Md.

Rekordowo bliskie sobie gwiazdy

Korzystając z 10-metrowego teleskopu Keck I obserwatorium W.M.Kecka na szczycie Mauna Kea na Hawajach astronomowie zidentyfikowali rekordowo ciasny układ podwójny. System - HM Raka - składa się z dwóch gwiazd wirujących wokół siebie co 5,4 minuty - co jest zdecydowanie najkrótszym okresem orbitalnym jakiejkolwiek pary gwiazd.

Zespół,

Kiedy otrzymaliśmy pierwsze dane zebrane przez teleskop Keck, a szybka analiza ukazała okresowe przesuwanie się linii widmowych, wiedzieliśmy Ŝe się udało - ponad dziesięć lat od odkrycia w końcu udało się nam rozszyfrować naturę HM Raka Arne Rau

kierowany przez Gijsa Roelofsa z Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian wykorzystał spektrograf obrazujący niskiej rozdzielczości zainstalowany na teleskopie Keck I aby zbadać zmiany prędkości w liniach widmowych światła układu HM Raka. Zaobserwowane przemieszczanie linii w kierunku czerwieni a następnie błękitu, wynikające z efektu Dopplera pozwoliły naukowcom zmierzyć czas rotacji składników - wyniki badań zostały przyjęte do publikacji na łamach Astrophysical Journal Letters.

"Kiedy otrzymaliśmy pierwsze dane zebrane przez teleskop Keck, a szybka analiza ukazała okresowe przesuwanie się linii widmowych, wiedzieliśmy Ŝe się udało - ponad dziesięć lat od odkrycia w końcu udało się nam rozszyfrować naturę HM Raka "mówi Arne Rau z Instytutu Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka w Garching, kierujący obserwacjami Kecka.

Międzynarodowy zespół astronomów juŜ parę lat temu sugerował, Ŝe HM Raka to układ

39 z 125

podwójny dwóch martwych gwiazd (białych karłów) a obserwowany okres zmienności wynoszący 5,4 minuty wynika z okresu orbitalnego obiektów. "To niezwykle satysfakcjonujące ujrzeć, jak proponowany model zostaje potwierdzony obserwacyjnie, szczególnie, Ŝe wcześniejsze próby pokrzyŜowała pogoda "- mówi Daniel Steeghs z Uniwersytetu Warwick. Zespół próbował dokonać precyzyjnych pomiarów prędkości od 2005 roku.

HM Raka została odkryta w 1999 roku jako słabe źródło promieniowania rentgenowskiego przez niemieckiego satelitę ROSAT. Składają się nań dwa białe karły - wypalone jądra gwiazd podobnych do Słońca - zawierające wodór, węgiel i tlen pod ogromnym ciśnieniem. W 2001 roku dane rentgenowskie i optyczne pozwoliły nabrać podejrzeń iŜ obiekty te wirują wokół siebie ponad 11 razy na godzinę.

Jednak to oznaczałoby, Ŝe układ obu gwiazd musiałby być zaledwie około osiem razy większy od średnicy Ziemi - mniej więcej odpowiadając 1/4 odległości Ziemia - KsięŜyc, lub mniejszy.

Taki fizyczny model układu - bez dodatkowych danych - trudno było zaakceptować. Jednak leŜący w odległości 16 000 lat świetlnych układ jest niezwykle ciemny.

Aby określić z całą pewnością okres obiegu systemu astronomowie musieli wykorzystać największe teleskopy na Ziemi. "Ten rodzaj obserwacji określa obecnie górną granicę obecnych moŜliwości. Nie

tylko wymaga uŜycia największych teleskopów na świecie, ale równieŜ muszą one być wyposaŜone w najlepsze dostępne instrumenty "- mówi Paul Groot z Uniwersytetu Radboud Nijmegen (RUN) w Holandii.

W wyniku udanych obserwacji Kecka astronomowie zyskali nowe kosmiczne laboratorium do badania ewolucji gwiazd jak równieŜ ogólnej teorii względności. "Wiemy, Ŝe system ten mudiał powstać z dwóch normalnych gwiazd, które w jakiś sposób zbliŜyły się do siebie w trakcie dwóch epizodów transferu masy - jednak fizyka tego procesu jest słabo poznana "- mówi Gijs Neleman z RUN, dodając, Ŝe układ ten musi stanowić jeden z najefektywniejszych generatorów fal grawitacyjnych. -" Mamy nadzieję wykryć te zniekształcenia czasoprzestrzeni za pomocą satelity LISA. Od tej chwili HM Raka staje się jednym z głównych celów tej misji." Źródła: "Spectroscopic Evidence For a 5.4 Minute Orbital Period in HM Cancri", Astrophysical Journal Letters, 10/03, 2010 W.M.Keck Observatory: Keck telescope confirms smallest known star duo Warwick University: Most extreme white dwarf binary system found with orbit of

40 z 125

just 5 minutes Ilustracja: NASA/Tod Strohmayer (GSFC)/Dana Berry (Chandra X-Ray Observatory) Original press release follows: Keck telescope confirms smallest known star duo Astronomers using the W. M. Keck Observatory have identified the smallest known binary system to date. The system, called HM Cancri, consists of two dead stars that revolve around each other in 5.4 minutes, by far the shortest known orbital period of any pair of stars.

The team, led by Gijs Roelofs of the HarvardSmithsonian Center of Astrophysics, used the 10-meter Keck I telescope with its Low Resolution Imaging Spectrograph to study the velocity changes in the spectral lines in the light of HM Cancri. They observed that as the stars orbited each other, the system’s spectral lines shifted periodically from blue to red and back following the Doppler Effect.

With the velocity information, the astronomers were able to confirm the binary’s 5.4-minute period. The results appear in the March 10 Astrophysical Journal Letters.

“When the first data from the Keck telescope arrived, and our quick analysis showed the periodic shift of the spectral lines, we knew that we had succeeded. More than ten years after its discovery, we finally had deciphered the nature of HM Cancri,”

said Arne Rau of the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics in Garching, Germany, who led the observations at Keck.

The group of international astronomers proposed several years ago that HM Cancri was indeed an interacting binary consisting of two dead stars and that the 5.4 minute period observed was the orbital period. “It is very gratifying to see this model confirmed by our observations, especially since earlier attempts had been thwarted by bad weather,” said Daniel Steeghs of the University of Warwick, UK. The team had been trying to make precise velocity measurements to confirm the period since 2005.

HM Cancri was discovered in 1999 as a weak X-ray source in data from the German ROSAT satellite. It consists of two white dwarfs, burnt-out cinders of stars that were once similar to the Sun and contain a highly condensed form of helium, carbon and oxygen. In 2001, the X-ray, and also optical, data suggested that the two stars orbited each other in 5.4 minutes.

But this information suggested that the binary system was roughly eight times the diameter of the Earth—equivalent to a quarter of the distance between the Earth and the Moon—or smaller.

Astronomers were reluctant to accept this physical description of HM Cancri without additional evidence. But even at a distance

of 16,000 light years from Earth, the binary system shines only one millionth as bright as the faintest stars visible to the naked eye.

To determine with certainty the period of such a system, astronomers needed to use world’s largest telescopes to collect the additional evidence. “This type of observation is really at the limit of what is currently possible. Not only does one need the biggest telescopes in the world, but they also have to be equipped with the best instruments available,” said team member Paul Groot of the Radboud University Nijmegen in the Netherlands.

As a result of the successful observations with Keck, astronomers now have a new cosmic laboratory to study the evolution of stars as well as general relativity.

“We know the system must have come from two normal stars that somehow spiraled together in two earlier episodes of mass transfer, but the physics of this process is very poorly understood,” said Gijs Nelemans of the Radboud University who was also part of the team.

He added that the system must be one of the most copious emitters of gravitational waves. “We hope to detect these distortions of space-time directly with the future LISA satellite. HM Cancri will now be a cornerstone system for the mission,” he said.

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.

41 z 125

Lawa twórcą przynajmniej jednego z kanałów na Marsie

Płynąca lawa moŜe rzeźbić kanałay przypominające koryta rzek i kaniony wycięte w skałach przez wodę. Jacob Bleacher z Centrum Lotów Kosmicznych NASA Goddard przedstawił w czasie 41. konferencji Lunar and Planetary Science Conference przedstawił wyniki analizy, wskazujące na to, Ŝe w przypadku przynajmniej jednego meandrującego kanału na powierzchni Marsa to właśnie lawa była odpowiedzialna za jego powstanie. Dyskusja czy to woda, czy lawa, utworzyły kanały na Marsie toczy się od lat - jej ostateczne wyniki zapewne zawaŜą na ocenie szans na to, iŜ w przeszłości na Marsie mogło powstać Ŝycie. lawowych Hawajów "- wyjaśnia Bleacher.

"Aby

Aby zrozumieć czy Ŝycie, takie jakie znamy, mogło kiedykolwiek istnieć na Marsie musimy wiedzieć gdzie była, lub jest na nim, woda Jacob Bleacher

zrozumieć czy Ŝycie, takie jakie znamy, mogło kiedykolwiek istnieć na Marsie musimy wiedzieć gdzie była, lub jest na nim, woda "- mówi Bleacher. Geolodzy sądzą, Ŝe obecnie woda występująca na powierzchni Marsa jest albo w postaci lodu związanego w gruncie, albo w czapach lodowych na biegunach planety. Część naukowców wskazuje na dowody, Ŝe w przeszłości woda w postaci płynnej przepływała po powierzchni Czerwonej Planety i tworzyła zbiorniki. Występowanie wody w tej postaci znacznie zwiększa szanse, Ŝe w przeszłości istniały tam organizmy Ŝywe.

Jednym z wysuwanych argumentów za występowaniem wody w formie płynnej jest obecność na zdjęciach Marsa form topograficznych przypominających te, tworzone w wyniku erozji wodnej: tarasowe ściany kanałów, obecność małych wysp, rozdzielające się i łączące kanały.

"UwaŜa się, Ŝe są to jednoznaczne dowody erozji rzecznej "- mówi Bleacher. UwaŜa się jednocześnie, Ŝe lawa nie tworzy tak subtelnie rzeźbionych form topograficznych. Miast tego naukowcy "mają obraz wielkich, otwartych kanałów

42 z 125

Zespół Bleachera przeprowadził szczegółowe badania kanały na południowo zachodnim stoku wulkanu Ascraeus Mons, jednym z trzech składających się na masyw Tharsis Montes. Aby zbadać kanał na długości ponad 270 kilometrów zespół wykorzystał obrazy zebrane przez trzy instrumenty: Thermal Emission Imaging System (THEMIS), kamery Context Imager (CTX) i High/Super Resolution Stereo Color (HRSC) oraz wcześniej zebrane za pomocą Laser Altimeter (MOLA) na pokładzie sondy Mars Orbiter dane wysokościowe. Razem dane te dostarczyły bardziej szczegółowych obrazów powierzchni niŜ wcześniejsze obserwacje.

PoniewaŜ płyn, który stworzył ten i inne kanały na zboczach Ascraeus Mons dawno temu zniknął jego natura jest trudna do odgadnięcia, jednak wskazówki widoczne u źródeł kanału wskazywały na wodę. Wśród nich były małe wyspy, kanały boczne oddzielające się, a następnie ponownie łączące z głównym kanałem, oraz zerodowane ściany na łukach kanału.

Drugi koniec kanału nie był wcześniej badany z tą dokładnością. W tym regionie Bleacher i członkowie jego zespołu dostrzegli grzbiet, z którego zdaje się wypływała lawa. W niektórych częściach "kanał jest zadaszony tak, jak tuba lawowa, a wzdłuŜ zadaszenia widzimy kilka kominów "- otworów, przez które lawa

jest wyciskana z tuby tworząc nieduŜe struktury.

Tego rodzaju formy topograficzne nie powstają w przypadku kanałów tworzonych przez wodę.

Bleacher wskazuje, Ŝe mało prawdopodobne jest, by jeden koniec kanału powstał w wyniku działania wody, a drugi - lawy. Raczej - wskazuje - cały kanał uformowała lawa.

Aby zbadać jakie formy topograficzne moŜe utworzyć płynąca lawa Bleacher wraz z W. Brent Garry i Jimem Zimbelman z Smithsonian Institution przyjrzeli się szczegółowo mającemu 51 km długości wypływowi lawy z erupcji Mauna Loa z 1859 roku. Ich głównym celem była wyspa o długości blisko kilometra leŜąca na środku kanału znacznie większa, niŜ typowe wyspy w kanałach lawy. Aby ją zbadać naukowcy wykorzystali róŜnicowy GPS dają dokładność rzędu 3 - 5 cm.

"Znaleźliśmy tarasowe ściany wewnątrz kanałów, odchodzące od głównego kanału mniejsze kanały, które znikały, inne, które wracały do głównego kanału oraz pionowe ściany o wysokości 9 metrów "- mówi Bleacher. -" Tak więc tutaj, wewnątrz czegoś o czym wiemy z pewnością iŜ zostało wyrzeźbione przez lawę, znaleźliśmy większość form topograficznych, które uwaŜano za cechy charakterystyczne dla kanałów Marsa utworzonych przez wodę."

Nowe wyniki stanowią "mocne dowody, Ŝe płynna lawa moŜe tworzyć kanały wyglądające jak utwory wyrzeźbione przez wodę "- mówi Zimbelman. -" Zatem

43 z 125

nie powinniśmy od razu stwierdzać, Ŝe coś stworzyła woda, kiedy na innej planecie, szczególnie na obszarze wulkanicznym takim jak ten wokół Tharsis Montes, widzimy takie kanały."

Dodatkowe dowody na to, Ŝe takie formy mogły zostać stworzone przez płynącą lawę dostarczyły badania szczegółowych zdjęć kanałów Mare Imbrium - ciemnego obszaru na KsięŜycu, który jest wielki kraterem, wypełnionym przez prehistoryczną lawę. RównieŜ na tych zdjęciach naukowcy odnaleźli kanały o tarasowych ścianach, rozdzielające się na mniejsze kanały.

Wnioski, Ŝe to lawa prawdopodobnie stworzyła badany kanał na Marsie "są istotne nie tylko dla geologicznej ewolucji Ascraeus Mons ale dla całego wypiętrzenia Tharsis "- mówi Andy de Wet, współautor badań z Franklin & Marshall College. -" MoŜe mieć równieŜ jakiś wpły na ocenę sugerowanego powszechnego udziały płynnej wody w ewolucji Marsa."

Bleacher zauwaŜa, Ŝe wnioski zespołu nie wykluczają moŜliwości występowania na Marsie płynącej wody, czy obecności innych kanałów wyrzeźbionych przez wodę. "Jednak to czego się nauczyliśmy to to, Ŝe nie wolno nie doceniać moŜliwości przepływającej lawy "- mówi Bleacher. -" MoŜe ona stworzyć wiele rzeczy o jakie nawet byśmy jej nie podejrzewali." Źródła:

target="_blank">NASA: Lava likely made river-like channel on Mars Zdjęcie: Jacob Bleacher Original press release follows: Lava likely made river-like channel on Mars Slowing lava can carve or build paths very much like the riverbeds and canyons etched by water, and this probably explains at least one of the meandering channels on the surface of Mars. These results were presented on March 4, 2010 at the 41st Lunar and Planetary Science Conference by Jacob Bleacher at NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. Whether channels on Mars were formed by water or by lava has been debated for years, and the outcome is thought to influence the likelihood of finding life there.

"To understand if life, as we know it, ever existed on Mars, we need to understand where water is or was," says Bleacher. Geologists think that the water currently on the surface of Mars is either held in the soil or takes the form of ice at the planet's north and south poles. But some researchers contend that water flowed or pooled on the surface sometime in the past; water in this form is thought to increase the chance of some form of past or present life.

One of the lines of support for the idea that water once flowed on Mars comes from images

that reveal details resembling the erosion of soil by water: terracing of channel walls, formation of small islands in a channel, hanging channels that dead-end and braided channels that branch off and then reconnect to the main branch. "These are thought to be clear evidence of fluvial [waterbased] erosion on Mars," Bleacher says.

Lava is generally not thought to be able to create such finely crafted features. Instead, "the common image is of the big, open channels in Hawaii," he explains.

Bleacher and his colleagues carried out a careful study of a single channel on the southwest flank of Mars' Ascraeus Mons volcano, one of the three clustered volcanoes collectively called the Tharsis Montes. To piece together images covering more than 270 kilometers (~168 miles) of this channel, the team relied on high-resolution pictures from three cameras—the Thermal Emission Imaging System (THEMIS), the Context Imager (CTX) and the High/Super Resolution Stereo Color (HRSC) imager—as well as earlier data from the Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). These data gave a much more detailed view of the surface than previously available.

Because the fluid that formed this and other Ascraeus Mons channels is long-gone, its identity has been hard to deduce, but the visual clues at the source of the channel seem to

44 z 125

point to water. These clues include small islands, secondary channels that branch off and rejoin the main one and eroded bars on the insides of the curves of the channels.

But at the channel's other end, an area not clearly seen before, Bleacher and colleagues found a ridge that appears to have lava flows coming out of it. In some areas, "the channel is actually roofed over, as if it were a lava tube, and lined up along this, we see several rootless vents," or openings where lava is forced out of the tube and creates small structures, he explains. These types of features don't form in water-carved channels, he notes.

Bleacher argues that having one end of the channel formed by water and the other end by lava is an "exotic" combination. More likely, he thinks, the entire channel was formed by lava.

To find out what kinds of features lava can produce, Bleacher, along with W. Brent Garry and Jim Zimbelman at the Smithsonian Institution in Washington, examined the 51-kilometer (~32 mile) lava flow from the 1859 eruption of Mauna Loa on the Big Island of Hawaii. Their main focus was an island nearly a kilometer long in the middle of the channel; Bleacher says this is much larger than islands typically identified within lava flows. To survey the island, the team used differential GPS, which provides location information to

within about 3 to 5 centimeters (1.1 to 1.9 inches), rather than the roughly 3 to 5 meters (9.8 to 16.4 feet) that a car's GPS can offer.

"We found terraced walls on the insides of these channels, channels that go out and just disappear, channels that cut back into the main one, and vertical walls 9 meters (~29 feet) high," Bleacher says. "So, right here, in something that we know was formed only by flowing lava, we found most of the features that were considered to be diagnostic of water-carved channels on Mars."

The new results make "a strong case that fluid lava can produce channels that look very much like water-generated features," says Zimbelman. "So, we should not jump to a water-related conclusion when we see such channels on other planets, particularly in volcanic terrain such as that around the Tharsis Montes volcanoes."

Further evidence that such features could be created by lava flows came from the examination of a detailed image of channels from the Mare Imbrium, a dark patch on the moon that is actually a large crater filled with ancient lava rock. In this image, too, the researchers found channels with terraced walls and branching secondary channels.

The conclusion that lava probably made the channel on Mars "not only has implications for the geological evolution of the Ascraeus Mons but

also the whole Tharsis Bulge [volcanic region]," says Andy de Wet, a co-author at Franklin & Marshall College, Lancaster, Penn. "It may also have some implications for the supposed widespread involvement of water in the geological evolution of Mars."

Bleacher notes that the team's conclusions do not rule out the possibility of flowing water on Mars, nor of the existence of other channels carved by water. "But one thing I've learned is not to underestimate the way that liquid rock will flow," he says. "It really can produce a lot of things that we might not think it would."

Philip Christensen of Arizona State University is the principal investigator for the THEMIS instrument on the Mars Odyssey orbiter, and Mike Malin of Malin Space Science Systems is the principal investigator for the CTX instrument aboard the Mars Reconnaissance Orbiter. Both missions are managed by NASA’s Jet Propulsion Laboratory (JPL), Pasadena, Calif. MOLA was aboard the Mars Global Surveyor, built by JPL. HRSC is aboard the European Space Agency's Mars Express spacecraft.

Elizabeth Zubritsky NASA's Goddard Space Flight Center

45 z 125

Dynamika marsjańskich wydm

Wzory tworzone przez większe i mniejsze wydmy są jednymi z najbardziej niezwykłych krajobrazów fotografowanych przez kamery na pokładzie sond okrąŜających Marsa. Badania nad tym, czy są one formami stacjonarnymi czy dynamicznymi trwają od ponad dziesięciu lat. Badania te pokazują, jak bardzo zróŜnicowana jest Czerwona Planeta - w jednym regionie naukowcy odkryli przemieszczające się wydmy, podczas gdy w innym nie zmieniły one połoŜenia od przynajmniej 100 000 kat.

Dwie

Im dłuŜej patrzymy na Marsa z dokładnością, którą dają nam obecne instrumenty, w tym większym stopniu dostrzegamy jak róŜnorodna jest to planeta Alfred McEwen

prezentacje przedstawione podczas 41. konferencji Lunar and Planetary Sciences Conference w tym tygodniu pokazują, Ŝe odpowiedź na pytanie, czy wydmy na Marsie są tworami stacjonarnymi czy dynamicznymi, zeleŜy od badanego regionu. Oba zespoły wykorzystały zdjęcia wykonane przez kamerę wysokiej rozdzielczości HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) na pokładzie sondy NASA MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) umoŜliwiającej badanie obiektów o rozmiarach około 1 metra.

Zespół Simone Silvestro z International Research School of Planetary Sciences na włoskim Uniwersytecie G. d'Annunzio badał migrację zmarszczek na ciemnych wydmach w regionie Nili Patera na północnej półkuli Marsa. Porównali oni obrazy wykonane 13 października 2007 roku ze zdjęciami z 20 czerwca 2007 roku. Większość badanych wydm ma tutaj setki metrów długości. Na ich powierzchni tworzą się wzoy drobniejszych, rozmieszczonych równolegle co kilka metrów zmarszczek.

Szczegółowa analiza zdjęć ukazała miejsca,

46 z 125

w których zmarszczki na powierzchni wym przemieściły się pomiędzy zdjęciami o około 2 metry - to największe przemieszczenie zmarszczki lub wydmy jakie do tej pory zmierzono na powierzchni Czerwonej Planety. Naukowcy zauwaŜyli równieŜ zmiany w kształcie krawędzi wydm. "Ciemne wydmy w tej części Marsa są aktywne w obecnym klimacie "- mówi Silvestro. -" Fascynujące jest to, Ŝe mamy tak wysokiej rozdzielczości zdjęcia umoŜliwiające dokonanie porównań przestawiających Marsa jako aktywny świat."

Zespół Matthewa Golombeka z Laboratorium Napędu Rakietowego NASA JPL badał zmarszczki w regionie Meridiani Planum na półkuli południowej, w rejonie badanym od 2004 roku przez łazika Opportunity. W badaniach obszaru o powierzchni około 23 kilometrów kwadratowych wykorzystano zarówno dane zebrane przez Opportunity jak i zdjęcia kamery HiRISE. Badanie zmarszczek na krawędziach kraterów pozwala wykazać, czy zmarszczki te istniały w momencie powstania kraterów, czy przemieściły się w jego sąsiedztwo później.

"Zdjęcia HiRISE są tak dobre, Ŝe moŜna na ich podstawie ocenić, czy krater jest młodszy od migracji zmarszczek "- mówi Golombek. -" Na badanym obszarze jest wystarczająca ilość kraterów w róŜnym wieku, Ŝe moŜemy wskazać, iŜ ostatnia migracja wydm w tym rejonie miała miejsce ponad 100 000 lat temu, ale mniej niŜ 300 000

lat temu." Rower Opportunity zarejestrował fakt iŜ wiatr przemieszcza piach i pył nad równiną Meridiani - jego ślady, zaznaczone na powierzchni Marsa kilka miesięcy wcześniej były częściowo zasypane.

Golombek proponuje wyjaśnienie faktu, dlaczego w regionie Meridiani wydmy są statyczne pomimo wiatru, podczas gdy w innych miejscach na Marsie przemieszczają się. Opprotunity dostarczył zdjęć, na których widać iŜ długie zmarszczki tam obserwowane są okryte odpornymi na erozję kamykami, którym naukowcy nadali przydomek "jagód" gdy odkryto je w miejscu lądowania. Kamyki te, o średnicy od 1 do 3mm być moŜe są zbyt duŜe, by mógł unieść je wiatr.

"Jagódki zdają się tworzyć warstwę, która chroni mniejsze ziarna piasku poniŜej przed oddziaływaniem wiatru "- mówi Golombek.

Kierujący eksperymentem HiRISE Alfred McEwen z Uniwersytetu Arizona podsumowuje: -" Im dłuŜej patrzymy na Marsa z dokładnością, którą dają nam obecne instrumenty, w tym większym stopniu dostrzegamy jak róŜnorodna jest to planeta." Źródła: NASA JPL: Mars Dunes: On the Move?

Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/International Research School of Planetary Sciences Original press release follows: Mars

47 z 125

Dunes: On the Move?

New studies of ripples and dunes shaped by the winds on Mars testify to variability on that planet, identifying at least one place where ripples are actively migrating and another where the ripples have been stationary for 100,000 years or more.

Patterns of dunes and the smaller ripples present some of the more visually striking landforms photographed by cameras orbiting Mars.

Investigations of whether they are moving go back more than a decade.

Two reports presented at the 41st Lunar and Planetary Sciences Conference near Houston this week make it clear that the answer depends on where you look. Both reports used images from the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter, which allows examination of features as small as about a meter, or yard, across.

One report is by Simone Silvestro of the International Research School of Planetary Sciences at Italy's G. d'Annunzio University, and his collaborators. They investigated migration of ripples and other features on dark dunes within the Nili Patera area of Mars' northern hemisphere.

They compared an image taken on Oct. 13, 2007, with another of the same dunes taken on June 30, 2007. Most of the dunes in the study area are hundreds of meters long.

Ripples form patterns on the surfaces of the dunes, with crests of roughly parallel ripples spaced a few meters apart.

Careful comparison of the images revealed places where ripples on the surface of the dunes had migrated about 2 meters (7 feet) -- the largest movement ever measured in a ripple or dune on Mars. The researchers also saw changes in the shape of dune edges and in streaks on the downwind faces of dunes.

"The dark dunes in this part of Mars are active in present-day atmospheric conditions," Silvestro said. "It is exciting to have such high-resolution images available for comparisons that show Mars as an active world."

The other report is by Matthew Golombek of NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif., and collaborators. They checked whether ripples have been moving in the southernhemisphere area of Mars' Meridiani Planum where the Mars Exploration Rover Opportunity has been working since 2004. They used observations by Opportunity as well as by HiRISE, surveying an area of about 23 square kilometers (9 square miles). Examination of ripples at the edges of craters can show whether the ripples were in place before the crater was excavated or moved after the crater formed.

"HiRISE images are so good, you can tell if a crater is younger than the ripple migration," Golombek

said. "There's enough of a range of crater ages that we can bracket the age of the most recent migration of the ripples in this area to more than 100,000 years and probably less than 300,000 years ago."

Winds are still blowing sand and dust at Meridiani. Opportunity has seen resulting changes in its own wheel tracks revisited several months after the tracks were first cut.

Golombek has a hypothesis for why the ripples at Meridiani are static, despite winds, while those elsewhere on Mars may be actively moving. Opportunity has seen that the long ripples in the region are covered with erosion-resistant pebbles, nicknamed "blueberries," which the rover first observed weathering out of softer matrix rocks beside the landing site. These spherules -- mostly about 1 to 3 millimeters (0.04 to 0.12 inches) in diameter -- may be too large for the wind to budge.

"The blueberries appear to form a armoring layer that shields the smaller sand grains beneath them from the wind," he said.

HiRISE Principal Investigator Alfred McEwen, of the University of Arizona, Tucson, said, "The more we look at Mars at the level of detail we can now see, the more we appreciate how much the planet differs from one place to another."

The Mars Reconnaissance Orbiter and the Mars Exploration Rover missions are managed by JPL for NASA's Science Mission Directorate in Washington.

Lockheed Martin Space Systems in Denver was the prime contractor for the orbiter and supports its operations. The University of Arizona operates the HiRISE camera, which was built by Ball Aerospace & Technologies Corp., Boulder, Colo.

48 z 125

ZłoŜona chemia Oriona

Obserwatorium Kosmiczne Europejskiej Agencji Kosmicznej Herschel zdobyło chemiczny "odcisk palca" Wielkiej Mgławicy Oriona wskazując, Ŝe w tej najbliŜszej wielkiej fabryce gwiazd istnieją cząstki niezbędne do powstania Ŝycia. Nowe dane, zebrane przez instrument heterodynowy do badań dalekiej podczerwieni - jeden z trzech innowacyjnych instrumentów obserwatorium - ukazują jak niezwykłą kopalnię informacji o powstawaniu cząsteczek organicznych w kosmosie jest Herschel.

Mgławica Oriona jest uwaŜana za jedną z najwydajniejszych fabryk chemicznych w kosmosie, choć nadal pełnia jej moŜliwości jak równieŜ mechanizmy prowadzące do powstania złoŜonych związków pozostają nie w pełni wyjaśnione. Analizując wzór maksimów w uzyskanym widmie astronomowie zidentyfikowali wiele cząstek stanowiących prekursory bardziej złoŜonych związków, niezbędnych do powstania Ŝycia. Wśród potwierdzonych związków są woda, tlenek węgla, formaldehyd, alkohol metylowy, etan, eter, cyjanek wodoru, oraz tlenek i ditlenek siarki.

instruments -- demonstrates the gold mine of information that Herschel will provide on how organic molecules form in space.

The Orion nebula is known to be one of the most prolific chemical factories in space, although the full extent of its chemistry and the pathways for molecule formation are not well understood. By sifting through the pattern of spikes in the new data, called a spectrum, astronomers have identified a few common molecules that are precursors to life-enabling molecules, including water, carbon monoxide, formaldehyde, methanol, dimethyl ether, hydrogen cyanide, sulfur oxide and sulfur dioxide.

Źródła: NASA JPL: Herschel Finds Possible Life-Enabling Molecules in Space Ilustracja: ESA/HEXOS/konsorcum HIFI, E Bergin Original press release follows: Herschel Finds Possible Life-Enabling Molecules in Space The Herschel Space Observatory has revealed the chemical fingerprints of potentially life-enabling organic molecules in the Orion nebula, a nearby stellar nursery in our Milky Way galaxy. Herschel is led by the European Space Agency with important participation from NASA. The new data, obtained with the telescope's heterodyne instrument for the far infrared -- one of Herschel's three innovative

49 z 125

Herschel is a European Space Agency cornerstone mission, with science instruments provided by a consortia of European institutes and with important participation by NASA. NASA's Herschel Project Office is based at NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. JPL contributed mission-enabling technology for two of Herschel's three science instruments. The NASA Herschel Science Center, part of the Infrared Processing and Analysis Center at the California Institute of Technology in Pasadena, supports the United States astronomical community. Caltech manages JPL for NASA.

Remont czas zacząć

Rozpoczął się remont ogromnej, 70. metrowej anteny sieci głębokiego nieba NASA Deep Space Network w Goldstone.

Konserwacja anteny, która od 40 lat słuŜy do komunikacji z najdalszymi sondami wysłanymi przez NASA ma polega na wymianie część hydrostatycznego łoŜyskowania anteny, które umoŜliwia jej obrót wokół osi pionowej. Rygorystyczne plany obejmują uniesienie waŜącego około 4 miliony kilogramów, precyzyjnego instrumentu naukowego na wysokość około 5mm tak, by moŜliwa była wymiana stalowej prowadnicy oraz ścian, które ją podtrzymują. Będzie to pierwsza tego typu operacja przeprowadzona na antenie "Mars". Remont, którego koszty szacuje się na 1,25 miliona dolarów, ma przedłuŜyć Ŝycie łoŜyska o kolejne 20 lat.

"Antena ta od 40 lat jest koniem

Antena ta od 40 lat jest koniem roboczym NASA/JPL. Stanowiła krytyczne łącze dla tuzina misji umoŜliwiając badania naukowe, które wzbogaciły umysły i serca kilku generacji. Mamy zamiar umoŜliwić jej dalszą pracę.

Alaudin Bhanji

roboczym NASA/JPL "- mówi Alaudin Bhanji, zarządzający siecią Deep Space Network w JPL. -" Stanowiła krytyczne łącze dla tuzina misji umoŜliwiając badania naukowe, które wzbogaciły umysły i serca kilku generacji. Mamy zamiar umoŜliwić jej dalszą pracę."

Ze względu na skalę problemu naprawy będą prowadzone ostroŜnie i powoli - termin zakończenia prac zaplanowano na początek listopada. W tym czasie pracownicy wymienią równieŜ łoŜyska elewacji - osi poziomej, umoŜliwiającej obrót teleskopu w górę i w dół.

Sieć teleskopów nadal będzie w stanie objąć łącznością wszystkie dalekie misje dzięki maksymalizacji wykorzystania pozostałych dwóch 70 metrowych anten głębokiego kosmosu w Madrycie w Hiszpanii i w Canberra w Australii, oraz połączeniu ze sobą grupy mniejszych, 34-metrowych anten.

NASA zbudowała antenę Mars w momencie gdy misje zaczęły opuszczać orbitę Ziemi i konieczne było stworzenie potęŜniejszych anten

50 z 125

do komunikacji. Antena w Goldstone była pierwszą z ogromnych anten zaprojektowanych do odbioru słabych sygnałów, i jednocześnie wysyłania bardzo silnych sygnałów w kosmos.

Pierwotnie, gdy została oddana do uŜytku w 1966 roku miała średnicę 64 metrów, którą zwiększono do 70 metrów w 1988 roku gdy konieczna stała się komunikacja z Voyagerem 2 w trakcie przelotów obok Neptuna i Urana.

Choć oficjalnie nosi oznaczenie Stacji Głębokiego Nieba nr 14, przydomek Mars zyskała dzięki pierwszej misji - śledzenia sondy Mariner 4, która zniknęła z zasięgu mniejszych anten w trakcie historycznego przelotu obok Marsa. W swej historii antena brała udział w misjach takich jak Pioneer, Cassini czy oba rowery badające obecnie Marsa. Pomagała równieŜ w badaniu bliskich planet, asteroid i komet odbijając od nich potęŜne sygnały radarowe.

Płaska, stabilna podstawa jest krytycznie istotna dla anteny Mars podczas powolnego obrotu gdy śledzi sondy. Trzy stalowe wsporniki podpierają wagę obracającej się konstrukcji anteny oraz wyposaŜenia komunikacyjnego. Wsporniki te ślizgają się po cienkiej warstwie oleju - grubości około 0,25 mm - wytwarzanej przez system hydrauliczny. W trakcie kilkudziesięciu lat pracy olej powoli przesączał się przez elementy łoŜyska degradując trwałość cementu w obudowie podtrzymującej szynę. W końcu zarządzający anteną

zdecydowali, Ŝe naleŜy skończyć z cotygodniowym poprawianiem podkładek pod szyną pozwalającym utrzymać ją poziomo, konieczna jest wymiana całego układu wspornikowego wraz z szyną.

"Podobnie jak w kaŜdej duŜej, obracającej się konstrukcji, która przez 40 lat pracowała prawie bez przerwy 24 godziny na dobę, 7 dni w tygodniu w końcu konieczna stała się wymiana waŜnych części "- mówi Wayne Sible z JPL. -" Musimy wymienić zuŜyte części aby zyskać kolejne 20 lat cennego Ŝycia tego narodowego skarbu."

W ciągu kolejnych kilku miesięcy pracownicy umieszczą nową epoksydową zaprawę, odporną na działanie oleju, jak równieŜ wymienią tor na grubszy, z lepiej zabezpieczonymi spoinami. Zanim antena zostanie ponownie włączona, jej ruch obrotowy zostanie dokładnie sprawdzony.

"Projekt wymiany toru opracowywaliśmy przez blisko dwa lata "- mówi Peter Hames z JPL. -" Testowaliśmy nowoczesne zaprawy epoksydowe, które nie były dostępne, gdy budowano antenę.

Poprawiliśmy projekt szyny i zaprojektowaliśmy proces wymiany tak, by moŜna go było przeprowadzić bez konieczności demontaŜu anteny.

Musieliśmy sprawdzić proces, by mieć pewność, Ŝe jest zarówno bezpieczny jak i praktyczny." Źródła: NASA JPL: Historic

51 z 125

Deep Space Network Antenna Starts Major Surgery Zdjęcie: NASA/JPL Original press release follows: Historic Deep Space Network Antenna Starts Major Surgery Like a hard-driving athlete whose joints need help, the giant "Mars antenna" at NASA's Deep Space Network site in Goldstone, Calif. has begun major, delicate surgery. The operation on the historic 70-meter-wide (230-foot) antenna, which has received data and sent commands to deep space missions for over 40 years, will replace a portion of the hydrostatic bearing assembly. This assembly enables the antenna to rotate horizontally.

The rigorous engineering plans call for lifting about 4 million kilograms (9 million pounds) of finely tuned scientific instruments a height of about 5 millimeters (0.2 inches) so workers can replace the steel runner, walls and supporting grout. This is the first time the runner has been replaced on the Mars antenna.

The operation, which will cost about $1.25 million, has a design life of 20 years.

"This antenna has been a workhorse for NASA/JPL for over 40 years," said Alaudin Bhanji, Deep Space Network Project manager at NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. "It has provided a critical lifeline to dozens of missions, while enabling scientific results that have

enriched the hearts and minds of generations. We want it to continue doing so."

The repair will be done slowly because of the scale of the task, with an expected completion in early November. During that time, workers will also be replacing the elevation bearings, which enable the antenna to track up and down from the horizon. The network will still be able to provide full coverage for deep space missions by maximizing use of the two other 70-meter antennas at Deep Space complexes near Madrid, Spain, and Canberra, Australia, and arraying several smaller 34-meter (110-foot) antennas together.

NASA built the Mars antenna when missions began venturing beyond the orbit of Earth and needed more powerful communications tools. The Mars antenna was the first of the giant antennas designed to receive weak signals and transmit very strong ones far out into space, featuring a 64-meter-wide (210-foot) dish when it became operational in 1966. (The dish was upgraded from 64 to 70 meters in 1988 to enable the antenna to track NASA's Voyager 2 spacecraft as it encountered Neptune and Uranus.)

While officially dubbed Deep Space Station 14, the antenna picked up the Mars name from its first task: tracking the Mariner 4 spacecraft, which had been lost by smaller antennas after its historic flyby of Mars. Through its history, the

Mars antenna has supported missions including Pioneer, Cassini and the Mars Exploration Rovers. It received Neil Armstrong's famous communiquĂŠ from Apollo 11: "That's one small step for man. One giant leap for mankind." It has also helped with imaging nearby planets, asteroids and comets by bouncing its powerful radar signal off the objects of study.

A flat, stable surface is critical for the Mars antenna to rotate slowly as it tracks spacecraft. Three steel pads support the weight of the antenna rotating structure, dish and other communications equipment above the circular steel runner. A film of oil about the thickness of a sheet of paper -- about 0.25 millimeters (0.010 inches) -- is produced by a hydraulic system to float the three pads.

After decades of constant use, oil has seeped through the runner joints, slowly degrading the structural integrity of the cement-based grout that supports it.

Rather than continuing on a weekly schedule to adjust shims underneath the runner to keep it flat, Deep Space Network managers decided to replace the whole runner assembly.

"As with any large, rotating structure that has operated almost 24 hours per day, seven days per week for over 40 years, we eventually have to replace major elements," said Wayne Sible, the network's deputy project manager at JPL. "We need to replace

52 z 125

those worn parts so we can get another 20 years of valuable service from this national treasure."

Over the next few months, workers will lay a new epoxy grout that is impervious to oil and fit the antenna with a thicker runner with more tightly sealed joints. They will then test that the rotation is smooth before turning the antenna back on again.

"The runner replacement task has been in development for close to two years," said JPL's Peter Hames, who is responsible for maintaining the network's antennas. "We've been testing and evaluating modern epoxy grouts, which were unavailable when the antenna was built, updating the design of the runner and designing a replacement process that has to be performed without completely disassembling the antenna. We've had to make sure we've reviewed it for practicality and safety."

JPL, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the Deep Space Network for NASA Headquarters, Washington. More information about the Deep Space Network is online at: http://deepspace.jpl.nasa.gov/dsn/index.html .

Testując alternatywy Ogólnej Teorii Względności

Analiza ponad 70 000 galaktyk wykonana przez fizyków Uniwersytetu Kalifornia w Berekely (UCB), Uniwersytetu w Zurychu i Uniwersytetu Princeton dowodzą Ŝe Wszechświat - przynajmniej w odległości do 3,5 miliarda lat świetlnych od Ziemi zachowuje się zgodnie z przewidywaniami ogólnej teorii względności. Obliczając współczynnik gromadzenia się tych galaktyk w przestrzeni sięgającej prawie 1/3 odległości do krawędzi Wszechświata i analizując ich prędkości oraz zniekształcenia wytwarzane przez materię między nami a nimi naukowcy wykazali, Ŝe teoria Einsteina lepiej opisuje zjawiska zachodzące w tym rejonie niŜ alternatywne teorie grawitacji.

Jednym z

Dobrą stroną analiz w skalach kosmologicznych jest to, Ŝe moŜemy na tym poziomie testować kaŜdą pełną, alternatywną teorię grawitacji - poniewaŜ powinna ona przewidywać to co obserwujemy prof. Uros Seljak

głównych wniosków nowych badań jest potwierdzenie, iŜ istnienie ciemnej materii jest nadal najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem obserwowanych ruchów galaktyk i ich gromad.

"Dobrą stroną analiz w skalach kosmologicznych jest to, Ŝe moŜemy na tym poziomie testować kaŜdą pełną, alternatywną teorię grawitacji - poniewaŜ powinna ona przewidywać to co obserwujemy "mówi prof. fizyki i astronomii UCB, Uros Seljak, współautor badań. -" Alternatywne teorie, w których nie ma ciemnej materii, nie zdają egzaminu." W szczególności dotyczy to teorie TeVeS (tensor-vector-scalar gravity), która próbuje nagiąć teorię względności by uniknąć wprowadzania ciemnej materii. Ponadto wyniki te stoją w sprzeczności z opublikowanymi pod koniec zeszłego roku badaniami, które sugerowały Ŝe bardzo młody Wszechświat - między 8 a 11 miliardami lat - zachowywał się inaczej niŜ przewiduje to ogólna teoria względności. Wyniki badań zostały opublikowane na łamach Nature.

Ogólna

53 z 125

teoria względności przewiduje, Ŝe grawitacja odkształca czas i przestrzeń co skutkuje tym, iŜ światło zostaje ugięte podczas mijania masywnych obiektów takich jak jądra galaktyk. Teoria ta została potwierdzona wielokrotnie w skali Układu Słonecznego jednak testy w skali galaktycznej czy kosmologicznej nie były jednoznaczne. "Istnieją zgrubne i nieprecyzyjne testy ogólnej teorii względności w skalach galaktycznych, jednak nie posiadamy wystarczających wyników jakie wyniki testy te powinny dawać w przypadku konkurujących teorii "- mówi Seljak. Testy takie w ostatnich latach stały się niezwykle istotne poniewaŜ idea, Ŝe jakaś niewidzialna materia przenika Wszechświat stanowi problem dla części teoretyków i prowadzi do prób takiej przeróbki teorii względności, by pozbyć się z modelu ciemnej materii. Dla przykładu teoria TeVeS sugeruje, Ŝe przyspieszenie wywołane przez siłę grawitacji jakiegoś ciała zaleŜy nie tylko od jego masy, ale równieŜ od wartości samego przyspieszenia.

Dodatkowo wprowadzenie pojęcia ciemnej energii, kolejnego tajemniczego składnika, któremu przypisuje się akcelerację tempa rozszerzania się Wszechświata doprowadziło do powstania kolejnych teorii, w tym jednej określanej mianem f(R) - ich celem jest wyjaśnienie ekspansji bez konieczności uŜywania ciemnej energii.

Testy mające wykazać prawdziwość

współzawodniczących teorii trudno jest przeprowadzić. Seljak zauwaŜa, Ŝe eksperymenty kosmologiczne, takie jak pomiary promieniowania reliktowego zazwyczaj dotyczą pomiarów jego fluktuacji, podczas gdy teorie grawitacji przewidują zaleŜności między gęstością a prędkością, lub potencjałem grawitacyjnym.

"Problem w tym, Ŝe rozmiar fluktuacji sam w sobie nie mówi nic na temat kosmologicznych teorii. W zasadzie jest tylko czymś, co nam przeszkadza, i czego najchętniej byśmy się pozbyli "- mówi Seljak. -"Nowością naszej metody jest to, Ŝe analizujemy szczególny zestaw obserwacji niezaleŜny od wielkości fluktuacji tła. Ilość fluktuacji stanowi tu wskaźnik odchylenia od ogólnej teorii względności."

Trzy lata temu zespół astrofizyków kierowany przez Pengjie Zhang z Obserwatorium Shanghai zasugerował, Ŝe do testowania modeli kosmologicznych moŜna wykorzystać wielkość określoną symbolem EG. EG odpowiada ilości gromadzenia się obserwowanych galaktyk i ilości zniekształceń galaktyk spowodowanych ugięciem światła pod wpływem mas znajdujących się na jego drodze - czyli słabego ogniskowania grawitacyjnego. "Upraszczając - EG jest proporcjonalne do średniej gęstości Wszechświata i odwrotnie proporcjonalne do temu wzrostu struktury Wszechświata "- mówi Pengjie Zhang.

-"Ta szczególna kombinacja pozwala pozbyć się fluktuacji amplitudy a przez

54 z 125

to skupia się bezpośrednio na kombinacji czułej na wszelkie modyfikacje ogólnej teorii względności."

Wykorzystując dane o ponad 70 000 jasnych, odległych i czerwonych galaktykach zebrane w ramach cyfrowego przeglądu nieba Sloana zespół Seljaka obliczył EG i porównał wyniki z tymi przewidywanymi przez TeVeS, f(r) oraz modelem zimnej ciemnej materii ogólnej teorii względności.

TeVeS znalazło się poza zakresem moŜliwym do wyjaśnienia przez błędy obserwacyjne. Natomiast ogólna teoria względności, jak i f(R) znalazły się w obliczonym zakresie - choć f(R) nieco gorzej pasuje. Źródła: UC Berkeley News: Study validates general relativity on cosmic scale, existence of dark matter Ilustracja: M. Blanton, Sloan Digital Sky Survey Original press release follows: Study validates general relativity on cosmic scale, existence of dark matter An analysis of more than 70,000 galaxies by University of California, Berkeley, University of Zurich and Princeton University physicists demonstrates that the universe – at least up to a distance of 3.5 billion light years from Earth – plays by the rules set out 95 years ago by Albert Einstein in his

General Theory of Relativity.

By calculating the clustering of these galaxies, which stretch nearly one-third of the way to the edge of the universe, and analyzing their velocities and distortion from intervening material, the researchers have shown that Einstein's theory explains the nearby universe better than alternative theories of gravity.

One major implication of the new study is that the existence of dark matter is the most likely explanation for the observation that galaxies and galaxy clusters move as if under the influence of some unseen mass, in addition to the stars astronomers observe.

"The nice thing about going to the cosmological scale is that we can test any full, alternative theory of gravity, because it should predict the things we observe," said co-author Uros Seljak, a professor of physics and of astronomy at UC Berkeley and a faculty scientist at Lawrence Berkeley National Laboratory who is currently on leave at the Institute of Theoretical Physics at the University of Zurich.

"Those alternative theories that do not require dark matter fail these tests."

In particular, the tensor-vector-scalar gravity (TeVeS) theory, which tweaks general relativity to avoid resorting to the existence of dark matter, fails the test.

The result conflicts with a report late last year that the very

early universe, between 8 and 11 billion years ago, did deviate from the general relativistic description of gravity.

by the gravitational force from a body depends not only on the mass of that body, but also on the value of the acceleration caused by gravity.

Seljak and his current and former students, including first authors Reinabelle Reyes, a Princeton University graduate student, and Rachel Mandelbaum, a recent Princeton Ph.D. recipient, report their findings in the March 11 issue of the journal Nature. The other co-authors are Tobias Baldauf, Lucas Lombriser and Robert E. Smith of the University of Zurich, and James E. Gunn, professor of physics at Princeton and father of the Sloan Digital Sky Survey.

The discovery of dark energy, an enigmatic force that is causing the expansion of the universe to accelerate, has led to other theories, such as one dubbed f(R), to explain the expansion without resorting to dark energy.

Einstein's General Theory of Relativity holds that gravity warps space and time, which means that light bends as it passes near a massive object, such as the core of a galaxy. The theory has been validated numerous times on the scale of the solar system, but tests on a galactic or cosmic scale have been inconclusive.

"There are some crude and imprecise tests of general relativity at galaxy scales, but we don't have good predictions for those tests from competing theories," Seljak said.

Such tests have become important in recent decades because the idea that some unseen mass permeates the universe disturbs some theorists and has spurred them to tweak general relativity to get rid of dark matter. TeVeS, for example, says that acceleration caused

55 z 125

Tests to distinguish between competing theories are not easy, Seljak said. A theoretical cosmologist, he noted that cosmological experiments, such as detections of the cosmic microwave background, typically involve measurements of fluctuations in space, while gravity theories predict relationships between density and velocity, or between density and gravitational potential.

"The problem is that the size of the fluctuation, by itself, is not telling us anything about underlying cosmological theories. It is essentially a nuisance we would like to get rid of," Seljak said. "The novelty of this technique is that it looks at a particular combination of observations that does not depend on the magnitude of the fluctuations.

The quantity is a smoking gun for deviations from general relativity."

Three years ago, a team of astrophysicists led by Pengjie Zhang of Shanghai Observatory suggested using a quantity dubbed EG to test cosmological models. EG reflects

the amount of clustering in observed galaxies and the amount of distortion of galaxies caused by light bending as it passes through intervening matter, a process known as weak lensing. Weak lensing can make a round galaxy look elliptical, for example.

"Put simply, EG is proportional to the mean density of the universe and inversely proportional to the rate of growth of structure in the universe," he said.

"This particular combination gets rid of the amplitude fluctuations and therefore focuses directly on the particular combination that is sensitive to modifications of general relativity."

Using data on more than 70,000 bright, and therefore distant, red galaxies from the Sloan Digital Sky Survey, Seljak and his colleagues calculated EG and compared it to the predictions of TeVeS, f(R) and the cold dark matter model of general relativity enhanced with a cosmological constant to account for dark energy.

The predictions of TeVeS were outside the observational error limits, while general relativity fit nicely within the experimental error. The EG predicted by f(R) was somewhat lower than that observed, but within the margin of error.

In an effort to reduce the error and thus test theories that obviate dark energy, Seljak hopes to expand his analysis to perhaps a million galaxies when SDSS-III's Baryon

Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), led by a team at LBNL and UC Berkeley, is completed in about five years. To reduce the error even further, by perhaps as much as a factor of 10, requires an even more ambitious survey called BigBOSS, which has been proposed by physicists at LBNL and UC Berkeley, among other places.

Future space missions, such as NASA's Joint Dark Energy Mission (JDEM) and the European Space Agency's Euclid mission, will also provide data for a better analysis, though perhaps 10-15 years from now.

Seljak noted that these tests do not tell astronomers the actual identity of dark matter or dark energy. That can only be determined by other types of observations, such as direct detection experiments.

56 z 125

Co powstrzymało wzrost dawnych galaktyk

Analizując olbrzymią, odległą o 10 miliardów lat świetlnych galaktykę astronomowie odkryli dowody, na to, Ŝe za zatrzymanie produkcji gwiazd w galaktykach we wczesnym Wszechświecie odpowiedzialne było katastroficzne wydarzenie - wyniki swoich badań opublikowali na łamach Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Badacze z zespołu

Zaglądamy w przeszłość i widzimy katastroficzne wydarzenie, które wyłączyło proces produkcji gwiazd i zatrzymało wzrost typowej masywnej galaktyki we wczesnym Wszechświecie

gwiazd we wczesnej historii Wszechświata powstrzymując ich wzrost i ekspansję. Teoretycy sugerowali, Ŝe przyczyną mógł być gwałtowny wypływ energii wydmuchujący materię z galaktyk uniemoŜliwiając im tym samym produkcję nowych gwiazd. Jednak do tej pory brakowało dowodów na poprawność tej teorii.

Dr Dave Alexander

kierowanego przez Wydział Fizyki Uniwersytetu Durham twierdzą, Ŝe masywna galaktyka SMM J1237+6203 stała się miejscem serii eksplozji tryliony razy potęŜniejszych od najpotęŜniejszych eksplozji bomb atomowych - eksplozji następujących co sekundę przez miliony lat.

Eksplozje to rozproszyły gaz konieczny do produkcji nowych gwiazd tak daleko, Ŝe uciekł on poza obszar oddziaływania grawitacyjnego galaktyki w efekcie zmieniając jej ewolucję.

Zespół sądzi, Ŝe ten niezwykły skok energetyczny pochodził bądź to z wypływu materii generowanego przez centralną czarną dziurę, lub przez potęŜne wiatry generowane przez wybuchające jako supernowe gwiazdy pierwszej generacji.

SMM J1237+6203 leŜy w kierunku konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy w odległości 10 miliardów lat świetlnych - zatem obserwujemy ją gdy Wszechświat miał zaledwie 1/4 obecnego wieku.

Cechy masywnych galaktyk leŜących bliŜej nas wskazują, Ŝe jakieś waŜne zjawisko gwałtownie wyłączyło proces produkcji

57 z 125

Wykorzystując spektrometr bliskiej podczerwieni NIFS (Near-Infrared Integral Field Spectrometer) zainstalowany na teleskopie Gemini, naukowcy zmierzyli prędkości materii w galaktyce i odkryli wypływy materii tak potęŜne, Ŝe materia ta ucieka z grawitacyjnego pola galaktyki.

Naukowcy sądzą, Ŝe kolosalna ilość energii wytworzona przez te wypływy była wystarczająca by zapobiec dalszemu powstawaniu gwiazd w galaktyce.

"Zaglądamy w przeszłość i widzimy katastroficzne wydarzenie, które wyłączyło proces produkcji gwiazd i zatrzymało wzrost typowej masywnej galaktyki we wczesnym Wszechświecie "- mówi dr Dave Alexander z Uniwersytetu Durham.

-"Galaktyka reguluje swój wzrost poprzez uniemoŜliwienie nowym gwiazdom narodzin.

Teoretycy przewidywali, Ŝe ogromne wypływy energii były przyczyną takiego stanu rzeczy, ale tu po raz pierwszy zobaczyliśmy jak do tego doszło.

Sądzimy, Ŝe podobne ogromne wypływy równieŜ w innych galaktykach młodego Wszechświata były odpowiedzialne za zatrzymanie ich wzrostu poprzez wyrzucenie na zewnątrz

materii potrzebnej do produkcji gwiazd. Źródła: Royal Astronomical Society: “Catastrophic event” behind the halt of early galaxy formation Ilustracja: NASA/CXC/M.Weiss Original press release follows: “Catastrophic event” behind the halt of early galaxy formation Scientists have found evidence of a catastrophic event they believe was responsible for halting the birth of stars in a galaxy in the early Universe.

They report their results in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

The researchers, led by Durham University’s Department of Physics and funded by the Royal Society and Royal Astronomical Society say the massive galaxy, SMM J1237+6203, underwent a series of blasts trillions of times more powerful than any caused by an atomic bomb. The blasts happened every second for millions of years, according to the scientists.

The explosions scattered the gas needed to form new stars by helping it escape the gravitational pull of the galaxy, effectively regulating its development. The Durham-led team believes the huge surge of energy was caused by either the outflow of debris

58 z 125

from the galaxy’s black hole or from powerful winds generated by dying stars exploding as supernovae.

SMM J1237+6203 lies in the direction of the constellation Ursa Major and is so far away that we see it as it appeared 10 billion years ago, or three billion years after the Big Bang, when the Universe was only one quarter of its present age.

Properties seen in massive galaxies nearer to our own galaxy, the Milky Way, suggest that a major event rapidly turned off star formation in galaxies early in the history of the Universe and stopped them from expanding. Theorists, including scientists at Durham University, have argued that this could be due to outflows of energy blowing galaxies apart and preventing further new stars from forming, but until now evidence for this has been lacking.

Using the Gemini Near-Infrared Integral Field Spectrometer (NIFS) to measure the speed of material in the galaxy, they found huge outflows powerful enough to help star-forming debris escape the galaxy’s gravitational pull. They believe the colossal energies generated by these outflows of energy were enough to suppress any further star formation in the galaxy.

Dr Dave Alexander, of Durham University’s Department of Physics, said: “We are looking into the past and seeing a catastrophic event that essentially

switched off star formation and halted the growth of a typical massive galaxy in the early Universe.

‘Effectively the galaxy is regulating its growth by preventing new stars from being born. Theorists had predicted that huge outflows of energy were behind this activity, but it’s only now that we have seen it in action.

‘We believe that similar huge outflows are likely to have stopped the growth of other galaxies in the early Universe by blowing away the materials needed for star formation.”

The Durham-led team now plans to study other massive forming galaxies in the early Universe to see if they display similar characteristics.

Durham University is part of a team building the K-Band Multi-Object Spectrometer (KMOS) for the European Southern Observatory’s (ESO) Very Large Telescope. KMOS will be used to investigate the physical and environmental processes that shape the formation and evolution of galaxies.

Ciemny przepływ zbadany na dwa razy dłuŜszym odcinku

Odległe gromady galaktyk zdają się z niewiadomych przyczyn przepływać z prędkością milionów kilometrów na godzinę wzdłuŜ szlaku, który z grubsza jest wyśrodkowany na południowych konstelacjach Centaura i Hydry. Nowe badania przeprowadzone pod kierunkiem Alexandra Kashlinskyego z Centrum Lotów Kosmicznych NASA Goddard prześledziły tę grupową migrację określaną mianem ciemnego przepływu - na odległość dwukrotnie większą niŜ do tej pory. Wyniki badań zostały przyjęte do druku i zostaną opublikowane 20 marca na łamach The Astrophysical Journal Letters. kierunku.

Gromady zdają się

To coś, czego nie zamierzaliśmy odkryć, ale nie moŜemy od tak się tego pozbyć. Teraz wiemy, Ŝe zjawisko to obejmuje znacznie większe odległośći - aŜ do 2,5 miliarda lat świetlnych.

Alexander Kashlinsky

przemieszczać wzdłuŜ ścieŜki przechodzącej przez Układ Słoneczny w kierunku Centaura i Hydry, jednak kierunek tego ruchu jest mniej pewny.

Dowody wskazują, Ŝe gromady przemieszczają się w kierunku od Ziemi, jednak zespół nie moŜe jednoznacznie wykluczyć przeciwnego kierunku przepływu. "Wykrywamy ruch wzdłuŜ tej osi, jednak nasze dane nie pozwalają jednoznacznie powiedzieć czy gromady oddalają się czy teŜ zbliŜają "- mówi Kashlinsky.

Ciemny przepływ jest kontrowersyjnym odkrycie poniewaŜ nie moŜe być wyjaśniony w ramach dystrybucji materii w obserwowalnym Wszechświecie. Jego istnienie sugeruje, Ŝe jakaś struktura znajdująca się na zewnątrz widocznego Wszechświata - poza "horyzontem" - przyciąga materię z naszego otoczenia. Kosmolodzy traktuję promieniowanie reliktowe - błysk światła wyemitowany 380 000 lat po powstaniu Wszechświata - jako ostateczny kosmiczny układ odniesienia. Względem niego wszelki ruch wielkoskalowy nie powinien wykazywać preferowanego

Gorący, świecący w paśmie rentgenowskim, gaz w obrębie gromad galaktyk rozprasza fotony promieniowania reliktowego, a poniewaŜ gromady galaktyk przemieszczają się nie zawsze zgodnie z ekspansją Wszechświata długość rozproszonych fotonów zmienia się w sposób zaleŜny od indywidualnego ruchu gromad. Efektem jest drobna zmiana temperatury promieniowania reliktowego w kierunku gromady. Zmiana - znana jako kinematyczny efekt Sunajewa-Załdowicza (KSZ) jest tak mały, Ŝe nigdy nie został zaobserwowany dla pojedynczej gromady galaktyk. Jednak w 2000 roku Kashlinsku wraz z Fernandem AtrioBarandela z Uniwersytetu Salamanka wykazali, Ŝe jest moŜliwe wyizolowanie tego subtelnego sygnału z szumu pomiarowego podczas badania duŜej liczby gromad.

W 2008 roku zespół zastosował tę metodę do 700 gromad zebranych przez Haralda Ebelinga z Uniwersytetu Hawajów i Dale'a Kocevski z Uniwersytetu Kalifornia w Santa Cruz i poddał analizie dane zebrane w ciągu trzech lat przez misję WMAP. Wtedy właśnie odkryli zagadkowy przepływ.

"Potrzeba średnio jednej godziny czasu obserwacyjnego by zmierzyć odległość do kaŜdej gromady, którą badamy nie wspominając juŜ o latach pracy potrzebnych do odnalezienia tych systemów "- mówi Ebeling. -" To projekt wymagający znacznych nakładów pracy zanim doprowadzi się go do końca."

Według

59 z 125

Atrio-Barandela, który skupił się na poszukiwaniu moŜliwych błędów w analizie prowadzonej przez zespół, nowe wyniki dostarczają mocniejszych dowodów na to, Ŝe ciemny przepływ jest faktem a nie błędem statystycznym. Dla przykładu najjaśniejsze w paśmie rentgenowskim gromady zawierają najwięcej gazu rozpraszającego fotony promieniowania reliktowego, -"po przetworzeniu danych, te same gromady wykazują najsilniejszy sygnał KSZ - co byłoby mało prawdopodobnym zbiegiem okoliczności, jeŜeli mielibyśmy do czynienia z błędem statystycznym."

Ponadto zespół, w skład którego wchodzi obecnie równieŜ Alastair Edge z Uniwersytetu Durham posortował katalog gromad według czterech zakresów odległości. Następnie zbadał kierunek ruchu gromad w kaŜdym zakresie. Choć rozmiar i dokładne połoŜenie osi ruchu wykazuje pewną zmienność ogólny tren wykazuje zadziwiającą zgodność.

Zespół pracuje nad poszerzeniem katalogu gromad aby znów dwukrotnie zwiększyć głębokość badań.

Lepsze model gorącego gazy w gromadach umoŜliwią doprecyzowanie prędkości, wektora i kierunku ruchu. Wreszcie dane będą równieŜ analizowane z wykorzystaniem nowych obserwacji misji WMAP i Planck. zŹródła: NASA Goddard SFC: Mysterious Cosmic 'Dark Flow' Tracked Deeper

into Universe Ilustracja: NASA/CXC/M.Weiss Original press release follows: Mysterious Cosmic 'Dark Flow' Tracked Deeper into Universe Distant galaxy clusters mysteriously stream at a million miles per hour along a path roughly centered on the southern constellations Centaurus and Hydra. A new study led by Alexander Kashlinsky at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md., tracks this collective motion -- dubbed the "dark flow" -- to twice the distance originally reported.

"This is not something we set out to find, but we cannot make it go away," Kashlinsky said. "Now we see that it persists to much greater distances -as far as 2.5 billion light-years away." The new study appears in the March 20 issue of The Astrophysical Journal Letters.

The clusters appear to be moving along a line extending from our solar system toward Centaurus/Hydra, but the direction of this motion is less certain. Evidence indicates that the clusters are headed outward along this path, away from Earth, but the team cannot yet rule out the opposite flow.

"We detect motion along this axis, but right now our data cannot state as strongly as we'd like whether the clusters are coming or going," Kashlinsky said.

The dark flow is controversial because the distribution of

60 z 125

matter in the observed universe cannot account for it. Its existence suggests that some structure beyond the visible universe -- outside our "horizon" -- is pulling on matter in our vicinity.

Cosmologists regard the microwave background -a flash of light emitted 380,000 years after the universe formed -- as the ultimate cosmic reference frame. Relative to it, all large-scale motion should show no preferred direction.

The hot X-ray-emitting gas within a galaxy cluster scatters photons from the cosmic microwave background (CMB). Because galaxy clusters don't precisely follow the expansion of space, the wavelengths of scattered photons change in a way that reflects each cluster's individual motion.

This results in a minute shift of the microwave background's temperature in the cluster's direction.

The change, which astronomers call the kinematic Sunyaev-Zel'dovich (KSZ) effect, is so small that it has never been observed in a single galaxy cluster.

But in 2000, Kashlinsky, working with Fernando Atrio-Barandela at the University of Salamanca, Spain, demonstrated that it was possible to tease the subtle signal out of the measurement noise by studying large numbers of clusters.

In 2008, armed with a catalog of 700 clusters assembled by Harald Ebeling at the University of Hawaii and Dale Kocevski, now at

the University of California, Santa Cruz, the researchers applied the technique to the three-year WMAP data release. That's when the mystery motion first came to light.

The new study builds on the previous one by using the five-year results from WMAP and by doubling the number of galaxy clusters.

"It takes, on average, about an hour of telescope time to measure the distance to each cluster we work with, not to mention the years required to find these systems in the first place," Ebeling said. "This is a project requiring considerable followthrough."

According to Atrio-Barandela, who has focused on understanding the possible errors in the team's analysis, the new study provides much stronger evidence that the dark flow is real. For example, the brightest clusters at X-ray wavelengths hold the greatest amount of hot gas to distort CMB photons. "When processed, these same clusters also display the strongest KSZ signature -- unlikely if the dark flow were merely a statistical fluke," he said.

In addition, the team, which now also includes Alastair Edge at the University of Durham, England, sorted the cluster catalog into four "slices" representing different distance ranges. They then examined the preferred flow direction for the clusters within each slice. While the size and exact position of this direction display some variation, the overall trends among the slices exhibit remarkable agreement.

The researchers are currently working to expand their cluster catalog in order to track the dark flow to about twice the current distance. Improved modeling of hot gas within the galaxy clusters will help refine the speed, axis, and direction of motion.

Future plans call for testing the findings against newer data released from the WMAP project and the European Space Agency's Planck mission, which is also currently mapping the microwave background.

61 z 125

Kolista struktura w Demokratycznej Republice Kongo moŜe być ogromnym kraterem meteorytowym

Według naukowców z Uniwersytetu w Padwie ogromna kolista struktura o rozmiarach 36x46km, odkryta w wyniku deforestacji w Demokratycznej Republice Kongo, najprawdopodobniej powstała w wyniku uderzenia meteorytu. JeŜeli ich wyniki zostaną potwierdzone będzie to największy taki krater odkryty w ciągu ostatnich dziesięciu lat i jeden z największych, jakie zachowały się na powierzchni Ziemi. Wyniki badań zostały przedstawione w trakcie konferencji Lunar and Planetary Science Conference, która odbyła się w Teksasie. <> Giovanni Monegato, kierujący badaniami, mówi Ŝe struktura uwidoczniła się w całej okazałości dopiero gdy teren stracił okrywę drzew w wyniku eksploatacji dŜungli w ostatniej dekadzie. Strukturę podkreśla rzeka Unia płynąca wokół niej. Centralna część obiektu Wembo-Nyama jest nieregularna i około 50 - 60 m wyŜsza od depresji, w której płynie rzeka. Choć moŜe to wydawać się zaskakujące, eksperci zauwaŜają, Ŝe w kraterach uderzeniowych często dochodzi do wyniesienia w centrum gęstych skał, podczas gdy otaczające je skały ulegają erozji pozostawiając kopułę.

Brak wyraźnej krawędzi krateru moŜe być wynikiem erozji, natomiast kierunki przepływu wody na tym obszarze są zgodne z innymi znanymi kraterami w regionach tropikalnych. Zespół planuje wyprawę w ten region by na miejscu pobrać próbki skał, które jak mają nadzieję potwierdzą pochodzenie krateru.

JeŜeli badania potwierdzą pochodzenie krateru znajdzie się on wśród zaledwie 25 tak duŜych kraterów zachowanych na powierzchni Ziemi. Źródła: BBC News: DR Congo ring may be giant 'impact crater', Paul Rincon Ilustracja: Google Earth

62 z 125

Teleskop Spitzer słucha pulsu rodzących się w Drodze Mlecznej gwiazd

Astronomowie wykorzystali kosmiczny teleskop NASA Spitzer na podobieństwo stetoskopu by wsłuchać się w tętno narodzi gwiazd w naszej Galaktyce. Ich badania pomogą śledzić Ŝycie Drogi Mlecznej i innych galaktyk.

Pomiar tempa produkcji gwiazd przez Drogę Mleczną tą metodą jest waŜnynie tylko dla poznania naszej Galaktyki, lecz ma równieŜ istotnekonsekwencje dla pomiarów tempa formowania gwiazd we wszystkichgalaktykach Thomas Robitaille

Galaktyki, podobnie jak ludzie, cechuje coś, co moŜna porównać do tętna. U ludzi to ilość derzeń serca na minutę. W galaktykach - to tempo w jakim powstają nowe gwiazdy. Tempo to określa poziom aktywności galaktyki i jest wskazówką pozwalającą określić jej wiek i przyszłe losy czyli to, jak długo będzie tworzyła nowe gwiazdy i planety zanim się zestarzeje.

Astronomowie poznali tempo produkcji gwiazd przez Drogę Mleczną bardziej bezpośrednio niŜ kiedykolwiek wcześniej wykorzystując obserwacje teleskopu Spitzer do zliczenia najmłodszych gwiazd Galaktyki. Informacje te wprowadzono następnie do komputerowej symulacji badającej produkcję gwiazd przez galaktyki co pozwoliło ustalić, Ŝe Droga Mleczna produkuje gwiazdy w tempie około jednej gwiazdy podobnej do Słońca rocznie.

"Pomiar tempa produkcji gwiazd przez Drogę Mleczną tą metodą jest waŜny nie tylko dla poznania naszej Galaktyki, lecz ma równieŜ istotne konsekwencje dla pomiarów tempa

63 z 125

formowania gwiazd we wszystkich galaktykach "mówi Thomas Robitaille z Centrum Astrofizyki (CfA) Harvard-Smithsonian, kierujący badaniami.

Wcześniejsze metody wskazywały na nieco większe tempo produkcji gwiazd w naszej Galaktyce - do pięciu mas Słońca rocznie, jednak bazowały na pośrednich metodach. Jedna z nich opierała się na pomiarach fal radiowych emitowanych przez obłoki wodoru wzbudzane przez najcięŜsze, najjaśniejsze i najgorętsze gwiazdy. Następnie naukowcy szacowali ile mniejszych i częściej występujących gwiazd podobnych do naszego Słońca powstaje na kaŜdą jedną taką masywną, rzadziej występującą ale łatwiejszą do wykrycia, gwiazdę. Jednak taka ekstrapolacja jest obarczona duŜym marginesem błędu.

PoniewaŜ nie potrafimy dostrzec indywidualnych gwiazd i młodych protogwiazd w odległych galaktykach i wobec nich musimy opierać się na metodach pośrednich jest niezwykle waŜne, aby określić dokładność tych metod. Dlatego właśnie metody zliczania protogwiazd, które wraz z upływem czasu będą coraz dokładniejsze, pomagają skalibrować techniki słuŜące do pomiaru tempra produkcji gwiazd w innych galaktykach.

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego kolapsu obłoków molekularnych rozproszonych w przestrzeni. W miarę jak rodzące się gwiazdy zapalają się, pozostały po ich narodzinach gaz tworzy dysk, z którego mogą powstawać

z kolei planety. Choć protogwiazdy te są bardzo ciemne w paśmie widzialnym, są jasne w paśmie podczerwonym, tym, na które czuły jest teleskop Spitzer.

Aby zmierzyć puls Drogi Mlecznej zespół Robitaille'a policzył tysiące protogwiazd wykrytych przez kamerę podczerwoną teleskop Spitzer podczas gdy wykonywała pona przegląd galaktyki w ramach projektu GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire), obejmującego pas niego o szerokości około 2° i długości 130°. Choć wcześniej w rejonie tym inne teleskopy dostrzegły rozmyte światło dziesiątek tysięcy gwiazdy GLIMPSE zobaczył 100 milionów gwiazd i w tym około 20 000 protogwiazd.

"Po raz pierwszy widzimy powstające gwiazdy w całej galaktyce "- dodaje Barbara Whitney, współautor badań z Instytutu Badań Kosmicznych w Boulder.

Whitney i Robitaille stworzyli realistyczny, komputerowy model narodzin gwiazd w galaktyce.

Następnie porównali wyniki symulacji z rzeczywistymi obserwacjami dostosowując parametry symulacji by uzyskać zgodność z danymi zebranymi przez teleskop Spitzer. W ten sposób uzyskali bezpośrednio zmierzoną wartość tempa produkcji gwiazd wynoszącą między 0,66 a 1,5 masy Słońca rocznie.

Obecne tempo wydaje się niskie, szczególnie jeŜeli uwzględni się fakt, Ŝe Droga Mleczna zawiera 100 miliardów gwiazd. Aby mogło ich tyle

64 z 125

być, tempo musiało być znacznie większe w przeszłości, a obecne przystoi dojrzałej galaktyce takiej właśnie jaką jest Droga Mleczna. W miarę jak nasza Galaktyka uspokajała się w trakcie 11 miliardów lat dorastania, tempo w jakim produkuje gwiazdy zmalało do obecnie obserwowanych wartości.

Droga Mleczna ustabilizowała się w stanie bliskim równowagi - generując gwiazdy z gazu w tempie w jakim stare gwiazdy wyrzucają go w przestrzeń.

Wyniki badań zostały opublikowane na łamach The Astrophysical Journal Letters.

have used NASA's Spitzer Space Telescope rather like a doctor's stethoscope to listen in on the "heartbeat" of star formation in our galaxy, a finding that will help trace the "life" of the Milky Way and other galaxies.

A key vital sign in people is our heart rate, or the number of beats the heart muscle makes in a given time. Galaxies, too, have a sort of heartbeat, which is their pace of forming new stars. This rate indicates a galaxy's activity level and gives clues about its "lifetime," or how long the celestial body might keep making new stars and planets before growing old and quiet.

Źródła: Thomas P. Robitaille et al "The Present-day Star Formation Rate of The Milky Way Determined From Spitzerdetected Young Stellar Objects", he Astrophysical Journal Letters NASA Spitzer Space Telescope: Spitzer Detects the 'Heartbeat' of Star Formation in the Milky Way Galaxy Zdjęcie: NASA / JPL-Caltech / T. Robitaille (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), GLIMPSE Team Original press release follows: Spitzer Detects the 'Heartbeat' of Star Formation in the Milky Way Galaxy Astronomers

Now astronomers have felt the pulse of star formation in the Milky Way more directly than ever before by using observations from Spitzer to count up baby stars in our galaxy. This information was then plugged into a computer simulation of galactic star formation, a novel technique which revealed that our home galaxy beats to a rhythm of creating about one star like our sun every year.

"Measuring the rate of star formation inside the Milky Way with this method is important not just for understanding our galaxy, but also has implications for measuring star formation rates for all galaxies," says Thomas Robitaille of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and lead author of a new study describing the results.

Previous

measurements have suggested a slightly faster Milky Way star formation rate - as high as five times the mass of the Sun annually - but have relied on indirect methods. One technique required measuring the radio waves emanating from hydrogen gas clouds energized by the biggest, brightest and hottest stars. Scientists have made estimates of how many smaller, more common stars like our sun form per every one of these rare, yet easily detected behemoths. Such an extrapolation, however, is somewhat imprecise.

vital sign, Robitaille first counted up thousands of these YSOs spotted by Spitzer's Infrared Array Camera for a survey called the Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire (GLIMPSE). This survey looked at a slice of sky about two degrees high by 130 degrees long, large enough to fit over 330 times the full moon. Other infrared surveys had previously captured fuzzy light from tens of thousands of stars, but GLIMPSE saw 100 million stars clearly and as many as 20,000 YSOs.

Because we cannot see individual stars and young stellar objects (YSOs) in distant galaxies, and therefore have to indirectly take their pulse, it's important to gauge these other methods' accuracy.

Accordingly, the new YSO-counting technique, which will only get sharper in the future, will help calibrate ways of measuring star formation rates in other galaxies.

"We are seeing forming stars all the way through the galaxy for the first time," says paper co-author Barbara Whitney, a Senior Research Scientist at the Space Science Institute in Boulder, Colorado.

Forming and Counting Stars Stars form from the gravitational collapse of gas that is scattered throughout space. As budding stars rotate and their cores heat up, leftover material gets spun into a surrounding dusty disk that can clump together in places to make planets. These YSOs, though extremely faint in the visible light we see, shine brightly in the infrared light that Spitzer sees.

To take the Milky Way's star formation

65 z 125

Whitney and Robitaille designed a realistic computer model of overall galactic star birth. By tweaking the model's star formation rate to correspond with the number of YSOs that Spitzer saw, the research duo came up with a directly measured, annual star formation rate of two-thirds to one and a half times the mass of the Sun. A middle-aged heartbeat This current star formation rate may seem low when considering that the galaxy contains 100 billion stars. To make all the stars we see now, the rate must have been far greater in the past, the researchers agree, and that the present figure is indeed reasonable for a mature

galaxy like the Milky Way. As our galaxy has calmed since a wild youth over its 11 billion year history, the Milky Way's star formation rate has slowed to a more sedate, middle-aged pace.

The galaxy has settled into near equilibrium in generating stars from some of the gas that older stars expel back into the cosmic environment. In this cyclical way, Whitney says that star formation rates are like "the heartbeat of a galaxy": if a galaxy is making stars very quickly, it may deplete the amount of gas available, stalling the genesis of new stars - not unlike someone having to take a rest after exercising and getting their heart rate up.

Similarly, galaxies with low star formation rates may be winding down their youthful eons of star-producing activity.

The new Spitzer results were published in the February 10, 2010 issue of The Astrophysical Journal Letters. The observations as part of GLIMPSE were made before Spitzer began its "warm" mission in May 2009 upon exhausting its liquid coolant.

Adam Hadhazy NASA Spitzer Space Telescope

NASA publikuje dane zebrane przez Lunar Reconnaissance Orbiter

15 marca NASA udostępni publicznie dane zebrane przez siedem instrumentów na pokładzie sondy NASA LRO - Lunar Reconnaissance Orbiter. KaŜdy z siedmiu instrumentów jest unikalny i dostarcza systemowi Planetary Data Systems danych w innym formacie. Znaczna część tych danych nie została poddana obróbce co umoŜliwi naukowcom maksymalną elastyczność w ich analizie. Zespoły misji przygotują równieŜ dane o wyŜszym stopniu przetworzenia, w tym mapy i skalibrowane zdjęcia.

Większość z nich będzie dostępna on-line przez internet.

JuŜ

Planetary Data System jest finansowanym przez NASA programem mającym na celu stworzenie archiwum przeszłych i obecnych misji planetarnych jak równieŜ obserwacji astronomicznych i badań laboratoryjnych. Celem programu jest udostępnienie owoców badań finansowanych przez NASA i umoŜliwienie zaawansowanych badań Układu Słonecznego dr John Keller

wcześniej zespół obrazowania LRO udostępnił kilkaset zdjęć wykonanych przez parę kamer o wąskim kącie obserwacji (Narrow Angle Camera) zainstalowanych na pokładzie sondy. "MoŜemy wykorzystać bliskość KsięŜyca, który leŜy znacznie bliŜej niŜ jakiekolwiek inne ciało Układu Słonecznego, by przesyłać dane z LRO na Ziemię z duŜą szybkością "- mówi dr John Keller, kierujący badaniami LRO. -" Pierwszy zestaw danych obejmuje 55 terabytów. Trwająca rok misja dostarczy w sumie 130 tb danych, umoŜliwiając bardziej szczegółowe badanie naszego najbliŜszego sąsiada. Przewidujemy, Ŝe LRO dostarczy więcej danych, niŜ wszystkie wcześniejsze misje do KsięŜyca i planet razem wzięte."

LRO miał rozpocząć przekazywanie dane do Planetary Data System sześć miesięcy od początku misji, jednak niektóre dane o wyŜszym stopniu

przetworzenia wymagają całego roku obserwacji i nie zostaną przekazane do PDS przed ukończeniem misji. We wrześniu LRO przejdzie pod kontrolę wydziału misji naukowych NASA (Science Mission Directorate) i rozpocznie fazę naukową misji. Do tego czasu będzie to misja eksploracyjna kierowana przez wydział systemów eksploracji NASA (Exploration Systems Mission Directorate).

Misja eksploracji KsięŜyca, obejmująca rok badań z wysokości około 50 km na orbicie biegunowej ma pozwolić na stworzenie kompletnej mapy KsięŜyca o niespotykanej rozdzielczości oraz poszukiwanie złóŜ i bezpiecznych miejsc lądowania, jak równieŜ zmierzyć temperaturę i poziom promieniowania na powierzchni KsięŜyca. Źródła: NASA Lunar Reconnaissance Orbiter: New Lunar Images and Data Available to the Public Zdjęcie: NASA/GSFC/ASU Original press release follows: New Lunar Images and Data Available to the Public The public can follow along with NASA on its journey of lunar discovery. On March 15, the publicly accessible Planetary Data System will release data sets from the seven instruments on board NASA’s Lunar Reconnaissance Orbiter.

“The Planetary Data System is

66 z 125

a NASA funded program to archive data from past and present planetary missions as well as astronomical observations and laboratory data,” said Dr. John Keller, LRO Deputy Project Scientist from NASA Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md. “The purpose of the Planetary Data System is to make available to the public the fruits of NASA funded research and to allow advanced research on solar system science.”

Each of the seven instruments is unique and will provide data in different formats to the Planetary Data System. Much of the data will be in a relatively low level form, not highly processed, which allows researchers to maximize flexibility in working with the data. The instrument teams will also provide higher level data products in the form of maps and calibrated images for the general public. Many of the images can be accessed using a computer with an internet browser.

Prior to the formal release of LRO data, the Lunar Reconnaissance Orbiter Camera team released several hundred images from the pair of Narrow Angle Cameras on-board the spacecraft. These images were released to give researchers a head start on using the data before the tidal wave of data was unleashed.

“We're able to take advantage of the close proximity of the Moon, compared to other objects in the solar system,

67 z 125

to transmit data from LRO back to Earth at a very high rate,” said Keller. “The first data release is 55 terabytes. The one year exploration mission will deliver 130 terabytes of data, enabling a more detailed study our nearest celestial neighbor. We expect LRO to provide more data than all of the previous planetary missions combined.”

LRO was mandated to release data to the Planetary Data System beginning six months after initial operation. Some of the higher level data products require the full year of measurements and won't be released until after the end of the exploration mission. LRO will move into its science phase in September, when the program management responsibility moves from the Exploration Systems Mission Directorate to the Science Mission Directorate at NASA Headquarters.

LRO is scheduled for a one year exploration mission in a polar orbit about 31 miles above the lunar surface. During this time, LRO will produce a comprehensive map of the lunar surface in unprecedented detail, search for resources and potential safe landing sites for a potential future return to the moon and measure lunar temperatures and radiation levels.

The lunar bound spacecraft launched from Kennedy Space Center, Fla. on June 18, 2009. Since that time the spacecraft has completed calibration and commissioning.

LRO formally began its detailed survey of the moon in September 2009. First results from the mission included - new looks at the Apollo landing sites; indications that permanently shadowed and nearby regions may harbor water and hydrogen; observations that large areas in the permanently shadowed regions are colder than Pluto; and detailed information on lunar terrain. LRO also supported the Lunar Crater Observation and Sensing Satellite impact, first by helping to select a promising site and second by observing both the expanding plume that arose after the impact and the evolving temperature at the impact site.

NASA’s Goddard Space Flight Center built and manages the mission for the Exploration Systems Mission Directorate at NASA Headquarters in Washington. The Institute for Space Research, Moscow, provides the neutron detector aboard the spacecraft.

Zdjęcia z przelotu obok Fobosa

Europejska Agencja Kosmiczna opublikowała dzisiaj zdjęcia z przelotu sondy ESA Mars Express obok Fobosa, księŜyca Marsa, który miał miejsce 7 marca 2010 roku. Zdjęcia ukazują skalisty księŜyc z niezwykłą dokładnością - z rozdzielczością zaledwie 4,4 metra na piksel. Na zdjęciach widać między innymi planowane miejsca lądowania misji Phobos-Grunt.

Podobnie jak nasz KsięŜyc, Fobos jest stale skierowany tą samą stroną do swej planety, zatem aby uzyskać zdjęcia jego przeciwnej strony konieczny jest przelot po orbicie, która wyniesie sondę poza jego orbitę. Mars Express zrobił dokładnie to w trakcie przelotów 7, 10 i 13 marca 2010 roku. W tym czasie dane zbierały równieŜ inne instrumenty.

Fobos to nieregularne ciało o wymiarach 27 x 22 x 19 km. Mechanizm jego powstania jest tematem dyskusji. Jego powierzchnia dzieli wiele cech wspólnych z asteroidami węglistymi klasy C co mogłoby wskazywać, Ŝe w jakiś sposób został przechwycony z tej populacji. Jednak obecnie trudno wyjaśnić, jak miałby przedstawiać się mechanizm wychwycenia asteroidy a następnie ewolucja jego orbity do obecnego, równikowego połoŜenia. Alternatywna hipoteza proponuje, Ŝe powstał wokół Marsa i jest pozostałością po okresie powstawania planet.

W 2011 roku Rosja zamierza wysłać w jego stronę sondę Phobos-Grunt, która ma wylądować na jego powierzchni, pobrać próbki i wrócić z nimi na Ziemię do badań. Ze względów bezpieczeństwa i operacyjnych wybrane miejsce lądowania leŜy po stronie Fobosa skierowanej od Marsa. W 2008 roku kamera wysokiej rozdzielczości HRSC na pokładzie sondy Mars Express wykonała zdjęcia proponowanego obszaru lądowania. Nowe zdjęcia ukazujące ten sam obszar w innych warunkach

68 z 125

oświetleniowych będą niezwykle istotne dla specjalistów planujących misję Phobos-Grunt. Źródła: ESA Space Science: Phobos flyby images Zdjęcie: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Original press release follows: Phobos flyby images Images from the recent flyby of Phobos, on 7 March 2010, are released today. The images show Mars’ rocky moon in exquisite detail, with a resolution of just 4.4 metres per pixel. They show the proposed landing sites for the forthcoming Phobos-Grunt mission.

ESA's Mars Express spacecraft orbits the Red Planet in a highly elliptical, polar orbit that brings it close to Phobos every five months. It is the only spacecraft currently in orbit around Mars whose orbit reaches far enough from the planet to provide a close-up view of Phobos.

Like our Moon, Phobos always shows the same side to the planet, so it is only by flying outside the orbit that it becomes possible to observe the far side. Mars Express did just this on 7, 10 and 13 March 2010. Mars Express also collected data with other instruments.

Phobos is an irregular body measuring some 27 × 22 × 19 km. Its origin is debated. It appears to share many surface characteristics

with the class of ‘carbonaceous C-type’ asteroids, which suggests it might have been captured from this population. However, it is difficult to explain either the capture mechanism or the subsequent evolution of the orbit into the equatorial plane of Mars. An alternative hypothesis is that it formed around Mars, and is therefore a remnant from the planetary formation period.

In 2011 Russia will send a mission called Phobos–Grunt (meaning Phobos Soil) to land on the martian moon, collect a soil sample and return it to Earth for analysis.

For operational and landing safety reasons, the proposed landing sites were selected on the far side of Phobos within the area 5°S-5°N, 230-235°E. This region was imaged by the HRSC high-resolution camera of Mars Express during the July-August 2008 flybys of Phobos. But new HRSC images showing the vicinity of the landing area under different conditions, such as better illumination from the Sun, remain highly valuable for mission planners.

It is expected that Earth-based ESA stations will take part in controlling Phobos-Grunt, receiving telemetry and making trajectory measurements, including implementation of very long-baseline interferometry (VLBI). This cooperation is realized on the basis of the agreement on collaboration of the Russian Federal Space Agency and ESA in the framework of the ‘Phobos-Grunt’ and ‘ExoMars’ projects.

Mars Express will continue to encounter Phobos until the end of March, when the moon will pass out of range. During the remaining flybys, HRSC and other instruments will continue to collect data.

69 z 125

Supernowa z nadwagą ?

Międzynarodowy zespół naukowców kierowany przez Uniwersytet Yale po raz pierwszy dokonał pomiarów masy specyficznego, unikalnego typu supernowej i potwierdził, Ŝe masa ta przekroczyła górną wartość graniczną - limit Chandrasekhara. Wyniki, które zostały przyjęte do publikacji na łamach Astrophysical Journa, mogą wpłynąć na sposób pomiarów ekspansji Wszechświata.

Supernowe wykorzystuje się by określać przyszłość Wszechświata i teorie grawitacji. JeŜeli zmieni się nasze rozumienie supernowych to znacząco zmienić się będą musiały nasze teorie i prognozy.

Richard Scalzo

Kosmolodzy wykorzystują supernowe typu Ia, gwałtowne eksplozje białych karłów - wypalonych jąder gwiazd, jako standardowych świec słuŜących do pomiaru odległości do odległych galaktyk, w ten sposób badając przeszłą i przyszłą historię ekspansji Wszechświata i roli, jaką odgrywa w nim ciemna energia. Do tej pory uwaŜano, Ŝe masa eksplodującego białego karła nie moŜe przekroczyć 1,4 masy Słońca nie eksplodując jako supernowea.

Ten jednorodny limit masy - granica Chandrasekhara - jest kluczem do pomiaru odległości do supernowych.

Jednak od 2003 roku odkryto cztery supernowe które były tak jasne, Ŝe kosmolodzy zaczęli podejrzewać, Ŝe białe karły z których powstały musiały przekroczyć granicę Chandrasekhara.

Nadano im robocze miano supernowych "superChandrasekhara".

Teraz Richard Scalzo z Yale współpracujący z innymi amerykańskimi i francuskimi fizykami w projekcie Nearby Supernova Factory zmierzył masę białego karła, który eksplodował jako jedna z tych

70 z 125

rzadkich super - supernowych - SN 2007if i potwierdził, Ŝe rzeczywiście jego masa przekroczyła "zakazaną" masę. Naukowcy odkryli równieŜ, Ŝe niezwykle jasna supernowa miała nie tylko masę centralną, ale równieŜ powłokę materii wyrzuconej w trakcie eksplozji jak równieŜ kolejną otoczkę wcześniejszej materii. Zespół ma nadzieję, Ŝe odkrycie to pozwoli na zbudowanie modelu struktury obiektu co doprowadzi do zrozumienia mechanizmów innych super supernowych.

Wykorzystując obserwacje teleskopów w Chile, na Hawajach i w Kalifornii zespół był w stanie zmierzyć masę centralnej gwiazdy, oraz obu powłok osobno, dostarczając jednoznacznych dowodów, Ŝe układ ten rzeczywiście przekroczył limit Chandrasekhara. Udowodnili oni, Ŝe gwiazda miała masę 2,1 masy Słońca (z dokładnością ± 10%) co umieszcza jej masę znacznie powyŜej poprzeczki.

Zmierzenie masy komponentów układu pozwala naukowcom podjąć próbę wyjaśnienia ewolucji systemu - procesu, który obecnie jest słabo poznany. "Nie wiemy zbyt wiele o gwiazdach, które produkują te supernowe "- mówi Scalzo.

-"Chcemy dowiedzieć się więcej na temat tego jakimi są gwiazdami oraz jak powstały i ewoluowały."

Scalzo sądzi, Ŝe prawdopodobne jest, Ŝe SN 2007if była wynikiem zlania się dwóch białych karłów i ma nadzieję, ze badania innych super supernowych pozwolą sprawdzić,

czy równieŜ w ich przypadku doszło do połączenia dwóch białych karłów. Jednocześnie teoretycy badają, czy moŜliwe jest istnienie białych karłów o masach przekraczających limit Chandrasekhara.

NiezaleŜnie od wyniku, klasa supernowych wynikających z odmiennych procesów fizycznych będzie miała dramatyczny wpływ na to, jak kosmolodzy mierzą ekspansję Wszechświata. Źródła: R.A. Scalzo et al, "Nearby Supernova Factory Observations of SN 2007if: First Total Mass Measurement of a SuperChandrasekhar-Mass Progenitor", Astrophysical Journal Yale University: Super Supernova: White Dwarf Star System Exceeds Mass Limit Zdjęcie: High-Z Supernova Search Team, HST, NAS Original press release follows: Super Supernova: White Dwarf Star System Exceeds Mass Limit An international team led by Yale University has, for the first time, measured the mass of a type of supernova thought to belong to a unique subclass and confirmed that it surpasses what was believed to be an upper mass limit. Their findings, which appear online and will be published in an upcoming issue of the Astrophysical Journal, could affect the way cosmologists measure

the expansion of the universe.

Cosmologists use Type Ia supernovae—the violent explosions of dead cores of stars called white dwarfs—as a kind of cosmic ruler to measure distances to the supernovae’s host galaxies and, as such, to understand the past and future expansion of the universe and explore the nature of dark energy.

Until recently, it was thought that white dwarfs could not exceed what is known as the Chandrasekhar limit, a critical mass equaling about 1.4 times that of the Sun, before exploding in a supernova. This uniform limit is a key tool in measuring distances to supernovae.

Since 2003, four supernovae have been discovered that were so bright, cosmologists wondered whether their white dwarfs had surpassed the Chandrasekhar limit. These supernovae have been dubbed the “super-Chandrasekhar” supernovae.

Now Richard Scalzo of Yale, as part of a collaboration of American and French physicists called the Nearby Supernova Factory, has measured the mass of the white dwarf star that resulted in one of these rare supernovae, called SN 2007if, and confirmed that it exceeded the Chandrasekhar limit. They also discovered that the unusually bright supernova had not only a central mass, but a shell of material that was ejected during the explosion as well as a surrounding envelope

of pre-existing material. The team hopes this discovery will provide a structural model with which to understand the other supermassive supernovae.

Using observations from telescopes in Chile, Hawaii and California, the team was able to measure the mass of the central star, the shell and the envelope individually, providing the first conclusive evidence that the star system itself did indeed surpass the Chandrasekhar limit. They found that the star itself appears to have had a mass of 2.1 times the mass of the Sun (plus or minus 10 percent), putting it well above the limit.

Being able to measure masses for all parts of the star system tells the physicists about how the system may have evolved—a process that is currently poorly understood. “We don’t really know much about the stars that lead to these supernovae,” Scalzo said. “We want to know more about what kind of stars they were, and how they formed and evolved over time.”

Scalzo believes there’s a good chance that SN 2007if resulted from the merging of two white dwarfs, rather than the explosion of a single white dwarf and hopes to study the other superChandrasekhar supernovae to determine whether they, too, could have involved a merger of two white dwarfs.

Theorists continue to explore how stars with masses above the Chandrasekhar limit, which is based on a simplified star model, could exist without collapsing under their own weight. Either way, a subclass of supernovae governed by different physics could have a dramatic effect on the way cosmologists use them to measure the expansion of the universe.

“Supernovae are being used to make statements about the fate of the universe and our theory of gravity,” Scalzo said. “If our understanding of supernovae changes, it could significantly impact of our theories and predictions.”

Other Yale authors of the paper include Charles Baltay and David Rabinowitz.

71 z 125

Skarbiec teleskopu Hubble

Teleskop kosmiczny NASA Hubble Space Telescope przeznaczy w najbliŜszych latach niespotykaną dotychczas ilość czasu na dokumentację ewolucji galaktyk we wczesnym Wszechświecie i badania czy moŜna wykorzystać odległe supernowe jako niezawodne znaczniki do pomiarów odległości do najdalszych zakątków Wszechświata. W ramach tego ambitnego projektu Hubble wykona zdjęcia ponad 250 000 galaktyk w pięciu róŜnych kierunkach dostarczając pierwszego całościowego obrazu struktury i ewolucji galaktyk w pierwszej 1/3 historii Wszechświata. Badania dostarczą kluczowych informacji na temat najwcześniejszy faz powstawania supermasywnych czarnych dziur oraz pozwolą odnaleźć odległe supernowe typu Ia, uŜywane do pomiarów ekspansji Wszechświata.

Faber.

Lepsze zrozumienie roli supernowych typu Ia jako wskaźników odległości jest kluczowe do zdefiniowania następnej generacji misji mających badać ciemną energię. Przyszłe, wysoce precyzyjne pomiary ciemnej energii wykorzystujące tysiące supernowych typu Ia jako wskaźników odległości wymagają rozwiązania nieścisłości leŜących u podstaw kosmologii supernowych: poznania ich prekursorów i moŜliwych ścieŜek ewolucji. prof. Alex Filippenko

Kierująca projektem prof. Sandra Faber z Uniwersytetu Kalifornii w Santa Cruz wyjaśnia, Ŝe projekt bazuje na nowych moŜliwościach kamery podczerwonej WFC3 (Wide Field Camera 3) jak równieŜ zaawansowanej kamery do przeglądów ACS (Advanced Camera for Surveys). Projekt, w którym uczestniczy duŜy międzynarodowy zespół astronomów, uzyskał rekordową liczbę 902 orbit czasu obserwacyjnego jako jeden z trzech największych projektów składających się na program Hubble Multi-Cycle Treasury. Czas obserwacyjny - wynoszący w sumie około trzech i pół miesiąca - zostanie rozłoŜony na kolejne trzy lata. "To jest zadanie, w którym wykorzystamy teleskop Hubble'a w jego szczytowej formie tworząc istotny zbiór danych dla wielu pokoleń naukowców "- mówi

72 z 125

Dwanaście lat temu astronomowie i fizycy wykorzystujący supernowe typu Ia do pomiarów bliskiego Wszechświata z zaskoczeniem odkryli, Ŝe tempo rozszerzania się Wszechświata przyspiesza, napędzana przez nieznaną siłę, którą od tej pory określa się mianem ciemnej energii. "Szczęki nam opadły gdy zobaczyliśmy te wyniki "- mówi Filippenko. -" To zrewolucjonizowało naszą wizję Wszechświata." Od tamtego odkrycia równieŜ inne, niezaleŜne badania nie wykorzystujące do pomiarów supernowych potwierdziły uzyskane wyniki.

Jednak by lepiej zrozumieć czym jest ciemna energia konieczne są dalsze, bardziej precyzyjne pomiary supernowych typu Ia. Nowy projekt Hubble'a będzie szukał supernowych typu Ia poza minionymi 9 miliardami lat - w czasach, kiedy Wszechświat miał mniej niŜ 1/3 obecnego wieku, a ciemna energia nie miała jeszcze takiego znaczenia.

Poszukiwania te pozwolą określić czy supernowe typu Ia ulegały zmianom wraz z erami Wszechświata, a jednocześnie zliczenie supernowych pozwoli dopracować teorie ich eksplozji. "Ekstremalnie odległe supernowe pozwolą nam dopracować wykorzystanie ich jako mierników odległości, dostarczając większej dokładności co z kolei pozwoli dokładniej określić właściwości ciemnej energii "- mówi Filippenko.

Dodatkowo zespół będzie mógł przetestować róŜne teorie ciemnej energii w tym wczesny pomysł

Einsteina - stałej kosmologicznej - jako przyczyny akceleracji ekspansji.

Badania skupią się na kilku wybranych obszarach nieba, gdzie głębokie obserwacje za pomocą innych instrumentów - takich jak obserwatorium rentgenowskie Chandra - badają niebo w wielu zakresach widma. Promieniowanie rentgenowskie wskazuje na obecność supermasywnych czarnych dziur napędzających aktywne jądra galaktyczne (AGN). Zrozumienie roli czarnych dziur w ewolucji galaktyk jest waŜnym aspektem projektu.

"Madal nie wiemy, czy czarne dziury powstają później czy teŜ są centralnymi obiektami tych galaktyk od samego początku. Mamy nadzieję dostrzec najwcześniejsze fazy wzrostu czarnych dziur "- mówi Faber.

Zespół spodziewa się, Ŝe pierwsze dane obserwacyjne będą dostępne pod koniec tego roku.

Dane te zostaną udostępnione w całości środowisku naukowemu. Źródła: UC Berkeley: New Hubble treasury project to survey first third of cosmic time, study dark energy UC Santa Cruz: New Hubble treasury project to survey first third of cosmic time Zdjęcie: NASA, Adam Ries, Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD Original

press release follows: New Hubble treasury project to survey first third of cosmic time, study dark energy

uncertainties which lie at the foundation of supernova cosmology: their progenitor systems and their related possible evolution."

The Hubble Space Telescope will devote an unprecedented amount of time over the next few years to documenting galaxy evolution in the early universe and to studying whether distant supernovae can be extremely reliable measures of distance across vast regions of the cosmos.

Project leader Sandra Faber of UC Santa Cruz said the effort relies on Hubble's powerful new infrared camera, the Wide Field Camera 3 (WFC3), as well as the telescope's Advanced Camera for Surveys (ACS). The proposal, which brings together a large international team of collaborators, was awarded a record 902 orbits of observing time as one of three large-scale projects chosen for the Hubble Multi-Cycle Treasury Program. The observing time, totaling about three and a half months, will be spread out over the next three years.

In this ambitious new project, Hubble will image more than 250,000 distant galaxies in five directions, providing the first comprehensive view of the structure and assembly of galaxies over the first third of cosmic time. It will also yield crucial data on the earliest stages in the formation of supermassive black holes and find distant exploding stars called Type Ia supernovae, which are the cosmic yardstick for studying dark energy and the accelerating expansion of the universe.

"A better understanding of Type Ia supernovae as distance indicators is critical for the definition of the next generation of dark-energy missions," said Alex Filippenko, a professor of astronomy at the University of California, Berkeley, and one of several dozen scientists on the team. "Future, highly precise measurements of dark energy utilizing thousands of Type Ia supernovae as distance indicators require the resolution of

"This is an effort to make the best use of Hubble while it is at the apex of its capabilities, providing major legacy data sets for the ages," said Faber, a University Professor and chair of astronomy and astrophysics at UC Santa Cruz.

Twelve years ago, astronomers and physicists using Type Ia supernovae to measure the nearby universe found that the expansion of the universe was accelerating, propelled by some unknown force, dubbed "dark energy."

"When we made this discovery, our jaws dropped in astonishment," said Filippenko. "It has revolutionized our view of the universe."

Subsequently, independent studies not using supernovae confirmed the result.

But

73 z 125

to make further progress and constrain the properties of dark energy, more precise measurements of Type Ia supernovae need to be made, he said. The precision is currently limited by uncertainties about the origin and explosion mechanism of Type Ia supernovae, which are thought to be exploding white dwarfs – burnt-out, sun-like stars at the end of their lives. While astronomers are able to determine the peak power of a supernova reasonably well, these uncertainties affect the conclusions.

The new Hubble project will look for Type Ia supernovae out past 9 billion light years, when the universe was less than one-third its current age and dark energy had little effect. Such a survey will determine whether Type Ia supernovae change over time, while a count of Type Ia supernovae will help refine theories of how they explode and how bright they become.

"The extremely distant supernovae will allow us to refine their use as custom yardsticks, providing greater precision that will allow us to better determine the properties of dark energy," Filippenko said.

With the newly found Type Ia supernovae, the team also will be able to further test various theories of dark energy, including Einstein's own early idea, that a "cosmological constant" would cause an accelerated expansion.

nature of dark energy is not changing with time,” noted Filippenko, “then the evidence for Einstein’s cosmological constant will be even greater."

The study focuses on several patches of sky where deep observations with other instruments are providing data in multiple wavelengths of light, including x-ray data from NASA's Chandra X-ray Observatory. X-ray emissions reveal the presence of a supermassive black hole at the core of a galaxy powering an "active galactic nucleus."

Understanding the role of black holes in the evolution of galaxies is an important aspect of this project, Faber said.

"We don't know if the black holes form later or are a central feature of these galaxies from the very beginning. We hope to observe the earliest stages of black hole growth," she said.

The Cosmology Survey Multi-Cycle Treasury Program team expects the first data from its observations to be available by the end of the year.

Data from this project will be made available to the entire astronomy community with no proprietary period for Faber's team to conduct its own analysis. The likely result will be a race among teams of scientists to publish the first results from this new treasure trove of data. But Faber said the project will yield such rich data that it will keep astronomers busy for years to come.

"We're

"If we find that the

74 z 125

very excited, not only about the 900 orbits, but also about what this new camera can do. It's just amazing what it sees," Faber said. "This project is the biggest event in my career, the culmination of three decades of work using big telescopes to study galaxy evolution."

"The new instruments on the refurbished Hubble Space Telescope have been producing stunning results," said Filippenko. "The images I’ve seen so far are truly breathtaking."

The committee that reviewed proposals for the Hubble Multi-Cycle Treasury Program asked Faber to combine her initial proposal with a similar one led by Henry Ferguson, an astronomer at the Space Telescope Science Institute (STScI), which operates the Hubble telescope. Faber and Ferguson will work together to manage the project, which involves more than 100 investigators from dozens of institutions around the world.

Łunochód 2 odnaleziony na zdjęciach LRO

W 2007 roku prof. Phil Stooke w Wydziału Fizyki, Astronomii i Geografii Uniwersytetu Zachodniego Ontario opublikował atlas dokumentujący międzynarodową eksplorację KsięŜyca ("The International Atlas of Lunar Exploration"). 15 marca NASA udostępniła pierwszy zbiór zdjęć i danych zebranych przez orbiter Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), krąŜący wokół naszego naturalnego satelity na polarnej orbicie o wysokości około 50km.

Znając historię misji moŜna szczegółowo odtworzyć działania łazika. Widzimy, gdzie dokonywał pomiarów pola magnetycznego jeŜdŜąc do przodu i do tyłu po tej samej trasie by uzyskać dokładniejsze pomiary. Widać gdzie wjechał do małego krateru i przypadkowo przykrył radiator pyłem w trakcie wydostawania się z niego. To ostatecznie doprowadziło do przegrzania się instrumentów i zakończyło misję. prof. Phil Stooke

Wykorzystując własny atlas oraz nowe zdjęcia LRO Stooke odnalazł ślady pozostawione przez sowiecki łazik Łunochód 2 trzydzieści siedem lat temu oraz jego dokładne połoŜenie po tym, jak przemierzył 35 kilometrów. Odległość ta dotąd pozostaje najdłuŜszą podróŜą jaką po powierzchni innego ciała niebieskiego pokonał zrobotyzowany pojazd (dla porównania marsjańskie roboty Opportunity i Spirit pokonały dotychczas, odpowiednio, 19.3 km i 7.7 km... choć ich misja trwa znacznie dłuŜej).

Gdy tylko NASA udostępniła zdjęcia, naukowcy na całym świecie, w tym prof. Stooke, rozpoczęli poszukiwania lądownika. "Ślady były widoczne od razu "- mówi Stooke. -"Znając historię misji moŜna szczegółowo odtworzyć działania

łazika. Widzimy, gdzie dokonywał pomiarów pola magnetycznego jeŜdŜąc do przodu i do tyłu po tej samej trasie by uzyskać dokładniejsze pomiary.

Widać gdzie wjechał do małego krateru i przypadkowo przykrył radiator pyłem w trakcie wydostawania się z niego. To ostatecznie doprowadziło do przegrzania się instrumentów i zakończyło misję. Sam łazik widać jako ciemną plamę tam gdzie się zatrzymał."

Prof. Stooke dodaje, Ŝe odkrycie oznacza konieczność poprawienia starszych map opublikowanych przez Rosjan. Źródła: The University of Western Ontario News: Western researcher solves 37-year-old space mystery Zdjęcie: NASA/LRO Original press release follows: Western researcher solves 37-year-old space mystery A researcher from The University of Western Ontario has helped solve a 37-year-old space mystery using lunar images released yesterday by NASA and maps from his own atlas of the moon.

Phil Stooke, a professor cross-appointed to Western’s Departments of Physics & Astronomy and Geography, published a major reference book on lunar exploration in 2007 entitled, “The International Atlas

75 z 125

of Lunar Exploration.”

Yesterday, images and data from Nasa’s Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) were posted. The LRO, scheduled for a one year exploration mission about 31 miles above the lunar surface, will produce a comprehensive map, search for resources and potential safe landing sites, and measure lunar temperatures and radiation levels.

Using his atlas and the NASA images, Stooke pinpointed the exact location of the Russian rover Lunokhod 2, discovering tracks left by the lunar sampler 37 years ago after it made a 35-kilometre trek. The journey was the longest any robotic rover has ever been driven on another celestial body.

As soon as the NASA photos were released, scientists around the world, including Stooke, began work to locate the rover. Stooke set up a searchable image database and located the photograph he needed, among thousands of others.

“The tracks were visible at once,” says Stooke. “Knowing the history of the mission, it’s possible to trace the rover’s activities in fine detail. We can see where it measured the magnetic field, driving back and forth over the same route to improve the data. And we can also see where it drove into a small crater, and accidentally covered its heat radiator with soil as it struggled to get out again. That ultimately

76 z 125

caused it to overheat and stop working. And the rover itself shows up as a dark spot right where it stopped.”

The find, he adds will mean that older maps published by Russia will now need to be revised.

Stooke says that NASA scientists have used his atlas in both preparation and data recovery.

His next project is a similar volume on Mars exploration which will include the best maps of the moons of Mars.

Stooke is also a member of Western’s Centre for Planetary Science and Exploration (CPSX).

CPSX represents the largest concentration of planetary scientists in Canada and has resulted in Western becoming the epicentre for planetary science and exploration in the country – particularly for graduate students.

Planck ukazuje arrasy utkane z włókien zimnego gazu

Nowe zdjęcie wykonane przez satelitę Europejskiej Agencji Kosmicznej Planck ukazuje gigantyczne włókna zimnego gazu rozpięte we wnętrzu Galaktyki. Analiza tych struktur być moŜe pomoŜe w zrozumieniu tego, jakie siły kształtują Galaktykę i inicjują procesy produkcji gwiazd.

Sondę Planck

Nie wiemy co powoduje, Ŝe te struktury przyjmują takie kształty Jan Tauber

zaprojektowano do badań najwaŜniejszych tajemnic kosmologii. Tego, jak powstał Wszechświat? Skąd wzięły się w nim galaktyki.

Nowo opublikowane zdjęcie rozszerza zakres jego badań o analizę struktury zimnego pyłu w obrębie naszej Galaktyki. Na zdjęciu widać włóknistą strukturę pyłu o otoczeniu 500 lat świetlnych od Słońca. Lokalne włókna łączą się z Drogą Mleczną - widoczną jako róŜowa, pozioma struktura w dolnej częśći zdjęcia. Tutaj promieniowanie dociera z większej odległości - przez cały dysk Galaktyki.

Na zdjęciu róŜnice temperatur pyłu zostały ukazane za pomocą róŜnych barw. Biało-róŜowe tonacje odpowiadają pyłowi o temperaturze kilkudziesięciu Kelwinów, podczas gdy ciemniejsze barwy odpowiadają pyłowi o temperaturze zaledwie 12 K. Cieplejszy pył koncentruje się bliŜej płaszczyzny Galaktyki, powyŜej i poniŜej tej płaszczyzny pył jest chłodniejszy.

"Nie wiemy co powoduje, Ŝe te struktury przyjmują takie kształty" - mówi Jan Tauber, naukowiec misji Planck. Gęstsze obszary pyłu znane są jako obłoki molekularne, podczas gdy bardziej rozproszone określa się mianem cirrusów.

Zbudowane są zarówno z pyłu jak i gazu, jednak na zdjęciach wykonanych Plancka gaz nie jest widoczny.

W Galaktyce wiele sił moŜe oddziaływać na pył decydując o kształcie struktur - w największej skali jest to rotacja Galaktyki, tworząca spiralny wzór gwiazd, pyłu i gazu. Grawitacja, promieniowanie i strumienie cząstek gwiazd wreszcie oddziaływania pól elektromagnetycznych wszystkie zapewne mają swój udział, ale które w jakim stopniu pozostaje zagadką.

Najjaśniejsze punkty na zdjęciu to gęste skupiska materii, wewnątrz których być moŜe powstają gwiazdy. W miarę jak zapadają się stają się coraz gęstsze i coraz skuteczniej ochraniają wnętrze przez światłem i promieniowaniem. To pozwala im skuteczniej się schładzać i przyspiesza zapadanie.

Teleskop kosmiczny ESA Herschel moŜe badać takie obszary szczegółowo jednak tylko Planck moŜe odnajdywać je na całym niebie. Obie sondy umieszczono na orbicie jednocześnie w maju 2009 roku, obie teŜ słuŜą do badania najzimniejszych składników Wszechświata. Planck bada największe struktury podczas gdy Herschel prowadzi szczegółowe badania mniejszych struktur, takich jak niedalekie obszary gwiazdotwórcze.

Jedną z zagadek jest to, dlaczego struktura włóknista jest widoczna zarówno w największych skalach jak i najmniejszych.

Nowe zdjęcie łączy dane zebrane przez instrument

77 z 125

wysokiej częstotliwości HFI Plancka (High Frequency Instrument) w pasmach 540 i 350 mikrometrów wraz z danymi 100 mikrometrowymi uzyskanymi przez satelitę IRAS w 1983 roku. Źródła: ESA News: Planck sees tapestry of cold dust Zdjęcie: ESA/HFI Consortium/IRAS Original press release follows: Planck sees tapestry of cold dust Giant filaments of cold dust stretching through our Galaxy are revealed in a new image from ESA’s Planck satellite. Analysing these structures could help to determine the forces that shape our Galaxy and trigger star formation.

Planck is principally designed to study the biggest mysteries of cosmology. How did the Universe form? How did the galaxies form? This new image extends the range of its investigations into the cold dust structures of our own Galaxy.

The image shows the filamentary structure of dust in the solar neighbourhood – within about 500 light-years of the Sun. The local filaments are connected to the Milky Way, which is the pink horizontal feature near the bottom of the image.

Here, the emission is coming from much further away, across the disc of our Galaxy.

The image has been colour coded to discern different

78 z 125

temperatures of dust. White-pink tones show dust of a few tens of degrees above absolute zero, whereas the deeper colours are dust at around –261°C, only about 12 degrees above absolute zero. The warmer dust is concentrated into the plane of the Galaxy whereas the dust suspended above and below is cooler.

“What makes these structures have these particular shapes is not well understood,” says Jan Tauber, ESA Project Scientist for Planck. The denser parts are called molecular clouds while the more diffuse parts are ‘cirrus’. They consist of both dust and gas, although the gas does not show up directly in this image.

There are many forces at work in the Galaxy to help shape the molecular clouds and cirrus into these filamentary patterns. For example, on large scales the Galaxy rotates, creating spiral patterns of stars, dust, and gas. Gravity exerts an important influence, pulling on the dust and gas. Radiation and particle jets from stars push the dust and gas around, and magnetic fields also play a role, although to what extent is presently unclear.

Bright spots in the image are dense clumps of matter where star formation may take place. As the clumps shrink, they become denser and better at shielding their interiors from light and other radiation. This allows them to cool more

easily and collapse faster.

ESA’s Herschel space telescope can be used to study such regions in detail, but only Planck can find them all over the sky. Launched together in May 2009, Planck and Herschel are both studying the coolest components of the Universe. Planck looks at large structures, while Herschel can make detailed observations of smaller structures, such as nearby star-forming regions.

One puzzle to be solved is why there is similar filamentary structure on both the large and the small scale. “That’s a big question,” says Tauber.

The new image is a combination of data taken with Planck’s High Frequency Instrument (HFI), at wavelengths of 540 micrometres and 350 micrometres, and a 100-micrometre image taken in 1983 with the IRAS satellite.

The HFI data were recorded as part of Planck’s first all-sky survey at microwave wavelengths. As the spacecraft rotates, its instruments sweep across the sky. During every rotation, they cross the Milky Way twice. Thus, in the course of Planck’s mission to precisely map the afterglow of the big bang, it is also producing exquisite maps of the Galaxy.

WISE fotografuje kosmiczny pąk róŜy

Nowe podczerwone zdjęcie wykonane przez sondę NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) ukazuje kosmiczny pąk rozkwitający nowymi gwiazdami. Gwiazdy, skatalogowane jako gromada Berkely 59, to błękitne punkty widoczne na prawo od centrum zdjęcia. Właśnie opuściły gazowe kokony, z których powstały, a mając zaledwie kilka milionów lat w gwiezdnej skali są niezwykle młode.

Przypominający pąk róŜy kształt ocztaczający młode gwiazdy to ciepły pył przez nie podgrzany.

Zielona, podobna do liści, mgławica otula gromadę podkreślając krawędzie gęstego, pyłowego obłoku.

Zielona materia to podgrzane wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne, cząsteczki, które na Ziemi moŜna znaleźć na grillu, przy rurze wydechowej i w innych miejscach, w których zaszły procesy spalania.

Czerwone źródła we wnętrzu zielonej mgławicy wskazują miejsca powstawania drugiej generacji gwiazd powstających z obłoku, być moŜe w wyniku ogrzania i kompresji gazu przez młodsze gwiazdy. Pozostałość po supernowej związanej z tym regionem - NGC 7822 - wskazuje, Ŝe jedna z masywnych gwiazd zdąŜyła juŜ eksplodować, otwierając obłok i odkrywając kolorowy krajobraz. Błękitne punkty widoczne na całym zdjęciu to gwiazdy Drogi Mlecznej.

Berkeley 59 i NGC 7822 leŜą w obrębie konstelacji Cefeusza w odległości około 3300 lat świetlnych. Zdjęcie wykonane w podczerwieni zostało zakodowane w następujący sposób niebieska barwa została przypisana długości fali 3,4 mikrona, cyjanowa - 4,6 mikrona, zielona - 12 mikronów a czerwona - 22 mikronów. Źródła:

79 z 125

target="_blank">ESA News: WISE Captures a Cosmic Rose Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/UCLA Lokalizacja: RA 00h04m08s Dek +68°40'24", mapka Stellarium Original press release follows: WISE Captures a Cosmic Rose A new infrared image from NASA's Wide-field Infrared Survey Explorer, or WISE, shows a cosmic rosebud blossoming with new stars. The stars, called the Berkeley 59 cluster, are the blue dots to the right of the image center. They are ripening out of the dust cloud from which they formed, and at just a few million years old, are young on stellar time scales.

The rosebud-like red glow surrounding the hot, young stars is warm dust heated by the stars. Green "leafy" nebulosity enfolds the cluster, showing the edges of the dense, dusty cloud. This green material is from heated polycyclic aromatic hydrocarbons, molecules that can be found on Earth in barbecue pits, exhaust pipes and other places where combustion has occurred.

Red sources within the green nebula indicate a second generation of stars forming at the surface of the natal cloud, possibly as a consequence of heating and compression from the younger stars. A supernova remnant associated with this region, called

NGC 7822, indicates that a massive star has already exploded, blowing the cloud open in a "champagne flow" and leaving behind this floral remnant. Blue dots sprinkled throughout are foreground stars in our Milky Way galaxy.

Berkeley 59 and NGC 7822 are located in the constellation of Cepheus at a distance of about 3,300 light-years from Earth.

Infrared light is color coded in this picture as follows: blue shows 3.4-micron light; cyan, 4.6-micron light; green, 12-micron light; and red, 22-micron light.

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 . Additional images are at http://wise.astro.ucla.edu .

80 z 125

Zmierzono pierwszą egzoplanetę o umiarkowanym klimacie

Dzięki połączeniu obserwacji wykonanych za pomocą satelity CoRoT oraz instrumentu HARPS, zainstalowanego na 3,6 metrowym teleskopie ESO w obserwatorium La Silla w Chile, astronomowie odkryli pierwszą "normalną" egzoplanetę, którą moŜna szczegółowo badać. Planeta - Corot-9b - regularnie przechodzi przed tarczą podobnej do Słońca gwiazdy oddalonej od Ziemi o 1500 lat świetlnych, leŜącej w obrębie konstelacji WęŜa.

To normalna egzoplaneta, na której panują umiarkowane warunki - podobna do tuzina innych znanych wcześniej. Jednak jest pierwszą, której właściwości moŜemy badać dogłębnie.

MoŜe się ona stać kamieniem z Rosetty badań egzoplanet.

Claire Moutou

"Corto-9b to pierwsza egzoplaneta, która rzeczywiście przypomina planety Układu Słonecznego "- mówi Hans Deeg, kierujący badaniami międzynarodowego zespołu 60 astronomów zaangaŜowanych w odkrycie. -" Ma rozmiar Jowisza i leŜy na orbicie zbliŜonej do orbity Merkurego."

"Podobnie jak nasze gazowe olbrzymy - Jowisz i Saturn - planeta ta zbudowana jest głównie z wodoru i helu "- mówi członek zespołu, Tristan Guillot -" ale moŜe teŜ zawierać 20 ziemskich mas innej materii - w tym wody i skał pod wysokim ciśnieniem i o wysokiej temperaturze."

Corot-9b przechodzi przed tarczą swej gwiazdy co 95 dni - tranzyt ten trwa około 8 godzin i daje astronomom moŜliwość uzyskania dodatkowych danych na temat planety. PoniewaŜ z większości odkrytych do tej pory egzoplanet łączy go wiele cech, moŜliwość szczegółowych badań jest niezwykle cenna.

"Nasza analiza dostarczyła więcej informacji na temat Corot-9b niŜ dla jakiejkolwiek egzoplanety

tego rodzaju odkrytej wcześniej "- mówi Didier Queloz. -" Badania te mogą otworzyć nowy kierunek badań nad zrozumieniem atmosfer umiarkowanych i chłodnych planet, w szczególności kompletnie nowe okno poznania chemii niskich temperatur."

Do tej pory odkryto ponad 400 egzoplanet, w tym 70 metodą tranzytów. Corot-9b wyróŜnia się na ich tle dzięki orbicie, której średnica jest 10 razy większa niŜ wcześniej odkrytych tą metodą planet.

To oznacza, Ŝe ma stosunkowo umiarkowany klimat. Temperaturę jej powierzchni szacuje się na -20 a +160°C z minimalnymi róŜnicami między dniem a nocą. Dokładna wartość zaleŜy od moŜliwości występowania warstwy chmur o duŜym albedo.

Satelita CoRoT kierowany przez francuską agencję kosmiczną CNES zidentyfikował planetę po 145 dniach obserwacji latem 2008 roku. Obserwacje za pomocą instrumentu HARPS potwierdziły odkrycie i pozwoliły określić jego masę na około 80% masy Jowisza. Wyniki badań opublikowano na łamach Nature. Źródła: European Southern Observatory: First Temperate Exoplanet Sized Up Ilustracja: ESO/L. Calçada Original press release follows: First Temperate Exoplanet Sized Up Combining observations from the CoRoT satellite and the

81 z 125

ESO HARPS instrument, astronomers have discovered the first “normal” exoplanet that can be studied in great detail. Designated Corot-9b, the planet regularly passes in front of a star similar to the Sun located 1500 light-years away from Earth towards the constellation of Serpens (the Snake).

“This is a normal, temperate exoplanet just like dozens we already know, but this is the first whose properties we can study in depth,” says Claire Moutou, who is part of the international team of 60 astronomers that made the discovery. “It is bound to become a Rosetta stone in exoplanet research.”

“Corot-9b is the first exoplanet that really does resemble planets in our solar system,” adds lead author Hans Deeg. “It has the size of Jupiter and an orbit similar to that of Mercury.”

“Like our own giant planets, Jupiter and Saturn, the planet is mostly made of hydrogen and helium,” says team member Tristan Guillot, “and it may contain up to 20 Earth masses of other elements, including water and rock at high temperatures and pressures.”

Corot-9b passes in front of its host star every 95 days, as seen from Earth [1].

This “transit” lasts for about 8 hours, and provides astronomers with much additional information on the planet.

This is fortunate as the gas giant shares many features with the majority of exoplanets discovered so far [2].

“Our analysis has provided more information on Corot-9b than for other exoplanets of the same type,” says co-author Didier Queloz. “It may open up a new field of research to understand the atmospheres of moderate- and low-temperature planets, and in particular a completely new window in our understanding of low-temperature chemistry.”

More than 400 exoplanets have been discovered so far, 70 of them through the transit method. Corot-9b is special in that its distance from its host star is about ten times larger than that of any planet previously discovered by this method. And unlike all such exoplanets, the planet has a temperate climate. The temperature of its gaseous surface is expected to be between 160 degrees and minus twenty degrees Celsius, with minimal variations between day and night.

The exact value depends on the possible presence of a layer of highly reflective clouds.

The CoRoT satellite, operated by the French space agency CNES [3], identified the planet after 145 days of observations during the summer of 2008.

Observations with the very successful ESO exoplanet hunter — the HARPS instrument attached to the 3.6-metre ESO telescope at La Silla in Chile — allowed the astronomers to measure its mass, confirming that Corot-9b is indeed an exoplanet, with a mass about 80% the mass of Jupiter.

This finding is being published in this week’s edition of the journal Nature.

82 z 125

Temperatura Wielkiej Czerwonej Plamy

Nowe, innowacyjne obrazy termiczne uzyskane za pomocą teleskopu ESO VLT oraz innych potęŜnych teleskopów na Ziemi ukazują nigdy wcześniej nie widziane wiry ciepłego i zimnego powietrza we wnętrzu Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu, po raz pierwszy umoŜliwiając naukowcom stworzenie szczegółowej mapy pogody we wnętrzu gigantycznego systemu burzowego, która pozwala powiązać temperaturę, wiatry i ciśnienie z barwami widocznymi na zdjęciach w świetle widzialnym.

Z

To pierwsze szczegółowe spojrzenie do wnętrza największej burzy w Układzie Słonecznym. Kiedyś sądziliśmy, Ŝe Wielka Czerwona Plama to zwykły owal pozbawiony struktury, jednak nowe wyniki dowodzą, Ŝe jest ekstremalnie złoŜona.

Glenn Orton

obserwacji wynika, Ŝe najbardziej czerwone obszary Plamy odpowiadają ciepłemu rdzeniowi w centrum chłodnego układu burzowego i ukazują ciemne pasma na krawędzi burzy, w miejscach gdzie gazy opadają do wnętrza planety.

Obserwacje, szczegółowo opisane w artykule przyjętym do druku na łamach magazynu Icarus dają naukowcom pojęcie o cyrkulacji powietrza we wnętrzu najlepiej znanego układu burzowego w Układzie Słonecznym.

Wielka Czerwona Plama jest obserwowana od kilkuset lat, a ciągłe jej obserwacje rozpoczęły się w XIX wieku. Plama, która jest chłodnym układem burzowym o temperaturze -160°C jest tak wielka, Ŝe moŜna by w niej zmiejścić koło siebie trzy Ziemie.

Obrazy termowizyjne zostały w większości uzyskane za pomocą instrumentu VISIR (VLT Imager and Spectrometer for mid Infrared) zainstalowanego na teleskopie ESO VLT w Chile.

Dodatkowo w badaniach wykorzystano dane zebrane przez teleskop Gemini South w Chile

83 z 125

i Subaru na Hawajach. Uzupełnione zostały obserwacjami sondy Galileo z lat 90. XX wieku oraz obserwacjami głębokich struktur chmur wykonanymi przez 3 metrowy teleskop podczerwony NASA ITF na Hawajach. Razem dają - po raz pierwszy - dokładność termicznych obserwacji porównywalną to zdjęć wykonywanych w paśmie widzialnym przez teleskop kosmiczny Hubble.

VISIR pozwala naukowcom stworzyć mapy dystrybucji temperatur, aerozoli i amoniaku w obszarze burzy. KaŜdy z tych parametrów pozwala badać, jak pogoda i układ cyrkulacji atmosferycznej zmienia się w we wnętrzu burzy zarówno w przestrzeni jak i w czasie. Lata obserwacji VISIRa połączone z pozostałymi danymi pokazują, jak niezwykle stabilny jest ten układ burzowy pomimo turbulencji i bliskich kontaktów z innymi antycyklonami wpływającymi na krawędź układu.

"Jednym z najbardziej intrygujących, jest odkrycie Ŝe najbardziej intensywnie pomarańczowoczerwona centralna część plamy jest o około 3, 4 stopni cieplejsza od otoczenia "- mówi Leigh Fletcher. Choć róŜnica moŜe wydawać się niewielka wystarcza aby zmienić kierunek cyrkulacji burzy z przeciwnej do ruchu wskazówek zegara, występującej na znacznej części plamy na zgodną z ruchem wskazówek zegara w centrum. -" Po raz pierwszy moŜemy powiedzieć, Ŝe istnieje związek między warunkami środowiska temperaturą, wiatrami, ciśnieniem

i składem chemicznym - a obserwowaną barwą Wielkiej Czerwonej Plamy. Choć moŜemy spekulować, nadal nie wiemy z całą pewnością jakie związki chemiczny czy procesy odpowiadają za głęboką czerwień - wiemy jednak, Ŝe jest ona związana ze zmianami warunków jakie panują w sercu burzy." Źródła: L. Fletcher et al., “Thermal Structure and Composition of Jupiter’s Great Red Spot from High-Resolution Thermal Imaging”, Icarus European Southern Observatory: Jupiter’s Spot Seen Glowing Zdjęcie: ESO/NASA/JPL/ESA/L. Fletcher Original press release follows: Jupiter’s Spot Seen Glowing New ground-breaking thermal images obtained with ESO’s Very Large Telescope and other powerful ground-based telescopes show swirls of warmer air and cooler regions never seen before within Jupiter’s Great Red Spot, enabling scientists to make the first detailed interior weather map of the giant storm system linking its temperature, winds, pressure and composition with its colour.

“This is our first detailed look inside the biggest storm of the Solar System,” says Glenn Orton, who led the team of astronomers that made the study.

“We once thought the

84 z 125

Great Red Spot was a plain old oval without much structure, but these new results show that it is, in fact, extremely complicated.”

The observations reveal that the reddest colour of the Great Red Spot corresponds to a warm core within the otherwise cold storm system, and images show dark lanes at the edge of the storm where gases are descending into the deeper regions of the planet. The observations, detailed in a paper appearing in the journal Icarus, give scientists a sense of the circulation patterns within the solar system’s best-known storm system.

Sky gazers have been observing the Great Red Spot in one form or another for hundreds of years, with continuous observations of its current shape dating back to the 19th century. The spot, which is a cold region averaging about -160 degrees Celsius, is so wide that about three Earths could fit inside its boundaries.

The thermal images were mostly obtained with the VISIR instrument attached to ESO’s Very Large Telescope in Chile, with additional data coming from the Gemini South telescope in Chile and the National Astronomical Observatory of Japan’s Subaru Telescope in Hawaii. The images have provided an unprecedented level of resolution and extended the coverage provided by NASA’s Galileo spacecraft in the late 1990s. Together with

observations of the deep cloud structure by the 3-metre NASA Infrared Telescope Facility in Hawaii, the level of thermal detail observed from these giant observatories is for the first time comparable to visible-light images from the NASA/ESA Hubble Space Telescope.

VISIR allows the astronomers to map the temperature, aerosols and ammonia within and surrounding the storm. Each of these parameters tells us how the weather and circulation patterns change within the storm, both spatially (in 3D) and with time. The years of VISIR observations, coupled with those from the other observatories, reveals how the storm is incredibly stable despite turbulence, upheavals and close encounters with other anticyclones that affect the edge of the storm system.

“One of the most intriguing findings shows the most intense orange-red central part of the spot is about 3 to 4 degrees warmer than the environment around it,” says lead author Leigh Fletcher. This temperature difference might not seem like a lot, but it is enough to allow the storm circulation, usually counter-clockwise, to shift to a weak clockwise circulation in the very middle of the storm. Not only that, but on other parts of Jupiter, the temperature change is enough to alter wind velocities and affect cloud patterns in the belts and zones.

“This is the first time we can say that there’s an intimate link between environmental conditions — temperature, winds, pressure and composition — and the actual colour of the Great Red Spot,” says Fletcher. “Although we can speculate, we still don’t know for sure which chemicals or processes are causing that deep red colour, but we do know now that it is related to changes in the environmental conditions right in the heart of the storm.”

Spitzer odkrywa pierwotne, prehistoryczne czarne dziury

Astronomowie natknęli się na obiekty, które zdają się być dwiema najwcześniej powstałymi i najbardziej prymitywnymi supermasywnymi czarnymi dziurami jakie do tej pory odkryto. Odkrycie, oparte w większości na obserwacjach wykonanych za pomocą teleskopu kosmicznego NASA Spitzer, będzie kluczowe dla lepszego poznania początków Wszechświata - tego jak pojawiły się pierwsze czarne dziury, galaktyki i gwiazdy. Wyniki badań, prowadzonych pod kierownictwem Linhua Jiang z Uniwersytetu Arizona, zostały przyjęte do publikacji na łamach Nature.

Czarne dziury to

Najprawdopodobniej znaleźliśmy pierwszej generacji kwazary, które urodziły się w pozbawione pyłu przestrzeni i są na najwcześniejszych etapach ewolcucji Linhua Jiang

niezwykłe zniekształcenia czasoprzestrzeni.

Najbardziej masywne z nich i najaktywniejsze kryją się w jądrach galaktyk, zazwyczaj otoczone przez podobną do pączka angielskiego strukturę zbudowaną z pyłu i gazu, którymi czarna dziura poŜywia się rosnąc. Najaktywniejsze z nich, supermasywne czarne dziury to kwazary.

Jakkolwiek brudny i nieuporządkowany jest współczesny Wszechświat naukowcy uwaŜają, Ŝe na samym jego początku nie było pyłu - a to oznacza, Ŝe najbardziej pierwotne kwazary równieŜ powinny być pozbawione pyłu. Jednak nikt nie widział takich nieskazitelnych kwazarów do tej pory. Teleskop Spitzer zidentyfikował dwa, rekordowo małe, oddalone o około 13 miliardów lat świetlnych od Ziemi.

Kwazary o oznaczeniach katalogowych J0005-0006 i J0303-0019 po raz pierwszy zauwaŜono w świetle widzialnym w danych zebranych przez cyfrowy przegląd nieba Sloana (SDSS). Zespół, w którym znalazł się Jiang, był kierowany przez Xiaohui Fan. RównieŜ teleskop NASA Chandra obserwował promieniowanie

rentgenowskie jednego z obiektów.

Promieniowanie rentgenowskie, ultrafioletowe i widzialne jest emitowane przez kwazary podczas poŜerania przez nie otaczającego gazu.

"Kwazary emitują ogromne ilości światła co pozwala wykryć je dosłownie na krawędzi obserwowalnego Wszechświata "- mówi Fan. Gdy zespół Jianga postanowił przeprowadzić obserwacje Xiaohui J0005-0006 i J0303-0019 wykorzystując w tym celu teleskop Spitzer w latach 2006 - 2009 cel badań nie wyróŜniał się niczym szczególnym. Zmierzono światło podczerwone tych i innych 19 kwazarów, wszystkich, naleŜących do najodleglejszych znanych obiektów. KaŜdy z nich w swym rdzeniu zawiera czarną dziurę o masie przynajmniej 100 milionów razy większej od Słońca.

Dane teleskopu Spitzer pokazały, Ŝe z 21 badanych kwazarów tylko widma J0005-0006 i J0303-0019 nie zawierały charakterystycznego sygnału gorącego pyłu. "Sądzimy, Ŝe te wczesne czarne dziury powstają w czasach kiedy pył dopiero powstawał we Wszechświecie, mniej niŜ miliard lat po Wielkim Wybuchu "- mówi Fan. -" Pierwotny Wszechświat nie zawierał Ŝadnych cząstek które mogłyby koagulować tworząc cząstki pyłu. Cząstki konieczne do tego procesu zostały stworzone i wpompowane do przestrzeni później przez gwiazdy."

Ponadto astronomie zauwaŜyli, Ŝe ilość gorącego pyłu rośnie wraz z masą czarnej dziury. W miarę

85 z 125

jak czarna dziura rośnie, pył ma coraz więcej czasu na to, by powstać w jej otoczeniu. Czarne dziury w jądrach J0005-0006 i J0303-0019 mają najmniejsze masy wśród czarnych dziur znanych w młodym Wszechświecie, co dodatkowo wskazuje na to, iŜ są bardzo młode i na etapie, kiedy wokół niech nie powstał jeszcze pył. Źródła: Spitzer Space Telescope: NASA's Spitzer Unearths Primitive Black Holes Ilustracja: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) Original press release follows: NASA's Spitzer Unearths Primitive Black Holes Astronomers have come across what appear to be two of the earliest and most primitive supermassive black holes known. The discovery, based largely on observations from NASA's Spitzer Space Telescope, will provide a better understanding of the roots of our universe, and how the very first black holes, galaxies and stars came to be.

"We have found what are likely first-generation quasars, born in a dust-free medium and at the earliest stages of evolution," said Linhua Jiang of the University of Arizona, Tucson. Jiang is the lead author of a paper announcing the findings in the March 18 issue of Nature.

Black holes

86 z 125

are beastly distortions of space and time. The most massive and active ones lurk at the cores of galaxies, and are usually surrounded by doughnutshaped structures of dust and gas that feed and sustain the growing black holes. These hungry, supermassive black holes are called quasars.

and 2009, their targets didn't stand out much from the usual quasar bunch. Spitzer measured infrared light from the objects along with 19 others, all belonging to a class of the most distant quasars known. Each quasar is anchored by a supermassive black hole weighing more than 100 million suns.

As grimy and unkempt as our present-day universe is today, scientists believe the very early universe didn't have any dust -- which tells them that the most primitive quasars should also be dust-free.

But nobody had seen such immaculate quasars -until now. Spitzer has identified two -- the smallest on record -- about 13 billion light-years away from Earth.

Of the 21 quasars, J0005-0006 and J0303-0019 lacked characteristic signatures of hot dust, the Spitzer data showed. Spitzer's infrared sight makes the space telescope ideally suited to detect the warm glow of dust that has been heated by feeding black holes.

The quasars, called J0005-0006 and J0303-0019, were first unveiled in visible light using data from the Sloan Digital Sky Survey. That discovery team, which included Jiang, was led by Xiaohui Fan, a coauthor of the recent paper at the University of Arizona. NASA's Chandra X-ray Observatory had also observed X-rays from one of the objects.

X-rays, ultraviolet and optical light stream out from quasars as the gas surrounding them is swallowed.

"Quasars emit an enormous amount of light, making them detectable literally at the edge of the observable universe," said Fan. When Jiang and his colleagues set out to observe J0005-0006 and J0303-0019 with Spitzer between 2006

"We think these early black holes are forming around the time when the dust was first forming in the universe, less than one billion years after the Big Bang," said Fan. "The primordial universe did not contain any molecules that could coagulate to form dust. The elements necessary for this process were produced and pumped into the universe later by stars."

The astronomers also observed that the amount of hot dust in a quasar goes up with the mass of its black hole. As a black hole grows, dust has more time to materialize around it. The black holes at the cores of J0005-0006 and J0303-0019 have the smallest measured masses known in the early universe, indicating they are particularly young, and at a stage when dust has not yet formed around them.

Other authors

include W.N. Brandt of Pennsylvania State University, University Park; Chris L. Carilli of the National Radio Astronomy Observatory, Socorro, N.M.; Eiichi Egami of the University of Arizona; Dean C. Hines of the Space Science Institute, Boulder, Colo.; Jaron D. Kurk of the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Germany; Gordon T. Richards of Drexel University, Philadephia, Pa.; Yue Shen of the Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.; Michael A. Strauss of Princeton, N.J.; Marianne Vestergaard of the University of Arizona and Niels Bohr Institute in Denmark; and Fabian Walter of the Max Planck Institute for Astronomy, Germany. Fan and Kurk were based in part at the Max Planck Institute for Astronomy when this research was conducted.

The Spitzer observations were made before the telescope ran out of its liquid coolant in May 2009, beginning its "warm" mission.

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 in Pasadena. Caltech manages JPL for NASA.

87 z 125

Fotografując powierzchnię masywnych gwiazd

Czerwone nadolbrzymy naleŜą do najjaśniejszych gwiazd jakie znamy. Ze względu na znaczne średnice, niewielkie odległości i wysoką jasność w podczerwieni są one jednym z najwaŜniejszych celów obserwowanych obecnie przez interferometry.

Międzynarodowy zespół astronomów, kierowany przez Andraa Chiavassa z Instytutu Astrofizyki Maxa Plancka opracował nową metodę detekcji i badania wzorów granulacji czerwnoych nadolbrzymów wykorzystującą trójwymiarową symulację konwekcji na ich powierzchni. Ponadto zespół przedstawił po raz pierwszy obraz fotosfery bardzo zimnej gwiazdy późnego typ VX Sgr uzyskane dzięki obserwacjom intreferometrycznym, w których wykorzystano interferometr VLTI (Very Large Telescope Interferometer). Badania te zbliŜają naukowców do zrozumienia mechanizmów utraty masy przez czerwone nadolbrzymy - procesu, który w znacznym stopniu odpowiada za chemiczne wzbogacanie Galaktyki.

Masywne gwiazdy - 10 do 25 razy masywniejsze od Słońca - część Ŝycia spędzają jako czerwone nadolbrzymy, największe gwiazdy we Wszechświecie. Temperatura ich powierzchni wynosi około 4000K (Słońca - 5780K), a średnica jest do 1000 razy większa od naszej gwiazdy. Tak ekstremalne cechy przepowiadają koniec istnienia krótko Ŝyjącego gwiezdnego króla podczas gdy zbliŜa się on do kresu swych dni i eksplozji w postaci supernowej.

Czerwone nadolbrzymy wciąŜ kryją wiele tajemnic. Nieznany jest mechanizm prowadzący do utraty przez te gwiazdy ogromnych ilości gazu. Ich skład chemiczny, ze względu na niskie temperatury oraz skomplikowane widma wynikające z gwałtownej konwekcji, takŜe jest zagadką.

Rozwiązania tych zagadek opierają się na podejściu teoretycznym opartym na realistycznych, trójwymiarowych symulacjach hydrodynamicznych.

Wyzwanie to po raz pierwszy podjęto symulując numerycznie przepływ całego gazu we wnętrzu gwiazdy uwzględniając w symulacjach efekty promieniowania.

Kierowany przez Chiavassa międzynarodowy zespół astronomów, w skład którego weszli między innymi naukowcy z Montpellier i Lyonu, szczegółowo przeanalizował wyniki tych symulacji i doszedł do wniosku, Ŝe powierzchnia tych gwiezdnych modeli pokryta jest przez kilka ogromnych komórek konwekcyjnych o średnicach rzędu 500 promieni Słońca, które

88 z 125

ewoluują w skalach wielu lat. BliŜej powierzchni występują krótkotrwałe granule (czas ich istnienia to kilka miesięcy do roku) o średnicach 50 - 100 promieni Słońca. Autorzy opisują przewidywane moŜliwości detekcji i opisu granul (cech takich jak kontrast, rozmiar i czas trwania) za pomocą istniejących interferometrów, umoŜliwiając w ten sposób potwierdzenie detekcji konwekcji na Betelgezie - prototypowym czerwonym nadolbrzymie.

Interferometria to technika, która dzięki połączeniu obrazów uzyskiwanych przez kilka teleskopów umoŜliwia uzyskanie obrazów o rozdzielczości porównywalnej do moŜliwej do uzyskania przez gigantyczny teleskop o średnicy takiej, jak odległość między najbardziej oddalonymi od siebie teleskopami składowymi. JeŜeli obiekt obserwuje się wielokrotnie w róŜnych kombinacjach i konfiguracjach teleskopów moŜliwe jest zrekonstruowanie obrazu obiektu. Tą właśnie techniką posłuŜył się zespół Chiavassa do obserwacji zaprzęgając interferometr VLTI oraz 1,8-metrowe teleskopy pomocnicze - do uzyskania zdjęć fotosfery bardzo chłodnej gwiazdy VX Sgr, leŜącej w odległości około 5000 lat świetlnych.

Klasyfikacja VX Sgr jest niepewna. Opierając się wysokiej

jasności i ogromnym promieniu (5,6 j.a. - co oznacza, Ŝe gdyby gwiazdę umieścić w miejscu Słońca, sięgałaby poza orbitę Jowisza) - moŜna sądzić, Ŝe jest to czerwony nadolbrzym.

Jednocześnie bardzo niska temperatura powierzchni oraz duŜa zmienność umiejscawiają ją bliŜej miryd - jednak te nigdy nie bywają tak jasne.

Zdjęcia gwiazdy po raz pierwszy ukazują jej kształt. Autorzy, porównując jej zdjęcia do wyników najnowszych symulacji hydrodynamicznych zauwaŜają, Ŝe jej powierzchnię charakteryzują duŜe obszary niejednorodne, które moŜna interpretować jako ogromne komórki konwekcyjne a jej atmosfera przypomina gwiazdę typu Miry otoczoną przez warstwę cząstek wody.

Zrozumienie fizycznych cech tego niezwykłego obiektu jest waŜne dla określenia parametrów granicznych modeli ewolucji gwiazd i ich atmosfer.

Niezwykle istotną cechą prezentowanych badań jest synergia pomiędzy symulacjami teoretycznymi a niezwykle wysokiej jakości danymi obserwacyjnymi Źródła: Chiavassa, A., Plez, B., Josselin, E., Freytag, B., "Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. I. interpretation of interferometric observations", 2009, A&A, 506, 1351-1365 Chiavassa, A.; Lacour, S.; Millour, F.; et al., "VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX

89 z 125

Sgr's inhomogenous outer atmosphere", 2010, A&A, in press, Spitzer Space Telescope: Imaging the surface of massive stars Ilustracja: Max-Planck-Gesellschaft, München Original press release follows: Imaging the surface of massive stars Red supergiant stars are among the brightest stars known. They are a primary target for interferometers today because of their large diameter, proximity, and high infrared luminosity.

A group of international astronomers lead by Andrea Chiavassa (MPA) has provided a new way to detect and characterize the granulation pattern on red supergiants using three-dimensional simulations of surface convection. Moreover, they unveil for the first time the photosphere of the very cool late-type star VX Sgr using interferometric observations with the Very Large Telescope Interferometer. Theses studies bring a step forward to understand the mass-loss mechanism of red supergiant stars, which contribute extensively to the chemical enrichment of our Galaxy.

Massive stars with masses between roughly 10 and 25 solar masses spend some time as red supergiants being the largest stars in the universe.

They have a surface temperature

of ~ 4000K (while the Sun is 5780K), and are ~ 1000 times larger in size than the Sun, which makes them some of the brightest stars known. Such extreme properties foretell the demise of a short-lived stellar king because they are nearing the end of their life and they are doomed to explode as a supernova.

Red supergiants still hold several unsolved mysteries: (i) the mass-loss mechanism, shedding tremendous quantities of gas, is unidentified; (ii) their chemical composition is largely unknown due to difficulties in analyzing their complex spectra due to the low surface temperatures and vigorous convection.

The solution to these mysteries relies on a theoretical approach based on realistic threedimensional hydrodynamical simulations of red supergiant stars. This challenging endeavour has been pioneered with numerical simulations of the entire gas flow of the star including the effect of radiation.

A team of international astronomers lead by Andrea Chiavassa (MPA) and including collaborators from Montpellier and Lyon have analyzed the properties of these simulations in detail and found that the surface of the stellar model is covered by a few large convective cells with some 500 solar radii in size that evolve on a timescale of years. Close to the surface, there are short-lived (a few months to one year)

90 z 125

small- scale (50-100 solar radii) granules. Moreover, the authors described the prospects for the detection and characterization of granulation (i.e. contrast, size and time evolution) with today's interferometers, thus providing the first solid detection of a convective pattern on the prototypical red supergiant Betelgeuse.

supergiant star because of its extremely high luminosity and radius (5.6 astronomical units, which is larger than the Jupiter orbit). However, its very low temperature and large variations are much closer to the typical Mira stars (evolved giant variable stars of about the mass of the Sun that will die becoming white dwarfs), which in revenge, cannot have such high luminosity.

Interferometry is a technique that combines the light from several telescopes, resulting in a vision as sharp as that of a giant telescope with a diameter equal to the largest separation between the telescopes used. If an object is observed on several runs with different combinations and configurations of telescopes, it is possible to put these results together to reconstruct an image of the object.

This is what has been done with ESOâ&#x20AC;&#x2122;s Very Large Telescope Interferometer (VLTI), using the 1.8-meter Auxiliary Telescopes by Andrea Chiavassa and collaborators from Paris, Bonn, ESO, Montpellier and Heidelberg. They unveiled for the first time the photosphere of the very cool late-type star VX Sgr using interferometric observations with AMBER and performing image reconstructions for different wavelengths. VX Sgr is at ~ 5000 light years from the Earth and thus appears so small that only interferometric facilities can produce an image.

The images reveal for the first time the shape of VX Sgr. The authors, comparing them to the latest hydrodynamical simulations, found that the surface of VX Sgr is characterized by inhomogeneities interpreted as large convective cells and that the atmosphere rather resembles a Mira star surrounded by molecular water layers than red supergiant. Understanding the physical properties behind this peculiar object is important to constrain stellar evolution and atmosphere models and to push VLTI facilities to their limits entering a new era of stellar imaging.

The classification of VX Sgr is uncertain: it could be a red

Red supergiant stars contribute extensively to the chemical enrichment of our Galaxy loosing enormous quantities of their mass due to an unknown process.

The vigorous convection that they experience could be at the base of the mass-loss mechanism and only hydrodynamical simulations help the astronomers to solve the puzzle.

The key-point of this research is the synergy between theory and observations: on the one hand there are highly realistic 3D hydrodynamical simulations and on the other hand there is a large set of excellent observations involving spectroscopy, photometry, interferometry, and imaging.

WISE - poszukując Nemesis

Czy to moŜliwe, Ŝe Słońce jest składnikiem układu podwójnego? Czy do tej pory niedostrzeŜony, ciemny kompan Słońca Nemesis - moŜe być odpowiedzialny za okresowe bombardowanie Ziemi przez komety? JeŜeli rzeczywiście Słońcu towarzyszy ciemny brązowy karzeł nowy teleskop NASA WISE powinien być w stanie go dostrzec.

Istnieje

UwaŜam, Ŝe moŜliwość iŜ Słońca posiada towarzysza jakiegoś rodzaju nie jest zwariowanym pomysłem. Tam moŜe znajdować się odległy obiekt, na stabilnej, kołowej orbicie, którego dotąd nie mogliśmy dostrzec.

Davy Kirkpatrick

moŜliwość, Ŝe Słońcu towarzyszy brązowy lub czerwony karzeł, ewentualnie odległa, masywna planeta kilka razy masywniejsza od Jowisza. Przez miłośników teorii spiskowych, uwaŜających, Ŝe naukowcy od dawna wiedzą o jej istnieniu i z niewiadomych przyczyn nie chcą się informacją tą podzielić ze społeczeństwem, obiekt ten nazwany został Nemesis - Gwiazdą Śmierci. Część naukowców sądzi, Ŝe obecnością takiego obiektu moŜna wyjaśnić okresowe masowe wymieranie na Ziemi.

Paleontolodzy - David Raup i Jack Sepkoski sądzą, Ŝe w ciągu ostatnich 250 milionów lat, Ŝycie na Ziemi doświadczało cyklicznych epizodów wymierania do 26 milionów lat. Astronomowie wskazali uderzenia komet jako jeden z moŜliwych mechanizmów prowadzących do zagłady. Układ Słoneczny otacza ogromny obłok lodowych obiektów - Obłok Oorta. JeŜeli faktycznie Słońce jest częścią układu podwójnego, w którym dwie gwiazdy obiegają wspólny środek masy, oddziaływania niewidocznej planety mogłyby

91 z 125

cyklicznie zaburzać obłok Oorta wysyłając komety w kierunku Słońca (a po drodze równieŜ i Ziemi).

Uderzenie asteroidy uwaŜa się za najbardziej prawdopodobną przyczynę wyginięcia dinozaurów 65 milionów lat temu jednak równieŜ uderzenia duŜych komet mogą nieść zniszczenie. Część naukowców sądzi, Ŝe wydarzenie w tajdze w 1908 roku w okolicach rzeki Tunguska spowodowane było przez eksplozję komety na wysokości około 5 do 10 km nad powierzchnią lasu. Eksplozja ta wyzwoliła energię około 1000 razy większą od eksplozji bomby atomowej nad Hiroszimą i powaliło 80 milionów drzew na obszarze 2150 kilometrów kwadratowych Choć jednak trudno dyskutować z destrukcyjną siłą uderzeń ciał z kosmosu nie ma jednoznacznych dowodów, Ŝe komety cyklicznie zderzały się z naszą planetą powodując masowe wymierania.

Nawet teoria cykliczności wymierań jest dyskusyjna i wielu naukowców uwaŜa, Ŝe konieczne jest zdobycie większej ilości dowodów.

Choć więc większość naukowców zgadza się, Ŝe wymierania nie następują cyklicznie co przewidywalny okres czasu to pojawiły się inne powody, skłaniające naukowców do podejrzewania, Ŝe być moŜe jednak Słońcu towarzyszy ciemny sąsiad.

Niedawno odkryta planeta karłowa - Sedna - ma wyjątkowo wydłuŜoną i niezwykłą orbitę. Sedna jest jednym z najdalszych obiektów Układu Słonecznego jaki obserwowano a jej

orbita w najbliŜszym Słońcu punkcie - peryhelium zbliŜa ją do centrum Układu Słonecznego na 76 j.a.

W aphelium Sedna oddala się od Słońca na 975 j.a.

Sedna okrąŜa Słońce w ciągu około 10,5 - 12 tysięcy lat. Odkrywca Sedny - Mike Brown z Caltech zauwaŜa na łamach magazynu Discover, Ŝe kształt jej orbity nie ma sensu.

"Sedna nie powinna tam być "- mówi Brown. -" Nie istnieje Ŝaden mechanizm, który by ją umieścił tam gdzie jest. Nigdy nie zbliŜa się wystarczająco do Słońca by mogło ono na nią wpływać, ale teŜ nie oddala się wystarczająco, by mogły na nią oddziaływać inne gwiazdy."

Być moŜe masywny, niewidoczny obiekt odpowiada za zaskakujący kształt orbity Sedny swym grawitacyjnym oddziaływaniem stabilizując jej orbitę w tym odległym zakątku Układu Słonecznego.

Prof. John Matese z Uniwersytetu Louisiana w Lafayette wskazuje na inną cechę komet wskazującą na moŜliwość istnienia Nemesis.

Komety w wewnętrznej części Układu Słonecznego zdają się w większości pochodzić z tego samego obszaru obłoku Oorta. Prof. Matese sądzi, Ŝe grawitacyjne oddziaływania słonecznego towarzysza zakłócają tę część obłoku - jego obliczenia wskazują, Ŝe Nemesis moŜe mieć masę 3 do 5 razy większą od masy Jowisza - znacznie mniejszą niŜ 13 mas Słońca, dolny limit do tej pory przyjmowany dla brązowych karłów. Jednak nawet z tą mniejszą

92 z 125

masą, Nemesis zapewne zostałaby uznana raczej za mało masywną gwiazdę a nie planetę, ze względu na okoliczności jej narodzin. Naukowcy sądzą, Ŝe obłok Oorta sięga około 1 roku świetlnego od Słońca. Prof. Matese szacuje, Ŝe Nemesis leŜy w odległości 25 000 j.a. (1/3 roku świetlnego).

NajbliŜsza znana gwiazd to Proxima Centauri leŜąca w odległości 4,2 roku świetlnego.

Jednocześnie warto pamiętać, Ŝe układy wielokrotne są powszechne w Galaktyce. Obecnie uwaŜa się Ŝe 1/3 gwiazd Drogi Mlecznej stanowi układy podwójne lub wielokrotne - a wraz z odkryciami większej ilości czerwonych i brązowych karłów odsetek ten moŜe tylko rosnąć.

Najpowszechniej występującymi gwiadami są czerwone karły. UwaŜa się, Ŝe brązowe kary są równieŜ powszechne, ale na razie tych ostatnich znamy jedynie kilkaset bowiem są trudne do dostrzeŜenia. Oba typy karłów do obiekty mniejsze i chłodniejszee od Słońca. Gdyby czerwone karły porównać do Ŝaru gasnącego ognia, to brązowe karły stanowiłyby gorący popiół. PoniewaŜ są tak ciemne istnieje moŜliwość, Ŝe Słońcu rzeczywiście towarzyszy tajemniczy kompan, nawet jeŜeli od lat naukowcy szukają go na niebie.

Richard Muller z Uniwersytetu Kalifornia w Berkeley, który jako pierwszy zasugerował teorię Nemesis sądzi, Ŝe gwiazda ta to czerwony karzeł leŜący w odległości 1,5 roku świetlnego.

Przeciwnicy tej

teorii wskazują, Ŝe tak szeroka orbita jest z gruntu niestabilna a zatem Nemesis nie mogła długo towarzyszyć Słońcu, na pewno nie tak długo, by być przyczyną masowych wymierań. Jednak Muller odpiera zarzuty twierdząc, Ŝe niestabilność doprowadziła do znacznych zmian orbity w ciągu miliardów lat od powstania Słońca i, Ŝe doprowadzi do wyrzucenia Nemesis z Układu Słonecznego w ciągu następnego miliarda lat.

Nowy teleskop kosmiczny NASA - Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) - być moŜe pozwoli znaleźć ostateczną odpowiedź na pytanie czy Nemesis istnieje na prawdę, czy pozostanie jedynie legendą. WISE obserwuje Wszechświat w paśmie podczerwonym - podobnie jak teleskop NASA Spitzer szuka ciepła. Od Spitzera róŜni go jednak szerokie pole obserwacji co umoŜliwia mu badanie większej części nieba w poszukiwaniu odległych, ciemnych obiektów.

WISE zaczął skanować niebo 14 stycznia.

Niedawno NASA zaprezentowała pierwsze zdjęcia misji. Do października teleskop zbada całe niebo, wtedy teŜ wyczerpie się chłodziwo utrzymujące jego instrumenty w odpowiednio niskiej temperaturze. Częścią misji WISE jest poszukiwanie brązowych karłów a NASA ma nadzieję, Ŝe zanim zakończy się misja teleskopu odkryje on tysiąc tych obiektów w promieniu 25 lat świetlnych od Słońca.

Dave Kirkpatrick z Centrum Analizy i Przetwarzania Podczerwonego

NASA w Caltech poszukując Nemesis analizował dane zebrane w ramach projektu 2MASS (Two Micron All Sky Survey). Tajemniczego obiektu nie znalazł w tamtych danych, lecz teraz jest częścią zespołu WISE gotów do szukania śladów Nemesis. Kirkpatrick nie sądzi, Ŝe Nemesis będzie czerwonym karłem na szerokiej orbicie opisanej przez Mullera. Sądzi raczej, Ŝe obroni się wersja Matese - obiektu o mniejszej masie znacznie bliŜej Słońca. "UwaŜam, Ŝe moŜliwość iŜ Słońca posiada towarzysza jakiegoś rodzaju nie jest zwariowanym pomysłem "- mówi Kirkpatrick. -" Tam moŜe znajdować się odległy obiekt, na stabilnej, kołowej orbicie, którego dotąd nie mogliśmy dostrzec."

Ned Wright, prof. astronomii i fizyki UCLA, kierujący badaniami WISE sądzie, Ŝe WISE bez większych problemów powinien dostrzec obiekt o masie kilka razy większej od Jowisza w odległości 25 000 j.a. - tak jak sugeruje Matese. "To dlatego, Ŝe Jowisz sam świeci podobnie jak brązowe karły "- mówi Wright. -" Jednak w stosunku do planet o masach mniejszych od Jowisza leŜących na peryferiach Układu Słonecznego czułość WISE moŜe być niewystarczająca."

Jednak ani Kirkpatrick ani Wright nie sądzą, by Nemesis zakłócała obłok Oorta i wysyłała komety w stronę Ziemi - poniewaŜ uwaŜają, Ŝe leŜy na bezpiecznej orbicie preferują imię Tyche - dobrej siostry. NiezaleŜnie

93 z 125

od tego, co spodziewają się znaleźć WISE nie skupi się na jednym, wybranym fragmencie nieba.

"Istotą WISE, podobnie jak 2MASS, jest przegląd całego nieba "- mówi Kirkpatrick. -"Będą obszary, takie jak płaszczyzna Galaktyki, gdzie obserwacje będą trudniejsze a pola bardziej zagęszczone, ale równieŜ te obszary przeszukamy. W ten sposób nie preferujemy jakichś wybranych kierunków."

Prawdopodobnie nie uzyskamy odpowiedzi dotyczących Nemesis do połowy 2013 roku. WISE musi przeskanować całe niebo dwukrotnie aby dać astronomom moŜliwość detekcji przesunięcia się odległego obiektu naleŜącego do Układu Słonecznego. A konieczna będzie jeszcze analiza zebranych danych. "Nie sądzę, Ŝe zakończymy poszukiwania obiektów, mogących kandydować do miana Nemesis, przed połową 2012 roku, a wtedy jeszcze być moŜe będziemy potrzebowali kolejnego roku aby wykonać dodatkowe obserwacje teleskopowe tych obiektów "- dodaje Kirkpatrick.

Nawet jeŜeli Nemesis nie zostanie odnaleziona teleskop WISE pozwoli dostrzec więcej w najciemniejszych zakamarkach Układu Słonecznego. Teleskop moŜe zostać wykorzystany do poszukiwania planet karłowych takich jak Pluton czy Sedna, okrąŜających Słońce w płaszczyźnie ekliptyki. Obiekty, z których zbudowany jest obłok Oorta są zbyt małe i odległe by teleskop WISE mógł je dostrzec jednak będzie w stanie

wykryć potencjalnie niebezpieczne komety i asteroidy bliŜej Ziemi.Źródła: NASA Astrobiology Magazine: Getting WISE About Nemesis Ilustracja: NASA/JPL-Caltech (po prawej symulowany obraz prawdopodobnego rozkładu czerwonych karłów w okolicach Słońca i najbliŜszych gwiazd, jakie moŜe dostrzec WISE) Original press release follows: Getting WISE About Nemesis A dark object may be lurking near our solar system, occasionally kicking comets in our direction.

Nicknamed “Nemesis” or “The Death Star,” this undetected object could be a red or brown dwarf star, or an even darker presence several times the mass of Jupiter.

Why do scientists think something could be hidden beyond the edge of our solar system? Originally, Nemesis was suggested as a way to explain a cycle of mass extinctions on Earth.

The paleontologists David Raup and Jack Sepkoski claim that, over the last 250 million years, life on Earth has faced extinction in a 26-million-year cycle. Astronomers proposed comet impacts as a possible cause for these catastrophes.

Our solar system is surrounded by a vast collection of icy bodies called the Oort Cloud. If our Sun were part

of a binary system in which two gravitationally-bound stars orbit a common center of mass, this interaction could disturb the Oort Cloud on a periodic basis, sending comets whizzing towards us.

An asteroid impact is famously responsible for the extinction of the dinosaurs 65 million years ago, but large comet impacts may be equally deadly. A comet may have been the cause of the Tunguska event in Russia in 1908. That explosion had about a thousand times the power of the atomic bomb dropped on Hiroshima, and it flattened an estimated 80 million trees over an 830 square mile area.

While there’s little doubt about the destructive power of cosmic impacts, there is no evidence that comets have periodically caused mass extinctions on our planet. The theory of periodic extinctions itself is still debated, with many insisting that more proof is needed. Even if the scientific consensus is that extinction events don’t occur in a predictable cycle, there are now other reasons to suspect a dark companion to the Sun. The Footprint of Nemesis A recently-discovered dwarf planet, named Sedna, has an extra-long and usual elliptical orbit around the Sun. Sedna is one of the most distant objects yet observed, with an orbit ranging between 76 and 975 AU (where 1 AU is the distance between the Earth and the Sun).

94 z 125

Sedna’s orbit is estimated to last between 10.5 to 12 thousand years. Sedna’s discoverer, Mike Brown of Caltech, noted in a Discover magazine article that Sedna’s location doesn’t make sense.

"Sedna shouldn't be there,” said Brown. “There's no way to put Sedna where it is. It never comes close enough to be affected by the Sun, but it never goes far enough away from the Sun to be affected by other stars.”

Perhaps a massive unseen object is responsible for Sedna’s mystifying orbit, its gravitational influence keeping Sedna fixed in that far-distant portion of space.

“My surveys have always looked for objects closer and thus moving faster,” Brown told Astrobiology Magazine. “I would have easily overlooked something so distant and slow moving as Nemesis.”

John Matese, Emeritus Professor of Physics at the University of Louisiana at Lafayette, suspects Nemesis exists for another reason. The comets in the inner solar system seem to mostly come from the same region of the Oort Cloud, and Matese thinks the gravitational influence of a solar companion is disrupting that part of the cloud, scattering comets in its wake. His calculations suggest Nemesis is between 3 to 5 times the mass of Jupiter, rather than the 13 Jupiter masses or greater that

some scientists think is a necessary quality of a brown dwarf. Even at this smaller mass, however, many astronomers would still classify it as a low mass star rather than a planet, since the circumstances of birth for stars and planets differ.

The Oort Cloud is thought to extend about 1 light year from the Sun. Matese estimates Nemesis is 25,000 AU away (or about one-third of a light year). The next-closest known star to the Sun is Proxima Centauri, located 4.2 light years away.

Richard Muller of the University of California Berkeley first suggested the Nemesis theory, and even wrote a popular science book on the topic. He thinks Nemesis is a red dwarf star 1.5 light years away. Many scientists counter that such a wide orbit is inherently unstable and could not have lasted long – certainly not long enough to have caused the extinctions seen in Earth’s fossil record.

But Muller says this instability has resulted in an orbit that has changed greatly over billions of years, and in the next billion years Nemesis will be thrown free of the solar system.

Binary star systems are common in the galaxy. It is estimated that one-third of the stars in the Milky Way are either binary or part of a multiple-star system.

Red dwarfs are also common – in fact, astronomers say they are the most common

type of star in the galaxy. Brown dwarfs are also thought to be common, but there are only a few hundred known at this time because they are so difficult to see. Red and brown dwarfs are smaller and cooler than our Sun, and do not shine brightly.

If red dwarfs can be compared to the red embers of a dying fire, then brown dwarfs would be the smoldering ash. Because they are so dim, it is plausible that the Sun could have a secret companion even though we’ve searched the sky for many years with a variety of instruments.

NASA’s newest telescope, the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), may be able to answer the question about Nemesis once and for all.

Finding Dwarfs in the Dark WISE looks at our universe in the infrared part of the spectrum. Like the Spitzer space telescope, WISE is hunting for heat. The difference is that WISE has a much wider field of view, and so is able to scan a greater portion of the sky for distant objects.

WISE began scanning the sky on January 14, and NASA recently released the mission’s first images.

The mission will map the entire sky until October, when the spacecraft’s coolant runs out.

Part of the WISE mission is to search for brown dwarfs, and NASA expects it could find one thousand of the dim stellar objects within 25 light years of our solar

system.

Davy Kirkpatrick at NASA’s Infrared Processing and Analysis Center at Caltech found nothing when he searched for Nemesis using data from the Two Micron All Sky Survey (2MASS). Now Kirkpatrick is part of the WISE science team, ready to search again for any signs of a companion to our Sun. Kirkpatrick doesn’t think Nemesis will be the red dwarf star with an enormous orbit described by Muller. In his view, Matese’s description of Nemesis as a low mass object closer to home is more plausible.

“I think the possibility that the Sun could harbor a companion of another sort is not a crazy idea,” said Kirkpatrick. “There might be a distant object in a more stable, more circular orbit that has gone unnoticed so far.”

Ned Wright, professor of astronomy and physics at UCLA and the principal investigator for the WISE mission, said that WISE will easily see an object with a mass a few times that of Jupiter and located 25,000 AU away, as suggested by Matese.

“This is because Jupiter is self-luminous like a brown dwarf,” said Wright. “But for planets less massive than Jupiter in the far outer solar system, WISE will be less sensitive.”

Neither Kirkpatrick nor Wright think Nemesis is disrupting the Oort cloud and sending comets towards

Earth, however. Because they envision a more benign orbit, they prefer the name "Tyche" (the good sister).

Regardless of what they expect to find, the WISE search won’t focus on one particular region of the sky.

“The great thing about WISE, as was also true of 2MASS, is that it's an all-sky survey,” said Kirkpatrick. “There will be some regions such as the Galactic Plane where the observations are less sensitive or fields more crowded, but we'll search those areas too. So we're not preferentially targeting certain directions.”

We may not have an answer to the Nemesis question until mid-2013. WISE needs to scan the sky twice in order to generate the time-lapsed images astronomers use to detect objects in the outer solar system. The change in location of an object between the time of the first scan and the second tells astronomers about the object’s location and orbit. Then comes the long task of analyzing the data.

“I don't suspect we'll have completed the search for candidate objects until mid-2012, and then we may need up to a year of time to complete telescopic follow-up of those objects,” said Kirkpatrick.

Even if Nemesis is not found, the WISE telescope will help shed light on the darkest corners of the solar system. The telescope can be used to search for dwarf planets like Pluto that orbit the Sun off the solar system’s ecliptic plane. The objects that make up the Oort Cloud are too small and far away for WISE to see, but it will be able to track potentially dangerous comets and asteroids closer to home.

Leslie Mullen

95 z 125

APEX fotografuje narodziny gwiazd w odległym Wszechświecie

W wyniku przypadkowego odkrycia dokonanego za pomocą teleskopu APEX astronomom po raz pierwszy udało się bezpośrednio zmierzyć rozmiar i jasność regionów produkujących gwiazdy w odległej galaktyce. Galaktyka ta jest tak odległa, Ŝe obserwujemy ją taką, jaka była 10 miliardów lat temu. Kosmiczna soczewka grawitacyjna powiększyła galaktykę, umoŜliwiając dostrzeŜenie obiektu, którego w innym wypadku nie bylibyśmy w stanie badać. Szczęśliwy zbieg okoliczności ukazuje jak intensywna była produkcja gwiazd w młodym Wszechświecie - obszary gwiazdotwórcze w obserwowanej galaktyce powstają sto razy szybciej niŜ we współczesnych galaktykach. Wyniki badań opublikowane zostały na łamach Nature.

Za pomocą teleskopu APEX

Odnalezienie zaskakująco jasnego obiektu w miejscu, w którym się czegoś takiego nie spodziewaliśmy zrobiło na nas ogromne wraŜenie.

Wkrótce zdaliśmy sobie sprawę, Ŝe jest to obiekt wcześniej nie znany i Ŝe jest to znacznie bardziej odległa galaktyka, której obraz był wzmacniany przez leŜącą bliŜej gromadę galaktyk Carlos De Breuck

(Atacama Pathfinder Experiment) astronomowie badali masywną gromadę galaktyk w sub-milimetrowym paśmie widma, kiedy dostrzegli nową i niezwykle jasną galaktykę, leŜącą daleko za gromadą - w rzeczy samej najjaśniejszą tak odległą galaktykę jaką kiedykolwiek widziano w paśmie sub-milimetrowym. Obiekt ten jest tak jasny poniewaŜ drobiny kosmicznego pyłu święcą w niej w wyniku ogrzania przez światło gwiazd.

Galaktyce przypisano numer katalogowy SMM J2135-0102.

"Odnalezienie zaskakująco jasnego obiektu w miejscu, w którym się czegoś takiego nie spodziewaliśmy zrobiło na nas ogromne wraŜenie.

Wkrótce zdaliśmy sobie sprawę, Ŝe jest to obiekt wcześniej nie znany i Ŝe jest to znacznie bardziej odległa galaktyka, której obraz był wzmacniany przez leŜącą bliŜej gromadę galaktyk "- mówi Carlos De Breuk z ESO, naleŜący

96 z 125

do zespołu, który prowadził obserwacje za pomocą teleskopu APEX na wyŜynie Chajnantor na wysokości 5000 m. n.p.m.

Nowo odkryta galaktyka SMM J2135-0102 jest tak jasna dzięki temu, Ŝe pomiędzy nią a nami leŜy masywna gromada galaktyk. Jej ogromna masa ugina światło pochodzące z bardziej odległej galaktyki, działając jako soczewka grawitacyjna.

Podobnie jak w teleskopie soczewka taka powiększa obraz odległej galaktyki i zwiększa jej jasność. Dzięki korzystnemu połoŜeniu współczynnik powiększenia wynosi 32.

"Powiększenie to ukazuje galaktykę z niezwykłymi szczegółami mimo, Ŝe jest tak odległa iŜ jej światło potrzebowało 10 miliardów lat by do nas dotrzeć "- wyjaśnia Mark Swinbank z Uniwersytetu Durham, główny autor publikacji w Nature. -" W następujących po odkryciu obserwacjach wykonanych za pomocą teleskopu Submilimeter Array byliśmy w stanie zbadać bardzo precyzyjnie obłoki, w których powstają gwiazdy w tej galaktyce."

Powiększenie oznacza, Ŝe moŜna dostrzec w tej galaktyce obszary produkujące gwiazdy do skal rzędu kilkuset lat świetlnych - czyli skalach porównywalnych z ogromnymi obłokami molekularnymi Drogi Mlecznej. DostrzeŜenie

tego poziomu szczegółów bez pomocy soczewki grawitacyjnej wymagałoby uŜycia teleskopów, które dopiero powstają takich jak ALMA (). W ten sposób przypadkowe odkrycie daje naukowcom przedsmak moŜliwości instrumentów, które pojawią się dopiero za kilka lat.

Regiony gwiazdotwórcze w SMM J2134-0102 są podobnych rozmiarów co te w Drodze Mlecznej, ale sto razy jaśniejsze co sugeruje, Ŝe produkcja gwiazd we wczesnym okresie Ŝycia galaktyk była znacznie intensywniejszym procesem niŜ obserwowane tempo w galaktykach leŜących bliŜej nas. Jednak pod wieloma względami obłoki te przypominają najgęstsze jądra obłoków molekularnych w bliskim Wszechświecie.

"Szacujemy, Ŝe SMM J2135-0102 wytwarza gwiazdy w tempie odpowiadającym około 205 mas Słońca rocznie "- mówi de Breuck. -" Produkcja gwiazd w jej ogromnych obłokach pyłowych nie przypomina tego co obserwujemy w bliskim Wszechświecie, ale nasze obserwacje wskazują, Ŝe powinniśmy być w stanie wykorzystać te same mechanizmy fizyczne z najgęstszych obłoków molekularnych w bliskich galaktykach do zrozumienia narodzin gwiazd w odległych galaktykach." Źródła: A. M. Swinbank et al., "Intense star formation within resolved compact regions in a galaxy at z=2.3", Nature ESO: APEX Snaps First Close-up

97 z 125

of Star Factories in Distant Universe Zdjęcie: ESO/APEX/M. Swinbank et al.; NASA/ESA Hubble Space Telescope & SMA Ilustracja: ESO/M. Kornmesser Original press release follows: APEX Snaps First Close-up of Star Factories in Distant Universe For the first time, astronomers have made direct measurements of the size and brightness of regions of star-birth in a very distant galaxy, thanks to a chance discovery with the APEX telescope. The galaxy is so distant, and its light has taken so long to reach us, that we see it as it was 10 billion years ago. A cosmic “gravitational lens” is magnifying the galaxy, giving us a close-up view that would otherwise be impossible. This lucky break reveals a hectic and vigorous star-forming life for galaxies in the early Universe, with stellar nurseries forming one hundred times faster than in more recent galaxies. The research is published online today in the journal Nature.

Astronomers were observing a massive galaxy cluster [1] with the Atacama Pathfinder Experiment (APEX) telescope, using submillimetre wavelengths of light, when they found a new and uniquely bright galaxy, more distant than the cluster and the brightest very distant galaxy ever seen at submillimetre wavelengths. It is so bright because

the cosmic dust grains in the galaxy are glowing after being heated by starlight. The new galaxy has been given the name SMM J2135-0102.

“We were stunned to find a surprisingly bright object that wasn’t at the expected position. We soon realised it was a previously unknown and more distant galaxy being magnified by the closer galaxy cluster,” says Carlos De Breuck from ESO, a member of the team. De Breuck was making the observations at the APEX telescope on the plateau of Chajnantor at an altitude of 5000 m in the Chilean Andes.

The new galaxy SMM J2135-0102 is so bright because of the massive galaxy cluster that lies in the foreground. The vast mass of this cluster bends the light of the more distant galaxy, acting as a gravitational lens [2]. As with a telescope, it magnifies and brightens our view of the distant galaxy. Thanks to a fortuitous alignment between the cluster and the distant galaxy, the latter is strongly magnified by a factor of 32.

“The magnification reveals the galaxy in unprecedented detail, even though it is so distant that its light has taken about 10 billion years to reach us,” explains Mark Swinbank from Durham University, lead author of the paper reporting the discovery. “In follow-up observations with the Submillimeter Array telescope, we’ve

been able to study the clouds where stars are forming in the galaxy with great precision.”

The magnification means that the star-forming clouds can be picked out in the galaxy, down to a scale of only a few hundred light-years — almost down to the size of giant clouds in our own Milky Way. To see this level of detail without the help of the gravitational lens would need future telescopes such as ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), which is currently under construction on the same plateau as APEX. This lucky discovery has therefore given astronomers a unique preview of the science that will be possible in a few years time.

These “star factories” are similar in size to those in the Milky Way, but one hundred times more luminous, suggesting that star formation in the early life of these galaxies is a much more vigorous process than typically found in galaxies that lie nearer to us in time and space. In many ways, the clouds look more similar to the densest cores of star-forming clouds in the nearby Universe.

“We estimate that SMM J2135-0102 is producing stars at a rate that is equivalent to about 250 Suns per year,” says de Breuck. “The star formation in its large dust clouds is unlike that in the nearby Universe, but our observations also suggest that we should be able to use similar underlying physics from the densest stellar nurseries in nearby galaxies to understand star birth in these more distant galaxies.”

98 z 125

Supermasywne czarne dziura a ciemna materia

Naukowcy sądzą, Ŝe około 23% masy Wszechświata to tajemnicza ciemna materia - niewidzialna substancja wykrywana jedynie poprzez jej grawitacyjne oddziaływanie na normalną materię. Dwóch astronomów z Narodowego Autonomicznego Uniwersytetu Meksyku (UNAM) uwaŜa, Ŝe odkryli sposób zachowania się tej niezwykłej materii w sąsiedztwie czarnych dziur.

Wyniki ich badań zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

W czasie miliardów lat od powstania galaktyk niekontrolowane pochłanianie ciemnej materii przez czarne dziury doprowadziłoby do powstania populacji galaktyk innej niŜ ta, którą obserwujemy we Wszechświecie.

Dr Xavier Hernandez

Naukowcy sądzą, Ŝe w młodym Wszechświecie zagęszczenia ciemnej materii przyciągały gaz, który zapadając się utworzył gwiazdy, a te z kolei grupując się zbudowały obserwowane obecnie galaktyki. Próbując zrozumieć mechanizmy powstawania i ewolucji galaktyk astronomowie poświęcili wiele czasu próbując odtworzyć przyrastanie ciemnej materii wokół tych obiektów.

Doktorzy Xavier Hernandez i William Lee, astronomowie UNAM, obliczyli jak czarne dziury znajdujące się w jądrach galaktyk przyswajają ciemną materię. Galaktyczne czarne dziury mają masę od miliona do miliarda razy większą od masy Słońca i pochłaniają otaczające je gaz i pył w ogromnym tempie. Naukowcy stworzyli model pozwalający badać sposób w jaki czarna dziura pochłania ciemną materię i odkryli Ŝe tempo, w jakim zachodzi ten proces jest niezwykle czułe na ilość ciemnej materii sąsiadującej z czarną dziurą.

JeŜeli gęstość ta przekracza krytyczną wartość siedmiu mas Słońca ciemnej materii

na jeden sześcienny rok świetlny masa czarnej dziury zaczyna rosnąć tak gwałtownie, Ŝe wkrótce zaburza wygląd całej galaktyki zmieniając ją nie do poznania.

Z badań tych wynika Ŝe gęstość ciemnej materii w centralnych obszarach galaktyki przyjmuje stałą wartość. Porównując swe obserwacje z przewidywaniami obecnych modeli ewolucji Wszechświata naukowcy doszli do wniosku, Ŝe prawdopodobnie konieczna będzie zmiana dominujących modeli ciemnej materii. Źródła: Royal Astronomical Society: Supermassive black holes: hinting at the nature of dark matter?

Ilustracja: Felipe Esquivel Reed Original press release follows: Supermassive black holes: hinting at the nature of dark matter?

About 23% of the Universe is made up of mysterious ‘dark matter’, invisible material only detected through its gravitational influence on its surroundings. Now two astronomers based at the National Autonomous University of Mexico (UNAM) have found a hint of the way it behaves near black holes. Their results appear in a letter in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

In the early Universe clumps of dark matter are

99 z 125

thought to have attracted gas, which then coalesced into stars that eventually assembled the galaxies we see today. In their efforts to understand galaxy formation and evolution, astronomers have spent a good deal of time attempting to simulate the build up of dark matter in these objects.

The UNAM astronomers, Dr. Xavier Hernandez and Dr. William Lee, calculated the way in which the black holes found at the centre of galaxies absorb dark matter. These black holes have anything between millions and billions of times the mass of the Sun and draw in material at a high rate.

The researchers modelled the way in which the dark matter is absorbed by black holes and found that the rate at which this happens is very sensitive to the amount of dark matter found in the black holes’ vicinity. If this concentration were larger than a critical density of 7 Suns of matter spread over each cubic light year of space, the black hole mass would increase so rapidly, hence engulfing such large amounts of dark matter, that soon the entire galaxy would be altered beyond recognition.

Dr. Hernandez explains, “Over the billions of years since galaxies formed, such runaway absorption of dark matter in black holes would have altered the population of galaxies away from what we actually observe.”

Their work therefore suggests that the density of dark matter in the centres of galaxies tends to a constant value. By comparing their observations to what current models of the evolution of the Universe predict, Hernandez and Lee conclude that it is probably necessary to change some of the assumptions that underpin these models – dark matter may not behave in the way scientists thought it did.

100 z 125

Deszcz helu na Jowiszu

Na Ziemi hel znamy najczęściej jako gazy wykorzystywany do unoszenia balonów i zmieniania głosu ludzi. Jednak według naukowców Uniwersytetu Kalifornii w Berkeley we wnętrzu Jowisza panują tak niezwykłe warunki Ŝe hel kondensuje i spada w postaci deszczy. Wcześniej deszcze helowy proponowano równieŜ jako wyjaśnienie nadmiernej jasności Saturna, gazowego olbrzyma o masie trzykrotnie mniejszej od Jowisza. W przypadku Jowisza chodzi o wyjaśnienie niedoboru neonu w zewnętrznych warstwach największej planety Układu Słonecznego. Neon rozpuszcza się w kroplach helu i opada w stronę głębszych warstw planety gdzie zostaje wytrącony. Mechanizm ten wyjaśnia niedobór obu pierwiastków obserwowany w wyŜszych warstwach atmosfery.

Prof Burkhard Militzer -

Hel początkowo konsdensuje jako para w wyŜszych warstwach, podobnie jak chmury, a w miarę jak krople rosną opadają do wnętrza.

Neon rozpuszcza się w helu i spada razem z nim.

Nasze badania wiąŜą obserwowany niedobór neonu w atmosferze z innym proponowanym procesm - deszczem helu. dr Hugh Wilson

współautor publikacji prezentującej wyniki badań na łamach Physical Review Letters zauwaŜa, Ŝe określenie "deszcz" - kropli wody spadających na Ziemi - to mocno niedoskonała analogia procesu zachodzącego w atmosferze Jowisza. Krople helu powstają 10000 - 13000 kilometrów poniŜej szczytów wodorowych chmur, w warunkach w których ciśnienie i temperatury są tak wysokie, Ŝe niemoŜliwe jest ustalenie czy wodór i hel to gaz czy ciecz. Wszystkie są płynne a więc deszcz stanowią krople płynnego helu zmieszanego z neonem opadające przez płyn metalicznego wodoru.

Badania naukowców pomogą stworzyć lepszy model wnętrza Jowisza i innych planet. Modele takie stały się waŜnym polem badań naukowych w momencie odkrycia setek planet poza Układem Słonecznym istniejących w ekstremalnych środowiskach wokół innych gwiazd. Badania te będą równieŜ istotne dla planowanej

przez NASA misji Juno, która w przyszłym roku ma wyruszyć w stronę Jowisza.

Milizer i Wilson naleŜą do naukowców wykorzystujących teoretyczny model funkcji gęstości w swych przewidywaniach właściwości wnętrza Jowisza, szczególnie dotyczących tego co dzieje się z głównymi składnikami planety wodorem i helem - w miarę wzrostu temperatury i ciśnienia w głębszych warstwach planety. Warunki te są tam tak ekstremalne, Ŝe obecnie nie moŜna ich odtworzyć w laboratorium. Nawet eksperymenty wykorzystujące komórki diamentowe pozwalają odtworzyć ciśnienia panujące w jądrze Ziemi.

Komputerowe symulacje wykonane w 2008 roku przez Militzera doprowadziły do naukowca do wniosku, Ŝe skaliste jądro Jowisza otoczone jest przez grubą warstwę lodu metanu, wody i amoniaku o dwukrotnie większej średnicy niŜ wcześniejsze badania.

Obecne badania są wynikiem odkryć dokonanych przez sondę Galileo, która przemierzyła atmosferę Jowisza w 1995 przesyłając pomiary temperatury, ciśnienia i składu chemicznego atmosfery zanim została zmiaŜdŜona przez ciśnienie atmosferyczne.

Ilości prawie wszystkich pierwiastków przypominały te obserwowane na Słońcu przypominając skład chemiczny obłoku z którego 4,56 miliarda lat temu powstał Układ Słoneczny.

Wszystkie z wyjątkiem helu i neonu - tego ostatniego było dziesięć razy mniej niŜ na Słońcu.

Z

101 z 125

symulacji wynika, Ŝe jedynym mechanizmem, który umoŜliwia usuwanie neonu z górnej atmosfery jest wytrącanie go razem z helem, szczególnie Ŝe pierwiastki te łatwo się łączą - podobnie jak alkohol i woda. Obliczenia Militzera i Wilsona sugerują, Ŝe na głębokości 10000 - 13000 kilometrów, w temperaturze 5000°C i pod ciśnieniem 1 - 2 milionów razy większym od ciśnienia atmosferycznego na Ziemi wodór staje się metalem przewodzącym prąd. Hel, nie będący jeszcze metalem, nie miesza się z metalicznym wodorem tworząc krople, podobne do kropli oleju w wodzie. W ten sposób pojawił się mechanizm usuwania neonu z górnej atmosfery Jowisza.

"W miarę jak hel i neon opadają wgłąb planety pozostała bogata w wodór otoczka jest powoli pozbawiana neonu i helu "- mówi Militzer. -" Zmierzone stęŜenia obu pierwiastków są zgodne z naszymi obliczeniami."

W przypadku Saturna helowy deszcz zaproponowano by wyjaśnić inne obserwacje planeta ta jest cieplejsza niŜ powinna być według swego wieku i tempa stygnięcia. Padający deszcz uwalnia ciepło umoŜliwiając wyjaśnienie róŜnicy między obserwacjami a modelami teoretycznymi.

Temperatura atmosfery Jowisza zgadza się z modelami tempa stygnięcia i wieku planety zatem hipoteza deszczu helowego nie była brana pod uwagę aŜ do odkrycia niedoborów neonu. Co ciekawe David Stevenson z Caltech przewidywał

ubytki neonu na Jowiszu zanim zostały przeprowadzone pomiar jednak nigdy nie opublikował przyczyn swej teorii. Źródła: Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere Ilustracja: Burkhard Militzer graphic Original press release follows: Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere On Earth, helium is a gas used to float balloons, as in the movie "Up." In the interior of Jupiter, however, conditions are so strange that, according to predictions by University of California, Berkeley, scientists, helium condenses into droplets and falls like rain.

Helium rain was earlier proposed to explain the excessive brightness of Saturn, a gas giant like Jupiter, but one-third the mass.

On Jupiter, however, UC Berkeley scientists claim that helium rain is the best way to explain the scarcity of neon in the outer layers of the planet, the solar system's largest. Neon dissolves in the helium raindrops and falls towards the deeper interior where it re-dissolves, depleting the upper layers of both elements, consistent with observations.

"Helium condenses initially as a mist in the upper layer, like a cloud, and as

102 z 125

the droplets get larger, they fall toward the deeper interior," said UC Berkeley post-doctoral fellow Hugh Wilson, co-author of a report appearing this week in the journal Physical Review Letters.

"Neon dissolves in the helium and falls with it. So our study links the observed missing neon in the atmosphere to another proposed process, helium rain."

Wilson's co-author, Burkhard Militzer, UC Berkeley assistant professor of earth and planetary science and of astronomy, noted that "rain" – the water droplets that fall on Earth – is an imperfect analogy to what happens in Jupiter's atmosphere.

The helium droplets form about 10,000 to 13,000 kilometers (6,000-8,000 miles) below the tops of Jupiter's hydrogen clouds, under pressures and temperatures so high that "you can't tell if hydrogen and helium are a gas or a liquid," he said. They're all fluids, so the rain is really droplets of fluid helium mixed with neon falling through a fluid of metallic hydrogen.

The researchers' prediction will help refine models of Jupiter's interior and the interiors of other planets, according to Wilson. Modeling planetary interiors has become a hot research area since the discovery of hundreds of extrasolar planets living in extreme environments around other stars. The study will also be relevant for NASA’s Juno mission

to Jupiter, which is scheduled to be launched next year.

Militzer and Wilson are among the modelers, using "density functional theory" to predict the properties of Jupiter's interior, specifically what happens to the dominant constituents – hydrogen and helium – as temperatures and pressures increase toward the center of the planet. These conditions are yet too extreme to be reproduced in the laboratory. Even experiments in diamond-anvil cells can only produce pressures at the Earth's core. In 2008, Militzer's computer simulations led to the conclusion that Jupiter's rocky core is surrounded by a thick layer of methane, water and ammonia ices that make it twice as large as earlier predictions.

The two modelers embarked on their current research because of a discovery by the Galileo probe that descended through Jupiter's atmosphere in 1995 and sent back measurements of temperature, pressure and elemental abundances until it was crushed under the weight of the atmosphere. All elements seemed to be as slightly enriched compared to the abundance on the sun – which is assumed to be similar to the elemental abundances 4.56 billion years ago when the solar system formed – except for helium and neon. Neon stood out because it was one-tenth as abundant as it is in the sun.

Their simulations showed

that the only way neon could be removed from the upper atmosphere is to have it fall out with helium, since neon and helium mix easily, like alcohol and water. Militzer and Wilson's calculations suggest that at about 10,000 to 13,000 kilometers into the planet, where the temperature about 5,000 degrees Celsius and the pressure is 1 to 2 million times the atmospheric pressure on Earth, hydrogen turns into a conductive metal. Helium, not yet a metal, does not mix with metallic hydrogen, so it forms drops, like drops of oil in water.

This provided an explanation for the removal of neon from the upper atmosphere.

"As the helium and neon fall deeper into the planet, the remaining hydrogen-rich envelope is slowly depleted of both neon and helium," Militzer said. "The measured concentrations of both elements agree quantitatively with our calculations."

Saturn's helium rain was predicted because of a different observation: Saturn is warmer than it should be, based on its age and predicted rate of cooling. The falling rain releases heat that accounts for the difference.

Jupiter's temperature is in accord with models of its cooling rate and its age, and needed no hypothesis of helium rain until the discovery of neon depletion in the atmosphere. Interestingly, theoretician David Stevenson of the California Institute of Technology (Caltech) predicted neon depletion on Jupiter prior to the Galileo probe's measurements, but never published a reason for his guess.

The work was supported by the National Aeronautics and Space Administration and the National Science Foundation, with supercomputers provided by the National Energy Research Scientific Computing Center at Lawrence Berkeley National Laboratory.

The Physical Review Letters article, now online, is scheduled to appear in the March 26 print issue.

103 z 125

Nowa analiza ewolucji powierzchni Wenus

Wenus i Ziemię często traktuje się jak siostrzane planety. Biorąc pod uwagę podobne rozmiary i bliskość Ziemi Wenus zdawała się być dobrą kandydatką na planetę, której powierzchnia ewoluowała w wyniku podobnych procesów tektonicznych jak te, które zachodzą na naszej planecie, gdzie sztywne płyty z wolna przemieszczają się po powierzchni płynnego płaszcza. Jednak nowa analiza przeprowadzona przez Petera Jamesa, doktoranta na Wydziale Nauk o Ziemi, Atmosferze i Planetach Instytutu Technologii Massachusetts (MIT) podkreślają, Ŝe ziemska tektonika płyt stanowi raczej wyjątek od reguły, gdy badami skaliste planety takie jak Wenus, Mars czy Merkury.

James dostarcza nowych

JeŜeli maskony zostały wymazane w trakcie wydarzenia mającego miejsce 500 milionów lat temu, to zdarzenie takie wymaga istnienia mechanizmu, który bardziej dokładnie przebudowuje całą skorupę Peter James

dowodów na to, Ŝe tworzenie i recykling powierzchni Wenus zachodzi w wyniku procesu zupełnie odmiennego od tego, który ma miejsce na Ziemi. Jego wyniki wspierają teorię, po raz pierwszy zaproponowaną na początku lat 90. XX wieku po tym jak sonda NASA Magellan wykonała obrazy radarowe powierzchni planety. Wcześniej większość naukowców sądziła, Ŝe powierzchnia Wenus została uformowana przez procesu zbliŜone do tektoniki płyt lub wulkanizmu.

Obrazy dostarczone przez Magellana pokazały rozkład kraterów taki, jakby większość powierzchni Wenus powstała jednocześnie, około 500 milionów lat temu - stosunkowo niedawno, biorąc pod uwagę wiek planety, który szacuje się na około 4,6 miliarda lat. W wyniku obserwacji wskazujących na jednorodny wiek powierzchni naukowcy zaproponowali hipotezę, Ŝe powierzchnia Wenus nie jest zbudowana z przemieszczających się płyt tak jak powierzchnia Ziemi, a jednocześnie nie jest to powierzchnia nieaktywna - tak jak w przypadku

104 z 125

KsięŜyca. Miast tego ewoluuje na skutek okresowych procesów tworzenia nowej powierzchni, być moŜe w wyniku katastroficznych zjawisk wulkanicznych.

Aby badać historię planety geolodzy badają cechy jej skorupy takie jak grubość czy skład geolodzy.

Te wskazówki dostarczają wiedzy na temat fizycznych procesów, tworzących skorupę, która zazwyczaj powstaje w wyniku częściowego stopienia płaszcza.

Aby zbadać skorupę Wenus James wykorzystał dane grawitacyjne i topograficzne zebrane przez sondę Magellean między 1990 a 1994. Analizując te dane James stworzył mapy grubości skorupy która na Wenus wynosi średnio 30 km (na Ziemi 20 km). Zidentyfikował takŜe obszary, gdzie płaszcz Wenus naciska lub zasysa skorupę w miarę jak planeta stygnie.

Choć wyniki te dostarczają lepszej wiedzy na temat skorupy Wenus to najwaŜniejszym odkryciem wynikającym z analizy jest brak znaczących koncentracji masy - tzw maskonów - skrytych pod powierzchnią Wenus.

Występujące na Marsie i na KsięŜycu maskony to anomalie grawitacyjne odpowiadające ogromnym basenom i kraterom powstałym miliardy lat temu w wyniku zderzeń z duŜymi meteoroidem. Maskony modyfikują pole grawitacyjne planety i odkształcenie to moŜe być wykryte przez satelity.

Choć proces powstania maskonów nie jest w pełni zrozumiany, dodatkowe oddziaływanie grawitacyjne

pochodzi z dwóch źródeł - gęstych skał w kraterach utworzonych z skał wulkanicznych oraz przemieszczenia gęstszej materii płaszcza w pobliŜe powierzchni, wyjaśnia James.

Biorąc pod uwagę jak wyraźne są maskony na Marsie i KsięŜycu, James miał nadzieję wykryć pozostałości takich struktur w skorupie Wenus.

UwaŜa, Ŝe ich brak zgadza się z teorię, Ŝe powierzchnia Wenus została poddana "katastroficznemu przeobraŜeniu" około 500 milionów lat temu. "JeŜeli maskony zostały wymazane w trakcie wydarzenia mającego miejsce 500 milionów lat temu, to zdarzenie takie wymaga istnienia mechanizmu, który bardziej dokładnie przebudowuje całą skorupę "- wyjaśnia James. Źródła: New analysis supports theory that Venus’ surface evolved through extreme makeover, not plate tectonics Zdjęcie: NASA Jet Propulsion Laboratory Original press release follows: New analysis supports theory that Venus’ surface evolved through extreme makeover, not plate tectonics Venus and Earth have long been thought of as sister planets. Given its similar size and proximity to Earth in the inner Solar System, Venus might seem like a promising candidate for having a surface that evolves through

105 z 125

a tectonic process similar to what occurs on Earth, where rigid plates slowly shift across the underlying mantle.

process, possibly caused by volcanic activity.

But a recent analysis by Peter James, a graduate student in the Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, highlights the fact that Earth’s plate tectonics seem to be the exception rather than the rule for rocky planets like Venus, Mars and Mercury.

Geologists study features of a planet’s crust, such as its thickness and composition, for clues about that planet’s history. These clues shed light on the physical processes that made the crust, which is usually produced by partial melting of mantle material.

James provides new evidence that the generation and recycling of the surface on Venus occurs through a process that is actually quite different from what happens on Earth. His finding supports a theory that first arose in the early 1990s, when NASA’s Magellan spacecraft orbited Venus and took radar images of the planet’s surface. Before Magellan, most scientists assumed that the surface of Venus was influenced by some form of plate tectonics or volcanism.

To study Venus’ crust, James used gravity and topography data collected by Magellan between 1990 and 1994. Analyzing these data, James mapped the thickness of the planet’s crust, which he calculated to be about 30 kilometers (Earth’s is about 20 kilometers, on average). He could identify regions where Venus’ convecting mantle is pushing or pulling on its crust as the planet cools.

The Magellan images revealed a distribution of craters that suggest that most of Venus’ surface was formed around the same time — about 500 million years ago, which is young considering that the planet’s age is estimated at about 4.6 billion years.

As a result of this uniform age of the surface, scientists hypothesized that the Venus surface is not made of moving plates like Earth, nor is it inactive like the moon. Instead it evolves through a periodic resurfacing

Probing the crust

While these results provide a better picture of the Venus crust, what is most compelling about the analysis, which James presented on March 1 at the Lunar and Planetary Science Conference, is the discovery that there are no large mass concentrations, or “mascons,” buried beneath the surface of Venus.

Existing on Mars and the moon, mascons are gravity anomalies that correspond to large craters and basins created billions of years ago by massive impacts from large meteoroids. These mascons exert a slightly stronger gravitational pull —

detected by spacecraft or satellites — than that of a smooth surface. While the process of mascon formation is not well understood, James explained that the extra gravitational pull likely comes from two sources: dense rock in the craters from volcanic flow and the placement of denser mantle material near the surface.

James expected to find remnants of these crustal structures on Venus, given that they are prominent features on Mars and the moon. He believes that the absence of mascons is consistent with the idea that the Venus surface experienced some sort of “catastrophic overturning” at least 500 million years ago. “If the mascons were erased in the event 500 million years ago, that would require a mechanism that more thoroughly reworks the crust,” he explained.

Brown University geologist Marc Parmentier agreed with James that the lack of mascons indicates that some sort of mechanism — perhaps large-scale volcanic activity — periodically creates a new surface on Venus.

He praised the analysis for ensuring that research about Venus remains an active area in planetary science, which is currently heavily focused on Mars and the moon. “His work lets us continue to address one of the questions of Venus, which is how this so-called resurfacing process took place,” he said.

James hopes to address this question in future research by using more finite element modeling to understand how mascons are formed and evolve. He said that NASA’s upcoming GRAIL mission to the moon will gather unprecedented gravity data that will provide some basis for comparing the lunar and Venus crusts.

106 z 125

Zagubione tornado

Czasami kamera Uniwersytetu Arizona HiRISE znajdująca się na pokładzie sondy NASA Mars Reconnaissance Orbiter w trakcie badania Czerwonej Planety fotografuje coś, czego naukowcy nie spodziewali się zobaczyć w danym miejscu.

Zdjęcie wykonano w celu badania wypukłości w obszarach północnych równin Marsa, na północ od krateru Scandia. Wypukłości są dobrze widoczne, ale to co zaskoczyło naukowców to małe pyłowe tornado widoczne przy lewej krawędzi zdjęcia.

Podobnie jak na Ziemi, równieŜ na Marsie takie pyłowe widy powstają gdy ogrzana przez Słońce ziemia ogrzewa powietrze nad sobą. Ciepłe powietrze unosi się tworząc wstępujący prąd, któremu towarzyszą prądy wirowe. PoniewaŜ konieczny jest ciepły teren wiry na Marsie zazwyczaj powstają późną wiosną lub latem.

To zdjęcie wykonano zaś wczesną wiosną na lokalnej szerokości 61°N. Nigdy wcześniej nie widziano wirów tak daleko od równika o tak wczesnej porze marsjańskiego roku. (od redakcji - poniewaŜ co jakiś czas piszemy o zdjęciach wykonanych przez kamerę HiRISE obok portret tego instrumentu) Źródła: Univeristy of Arizona News: Mars: Wayward Dust Devil Caught in the Act Ilustracja: NASA/JPL Original press release follows: Mars: Wayward Dust Devil Caught in the Act Sometimes UA's HiRISE camera

107 z 125

finds something unexpected while orbiting the Red Planet.

This image was targeted to study knobs in Mars' northern plains, just north of Scandia Crater. The knobs are clearly imaged, but what surprised scientists was a dust devil visible in the southcentral part of the image (left margin).

As on Earth, dust devils form when ground heated by sunlight warms the air above it. The hot air rises, forming an updraft accompanied by vortical motions. Because warm ground is a requirement, dust devils on Mars generally form in late spring to summer, especially at high latitudes.

This image was taken in early spring (2010), at a latitude of 61 degrees North. No dust devil has been seen this far from the equator at such an early season before.

Astronomowie potwierdzają istnienie ciemnej energii

Kompleksowy przegląd zniekształconych galaktyk opierający się nad najambitniejszym przeglądzie nieba jaki kiedykolwiek wykonano za pomocą teleskopu kosmicznego Hubble potwierdził, Ŝe niewyjaśniona akceleracja rozszerzania się Wszechświata rzeczywiście ma miejsce. Dodatkowo w wyniku badań powstał odpowiednik trójwymiarowej mapy fragmentu Wszechświata. z Uniwersytetu Edinburgh.

Zespół

Ciemna energia wpływa na nasze pomiary z dwóch powodów. Po pierwsze - jeŜeli jest obecna gromady galaktyk rosną wolniej. Po drugie - zmienia sposób w jaki rozszerza się Wszechświat, powodując Ŝe większa liczba odległych galaktyk jest skuteczniej soczewkowana. Nasza analiza jest czuła na oba efekty Benjamin Joachimi

astronomów kierowany przez Tima Schrabbacka z Obserwatorium Leiden przeprowadziła szczegółowe badania ponad 446 000 galaktyk w polu Cosmological Evolution Survey (COSMOS) największym przeglądzie przeprowadzonym przez Hubble'a. Teleskop w ramach projektu COSMOS wykonał 575 nieznacznie nachodzących na siebie ujęć tego samego fragmentu Wszechświata wykorzystując w tym celu kamerę ACS (Advanced Camera for Surveys). W sumie przegląd wymagał prawie 1000 godzin obserwacji.

By uzupełnić dane Hubble'a naukowcy wykorzystali teleskopy na Ziemi aby dokonać pomiaru odległość do 194 000 galaktyk. "Sama liczba galaktyk, jakie zostały objęte tego rodzaju analizą jest bezprecedensowa. Jednak waŜniejsze jest bogactwo informacji jakie mogliśmy z tego niezwykłego zbioru danych uzyskać na temat niewidocznych struktur Wszechświata." - mówi Patrick Simon

Teoretycy uwaŜają, Ŝe niewidzialny Wszechświat zbudowany jest z ciemnej materii i energii. Na razie nie wiadomo czym one są, mimo to na podstawie obserwowanych oddziaływań na obiekty na niebie astronomowie sądzą, Ŝe zarówno ciemna materia jak i energia istnieją. Ciemna materia zwiększa oddziaływania grawitacyjne we Wszechświecie w małych skalach, podczas gdy ciemna energia przeciwdziała grawitacji w duŜych skalach.

Nowa analiza pozwoliła astronomom "zwaŜyć" wielko-skalowy rozkład materii w przestrzeni.

Informacja ta jest zakodowana w zniekształceniach kształtu odległych galaktyk - zjawisku znanym jak słabe soczewkowanie grawitacyjne. Zastosowany nowy algorytm poprawił standardową metodę i pozwolił mierzyć kształty galaktyk z bezprecedensową dokładnością.

Szczegółowość oraz zakres badań pozwoliły potwierdzić, Ŝe rozszerzanie się Wszechświata przyspiesza w wyniku oddziaływania dodatkowego, tajemniczego składnika - ciemnej energii. Do tej pory jedynie kilka innych, niezaleŜnych badań potwierdza te obserwacje.

Dodatkowo badania pozwoliły lepiej poznać strukturę badanej części Wszechświata. "Dzięki dokładniejszym danym na temat odległości do galaktyk moŜemy precyzyjniej zmierzyć rozkład materii pomiędzy nimi a nami "- mówi Jan Hartlap z Uniwerstytetu w Bonn.

"Wcześniej większość

108 z 125

badań prowadzono w dwóch wymiarach co przypominało nieco rentgenowskie prześwietlenie klatki piersiowej. Nasze badanie przypomina bardziej przestrzenną rekonstrukcję szkieletu uzyskaną za pomocą tomografii "- dodaje William High z Harvardu.

Astronomowie wybrali do badań dane COSMOS poniewaŜ uwaŜa się, Ŝe stanowi reprezentatywną próbkę Wszechświata. Wyniki zostały przyjęte do druku i zostaną opublikowane w najbliŜszym numerze Astronomy and Astrophysics. Źródła: ESA Space Science: Hubble confirms cosmic acceleration with distorted galaxies Zdjęcie: NASA/ESA/P. Simon (University of Bonn)/T. Schrabback (Leiden Observatory) Original press release follows: Hubble confirms cosmic acceleration with distorted galaxies A comprehensive analysis of distorted galaxies from the most ambitious cosmic survey ever undertaken by the Hubble Space Telescope has confirmed the mysterious cosmic acceleration. It has also provided the equivalent of a 3D map of part of the Universe.

A group of astronomers, led by Tim Schrabback of Leiden Observatory, conducted an intensive study of more than 446 000 galaxies within the Cosmological Evolution Survey (COSMOS) field.

COSMOS is the largest

109 z 125

survey conducted with Hubble, which photographed 575 slightly overlapping views of the same part of the Universe using its Advanced Camera for Surveys. In total, the survey took nearly 1000 hours of observations.

In addition to the Hubble data, the researchers used ground-based observations to assign distances to 194 000 of the galaxies. "The sheer number of galaxies included in this type of analysis is unprecedented, but more important is the wealth of information we could obtain about the invisible structures in the Universe from this exceptional dataset," says team member Patrick Simon from Edinburgh University.

According to theory, the invisible Universe consists of dark matter and dark energy. It is not known what either component is; yet astronomers believe that they exist because of their effects on the motion of celestial objects. Dark matter contributes more gravity to the Universe on smaller scales, while dark energy resists gravity on the larger scales.

In the new analysis, the astronomers ‘weighed’ the large-scale matter distribution in space. This information is encoded in the distorted shapes of distant galaxies, a phenomenon referred to as ‘weak gravitational lensing’. The team’s new algorithms improve the standard method and measures galaxy shapes to an

unprecedented precision.

The meticulous detail and scale of this study has confirmed that the Universe is accelerated by an additional, mysterious component: the dark energy.

Only a handful of other such independent confirmations exist. "Dark energy affects our measurements for two reasons. First, when it is present, galaxy clusters grow more slowly.

Secondly, it changes the way the Universe expands, leading to more distant galaxies that are more efficiently lensed. Our analysis is sensitive to both effects," says team member Benjamin Joachimi, University of Bonn.

This study is leading to a clearer map of this part of the Universe. "With more accurate information about the distances to the galaxies, we can measure the distribution of the matter between them and us more accurately," says team member Jan Hartlap, University of Bonn.

"Before, most of the studies were done in 2D, like taking a chest X-ray. Our study is more like a 3D reconstruction of the skeleton from a CT scan," says William High from Harvard University, another team member.

The astronomers specifically chose the COSMOS survey because it is thought to be a representative sample of the Universe. The results of the study will be published in an upcoming issue of Astronomy and Astrophysics. Astronomers will one day be able to apply these techniques to wider areas of the sky, forming a clearer picture of what is truly out there.

Dlaczego przeglądy odległych galaktyk nie dostrzegają 90% swoich celów ?

Astronomowie od dawna wiedzieli, Ŝe w znacznej części przeglądów najdalszego Wszechświata znaczna część docierającego z tych obszarów światła nie była obserwowana. Teraz, dzięki ekstremalnie głębokiemu przeglądowi, w którym wykorzystano dwa z czterech olbrzymich, 8,2-metrowych teleskopów składających się na ESO VLT (Very Large Telescope) i unikalny filtr zbudowany specjalnie w tym celu astronomowie wykazali Ŝe znaczna część galaktyk, których światło pokonało 10 miliardów lat zanim dotarło do Ziemi, została przeoczona we wcześniej prowadzonych badaniach. Przegląd umoŜliwił takŜe odkrycie najciemniejszych galaktyk, jakie kiedykolwiek obserwowano w tak odległym i młodym Wszechświecie.

Astronomowie zawsze wiedzieli, Ŝe w przeglądach prowadzonych w paśmie Lyman-alfa nie dostrzegają jakiegoś odsetka galaktyk.

Jednak po raz pierwszy mamy konkretny pomiar - a liczba galaktyk, które przeoczono jest znacząca Matthew Hayes

Astronomowie często wykorzystują silny, charakterystyczny rodzaj widma emisji wodoru znany jako linia Lyman-alfa by badać liczbę gwiazd, jakie powstały w odległym Wszechświecie. Jednocześnie od dawna podejrzewano, Ŝe wiele odległych galaktyk nie jest obserwowanych w trakcie takich badań. Nowy przegląd wykonany za pomocą teleskopu VLT po raz pierwszy zademonstrował dlaczego tak się dzieje. Okazuje się, Ŝe większość światła Lyman-alfa pozostaje we wnętrzu galaktyki, która je emituje, w związku z czym 90% galaktyk nie pojawia się w przeglądach nieba prowadzonych w tym paśmie.

Aby sprawdzić jaka część całkowitej jasności była pomijana zespół kierowany przez Matthew Hayesa (głównego autora publikacji prezentującej wyniki badań, która została opublikowana na łamach Nature) wykorzystał kamerę FORS teleskopu VLT wraz z zbudowanym specjalnie na potrzeby badań filtrem wąskopasmowym by zmierzyć światło Lyman-alfa, a następnie porównał wyniki

z tymi uzyskanymi za pomocą standardowych metod badania w tym paśmie. Następnie wykorzystując nową kamerę HAWK-I zbadał ten sam obszar przestrzeni szukając światła emitowanego w innych zakresach widma - w tym świecącego w paśmie H-alfa wodoru. Uwagę skoncentrowano na galaktykach o przesunięciu ku czerwieni wynoszącym 2,2 - czyli tych, których światło wędrowało na Ziemię 10 miliardów lat w dobrze przebadanym obszarze nieba, znanym jako południowe pole GOODS. "Po raz pierwszy obserwowaliśmy tak głęboko niebo w świetle wodoru na tych dwóch pasmach widma - i to okazało się krytycznie waŜne "- mówi członek zespołu Göran Östlin. Przegląd był ekstremalnie głęboki i pozwolił odkryć jedne z najciemniejszych galaktykach jakie znane są z tej wczesnej epoki istnienia Wszechświata. Dzięki temu astronomowie doszli do wniosku, Ŝe tradycyjne badania prowadzone w paśmie Lyman-alfa dostrzegają jedynie mały odsetek całego światła jakie powstaje - poniewaŜ większość fotonów Lyman-alda zostaje zniszczonych w trakcie oddziaływań z obłokami pyłu i gazu międzygwiezdnego. Efekt ten w znacznie większym stopniu wpływa na fotony Lyman-alfa niŜ H-alfa. W efekcie znaczna część, być moŜe nawet 90% galaktyk, pozostaje niezauwaŜona. "JeŜeli widzimy dziesięć galaktyk, w rzeczywistości moŜe ich tam być sto "- mówi Hayes.

Rozmaite metody badań,

110 z 125

w których bada się wyłącznie wybrane zakresy widma będą prowadziły do stworzenia niekompletnego obrazu Wszechświata. Wyniki prezentowanych badań to sygnał ostrzegawczy dla kosmologów, bowiem silny sygnał Lyman-alfa w coraz większym stopniu jest wykorzystywany do badań najstarszych galaktyk, tych które powstały na początku istnienia Wszechświata. "Teraz, gdy wiemy jak duŜo światła pomijaliśmy moŜemy zacząć budować dokładniejsze modele Wszechświata, wiedząc więcej na temat tego jak szybko gwiazdy powstawały w róŜnych momentach istnienia Wszechświata "- mówi współautor badań Miguel Mas-Hesse.

Odkrycie było moŜliwe dzięki nowej, unikalnej kamerze - HAWK-I, która pierwsze światło ujrzała w 2007 roku. "Niewiele jest kamer o szerszym polu widzenia niŜ HAWK-I i są one zainstalowane w najlepszym razie na teleskopach o połowę mniejszych niŜ VLT. Tak więc jedynie VLT/HAWK-I jest w stanie skutecznie poszukiwać galaktyk tak słabych w tej odległości "podsumowuje Daniel Schaerer. Źródła: ESO: Why many surveys of distant galaxies miss 90% of their targets Zdjęcie: ESO/M. Hayes Original press release follows: Explained: Why many surveys of distant galaxies miss 90% of their targets Astronomers have

111 z 125

long known that in many surveys of the very distant Universe, a large fraction of the total intrinsic light was not being observed. Now, thanks to an extremely deep survey using two of the four giant 8.2-metre telescopes that make up ESO’s Very Large Telescope (VLT) and a unique custom-built filter, astronomers have determined that a large fraction of galaxies whose light took 10 billion years to reach us have gone undiscovered. The survey also helped uncover some of the faintest galaxies ever found at this early stage of the Universe.

Astronomers frequently use the strong, characteristic “fingerprint” of light emitted by hydrogen known as the Lyman-alpha line, to probe the amount of stars formed in the very distant Universe [1]. Yet there have long been suspicions that many distant galaxies go unnoticed in these surveys. A new VLT survey demonstrates for the first time that this is exactly what is happening.

Most of the Lyman-alpha light is trapped within the galaxy that emits it, and 90% of galaxies do not show up in Lyman-alpha surveys.

“Astronomers always knew they were missing some fraction of the galaxies in Lyman-alpha surveys,” explains Matthew Hayes, the lead author of the paper, published this week in Nature, “but for the first time we now have a measurement. The number

of missed galaxies is substantial.”

To figure out how much of the total luminosity was missed, Hayes and his team used the FORS camera at the VLT and a custom-built narrowband filter [2] to measure this Lyman-alpha light, following the methodology of standard Lyman-alpha surveys.

Then, using the new HAWK-I camera, attached to another VLT Unit Telescope, they surveyed the same area of space for light emitted at a different wavelength, also by glowing hydrogen, and known as the H-alpha line. They specifically looked at galaxies whose light has been travelling for 10 billion years (redshift 2.2 [3]), in a well-studied area of the sky, known as the GOODS-South field.

“This is the first time we have observed a patch of the sky so deeply in light coming from hydrogen at these two very specific wavelengths, and this proved crucial,” says team member Göran Östlin.

The survey was extremely deep, and uncovered some of the faintest galaxies known at this early epoch in the life of the Universe. The astronomers could thereby conclude that traditional surveys done using Lyman-alpha only see a tiny part of the total light that is produced, since most of the Lyman-alpha photons are destroyed by interaction with the interstellar clouds of gas and dust. This effect is dramatically more significant for Lyman-alpha

than for H-alpha light. As a result, many galaxies, a proportion as high as 90%, go unseen by these surveys. “If there are ten galaxies seen, there could be a hundred there,” Hayes says.

Different observational methods, targeting the light emitted at different wavelengths, will always lead to a view of the Universe that is only partially complete.

The results of this survey issue a stark warning for cosmologists, as the strong Lyman-alpha signature becomes increasingly relied upon in examining the very first galaxies to form in the history of the Universe. “Now that we know how much light we’ve been missing, we can start to create far more accurate representations of the cosmos, understanding better how quickly stars have formed at different times in the life of the Universe,” says co-author Miguel Mas-Hesse.

The breakthrough was made possible thanks to the unique camera used. HAWK-I, which saw first light in 2007, is a state-of-the-art instrument. “There are only a few other cameras with a wider field of view than HAWK-I, and they are on telescopes less than half the size of the VLT. So only VLT/HAWK-I, really, is capable of efficiently finding galaxies this faint at these distances,” says team member Daniel Schaerer.

112 z 125

Po okresach gwałtownego wzrostu, połowę Ŝycia czarne dziury spędzają przesłonięte zasłoną pyłu

Badania, prowadzone przez astronomów uniwersytetów Yale i Hawaii wykazały, Ŝe w wyniku zderzeń między galaktykami supermasywne czarne dziury leŜące w ich jądrach przechodzą okresy gwałtownego wzrostu. Wyniki badań zostały opublikowane na łamach Science Express. z Uniwersytetu Hawajów, kierujący badaniami.

Gdy

W wyniku gwałtownych, brudnych kolizji, czarne dziury zostają na okres od 10 milionów do 100 milionów lat przesłonięte zasłoną pyłu prof. Priyamvada Natarajan

masywne, bogate w gaz galaktyki w odległych zakątkach Wszechświata zderzają się, centralne czarne dziury poŜywiają się gazem, który w wyniku zderzeń jest skierowywany do wnętrza galaktyk.

"W wyniku gwałtownych, brudnych kolizji, czarne dziury zostają na okres od 10 milionów do 100 milionów lat przesłonięte zasłoną pyłu "- mówi prof. Priyamvada Natarajan, astronom Uniwersytetu Yale. Po tym okresie pył zostaje rozwiany ukazując jasno świecące jądro galaktyki kwazara - którego Ŝycie trwa kolejne 100 milionów lat.

Do tej pory astronomowie nie wiedzieli jaki okres czasu kwazary spędzają przesłonięte pyłowym obłokiem. Podczas gdy niczym nie przesłonięte kwazary - stanowiące najjaśniejsze optyczne obiekty wczesnego Wszechświata - odkryto pod koniec lat 50. XX wieku przykłady kwazarów przesłoniętych przez pył, trudniejszych do wykrycia, zauwaŜono dopiero czterdzieści lat później. "Przez wiele lat astronomowie sądzili, Ŝe tego rodzaju źródła są bardzo rzadkie. Teraz dostrzegamy je wszędzie "- mówi Ezequiel Treister

113 z 125

Zespół wykorzystał obserwacje teleskopów Hubble, Chandra i Spitzer by zidentyfikować duŜą liczbę przesłoniętych przez pył kwazarów oddalonych nawet o 11 miliardów lat świetlnych, czyli widzianych w okresie gdy Wszechświat miał 1/5 obecnego wieku. "By odnaleźć te obiekty szukaliśmy śladów bardzo gorącego pyłu w pasmach podczerwonym i rentgenowskim "- mówi Kevin Schawinski z Yale.

Naukowcy zauwaŜyli, Ŝe stosunek liczby przesłoniętych kwazarów do nieprzesłoniętych był znacznie wyŜszy w młodym Wszechświecie niŜ obecnie, co pozwoliło lepiej zrozumieć, jak obiekty te powstają i ewoluując w czasie. "Z teoretycznych modeli wiemy, Ŝe zlewanie się masywnych, bogatych w gaz galaktyk, zachodziło znacznie częściej w przeszłości "- mówi Natarajan.

-" Teraz odkryliśmy, Ŝe te połączenia są odpowiedzialne za tworzenie zarówno bliskich, przesłoniętych kwazarów jak i ich odległych kuzynów."

Astronomowie powiązali obserwacje teleskopowe z przewidywanym tempem zlewania się galaktyk i modelami teoretycznymi by ustalić czas, jaki zajmuje czarnej dziurze usunięcie otaczającego ją pyłu i gazu, zanim ukaŜe się jako niczym nie zakryty, jasny kwazar. "Odkryliśmy, Ŝe rosnące czarne dziury połowę czasu spędzają przesłonięte zasłoną z pyłu, a połowę odkryte "- mówi Natarajan. -" Oznacza to, Ŝe

do tej pory zapewne nie dostrzegaliśmy połowy aktywnie rosnących czarnych dziur młodego Wszechświata."

Ogromne zlewania się galaktyk są istotnym czynnikiem inicjujacym tworzenie gwiazd jak równieŜ wpływającym na kształt i strukturę galaktyk. " Nasze badania potwierdzają, Ŝe łączenie się galaktyk jest równieŜ krytyczne dla wzrostu i ewolucji centralnych czarnych dziur, które odŜywiają się i przybierają na wadze zarówno wtedy gdy są zasłonięte, jak wtedy, gdy ich światło nie jest blokowane przez pył "- mówi Natarajan. Źródła: Ezequiel Treister et al., "Major Galaxy Mergers and the Growth of Supermassive Black Holes in Quasars", Science Express Yale University Office of public Affairs: After Growth Spurt, Supermassive Black Holes Spend Half Their Lives Veiled in Dust Zdjęcie: NASA/ESA/Hubble/A. Evans/ K. Noll/ K. Schawinski/ E. Treister Original press release follows: After Growth Spurt, Supermassive Black Holes Spend Half Their Lives Veiled in Dust Supermassive black holes found at the centers of distant galaxies undergo huge growth spurts as a result of galactic collisions, according to a new study by astronomers at Yale University and the University of Hawaii. Their

114 z 125

findings appear in the March 25 edition of Science Express.

As massive, gas-rich galaxies in the distant universe collide, the central black hole feeds on gas that is funneled to the center of the merger. “As a result of the violent, messy collision, the black hole also remains obscured behind a ‘veil’ of dust for between 10 million and 100 million years,” said Priyamvada Natarajan, professor of astronomy at Yale and one of the paper’s authors. After that time the dust is blown away to reveal a brightly shining quasar—the central region of a galaxy with an extremely energetic, supermassive black hole at its center—that lasts for another 100 million years, the team found.

Until now, astronomers were unsure how long the quasars spent behind the dust cloud. While unobscured quasars, which are the brightest optical objects in the early universe, were discovered in the late 1950s, examples of quasars obscured by dust were more difficult to detect, and were only discovered in the late 1990s. “For many years, astronomers believed that these sources were very rare. Now we are seeing them everywhere,” said Ezequiel Treister of the University of Hawaii, lead author of the study.

The team used observations from the Hubble, Chandra and Spitzer space telescopes to identify

a large number of obscured, dust-enshrouded quasars up to 11 billion light years away, when the universe was only about one-fifth its current age.

“We detected a signature of very hot dust at infrared and X-ray wavelengths to find these obscured sources,” Treister said.

“Once they had been identified, we used Hubble’s new Wide Field Camera 3—which astronauts installed last year during the final servicing mission—to confirm that these distant quasars were actually the result of mergers,” said Kevin Schawinski, another Yale co-author.

The researchers discovered that the number of obscured quasars relative to the unobscured ones was significantly larger in the early universe than it is now, giving them a new understanding of how these objects formed and evolved over time. “We knew from theoretical models that mergers of massive, gas-rich galaxies were more frequent in the past,” said Natarajan, the theorist of the team.

“Now we’ve found that these mergers are responsible for producing both the nearby obscured quasar population and their distant cousins.”

The astronomers coupled the telescope observations with estimated galaxy merger rates and theoretical models to come up with the amount of time it takes for the black hole to blow away the

surrounding dust and gas and reveal the naked, bright quasar. “We found that these growing black holes spend about half their lives veiled in dust, and half their lives unveiled,” Natarajan said. “That means that, until now, we have likely been missing half of the actively growing black holes in the early universe.”

Major galaxy mergers are important triggers for star formation as well as modifying galaxy shape and structure. “This work confirms that mergers are also critical for the growth and evolution of central giant black holes, which continue to feed and gain weight during both the hidden phase and when they shine freely,” Natarajan said.

Other authors of the paper include C. Megan Urry of Yale University, David B. Sanders of the University of Hawaii and Jeyhan Kartaltepe of the University of Hawaii and the National Optical Astronomy Observatory.

115 z 125

Marsjański łazik bada dziwną substancję

Niezwykła skorupa na skałach w otoczeniu młodego krateru na Marsie pozostają zagadką po wstępnej analizie danych zebranych przez łazik NASA Opportunity. Łazik spędził sześć tygodni badając kraterj nazwany Concepción zanim podjął dalszą wędrówkę. Krater ma około 10 metrów średnicy. Z orbity widoczne są ciemne promienie rozchodzące się od krateru. To właśnie te promienie wskazały, Ŝe krater powstał niedawno i dlatego został wybrany do badań. Skały wyrzucone w trakcie zderzenia, które wyŜłobiło Concepción to fragmenty tej samej skały macierzystej, na którą Opportunity natknął się na Marsie setki razy od lądowania w styczniu 2004 roku. Jest to miękki, bogaty w siarczany piaskowiec, w którym znajdują się twardsze, podobne do jagód, sferyczne kamyki, bogate w Ŝelazo.

Było jasne juŜ na zdjęciach, które Opportunity wykonał zbliŜając się do krateru Concepción, Ŝe na skałach w jego okolicy było coś dziwnego.

Ten ciemnoszary materiał pokrywał skały i wypełniał pęknięcia. Przynajmniej częściowo składa się z 'jagódek' ściśniętych tak blisko siebie jak to tylko moŜliwe. Nigdy wcześniej nie widzieliśmy czegoś takiego Steve Squyres

Opportunity wykorzystał narzędzia zamontowane na jego roboczym ramieniu by zbadać nietypowy materiał na powierzchni skały, której nadano roboczą nazwę "wzgórz czekoladowych". W niektórych miejscach warstwa gęsto upakowanych sfer leŜy pomiędzy cieńszymi, gładszymi warstwami. "To wygląda jak kanapka z jagodami "- mówi Matt Golombek z JPL. Wstępna analiza składu skorupy nie wskazuje na jednoznaczny składnik pochodzenia meteorytowego, jednak to nie jest zaskoczeniem, jak wyjaśnia Golombek: -" Zderzenie zachodzi z tak ogromną prędkością, Ŝe większość skały uderzającej odparowuje. Zostaje wyrzucona jedynie cienki film stopionej skały, jednak zazwyczaj skład tego filmu odpowiada materiałowi, w który uderzył meteoryt, a nie samemu meteorytowi."

Skład ciemnej skorupy odnalezionej przez Opportunity moŜna wyjaśnić co najmniej

116 z 125

na dwa sposoby. Pierwsza hipoteza sugeruje, Ŝe powstał on w wyniku częściowego stopienia piaskowca zawierającego "jagódki", a druga Ŝe powstał w pęknięciach skał zanim nastąpiło zderzenie.

"MoŜliwe, Ŝe jeŜeli stopisz te skały, piaskowiec pierwszy topi się pozostawiając nietknięte jagódki jako część przetopionej skały "- mówi Squyres, kierujący badaniami łazików NASA na Marsie. -" Albo, ten rodzaj skały jest spękany a piaskowiec moŜe ulegać rozpuszczeniu. Dawno temu woda przepływająca przez pęknięcia rozpuściła piaskowiec uwalniając jagódki, które opadły wgłąb pęknięć i tak zostały upakowane razem. W drugiej hipotezie zderzenie, które wyŜłobiło krater nie było mechanizmem odpowiedzialnym za powstanie tego materiału, natomiast rozbiło skały wzdłuŜ istniejących pęknięć ukazując ich wnętrze."

"Jedno co rzuca się w oczy to fakt, Ŝe wędrujemy po tej części Marsa od sześciu lat i wcześniej nie widzieliśmy takiej materii "- zauwaŜa Golombek.

-" Wreszcie docieramy do tego młodego krateru i materiał ten pokrywa wszystkie skały w jego otoczeniu. To z pewnością wygląda jak związek przyczynowo skutkowy, ale moŜe teŜ być zbiegiem okoliczności."

Badania pokazały, Ŝe skały wyrzucone z krateru nie są silnie zerodowane. Potwierdza to wcześniejsze podejrzenia, Ŝe krater powstał niedawno. "Nie jesteśmy w stanie na razie określić

jego wieku "- mówi Squyres - ale to na prawdę młody krater. Najmłodszy jaki badał Opportunity i chyba najmłodszy badany przez oba łaziki."

Opportunity znalazł natomiast odpowiedź na to czym są ciemne promienie. "Zanim dojechaliśmy do Concepcion zastanawialiśmy się dlaczego promienie są ciemne "- mówi Golombek. -" Odkryliśmy, Ŝe promienie to obszary pokryte odłamkami jasnego piaskowca wyrzuconego w czasie uderzenia. Z orbity wyglądają na ciemne ze względu na rzucane przez odłamki cienie."

9 marca Opportunity odjechał od krateru Concepción kierując się w stronę oddalonego o 12 kilometrów krateru Endeavour. Źródła: JPL: Mars Rover Examines Odd Material at Small, Young Crater Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/Cornell University Original press release follows: Mars Rover Examines Odd Material at Small, Young Crater Weird coatings on rocks beside a young Martian crater remain puzzling after a preliminary look at data from examination of the site by NASA's Opportunity rover.

The rover spent six weeks investigating the crater called "Concepción" before resuming its long journey this month. The crater is about 10 meters (33 feet) in diameter. Dark rays extending from

117 z 125

it, as seen from orbit, flagged it in advance as a target of interest because the rays suggest the crater is young. An image from orbit showing Opportunity beside Concepción is at http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA12969 .

The rocks ejected outward from the impact that dug Concepción are chunks of the same type of bedrock Opportunity has seen at hundreds of locations since landing in January 2004: soft, sulfate-rich sandstone holding harder peppercorn-size dark spheres like berries in a muffin. The little spheres, rich in iron, gained the nickname "blueberries."

"It was clear from the images that Opportunity took on the approach to Concepción that there was strange stuff on lots of the rocks near the crater," said Steve Squyres of Cornell University, Ithaca, N.Y., principal investigator for Opportunity and its twin rover, Spirit. "There's dark, grayish material coating faces of the rocks and filling fractures in them. At least part of it is composed of blueberries jammed together as close as you could pack them.

We've never seen anything like this before."

Opportunity used tools on its robotic arm to examine this unusual material on a rock called "Chocolate Hills." In some places, the layer of closely packed spheres lies between thinner, smoother layers. "It looks like a blueberry sandwich," said Matt

Golombek, a rover science-team member at NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. An image of the coating material is at http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA12970 .

Initial analysis of the coating's composition does not show any obvious component from whatever space rock hit Mars to dig the crater, but that is not a surprise, Golombek said. "The impact is so fast, most of the impactor vaporizes," he said. "Thin films of melt get thrown out, but typically the composition of the melt is the stuff that the impactor hit, rather than the impactor material."

The composition Opportunity found for the dark coating material fits at least two hypotheses being evaluated, and possibly others. One is that the material resulted from partial melting of blueberrycontaining sandstone from the energy of the impact.

Another is that it formed from filling of fractures in this type of rock before the impact occurred.

"It's possible that when you melt this rock, the sandstone melts before the blueberries do, leaving intact blueberries as part of a melt layer," Squyres said. "As an alternative, we know that this type of rock has fractures and that the sandstone can dissolve. Long ago, water flowing through fractures could have dissolved the sandstone and liberated blueberries that fell down into the fracture and

packed together. In this hypothesis, the impact that excavated the crater did not play a role in forming this material, but split rocks along fractures so the material is exposed on the exterior like a coating."

(2,014 feet) farther along the route to its long-term destination at Endeavour Crater, about 19 kilometers (12 miles) in diameter and still at a drive distance of more than 12 kilometers (7 miles).

Golombek said, "One consideration that jumps out is that we've been driving around this part of Mars for six years and never seen this stuff before, then we get to this young crater and it's coating rocks all around the crater. Sure looks like there's a connection, but it could just be a coincidence."

Squyres said, "We're on the road again. We have a healthy rover and we have enough power for substantial drives. We want to get to Endeavour with a healthy rover. It takes a compelling target for us to stop and study. And Concepci贸n was a compelling target." JPL, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the Mars Exploration Rover Project for the NASA Science Mission Directorate, Washington. For more information about the Mars rovers, visit http://www.nasa.gov/rovers .

The observation that the rocks thrown from the crater have not yet eroded away much is evidence that the crater is young, confirming the suggestion from the dark rays. Squyres said, "We're not ready to attach a number to it, but this is really young. It is the youngest crater we've ever seen with Opportunity and probably the youngest either rover has seen."

One question Opportunity's visit did answer was about the dark rays: "We wondered before getting to Concepci贸n why the rays are dark," Golombek said. "We found out that the rays are areas with blocks of light-toned sandstone ejected from the crater. They look dark from orbit because of the shadows that the blocks are casting when the orbital images are taken in mid-afternoon."

Since departing Concepci贸n on March 9, Opportunity has driven 614 meters

118 z 125

W proch się obrócisz

Nowe kompozytowe zdjęcie wykonane przez kosmiczne teleskopy NASA - Chandra X-ray Observatory i Spitzer Space Telescope - ukazuje pyłowe pozostałości po zmarłej gwieździe. Pył przelatuje obok oraz pochłania otaczające miejsce śmierci gwiazdy. Naukowcy sądzą, Ŝe gwiazdy widoczne na zdjęciu naleŜą do otwartej gromady - rodziny gwiazd, które powstały w tym samym czasie, z tego samego obłoku molekularnego, do której naleŜała równieŜ gwiazda, która eksplodując jako supernowa utworzyła utworzyła rozszerzającą się chmurę pyłu. Materia wyrzucona w trakcie eksplozji przelatuje obok mniejszych gwiazd z ogromnymi prędkościami.

Kompozytowe zdjęcie mgławicy G54.1+0.3 ukazuje dane rentgenowskie zaobserwowane przez Chandrę w kolorze niebieskim, natomiast dane podczerwone Spitzera jako zielone (dla promieniowania podczerwonego o krótszej długości fali) oraz czerwono-Ŝółte (dla dłuŜszych fal promieniowania podczerwonego). Białe źródło blisko centrum zdjęcia to gęsta, szybko wirująca gwiazda neutronowa - pulsar, który pozostał po eksplozji supernowej, w której nastąpił kolaps grawitacyjny jądra masywnej gwiazdy. Pulsar wytwarza wiatr cząstek o wysokich energiach widoczny w danych Chandry - który rozszerza się w otaczającym medium, oświetlając materiał wyrzucony w trakcie eksplozji supernowej.

Widoczna w podczerwieni otoczka otaczające pulsar zbudowana jest z gazu i pyłu, które wykondensowały ze szczątków wyrzuconych przez supernową. W miarę jak chłodny pył rozszerza się w otaczającym medium jest ogrzewany i oświetlany przez gwiazdy w gromadzie, dzięki czemu staje się widoczny w podczerwieni. Pył najbliŜej gwiazd jest najgorętszy i dlatego na zdjęciu świeci na Ŝółto. Część gazu jest równocześnie ogrzewana przez rozszerzający się wiatr pulsara, w miarę jak ten dogania i wyprzedza materiał w otoczce.

Unikalne otoczenie, w którym eksplodowała supernowa pozwala astronomom badać kondensację pyłu pochodzącego z wybuchu, który zazwyczaj jest

119 z 125

zbyt zimny, by moŜna go było dostrzec w podczerwieni. Bez obecności gwiazd gromady niemoŜliwa byłaby obserwacja pyłu zanim ten zostałby ogrzany przez fale uderzeniowe supernowej. Jednocześnie sama fala uderzeniowa zniszczyłaby znaczną część drobniejszych cząstek pyłu. W obrębie G54.1+0.3 astronomowie mają moŜliwość obserwacji pierwotnego pyłu zanim zostanie zmieniony i zniszczony w wyniku oddziaływania fali uderzeniowej. Źródła: Chandra X-Ray Observatory: G54.1+0.3: Ashes to Ashes, Dust to Dust Ilustracja: X-ray: NASA/CXC /SAO/T.Temim et al.; IR: NASA/JPLCaltech Original press release follows: G54.1+0.3: Ashes to Ashes, Dust to Dust A new image from NASA's Chandra X-ray Observatory and Spitzer Space Telescope shows the dusty remains of a collapsed star. The dust is flying past and engulfing a nearby family of stars.

Scientists think the stars in the image are part of a stellar cluster in which the a supernova exploded.

The material ejected in the explosion is now blowing past these stars at high velocities.

The composite image of G54.1+0.3 shows X-rays from Chandra in blue, and data from Spitzer in green (shorter wavelength infrared) and red-yellow (longer wavelength infrared).

The white source near the center of the image is a dense, rapidly rotating neutron star, or "pulsar," left behind after a core-collapse supernova explosion. The pulsar generates a wind of high-energy particles -- seen in the Chandra data -- that expands into the surrounding environment, illuminating the material ejected in the supernova explosion.

The infrared shell that surrounds the pulsar wind is made up of gas and dust that condensed out of debris from the supernova. As the cold dust expands into the surroundings, it is heated and lit up by the stars in the cluster so that it is observable in the infrared. The dust closest to the stars is the hottest and is seen to glow in yellow in the image. Some of the dust is also being heated by the expanding pulsar wind as it overtakes the material in the shell.

The unique environment into which this supernova exploded makes it possible for astronomers to observe the condensed dust from the supernova that is usually too cold to emit in the infrared. Without the presence of the stellar cluster, it would not be possible to observe this dust until it becomes energized and heated by a shock wave from the supernova. However, the very action of such shock heating would destroy many of the smaller dust particles. In G54.1+0.3, astronomers are observing pristine dust before any such destruction.

120 z 125

Pacman vs Gwiazda Śmierci

Sonda NASA Cassini wykonała najwyŜszej jak dotąd rozdzielczości zdjęcia lodowego księŜyca Saturna - Mimasa. W połączeniu ze zdjęciami księŜyca mapa temperatury ukazała niespodziewany rozkład temperatur na powierzchni małego księŜyca - w tym nieoczekiwanie gorące obszary układające się w obraz przypominający Pac-mana poŜerającego kropkę. Cassini zebrał dane 13 lutego podczas jak dotąd najbliŜszego przelotu obok księŜyca, który wyróŜnia ogromny krater Herschel, czyniąc z małego księŜyca Gwiazdę Śmierci z Gwiezdnych Wojen.

Do tej pory to zazwyczaj głośno było o innych księŜycach, ale okazuje się Ŝe Mimas jest bardziej niezwykły niŜ sądziliśmy. Na pewno mamy przed sobą kilka nowych zagadek do rozwiązania.

Linda Spilker

Naukowcy zajmujący się spektrometrem podczerwonym, który wykonał mapę temperatur Mimasa, spodziewali się gładko zmieniających się temperatur z maksimum przypadającym na wczesne popołudnie w pobliŜu równika. Zamiast tego najcieplejszy obszar wypadł na poranek, wzdłuŜ krawędzi dysku księŜyca, tworzących obraz przypominający Pac-mana - z temperaturami rzędu 92 K. Reszta księŜyca była znacznie zimniejsza średnio temperatura powierzchni wynosiła 77 K. Mniejszy obszar o wyŜszych temperaturach kropka poŜerana przez Pac-mana - pokazała się wokół krateru Herschel, w którym temperatura wyniosła 84 K. Ciepła oaza wokół Herschela jest sensowna, bowiem wysokie na 5 kilometrów ściany krateru łapią ciepło w jego wnętrzu. Jednak naukowcy póki co nie mają pomysłu skąd bierze się ostry, podobny do litery V kształt reszty ciepłego obszaru.

"Podejrzewamy, Ŝe temperatury ujawniają róŜnice w teksturze powierzchni "- mówi John Spencer, naleŜący do zespołu spektrometru. -" Być moŜe to

121 z 125

coś na podobieństwo róŜnicy między starym, gęstym śniegiem a nowo opadłym puchem."

Gęsty śnieg szybko odprowadza ciepło Słońca wgłąb gruntu utrzymując powierzchnię zimną w trakcie dnia. Puch śnieŜny ma większe własności izolacyjne i przechwytuje ciepło przy powierzchni, ogrzewając ją.

Nawet jeŜeli to róŜnice w powierzchni są odpowiedzialne - naukowcy muszą znaleźć odpowiedź na to, jak powstała tak ostra granica pomiędzy obszarami o róŜnych temperaturach. Być moŜe zderzenie, które utworzyło krater Herschel stopiło lód powierzchniowy i spowodowało, Ŝe część powierzchni została zalana przez płynną wodę. Płyn ten mógł następnie gwałtownie zamarznąć tworząc nową, twardą powierzchnię.

Jednak niezrozumiałe pozostaje, dleczego ta gęsta wierzchnia warstwa miałaby pozostać nienaruszona podczas gdy meteoryty powinny dawno zniszczyć.

Lodowy pył pochodzący z jednego z zewnętrznych pierścieni Saturna - pierścienia E - powinien utrzymywać powierzchnię Mimasa w jasnych kolorach, jednak zdjęcia wykonane w świetle widzialnym w trakcie ostatniego przelotu ukazują powierzchnię pełną zaskakujących kontrastów.

Zespół obrazujący misji Cassini nie spodziewał się ujrzeć ciemnych

smug za jasnymi ścianami kraterów oraz ciągłych, wąskich pasów ciemnego materiału obrysowujących podstawę kaŜdej ze ścian.

"Wzór ten moŜe pojawiać się w wyniku sposobu, w jaki starzej się powierzchnia Mimasa "- mówi Paul Helfenstein naleŜący do zespołu obrazującego Misji. Wraz z upływem czasu powierzchnia księŜyca zdaje się akumulować cienką warstwę minerałów krzemianowych lub bogatych w węgiel cząstek, być moŜe w wyniku pyłu meteorytowego opadającego na jego powierzchnię lub zanieczyszczeń wcześniej znajdujących się w powierzchniowym lodzie.

W miarę jak promienie słoneczne i próŜnia kosmiczna odparowują jaśniejszy lód, ciemny materiał pozostaje skoncentrowany na powierzchni. Grawitacja ściąga go w dół ścian kraterów odsłaniając jednocześnie świeŜy lód.

Choć podobne efekty widziano na innych księŜycach Saturna obecność ich na Mimasie, którego powierzchnia jest w sposób ciągły odświeŜana przez pierścień E pomoŜe naukowcom oszacować tempo zmian.

"Procesy te nie są unikalne dla Mimasa, jednak nowe wysokiej rozdzielczości zdjęcia przypominają kamień z Rosetty umoŜliwiając nam ich interpretację "- mówi Helfenstein. Źródła: JPL: 1980s Video Icon Glows on Saturn Moon Zdjęcie: NASA/JPL/GSFC/SWRI/SSI

122 z 125

Original press release follows: 1980s Video Icon Glows on Saturn Moon The highest-resolution-yet temperature map and images of Saturn's icy moon Mimas obtained by NASA's Cassini spacecraft reveal surprising patterns on the surface of the small moon, including unexpected hot regions that resemble 'Pac-Man' eating a dot, and striking bands of light and dark in crater walls.

"Other moons usually grab the spotlight, but it turns out Mimas is more bizarre than we thought it was," said Linda Spilker, Cassini project scientist at NASA's Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Calif. "It has certainly given us some new puzzles."

Cassini collected the data on Feb. 13, during its closest flyby of the moon, which is marked by an enormous scar called Herschel Crater and resembles the Death Star from "Star Wars."

Scientists working with the composite infrared spectrometer, which mapped Mimas' temperatures, expected smoothly varying temperatures peaking in the early afternoon near the equator. Instead, the warmest region was in the morning, along one edge of the moon's disk, making a sharply defined Pac-Man shape, with temperatures around 92 Kelvin (minus 294 degrees Fahrenheit). The rest of the moon was much colder, around 77 Kelvin (minus 320 degrees Fahrenheit). A smaller

warm spot – the dot in Pac-Man's mouth – showed up around Herschel, with a temperature around 84 Kelvin (minus 310 degrees Fahrenheit).

The warm spot around Herschel makes sense because tall crater walls (about 5 kilometers, or 3 miles, high) can trap heat inside the crater. But scientists were completely baffled by the sharp, V-shaped pattern.

"We suspect the temperatures are revealing differences in texture on the surface," said John Spencer, a Cassini composite infrared spectrometer team member based at Southwest Research Institute in Boulder, Colo. "It's maybe something like the difference between old, dense snow and freshly fallen powder."

Denser ice quickly conducts the heat of the sun away from the surface, keeping it cold during the day. Powdery ice is more insulating and traps the sun's heat at the surface, so the surface warms up.

Even if surface texture variations are to blame, scientists are still trying to figure out why there are such sharp boundaries between the regions, Spencer said. It is possible that the impact that created Herschel Crater melted surface ice and spread water across the moon. That liquid may have flash-frozen into a hard surface. But it is hard to understand why this dense top layer would remain intact when meteorites and other space debris should have

pulverized it by now, Spencer said.

Icy spray from the E ring, one of Saturn's outer rings, should also keep Mimas relatively light-colored, but the new visible-light images from the flyby paint a picture of surprising contrasts. Cassini imaging team scientists didn't expect to see dark streaks trailing down the bright crater walls or a continuous, narrow pile of concentrated dark debris tracing the foot of each wall.

The pattern may appear because of the way the surface of Mimas ages, said Paul Helfenstein, a Cassini imaging team associate based at Cornell University, Ithaca, N.Y. Over time, the moon's surface appears to accumulate a thin veil of silicate minerals or carbon-rich particles, possibly because of meteor dust falling onto the moon, or impurities already embedded in surface ice.

As the sun's warming rays and the vacuum of space evaporate the brighter ice, the darker material is concentrated and left behind. Gravity pulls the dark material down the crater walls, exposing fresh ice underneath. Although similar effects are seen on other moons of Saturn, the visibility of these contrasts on a moon continually re-paved with small particles from the E ring helps scientists estimate rates of change on other satellites.

"These processes are not unique to Mimas, but the new high-definition images are like Rosetta stones for interpreting them," Helfenstein said.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. JPL, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo. The composite infrared spectrometer team is based at NASA's Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md., where the instrument was built.

123 z 125

124 z 125

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 - ESA/HFI Consortium/IRAS Wszystkie prawa zastrzeŜone.

125 z 125