Seba

Dokładnie :) Fluktuacje kwantowe dały początek niejednorodności a dzięki grawitacji zostały one pogłębione, przez co powstały galaktyki.

Ogólnie gwiazdy powstają z obłoków gazowych. Wydaje mi się, że taki obłok musi mieć pewnie średnicę kliku lat świetlnych, więc jeśli z takiego obłoku uformuje się brązowy karzeł, lub gwiazda podobna do naszej, to w jej okolicy brakuje już materii, która mogłaby dalej opadać na gwiazdę. Jedyny sposób jaki mi się nasuwa, który mógłby przekształcić brązowego karła w gwiazdę podobną do naszej to zderzenie dwóch takich ciał, choć biorąc pod uwagę, ze brązowe karły maja masę około 8% masy naszego Słońca takie "przejście" z brązowego karła w żłótego karła (Słońce) jest raczej mało prawdopodobne.

Tylko że SpaceX ma trochę inne cele. Oni próbują wylądować na platformie na środku oceanu, nawet przy trudnych warunkach atmosferycznych. Dodatkowo ich kapsuła również będzie miała system pionowego lądowania bez spadochronów, tak jak rakieta Falcon 9. Nie mniej jednak gratulacje, bo dzięki temu mamy rywalizację, a nic tak nie napędza rozwoju jak udowadnianie kto jest lepszy :)

1. Jacek E. - 2 szt. 2. Lukost - 1 szt. 3. Energetyk - 1 szt. 4. jolo - 1 szt. 5. Gayos - 1 szt. 6. SZLARZ - 1 szt. 7. AstroLutek - 1 szt. 8. kudi145 - 1 szt. 9. DarX86 - 1 szt. 10. Dziki1 - 3 szt. 11. Zielu - 2 szt. 12. Alien - 4 szt. 13. Artir - 4 szt. 14, Jacek2 - 1 szt. 15. Fobek - 1 szt. 16. ivonia - 1 szt. 17. starczek - 1 szt. 18. Ciekawska - 1 szt. 19. Bandros - 1 szt 20. Piotrek Guzik - 1 szt. 21. Piotr4d - 1 szt. 22. OnlyAfc - 1szt. 23. Wessel 1 szt. 24. azar4 1 szt. 25. matti_94 1 szt. 26. marko7 2szt. 27.dżordż dżetson -1szt 28. ewa - 1 szt. Autorka - Gratis. 29. Lukasz83 - 1szt 30. bujarek - 1szt. 31.kenny - 1szt 32. astromaj - 1 szt. 33. Anva - 1szt 34. MaPa - 1 szt 35. Felcia97 - 1 szt. 36. mr_j - 3 szt. 37. sferoida 2 szt. 38. Emu - 1 szt. 39. robert_sz - 1 szt. 40 pmamot - 2 szt. 41 M.K. -1 szt. (+1?) 42. Grzegorz Czernecki - 1 szt. 43. przemo77 - 1szt. 44. Piotr Skorupski - 1szt. 45. wariat - 1 szt. 46. Esku1Res - 1 szt 47.tasti - 1 szt. 48.ignisdei -1 szt 49. miron - 1 szt. 50. Nowok76 - 1szt. 51. libmar96 - 1 szt 52. Acidtea - 1 szt. 53. altair4 - 2 szt. 54. Gucio - 1 szt. 55. Astro-sky21- 1 szt. 56. ist - 2 szt. 57. Seba - 1 szt. 72 sztuki płatne :) - Jeszcze 28 Userów i mamy taniej.

@Raziel okazuje się, że nie :) w linku masz wszystko wyjaśnione https://pl.wikipedia.org/wiki/Manewr_transferowy_Hohmanna Rzeczywiście jest tak, że im dalsza orbita, tym prędkość orbitalna jest mniejsza, ale jeśli chcemy zmienić orbitę na wyższą, to musimy przyspieszyć ciało a jeśli na niższą to zwolnić. W zagadnieniu z Wikipedii po uzyskaniu większej orbity ciało "hamuje" używając silnika, zwalniając do prędkości odpowiadającej danej orbicie. Myślę, że w naturze takim silnikiem jest po prostu grawitacja.

Jeśli prędkość orbitalna Ziemi (czy jakiegokolwiek innego obiektu) by zmalała, to, orbita by się zacieśniła. Jej promień byłby mniejszy. Jeśliby natomiast prędkość wzrosła, to orbita musiałaby się wydłużyć. Gdyby ruch orbitalny się zatrzymał, to nie gadalibyśmy teraz o tym, bo Ziemia już dawno spadłaby na Słońce. Aktualna orbita Ziemi to ta po zderzeniu. Nie wiadomo, jaką orbitę miała przed.

Może po prostu książkę?

Pnasmaras dzięki za tytuły :) Też miałem poszukać książki na tematy TW. http://ksiegarnia.proszynski.pl/product,63489już do mnie leci :)

Zdjęcia zrobione klika dni temu tuż przed zachodem Słońca. Na pierwszym można się doszukać Ognistego Ptaka :)

Wujek google zawsze pomoże :) Okazuje się, że z tym zwalnianiem to nie tak do końca prawda :) https://pl.wikipedia.org/wiki/Ruch_obrotowy_Ziemi

polecam poszperać trochę w apod.pl :)

Właśnie wróciłem z krótkiej obserwacji komety. W końcu pogoda dopisała. Dobrze, bo już powoli zacząłem się wkurzać, że gdzieś tam nad chmurami wisi kometa a ja jestem pozbawiony tego widoku :). Wprawdzie łuna Warszawy skutecznie wymazała większość gwiazd, ale na południowym krańcu miasta, około 35 km od centrum, w przydrożnych krzakach, udało mi się ją odnaleźć:) W lornetce 15x70 wygląda super. Dość spora mgiełka. Zerkaniem również ją dostrzegłem. Może gdyby niebo było ciemniejsze, udałoby mi się wypatrzeć warkocz. Tak czy siak jestem zadowolony, bo to pierwsza moja kometa widziana "na żywo". Jeszcze pod blokiem ustrzeliłem ją z dwururki, aby sprawdzić różnicę. Jest, ale mniejsza niż się spodziewałem :) Jak w weekend pogoda dopisze to wybiorę się pod ciemniejsze niebo.

Kalendarz dotarł, można powiedzieć, w idealnym stanie :) Jutro zawiśnie w pracy nad moim biurkiem :) Dzięki wszystkim, którzy brali udział w tej inicjatywie :) Oby przerodziła się w tradycję :D

1. JacekE 2 szt. 2. SZKLARZ 3. Sferoida 3 szt. 4. lukost 5. Ignisdei 6. jolo 7.g.b. 2 szt 8. sp3occ 9. Alien 2szt 10. jcbo 11. Ciekawska 12. jarkowy123 13. Elmarqo 14.Perseus 15. Mirek 1 szt 16. Amper 2szt 17. Tranox 2szt 18. Mikołaj 1szt 19. szdom1 20. DarX86 21. matti_94 22. Artir 3szt 23. przemo77 24. astro_p 25. ewa 26. robert_sz 27. aleksyb 28. Grzegorz Czernecki 29. M.Rudy 30. Wessel 2 szt 31. Astro-sky 21 szt. 1 32. OnlyAfc 33. Warzyn 34. Seba

Mam nadzieję, że z tej obserwacji również doczekamy się relacji :D

Od jakiegoś czasu posiadam lornetkę Celestron SkyMaster 15x70. Z racji tego że na nocne obserwy zbytnio nie miałem czasu a do tego kupiłem ją na początku przerwy w nocach astronomicznych, więc pomyślałem, że warto wyposażyć ją w filtry słoneczne, aby podziwiać naszą dzienną Gwiazdę. Poszukałem w necie jak się do tego zabrać, żeby choć trochę nabrać pojęcia i postanowiłem zrobić to sam :) Nie mniej jednak chciałem podzielić się swoim sposobem, który może ktoś zechce wykorzystać. Sama "robocizna" zajęła mi około dwóch godzin, więc jak na pierwszy raz i wiedzę jedynie teoretyczną uważam, że jest to na prawdę proste i wszystkich, którzy mają lornetki zachęcam do wyposażenia się w taki filtr. Efekt jest na prawdę super zwłaszcza, że zrobiło się samemu :). Oto co było mi potrzebne: Plus oczywiście folia ND5 :) Koszt filtrów to praktycznie tylko koszt folii (2x 8zł, folia 10x10 cm). Klej kupiłem i nawet użyłem, ale w trakcie tworzenia stwierdziłem, że nie jest niezbędny. Wszystko można załatwić taśmą :) Na początku zmierzyłem obwód tuby i na tę długość wyciąłem dwa paski z kartonu (szerokość około 3 cm). Następnie zgniotłem kartonowe paski (użyłem buta i ciężaru własnego ciała), żeby nabrały elastyczności a następnie okleiłem je taśmą, aby były wytrzymałe i nie przemakały. spasowałem długość już na samej lornetce i połączyłem dwa końce w tubę. Tu zauważyłem kolejny plus taśmy, którą złączyłem dwa końce. Dzięki temu była na tyle elastyczna, że mogłem ją lekko rozciągnąć, aby "na styk" weszła na tubę lornetki. rys.1 Następnie wyciąłem z kartonu 4 obręcze (po dwa na każdą tubę) i je również okleiłem taśmą. rys.2 Średnica zewnętrzna to średnica zewnętrza tuby a szerokość obręczy to około 7mm. Następnie umieściłem folię pomiędzy dwie obręcze (tu właśnie użyłem kleju, ale można by było zrobić to taśmą, choć klej jest pewnie wygodniejszy i szybszy w użyciu). Następnie zostawiłem na kilka minut do wyschnięcia pod naciskiem ( tu użyłem już książki i wazonu :))). Choć to klej typu ,, supre glu" wolałem mieć pewność, że się nie rozpadnie. Kolejny etap to złożenie wszystkiego do kupy. nasunąłem moją tubę na lornetkę, osłoniętą torebeczką śniadaniową, aby zabezpieczyć optykę. Następnie przyłożyłem obręcz z filtrem i wszystko spasowałem tak, żeby obręcz i koniec mojej kartonowej tuby były w jednej płaszczyźnie. rys.3 Pozostało tylko zmontować tubę z filtrem. Zrobiłem to na lornetce, dzięki czemu mogłem od razu dokładnie spasować wszystko ze sobą. Łączenie również zrobiłem z taśmy, co przedstawia rys. 4 Nie szczędząc taśmy, skleiłem tubę z obręczą, pasek przy pasku, dzięki czemu całość jest wytrzymała. Na koniec okleiłem jeszcze zewnętrzną ścianę tuby dookoła paskiem taśmy aby zabezpieczyć montaż filtra z obręczą. Po kilku, a nawet wielu użyciach moje filtry nadal wyglądają na nienaruszone a przy tym są lekkie. Ważne jest, żeby spasować wszystko na lornetce, dzięki czemu możemy wyeliminować luzy. dodatkowo gumowe "obicie" lornetki i lekko gumowa w dotyku taśma stabilnie trzymają się razem i nie ma obaw, że filtry mogą się zsunąć. Podsumowując jestem bardzo zadowolony, że udało mi się je zrobić samemu i zachęcam do tego każdego posiadacza dwururek. To na prawdę proste a przy tym wrażenia z obserwacji Słońca przez własny sprzęt są nieopisane. Nie ma to jak obudzić się w słoneczny poranek i zerknąć co tam się działo na naszym Słoneczku przed ośmioma minutami :) Poniżej efekt końcowy :)

Cześć, Wszystkie gwiazdozbiory są w naszej Galaktyce, więc na jedno pytanie odpowiedź mamy :) Co do map nieba, to im więcej szczegółów, tym jest większa lub mniej czytelna, dlatego bardziej przydałby Ci się atlas nieba, gdzie jest ono podzielone na części i łatwiej się w tym połapać. Na początek polecam również program Stellarium (z którego sam korzystam, jako również początkujący w temacie) i jestem z niego zadowolony.

Skoro w powyższym artykule napisane jest, że na komecie nie ma grawitacji, to jak sonda może wejść na jej orbitę?

RenimSS mam pytanie ile w rzeczywistości trwają ujęcia na Twoich gifach? Np ten nad moim postem?

Zdjęcie zrobione w ten weekend nad Śniardwami. Dobrze, że nic z tego nie było [emoji4]

Cel sondy Rosetta zaczyna być aktywny Tak wyglądała kometa 30 kwietnia z punktu widzenia sondy. Po lewej jej pozycja na tle gwiazd, w pobliżu gromady kulistej M107. Po prawej zbliżenie złożone z wielu zdjęć o łącznym czasie ekspozycji 10 minut. Wyraźnie widać na nim zwiększoną aktywność komety. Kometa 67P/Czuriumow-Gierasimienko, do której zbliża się sonda Rosetta, zaczyna się rozgrzewać, a jej warkocz się rozwija ? donosi ESA. Artykuł napisał Krzysztof Szyszka. Misja Rosetta, organizowana przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA), jest pierwszą misją, która tak dokładnie zbada kometę. Zamiast jedynie przelecieć obok niej, wejdzie na orbitę tego drobnego ciała oraz wypuści lądownik, który osiądzie na powierzchni komety. Sonda została obudzona w styczniu br. po trwającej 2,5 roku hibernacji. 24 marca zaczęła ona wykonywać zdjęcia komety w celu ustalenia wymaganych korekt kursu (z których część została już przeprowadzona), koniecznych do przeprowadzenia ich bezkolizyjnego spotkania. Podczas gdy na pierwszym ze zdjęć odległa o 5 mln km od sondy kometa wydaje się być jedynie punktem, wykonane 30 kwietnia zdjęcie odległej już tylko o 2 mln km komety przedstawia początek formowania się warkocza komety. Jednakże, co ciekawe, już miesiąc później ? 4 czerwca ? zamiast zwiększenia aktywności komety sonda zarejestrowała jej spadek. W porównaniu do zdjęcia z końca kwietnia, tu kometa wygląda dość blado. Najwyraźniej jej aktywność chwilowo spadła. Sonda zbliży się do komety w sierpniu, jednak już teraz przeprowadza jej badania, np. zmierzyła tempo wirowania komety, które okazało się nieznacznie większe, niż do tej pory myślano. Takie informacje mają znaczenie dla powodzenia misji lądownika, naukowcy starają się zgromadzić jak najwięcej danych, ponieważ jeszcze nigdy nie przeprowadzano lądowania na tak małym ciele. Z uwagi na niewielką grawitację komety lądownik będzie musiał być w nią wczepiony harpunami. Komety są stosunkowo luźnymi zbitkami lodu, pyłu i skał. W miarę zbliżania się do Słońca lód zaczyna sublimować i uciekać w przestrzeń, wypierając także drobne cząsteczki pyłu. Następnie wiatr słoneczny rozciąga wyrzucony materiał w długi warkocz. Im bliżej Słońca, tym proces jest intensywniejszy. Kometa 67P/C-G znajduje się 600 mln km od Słońca (czterokrotnie dalej, niż Ziemia), więc proces ten dopiero się zaczyna, a sonda Rosetta będzie mogła dokładnie zbadać cały jego przebieg. Proces ten jest jedynie z grubsza przewidywalny. Jego szczegóły mogą być inne przy każdym zbliżeniu do Słońca. Dlatego właśnie często komety, o których mówi się, że będą wyjątkowe, okazują się stosunkowo mało jasne; było tak m. in. w przypadku komety C/2012 S1 (ISON). Także w przypadku komety 67P/C-G, do której zbliża się sonda, da się zauważyć ową niepewność procesu. Spowodowana jest ona prawdopodobnie nieregularnością jądra komety, które może się nagrzewać i oddawać ciepło w niekontrolowany sposób. Badania komet są niezwykle ważne, ponieważ jako jedne z nielicznych ciał przetrwały one w niemal niezmienionym stanie od czasów formowania się Układu Słonecznego. Stanowią one swoiste kapsuły czasu, których dokładne zbadanie może przybliżyć nam historię powstania Słońca i planet. Ponadto podejrzewa się, że to komety przyniosły na Ziemię wodę, a być może nawet życie. Wciąż jednak wiele pytań dotyczących komet pozostaje bez odpowiedzi; sonda Rosetta ma udzielić przynajmniej części z nich. http://news.astronet.pl/7431

Masywne gwiazdy zazwyczaj występują w układach wielokrotnych Jak wynika z badań przeprowadzonych przez astronomów z należącego do Uniwersytetu w Bochum obserwatorium w Chile, masywne gwiazdy rzadko występują samotnie. Na 800 zaobserwowanych przez ostatnie lata około stu razy cięższych od Słońca obiektów, ponad 90% było układami wielokrotnymi. Te dane są mocnym argumentem potwierdzającym teorię, że masywne gwiazdy formują się już jako systemy podwójne. Artykuł napisała Weronika Łajewska. Słońce chowa się za horyzontem, ciemność zalewa Pustynię Atacama w Chile. Kilka punkcików migocze na niebie, pojawia się ich coraz więcej, aż w końcu cała Droga Mleczna rozciąga się na firmamencie. Nie ma lepszego miejsca na świecie do prowadzenia obserwacji astronomicznych. Właśnie tam znajduje się obserwatorium astronomiczne RUB. Jest usytuowane w odległości 20 km od największego europejskiego obserwatorium, Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) na wzgórzu Cerro Paranal. Astronomowie z Bochum są zainteresowani w szczególności pewnym fenomenem. Mianowicie, analiza zmienności jasności gwiazd na dużych odcinkach czasu pokazała, że masywne gwiazdy będące średnio 100 razy cięższe od Słońca występują przeważnie w układach podwójnych. Mogłoby się wydawać, że skoro wiemy jak działają pojedyncze gwiazdy, powinniśmy także wiedzieć, jak będą zachowywać się te podwójne. Astronomowie przyjrzeli się 800 masywnym gwiazdom możliwym do zaobserwowania z obserwatorium w Chile. Ponad 90% okazało się systemami składającymi się z dwóch, trzech lub czterech gwiazd krążących wokół wspólnego środka masy. Nasuwa się jednak pytanie: dlaczego nie zostało to nigdy wyłapane w danych pochodzących z największych teleskopów? Gwiazdy te znajdują się przede wszystkim zbyt blisko siebie, żeby zobaczyć je jako oddzielne punkty. Ponadto astronomowie z Bochum zastosowali pewną sztuczkę. Rozdzielili światło pochodzące od tych gwiazd na różne długości fal. Skład chemiczny gwiazd warunkuje konkretne długości fal emitowanego przez nie światła (tzw. linie spektralne). Ich analiza pozwala stwierdzić, czy obserwowany obiekt jest w rzeczywistości gwiazdą pojedynczą, czy może jednak podwójną. Wykorzystano także fakt, że gwiazdy krążąc wokół wspólnego środka masy wywołują efekt Dopplera. Efekt ten jest dobrze znany każdemu, kto kiedykolwiek słyszał dźwięk syreny przejeżdżającej obok karetki. Kiedy karetka się zbliża dźwięk wydaje się wyższy niż wtedy, gdy się oddala. Coś podobnego ma miejsce ze światłem, jest to tzw. relatywistyczny efekt Dopplera. Kiedy gwiazda porusza się w kierunku obserwatora, częstotliwość emitowanych przez nią fal elektromagnetycznych wzrasta, natomiast gdy się oddala, fale przesuwają się w stronę większych długości, czyli czerwonego krańca spektrum. Zespół odkrył, że wiele spośród badanych gwiazd ma linie spektralne, które zmieniają się w sposób regularny przesuwając się pomiędzy niebieskimi i czerwonymi zakresami. Stąd pozornie pojedyncza gwiazda była często w rzeczywistości układem podwójnym dwóch orbitujących wokół siebie gwiazd. W niektórych układach odkryto nawet trzy albo cztery gwiazdy. Opierając się na tych danych, astronomowie oszacowali okres orbitalny każdego wielokrotnego układu, czyli czas potrzebny poszczególnym gwiazdom na okrążenie pozostałych w układzie. Analizy statystyczne dodatkowo umożliwiły wysnucie następującego wniosku: im cięższa jest gwiazda, tym większe jest prawdopodobieństwo tego, że znajduje się w układzie wielokrotnym. Ogólnie mówiąc gwiazdy o podobnych masach występują razem. Nasuwa się pytanie dlaczego. Dlaczego gwiazda o masie sięgającej 50 mas Słońca łapie partnera o bardzo zbliżonej masie? Byłoby jej znacznie łatwiej przyciągnąć gwiazdę o masie jednego Słońca. Niewątpliwie proces formowania gwiazd wyjaśnia nam ten fenomen. Profesor Rolf Chini, który kieruje badaniami na RUB zakłada, że masywne gwiazdy powstają jako ?bliźniaki?. Ciała niebieskie powstają z gazu i pyłu kosmicznego, które się zagęszczają. W fazie końcowej powstały obłok dzieli się na dwie części o podobnej wielkości. Dzisiaj istnieją już modele obrazujące ten proces, jednak wszystkie próby wyjaśnienia procesu formacji pojedynczych masywnych gwiazd kończą się fiaskiem. Obserwacje astronomów z RUB dają jednak powód do rozważenia alternatywnych modelów formowania się gwiazd. http://news.astronet.pl/7429

Bardzo daleka gromada galaktyk Okazuje się, że struktury i populacje gwiazd w masywnych galaktykach zmieniają się wraz z wiekiem, lecz pozostaje tajemnicą jak te galaktyki formują się i ewoluują. Wiele z najstarszych i najbardziej masywnych galaktyk zawiera się w gromadach ? ogromnych strukturach, w których wiele galaktyk jest skoncentrowanych razem. Sądzi się, że gromady galaktyk we wczesnym Wszechświecie są kluczem do zrozumienia cykli życia starych galaktyk, ale jak dotąd astronomowie zlokalizowali zaledwie garstkę tych rzadkich, odległych struktur. Artykuł przetłumaczyła Klara Muzalewska. Nowe badania grupy prowadzonej przez Andrewa Newmana potwierdziły obecność niezwykłe odległej gromady galaktyk, JKCS 041. ?Nasze obserwacje sprawiły, że ta gromada galaktyk jest najbardziej zbadaną strukturą wczesnej galaktyki? ? powiedział Newman. Mimo że zespół zaczął badania nad JKCS 041 w 2006 roku, to zabrało mu to wiele lat obserwacji, wykonanych na najmocniejszych teleskopach świata, aby w końcu określić odległość tej gromady galaktyk. Grupa używała Kosmicznego Teleskopu Hubble?a aby uchwycić ostry obraz odległej galaktyki i rozdzielić światło galaktyk na ich składowe kolorów. Technika ta znana jest jako spektroskopia. Odnaleźli oni 19 galaktyk o dokładnie tej samej ogromnej odległości 9,9 milionów lat świetlnych ? ślad wskazujący na wczesną gromadę galaktyk. Do wcześniejszych badań został użyty Teleskop Kosmiczny Chandra, który odkrył emisje promieni rentgenowskich w lokalizacji JKCS 041. ?Promienie rentgenowskie prawdopodobnie pochodzą od gorącego gazu w JKCS 041, który został podgrzany do temperatury około 80 milionów stopni przez ciążenie masywnej gromady? ? powiedział członek grupy Obserwatorium Astronomicznego w Brera ? Stefano Andreon. Dzisiaj największe i najstarsze galaktyki są znajdywane w gromadach, lecz zagadką jest kiedy i dlaczego te gigantyczne galaktyki przestały tworzyć nowe gwiazdy i pozostały uśpione lub spokojne. Spoglądając wstecz do czasu kiedy galaktyki w JKCS 042 miały tylko miliard lat (10 procent ich aktualnego wieku) grupa odkryła, że wiele wkroczyło już w spokojną fazę. ?Ponieważ JKCS 041 jest najbardziej odległą znaną gromadą o takich rozmiarach, jest to wyjątkowa okazja aby zbadać dokładnie te stare galaktyki i lepiej zrozumieć ich pochodzenie? ? powiedział Newman. Gdy masywne galaktyki wejdą w ich spokojną fazę nadal się powiększają. To pozwala sądzić, że galaktyki zderzają się jedna z drugą i ewoluują w nowe i większe. Przypuszcza się, że wczesne gromady są doskonałymi lokalizacjami dla tych zderzeń, jednak ze zdumieniem odkryto, że galaktyki w JKCS 041 rosną w niemal tym samym czasie co galaktyki bez gromad. http://news.astronet.pl/7428

Wybuch gwiazdy Wolfa-Rayeta W naszych oczach Słońce przedstawia się dość imponująco: 330 tys. razy masywniejsze od Ziemi stanowi 99,86% całej masy Układu Słonecznego. Generuje około 400 bilionów bilionów watów mocy, a jego powierzchnia ma temperaturę ponad 5500 stopni Celsjusza. Jak na gwiazdę, nie są to jednak pokaźne wymiary. Artykuł napisała Aleksandra Sztabkowska. Prawdziwymi olbrzymami we Wszechświecie są gwiazdy Wolfa-Rayeta. Ich przeciętna masa to około 20 mas Słońca. Ich temperatura jest 5 razy wyższa niż naszej gwiazdy. Są rzadkie i zazwyczaj zasłonięte dlatego naukowcy nie wiedzą jeszcze jak powstały, jak żyją i jak umierają. Oczywiście poznanie tych tajemnic to tylko kwestia czasu. Zajmie się tym przegląd intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Po raz pierwszy naukowcy potwierdzili, że oddalona od nas o 360 milionów lat świetlnych gwiazda Wolfa-Rayeta w gwiazdozbiorze Wolarza "zmarła" w gwałtownej eksplozji znanej jako supernowa typu IIb. Badacze z izraelskiego Instytutu Nauki Weizmanna pod kierownictwem Avishaya Gal-Yam uchwycili supernową SN 2013cu kilka godzin po jej eksplozji. Następnie użyto teleskopów kosmicznych i ziemskich do obserwacji wydarzenia około 5,7 oraz 15 godzin po samozniszczeniu gwiazdy. Badania te dostarczają wartościowych wiadomości o życiu i śmierci przodków gwiazd Wolfa-Rayeta. Gwiazdy Wolfa-Rayeta interesują naukowców, bo wzbogacają galaktyki o pierwiastki ciężkie, które są możliwym budulcem planet i życia. Każda gwiazda ? nieważne, jakiego rozmiaru i masy ? spędza swoje życie łącząc wodór w hel. W tych masywniejszych gwiazdach, po wyczerpaniu wodoru, fuzja nie ustaje. Łączą się nawet cięższe pierwiastki, takie jak węgiel, tlen, neon, sód, magnez, aż powstaje żelazo. W tym momencie atomy są upakowane tak ciasno, że fuzja nie dostarcza już energii. Gwiazda utrzymywana jest jedynie przez ciśnienie degeneracji elektronów podlegających zakazowi Pauliego ? kwantowemu prawu, które zabrania dwóm elektronom być w tym samym stanie kwantowym. Gdy jednak jądro staje się wystarczająco masywne, nawet ten zakaz nie może powstrzymać zapadania się gwiazdy. Skumulowane tam protony i elektrony wyzwalają ogromną ilość energii i neutrin. To z kolei powoduje falę wstrząsową, która wyrzuca gwałtownie szczątki gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Tak właśnie powstaje supernowa. Gwiazdy mogą być nazwane gwiazdami Wolfa-Rayeta przed przejściem w supernową. Kiedy fuzja się spowalnia, ciężki materiał z jądra gwiazdy wznosi się na jej powierzchnię, powodując powstanie silnych wiatrów. Wiatry zabierają olbrzymie ilości materii w przestrzeń kosmiczną, zasłaniając w ten sposób gwiazdę przed teleskopami. Z wcześniej wspomnianą supernową SN 2013cu badacze mieli więcej szczęścia. "Uchwycili" ją, zanim zasłoniły ją szczątki unoszone spowodowanym przez nią wiatrem. Krótko po wybuchu, opisywane ciało niebieskie wyemitowało ultrafiolet. Warunki, w których naukowcy obserwowali tą gwiazdę były bardzo podobne do tych, które panowały przed wybuchem. Udało im się też wyłapać widmo emisyjne, pozwalające poznać skład chemiczny. Gdy dokonano uzupełniających obserwacji 15 godzin później, supernowa była nadal całkiem gorąca i silnie emitowała promieniowanie ultrafioletowe. W ciągu następnych dni zebrano teleskopy wokół całej Ziemi, by obserwowały zderzenie supernowej z wcześniej wyrzuconym przez gwiazdę materiałem. Supernowa została uznana za typ IIb, ponieważ po jej ochłodzeniu w analizie chemicznej pojawiły się słabe ślady wodoru i wyraźne ślady helu. Od lutego 2014 badania iPTF skanowały nocne niebo za pomocą teleskopu zamontowanego na 48-calowym Teleskopie Samuela-Oschina w Obserwatorium Palomar w południowej Kalifornii. Dane z obserwacji natychmiast przebywały drogę ok. 640 km do NERSC (National Energy Research Scientific Computing Center) w Oakland. Tam dane są przesiewane i wysyłane do naukowców iPTF z całego świata. Naukowcy iPTF stworzyli Sloan Digital Star Survey III, czyli katalog przeróżnych gwiazd i galaktyk. Zostały do niego dodane również planetoidy i program, który wylicza ich orbity. Zespół iPTF prowadzony przez Shri Kulkarni, odkrył już około 2000 supernowych przez ponad 4-letnie obserwacje. http://news.astronet.pl/7427

Odkryto nowy rodzaj egzoplanet Artystyczne wyobrażenie egzoplanety i dysku akrecyjnego na orbicie gwiazdy. Źródło: David A. Aguilar (CfA) Tradycyjny podział planet wyróżnia ich dwie główne kategorie: mniejsze, skaliste globy i gazowe giganty. Niedawno jednak naukowcy z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ogłosili odkrycie trzeciego typu planet: gazowych karłów. Badania te są na tyle przełomowe, że opublikował je prestiżowy magazyn Nature. W naszym Układzie Słonecznym znajdują się zarówno planety skaliste, jak i gazowe olbrzymy. Gdzie indziej jednak planety mogą wyglądać jeszcze inaczej. Dane z Kosmicznego Teleskopu Keplera doprowadziły do odkrycia okrążających dalekie gwiazdy, mniejszych planetek gazowych, które wydają się występować dosyć powszechnie. Taki a nie inny typ planet może być związany z konkretnym składem chemicznym gwiazd macierzystych. Egzoplanety leżą zbyt daleko od nas, by możliwe było wykrycie odbijanego przez nie bezpośrednio światła. Niknie ono po prostu w świetle gwiazdy centralnej. Jednak Teleskop Keplera umie wykrywać takie obiekty w inny sposób. Wykorzystywane jest tu zjawisko przyćmiewania całkowitego światła emitowanego przez gwiazdę macierzystą w czasie, gdy planeta przechodzi (z naszego punktu widzenia) przed jej tarczą. To tak zwana metoda obserwacji tranzytów planet. Znając na jej podstawie promień orbitalny danej planety oraz masę jej gwiazdy można już wyznaczyć w pewnym przybliżeniu masę planety. A znając jej masę i rozmiar (szacowany również na bazie obserwacji parametrów przejścia globu przez tarczę gwiazdy) można już obliczyć gęstość. To z kolei daje naukowcom wiele informacji na temat możliwego składu chemicznego planety. Metoda ta nie jest bez wad, bowiem trudno jest w jej przypadku poprawnie wyznaczyć masy planet ciemniejszych i mniejszych, bliższych wielkością Ziemi. Zespół naukowców zdołał jednak pokonać i tę niedogodność, mierząc metaliczność gwiazdy macierzystej. Ponieważ planety danych gwiazd utworzone są z mniej więcej takiego samego jak te gwiazdy materiału, skład gwiazdy może odpowiadać składowi chemicznemu planety. Po przeanalizowaniu 600 egzoplanet krążących wokół około 400 gwiazd okazało się, że istnieją wyraźne linie podziału w zakresie ich wielkości i składu. Planety większe niż 3,9 mas Ziemi były niemal wyłącznie gazowymi olbrzymami, podczas gdy z kolei te mniejsze od 1,7 mas Ziemi były najprawdopodobniej skaliste. Mniej liczna grupa pośrednia reprezentuje gazowe karły o skalistych rdzeniach, w których może również gromadzić się gaz, tworząc ostatecznie grube atmosfery zbudowane z wodoru i helu. Odległość od gwiazdy odgrywa ważną rolę we wzroście masy skalistego jądra i tym, jak duże może się ono stać przed wykształceniem się grubej atmosfery. Im bardziej odległa jest planeta, tym większa urośnie, nim stanie się gazowym karłem. Oznacza to, że nie istnieje górna granica wielkości dla planet skalistych. Naukowcy odkryli również, że małe, skaliste planety mają metaliczności zbliżone do naszego Słońca, podczas gdy układy planetarne złożone z kilku gazowych olbrzymów zawierają o 50% więcej metalu niż Słońce. Wydaje się, że jest istnieje pewna krytyczna metaliczność hipotetycznej gwiazdy macierzystej, w przypadku której bardzo prawdopodobne jest uformowanie się planet podobnych do Ziemi. To metaliczność bliska metaliczności Słońca. Ma to sens, ponieważ w gwiazdach o dużo niższej metaliczności znajduje się mniej potencjalnych surowców do budowy planet, a w przypadku wyższych metaliczności zachodzi raczej tendencja do tworzenia się planet - gazowych olbrzymów. Oczywiście metaliczność gwiazdy nie jest jedynym czynnikiem, który determinuje rodzaj obecnych w układzie planet. Istnieje wiele innych. Ponadto badania planet metodą tranzytu nie są obecnie możliwe w przypadku bardziej odległych układów ? dane te mogą znacząco zmieniać wyniki. Zapewne będą one jednak możliwe w przyszłości, gdy nasze możliwości obserwacyjne będą jeszcze większe. http://orion.pta.edu.pl/odkryto-nowy-rodzaj-egzoplanet