Issuu on Google+

1 z 54

ASTRONOMIA Przegląd Wiadomości Astronomicznych 03 / 2009

© 2007 -2009 Atelier 17 - Tomasz L. Czarnecki - teleskopy.net


2 z 54


3 z 54

Spis Treści Metan w atmosferze Plutona? Wąwozy na Marsie ukazują niezwykłe świadectwo niedawnej aktywności wody Trójkącik? Tej galaktyce nie wyjdzie to na zdrowie Satelita Swift rejestruje wczesną fazę błysku gamma Nowo odkryty księżyc może być źródłem zewnętrznego pierścienia Saturna Spękane pola lawy na Marsie sugerują na okresowe powodzie Cassini wykonuje globalną mapę rozmieszczenia wydm na Tytanie 16 - 28 marca 2009 - światowe dni liczenia gwiazd Olympus Mons - oaza życia na Marsie ? Odkryto rzadką parę czarnych dziur Nowa teoria mechanizmów odpowiedzialnych za plamy i rozbłyski na Słońcu Pokryty lodem północny biegun Marsa Sonda Kepler wyrusza na poszukiwanie planet typu Ziemskiego Dwa zespoły, jeden kwark - ale za to jaki ważny Teleskopy Hubble i VLT tworzą unikalny, przestrzenny obraz odległych galaktyk Czarna dziura we włosach meduzy Fermi ukazuje obraz nieba w promieniowaniu gamma Kamera HiRISE ukazuje subtelne barwy Deimosa - maleńkiego księżyca Marsa Teleskop Hubble dostarcza nowych dowodów istnienia ciemnej materii wokół małych galaktyk Poczwórny tranzyt na zdjęciu teleskopu Hubble'a Niezwykła para galaktyk Katastrofa w kosmicznej skali Mars Express wskazuje obszary erozji na Marsie HiRISE zagląda na dno marsjańskiej dziury Teleskopy Fermi i HESS łączą siły by badać blazara Teleskop kosmiczny Hubble odkrywa niezwykłego gwiezdnego przodka supernowej Naukowcy rozwiązują słoneczną zagadkę Wirtualny lot nad Tytatem Czarna dziura reguluje swoją dietę 15 lat obserwacji satelitarnych wulkanu Przyszła wiosna... na Marsie


4 z 54

Metan w atmosferze Plutona?

Wykorzystując teleskop ESO VLT (Very Large Telescope) astronomowie uzyskali nowe dane dotyczące atmosfery Plutona. Naukowcy wykryli zaskakująco duże ilości metanu, jak również zadziwiający fakt, że atmosfera ta jest gorętsza od powierzchni planety karłowej o około 40 stopni (mimo, że i tak osiąga maksymalną temperaturę -180 stopni Celsiusa). Te zaskakujące cechy atmosfery Plutona mogą być wynikiem istnienia regionów czystego metanu, bądź bogatych w metan warstw okrywających powierzchnię Plutona.

Za pomocoą CRIRES mogliśmy precyzyjnie zmierzyć śladowe składowe gazów w atmosferze 100 000 razy bardziej rozrzedzonej od ziemskiej, wokół obiektu pięć razy mniejszego niż nasza planeta i położonego na krawędzi Układu Słonecznego Hans-Ulrich Käufl

"Znaczne ilości metanu w atmosferze wyjaśniają dlaczego jest ona tak ciepła "mówi Emmanuel Lellouch, główny autor artykułu, w którym opublikowano wyniki badań. Pluton, mający średnicę mniej więcej pięć razy mniejszą od Ziemi jest zbudowany głównie ze skał i lodu. Leży 40 razy dalej od Słońca od Ziemi a temperatura jego powierzchni wynosi około -220°C. Od lat 80. XX wieku wiadomo było, że Pluton posiada bardzo rozrzedzoną atmosferę złożoną głównie z azotu, ze śladowymi ilościami metanu oraz - prawdopodobnie tlenku węgla. W trakcie gdy Pluton oddala się od Słońca podczas

swego trwającego 248 lat roku, ta atmosfera stopniowo zamarza i opada na powierzchnią. Gdy Pluton zbliża się do Słońca, tak jak ma to miejsce obecnie, temperatura jego powierzchni podnosi się a lód sublimuje wytwarzając atmosferę. Do niedawna udało się zbadać jedynie górne partie atmosfery Plutona. Podczas obserwacji okultacji gwiazd (zakryć) astronomowie wykazali, że jego atmosfera jest o około 50° cieplejsza niż powierzchnia. Jednak obserwacje te nie dostarczały żadnych informacji na temat temperatury i warunków atmosferycznych przy samej powierzchni. Jednak unikatowe, nowe obserwacje wykonane za pomocą spektrografu CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) zainstalowanego na teleskopie ESO VLT pokazały, że atmosfera Plutona jako całość ma średnią temperaturę -180° C i jest przez to znacznie cieplejsza od powierzchni Zatem w przeciwieństwie do atmosfery Ziemi, większość o ile nie cała atmosfera Plutona jest w stanie inwersji termicznej - im dalej od powierzchni


5 z 54

Plutona jest badana tym jest gorętsza. Na Ziemi temperatura spada około 6°C na kilometr wysokości, na Plutonie rośnie od około 3 do 15 stopni na kilometr. "To niesamowite zważywszy na fakt, że za pomocą CRIRES mogliśmy precyzyjnie zmierzyć śladowe składowe gazów w atmosferze 100 000 razy bardziej rozrzedzonej od ziemskiej, wokół obiektu pięć razy mniejszego niż nasza planeta i położonego na krawędzi Układu Słonecznego "- dodaje współautor publikacji, Hans-Ulrich Käufl. Źródło: E. Lellouch et al. 2009, A&A, in press, Pluto's lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations. ESO: The lower atmosphere of Pluto revealed Zdjęcie: ESO/L. Calçada


6 z 54

Wąwozy na Marsie ukazują niezwykłe świadectwo niedawnej aktywności wody

Naukowcy badający geologię innych planet na Uniwersytecie Brown zauważyli system wąwozów, który został zapewne wyrzeźbiony przez wody powstające podczas topnienia położonych niedaleko depozytów lodu i śniegu. Wąwozy, których wiek naukowcy szacują na 1,25 miliona lat, mogą być dowodem na to, że jeszcze niedawno woda płynęła na powierzchni Marsa. Wyniki badań zostały opublikowane w marcowym numerze Geology.

Nie mamy tu do czynienia ze zbiornikiem, w którym mógłbyś chować złotą rybkę. Ale pojawia się na krótko woda z roztopów. Normalnie na Marsie lód sublimuje. Jednak w tym przypadku stopił się, przeniósł i osadził osady w formie wachlarza. To nie trwało długo - ale się zdarzyło. Samuel Schon

Wąwozy to młode geologicznie struktury na Marsie. Jednak naukowcom badającym planetę trudno odnaleźć takie, które dałoby się łatwo datować. Jednak w artykule, który stał się tematem na okładkę magazynu Geology, geolodzy z Uniwersytetu Brown ustalili kiedy powstał ten konkretny system dolin, jak również przedstawiają co mogła w nim robić woda. System wąwozów ukazuje cztery przedziały czasowe, w których osady niesione przez wodę spływały po stromym zboczu i utworzyły stożki napływowe. "Nie mamy tu do czynienia ze zbiornikiem,

w którym mógłbyś chować złotą rybkę "mówi Samuel Schon, doktorant na Uniwersytecie Brown, będący głównym autorem publikacji. -"Ale pojawia się na krótko woda z roztopów. Normalnie na Marsie lód sublimuje. Jednak w tym przypadku stopił się, przeniósł i osadził osady w formie wachlarza. To nie trwało długo - ale się zdarzyło." Źródło: Brown University: Gullies on Mars Show Tantalizing Signs of Recent Water Activity Zdjęcie: NASA/JPL/University of Arizona


7 z 54


8 z 54

Trójkącik? Tej galaktyce nie wyjdzie to na zdrowie

Nowe zdjęcie wykonane przez teleskop kosmiczny Hubble Space Telescope ukazuje trzy galaktyki splecione w grawitacyjnych zapasach, które zapewne doprowadzą do zniszczenia jednej z nich. Sfotografowane galaktyki leżą w odległości około 100 milionów lat świetlnych w gwiazdozbiorze Ryby Południowej (Piscis Australis) rozgrywają grę, która kiedyś w przyszłości doprowadzi do ostatecznego połączenia, w wyniku którego powstanie jednak supergalaktyka. <> Nowe zdjęcie wykonane przez kamerą ACS (Advanced Camera for Surveys) zainstalowaną na pokładzie teleskopu NASA/ESA Hubble Space Telescope pozwala astronomom na zbadanie przemieszczanie się gazu pomiędzy galaktykami odkrywając zachodzące złożone procesy. Trzy sfotografowane galaktyki NGC 7173 (po lewej), NGC 7174 (w środku) i NGC 7176 (po prawej) tworzą Grupę Hicksona o numerze 90, który skatalogował je w latach 80. XX wieku. Zewnętrzne galaktyki wydają się być typowymi galaktykami eliptycznymi pozbawionymi pyłu i gazu. W przeciwieństwie do nich NGC 7174 to ulegająca zniszczeniu galaktyka spiralna kurczowa broniąca swego istnienia podczas gdy jest rozszarpywana przez grawitację bliskich sąsiadek. Silne oddziaływania pływowe wyrzuciły znaczną liczbę gwiazd z ich wnętrz i tworzą obecnie rozrzedzony świetlisty składnik tej grupy galaktyk. Astronomowie sądzą, że ostatecznie gwiazdy NGC 7174 staną się częścią wielkiej supergalaktyki dziesiątki, a nawet setki razy masywniejszej niż Droga Mleczna. Źródło: HubbleSite: Trio of Galaxies Mix It Up ESA Science: Stars forced to relocate near the Southern Fish Zdjęcie: NASA, ESA and R. Sharples (University of Durham, U.K.)

Satelita Swift rejestruje wczesną fazę błysku gamma

Brytyjscy astronomowie wykorzystujący teleskop na pokładzie satelity NASA Swift uchwycili początkowy moment błysku gamma (GRB) - wydarzenia z klasy najjaśniejszych i najgwałtowniejszych eksplozji zachodzących we Wszechświecie od Wielkiego Wybuchu. Wyniki badań opublikowano w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.


9 z 54

Zakres widmowy teleskopu UVOT połączony z faktem, że Swift jestobserwatorium kosmicznym o szybkim czasie reakcji, nie ograniczanymprzez porę dnia czy pogodę, pozwoliły nam na uzyskanie tego wczesnegowidma ultrafioletowego Martin Still

Obserwatorium kosmiczne Swift potrafi zlokalizować i przeprowadzić obserwację błysku gamma (GRB) z większą szybkością niż jakikolwiek inny teleskop. Dzięki temu, wykorzystując teleskop UVOT (Ultraviolet/Optical Telescope ) astronomowie uzyskali widmo ultrafioletowe nowego błysku już po 251 sekundach od pierwszego sygnału. Dalsze wykorzystanie instrumentu w tym trybie pozwoli obliczać odległość i jasność błysków gamma w ciągu kilkuset pierwszych sekund od początkowego sygnału oraz zebrać nowe informacje na temat mechanizmów wytwarzających błyski oraz galaktyk, z których pochodzą. "Zakres

widmowy teleskopu UVOT połączony z faktem, że Swift jest obserwatorium kosmicznym o szybkim czasie reakcji, nie ograniczanym przez porę dnia czy pogodę, pozwoliły nam na uzyskanie tego wczesnego widma ultrafioletowego "- mówi Martin Still z Laboratorium Nauk Kosmicznych Mullard (MSSL Mullard Space Science Laboratory). Paul Kuin (MSLL), który zajmuje się kalibracją teleskopu UVOT, wyjaśnia: -"Obserwując te wczesne momenty błysku gamma możemy nie tylko precyzyjniej obliczyć odległość i jasność błysku, ale również dowiedzieć się więcej na temat galaktyk, w których powstają oraz wpływu błysku na bezpośrednie otoczenie. Gdy zastosujemy tę nową technikę do znacznie jaśniejszych błysków ilość nowych danych będzie ogromna." "Uzyskane widmo nie tylko pozwoliło ustalić odległość do galaktyki będącej źródłem błysku gamma, ale także umożliwiło gęstość obłoków wodoru. Wiedza na temat tych odległych galaktyk pozwala nam lepiej zrozumieć jak powstawały gdy Wszechświat był jeszcze bardzo młody. Obserwowany błysk powstał w galaktyce oddalonej o 8 miliardów lat świetlnych." Źródło: STFC: Swift Satellite records early phase of gamma ray burst Zdjęcie: NASA


10 z 54

Nowo odkryty księżyc może być źródłem zewnętrznego pierścienia Saturna

Sonda kosmiczna NASA Cassini odkryła wewnątrz pierścienia G mały księżyc. Naukowcy sądzą, że może być głównym źródłem pyłu, z którego zbudowany jest częściowy pierścień G i jego pojedynczy łuk.

Przed odkryciami sondy Cassini pierścień G był jedynym pyłowym pierścieniem nie mającym jednoznacznego związku z jakimś znanym księżycem, co czyniło go niezwykłym. Odkrycie tego księżyca, w połączeniu z innymi danymi sondy, pozwoli nam zrozumieć ten, do tej pory tajemniczy, pierścień Matthew Hedman

Naukowcy przeanalizowali obrazy uzyskane na przestrzeni 600 dni i znaleźli na nich maleńki księżyc, o średnicy zaledwie 500 metrów, zanurzony w częściowym pierścieniu (pierścieniu łukowym) odkrytyem wcześniej przez sondę Cassini w słabo widocznym pierścieniu G. Odkrycie zostało przekazane opinii publicznej w publikacji Międzynarodowej Unii Astronomicznej IAU International Astronomical Union. "Przed odkryciami sondy Cassini pierścień G był jedynym pyłowym pierścieniem nie mającym jednoznacznego związku z jakimś znanym

księżycem, co czyniło go niezwykłym "mówi Matthew Hedman, z Uniwersytetu Cornell. -" Odkrycie tego księżyca, w połączeniu z innymi danymi sondy, pozwoli nam zrozumieć ten, do tej pory tajemniczy, pierścień." Pierścienie Saturna nazwano w kolejności odkrycia - licząc od planety są to pierścienie D, C, B, A, F, G i E. Pierścień G jest jednym z czterech zewnętrznych pyłowych pierścieni. W większości słabo widoczny i wąski, jedynie w 1/6 swego obwodu (na długości około 150 000 km) staje się wyraźniejszy i szeroki na 250 kilometrów. Właśnie wewnątrz tego łuku odnaleziono nowy księżyc. Naukowcy odkryli księżyc 15 sierpnia 2008 roku, a następnie potwierdzili jego istnienie odnajdując go na dwóch wcześniejszych fotografiach. Od tego czasu kilka razy jeszcze był obserwowany - ostatnio 20 lutego 2009 roku. Choć jest zbyt mały, by mógł być zmierzony bezpośrednio przez kamery sondy, naukowcy oszacowali jego rozmiar porównując go do innego małego księżyca Saturna - Pellene. Źródło: JPL Cassini Equinox Mission: Newfound Moon May Be Source of Outer Saturn Ring Zdjęcie: NASA/JPL/Space Science Institute


11 z 54

Spękane pola lawy na Marsie sugerują na okresowe powodzie

Unikalne pęknięcia odkryte w polach lawowych Marsa wskazują, że woda przynajmniej okresowo zalewała część powierzchni planety. Pęknięcia znane jako spękania ciosowe po raz pierwszy odkryto poza Ziemią. Powstają one gdy stygnąca lawa kurczy się.

Właściwości pęknięć ciosowych (kolumnowych) mogą pomóc zrozumieć jaką rolę odegrała w procesach geologicznych Marsa woda Moses Milazzo

"Termiczne pęknięcia ciosowe powstają gdy stygnąca lawa kurczy się"- wyjaśnia Moses Milazzo, geofizyk z U.S. Geological Survey Astrogeology Team w Flagstaff w Arizonie. "Właściwości pęknięć ciosowych (kolumnowych) mogą pomóc zrozumieć jaką rolę odegrała w procesach geologicznych Marsa woda" - mówi Milazzo, który jest głównym autorem artykułu opublikowanego w magazynie Geology. Kolumny, o średnicy około metra i wysokie na 30 metrów zostały zidentyfikowane na obrazach kamery HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) znajdującej się na pokładzie orbitera NASA Mars Reconnaissance Orbiter. Odnaleziono je w pochylonej ścianie krateru meteorytowego.

"Rozdzielczość kamery HiRISE pozwala na zauważenie kolumn, jednak muszą być idealnie skierowane w stronę instrumentu "dodaje Milazzo. Kiedy powstał krater skały zostały uniesione i odwrócone w stronę nieba. To właśnie to pochylenie kolumn w stronę nieba umożliwiło ich identyfikację. Krater, wewnątrz którego odkryto kolumny, znajduje się w obszarze, który w swojej historii był objęty silną aktywnością wulkaniczną. Milazzo podejrzewa, że pęknięcia ciosowe powstały w wyniku gwałtownego studzenia lawy przez powodzie. Dodatkowo warstwy kolumn zaobserwowane w kraterze wskazują, że epizody studzenia lawy przez powodzie powtarzały się wielokrotnie, a sam cykl mógł mieć okres od kilku miesięcy do kilku lat. Źródło: The University of Arizona: Fractured Lavas Suggest Floods on Mars Zdjęcie: NASA/JPL/University of Arizona


12 z 54

Cassini wykonuje globalną mapę rozmieszczenia wydm na Tytanie

Astronomowie zebrali cztery lata danych radarowych uzyskanych przez sondę Cassini i za ich pomocą stworzyli mapę rozległych pól wydm na Tytanie, które mogą zastąpić stacje pogodowe przy próbach określenia ogólnych kierunków wiatru na największym księżycu Saturna.

Na Tytanie jest bardzo mało chmur w związku z czym wyznaczenie kierunkuwiatrów jest znacznie utrudnione. Jednak śledząc kierunek, w którympowstają piaskowe wydmy Tytana, możemy uzyskać nieco więcej danych natemat globalnego ruchu mas powietrza Ralph Lorenz

Wydmy na Tytanie są najczęściej zorientowane w kierunku wschód-zachód. Co zaskakujące ich orientacja i właściwości sugeruję, że przy powierzchni wiatr na Tytatnie wieje na wschód a nie na zachód. To oznaczałoby, ��e wiatry te wieją w kierunku przeciwnym niż wynikałoby to z modeli cyrkulacji atmosferycznej Tytana. "Na Tytanie jest bardzo mało chmur w związku z czym wyznaczenie kierunku wiatrów jest znacznie utrudnione. Jednak śledząc kierunek, w którym powstają piaskowe wydmy Tytana, możemy uzyskać nieco więcej danych na temat globalnego ruchu mas powietrza "-

mówi Ralph Lorenz z Laboratorium Fizyki Stosowanej Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa w Laurel. -" O wydmach można myśleć jak o wiatrowskazach pokazujących nam kierunek wiatru." Artykuł publikujący wyniki badań ukazał się w Geophysical Research Letters. "Wydmy na Tytanie to młode, dynamiczne utwory, które oddziałują z przeszkodami topograficznymi i dają nam wskazówki na temat przeważających kierunków wiatru "mówi Jani Radebaugh z Brigham Young University w Prove. -" Wiatr dociera do wydmy z kilku różnych kierunków, jednak ostateczny kształt wydmy jest wynikiem uśrednionego oddziaływania wiatru przed dłuższy okres czasu." Znajomość kierunków przeważających wiatrów będzie miała istotne znaczenie dla planowanej dalszej eksploracji księżyca, szczególnie że rozważane jest wysłanie na Tytana instrumentów, które będą go badały podwieszone do balonu. Nowa mapa obejmuje około 16 000 fragmentów wydm, które zostały uwiecznione na około 20 obrazach radarowych. Astronomowie sądzą,


13 z 54

że wydmy są zbudowane z ziaren węglowodorów, które powstają z materii organicznej w atmosferze Tytana. Wydmy otaczają obszary wyżynne co dostarcza pewnych danych na temat ich wysokości. Jest ich więcej w obszarach równikowych co być może jest wynikiem tego, że suchsze warunki w tym rejonie ułatwiają przenoszenie ziaren przez wiatr. Na wyższych szerokościach geograficznych Tytana znajdują się jeziora i mogą być "wilgotniejsze" ze względu na obecność węglowodorów w stanie ciekłym, tworząc mniej przychylne powstawaniu wydm warunki. Źródło: JPL/NASA Cassini Equinox Mission: Cassini Maps Global Pattern of Titan's Dunes Zdjęcie: NASA/JPL/Space Science Institute


14 z 54

16 - 28 marca 2009 - światowe dni liczenia gwiazd

W dniach od 16 do 28 marca projekt Globe at Night 2009 zaprasza wszystkich do corocznej oceny zanieczyszczenia nieba światłem miejskim poprzez obserwację i zliczanie liczby widocznych w konstelacji Oriona gwiazd. <> Aby wziąć udział w programie wystarczy trafić na bezchmurną noc, odnaleźć konstelację Oriona i ocenić liczbę widocznych w tej konstelacji gwiazd poprzez porównanie z kartami umożliwiającymi ocenę jasności nieba. Następnie uzyskany wynik przesyła się do projektu Globe korzystając ze strony internetowej. Zebrane dane nie tylko umożliwią ocenę globalnego zanieczyszczenia nieba światłem, oraz zmian tego zanieczyszczenia z roku na rok, ale również pozwolą uświadomić uczestnikom czym jest problem zanieczyszczenia nieba światłem - jak również jak ważna jest ochrona ciemnego nieba. Źródło: GLOBE at Night 2009 Karty służące ocenie jasności tła nieba


15 z 54

Olympus Mons - oaza życia na Marsie ?

Marsjański wulkan Olympus Mons jest mniej więcej trzy tazy wyższy niż Mt. Everest, jednak gdy profesorowie Uniwersytetu Rice Patrick McGovern i Julia Morgan dokładnie go badają, szukają szczegółów, które mogą wskazywać to czy na Marsie było, a być może nadal jest, życie.

głębokie zbiorniki, ogrzewane przez gradienty geotermalne i gorąco magmy są osłonięte przed skrajnie niekorzystnymi oddziaływaniami jakie mają miejsce na powierzchni. Zbiorniki te mają korzystne środowisko dla rozwoju i podtrzymania życia organizmów termofilnych pro. Patrick McGovern, prof. Julia Morgan

Wykorzystując komputerową rekonstrukcję powstawania Mons Olympus astronomowie doszli do zaskakującego wniosku, że wewnętrz góry mogą nadal znajdować się zbiorniki wody. Wyniki badań zostały opublikowane w magazynie Geology. Naukowcy wyjaśniają, że wyniki ich badań to raczej wnioski niż odkrycia. "To co analizowaliśmy, to struktura Olympus Mons, dlaczego ma taki kształt jaki ma "- mówi McGovern. -" To co znaleźliśmy ma ważne implikacje dla życia, jednak tym zajmujemy się na końcu artykułu." Modelując powstanie

Olympus Mons za pomocą algorytmów dynamiki cząstek, McGovern i Morgan stwierdzili, że jedynie obecność osadów gliniastych pozwala wyjaśnić asymetryczny kształt wulkanu. A obecność tych osadów wskazuje, że w procesie powstania tej góry brała, a być może nadal bierze udział woda. Olympus Mons jest wysoki - sięgając ponad 23 km wysokości, jednak wznosi się łagodnie - odległość od jego bazy do kaldery wynosi prawie 250 kilometrów. Kształt ten wskazuje na to co leży pod wierzchnią warstwą - twierdzą naukowcy. Sądzą, że gdyby mieli możliwość wykonanie badań na północno wschodnim stoku góry natrafiliby na złoża gliny umieszczone tam trzy miliardy lat temu, zanim powstała góra. Sonda ESA Mars Express w ostatnich latach dostarczyła dowodów na powszechne występowanie minerałów gliniastych na Marsie. Te wyniki potwierdzają wcześniejsze teorie, według których w miejscu gdzie obecnie wznosi się Olympus Mons wcześniej znajdowała się warstwa glin o miąższości setek metrów. Morgan


16 z 54

i McGovern pokazują na modelach komputerowych, że materiał wulkaniczny mógł rozszerzać się do proporcji obserwowanych na tym wulkanie dzięki redukującym tarcie właściwościom gliny - podobny efekt obserwujemy na Hawajach. Jednak jeszcze ciekawsze jest to co mogło zostać znaleźć się pod górą. Płyny zamknięte w nieprzepuszczalnych poddanych wysokim ciśnieniom warstwach gliny pasują do specyficznych obszarów przemieszczeń na północno wschodnim zboczu. I płyn ten może tam nadal być obecny. Obecność wody na Marsie potwierdziły badania lądownika Phoenix. Woda to mogła pozostać zamknięta w porach wewnątrz osadów pod Olympus Mons. "Te głębokie zbiorniki, ogrzewane przez gradienty geotermalne i gorąco magmy są osłonięte przed skrajnie niekorzystnymi oddziaływaniami jakie mają miejsce na powierzchni. Zbiorniki te mają korzystne środowisko dla rozwoju i podtrzymania życia organizmów termofilnych "- piszą autorzy. Formy życia takie, jakie odkryto na Ziemi, głęboko pod powierzchnią oceanów

przy kominach wulkanicznych. Odnalezienie źródła ciepła będzie wyzwaniem. "Chcielibyśmy znać odpowiedź na te pytanie "- mówi McGovern, wskazując niedawne odkrycia metanu na Marsie również wskazywane jako potencjalny wskaźnik życia. -"Sondy znajdujące się na orbicie Marsa są zdolne wykryć anomalię termiczną, taką jak wypływ magmy czy wulkan, jednak do tej pory niczego takiego nie wykryły." "To czego potrzebujemy to coś co by dostarczyło danych z powierzchni, takich jak informacje o trzęsieniach ziemi, czy nietypowych emisjach gazów. Docelowo chcielibyśmy by na Marsie znalazła się seria stacji sejsmicznych tak by możliwa była obserwacja aktywności geologicznej planety." Źródło: Rice University: Mountain on Mars may answer big question Zdjęcie: Rice University


17 z 54

Odkryto rzadką parę czarnych dziur

Odnalezienie igły w stogu siana to żaden wyczyn gdy porówna się go to odnalezienia dwóch bliźniaczych czarnych dziur krążących wokół siebie w odległej galaktyce. Jednak astronomowie z Narodowego Astronomicznego Obserwatorium Optycznego (NOAO - National Optical Astronomy Observatory) w Tucson właśnie znaleźli coś, co wygląda jak dwie masywne czarne dziury wirujące wokół siebie w jądrze odległej galaktyki. Od dawna sądzono, że mogą istnieć takie bliźniacze pary, jednak odnalezienie ich wymagało nowego i systematycznego podejścia do problemu.

Podwójny zestew szerokich linii emisyjnych jest bardzo dobrym dowodem na bliźniacze czarne dziury Todd Boroson

Nowo odkrytą parę dzieli odległość 1/10 parseka. Odkrycie tej bardzo pary może mieć istotne znaczenie dla lepszego zrozumienia tego jak w jądrach galaktyk powstają i ewoluują masywne czarne dziury. Wyniki badań prowadzących do odkrycia zostały opublikowane w magazynie Nature. Ponieważ wiele galaktyk znajduje się w gromadach istnieje znaczne prawdopodobieństwo zderzeń i łączenia się galaktyk. Tajemnicą pozostaje to, co dzieje się ze znajdującymi w ich jądrach czarnymi dziurami. Według teorii powinny krążyć wokół siebie i ostatecznie połączyć tworząc jedną, jeszcze masywniejszą czarną dziurę. Od dłuższego czasu znane są cechy wskazujące na istnienie w jądrze konkretnej galaktyki czarnej dziury.

Materia opadająca na czarną dziurę emitują światło w wąskich pasmach tworząc pasma emisyjne, które można wykryć badając widmo. Pasma te zawierają informacje na temat prędkości i kierunku opadania materii na czarną dziurę. W przypadku dwóch czarnych dziur okrążających się wzajemnie przed połączeniem widmo powinno mieć charakterystyczne podwójne pasma emisyjne. Takie właśnie widmo udało się właśnie zaobserwować. Astronomowie NOAO Todd Boroson i Tod Lauer wykorzystali dane zgromadzone w ramach cyfrowego przeglądu nieba Sloana (SDSS - Sloan Digital Sky Survey), 2,5 metrowy teleskop w obserwatorium Apache Point w południowym Nowym Meksyku poszukując charakterystycznego widma podwójnej czarnej dziury wśród około 17 500 kwazarów odkrytych przez SDSS (obecnie znanych jest ponad 100 000 kwazarów, z których większość została odkryta przez SDSS i jest oddalona o miliardy lat świetlnych). Kwazary to najjaśniejsze spośród aktywnych galaktyk. Potrafią być setki razy jaśniejsze od Drogi


18 z 54

Mlecznej, a mechanizmem odpowiedzialnym za ich jasność jest proces akrecji materii przez aktywną czarną dziurę w ich jądrze. Od dawna uważa się, że duże galaktyki mają w jądrach masywne czarne dziury, a niektóre z nich muszą mieć więcej niż jedną, przynajmniej do czasu połączenia się owych czarnych dziur. Jednak takie czarne dziury byłyby tak blisko, że niemożliwe byłoby dostrzeżenie ich, lub otaczających je dysków akrecyjnych, osobno. Jednak światło emitowane przez dyski akrecyjne powinno dać się zidentyfikować.

czarne dziury "- mówi Boroson. -" Jeżeli byłby to zbieg okoliczności i nałożyłyby się dwa obiekty w różnej odległości, jeden z nich musiałby być bardzo nietypowy. Dodatkowo ta para jest położona w ten sposób, że powinniśmy być w stanie wykryć zmiany prędkości na przestrzeni kilku najbliższych lat. Możemy też zbadać nasze podejrzenia, że ów układ podwójny powstał w wyniku połączenia dwóch mniejszych galaktyk." Mniejsza z czarnych dziur ma masę szacowaną na 20 milionów razy większą od Słońca, większa - 50 milionów. Źródło:

W trakcie poszukiwań Boroson i Lauer musieli również wykluczyć możliwość, że to co wzięli za dwie czarne dziury w jednej galaktyce w rzeczywistości byłoby dwoma czarnymi dziurami, w dwóch odrębnych galaktykach na tym samym kierunku obserwacji. W tym celu konieczne było ustalenie przesunięcia ku podczerwieni widm obiektów, tak by mieć pewność, że leżą w tej samej odległości. "Podwójny zestew szerokich linii emisyjnych jest bardzo dobrym dowodem na bliźniacze

National Optical Astronomy Observatory: Elusive Binary Black Hole System Identified Ilustracja: p. Marenfeld and NOAO/AURA/NSF


19 z 54

Nowa teoria mechanizmów odpowiedzialnych za plamy i rozbłyski na Słońcu

Słońce dostarcza Ziemi światło i ciepło, z których korzystamy na co dzień. Jednak co jakiś czas nasza gwiazda wyrzuca z siebie nadmiarową porcję energii, która może zagrażać satelitom na orbicie, pasażerom samolotów a nawet powodować uszkodzenia urządzeń na powierzchni Ziemi. Prof. David Alexander, kierujący zespołem Rice Solar Group, próbuje zrozumieć dlaczego od czasu do czasu nasze Słońce zaczyna się tak zachowywać z nadzieją, że pewnego dnia będziemy umieli prognozować jego zachowanie.

w koronie słonecznej ciśnienie plazmy jest tak niskie, że to polemagnetyczne zaczyna dominować i to w polu zawiera się energia. Podczaswzajemnych oddziaływań pól koronalnych ich energia może być wyzwalana -czasem powoli, ogrzewając koronę do milionów stopni; czasem gwałtownie- katastroficznie prowadząc do powstania flar i koronalnych wyrzutówmaterii Prof. David Alexander

Prof. Alexander wraz z astronomem Uniwersytetu Rice Lirong Tian zbadali struktorę plam słonecznych oraz to, jaki ma ona wpływ na wyrzuty koronalne (CME Coronal Mass Ejections) - wyniki badań zostaną opublikowane w magazynie The Astrophysical Journal. CME to ogromne erupcje dużych fragmentów słonecznej atmosfery wyrzucane w przestrzeń przez złożone pętle słonecznego pola magnetycznego, które przypominają nieco sploty potwora z

Loch Ness. Jak wyjaśnia prof. Alexander, który - nomen omen - jest szkotem, pola te powstają głęboko wewnątrz Słońca w przypominających zabawkową sprężynę magnetycznych tubach. Pola te powstają 200 000 km w głębi w strefie przejściowej pomiędzy promienistym wnętrzem a konwekcyjną strefą zewnętrzną. "Wnętrze obraca się jak sztywna kula, podczas gdy strefa konwekcyjna wiruje różnicowo - w okolicach równika szybciej niż na biegunach "- mówi Alexander. -" Ta różnica w rotacji powoduje powstanie warstwy poślizgu i sądzimy, że właśnie tam powstaje pole magnetyczne." Podobne do zabawkowej sprężyny pole wznosi się w stronę powierzchni Słońca przedzierając się przez wzburzoną plazmę w jego wnętrzu. Oddziaływanie plazmy powoduje, że struktura jej podlega przemianom - jej zwoje po stronie bliższej powierzchni zacieśniają się, podczas gdy te bardziej oddalone ulegają rozluźnieniu. Pole to wydostaje się na powierzchnię po trzech, czterech tygodniach wytwarzając coś, co naukowcy nazywają


20 z 54

dwubiegunowym obszarem aktywnym - czyli dwóch plam słonecznych, połączonych zwiniętym polem magnetycznym. Na Słońcu siły Coriolisa mogą skręcić i rozciągnąć wydobywającą się tubę magnetyczną doprowadzając do zakłócenia równowagi. "W efekcie uzyskujemy asymetryczną tubę, w której słabiej zwinięty koniec może zacząć się rozrywać." Alexander i Tian sądzą, że silniej zwinięty przedni (w stosunku do kierunku obrotu Słońca) koniec tuby lepiej przeciwstawia się oddziaływaniu plazmy we wnętrzu turbulentnej strefy konwekcyjnej co wyjaśnia dlaczego przednie plamy słoneczne zazwyczaj są kompaktowe i zwarte, podczas gdy tylne są podzielone na części i rozproszone na większej powierzchni. "We wnętrzu Słońca dominuje plazma a pole magnetyczne jest na jej łasce i może zostać rozdarte przez intensywnie przemieszczającą się plazmę "- mówi Alexander. -" Jednak w koronie słonecznej ciśnienie plazmy jest tak niskie, że to pole magnetyczne zaczyna dominować i to w polu zawiera się energia.

Podczas wzajemnych oddziaływań pól koronalnych ich energia może być wyzwalana - czasem powoli, ogrzewając koronę do milionów stopni; czasem gwałtownie - katastroficznie - prowadząc do powstania flar i koronalnych wyrzutów materii." Gwałtowne uwolnienie energii wyrzuca plazmę, a co ważniejsze, intensywny strumień promieniowania elektromagnetycznego, które zagraża astronautom i niszczy satelity oraz naziemne sieci energetyczne. Podczas gdy plazmie dotarcie do Ziemi może zając kilka dni, promieniowaniu zajmuje około 20 minut. Dlatego tak ważne jest wypracowanie mechanizmów prognozowania aktywności Słońca. Źródło: Rice University: Slinkys in the sun Zdjęcie: SOHO (ESA & NASA)


21 z 54

Pokryty lodem północny biegun Marsa

Orbiter Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) Mars Express wykonał zdjęcia pokrytego śniegiem regionu Rupes Tenuis w okolicy marsjańskiego bieguna północnego (81°N, 297°E). Zdjęcia o rozdzielczości 41 m/piksel obejmują obszar o powierzchni około 44 000 km² odpowiadający powierzchni Holandii. <> Rupes Tenuis znajduje się na południowym skraju marsjańskiej czapy polarnej, około 5,5 tysiąca kilometrów na północny wschód od wulkanicznego rejonu Tharsis. Obecnie uważa się, że w czapach lodowych Marsa znajduje się większość wody czerwonej planety. Dane uzyskane niedawno przez radar MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding) zainstalowany na pokładzie sondy Mars Express wskazują, że obie czapy polarne są grube na 3,5 kilometra. Głębokie lodowce wodne są przykryte warstwą zamrożonego dwutlenku węgla o grubości sięgającej kilkudziesięciu centymetrów. W czasie letnich miesięcy większość tego suchego lodu sublimuje pozostawiając odkryte twardsze warstwy lodu wodnego. Ciemny materiał, w większości pył nanoszony jest przez wiatr, natomiast podczas zimnych pór roku powstają warstwy śniegu i lodu. Wspólnie mechanizmy te są odpowiedzialne za powstanie warstwowych osadów polarnych (Polar Layered Deposits) widocznych na zdjęciach. Źródło: ESA Space Science: Ice-covered martian North Pole Zdjęcie: ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum)


22 z 54

Sonda Kepler wyrusza na poszukiwanie planet typu Ziemskiego

Misja Kepler pomyślnie wystartowała z przylądka Canaveral na pokładzie rakiety Delta II 7 marca, o godzinie 17:49 UT (10:49 EST). Misja ta została zaprojektowana do poszukiwania planet ziemskich rozmiarów znajdujących się na orbitach, na których na ich powierzchni może występować woda w stanie ciekłym. Uważa się, że na takich planetach może istnieć życie. <> Inżynierowie nawiązali łącznąść z Keplerem o 12:11 po tym, jak sonda oddzieliła się od III członu rakiety i znalazła się na docelowej pozycji, na orbicie wokół Słońca około 1500 kilometrów za Ziemią. Z tego miejsca sonda ma obserwować ponad 100 000 gwiazd szukając śladów planet. Źródło: NASA's Kepler Mission Rockets to Space in Search of Other Earths Zdjęcie: NASA/Jack Pfaller


23 z 54

Dwa zespoły, jeden kwark - ale za to jaki ważny

Naukowcy z zespołów CDF i DZero wykorzystujący akcelerator Fermi zaobserwowali zderzenia cząstek, w wyniku którego powstał pojedynczy kwark t (kwark wysoki). Odkrycie* pojedynczego kwarka t pozwoliło potwierdzić istotne parametry fizyki cząstek, w tym całkowitą liczbę kwarków, i ma istotne znaczenie w trwającyh poszukiwania cząsteczki Higgsa w Tevatronie - obecnie najpotężniejszym działającym akceleratorze. Wcześniej kwarki t obserwowano wyłącznie w wyniku silnych oddziaływaniach - jednak te oddziaływania produkowały pary kwarków t. Wytworzenie pojedynczego kwarka t, jako efektu oddziaływań słabych jest znacznie trudniejsze do wykrycia eksperymentalnego, ale właśnie zostało dokonane - 14 lat po odkryciu tego kwarka w 1995 roku. Szukanie igły w stogu siana to fraszka w porównaniu do odnalezienia pojedynczego kwarka t. Pojedynczy kwark t pojawia się raz na 20 miliardów zderzeń protona z antyprotonem a co gorsze sygnał tych rzadkich zdarzeń jest bardzo podobny do rozmaitych innych rozpadów zdarzających się znacznie częściej. Aby wykryć kwark t fizycy z zespołów CDF i DZero cała lata niezależnie przeszukiwali wyniki zderzeń par proton-antyproton. Każdy z zespołów zidentyfikował kilka tysięcy zderzeń wyglądających na eksperymenty, w których mógł powstać kwark t. Zaawansowana analiza statystyczna oraz szczegółowe modelowanie wykazało, że w kilkuset przypadkach faktycznie powstał

kwark t. 4 marca oba zespoły niezależnie przekazały wyniki do publikacji w Physical Review Letters. Odkrycie pojedynczego kwarka t jest problemem o podobnej skali złożoności co poszukiwania bozona Higgsa ponieważ konieczne jest wykrycie niezwykle małego sygnału z tła ogromnej liczby danych. Zaawansowane techniki analityczne przećwiczone po raz pierwszy w badaniach nad kwarkiem t są obecnie stosowane w poszukiwaniach cząstki Higgsa. Ponadto kwark t i bozon Higgsa mają wiele cech wspólnych więc naukowcy liczą, że być może prace nad odkryciem kwarka t przybliżyły ich do momentu kiedy eksperymentalnie zaobserwują nieuchwytną cząstkę. Źródło: Fermilab collider experiments discover rare single top quark Zdjęcie: DZero collaboration Uwagi: Kwark wysoki został odkryty w 1995 roku w Fermilabie - S. Abachi et al. D0 Collaboration, "Observation of the Top Quark", Phys. Rev. Lett. 74, 2632 - 2637 (1995)


24 z 54

Teleskopy Hubble i VLT tworzą unikalny, przestrzenny obraz odległych galaktyk

Astronomowie uzyskali wyjątkowy, trójwymiarowy obraz odległych galaktyk z czasów, gdy Wszechświat był o połowę młodszy. Obraz ten stworzono wykorzystując ostrość i rozdzielczość teleskopu kosmicznego NASA ESA Hubble'a oraz zdolność pomiaru ruchu gazu w niezwykle małych obiektach teleskopu VLT. Badając tę unikalną "księgę historii" Wszechświata w epoce gdy nie istniała ani Ziemia ani Słońce, naukowcy mają nadzieję zbliżyć się do rozwiązania zagadki powstania galaktyk. Dotychczas odległe galaktyki, te których światło biegnie do nas 6 miliardów lat, stanowiły zaledwie plamki światła na niebie. Dzięki umieszczeniu na orbicie w latach 90. XX teleskopu Hubble naukowcy mogą obecnie badać struktury odległych galaktyk. Pracujący pod czystym niebem wyżyny Paranal spektrograf FLAMES/GIRAFFE zainstalowany na teleskopie VLT (Very Large Telescope), który jest w stanie uzyskać jednocześnie widma niewielkich obszarów rozciągłych obiektów DS pozwala na wyznaczenie ruchu gazu w tych niezwykle odległych galaktykach. Zespół astronomów podjął się zadania odtworzenia historii około 100 odległych galaktyk, które zostały zaobserwowane zarówno przez teleskop Hubble'a jak i spektrograf GIRAFFE. Pierwsze wyniki już są i dostarczają ciekawych informacji na temat trzech galaktyk. W jednej z nich GIRAFFE wykryła region wypełniony zjonizowanym gazem. Obszary takie zazwyczaj powstają w wyniku oddziaływania młodych, gorących gwiazd jednak mimo badania tej

galaktyki przez 11 dni przez teleskop Hubble'a nie odkryto w tym rejonie żadnych gwiazd. Symulacje sugerują, że gaz zapewne powstał w wyniku zderzenia dwóch galaktyk. W innej z badanych galaktyk naukowcy stwierdzili coś całkowicie odwrotnego. Wykryli w niej centralny, błękitny region otoczony czerwonym dyskiem, prawie całkowicie skryte w pyłowej otoczce - to może być pierwszy przykład odbudowy dysku galaktycznego po połączeniu galaktyk. W trzeciej galaktyce astronomowie zidentyfikowali niezwykłą, intensywnie niebieską strukturę - poprzeczkę zbudowaną z młodych, masywnych gwiazd rzadko widywaną w bliskich galaktykach. Tu modele wskazują jako źródło zderzenie dwóch galaktyk o znacznie różniących się masach. Wyniki prac są publikowane w magazynie Astronomy and Astrophysics. Źródło: Puech et al. 2009, A&A, 493, 899, A forming disk at z~0.6: Collapse of a gaseous disk or major merger remnant? Peirani


25 z 54

et al. 2009, A giant bar induced by a merger event at z=0.4? Hammer et al. 2009, A forming, dust enshrouded disk at z=0.43: the first example of a late type disk rebuilt after a major merger? Hubble and ESOâ&#x20AC;&#x2122;s VLT provide unique 3D views of remote galaxies ZdjÄ&#x2122;cie: ESO/Hammer et al.


26 z 54

Czarna dziura we włosach meduzy

Kompozytowy obraz galaktyki Meduza (NGC 4194) ukazuje dane rentgenowskie uzyskane przez obserwatorium kosmiczne Chandra (kolor niebieski) nałożone na obraz optyczny uzyskany przez teleskop kosmiczny Hubble (kolor pomarańczowy). Położone powyżej centrum galaktyki, widoczne w paśmie widzialnym, włosy Meduzy (w mitach antycznych głowę Meduzy zdobiły węże) to pływowy ogon utworzony w wyniku zderzenia z inną galaktyką. Jasne źródło promieniowania rentgenowskiego widoczne we włosach Meduzy to czarna dziura. Większość jasnych źródeł rentgenowskich w galaktykach to układy podwójne zawierające albo czarną dziurę albo gwiazdę neutronową pozostałe po eksplozji masywnej gwiazdy jako supernowej. Ponieważ te zwarte obiekty generują promieniowanie rentgenowskie znacznie dłużej niż trwało życie gwiazdy, z której powstały, mogą być wykorzystywane jako skamieniałości ukazujące historię powstawania gwiazd w galaktykach, w których się znajdują. Na publikowanym zdjęciu Meduzy, podwójne układy rentgenowskie są widoczne jako błękitne, jasne, punktowe obiekty.

z tempem produkcji gwiazd przez te galaktyki. Wyniki te mogą być wykorzystane przy określaniu tempa produkcji gwiazd w innych galaktykach za pomocą pomiaru liczby źródeł rentgenowskich w nich występujących. Ponadto stwierdzono, że na każdy milion ton gazu zużywanych do stworzenia gwiazd, jedna tona zostaje pobrana przez czarną dziurę o masie gwiazdy lub gwiazdę neutronową. Wynik ten pozwoli na stworzenie dokładniejszych modeli powstawania układów rentgenowskich. Źródło:

Niedawno opublikowane wyniki badań galaktyki Meduzy i dziewięciu innych galaktyk ukazały powiązanie pomiędzy procesami powstawania gwiazd i tworzeniem się podwójnych układów rentgenowskich. Kluczowym zagadnieniem było ustalenie tej korelacji w galaktyce Meduzy oraz NGC 7541, dwóch galaktyk o wyjątkowo wysokim wskaźniku powstawania gwiazd. Badania wykazały, że zarówno liczba jasnych źródeł rentgenowskich, jak i ich średnia jasność są powiązane

P. Kaaret & A. Alonso-Herrero, 2008, Astrophysics Journal, 682, 1020 Chandra X-Ray Observatory: NGC 4194: A Black Hole in Medusa's Hair Zdjęcie: X-ray: NASA/CXC/Univ of Iowa/P.Kaaret et al.; Optical: NASA/ESA/STScI/Univ of Iowa/P.Kaaret et al.


27 z 54


28 z 54

Fermi ukazuje obraz nieba w promieniowaniu gamma

Nowa mapa łącząca dane z trzech miesięcy obserwacji prowadzonych przez teleskop NASA Fermi Gamma-ray Space Telescope ukazuje astronomom nowy obraz Wszechświata wysokich energii. Dla oczu teleskopu Fermi Wszechświat jest rozświetlony przez promienie gamma pochodzące ze źródeł zarówno w Układzie Słonecznym jak i z galaktyk odlełych o miliardy lat świetlnych. <> Opublikowana mapa jest najgłębszym i najdokładniejszym portretem nieba wysokich energii jaki kiedykolwiek uzyskano. Ukazuje niebo w energiach 150 milionów razy większych niż fotonów światła widzialnego. Wśród śladów jasnych pulsarów oraz aktywnych galaktyk jest coś znajomego - ślad wyznaczony przez Słońce. Artykuł opisujący 205 najjaśniejszych źródeł zaobserwowanych przez teleskop LAT (Large Area Telescope) na pokładzie obserwatorium Fermi został przekazany do publikacji w The Astrophysical Journal Supplement. W trybie przeglądowym, w którym większość czasu spędza w ciągu pierwszego roku badań obserwatorium Fermi, teleskop LAT skanuje całe niebo co trzy godziny. To pozwala naukowcom na monitorowanie szybko zmieniających się źródeł. Aby lepiej ukazać indywidualne źródła promieniowania gamma dane zostały obrobione tak, by usunąć promieniowanie gazu w płaszczyźnie galaktyki. Źródło: Fermi Gamma-ray Space Telescope: Fermi's Best-Ever Look at the Gamma-Ray Sky Zdjęcie: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration

Kamera HiRISE ukazuje subtelne barwy Deimosa - maleńkiego księżyca Marsa

Prowadzony przez astronomów z Uniwerstytetu Arizona 'Eksperyment w Naukowym Obrazowaniu Wysokiej Rozdzielczości' czyli kamere HiRISE () znajdująca się na pokładzie orbitera NASA Mars Reconnaissance Orbiter wykonała zdjęcia ukazujące subtelną grę barw na gładkiej powierzchni Deimosa, mniejszego i bardziej oddalonego od planety księżyca Marsa.


29 z 54

21 lutego 2009 roku kamera wykonała dwa zdjęcia wykorzystując filtry w bliskiej podczerwieni, czerwony, oraz niebieskozielony. Pierwsze zdjęcie wykonano wczesnym popołudniem, kolejne 5 godzin i 35 minut później uzyskując rozdzielczość 20 m/piksel. "Delikatne różnice w barwie - czerwieńsza w obszarach najgładszych i mniej czerwona blisko świeżych kraterów zderzeniowych, grzbietów i wyżej położonych obszarów, jest zapewne wynikiem dłuższego wystawienia na oddziaływanie środowiska przestrzeni kosmicznej "- mówi kierujący projektem HiRISE Alfred McEwen. Poza świeżymi kraterami zderzeniowymi powierzchnia Deimosa jest niezwykle gładka. Ten maleńki księżyc jest okryty warstwą regolitu, drobnych fragmentów skalnych wytwarzanych w trakcie zderzeń z meteorytami. Podobne zdjęcia drugiego księżyca

Marsa - Fobosa - kamera HiRISE wykonała 23 marca 2008 roku. Wówczas, wykonując zdjęcia z odległości 6800 i 5800 km uzyskano rozdzielczość wynoszącą odpowiednio 6,8 i 5,8 metra/piksel. Naukowców obiekty te interesują ponieważ istnieje podejrzenie, że mogą być one bogate w wodę i substancje organiczne. Źródło: HiRISE: Deimos, Moon of Mars The University od Arizona News: HiRISE Camera Captures Subtle Colors of Mars' Tiny Moon Deimos Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech /University of Arizona


30 z 54

Teleskop Hubble dostarcza nowych dowodów istnienia ciemnej materii wokół małych galaktyk

Teleskop kosmiczny NASA Hubble Space Telescope dostarczył nowych, silnych dowodów na to, że galaktyki są otoczone przez halo ciemnej materii. Zaglądając w tłoczne wnętrze pobliskiej gromady galaktyk w Perseuszu Hubble odkrył liczną populację małych galaktyk, które pozostały nienaruszone pomimo, iż otaczające je większe galaktyki są rozrywane przez oddziaływania grawitacyjne innych galaktyk. Ciemna materia to niewidzialna forma materii odpowiadająca według obecnie obowiązującego modelu Wszechświata za większość jej masy. Astronomowie doszli do wniosku, że istnieje w wyniku jej grawitacyjnego oddziaływania na normalną, widoczną w postaci gwiazd, pyłu i gazu, materię. Zdjęcia wykonane przez teleskop Hubble dostarczają dodatkowych dowodów na to, że nienaruszone galaktyki są otoczone ochronną otoczką ciemnej materii, która chroni je w tym niszczycielskim otoczeniu. "Zaskoczyło nas odkrycie w rdzeniu gromady tak dużej liczby galaktyk karłowych, które były okrągłe i gładkie bez śladów naruszenia struktury "- mówi Christopher Conselice, astronom z Uniwersytetu w Nottingham w Wielkiej Brytanii, kierujący badaniami. -" Obserwowane galaktyki karłowe są bardzo starymi obiektami, przebywającymi od dawna wewnątrz gromady. Zatem jeżeli coś miałoby je naruszyć, powinno to już dawno mieć miejsce. Zatem muszą to być obiekty w znacznym stopniu zdominowane przez ciemną materię." Galaktyki

karłowe mogą zawierać nawet więcej ciemnej materii niż galaktyki spiralne. "Mając te dane, nie możemy stwierdzić, czy zawartość ciemnej materii w galaktykach karłowych jest większa niż w Drodze Mlecznej "- mówi Conselice. -" Jednak z tego, że galaktyki spiralne ulegają zniszczeniu wewnątrz gromady, podczas gdy galaktyki karłowe nie, możemy wyciągać wniosek, że te ostatnie zawierają większą ilość ciemnej materii." Obserwacje wykonane za pomocą kamery ACS na pokładzie teleskopu Hubble'a dostrzegły 29 karłowych galaktyk eliptycznych w Gromadzie Perseusza oddalonej o 250 milionów lat świetlnych. Wśród nich 17 to obiekty obserwowane po raz pierwszy. Źródło: HubbleSite: Hubble Provides New Evidence for Dark Matter Around Small Galaxies Zdjęcie: NASA, ESA, and C. Conselice and S. Penny (University of Nottingham)


31 z 54


32 z 54

Poczwórny tranzyt na zdjęciu teleskopu Hubble'a

Pierścienie Saturna pochylają się krawędzią w stronę Ziemi co piętnaście lat. Ponieważ główne księżyce Saturna leżą również w płaszczyźnie pierścieni układ ten daje astronomom rzadką okazję do obserwacji prawdziwie niezwykłej parady ciał niebieskich przemieszczających się na tle powierzchni planety. <> Niezwykłe zbliżenie tarczy Saturna wykonane 24 lutego 2009 ukazuje cztery księżyce planety na tle jego tarczy. Pierwszy jest pomarańczowy Tytan - księżyc większy od Merkurego - widoczny po prawej stronie. Białe lodowe księżyce leżące znacznie bliżej Saturna a przez to w tym widoku bliżej pierścieni, to - od lewej do prawej Enceladus, Dione i Mimas. Ciemny pas widoczny powyżej pierścieni to ich cień, rzucony na planetę. Źródło: HubbleSite: Quadruple Saturn Moon Transit Snapped by Hubble Zdjęcie: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Niezwykła para galaktyk

Bardzo Duży Teleskop Europejskiej Agencji Kosmicznej - czyli ESO VLT (Very Large Telescope) wykonał wspaniałe zdjęcia dziwnej, chaotycznej pary splątanych galaktyk. Na zdjęciu znaleziono również inne niespodzianki - gości zarówno z daleka jak i z bliska. Czasami dziwnie wyglądające lub po prostu odmienne od pozostałych obiekty niebieskie mają do opowiedzenia ciekawe historie, które są ważne dla astronomów. Taka idea przyświecała Haltonowi Arpowi, który w latach 60. XX wieku stworzył katalog Niezwykłych Galaktyk. Jednemu z obiektów, który trafił do tego katalogu pod numerem Arp 261, przyjrzał się szczegółowo instrument FORS2 zainstalowany na teleskopie VLT. Obraz jaki się ukazał, zaskoczył astronomów. Arp 261 leży w odległości około 70 milionów lat świetlnych na tle konstelacji Wagi. Jego chaotyczna i niezwykła struktura powstała w wyniku interakcji dwóch galaktyk, które przechodzą powolne, ale

gwiazd zostają naruszone prowadząc do powstania widocznych na zdjęciu w górnej lewej i prawej dolnej części obrazu wirów. Zderzające się ze sobą galaktyki były zapewne galaktykami karłowymi podobnymi do Obłoków Magellana. Co ciekawe zdjęcia wykonano nie w celu zbadania zderzających się galaktyk ale by lepiej przyjrzeć się obiektowi nie wyróżniającemu się na zdjęciu znajdującemu się prawie dokładnie na środku zdjęcia, nieco na prawo od najjaśniejszego obszaru Arp 261. Obiekt ten to pozostałość po niezwykłej supernowej SN 1995N - szczątkom masywnej gwiazdy, która zakończyła życie w nietypowy sposób tworząc supernową powstałą w wyniku


33 z 54

jednocześnie niezwykle destrukcyjne, zderzenie. Choć szansa zderzenia dwóch indywidualnych gwiazd w trakcie takiego zderzenia jest niezwykle mała, ogromne obłoki molekularnego gazu i pyłu zderzają się ze sobą z ogromnymi prędkościami prowadząc do powstania nowych, jasnych gromad gwiazd widocznych na zdjęciu. Również orbity istniejących

zapadnięcia się jądra gwiazdy (core collapse supernova). Niezwykłość SN 1995N polegała na tym, że jej jasność spadała stosunkowo wolno, na tyle wolno, że mimo upływu ponad dekady nadal jest widoczna na zdjęciu. Była również jedną z niewielu supernowych, których wybuch obserwowano w promieniowaniu rentgenowskim. Astronomowie sądzą, że te


34 z 54

niezwykłe cechy są wynikiem tego, iż gwiazda eksplodowała w obszarze o dużej gęstości gazu - materiał, który wyrzuciła zderzył się z otaczającym obłokiem wytwarzając promieniowanie rentgenowskie. Poza zderzającymi się galaktykami i znajdującą się w nich supernową zdjęcie uchwyciło również dwie asteroidy w Układzie Słonecznym (14670 i 9735) widoczne jako czerwono-zielono-niebieski pasy zarejestrowane tak podczas długiego naświetlania zdjęcia przez różnobarwne filtry. Natomiast w prawej części zdjęcia leży gromada galaktyk oddalona co najmniej pięćdziesiąt razy bardziej niż Arp 261. Źródło: ESO: A Curious Pair of Galaxies Zdjęcie: ESO


35 z 54

Katastrofa w kosmicznej skali

Nowe zdjęcie wykonane przez teleskop kosmiczny Spitzer (NASA Spitzer Space Telescope) ukazuje rzadki obraz zbliżającego się zderzenia pomiędzy jądrami łączących się galaktyk, z których każde zawiera czarną dziurę o masie miliony razy większej od masy Słońca. Jądra te znajdują się we wnętrzu NGC 6240, splątanej, chaotycznej galaktyce oddalonej od Ziemi o 400 milionów lat świetlnych leżącej w obszarze konstelacji Wężownika. Miliony lat temu, każde z jąder było rdzeniem własnej galaktyki, zanim te zderzyły się ze sobą i połączyły. Obecnie jądra te zbliżają się ku sobie z ogromnymi prędkościami przygotowując na ostateczne, katastrofalne zderzenie. Zderzenie to nastąpi za kilka milionów lat - czyliza moment w skali kosmicznej.

Łączenie jest szybkim procesem, szczególnie w tej fazie kolizji. W najbliższym Wszechświecie nie ma zbyt wielu galaktyk w tej fazie Stephanie Bush

Wyjątkowe zdjęcie łączy obraz uzyskany w paśmie światła widzialnego wykonany przez teleskop kosmiczny Hubble'a z obrazem uzyskanym w podczerwieni przez teleskop Spitzer. Naukowcy uchwycili na nim rzadką i krótko trwającą fazę w ewolucji galaktyk, gdy ich jądra już ze sobą oddziałują zbliżając się do siebie z dużymi prędkościami a jeszcze stanowią osobne obiekty. "To co czyni ten obraz tak ciekawym jest unikatowość sfotografowanego obiektu "mówi Stephanie Bush z Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian (CfA), główna autorka artykułu prezentującego wyniki obserwacji, który zostanie opublikowany w najbliższym numerze magazynu Astrophysical Journal. -" Łączenie jest

szybkim procesem, szczególnie w tej fazie kolizji. W najbliższym Wszechświecie nie ma zbyt wielu galaktyk w tej fazie." NGC 6240 emituje aktualnie ogromne ilości promieniowania podczerwonego co wskazuje na to, że zachodzą w niej bardzo intensywnieprocesy powstawania nowych gwiazd. Dodatkowa porcja promieniowania podczerwonego jest często obserwowana w łączących się galaktykach.Powstaje one gdy pył i gaz zmieszany podczas kolizji zagęszcza się prowadząc do gwałtownego wybuchu aktywności gwiazdotwórczej. Galaktyki takie są określane mianem galaktyk wyjątkowo jasnych w podczerwieni (LIRG - luminous infrared galaxies). Kamera podczerwona teleskopu Spitzer potrafi uchwycić to promieniowanie młodych gwiazd nawet gdy ich widzialne światło jest skryte za gęstymi obłokami molekularnymi, które je otaczają. Nieregularny kształt galaktyki jest efektem gwałtowności zderzenia. Strumienie milionów gwiazd zostały wyprute z jej wnętrza tworząc delikatne ogony pływowe wyrzucone w kilku


36 z 54

kierunkach z NGC 6240. Jednak ta część zderzenia była jedynie wprawką przed głównym aktem - połączeniem jąder galaktycznych. W centrum NGC 6240 dwie czarne dziury wyprodukują niezwykłe ilości energii w trakcie zbliżania się ku sobie przekształcającgalaktykę w obiekt określany jako galaktykę ultra-jasną w podczerwieni (ULIRG) - obiekt miliony razy jaśniejszy w podczerwieniod Drogi Mlecznej. Dodatkowym fascynującym aspektem takich obserwacji jest to, że nie ma dwóch identycznych zderzeń. "Nie tylko obiekty w tym stadiumsą niezwykle rzadki, ale każdy z nich jest unikalny, bowiem powstają z różnych galaktyk "- mówi Bush. -" Badania te dają nam noweźródło informacji o galaktykach i procesach łączenia galaktyk." Obrazy podczerwone wykonane przez kamerę podczerwoną teleskopu Spitzer w paśmie 3,6 i 8,8 mikrona (na zdjęcie - czerwone) ukazujązimny pył oraz promieniowanie obszarów gwiazdotwórczych. Dane do zostały połączone z obserwacjami wizualnymi teleskopu Hubble, którew kolorze zielonym i niebieskim ukazują gorący gaz i gwiazdy. Źródło: Spitzer Space Telescope: Hearts of Galaxies Close in for Cosmic Train Wreck Zdjęcie: NASA/JPL-Caltech/STScI-ESA


37 z 54

Mars Express wskazuje obszary erozji na Marsie

Sonda Mars Express wykryła geologiczne dowody wskazujące, że wybrane procesy osadowe, odsłonięte w wyniku erozji, zachodziły w dużej skali w obszarach równikowych Marsa. Jeżeli dane te się potwierdzą będzie to kolejny krok do zrozumienia dawnego klimatu Czerwonej Planety.

OMEGA pozwala na zbadanie kilkuset pierwszych mikronów powierzchni Marsa. Zatem wystarczy warstwa marsjańskiego pyłu milimetrowej grubości by ukryć dane Marion Massé

Dowody pochodzą z obserwacji składu mineralogicznego regionu Aram Chaos - 280 km średnicy krateru leżącego prawie dokładnie na równiku. Dane dostarczone przez instrument OMEGA na pokładzie sondy Mars Express i spektrometru VIMMS (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) wykazały, że region te pokrywają znaczne ilości siarczanów oraz tlenku żelaza (na Ziemi ten drugi znamy dobrze jako rdzę). Obserwacje wykonane przez sondę pokazują, że jasno czerwony pył pokrywający większość planety jest bogaty w tlenki żelaza. Jednocześnie w ciemnych osadach w Aram Chaos występuje ich czterokrotnie więcej co oznacza działanie jakiegoś określonego

mechanizmu zwiększającego ich stężenie. Tlenki żelaza najczęściej znajdują się obok siarczanów jednak tutaj lżejsze siarczany zostały usunięte przez wiatr pozostawiając odkryte osady rdzy. "Rdza zakumulowała się w postaci ciemnych depozytów u stóp siarczanowych klifów "mówi Stéphane Le Mouélic z Université de Nantes, członek zespołu prowadzącego badania. To sugeruje, że tlenki metali zostały odsłonięte przez procesy erozyjne zanim osunęły się do podstawy klifów. Również wydmy w tym rejonie są wzbogacone w tlenki żelaza. Co istotne, zjawisko to występuje nie tylko w rejonie Aram Chaos. Rower NASA Oppotunity wykrył osady tlenków żelaza w Meridiani Planum - 1000 kilometrów od obszaru badanego przez Mars Express. Naukowcy nadali im tam nazwę blueberries (czarnych jagód) ze względu na sferyczny kształt. Również w Valles Marineris, oddalonej o 3000 km wykryto podobne osady. W ten sposób wykrycie tlenków żelaza w Aram Chaos łączy ze sobą oddalone rejony Marsa. Być


38 z 54

może również w innych rejonach wystąpiły te same procesy akumulacji, są one jednak ukryte przed instrumentami sondy Mars Express. "OMEGA pozwala na zbadanie kilkuset pierwszych mikronów powierzchni Marsa. Zatem wystarczy warstwa marsjańskiego pyłu milimetrowej grubości by ukryć dane "- mówi Marion Massé z Université de Nantes, główny autor artykułu publikującego wyniki. Na szczęście w wielu rejonach Marsa, takich jak Aram Chaos, erozja powietrzna usunęła pył odkrywając skały pod spodem. Chociaż pełny zasięg oraz natura procesów akumulacji siarczanów i tlenków żelaza pozostaje zagadką, zespół obecnie bada możliwe hipotezy powstania tych depozytów. Na tym etapie brane są pod uwagę wszelkie rozwiązania - od opadów atmosferycznych takich jak deszcz i śnieg, po pył wulkaniczny czy osady polodowcowe. Źródło: ESA Space Science: Mars Express zeros in on erosion features Zdjęcie: NASA/MGS/MOLA/THEMIS


39 z 54

HiRISE zagląda na dno marsjańskiej dziury

Jakiś czas temu na Marsie odkryto głębokie jamy, których pochodzenie jak również - ze względu na głębokość zawartość stanowią zagadkę. Nowe zdjęcie wykonane przez zespół obrazujący HiRISE odkrywa dno pierwszej z jam. Obraz ukazuje jamę zapadliskową w regionie Tractus Fossae, obszaru znaczących grzbietów i rynien utworzonych w wyniku aktywności tektonicznej. Fossae występują w obszarze wyniesienia wulkanicznego Tharsis - ogromnego obszaru Marsa bogatego w pozostałości aktywności wulkanicznej w tym trzy duże wulkany: Ascraeus Mons, Pavonis Mons i Arsia Mons.


40 z 54

<> Zapadlisko na zdjęciu ma strome ściany i jedynie wąski łuk dna jest oświetlony przez światło słońca. Pozostała część dna znajduje się w głębokim cieniu. Jednak odpowiednio wzmocniony obraz pozwolił na ukazanie szczegółów na dnie dzięki rozproszeniu nieznacznej ilości światła w tym obszarze. Niestety na dnie nie pojawili się skrywający się tam przed ostrym klimatem planety Marsjanie - teren ten wygląda tak samo, jak reszta powierzchni Marsa. Jednak może w przyszłości zostać wykorzystany w misjach badawczych jako schronienie pomimo, że jest bardzo głęboki. Naukowcy szacują, że może mieć około 150 metrów głębokości. Zapadliska takie powstają w wyniku zawalenia się stropów nad podziemnymi kawernami, takimi, jakie na przykład pozostawia przepływająca podziemnymi kanałami lawa. Podobne zapadliska znane są również na Ziemi, wśród nich gardziel diabła na Hawajach. Źródło: HiRISE - Collapsed Pit in Tractus Fossae USGS - First Descent into Devil's Throat Zdjęcie: NASA/JPL/University of Arizona


41 z 54

Teleskopy Fermi i HESS łączą siły by badać blazara

Międzynarodowy zespół astrofizyków wykorzystując zarówno teleskopy na Ziemi jak i w kosmosie odkrył zaskakujące zmiany w promieniowaniu emitowanym przez aktywną galaktykę. Dane uzyskane dzięki wykonanym jednocześnie obserwacjom za pomocą teleskopów optycznego, rentgenowskiego i obserwującego niebo w twardym zakresie promieniowania gamma pokazały znacznie bardziej złożony obraz blazara niż do tej pory sądzono. Obraz ten stawia pod znakiem zapytania obecnie obowiązujące teorie opisujące mechanizmy, w których powstaje intensywne promieniowanie tych obiektów.

Astronomowie dowiedzieli się, że różne składowe dżetów blazara oddziałują na siebie w złożony sposób by wytworzyć obserwowane promieniowanie. Przeprowadzone obserwacje zawierają pierwsze dane, które pomogą nam rozwikłać mechnizmy zachodzące głęboko w sercu blazara. Jim Chiang

Badana galaktyka - PKS 2144-304 - to obiekt znany jako blazar. Podobnie jak większość aktywnych galaktyk, blazar emituje skierowane w przeciwne strony strumienie (dżety) cząstek poruszających się z prędkościami bliskimi prędkości światła. Dżety te powstają w wyniku opadania materii na centralną, supermasywną czarną dziurę. Szczegóły tego procesu pozostają nieznane. O blazarach mówimy w tych przypadkach, kiedy galaktyka jest tak zorientowana w przestrzeni, że jeden z dżetów jest skierowany dokładnie w stronę Ziemi.

1,5 miliarda lat świetlnych w południowej konstelacji Ryby Południowej (Piscis Austrinus) i jest zazwyczaj wykrywana jako słabe źródło promieniowania gamma. Jednak gdy dżet przeżywa epizod gwałtownego pojaśnienia - tak jak miało to miejsce w 2006 roku - galaktyka ta staje się najjaśniejszym źródłem na niebie w paśmie cząstek gamma o najwyższych możliwych do wykrycia energiach - ponad 50 trylionów razy wyższych, niż fotonów światła widzialnego. Nawet najsilniejsze źródła emituję jeden promień gamma o tej energii na metr kwadratowy ziemskiej atmosfery miesięcznie. Absorbcja atmosferyczna każdego z takich promieni gamma wytwarza kaskadę krótkotrwałych cząstek subatomowych. Gdy cząstki te przemieszczają się przez atmosferę wytwarzają delikatne błyski niebieskiego światła. Zespół teleskopów rozmieszczonych w Namibi - eksperyment H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) wykrył takie błyski pochodzące z PKS 2144-304.

PKS 2155-304 leży w odległości Promienie gamma o niższych energiach wykrył bezpośrednio


42 z 54

teleskop LAT (Large Area Telescope) teleskopu kosmicznego Fermi Gamma-ray Space Telescope. "Umieszczenie na orbicie teleskopu Fermi po raz pierwszy dał nam możliwość wykonania pomiarów tej potężnej galaktyki w różnych zakresach promieniowania "- mówi Werner Hofmann reprezentujący zespół H.E.S.S. z Instytutu Fizyki Jądrowej Maxa-Plancka w Heidelberg w Niemczech. Po uzyskaniu pełnego zakresu danych w paśmie gamma zespół wykorzystał satelity NASA Swift i Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE) aby uzyskać dane dotyczące promieniowania rentgenowskiego galaktyki. Na koniec optyczne dane zostały uzyskane za pomocą automatycznego teleskopu do optycznego monitorowania nieba eksperymentu H.E.S.S. (Automatic Telescope for Optical Monitoring). W okresie od 25 sierpnia do 6 września 2008 roku teleskopy badały galaktykę PKS 2155-304 w jej wyciszonym stanie. Wyniki 12-dniowych obserwacji przyniosły niespodzianki. Podczas okresów podwyższonej aktywności tego i innych blazarów,

emisje gamma i rentgenowskie są powiązane. Jednak gdy PKS 2155-304 jest wyciszona - emisje te nie są ze sobą powiązane, i nikt nie wie dlaczego tak się dzieje. Co ciekawsze emisja galaktyki w paśmie widzialnym wzrasta i opada tak samo, jak emisja w promieniowaniu gamma. "To tak jakby obserwować palnik, w którym najniższa i najwyższa temperatura zmieniają się jednocześnie, podczas gdy średnie temperatury ... zupełnie inaczej "- mówi Berrie Giebels, astrofizyk z École Polytechnique, pracujący z zespołami H.E.S.S. i Fermi LAT. "Astronomowie dowiedzieli się, że różne składowe dżetów blazara oddziałują na siebie w złożony sposób by wytworzyć obserwowane promieniowanie "- mówi Jim Chiang z Uniwersytetu Stanford. -" Przeprowadzone obserwacje zawierają pierwsze dane, które pomogą nam rozwikłać mechnizmy zachodzące głęboko w sercu blazara." Wyniki badań opublikowano w The Astrophysical Journal. Źródło: NASA Fermi Gamma-Ray Telescope: NASA's Fermi Mission, Namibia's HESS Telescopes Explore a Blazar Zdjęcie: High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.)


43 z 54

Teleskop kosmiczny Hubble odkrywa niezwykłego gwiezdnego przodka supernowej

Teleskop kosmiczny NASA Hubble zidentyfikował gwiazdę, która zanim eksplodowała w 2005 roku jako supernowa była milion razy jaśniejsza od Słońca. Jednak według obecnie obowiązujących teorii ewolucji gwiazd gwiazda ta nie powinna ulec samo zniszczeniu w tak wczesnej fazie życia. "Może to oznaczać, że nasze teorie dotyczące ewolucji masywnych gwiazd zawierają podstawowe błędy i wymagają napisania od nowa "- mówi Avishay Gal-Yam z Instytutu Naukowego Weizmanna w Rehovot w Izraelu.

Identyfikacja przodka wykazała, że przynajmniej w niektórychprzypadkach masywne gwiazdy eksplodują zanim utracą większość otoczkiwodorowej, co wskazuje na to, iż ewolucja jądra i ewolucja atmosferygwiazdy są w mniejszym stopniu powiązane, niż do tej pory sądzon Douglas Leonard

Wedle teorii, zniszczona gwiazda, której masę oszacowano na około 100 razy większą od Słońca, nie była wystarczająco dojrzała, by w jej wnętrzu powstało masywne żelazne jądro nuklearnego popiołu. A takie właśnie jądro jest konieczne by nastąpiła implozja jądra prowadząca do wybuchu supernowej. Wyniki opublikowane zostały w magazynie Nature. Eksplozja skatalogowana jako supernowa SN 2005gl miała miejsce w galaktyce spiralne NGC 266 5 października 2005 roku. Zdjęcia z archiwum teleskopu Hubble wykonane w 1997 roku ukazują w tym samym miejscu

bardzo jasną gwiazdę o jasności absolutnej -10,3. Gwiazda ta była tak jasna, że zapewne należała do klasy gigantycznych gwiazd określanych mianem świetlisty błękitnych zmiennych (LBV - Luminous Blue Variables, zmiennych klasy S Dor) - "ponieważ żaden inny typ gwiazdy nie ma tak ogromnej jasności własnej "- mówi Gal-Yam. Podczas ewolucji gwiazdy typu LBV odrzucają znaczną część masy w postaci intensywnego wiatru gwiezdnego. Dopiero pod koniec tego procesu wytwarzają duże jądro żelazne, a następnie - w wyniku kolapsu jądra eksplodują jako supernowa. Do tej pory sądzono, że ekstremalnie masywne i jasne gwiazdy, o masach przekraczających 100-krotnie masę Słońca, takie jak Eta Kila w Drodze Mlecznej, powinny utracić całą otoczkę wodorową zanim wybuchną jako supernowe. "Nowe obserwacje są dowodem, że wiele szczegółów ewolucji i losu gwiazd typu LBV pozostaje zagadką. Tym bardziej powinniśmy bacznie obserwować Eta Kila - może nas bowiem jeszcze zaskoczyć "- mówi Mario Livio


44 z 54

z Space Telescope Science Institute w Baltimore, ekspert zajmujący się supernowymi. "Identyfikacja przodka wykazała, że przynajmniej w niektórych przypadkach masywne gwiazdy eksplodują zanim utracą większość otoczki wodorowej, co wskazuje na to, iż ewolucja jądra i ewolucja atmosfery gwiazdy są w mniejszym stopniu powiązane, niż do tej pory sądzono. Oznacza to, że być może konieczne będzie zweryfikowanie teorii ewolucji gwiazd "- mówi współautor badań Douglas Leonard z Uniwersytetu Stanowego San Diego w Kalifornii. Możliwe jest także to, że przodek supernowej SN 2005gl był w rzeczywistości parą gwiazd - układem podwójnym, który uległ złączeniu. To nakręciłoby reakcje jądrowe czyniąc gwiazdę niezwykle jasną tak że wyglądałaby na znacznie jaśniejszą i mniej zaawansowaną ewolucyjnie, niż była w rzeczywistości. "Jednak taki scenariusz także otwiera drzwi przed nowymi mechanizmami wyzwalania eksplozji supernowych "- mówi Gal-Yam. -" Być może nie rozumiemy bardzo podstawowych

mechanizmów utraty masy przez niezwykle jasne gwiazdy." Obserwacje dowodzą, że jedynie nieznaczna część masy gwiazdy została wyrzucona w wyniku eksplozji. Większość materii została wciągnięta do jądra stając się najpewniej czarną dziurą dziesięć do piętnastu razy cięższą od Słońca. Gal-Yam i Leonard odnaleźli przodka supernowej na archiwalnych zdjęciach NGC 266 wykonanych w 1997 roku. Udało się go łatwo zidentyfikować tylko dlatego, że był niezwykle jasny. A jedynie teleskop Hubble'a miał wystarczającą rozdzielczość żeby ukazać go jako osobny obiekt z tak ogromnej odległości. Zespół wykorzystał teleskop Keck by precyzyjnie zlokalizować supernową w zewnętrznym ramieniu galaktyki. Kolejne obserwacje wykonane w 2007 roku przez teleskop Hubble jednoznacznie wykazały, że nadzwyczaj jasna gwiazda zniknęła. Aby mieć pewność, że nowe obserwacje były zgodne z archiwalnym obrazem z 1997 roku zespół wykorzystał ten sam instrument kamerę WFPC 2 (Wide Field Planetary Camera 2). Odnalezienie

wśród zdjęć archiwalnych przodka wybuchającej później gwiazdy nie jest łatwym zadaniem. Kilku innych przodków supernowych wskazywano przed obecnymi obserwacjami Hubble'a jednak tylko jeden z wcześniejszych obiektów był bezdyskusyjnie przodkiem innej supernowej - był to błękitny hiperolbrzym, który eksplodował jak supernowa SN 1987A. W przypadku SN 1987A uważano, że przodek był czerwonym nadolbrzymem, któy w późnym stadium ewolucji przekształcił się w błękitnego nadolbrzyma. Również wówczas odkrycie doprowadziło do poważnych zmian w teorii supernowych. Przodek zaobserwowany przez Gal-Yam jest jednak zbyt masywny by przejść przez taką oscylację do fazy czerwowynego olbrzyma, zatem konieczne jest nowe wyjaśnienie zagadki. Źródło: Hubble Site: Hubble Uncovers an Unusual Stellar Progenitor to a Supernova Zdjęcie: NASA, ESA, and A. Gal-Yam (Weizmann Institute of Science, Israel)


45 z 54

Naukowcy rozwiązują słoneczną zagadkę

Astronomowie uniwersytetów Sheffield i Queen´s University Belfast dokonali unikalnego odkrycia, które pozwala wyjaśnić jedną z najdziwniejszych cech atmosfery Słońca. Badania te wyjaśniają, dlaczego zewnętrzna atmosfera Słońca jest znacznie gorętsza od wewnętrznej fotosfery.

Korona słoneczne, widoczna z Ziemi jedynie podczas całkowitego zaćmienia, jest niezwykle dynamicznym środowiskiem, które może nagle eksplodować uwalniając energię 10 miliardów bomb atomowych. Nasze badania stanowią ważny krok do zrozumienia jak rozgrzana do miliona stopni korona potrafi wyzwalać takie wybuchy Mihalis Mathioudakis

Powierzchnia Słońca - określana mianem fotosfery - ma temperaturę 5000 stopni. Wydawałoby się logiczne, że temperatura powinna spadać w miarę oddalania się od Słońca. Dzieje się jednak dokładnie odwrotnie - temperatura zewnętrznej części atmosfery Słońca - korony - przekracza milion stopni. Wyniki badań, które opublikowano w magazynie Science, doprowadziły do odkrycia dowodów istnienia nowego gatunku fal słonecznych - fal Alfvéna - które transportują energię do korony. Falę tę, po raz

pierwszy zasugerował Hannes Alfvéna w 1942 roku. Jednak mimo iż Alfvén otrzymał nagrodę Nobla za swe pionierskie badania na tym polu, dowodów na istnienie tych fal w atmosferze Słońca nie odnaleziono aż do teraz. Zespół wykorzystał dane ze Szwedzkiego Teleskopu Słonecznego na Wyspach Kanaryjskich aby po raz pierwszy wykryć fale Alfvéna w dolnej atmosferze Słońca. Teleskop ten jest najwięszkym i najpotężniejszym teleskopem słonecznym w Europie pozwalającym uzyskać jedne z najostrzejszych obrazów naszej gwiazdy. Prof. Robert von Fay-Siebenburgen z Wydziału Matematyki Stosowanej Uniwersytetu Sheffield mówi: -" Położono ogromny nacisk na odkrycie dowodów istnienia fal Alfvéna. Międzynarodowe agencje kosmiczne zainwestowały znaczne środki starając się wykryć czysto magnetyczne oscylacje plazmy w kosmosie, a w szczególności na Słońcu. Fale te, gdyby zostały odkryte, mogłyby pozwolić określić fizyczne warunki w niewidocznych obszarach Słońca i innych gwiazd." Dr Davis Jess


46 z 54

kierujący badaniami z ramienia Uniwersytetu Królowej w Belfaście tłumaczy: -" Zazwyczaj fale można zwizualizować pokazując falę na powierzchni wody, do której wrzucony zostanie kamień, lub poprzez drgania struny gitary. Jednak fale Alfvéna trudno dojrzeć. Tak na prawdę dla ludzkiego oka są całkowicie niewidoczne. Tylko dzięki badaniu ruchu struktur i ich względnych prędkość w turbulentnej atmosferze Słońca udało się nam, po raz pierwszy, dostrzec obecność nieuchwytnych fal Alfvéna." Prof. Mihalis Mathioudakis kierujący grupą badaczy Słońca na Uniwersytetu Królowej w Belfaście dodaje: -" Zrozumienie aktywności Słońca i jej wpływu na klimat Ziemi jest niezwykle istotne dla ludzkości. Słońce nie jest tak ciche jak sądzi większość ludzi. Korona słoneczne, widoczna z Ziemi jedynie podczas całkowitego zaćmienia, jest niezwykle dynamicznym środowiskiem, które może nagle eksplodować uwalniając energię 10 miliardów bomb atomowych. Nasze badania stanowią ważny krok do zrozumienia jak rozgrzana

do miliona stopni korona potrafi wyzwalać takie wybuchy." Źródło: David B. Jess, Mihalis Mathioudakis, Robert Erdélyi, Philip J. Crockett, Francis P. Keenan, Damian J. Christian: "Alfvén Waves in the Lower Solar Atmosphere"; Science 20 March 2009: Vol. 323. no. 5921, pp. 1582 - 1585 University of Sheffield: Scientists find solution to solar puzzle Zdjęcie: NAOJ/JAXA/NASA/STFC/ESA


47 z 54

Wirtualny lot nad Tytatem

Nowe mapy wykonane z lotu ptaka ukazują po raz pierwszy trójwymiarową topografię Tytana z sięgającymi 1200 metrów szczytami górskimi, polarnym pojezierzem, ogromnymi wydmami o wysokości ponad 100 metrów rozrzuconymi po powierzchni księżyca Saturna oraz grubymi polami lawy, która być może wypłynęła z lodowych wulkanów.

Wirtualny lot pozwala spojrzeć na niezwykłe krajobrazy Tytana z lotu ptaka. Udało się nam zmapować wiele różnych elementów topografii, niektóre z nich przypominają widoki z Ziemi. Są tu duże morza, małe jeziora, wyschnięte koryta rzek i rzeki, góry i wydmy piaskowe, przez które przebijają się pagórki, oraz pola lawy. Randy Kirk

Mapy topograficzne powstały na podstawie stereoskopowych par obrazów radarowych i są dostępne na stronie JPL. Wykonał je członek zespołu radarów - Randy Kirk z Centrum Nauk Astrogeologicznych w U.S. Geological Survey we Flagstaff w Arizonie. W tym celu wykorzystał około 20 rejonów gdzie dwie lub więcej map pomiarów radarowych nałożyło się w trakcie 19 przelotów sondy NASA Cassini obok Tytana. Obszary z danymi stereoskopowymi obejmują ponad 2%

powierzchni Tytana. Budowa danych topograficznych jest dopiero w początkowej fazie, jednak już wstępne wyniki ukazują geologiczną różnorodność Tytana. "Wirtualny lot pozwala spojrzeć na niezwykłe krajobrazy Tytana z lotu ptaka "mówi Kirk. -" Udało się nam zmapować wiele różnych elementów topografii, niektóre z nich przypominają widoki z Ziemi. Są tu duże morza, małe jeziora, wyschnięte koryta rzek i rzeki, góry i wydmy piaskowe, przez które przebijają się pagórki, oraz pola lawy." Zarówno wysokie jak i niskie elementy topografii zostały ukazane z niespotykaną dotąd rozdzielczością około 2,4 kilometra. Wśród nich są takie, które mogą być polami lawy. Wypływy te meandrują poprzez płytkia baseny w górach. Jeden z obszarów - Ganesa Macula - o którym sądzono, że może być to lodowy wulkan wydaje się nie być kopułą wulkaniczną. Być może powstał jako taka kopuła, ale jest za wcześnie, żeby móc to potwierdzić. "Być może jest pochodzenia wulkanicznego, być może to krater, lub inny


48 z 54

obiekt, który w znacznym stopniu wymazany został przez erozję "- dodaje Kirk. Obszar przestrzennego pokrycia Tytana obejmuje znaczną część polarnego pojezierza, z jeziorami płynnego metanu i etanu. Dzięki modelom topograficznym astronomowie mogą lepiej oszacować głębokość jezior. Najwyżej położone obszaru wokół jezior leżą około 1200 metrów ponad ich brzegiem. Porównując tereny na Ziemi do tych widocznych na Tytanie naukowcy sądzą, że jeziora te mają głębokość nie większą niż 100 metrów. Dokładniejsze przestrzenne mapy jezior pomogą dokładniej ustalić ich głębokość, a co za tym idzie, objętość płynnych węglowodorów obecnych na Tytanie. Informacja ta jest o tyle ważna, że to właśnie płynne węglowodory parując tworzą atmosferę Tytana. Zrozumienie cyklu metanu pozwoli zbudować lepsze modele pogody i klimatu Tytana. Źródło: NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL): Cassini Provides Virtual Flyover of Saturn's Moon Titan Zdjęcie: NASA/JPL/USGS


49 z 54

Czarna dziura reguluje swoją dietę

Połączone obrazy - optyczny z Cyfrowego Przeglądu Nieba Palomar DSS2 i rentgenowski dostarczony przez kosmiczny teleskop rentgenowski Chandra - ukazują zatłoczone pole otaczające mikro-kwazar GRS 1915+105 położony blisko płaszczyzny naszej Galaktyki. Wstawka ukazuje wykonany przez obserwatorium Chandra powiększony obraz GRS 1915, jednego z najjaśniejszych rentgenowskich źródeł w Drodze Mlecznej. <> Mikro-kwazar zawiera czarną dziurę około 14 razy masywniejszą od Słońca, pochłaniającą materię z sasiadującej z nią towarzyszącej gwiazdy. Spływający w kierunku czarnej dziury materiał tworzy dysk akrecyjny. W danych radiowych tego obiektu odryto również bardzo silne dżety, jak również złożoną i nieprzewidywalną zmienność w skalach czasowych sekund i miesięcy. Chandra wykorzystała spektrometr HETG (High Energy Transmission Grating) by obserwować FRS 1915 jedynaście razy od początku misji w 1999 roku. Badania te wykryły, że dżety wyrzucane przez czarną dziurę mogą być okresowo tłumione gdy gorący wiatr, widoczny w danych rentgenowskich, jest wyrzucany z dysku akrecyjnego. Astronomowie sądzą, że wiatr ten odcina dopływ materii do dżetu. Gdy jego siła słabnie, dżety nabierają z kolei mocy. Wyniki te wskazują na to, iż czarne dziury mają mechanizmy regulujące tempo wzrostu. O takie mechanizmy autoregulacji podejrzewa się supermasywne czarne dziury w jądrach galaktycznych, jednak tu po raz pierwszy bezpośrednio ujrzano dowody istnienia takiego mechanizmu. Źródło: Chandra X-ray Observatory: GRS 1915+105 - Erratic Black Hole Regulates Itself Zdjęcie: X-ray (NASA/CXC/Harvard/J.Neilsen); Optical & IR (Palomar DSS2)


50 z 54

15 lat obserwacji satelitarnych wulkanu

Wykorzystując obrazy radarowe wykonane przez satelity Europejskiej Agencji Kosmicznej w latach 1992 - 2006 naukowcy po raz pierwszy mają możliwość monitorowania długoterminowego zachowania Etny - najwyższego i najaktywniejszego z europejskich wulkanów.

Od 2001 do 2005 roku Etna zapadła się, podczas gdy na jej zboczach nastąpiły intensywniejsze erupcje magmy. W tym czasie nastąpiło wyraźne odkształcenie wschodniego zbocza góry. Uważamy, że te dwa rodzaje zachowań wynikają z większego tempa magazynowania lawy od 1993 roku do czerwca 2001 roku, które następnie zapoczątkowało powstanie kanału odpowiedzialnego za erupcje w latach 2001 i 2002-2003, destabilizujące wulkan Riccardo Lanari

Niezwykła seria czasowa obserwacji wykonanych radarem SAR (Synthetic Aperture Radar) na pokładzie satelitów ERS-1, ERS-2 i Envisat dostarcza krytycznych danych pozwalających zrozumieć jak powierzchnia wulkanu odkształcała się w trakcie podnoszenia się, magazynowania i erupcji magmy. Zmiany w odkształceniach powierzchni, takie jak zapadanie, wybrzuszanie i wznoszenie się są wskaźnikami różnych

stadiów aktywności wulkanicznej, której efektem mogę być erupcje. Dlatego dokładne monitorowanie odkształceń wulkanów, tzw. oddychania wulkanów, może prowadzić do przewidywania erupcji. Wykorzystując techniki zaawansowanej interferometrii SAR (InSAR) zespół naukowców był w stanie określić odkształcenia powierzchni Etny na przestrzeni długiego okresu z rozdzielczością centymetrów. InSAR wykorzystuje matematyczne metody łączenia oddzielnych obrazów radarowych wykonanych z tego samego punktu w przestrzeni kosmicznej w różnych momentach by wykryć różnice jakie zaszły na powierzchni Ziemi pomiędzy pomiarami. Na podstawie pomiarów odkształceń i analizy danych InSAR w okresie 1992-2006 oraz zarejestrowanych w tym czasie danych wulkanicznych zespół wyróżnił dwa specyficzne zachowania wulkaniczno tektoniczne. "Od 1993 do 2000 roku Etna pęczniała w malejącym tempie około 1 cm na rok, kt��re to zachowanie zanikło praktycznie między rokiem 1998 a 2000. W tym czasie miało


51 z 54

miejsce kilka erupcji a lawa, w nieznacznych ilościach, wypływała wyłącznie ze szczytu wulkanu "- mówi Riccardo Lanaru z Istituto per il Rilevamento Elettromagnetico dell’ Ambiente (IREA-CNR) w Neapolu. "Od 2001 do 2005 roku Etna zapadła się, podczas gdy na jej zboczach nastąpiły intensywniejsze erupcje magmy. W tym czasie nastąpiło wyraźne odkształcenie wschodniego zbocza góry. Uważamy, że te dwa rodzaje zachowań wynikają z większego tempa magazynowania lawy od 1993 roku do czerwca 2001 roku, które następnie zapoczątkowało powstanie kanału odpowiedzialnego za erupcje w latach 2001 i 2002-2003, destabilizujące wulkan." Wyniki wskazują, że deformacje powierzchni są powiązane z zachowaniami erupcyjnymi w skalach znacznie większych czasowo niż dotyczących pojedynczej erupcji. Wynika z tego, że w celu przewidywania przyszłych erupcji wulkanicznych konieczne jest ciągłe monitorowanie deformacji wulkanów. Źródło: ESA News: Hot stuff – 15 years of satellite data over Mt. Etna Zdjęcie: Neri, M., F. Casu, V. Acocella, G. Solaro, S. Pepe, P. Berardino, E. Sansosti, T. Caltabiano, P. Lundgren, and R. Lanari (2009), Deformation and eruptions at Mt. Etna (Italy): A lesson from 15 years of observations, Geophys. Res. Lett., 36, L02309, doi:10.1029/2008GL036151, Published: 28 January 2009.


52 z 54

Przyszła wiosna... na Marsie

Każdej zimy obszary okołobiegunowe Marsa okrywa sezonowa warstwa zamarzniętego dwutlenku węgla (na Ziemi znanego jako tzw. suchy lód). Na wiosnę dżety gazu wyrzucają pył z powierzchni gruntu poprzez szczeliny w lodzie. Pył jest przenoszony przez wiatr i opada na warstwę sezonowego lodu tworząc podobne do wachlarzy depozyty. <> Zdjęcia wykonany przez kamerę HiRISE na pokładzie orbitera Mars Express wskazują, że w jednocześnie aktywnych jest wiele dżetów wskazuje na to kierunek i kształt widocznych depozytów. W górnej części zdjęcia wachlarze są zorientowane w wyraźnie innym kierunku, niż te widoczne w dolnej części. Sugeruje to, że podczas zmniejszania się grubości lodu uaktywnia się pewna grupa dżetów, następnie zamierają one, a w innej części pokrywy lodowej uaktywnia się inna grupa. Źródło: HiRISE: The Answer is Blowing in the Wind Zdjęcie: NASA/JPL/University of Arizona


53 z 54


54 z 54

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


Astronomia 03/2009