Znajdź zawartość

Jak określić fotometryczne przesunięcie ku czerwieni galaktyk z pomocą Webba? 2024-01-05. Metoda wyznaczania fotometrycznych przesunięć ku czerwieni galaktyk pozwala na hurtowe odkrywanie kandydatek na galaktyki we wczesnym Wszechświecie za pomocą Teleskopu Webba, które następnie muszą być potwierdzone spektroskopowo. Micaela Bagley zajmująca się tym na co dzień, wyjaśnia to na przykładzie dwóch galaktyk. Jednym z celów naukowych Teleskopu Webba jest zrozumienie w jaki sposób galaktyki powstały we wczesnym Wszechświecie i stawały się coraz większe, jak nasza Droga Mleczna. Realizacja tego celu wymaga identyfikacji próbek galaktyk w różnych momentach ewolucji Wszechświata, aby zbadać jak zmieniają się z czasem. Astronomka Micaela Bagley (University of Texas, Austin – USA) jest członkiem grupy badawczej CEERS (skrót z j.ang. the Cosmic Evolution Eearly Release Science), która zajmuje się badaniami nad powstawaniem galaktyk i ewolucją wczesnego Wszechświata. Micaela jest odpowiedzialna m.in. za obróbkę wszystkich zdjęć z kamery NIRCam dla CEERS. Micaela Bagley została poproszona przez portal NASA, aby wyjaśnić, w jaki sposób astronomowie badają światło odległych galaktyk i wyznaczają „w jakim momencie historii Wszechświata” obserwujemy te galaktyki? Oto odpowiedź: Światło potrzebuje czasu do podróży w przestrzeni. Gdy światło odległej galaktyki (lub innego obiektu w przestrzeni) dociera do nas, wtedy widzimy tą galaktykę, jak wyglądała w przeszłości. Aby określić ten „moment” w przeszłości wykorzystuje się przesunięcie ku czerwieni danej galaktyki (szczegóły na ilustracji (1)). Przesunięcie ku czerwieni mówi nam, ile czasu światło było rozciągane do większych długości fali przez rozszerzanie się Wszechświata podczas podróży do nas. Można obliczyć to przesunięciu ku czerwieni wykorzystując struktury w widmie galaktyki. Widmo jest rodzajem obserwacji, która rozszczepia światło obiektu w długości fali - w gruncie rzeczy jest to pomiar światła w bardzo małych przedziałach długości fali. Mierzy się linie emisyjne i tzw. skoki w widmie (ang. spectral breaks – patrz ilustracja (2)), które są gwałtowną zmianą natężenia światła przy jakiejś, konkretnej długości fali (np. skok Lymana – dla długości fali 0,0912μm). Następnie porównuje się obserwowane długości fali tych struktur (linie emisyjne+skoki w widmie) z ich znanymi długościami fali w momencie emisji promieniowania. Jedną z najbardziej efektywnych metod identyfikacji galaktyk jest ich fotografowanie na przykład za pomocą kamery NIRCam (skrót z j.ang. Near - Infrared Camera) współpracującej z Teleskopem Webba. Zdjęcia są wykonywane z wykorzystaniem wielu filtrów, aby zebrać światło od obiektu w kilku różnych barwach. Podczas wykonywania fotometrii danej galaktyki (czyli uzyskiwaniu odpowiedzi na pytanie: jak jasna jest na zdjęciu?) jest mierzona jasność obiektu uśredniona w całym zakresie długości fali przepuszczanych przez konkretny filtr. Można obserwować galaktykę za pomocą szerokopasmowych filtrów w kamerze NIRCam. Jednak jest mnóstwo szczegółowych informacji ukrytych w pojedynczych pomiarach w zakresie długości fali 0,3-1,0 mikronów (μm), które są pomijane. W kolejnym kroku można zacząć ustalać kształt widma galaktyki. Na wygląd widma mają wpływ właściwości takie jak: • ile gwiazd powstaje w danej galaktyce, • ile zawiera pyłu zawiera galaktyka, • jak bardzo światło galaktyki jest przesunięte ku czerwieni. Zostaje porównana zmierzona jasność galaktyki w każdym filtrze z przewidywaną jasnością dla określonego zbioru modeli widm galaktyk w zakresie tych parametrów i przesunięć ku czerwieni. Na podstawie tego, jak dobrze pasuje dany model do danych obserwacyjnych jest wyznaczane prawdopodobieństwo, że ta galaktyka posiada określone przesunięcie ku czerwieni, czyli „moment w historii Wszechświata”. Najlepsze dopasowanie przesunięcia ku czerwieni poprzez ww. analizę jest nazywane fotometrycznym przesunięciem ku czerwieni (ang. photometric redshift). W lipcu 2022 roku astronomowie z zespołu realizującego przegląd CEERS wykorzystali zdjęcia z kamery NIRCam, aby zidentyfikować dwie galaktyki o fotometrycznych przesunięciach ku czerwieni większych niż 11 (gdy Wszechświat miał mniej niż 420 mln lat). Żaden z tych obiektów nie został zaobserwowany przez Teleskop Hubble’a w tym polu obserwacyjnym, ponieważ są one zarówno zbyt słabe, jak i niemożliwe do detekcji w długościach fali, które „ widzi” Hubble. To były bardzo ekscytujące odkrycia za pomocą nowego teleskopu! Niestety fotometryczne przesunięcie ku czerwieni galaktyk jest obarczone jakąś niepewnością. Na przykład jesteśmy w stanie wyznaczyć, że skok widmowy jest obecny w filtrach, ale nie znamy jego dokładnej długości fali. Potrafimy oszacować najlepsze dopasowanie przesunięcia ku czerwieni na podstawie modelowania danych fotometrycznych, ale uzyskany rozkład prawdopodobieństwa często jest szeroki. Ponadto galaktyki o różnych przesunięciach ku czerwieni mogą mieć podobne barwy w filtrach szerokopasmowych – co sprawia trudności w rozróżnieniu ich przesunięć ku czerwieni tylko na podstawie obserwacji fotometrycznych. Na przykład poczerwienione, pyłowe galaktyki o przesunięciach ku czerwieni mniejszych od 5 (czyli, gdy Wszechświat liczył około 1,1 miliarda lat lub był starszy) oraz chłodne gwiazdy w naszej Drodze Mlecznej czasami mogą mieć takie same kolory, jak galaktyki o dużych przesunięciach ku czerwieni. Dlatego traktujemy wszystkie galaktyki, które zostały wyselekcjonowane na podstawie ich fotometrycznych przesunięć ku czerwieni, jako kandydatów o dużych przesunięciach ku czerwieni – do czasu uzyskania bardziej dokładnej wartości przesunięcia ku czerwieni. Bardziej dokładną wartość przesunięcia ku czerwieni galaktyki można wyznaczyć na podstawie widma. Jak widać na ilustracji (4) po prawej stronie, obliczany rozkład prawdopodobieństwa (ang. probability) przesunięć ku czerwieni poprawia się, gdy fotometria danej galaktyki jest wykonywana z coraz większą liczbą punktów w długości fali. Rozkład prawdopodobieństwa zawęża się w miarę, jak używamy do fotografowania tylko szerokopasmowe filtry (góra), większą liczbę bardziej wąskopasmowych filtrów (środek), aż do widma (dół). W przykładzie pokazanym w dolnym wierszu już można nie stosować charakterystycznych cech, takich jak skok w skrajnej, lewej części widma lub linie emisyjne, aby wyznaczyć rozkład prawdopodobieństwa przesunięć ku czerwieni, który teraz jest bardzo dokładny – jest to spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni. W lutym 2023 roku w ramach przeglądu CEERS były obserwowane kandydatki na galaktyki o dużych przesunięciach ku czerwieni za pomocą spektrografu NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), aby wyznaczyć dokładne wartości spektroskopowych przesunięć ku czerwieni. Potwierdzono, że spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni jednej z kandydatek – Galaktyki Maisie wynosi 11,44 (wtedy Wszechświat liczył około 390 mln lat), zaś drugiej galaktyki-kandydatki okazało się znacznie mniejsze: nie 16,4, ale 4,9 (wtedy Wszechświat liczył około 1,2 miliarda lat). Nawet przypadki galaktyk odkrywanych jako galaktyki-kandydatki o dużych przesunięciach ku czerwieni, które w rzeczywistości posiadają mniejsze wartości tych przesunięć - mogą być bardzo fascynujące. Pozwalają dowiedzieć się więcej o warunkach panujących w galaktykach i sposobie wpływania tych warunków na ich fotometrię, aby poprawić nasze modele widm galaktyk i zawęzić ewolucję galaktyk przy różnych przesunięciach ku czerwieni. Jednak takie przypadki podkreślają również potrzebę uzyskiwania widm, które potwierdzają duże przesunięcia ku czerwieni takich kandydatek na galaktyki. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: • Measuring the Distances to Galaxies With Space Telescopes Źródło: NASA Na ilustracji: Widmo Słońca (u góry) z liniami absorpcyjnymi w porównaniu do widma innego, odległego obiektu (na dole), którego linie widmowe są przesunięte ku czerwieni. Strzałki wskazują przesunięcie ku czerwieni. Długość fali rośnie w stronę barwy czerwonej i dalej. Na ilustracji pokazano strzałkami przesunięcie ku czerwieni rzędu kilkunastu procent, zaś Teleskop Webba obserwuje galaktyki o przesunięciach powyżej 10 - to jest tak, jakby absorpcyjna linia sodu pokazana na żółtym tle w widmie Słońca o długości fali 0,589 μm została przesunięta do średniej podczerwieni i długości fali co najmniej 5,89 μm. Wtedy jest całkowicie niewidoczna dla ludzkiego oka, które widzi fotony w zakresie długości fali ~0,38-0,78 μm). Źródło: Wikipedia Na ilustracji (1): (Tutaj kliknij, aby zobaczyć cały rysunek) Od Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang) Wszechświat rozszerza się i ta ekspansja rozciąga światło przemieszczające się w przestrzeni. Jest to zjawisko znane jako kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni (ang. cosmological redshift). Im większe jest to przesunięcie ku czerwieni, tym większą odległość przebyło światło. Dlatego teleskopy z detektorami na podczerwień są niezbędne, aby zaobserwować światło pierwszych, najbardziej odległych galaktyk. Źródło: NASA, ESA, AND L. Hustak (STSci) Na ilustracji (2): Pomiary fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni (ang. photometric redshift) z wykorzystaniem zdjęć uzyskanych w sześciu filtrach fotometrycznych (po lewej). Szarym kolorem pokazano model widma galaktyki ze skokiem (ang. spectral break) i kilkoma liniami emisyjnymi. Długość fali λ, w której zostało wyemitowane światło pokazano na skali u góry, zaś λ zaobserwowane – na skali u dołu. W tym przykładzie światło jest przesunięte ku czerwieni (inaczej mówiąc – rozciągnięte) o czynnik 10. Krzywe transmisyjne filtrów kamery NIRCam i ich zakres spektralny pokazano jako zakreślone kolorowe obszary. Był mierzony średni strumień w każdym filtrze (kolorowe koła) i do tych 6 punktów dopasowywano różne modele galaktyk w pewnym zakresie przesunięć ku czerwieni, aby wyznaczyć prawdopodobieństwo, że dana galaktyka posiada każde przesunięcie ku czerwieni. Ta galaktyka ma najlepiej dopasowane dla fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni z=9 (wtedy Wszechświat liczył około 550 milionów lat), ale rozkład prawdopodobieństwa (prawy panel) rozciąga się w zakresie z=7-11 (wtedy Wszechświat był w wieku odpowiednio 770 mln i 420 mln lat). Źródło: Micaela Bagley Na ilustracji (3): Dwie galaktyki odkryte na wczesnych zdjęciach uzyskanych kamerą NIRCam o fotometrycznych przesunięciach ku czerwieni zphot=11,5 i 16,4 (odpowiednio 390 i 240 mln lat po Wielkim Wybuchu). U góry dla każdej galaktyki pokazano wszystkie wycinki zdjęć wokół każdej z nich we wszystkich dostępnych filtrach, najlepiej dopasowany model widma galaktyki oraz we wstawce - rozkład prawdopodobieństwa fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni. Źródło: po lewej - Finkelstein et al. (2023), po prawej – Donnan et al. (2023) Na ilustracji (4): Wyjaśnienie, w jaki sposób rozkład prawdopodobieństwa (ang. probability) fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni (ang. redshift) zawęża się (prawy panel), gdy wykonujemy fotometrię danej galaktyki (po lewej) z coraz gęstszym próbkowaniem w długości fali (ang. wavelength). Źródło: Micaela Bagley Na ilustracji:(5) Spektroskopowe obserwacje za pomocą kamery NIRCam dwóch kandydatek na galaktyki o fotometrycznie wyznaczonych przesunięciach ku czerwieni odpowiednio z=11,5 i 16,4. W górnym wierszu po lewej widać Galaktykę Maisie, której przesunięcie ku czerwieni potwierdzono spektroskopowo z=11,44 (wtedy Wszechświat liczył około 390 mln lat). To przesunięcie ku czerwieni zostało wyznaczone w oparciu o skok w widmie oznaczony pionową, kropkowaną, czerwoną linią pokazaną w górnym wierszu po prawej w widmie NIRSpec. W dolnym wierszu pokazano kandydatkę na galaktykę z publikacji Donnan i inni (2023) o wyznaczonym fotometrycznie przesunięciu ku czerwieni 16,4, której spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni okazało się tylko z=4,9 - zmierzone na podstawie silnych linii emisyjnych podwójnie zjonizowanego tlenu [O III] i wodoru (Hα). Źródło: rys.2 i rys.3 z Arrabal Haro et al. (2023) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/jak-okreslic-fotometryczne-przesuniecie-ku-czerwieni-galaktyk-z-pomoca-webba

NASA publikuje najnowsze zdjęcia księżyca Jowisza 2024-01-04. Sonda NASA Juno wykonała najdokładniejsze zdjęcia Io – wulkanicznego księżyca Jowisza. Na fotografiach widoczne są liczne wulkany oraz aktywne formacje geologiczne. Sonda Juno wykonała 57. bliski przelot w pobliżu Jowisza i księżyców. Tym razem czujniki i kamery orbitera skierowano w stronę najbardziej aktywnie geologicznego naturalnego satelity w Układzie Słonecznym. Juno przeleciała 1,5 tys. km nad powierzchnią Io, jednego z galileuszowych księżyców Jowisza. Io cechuje złożona aktywność wulkaniczna napędzana siłami pływowymi. Najnowsze fotografie wykonane przez sondę Juno prezentują złożoną powierzchnię naturalnego satelity w kolorze z niespotykaną dotąd szczegółowością. Kolejne bliskie przeloty zaplanowano 3 lutego 2024 roku. Orbiter Juno w najbliższym czasie wykonał także bliskie przeloty w pobliżu lodowych księżyców Jowisza - Ganimedesa i Europy. Kamerę JunoCam umieszczono na pokładzie sondy na potrzeby popularyzacji nauki i została ona zaprojektowana do działania podczas maksymalnie ośmiu przelotów w pobliżu Jowisza. Ze względu na promieniowanie w otoczeniu Jowisza kamera JunoCam jest już znacznie uszkodzona. Na surowych obrazach widoczne są artefakty w postaci pionowych linii i szumu. Zmniejszyła się również rozpiętość tonalna detektora. Przyciąganie grawitacyjne Io podczas przelotu w pobliżu Jowisza z 30 grudnia 2023 roku skróciło orbitę Juno wokół Jowisza z 38 dni do 35 dni. Po przelocie z 3 lutego 2024 roku obieg wokół planety będzie już trwać jedynie 33 dni. źródło: NASA Io - wulkaniczny księżyc Jowisza. Widoczne liczne wulkany oraz światło popielate - strona księżyca skryta w cieniu częściowo oświetlona blaskiem słońca odbitym od Jowisza. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos Powierzchnia Io z licznymi aktywnymi wulkanami, polami lawy i spękaniami. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos Zbliżenie na fragment powierzchni Io. Ze względu na aktywność wulkanów wygląd księżyca dynamicznie się zmienia. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos Panoramiczna fotografia Io. W krajobrazie dominują aktywne wulkany, pola nawowe oraz barwne złoża tlenków i siarki. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos URANIA https://nauka.tvp.pl/75154432/nasa-publikuje-najnowsze-zdjecia-ksiezyca-jowisza

Sprzedam zestaw do obserwacji nieba. Stan idealny, sprzętem nie bawiły się dzieci, kupiony dla poważnego hobbysty. W skład wchodzą: Teleskop GSO 10" na montażu Dobsona Okulary 1.25": - 9mm Plössl - 26mm Plössl - 30mm GSO Super View 2" Reduktor okularów 2/1.25" Soczewka Barlowa x2 Filtr zielono-żółty Filtr niebieski Kolimator laserowy 1.25" Delta Optical Kamera Full HD 2Mpix na USB Uchwyt do smartfona z mocowaniem na okular Dodatkowo dorzucę gratis w postaci podstawy pod montaż ( hand made ) Ze względu na rozmiary nie wysyłam sprzętu. Mogę się umawiać na trasie Limanowa-Kraków, ale preferuję odbiór osobisty. Cena 2650 PLN https://www.olx.pl/d/oferta/teleskop-gso-10-dobson-zestaw-CID767-IDXYihK.html

30 grudnia Juno zobaczyła z bliska księżyc Io 2024-01-02. Z końcem 2023 roku sonda Juno wykonała najbliższy przelot obok księżyca Jowisza Io od ponad 20 lat. Po zbliżeniu się na odległość około 1500 kilometrów do powierzchni najbardziej wulkanicznego globu w Układzie Słonecznym jej instrumenty powinny wygenerować ogromną ilość danych. Drugie takie bliskie spotkanie z Io zaplanowano na 3 lutego 2024 roku, gdy Juno ponownie zbliży się do niego na podobną odległość. Dzięki połączeniu danych z obecnego przelotu z wcześniejszymi obserwacjami zespół naukowy Juno zbada, jak zmieniają się wulkany Io: jak często wybuchają, jak jasne i gorące są, w jaki sposób zmienia się kształt strumienia lawy i jak aktywność Io jest związana z przepływem naładowanych cząstek w magnetosferze Jowisza. Naukowcy chcą też sprawdzić, czy pod skorupą Io faktycznie jest ocean magmy oraz ocenić znaczenie sił pływowych pochodzących od Jowisza. Sonda monitoruje aktywność wulkaniczną Io z odległości od około 11 000 do ponad 100 000 kilometrów, dostarczając nam po raz pierwszy również widoki północnego i południowego bieguna tego księżyca. Juno wcześniej wykonała też bliskie przeloty nad lodowymi księżycami Jowisza, Ganimedesem i Europą. Teraz, w trzecim roku swojej przedłużonej misji, mającej na celu zbadanie początków istnienia Jowisza, zasilany energią słoneczną statek kosmiczny będzie także badał układ pierścieni, w obrębie których krążą niektóre z wewnętrznych satelitów gazowego olbrzyma. Jakie są nowe zdjęcia z Io? Zacznijmy od tego, że kamera JunoCam została umieszczona na sondzie między innymi z myślą o zaangażowaniu społeczeństwa w te i inne badania NASA. Została przy tym zaprojektowana do działania przez maksymalnie osiem przelotów nad Jowiszem. Ostatni przelot nad Io to jednocześnie już 57 ukończona orbitą Juno wokół Jowisza, podczas której sonda i jej kamery muszą znieść jedno z najbardziej niszczycielskich środowisk promieniowania w Układzie Słonecznym. Zespół misji donosi, że skumulowane efekty tego promieniowania zaczęły być widoczne na JunoCam już podczas ostatnich kilku takich orbit, a zdjęcia z poprzedniego przelotu wykazują zmniejszenie zakresu dynamiki kamery i pojawienie się szumów w postaci pasków. Inżynierowie pracują jednak nad rozwiązaniami mającymi na celu złagodzenie tych uszkodzeń i utrzymaniu pracy kamery. Zespół Juno skorygował przyszłą trajektorię sondy, aby dodać siedem nowych dalszych przelotów nad Io (łącznie 18) do rozszerzonego planu misji. Po bliskim minięciu Io 3 lutego, sonda będzie przelatywać obok niego co drugą orbitę, przy czym każda taka orbita będzie coraz bardziej odległa: pierwsza znajdzie się na wysokości około 16 500, a ostatnia – 115 000 kilometrów. Ta nowa trajektoria Juno sprawi, że Jowisz będzie zasłaniał sondzie Słońce przez około pięć minut w czasie, gdy znajdzie się ona najbliżej planety, czyli w tak zwanym perijove (jowiszowym "perygeum"). Wprawdzie będzie to pierwszy raz, odkąd zasilana energią słoneczną Juno napotka ciemność od czasu przelotu obok Ziemi w październiku 2013 roku (!), ale uważa się, że, czas ten będzie zbyt krótki, aby wpłynąć na jej poprawne działanie. Z wyjątkiem przelotu z 3 lutego tego roku, sonda będzie doświadczać takiego chwilowego „zaćmienia” Słońca podczas każdego bliskiego podejścia do Jowisza od teraz do końca rozszerzonej misji, która ma zakończyć się pod koniec 2025 roku. Od kwietnia 2024 statek przeprowadzi też serię obserwacji okultacyjnych z udziałem tzw. eksperymentu Juno Gravity Science celem zbadania górnych warstw atmosfery Jowisza, dostarczając być może kluczowych informacji na temat kształtu i struktury wewnętrznej planety. Czytaj więcej: • Cały artykuł Źródło: phys.org Opracowanie: Elżbieta Kuligowska Na zdjęciu: Zdjęcie ukazujące północny biegun jowiszowego księżyca Io zostało wykonane 15 października przez należącą do NASA sondę Juno. Trzy szczyty górskie widoczne w górnej części, w pobliżu linii dzielącej dzień od nocy, zostały zaobserwowane po raz pierwszy. (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS, Ted Stryk) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/30-grudnia-juno-zobaczyla-z-bliska-ksiezyc-io

Cześć na sprzedaż lecą moje nieużywane astrograty. Niektóre większe inne malutkie, w zestawach i solo. Podaję ceny za zestaw. Jeśli nikt się nie skusi na zestaw, ceny indywidualne na PW. Zapraszam do oglądania i kupowania 😄 1. Zestaw do astrofoto na szerokie pole cena 4500 zł do lekkiej negocjacji : -sky watcher star adventurer komplet ( l brecket, przeciwwaga, klin paralaktyczny ze śrubką z gwinu 3/8 na 1/4, głowica NIE WI-FI to jest pierwsza wersja !, podświetlenie lunetki biegunowej) -samyang 135 mocowanie canon zero rysek trochę paproszków, nigdy nie czyszczony -grzałki i kontroler od @DarX86, -Astro Link 4Pi, obejmy do samyang od @jolo, - lunetka do guiding svbony, - kamera planetarna/ guiding QHY II 5L color - kabelki, maska Bahtinova, usb gps do astrolinka itp, - walizka 2. Barlow ES 1.25 cala 3x - 300 zł 3. Filtr EOS APS-C clip Astronomik H-alfa 12 nm- 600 zł 4. Filtr EOS APS-C clip Optolong L-Enhance - 750 zł 5. Adapter Astronomik do filtrów eos clip - 70 zł 6. Nosek 1,25 cala - 10 zł 7. Szukacz Omegon z mocowaniem na gorącą stopkę - 200 zł 8. Luneta do guidingu 50/200 - 200 zł 9. Zasilanie do Canona 500D na USB plus kabelek mojej roboty do astrolinka 4 Pi - 100 zł 10. Pilot spustowy z interwałem Newell do canona np 500D - 50 zł 11. Adapter T2-NX do samsunga - 50 zł 12. Adapter T2-EOS EF do canona - 20 zł

Najczęściej czytane wiadomości astronomiczne w 2023 roku na portalu AAS Nova 2023-12-31. Mijający 2023 roku był znakomity dla astronomii. Naukowcy zbadali najjaśniejszy znany rozbłysk gamma, modelowali najtwardszą materię we Wszechświecie, ogłosili pierwsze przekonujące dowody na istnienie tła fal grawitacyjnych. Ponieważ rok 2023 kończy się, więc na portalu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego AAS Nova podsumowano go, publikując listę dziesięciu najczęściej czytanych wiadomości według rosnącej oglądalności. 10. Skupiając się na najjaśniejszym rozbłysku gamma wszech czasów Rozbłysk gamma GRB 221009A pojawił się w październiku 2022 roku i zyskał pseudonim BOAT (skrót z j.ang. „Brightest Of All Time”), który oznacza „najjaśniejszy wszech czasów”. Skupił on uwagę wydania specjalnego the Astrophysical Journal Letters, w którym uwypuklono wieloaspektowe, wielonarodowe i wielo-spektralne wysiłki nad zbadaniem tego wybuchu - łącznie z polowaniem na towarzyszącą supernową, poszukiwaniem neutrin wyprodukowanych podczas tego wybuchu i oceną naukową, czy GRB 221009A naprawdę zasługuje na ksywę najjaśniejszej wszech czasów. Portal Urania → Co sprawiło, że najjaśniejsza kosmiczna eksplozja wszechczasów była tak wyjątkowa? 9. Jak modelować najtwardszą materię we Wszechświecie Krystaliczna skorupa gwiazdy neutronowej jest najtwardszym materiałem we Wszechświecie. Jej niezwykła wytrzymałość i gęstość stanowią wyzwanie dla modelarzy. Irina Sagert ze współpracownikami modelowali fale w skorupie gwiazdy neutronowej, dostosowując parametry (w tym wytrzymałość materii) w ramach metody numerycznej SPH (skrót z j.ang. „Smoothed-Particle Hydrodynamics” – „Hydrodynamika Wygładzonych Cząstek”). Te fale mogą wyjaśnić pewne właściwości rozbłysków rentgenowskich w gwiazdach neutronowych i mogą mieć wpływ na fale grawitacyjne generowane, gdy gwiazdy neutronowe zbliżają się do siebie na kursie kolizyjnym. 8. Nowy sposób na ograniczenie ciemnej energii Uważa się, że ciemna energia jest odpowiedzialna z przyspieszenie rozszerzania się Wszechświata. D.Benisty, A.-Ch.Davis i W.Evans zmierzyli ten wpływ ciemnej energii w całkowicie nowy sposób modelując orbity Drogi Mlecznej i naszej sąsiadki - Galaktyki Andromedy. Ta metoda uwzględnia ciśnienie skierowane na zewnątrz, które wywiera ciemna energia na wymienione galaktyki jak one powoli orbitują względem siebie. Pomimo, że ograniczenia zastosowane w tej metodzie nie są szczególnie rygorystyczne, to wyniki zgadzają się z pomiarami wykonanymi w znacznie większych skalach, a nowe dane powinny umożliwić tej grupie astronomów doprecyzowanie wyniku. 7. Podsumowanie miesiąca – TRAPPIST-1 w ujęciu JWST W pierwszym artykule nowej serii „Monthly Roundup” (podsumowanie miesiąca / przegląd comiesięczny), który został opublikowany w dn. 21 listopada 2023 roku na portalu AAS Nova zostało przeanalizowane 5 artykułów naukowych poświęconych ostatnim obserwacjom Teleskopem Webba układu planetarnego TRAPPIST-1. Czerwony karzeł typu widmowego M TRAPPIST-1 stał się głową rodziny planetarnej, gdy odkryto 7 planet krążących wokół niego. Jest to wielka liczba planet podobnych do Ziemi, potencjalnie nadających się do zamieszkania, ponieważ nawet 4 z siedmiu planet mogą znajdować się w strefie zamieszkiwalnej (ang. habitable zone) tej gwiazdy. To sprawia, że planety układu TRAPPIST-1 stają się kuszącym obiektem do badania atmosfer, co jest wyzwaniem nawet dla olbrzymiego lustra Teleskopu Webba i czułych instrumentów na jego pokładzie. Ten artykuł opisuje badania widm uzyskanych przez JWST dwóch najbardziej wewnętrznych planet, modelowanie prawdopodobnych atmosfer zewnętrznych planet oraz rozpoznanie, czy w ogóle będziemy w stanie odkryć życie na tych planetach – o ile istnieje. Portal Urania → Egzoplaneta TRAPPIST-1 c nie posiada gęstej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla 6. Pierwsze spojrzenie na pozagalaktyczną cefeidę za pomocą Teleskopu Webba Cefeidy są gwiazdami zmiennymi, które zapewniają potężne narzędzie do pomiaru odległości do innych galaktyk. Te gwiazdy zmieniają jasność w przewidywalny sposób i to jak szybko zmienia się ich jasność jest powiązane z ich wewnętrzną jasnością. Ta metoda była użyta do pomiaru tempa ekspansji Wszechświata, ale wynik nie zgadza się z wartościami pomiarów innymi sposobami – co żartobliwie nazywa się „napięciem Hubble’a”. Astronomowie zamierzają powtórnie badać cefeidy, które wcześniej były obserwowane za pomocą Teleskopu Hubble’a w nadziei, że wybitne zdolności Teleskopu Webba w podczerwieni rozwiążą problem tego „napięcia”, ale jest to zadanie na lata! Wenlong Yuan ze współpracownikami dostał okazję do poznania możliwości JWST jeszcze przed oficjalnym uruchomieniem, gdy teleskop obserwował galaktykę zawierająca mnóstwo cefeid. 5. Aktualizacja obserwacji JWST gromady galaktyk SMACS 0723 Pierwsze zdjęcie z Teleskopu Webba pokazane publicznie, to był widok gromady galaktyk SMACS J0723.3–7327 (SMACS 0723). W kolejnych miesiącach astronomowie analizowali ten obraz pod wszelkimi możliwymi aspektami, badając dokładnie zarówno strukturę samej gromady galaktyk, jak również słabe, odległe galaktyki, których światło zostało przekierowane w naszym kierunku przez tą gromadę galaktyk w wyniku silnego soczewkowania grawitacyjnego. W tym materiale jest przedstawionych pięć artykułów naukowych poszerzają nasze rozumienie pola obserwacyjnego SMACS 0723 – w tym masę samej gromady galaktyk, badania indywidualnych gromad gwiazdowych znajdujących się w odległości miliardów l.św. i wyznaczenie składu chemicznego odległych galaktyk. Portal Urania → JWST spogląda na pierwsze w historii galaktyki 4. Kosmiczna fabryka pyłu zwiększa produkcję Czy zastanawialiście się kiedykolwiek skąd pochodzi cały pył w naszym Wszechświecie? Grupa badawcza pod kierownictwem Megan Peatt badała produkcję pyłu w unikalnym układzie podwójnym WR 137, składającym się z gwiazdy Wolfa-Rayeta (j.t. gwiazda masywna, która utraciła całą swoją otoczkę wodorową, pozostawiając gorące jądro zanurzone w otoczkach gazowych) i gwiazdy typu widmowego O, która rotuje tak szybko, że traci kontrolę na swoją atmosferą. Za każdym razem, gdy gwiazdy zbliżają się do siebie, to wtedy jest produkowany pył podczas zderzenie intensywnego wiatru gwiazdowego pochodzącego od gwiazdy Wolfa-Rayeta z dyskiem dekrecyjnym (nie mylić z akrecyjnym!) wokół gwiazdy typu O. W 2024 roku nastąpi ponowne bliskie spotkanie gwiazd w układzie WR 137 i astronomowie będą mieli możliwość obserwacji tego układu w podczerwieni i wyznaczyć ilość oraz rodzaj pyłu produkowanego podczas tego zdarzenia. Portal Urania → Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej 3. Pierwsze przekonujące dowody na istnienie tła fal grawitacyjnych Wykorzystując dokładny monitoring zbioru szybko rotujących gwiezdnych pozostałości zwanych pulsarami, międzynarodowa grupa badawcza – w tym NANOGrav (skrót z j.ang. the North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) ogłosiła, że posiadają przekonujące dowody na istnienie długo poszukiwanego tła fal grawitacyjnych. Jest to sygnał tła o zbyt niskiej częstotliwości, aby został zaobserwowany przez obserwatoria fal grawitacyjnych na Ziemi. Uważa się, że są to dudnienia pochodzące od układów podwójnych supermasywnych czarnych dziur. Jednak dokładne źródło tła fal grawitacyjnych pozostaje niewyjaśnione i konieczne jest więcej obserwacji i modelowania, aby wykluczyć możliwość, czy za tym sygnałem tła nie stoi jakaś nowa fizyka. Portal Urania → Wykryto „Wielki Szum”, czyli tło fal grawitacyjnych 2. Zapiaszczona, słona woda na Marsie ma większe szanse na pozostanie ciekłą Stała obecność ciekłej wody na Marsie jest przedmiotem intensywnej debaty. Nawet doczekała się dyskusji okrągłego stołu na spotkaniu Oddziału Nauk Planetarnych. Ostatnio grupa badaczy kierowana przez A.Shumway’a zademonstrowała w eksperymentach laboratoryjnych, że obojętnie czy woda nie jest, czy też jest słona (tzn. „zasolona” w sensie chemicznym) i zmieszana z materiałem na powierzchni Marsa lub regolitem, to ogromną rolę odgrywają warunki, w których woda pozostaje ciekła. Zasolona woda, która przenika do regolitu może pozostać w stanie ciekłym w bardziej chłodnych i suchych warunkach niż czysta – co sugeruje, że woda może być bardziej rozpowszechniona na Marsie niż do tej pory myśleliśmy. 1. Czarne dziury jako źródło ciemnej energii Najczęściej czytany artykuł na portalu AAS Nova w roku 2023 połączył dwa gorące tematy astronomiczne - czarne dziury i ciemną energię. D.Farrah ze współpracownikami zauważyli, że supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk w całym Wszechświecie „obrastają” w masę znacznie szybciej niż wynika to z tempa dostarczania gazu i pyłu przez ich galaktyki macierzyste. Ta grupa badawcza zaproponowała, że ten wzrost masy czarnych dziur jest powiązany z rozszerzaniem się Wszechświata – właściwości związanej z teoretycznym rodzajem czarnych dziur wypełnionych energią próżni. Ekspansja Wszechświata połączona ze wzrostem masy tych czarnych dziur wytwarza ciśnienie skierowane na zewnątrz, które przyspiesza rozszerzanie się Wszechświata lub innymi słowy – wytwarza ciemną energię. Portal Urania → Czarne dziury jako źródło ciemnej energii Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: • 10.Focusing on the Brightest Gamma-ray Burst of All Time • 10.Co sprawiło, że najjaśniejsza kosmiczna eksplozja wszechczasów była tak wyjątkowa? • 9.How to Model the Strongest Material in the Universe • 9. • 8.A New Way to Constrain Dark Energy • 8. • 7.Monthly Roundup: TRAPPIST-1 Through the Eyes of JWST • 7.Egzoplaneta TRAPPIST-1 c nie posiada gęstej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla • 6.First Look at Extragalactic Cepheid Variable Stars with JWST • 6. • 5.Update on JWST Observations of Galaxy Cluster SMACS 0723 • 5.JWST spogląda na pierwsze w historii galaktyki • 4.A Cosmic Dust Factory Ramps Up Production • 4.Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej • 3.First Compelling Evidence for the Gravitational Wave Background • 3.Wykryto „Wielki Szum”, czyli tło fal grawitacyjnych • 2.Sandy, Briny Water on Mars Has a Better Chance of Remaining Liquid • 2. • 1.Black Holes as the Source of Dark Energy • 1.Czarne dziury jako źródło ciemnej energii Źródło: AAS Nova Na ilustracji: Zdjęcie gęstego centrum Drogi Mlecznej o szerokości 50 l.św. sfotografowanego przez kamerę NIRCam w Teleskopie Webba. Szacuje się, że w tym obszarze Sagittarius C (Sgr C) świeci około 500 tysięcy gwiazd oraz kilka jeszcze niezidentyfikowanych struktur. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Samuel Crowe (UVA) Na ilustracji (10): Obraz promieniowania rentgenowskiego rozpraszanego przez pył w najjaśniejszym w historii rozbłysku gamma GRB 221009A. Oprac. na podstawie rys.3 Maia A. Williams et al 2023 ApJL 946 L24 Na ilustracji (9): Wizja artystyczna gwiazdy neutronowej, która powstaje po kolapsie jądra gwiazdy masywnej i wybuchu tejże gwiazdy jako supernowej. Źródło: ESO/L. Calçada Na ilustracji (8): Ultrafioletowa mozaika naszej galaktycznej sąsiadki Galaktyki Andromedy skonstruowana ze zdjęć obserwatorium satelitarnego Swift. Źródło: NASA/Swift/Stefan Immler (GSFC) and Erin Grand (UMCP) Na ilustracji (7): Wizja artystyczna gwiazdy TRAPPIST-1 i jej siedmiu skalistych planet. Źródło: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC) Na ilustracji (6): Klasyczna cefeida RS Puppis sfotografowana przez Teleskop Hubble’a. Źródło: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-Hubble/Europe Collaboration; H. Bond (STScI and Pennsylvania State University) Na ilustracji (5): Wykonane kamerą NIRCam w Teleskopie Webba zdjęcie w bliskiej podczerwieni gromady galaktyk SMAC J0723.3-7327 (z=0,39), które jest soczewką grawitacyjną dla dalszych obiektów. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI Na ilustracji (4): Wyrzucona materia z gwiazd Wolfa-Rayeta po schłodzeniu wytwarza kosmiczny pył, który jest źródłem przepięknych widoków. Te gwiazdy w końcu wybuchną jako supernowe. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team Na ilustracji (3): Położenie pulsarów (niebieskie gwiazdy) względem Słońca (żółta gwiazda) w „teleskopie” obserwującym zmiany w czasie momentów przychodzenia sygnałów radiowych dla sieci wielu pulsarów w naszej okolicy Drogi Mlecznej – NANOGrav pulsar timing array. Położenia niektórych pulsarów są przybliżone. Źródło: Nanogram Na ilustracji (2): Tekstura „łuski smoka” widziana na tym zdjęciu powierzchni Marsa wykonanym przez Mars Reconnaissance Orbiter. Jest to wynik oddziaływania wody ze skała macierzystą - tworząc skałę zawierającą glinę. Źródło: NASA/JPL-Caltech/Arizona Na ilustracji (1): Pierwszy obraz supermasywnej czarnej dziury w Drodze Mlecznej utworzony z danych Teleskopu Horyzontu Zdarzeń. Źródło: EHT Collaboration URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/najczesciej-czytane-astronomiczne-wiadomosci-w-2023-roku-w-aas-nova

Hej, sprzedaję sławnego Newtona 8 cali, ale w wersji GSO Deluxe. Tak przechodząc do konkretów to Dobsona jak i tubę chciałbym sprzedać razem, a reszta może iść oddzielnie. Zdjęć trochę dużo więc wrzuciłem na dysk google, ale jak ktoś będzie chciał coś konkretnego to proszę pisać na pw. - https://drive.google.com/drive/u/1/folders/1_qu3hfHH72KKMttj0gWcKmrqmZu9DhZb 1. Tuba + Dobson + extension tube 35mm + okular 30mm. Nie mam okularu 9mm, który jest podstawowo w zestawie, ale można dokupić okular 10mm, który będzie opisany niżej. Mogę dołożyć do tego kitowego barlowa 2x, którego dostałem od poprzedniego właściciela. Mam wszystko właśnie oprócz okularu 9mm. Kartony też mam. - 1500zł 2. Artesky UltraFlat 10mm 65st. - 280zł 3. Explore Scientific 14mm 82st. - 650zł 4. Filtr Svbony CLS 1,25" - 80zł 5. Kamera ZWO ASI 178MC, kamera użyta parę razy kupiona ze oficjalnej strony ZWO - 1100zł 6. Kolimator laserowy GSO - 130zł 7. Platforma paralaktyczna z projektu + Akumulator 12V 7Ah - https://lx-net.pl/platf/platforma.html - 650zł 8. Soczewka Barlowa GSO 2x 2" ED z redukcją na 1,25" - 230zł Oczywiście przy większych zakupach trochę opuszczę cenę. Pytania jak i prośby o dokładniejsze zdjęcia proszę wysyłać w wiadomości prywatnej. Pozdrawiam, Kacper

Sonda Juno zbliża się do wulkanicznego księżyca 2023-12-28. Orbiter NASA Juno wkrótce wykona najbliższy przelot nad powierzchnią Io - księżyca Jowisza o niezwykłej aktywności wulkanicznej. Sonda Juno została wystrzelona w 2016 roku. Do tej pory wykonała 56 bliskich przelotów badając atmosferę największej planety Układu Słonecznego oraz jej księżyce. Orbiter dostarcza informacji o chmurach, wiatrach i rozkładzie temperatury na Jowiszu. Przelatując nad powierzchniami naturalnych satelitów planety, kamery wykonują szczegółowe fotografie, a czujniki badają pole magnetyczne oraz mierzą promieniowanie. 30 grudnia 2023 roku sonda NASA Juno wykona najbliższy od ponad 20 lat przelot w pobliżu Io. Wulkaniczny księżyc Jowisza cechuje złożona aktywność wulkaniczna napędzana siłami pływowymi. Kolejne bliskie przeloty zaplanowano w 2024 roku. Orbiter Juno przeleci zaledwie 1,5 tys. km nad powierzchnią Io. Wszystkie czujniki na pokładzie sondy będą zaangażowane w pomiary. Naukowcy NASA spodziewają się zabrania bardzo dużej ilości informacji na temat tego księżyca o największej aktywności wulkanicznej w Układzie Słonecznym. ,, Łącząc dane z tego przelotu z naszymi poprzednimi obserwacjami, zespół naukowy Juno zbada różnice w wulkanach Io. Scott Bolton, Southwest Research Institute w San Antonio w Teksasie Sprawdzamy jak często wulkany na Io wybuchają i jak jasne i gorące są. Badamy jak zmienia się kształt strumienia lawy i jak aktywność Io jest powiązana z przepływem naładowanych cząstek w magnetosferze Jowisza – dodaje Scott Bolton. Drugi bardzo bliski przelot nad Io zaplanowano na 3 lutego 2024 roku. Obecnie sonda monitoruje aktywność wulkaniczną księżyca z odległości od około 11 tys. km do ponad 100 tys. km i dostarczyła już pierwsze zdjęcia północnych i południowych biegunów Io. Orbiter w najbliższym czasie wykonała także bliskie przeloty w pobliżu lodowych księżyców Jowisza - Ganimedesa i Europy. ,, Podczas bliskich przelotów w grudniu i lutym Juno zbada źródło ogromnej aktywności wulkanicznej Io. Scott Bolton, Southwest Research Institute w San Antonio w Teksasie Juno sprawdzi czy pod skorupą Io istnieje ocean magmy oraz zbada znaczenie sił pływowych Jowisza, które bezlitośnie ściskają księżyc - dodaje Stott Bolton. W trzecim roku przedłużonej misji Juno badać będzie również system pierścieni Jowisza, w którym ukryte są najbardziej wewnętrzne księżyce planety. Przygotowania do rekordowego przelotu nad Io Wszystkie trzy kamery na pokładzie Juno będą aktywne podczas przelotu 1,5 tys. km nad powierzchnią Io. Jovian Infrared Auroral Mapper (JIRAM), który wykonuje zdjęcia w podczerwieni, będzie zbierał sygnatury cieplne emitowane przez wulkany i kaldery pokrywające powierzchnię księżyca. Pracująca w ramach misji Stellar Reference Unit (nawigacyjna kamera gwiazdowa, która również dostarczyła cennych informacji naukowych) uzyska jak dotąd obraz powierzchni w najwyższej rozdzielczości. Kamera JunoCam wykona kolorowe zdjęcia w świetle widzialnym. Kamera JunoCam została umieszczona na sondzie na potrzeby popularyzacji nauki i została zaprojektowana do działania podczas maksymalnie ośmiu przelotów w pobliżu Jowisza. Zbliżający się przelot Io będzie 57. orbitą Juno wokół Jowisza, podczas której sonda i kamery muszą przetrwać jedno z najbardziej ekstremalnych środowisk radiacyjnych w Układzie Słonecznym. Ze względu na promieniowanie w otoczeniu Jowisza kamera JunoCam jest już znacznie uszkodzona. Na obrazach widoczne są artefakty w postaci pionowych linii i szumu. Zmniejszyła się również rozpiętość tonalna detektora. Przyciąganie grawitacyjne Io podczas przelotu w pobliżu Jowisza 30 grudnia skróci orbitę orbitera kosmicznego wokół Jowisza z 38 dni do 35 dni. Po przelocie z 3 lutego 2024 roku obieg wokół planety będzie już trwać jedynie 33 dni. źródło: NASA Księżyc Io widziany przez sondę NASA Juno. Fot. NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS, Ted Stryk Io okiem kamery JunoCam sondy Juno. Widoczne liczne artefakty obrazu spowodowane dzianiem promieniowania. Fot. NASA/JPL-Caltech/SwRI/MISS TVP NAUKA https://nauka.tvp.pl/75058435/sonda-juno-zbliza-sie-do-wulkanicznego-ksiezyca

Najpiękniejsze zdjęcia z Teleskopu Webba w 2023 roku 2023-12-27. To jest propozycja portalu JamesWebbDiscovery w chronologii publikacji według miesięcy. Zgadzacie się z tym? Styczeń 2023 r. Mgławica Tarantula w zakresie rentgenowskim i podczerwieni Portal JamesWebbDiscovery → Composite image of Tarantula Nebula from Chandra and Webb data released Portal Urania → Mgławica Tarantula w zakresie rentgenowskim i podczerwieni Na ilustracji (1): Połączone zdjęcia z teleskopów Chandra oraz Webba Mgławicy Tarantula w zakresie rentgenowskim (kolory: niebieski i fioletowy) i w podczerwieni (kolory: czerwony, pomarańczowy, zielony i jasnoniebieski). Widać tutaj protogwiazdy i masywne obłoki gazu i pyłu, w których powstają gwiazdy. Źródło: X-ray: NASA/CXC/Penn State Univ./L. Townsley et al.; IR: NASA/ESA/CSA/STScI/JWST ERO Production Team Luty 2023 r. Gromada kulista M92 sfotografowana przez JWST Portal JamesWebbDiscovery → Stunning New Image of Globular Cluster M92 Released by Webb Telescope Portal Urania → Gromada kulista M92 sfotografowana przez JWST Na ilustracji (2): Szczegóły gromady kulistej M92 uchwycone w Teleskopie Webba przez kamerę NIRCam (bliska podczerwień). Jest to dolna-lewa ćwiartka z prawej połowy pełnego ujęcia M92. Gromady kuliste są strukturą gęsto upakowanych gwiazd, które powstały mniej więcej w tym samym czasie. W M92 około 300 tysięcy gwiazd jest ścieśnione w kuli o średnicy około 100 l.św. Nocne niebo na planecie w centrum M92 w porównaniu do ziemskiego jest „upstrzone” tysiące razy większą liczbą gwiazd. Źródło: NASA, ESA, CSA, Alyssa Pagan (STScI) Marzec 2023 r. Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej Portal JamesWebbDiscovery → James Webb Space Telescope Captures Stunning Image of WR 124 star Portal Urania → Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej Na ilustracji (3): Gwiazda Wolf Rayet 124 (WR 124) jest widoczna w środku połączonego zdjęcia z Teleskopu Webba obejmującego zakres bliskiej (kamera NIRCam) i średniej (MIRI) podczerwieni. Gwiazda centralna prezentuje charakterystyczne promienie dyfrakcyjne („spajki”) na zdjęciu uzyskanym przez kamerę NIRCam, które są efektem instrumentalnym spowodowanym konstrukcją Teleskopu Webba. Na zdjęciu z NIRCam jasność gwiazdy WR124 jest zrównoważona ze słabiej świecącym gazem i pyłem ją otaczającym. Natomiast instrument MIRI ujawnia strukturę samej mgławicy. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team Kwiecień 2023 r. Ciekawe struktury w mgławicy Kasjopeja A z obserwacji Webba Portal JamesWebbDiscovery → Webb Telescope reveals Mesmerizing Image of Cassiopeia A Supernova Remnant Portal Urania → Ciekawe struktury w mgławicy Kasjopeja A z obserwacji Webba Na ilustracji (4): Pozostałości po wybuchu supernowej Kasjopeja A (Cas A) sfotografowane w średniej podczerwieni przez instrument MIRI w Teleskopie Webba. Zaznaczono orientację na niebie - kierunki na niebie N-E (północ-wschód), skalę zdjęcia w odległości 11 tys. l.św. gdzie wybuchła ta supernowa oraz translację barw z niewidzialnej dla człowieka podczerwieni do znanych barw zakresu widzialnego. Źródło: NASA, ESA, CSA, Danny Milisavljevic (Purdue University), Tea Temim (Princeton University), Ilse De Looze (UGent) Maj 2023 r. Teleskop Webba zarejestrował ekstremalnie duży pióropusz wodny wyrzucony z Enceladusa Portal JamesWebbDiscovery → James Webb Telescope Maps Surprisingly Large Plume Jetting From Saturn’s Moon Enceladus Portal Urania → Teleskop Webba zarejestrował ekstremalnie duży pióropusz wodny wyrzucony z Enceladusa Na ilustracji (5): Wyjaśniono w jaki sposób jeden z księżyców Saturna (Enceladus) dostarcza wodę do całego systemu księżyców otaczających tą planetę z pierścieniami. Na zdjęciu ze spektrografu NIRSpec współpracującego z Teleskopem Webba zarejestrowano wyrzut obłoku/pióropusza składający się z pary wodnej (ang. plume - „pióropusz”) z okolic południowego bieguna Enceladusa aż na odległość ponad ~20 jego średnic (~10 tys. km). Natomiast moduł IFU w spektrografie NIRSpec pozwolił również uzyskać wgląd w to, jak woda z Enceladusa rozprzestrzenia się w otoczeniu Saturna. Enceladus krąży wokół Saturna z okresem 33 godzin i za sobą rozpyla wodę w kształt torusa, czyli takiego obwarzanka w kolorze niebieskim na rysunku. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Leah Hustak (STScI) Czerwiec 2023 r. Pierwszy portret Saturna z pierścieniami sfotografowany przez Teleskop Webba Portal JamesWebbDiscovery → Saturn's Rings Shine in Webb's Spectacular Infrared Portrait Portal Urania → Pierwszy portret Saturna z pierścieniami sfotografowany przez Teleskop Webba Na ilustracji (6): Wykonane przez Teleskop Webba i kamerę NIRCam w dniu 25 czerwca 2023 roku pierwsze zdjęcie Saturna z jego ikonicznymi pierścieniami w odcieniach koloru „złotego” i trzema księżycami: Dione, Enceladus i Tetyda. Źródło: NASA, ESA, CSA, Matthew Tiscareno (SETI Institute), Matthew Hedman (University of Idaho), Maryame El Moutamid (Cornell University), Mark Showalter (SETI Institute), Leigh Fletcher (University of Leicester), Heidi Hammel (AURA), Image Processing: Joseph DePasquale (STScI) Lipiec 2023 r. Herbig-Haro 46/47 – ognisty taniec gwiazd i mgławic Portal JamesWebbDiscovery → Webb Telescope Witnesses Herbig-Haro 46/47's Fiery Dance of Stars and Nebulae Portal Urania → Herbig-Haro 46/47 – ognisty taniec gwiazd i mgławic Na ilustracji (7): Teleskop Webba sfotografował w wysokiej rozdzielczości za pomocą kamery NIRCam (bliska podczerwień) ściśle ze sobą związaną, aktywną parę tworzących się gwiazd, znaną jako obiekt Herbig-Haro 46/47 (HH 46/47). Rodzące się gwiazdy znajdują się w centrum zdjęcia w pobliżu miejsca, skąd wychodzą charakterystyczne czerwone promienie dyfrakcyjne („spajki”) będące efektem instrumentalnym spowodowanym konstrukcją Teleskopu Webba. Powstające gwiazdy są głęboko schowane i wyglądają jak pomarańczowo-biała plamka świetlna. Są otoczone przez dysk gazowo-pyłowy, z którego akreują materię. Źródło: Joseph DePasquale (STScI), Anton M. Koekemoer (STScI) Sierpień 2023 r. Teleskop Webba uchwycił niezwykły widok ikonicznej Mgławicy Pierścień Portal JamesWebbDiscovery → James Webb Telescope captures remarkable images of the iconic Ring Nebula Portal Urania → Teleskop Webba uchwycił niezwykły widok ikonicznej Mgławicy Pierścień Na ilustracji (8): Zdjęcia ikonicznej Mgławicy Pierścień wykonane przez Teleskop Webba współpracujący z kamerą NIRCam w bliskiej podczerwieni (po lewej) i średniej podczerwieni przez instrument MIRI (po prawej). Na zdjęciu z kamery NIRCam szczególnie dobrze widać misterną strukturę włókien wewnętrznego pierścienia, zaś instrument MIRI szczególnie dobrze uwydatnił koncentryczne struktury zewnętrznych obszarów tego pierścienia. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow (University College London), N. Cox (ACRI-ST), R. Wesson (Cardiff University) Wrzesień 2023 r. Webb rejestruje wypływ z młodej gwiazdy HH 211 Portal JamesWebbDiscovery → James Webb Telescope reveals A Close-Up of Stellar Birth in HH 211 Portal Urania → Webb rejestruje wypływ z młodej gwiazdy HH 211 Na ilustracji (9): Obraz młodej gwiazdy Herbig-Haro 21 (hh211) przedstawia serię wstrząsów łukowych w kierunku południowo-wschodnim (lewy dolny) i północno-zachodnim (prawy górny), a także wąski dwubiegunowy strumień, który je napędza, w niespotykanych dotąd szczegółach. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, Tom Ray (Dublin) Październik 2023 r. Kosmiczne fajerwerki na mozaice zdjęć M42 z Teleskopu Webba Portal JamesWebbDiscovery → The James Webb Space Telescope's Astonishing Finds in the Orion Nebula Portal Urania → Kosmiczne fajerwerki na mozaice zdjęć M42 z Teleskopu Webba Na ilustracji (10): Kosmiczne fajerwerki wyglądające też jak „palce eksplozyjne” w obszarze narodzin gwiazd BN-KL będącym częścią Obłoku Molekularnego Oriona OMC-1 – na północny zachód od Gromady Trapez. Jest to fragment mozaiki zdjęć centralnej części Mgławicy Oriona (M42) uzyskanej z obserwacji Teleskopem Webba w bliskiej podczerwieni. Widać wiele „palców” w kolorze czerwonym, które są wzbudzonym przez fale uderzeniowe gazem molekularnym rozszerzającym się od dołu zdjęcia do góry w prawo. Każdy z tych „palców” składa się z serii jasnych luków emisyjnych podobnych do fal łukowych rozchodzących się za wierzchołkami, które często świecących na zielono. Źródło (CC BY-SA 3.0 IGO): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Person Listopad 2023 r. JWST odkrywa nowe struktury w sercu Drogi Mlecznej Portal JamesWebbDiscovery → James Webb Telescope Unveils Sagittarius C in the Heart of the Milky Way Portal Urania → JWST odkrywa nowe struktury w sercu Drogi Mlecznej Na ilustracji (11): Pełny obraz części gęstego centrum Drogi Mlecznej o szerokości 50 lat świetlnych. Około 500 tysięcy gwiazd świeci na tym obrazie regionu Sagittarius C (Sgr C), wraz z kilkoma niezidentyfikowanymi jeszcze obiektami. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Samuel Crowe (UVA) Grudzień 2023 r. "Nowe" pierścienie Urana z Webba Portal JamesWebbDiscovery → James Webb Telescope's Close-Up on Uranus' Dynamic Atmosphere Portal Urania → "Nowe" pierścienie Urana z Webba Na ilustracji (12): Ten obraz Urana pochodzący z kamery NIRCam na Kosmicznym Teleskopie Jamesa Webba doskonale ukazuje sezonową północną czapę polarną Urana oraz jego przyćmione wewnętrzne i zewnętrzne pierścienie. Na zdjęciu widać również 9 z 27 księżyców planety, zaczynając od godziny 2 zgodnie z ruchem wskazówek zegara, są to: Rozalinda, Puck, Belinda, Desdemona, Cressida, Bianca, Portia, Juliet i Perdita. (NASA, ESA, CSA, STScI) Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: The Best of James Webb Telescope Images in 2023 Źródło: portal James Webb Discoveries Na ilustracji: Mozaika zdjęć z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba uznanych za najpiękniejsze w 2023 roku przez portal JamesWebbDiscovery. Żródło: NASA/ESA/CSA/STScI/CXC URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/najpiekniejsze-zdjecia-z-teleskopu-webba-w-2023-roku

Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej 2023-12-26. Jedną z pierwszy obserwacji Teleskopu Webba w czerwcu 2022 roku była gwiazda Wolfa-Rayeta 124 (WR 124) znajdująca się w odległości około 15 tysięcy l.św. w gwiazdozbiorze Strzelca. Właśnie to zdjęcie, jako jedno z dwunastu zostało uznane za najpiękniejsze przez portal JamesWebbDiscoveries spośród zdjęć z Webba opublikowanych w 2023 roku. Gwiazdy Wolfa-Rayeta są rzadkim preludium do sławnego, finałowego aktu w świecie gwiazd masywnych – wybuchu supernowej. Jednym z pierwszych zdjęć wykonanych przez Teleskop Webba była gwiazda Wolfa-Rayeta WR 124. Charakterystyczne halo gazowe–pyłowe otacza gwiazdę i świeci w podczerwieni, ujawniając skomplikowaną strukturę i epizodyczne wyrzuty masy. Astronomowie widzą w gwiazdach Wolfa-Rayeta nie tylko miejsce zbliżającej się nieuchronnie gwiezdnej „śmierci”, ale również nowy początek. W turbulentnych mgławicach otaczających te gwiazdy powstaje kosmiczny pył, który zawiera ciężkie pierwiastki będące budulcem dzisiejszego Wszechświata - w tym życia na Ziemi. Masywne gwiazdy „pędzą” przez swoje krótkie życie, ale nie każda z nich przechodzi krótki etap gwiazdy Wolfa-Rayeta zanim wybuchnie jako supernowa. Gwiazdy Wolfa-Rayeta znajdują się na etapie pozbywania się swoich zewnętrznych warstw, czego wynikiem jest ich charakterystyczne halo i pył. Gwiazda WR 124 posiada masę 30 razy większą niż masa Słońca i odrzuciła do tej pory około 10 mas Słońca. W miarę jak wyrzucona materia gazowa oddala się od gwiazdy ochładza się i powstaje pył, który świeci w podczerwieni – w zakresie widma, na który są czułe instrumenty Teleskopu Webba. Z wielu powodów astronomów bardzo interesuje pył kosmiczny, który przetrwał wybuch supernowej i stanowi przyczynek do „bilansu pyłowego” całego Wszechświata. Pył jest integralną częścią funkcjonowania Wszechświata – chroni powstające gwiazdy, zagęszczając się - sprzyja powstawaniu planet oraz jest miejscem powstawania i grupowania się molekuł – w tym „klocków”, z których powstało życie na Ziemi. Pomimo wielu podstawowych funkcji, które odgrywa pył - nadal jest znacznie więcej pyłu we Wszechświecie, niż to wynika obecnie obowiązujących teorii jego powstawania. Wszechświat działa w trybie pyłowej nadwyżki bilansowej! Teleskop Webba stworzył nowe możliwości szczegółowych badań pyłu kosmicznego, który najlepiej widać w podczerwieni. Kamera NIRCam na zdjęciach w bliskiej podczerwieni równoważy jasność samej gwiazdy WR124 i słabiej świecącego gazu. Natomiast instrument MIRI w średniej podczerwieni ujawnia niejednorodną strukturę gazowo-pyłową mgławicy otaczającej WR 124. Przed epoką Teleskopu Webba astronomowie nie mieli wystarczająco szczegółowych danych, aby badać wytwarzanie pyłu w środowiskach takich jak WR 124. Czy ziarna tego pyłu mają wystarczająca wielkość i liczbę, aby przetrwać i stanowić istotny wkład do całkowitego bilansu pyłu? Obecnie odpowiedzi na podobne pytania będzie można poszukać w rzeczywistych danych obserwacyjnych. Gwiazdy takie jak WR 124 służą astronomom jako swego rodzaju laboratorium do badania wczesnej historii Wszechświata. Podobnie jak umierające gwiazdy rozsiewały ciężkie pierwiastki we wczesnym Wszechświecie, które wytworzyły w swoich jądrach – pierwiastki, które są obecnie powszechne, w tym również na Ziemi. Szczegółowe zdjęcia WR 124 są tylko chwilowym obrazem samej gwiazdy Wolfa-Rayeta oraz turbulentnego środowiska otaczającej mgławicy M1-67, ale zapowiadają przyszłe odkrycia, które wyjaśnią długo skrywaną tajemnicę kosmicznego pyłu. Na ilustracji: Jasna, gorąca gwiazda Wolf Rayet 124 (WR 124) jest widoczna w środku połączonego zdjęcia z Teleskopu Webba obejmującego zakres bliskiej (kamera NIRCam) i średniej (MIRI) podczerwieni. Gwiazda centralna prezentuje charakterystyczne promienie dyfrakcyjne („spajki”) na zdjęciu uzyskanym przez kamerę NIRCam, które są efektem instrumentalnym spowodowanym konstrukcją Teleskopu Webba. Na zdjęciu z NIRCam jasność gwiazdy WR124 jest zrównoważona ze słabiej świecącym gazem i pyłem ją otaczającym. Natomiast instrument MIRI ujawnia strukturę samej mgławicy. Na zdjęciu w barwie czerwonej pokazano obserwacje dla filtrów o średnich długościach fali 4,44 / 4,7 / 12,8 / 18 μm, w barwie zielonej – 2,1 / 3,35 / 11,3 μm, w barwie niebieskiej – 0,9 / 1,5 / 7,7 μm. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team Na ilustracji: Gwiazda Wolf Rayet 124 (WR 124) jest widoczna w środku zdjęcia w średniej podczerwieni zrobionego instrumentem MIRI w Teleskopie Webba. Wiemy, że wokół gwiazd Wolfa-Rayeta jest intensywnie wytwarzany pył i szczególnie dobrze widać to na zdjęciach w średniej podczerwieni zrobionych instrumentem MIRI w Teleskopie Webba. Chłodniejszy pył kosmiczny świeci w większych długościach fali (średnia podczerwień), prezentując strukturę mgławicy WR 124, którą oznaczono M1-67. Ta mgławica jest zbudowana z materii utraconej przez starzejącą się gwiazdę WR 124 wyniku przypadkowych wyrzutów materii oraz pyłu wytworzonego w tym turbulentnym środowisku. Ten widowiskowy okres utraty masy poprzedza ostateczny jej wybuch jako supernowej, gdy w jądrze gwiazdy zatrzymują się reakcje termojądrowe i siły grawitacji powodują w ułamku sekundy kolaps jądra gwiazdy, po którym następuje odbicie się fali uderzeniowej i często wybuch supernowej. Dzięki tak szczegółowym zdjęciom jak zdjęcie WR 124 z MIRI, astronomowie będą mogli uzyskiwać odpowiedzi na pytania, które wcześniej mogły być analizowane tylko teoretycznie: • Ile pyłu może wytworzyć gwiazda taka, jak WR 124 przed wybuchem supernowej? • Jak wiele pyłu potrzeba, aby przetrwał wybuch supernowej i służył dalej jako materiał budulcowy do budowy gwiazd i planet? Na zdjęciu w barwie czerwonej pokazano obserwacje dla filtrów o średnich długościach fali 12,8 / 18 μm, w barwie zielonej – 11,3 μm, w barwie niebieskiej – 7,7 μm. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: • James Webb Space Telescope Captures Stunning Image of WR 124 star • NASA’s Webb Telescope Captures Rarely Seen Prelude to Supernova • WR 124 (NIRCam and MIRI Composite Image) • Webb captures rarely seen prelude to a supernova • • Ognista kula Hubble'a • Supernowa z protoplastą typu Wolfa-Rayeta • Najpiękniejsze zdjęcia z Teleskopu Webba w 2023 roku Źródło: NASA, ESA, CSA Na ilustracji: Gwiazda Wolf Rayet 124 (WR 124) jest widoczna w środku połączonego zdjęcia z Teleskopu Webba obejmującego zakres bliskiej (kamera NIRCam) i średniej (MIRI) podczerwieni. Gwiazda centralna prezentuje charakterystyczne promienie dyfrakcyjne („spajki”) na zdjęciu uzyskanym przez kamerę NIRCam, które są efektem instrumentalnym spowodowanym konstrukcją Teleskopu Webba. Na zdjęciu z NIRCam jasność gwiazdy WR124 jest zrównoważona ze słabiej świecącym gazem i pyłem ją otaczającym. Natomiast instrument MIRI ujawnia strukturę samej mgławicy. W polu widzenia widać gwiazdy i galaktyki tła, których światło przebija się przez mgławicę gazowo-pyłową o średnicy około 10 l.św. wyrzuconą przez tą starzejącą się masywną gwiazdę. Ze struktury mgławicy można „wyczytać” historię dotychczasowych epizodów utraty masy przez WR124. Mgławica nie powstała jako efekt ciągłego formowania się otoczek wokół WR124, ale raczej w wyniku przypadkowych i asymetrycznych wyrzutów materii. Jasne zgęstki gazu i pyłu przypominają kijanki płynące w kierunku gwiazdy – z „ogonami” poruszającymi się za nimi, które są zawracane z powrotem przez wiatr gwiazdowy. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/webb-uchwycil-rzadko-obserwowany-widok-preludium-do-supernowej

Pojawiło mi się okienko pogodowe. Myślałem, że zrobię szybko Księżyc i wezmę się za wodór bo miałem mieć ok 8 bezchmurnych godzin. Okazało się że skończyło się na Księżycu i kilku szarpanych miedzy chmurami klatkach Ha. Księżyc z 23.12.23 Wiek: 11,5 dnia Faza: 88,3% Odległość: 376 515km Wysokość podczas akwizycji: 41,1° RGB zbierane kamerą mono - wzięte 60% z 1500 na kanał.

Misje kosmiczne XX wieku: Program Ranger 2023-12-20. Alex Rymarski Program Ranger stanowił początek nowego rozdziału w wyścigu kosmicznym – celem nie była już orbita Ziemi, a naturalny satelita Ziemi – Księżyc. Podobnie jak do tej pory, NASA musiało gonić za ZSRR, który zbadał Księżyc z bliska już w 1959 roku misją Łuna 2. Misje programu Ranger te były pierwszymi z wielu, które miały dostarczyć informacje, m.in. o topologii Księżyca, które były potrzebne, przede wszystkim, do wybrania miejsca lądowania kolejnych misji, m.in. z programu Surveyor. Ponadto celem sond był też test podzespołów, które w przyszłości miały zostać użyte w jednym z najważniejszych programów kosmicznych w historii: programie Apollo. Misji w programie Ranger było 9. Były one podzielone na trzy pokolenia nazywane blokami, które różniły się głównie budową sond. Jak się jednak okazuje, istnieje również nieco inny podział misji: misje nieudane, czyli pierwsze misje, z bloku pierwszego i drugiego, które stanowiły aż 2/3 całości, oraz misje udane, czyli misje z bloku trzeciego (oprócz misji Ranger 6). Pierwsze dwie misje, należące do bloku pierwszego, były zaledwie prototypami, mającymi za zadanie przeprowadzić proste badania, takie jak obserwacje promieniowania kosmicznego, pola magnetycznego Ziemi oraz potencjalnego warkocza ziemskiego (podobnego do warkocza komety) stworzonego z wodoru. Ich głównym celem jednak było sprawdzenie prawidłowości funkcjonowania nowej rakiety Atlas-Agena, na której pokładzie wszystkie z satelitów Ranger, jak również sond Mariner i Gemini, miały udać się w kosmos. Jako prototypy, misje te nie miały na celu dotrzeć na Księżyc, a jedynie na wysoką orbitę okołoziemską. Przebiegały bardzo podobnie: starty przebiegły pomyślnie, boostery rakiety bezpiecznie oddzieliły się, tak samo pierwszy stopień. Jednakże po dotarciu satelitów wraz z ostatnim członem rakiety na niską orbitę okołoziemską z powodu błędu w działaniu rakiety satelity nie mogły dotrzeć na wysoką orbitę okołoziemską. Ich orbity były na tyle niskie, że zaledwie po kilkudziesięciu okrążeniach wokół Ziemi satelity spłonęły w atmosferze. Misje jednak były częściowo udane, ponieważ błędy w rakiecie Atlas-Agena naprawiono i schematów satelitów użyto do stworzenia sond Mariner 1 i 2. Kolejne 3 misje, Ranger 3-5, należały już do bloku drugiego. Ich budowa różniła się znacznie od ich poprzedników, gdyż różnił się również ich cel – tym razem był to już Księżyc. Do osiągnięcia tego celu sporo elementów usunięto, aby zminimalizować masę satelity, do którego trzeba było dodać m.in. kamerę – za jej pomocą miały zostać wykonane pierwsze zdjęcia Księżyca z bliska. Same satelity nie miały jednak wylądować na Księżycu, a z nim się zderzyć (wykonując zdjęcia podczas zbliżenia). Misje te były najbardziej nieudane z całego programu – nie zdobyto dzięki nim właściwie żadnych informacji. Misje Ranger 3 i 5 miały najwięcej problemów: nie dość, że było wiele trudności przy starcie, to sondy doświadczyły awarii i całkowicie ominęły Księżyc. Od tego momentu znalazły się na orbicie heliocentrycznej i możliwe, że dalej się na niej znajdują. Misja Ranger 4 natomiast szła o wiele lepiej – miała bezproblemowy start i dotarła bezpiecznie do okolic Księżyca, lecz okazało się, że próbnik doświadczył awarii i nie mógł wysunąć paneli słonecznych. Sonda wprawdzie uderzyła w Księżyc, lecz nie zrobiła żadnych zdjęć, co było głównym celem misji – byłyby to pierwsze zdjęcia Księżyca, gdyż w tym czasie nie udało się tego dokonać jeszcze Związkowi Radzieckiemu. Kolejna misja w tym programie, czyli Ranger 6, była ostatnią, która poniosła klęskę. Należała ona do ostatniego, trzeciego bloku i była zdecydowanie bardziej zaawansowana technologicznie od swoich poprzedników, gdyż rozpoczęła się dopiero w 1964, 2 lata po misjach bloku drugiego i 3 lata po misjach bloku pierwszego. Misja przebiegała bezbłędnie od początku, czyli startu, do końca, czyli impaktu na Księżycu, jednakże sonda miała jedną, ale za to poważną awarię – jej kamera nie działała. Z tego powodu ludzkość nadal nie mogła zobaczyć Księżyca z bliska. W wyniku monstrualnej klęski programu Kongres Stanów Zjednoczonych rozpoczął dochodzenie w sprawie tzw., „problemów z zarządzaniem” w NASA i JPL. Po reorganizacji tych dwóch instytucji oraz stworzeniu nowej kamery rząd USA pozwolił na trzy kolejne misje w tym programie i była to świetna decyzja, gdyż były one gigantycznym sukcesem. Wszystkie trzy misje dotarły do celu oraz zrobiły zdjęcia różnych obszarów Księżyca – Mare Cognitum, Morza Spokoju i krateru Alphonsus. Mimo wielkiej liczbie porażek program Ranger został obwołany wielkim zwycięstwem w wyścigu kosmicznym, gdyż świadczył o tym, że Stany Zjednoczone wreszcie doganiały Związek Radziecki – sonda Łuna 9 była wprawdzie pierwszą, która wykonała zdjęcia Księżyca z bliska, lecz Ranger 7 zrobił to jedynie kilka miesięcy po niej, mimo że prace nad programem Łuna rozpoczęto o wiele wcześniej. Oprócz tego osiągnięto główny cel programu, czyli zdobycie danych o topologii różnych obszarów Księżyca. Jeden z tych obszarów – Morze Spokoju, na którym rozbił się Ranger 8 – 4 lata później stało się miejscem „ogromnego skoku dla ludzkości”, czyli lądowania Apollo 11. Korekta – Matylda Kołomyjec Źródła: • wikipedia.com: Ranger program 16 grudnia 2023 • wikipedia.com: Atlas-Agena 16 grudnia 2023 • nasa.gov: Ranger 1 16 grudnia 2023 • nasa.gov: Ranger 2 16 grudnia 2023 Satelita Ranger podczas restauracji w hangarze Centrum Nauki imienia Stevena Udvar-Hazy’ego Źródło: Balon Greyjoy, Wikimedia Commons Rakieta Atlas Agena B podczas startu z satelitą MIDAS 3 na pokładzie Źródło NASA via Wikimedia Commons Sonda Ranger 4 otoczona przez naukowców, w hangarze, w trakcie przygotowania do parady w Cleveland, Ohio Źródło NASA via Wikimedia Commons Jedno z pierwszych zdjęć Księżyca z bliska, wykonane przez sondę Ranger 7 w 1964 roku Źródło NASA via Wikimedia Commons https://astronet.pl/loty-kosmiczne/misje-xx-wieku/misje-kosmiczne-xx-wieku-program-ranger/

Odkryli najmniejszego swobodnego brązowego karła 2023-12-18. Wykorzystując Teleskop Jamesa Webba astronomowie odkryli najmniejszego swobodnego brązowego karła. Obiekt ma masę zaledwie od 3 do 4 razy większą niż Jowisz. Jak powstał najmniejszy swobodny brązowy karzeł? Brązowe karły to obiekty pośrednie pomiędzy gwiazdami a planetami. Są zbyt małe i chłodne, aby we wnętrzach mogła zachodzić termojądrowa reakcja przemiany wodoru w hel. Nie wytwarzają energii i świecą jedynie dzięki ciepłu, które akumulują podczas powstawania. Z czasem powoli gasną. Najmniejszy swobodny brązowy karzeł zlokalizowany jest w gromadzie gwiazd IC 348 i znajduje się około tysiąc lat świetlnych od Ziemi. Gromada jest młoda i ma zaledwie około 5 milionów lat. Brązowy karzeł wciąż jest bardzo gorący i emituje duże ilości podczerwieni, dzięki czemu możliwe było jego odkrycie pomimo niewielkich rozmiarów i masy. Astronomowie wykorzystali instrument NIRCam (kamera bliskiej podczerwieni) do identyfikacji kandydatów na brązowe karły w gromadzie IC 348. Następnie kandydaci zostali dokładnie zbadani pod kątem temperatury i składu przy pomocy detektora NIRSpec (spektrometr bliskiej podczerwieni). Odnaleziono 3 brązowe karły o masie od trzech do ośmiu mas Jowisza i temperaturze powierzchni od 830 do 1500 stopni Celsjusza. Jak powstał najmniejszy swobodny brązowy karzeł? Wyjaśnienie, w jaki sposób mógł powstać tak mały brązowy karzeł, jest teoretycznie trudne. Ciężki i gęsty obłok gazu ma wystarczającą masę i grawitację, aby zapaść się i utworzyć gwiazdę. Jednak ze względu na słabszą grawitację, małemu obłokowi powinno być trudniej zapaść się i utworzyć brązowe karły o masach planet-olbrzymów, zbliżonych do masy Jowisza. Brązowe karły mogą powstawać jako samodzielne, swobodne obiekty z chmury gazu i pyłu. Proces ten jest podobny do formowania gwiazdy, jednak obiekt nie osiąga wystarczającej masy do zapoczątkowania i podtrzymania reakcji termojądrowych. Drugi scenariusz to uformowanie brązowego karła podobnie jak planety – na orbicie gwiazdy. W ten sposób powstają mało masywne obiekty. Nowo odkryty brązowy karzeł powstał jako obiekt swobodny, jednak jego masa jest na tyle mała, że pasuje do planetarnego scenariusza formowania. Nie jest do końca jasne w jaki sposób powstał odkryty swobodny brązowy karzeł. Konieczne jest odnalezienie i zbadanie podobnych obiektów oraz ich otoczenia, aby odkryć proces formowania. Oprócz dostarczania wskazówek na temat procesu powstawania gwiazd, małe brązowe karły mogą również pomóc astronomom w lepszym zrozumieniu egzoplanet. Najmniej masywne brązowe karły pokrywają się z największymi planetami pozasłonecznymi. Dlatego można by się spodziewać, że będą miały podobne właściwości. Jednak swobodny brązowy karzeł jest łatwiejszy do zbadania niż duża egzoplaneta, ponieważ nie jest skryty w blasku gwiazdy macierzystej i emituje duże ilości promieniowania podczerwonego. Tajemnicza cząsteczka Dwa z brązowych karłów zidentyfikowanych przez astronomów wykazują sygnaturę widmową niezidentyfikowanego węglowodoru, czyli cząsteczki zawierającej zarówno atomy wodoru, jak i węgla. Tę samą sygnaturę w podczerwieni wykryła misja NASA Cassini w atmosferach Saturna i jego księżyca Tytana. Związek ten zaobserwowano również w obłokach międzygwiazdowych. Brązowy karzeł czy samotna planeta? Ponieważ odkryte brązowe karły mieszczą się w zakresie mas planet-olbrzymów, pojawia się pytanie, czy w rzeczywistości są to brązowe karły, czy też naprawdę planety wyrzucone z układów planetarnych. Scenariusz ten jest jednak mało prawdopodobny. Większość gwiazd w gromadzie IC 348 ma masy zbyt małe, aby mogły wokół nich powstać masywne planety. Gromada jest również młoda, co sprawia, że nie było wystarczająco czasu na uformowanie i wyrzucenie poza układy tak masywnych planet jak odkryte brązowe karły. Najprawdopodobniej więc odkryte białe karły powstały jako samodzielne obiekty z chmur gazów i pyłów. Ze względu na młody wiek gromady, obiekty są jeszcze gorące i możliwe jest ich wykrycie. Istnieje szansa, że również inne gromady gwiazd są bogate w białe karły, jednak zdążyły one ostygnąć i nie emitują dużej ilości podczerwieni przez co są trudne do zaobserwowania. źródło: NASA Gromada gwiazd IC 348. Fot. NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (PSU), Catarina Alves de Oliveira (ESA) Gromada gwiazd IC 348 oraz odkryte brązowe karły. Fot. NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (PSU), Catarina Alves de Oliveira (ESA) TVP NAUKA https://nauka.tvp.pl/74901795/odkryli-najmniejszego-swobodnego-brazowego-karla

Kamera sprzedana, temat do zamknięcia.

Astronauta uchwycił na zdjęciu „przejściowe zdarzenie świetlne” wysoko nad Ziemią 2023-12-09. Sandra Bielecka Andreas Mogensen, astronauta Europejskiej Agencji Kosmicznej, uchwycił na zdjęciu tak zwanego „czerwonego duszka”. Jest to rzadkie zjawisko atmosferyczne. Charakteryzuje się dużymi, choć słabo świecącymi czerwonymi błyskami. Rzadko można je zobaczyć z powierzchni Ziemi, ponieważ powstaje ponad aktywnym systemem burzowym. Astronauta ESA uchwycił na zdjęciu rzadkie zjawisko Co sobotę astronauta Andreas Mogensen wypatrywał burzy na Ziemi z modułu obserwacyjnego Międzynarodowej Stacji Kosmicznej w ramach eksperymentu Thor-Davis, podczas swojej misji Huginn. Udało mu się sfotografować nie tylko burzę, ale również coś, co pojawia się bardzo rzadko. Dokładniej chodzi o zjawisko atmosferyczne zwane Transient Luminous Event (TLE), potocznie nazywane „czerwonym duszkiem”. Transient Luminous Event, czyli „przejściowe zdarzenie świetlne” to wielkoskalowe wyładowanie elektryczne, występujące w jonosferze. Są to duże, choć słabo świecące czerwone błyski, które tworzą się nad aktywnym systemem burzowym. Pierwsze wzmianki o tym zjawisku można znaleźć w literaturze naukowej z 1886 roku, choć czasami opisywane było jako aktywność UFO. Zjawisko powstało na wysokości od 40 do 80 kilometrów nad ziemią. Na podstawie wykonanych przez Mogensena zdjęć naukowcy szacują, że jego rozmiar wynosił w przybliżeniu 14 na 26 kilometrów. Czerwone duszki, są bardzo rzadko widoczne z ziemi, ich obserwacje prowadzi się głównie z kosmosu. Kamera Davisa działa podobnie jak ludzkie oko, bardziej wykrywa zmianę kontrastu, zamiast rejestrować obraz jak zwykła kamera. Jest w stanie wykonać do 100 000 zdjęć na sekundę, jednocześnie pobierając przy tym bardzo mało energii. Te zdjęcia wykonane przez Andreasa są fantastyczne. Kamera Davisa działa dobrze i zapewnia nam wysoką rozdzielczość czasową niezbędną do uchwycenia szybkich procesów zachodzących w wyładowaniach atmosferycznych. Powiedział Olivier Chanrion, główny naukowiec tego eksperymentu i starszy badacz w DTU Space. Eksperyment Thor-Davis W ramach eksperymentu Thor-Davis badane są intensywne burze obserwowane z kosmosu, a także inne zjawiska atmosferyczne na dużych wysokościach. Eksperyment prowadzony jest przez Duński Uniwersytet Techniczny (DTU) wspólnie z ESA. Naukowcy chcą dzięki tym obserwacjom lepiej zrozumieć jaki wpływ mają wyładowania atmosferyczne w górnych warstwach atmosfery na stężenie gazów cieplarnianych. Obraz uchwycony przez Andreas Mogensena /123RF/PICSEL https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-astronauta-uchwycil-na-zdjeciu-przejsciowe-zdarzenie-swietln,nId,7191221

Do astrofotografii to potrzeba mu jeszcze wielu rzeczy. Nie wszystkie są konieczne, ale są pożądane. Oprócz tuby i solidnego montażu potrzebna jest kamera (lub ewentualnie aparat - lustrzanka lub bezlusterkowiec). Skoro to Newton, to do foto przyda się korektor komy Przy ogniskowej 750 mm bardzo cieżko będzie to bez guidingu, więc potrzeba lunety do prowadzenia i kamery do guidingu Do tego komputer (laptop, albo standardowy RaspberryPi, albo, najwygodniej, asiair) Skoro elektronika jest to jeszcze jakieś przenośne zasilanie itp. itd. i budżet strzela pod niebiosy. ----------------- Nie ma systemów na prawdę uniwersalnych, zawsze do jednych rzeczy nadają się lepiej niż do innych. Do wizuala najlepszy stosunek możliwości do ceny mają Dobsony. Bo w miarę tanio można mieć teleskop o dużej średnicy, czyli łapiący dużo światła, a montaż w układzie azymutalnym jest łatwy do ogarnięcia. Ale z Dobsona z fotkami to słabo 🙂 Przy foceniu światło zbierasz długo, więc można pozwolić sobie na mniejszą średnicę tuby, ale za to na zdjęciach doskonale widać niedoskonałości optyczne, na które w wizualu uwagi nie zwrócisz nawet. Stąd sprawdza się tu lepiej inny sprzęt. Stąd focenie można zacząć od aparatu z obiektywem i jakimś niedużym montażem z napędem. Pierwsze fotki robiłem z montażu SW Star Adventurer lustrzanką z obiektywem Tair 3s Potem zamieniłem lustrzankę na kamerę i dodałem guiding, bo bez niego fotki na SWSA z ogniskową 300mm trudno zrobić tok, aby gwiazdy były w miarę punktowe. Oczywiście jak kamera i guiding, to wymusiło to komputer do sterowania guidingiem i zbierania danych z kamery. Ów laptop po pewnym czasie zastąpiło asiair. A potem kolejne zmiany i zmiany itd. Jeśli nie chcesz inwestować od razu w guiding, to można zacząć od krótszych ogniskowych. Taki eq3-2 z napędem spokojnie pociągnie bez guidingu sesję, gdy zawiesisz na nim lustrzankę z obiektywem np. 135mm. Pamiętaj, że są obiekty rozległe, gdzie używa się krótkich ogniskowych. Są też maleństwa, np. mgławicę planetarne, czy galaktyki (poza kilkoma najbliższymi), gdzie przyda się dłuższa ogniskowa. Tyle, że dłuższa ogniskowa jest bardziej wymagająca jeśli chodzi o prowadzenie montażu. Ciężka tuba, to i duży i ciężki montaż. Nawet gdy ograniczamy się do fotografii nie ma sprzętu do wszystkiego 😉

Jeśli chcesz bawić się z aparatem (lustrzanką), to najlepiej Canon. Żadne cudo. Używka 500D czy coś podobnego na początek da radę. Do Canona np. 500D potrzebna jest przejściówka T2->Canon EF. Do mgławic warto zmodyfikować (usunięcie filtra, który pozwala lustrzance robić ładne zdjęcia dzienne, ale wycina dużo czerwieni z zakresu H-alfa). Oczywiście niemodyfikowana (aby nie psuć możliwości zdjęć dziennych) też da radę, choć część obiektów wyjdzie słabiej (mgławice). Kiedy ma sens lustrzanką - największy wtedy, gdy już ją posiadasz i chcesz na początek zaoszczędzić. Oczywiście kamera będzie lepsza. Nawet z mniejszym czipem. Do foto np. ASI 533 MC (lepiej chłodzona, ale jest droższa od nie chłodzonej). Do DSów ludzie stosuja też tańsza ASI585 MC. Czy kamera kolorowa (tak jak ta którą podałem) czy mono i do tego koło filtrowe? Zaczynałbym od kolorowej. Łatwiej na początek i taniej. Niestety cena samej kamerki do DS-ów jest większa niż cały zestaw (tuba i montaż) o którym piszesz. Foto to drogie hobby. Dlatego jeden z kolegów sugerował Seestara, jako najtańsze rozwiązanie, którym zrobi się pamiątkową fotkę (no może nie jak z Hubble'a) ale cóż... to rozwiązanie najtańsze z używalnych.

Teleskop Very Rubin wygeneruje niesamowitą ilość danych 2023-12-05. Gdy w 2025 roku obserwatorium Very C. Rubin zostanie oddane do użytku, stanie się jednym z najpotężniejszych narzędzi kiedykolwiek dostępnych dla astronomów. Ma rejestrować każdej nocy obrazy ogromnych fragmentów nieba za pomocą 8,4-metrowego zwierciadła i 3,2-gigapikselowej kamery. Każdy taki obraz zostanie przeanalizowany w ciągu 60 sekund, co ma na celu ostrzeganie i informowanie świata nauki o zdarzeniach krótkotrwałych, takich jak wybuchy supernowych. Każdego roku rejestrowanych będzie łącznie 5 petabajtów (czyli 5 000 terabajtów), nowych surowych danych, z czasem udostępnianych astronomom do szczegółowej analizy. Obserwatorium Rubin to teleskop położony wysoko w chilijskich Andach. 8,4-metrowy teleskop Simonyi Survey Telescope będzie wykorzystywał kamerę cyfrową o najwyższej dostępnej jak dotąd na świecie rozdzielczości, a także największy na świecie obiektyw typu rybie oko. Kamera jest mniej więcej wielkości samochodu i waży prawie 2800 kg. Teleskop porusza się bardzo szybko i będzie w stanie przeskanować całe widoczne niebo południowe co cztery noce. Nic dziwnego, że astronomowie nie mogą się doczekać danych o tak wysokiej rozdzielczości. W nowym artykule opisano już, w jaki sposób te ogromne ilości danych będą przetwarzane, organizowane i rozpowszechniane. Cały proces będzie wymagał kilku ośrodków zlokalizowanych na trzech kontynentach. Zautomatyzowana detekcja i klasyfikacja obiektów niebieskich będzie oczywiście przeprowadzana przez zaawansowane algorytmy. Ma to docelowo doprowadzić do stworzenia katalogu astronomicznego składającego się z około 20 miliardów galaktyk i 17 miliardów gwiazd oraz powiązanych z nimi właściwości fizycznych. Głównym projektem Obserwatorium będzie też Legacy Survey of Space and Time (LSST) – projekt, w którym planuje się zgromadzenie danych obserwacyjnych na temat ponad 5 milionów obiektów pasa planetoid, 300 000 "trojanów" Jowisza, 100 000 obiektów bliskich Ziemi (NEO) i ponad 40 000 obiektów pasa Kuipera. Teleskop Rubin będzie mapować widoczne nocne niebo co kilka dni, więc wiele z tych obiektów zaobserwowanych zostanie co najmniej setki razy, a dzięki tym powtarzającym się obserwacjom ogromna ilość nowych danych pomoże naukowcom obliczać pozycje i orbity wszystkich badanych obiektów Układu Słonecznego. Wszystkie obrazy i dane będą natychmiast przesyłane z teleskopu do Ośrodka Bazowego i lokalnego centrum danych w La Serena w Chile, a następnie do trzech różnych centrów przetwarzania danych za pośrednictwem dedykowanych szybkich sieci łączących te wszystkie ośrodki: francuskiego centrum danych CC-IN2P3 w Lyonie, brytyjskiego ośrodka IRIS w Wielkiej Brytanii oraz amerykańskiego centrum dostępu do danych w SLAC National Accelerator Laboratory w Kalifornii. Po wykonaniu zdjęć wszystkie obrazy nieba będą też przetwarzane w trzech różnych skalach czasowych: natychmiastowej (tzw. prompt), dziennej i rocznej. We wspomnianym artykule Hernandez i jego współpracownicy opisują, jak surowe obrazy zebrane każdej nocy będą szybko przetwarzane w ciągu 60 sekund, przy czym obiekty, których jasność lub położenie będzie nagle się zmieniało, będą automatycznie generować i wysyłać w świat specjalne alerty w celu wykrywania i badania kosmicznych zjawisk krótkotrwałych. W tym procesie, określanym jako Prompt Processing, nie będzie obowiązywał żaden poufny termin związany z alertami – będą one dostępne publicznie natychmiast, ponieważ celem samym w sobie jest błyskawiczne rozesłanie wszystkich informacji o danym zdarzeniu na świat, tak, aby umożliwić szybką klasyfikację i podejmowanie decyzji. Naukowcy szacują, że Prompt Processing może generować nawet miliony alertów dziennie! Tzw. codzienne produkty, publikowane w ciągu 24 godzin od momentu wykonania obserwacji, będą zawierać obrazy z danej nocy obserwacyjnej. Z kolei w corocznych kampaniach obserwacyjnych cały zestaw danych obrazowych zebranych od początku przeglądu będzie ponownie przetwarzany. Dla każdego opublikowanego zbioru danych dostępne będą także obrazy surowe i kalibracyjne oraz gotowe do wykorzystania naukowego zdjęcia, wcześniej przetworzone przy użyciu zaktualizowanych algorytmów. Dostępne będą również katalogi z właściwościami wszystkich wykrytych obiektów astrofizycznych. Całkowita wielkość opublikowanych produktów danych generowanych przez coroczne przetwarzanie zgromadzonego zbioru nieprzetworzonych obrazów ma być około 2,3 razy większa od wielkości wejściowego zbioru danych w danym roku. Szacuje się, że do końca trwania przeglądu wyniesie ponad sto petabajtów – piszą astronomowie. Stwierdzili również, że w ciągu dziesięciu lat badań ilość danych udostępnionych do analiz naukowych wzrośnie o jeden rząd wielkości. Obserwatorium Rubin będzie wykorzystywać kilka rodzajów produktów i usług do archiwizacji i rozpowszechniania danych w różnych zespołach naukowych. W dokumencie czytamy, że potoki naukowe Rubin LSST składają się z około 80 różnych rodzajów zadań, które zostały wdrożone w oparciu o wspólną bazę kodów algorytmicznych i specjalistyczne oprogramowanie. Dostępna jest też funkcja Data Butler, będąca rozwiązaniem programowym, które pozwala na usunięcie nie zawsze potrzebnych szczegółów dostępu do danych (w tym lokalizacji danych, ich formatu i protokołów dostępu). Każdego roku opracowywane będą dane, które zostaną następnie udostępnione zespołom naukowym celem ich wykorzystania w czterech głównych dziedzinach nauki LSST, czyli badaniu ciemnej materii i energii, inwentaryzacji obiektów Układu Słonecznego, eksploracji nieba optycznego i mapowaniu Drogi Mlecznej. Ta coroczna publikacja pozwoli na ponowne przetworzenie, połączenie i automatyczne pomiary wszystkich zdjęć wykonanych do tej pory w celu uzyskiwania coraz głębszego obrazu całego nieba południowego oraz rosnącego katalogu obiektów astronomicznych, w którym rejestrowane będą poszczególne zmiany ich jasności w czasie. Coroczne przetwarzanie będzie prowadzone w trzech ośrodkach, a ostateczny zestaw danych zostanie zebrany w SLAC i udostępniony astronomom i fizykom za pośrednictwem platformy naukowej Rubin Science Platform. Przewiduje się dziś, że dane z Obserwatorium Rubin zostaną w pełni upublicznione po dwóch latach. Kwestia tego, w jaki sposób można będzie uzyskać dostęp do tych danych publicznych i jak ten będzie on finansowany, jest wciąż otwarta. Czytaj więcej: • Cały artykuł • Oryginalna publikacja naukowa: Fabio Hernandez et al, Overview of the distributed image processing infrastructure to produce the Legacy Survey of Space and Time, arXiv (2023) Źródło: Phys.org Opracowanie: Elżbieta Kuligowska Na zdjęciu: Teleskop Very Rubin w trakcie budowy w Cerro Pachon w Chile. Źródło: LSST Obrazy przesyłane będą z Ośrodka Szczytowego (Summit Site) w Chile, gdzie znajduje się sam teleskop, do Ośrodka Bazowego (Base Site), a następnie do trzech Centrów Danych Obserwatorium Rubin (Rubin Data Facilities), które wspólnie dysponują mocą obliczeniową niezbędną do przetwarzania obrazów wykonanych przez Obserwatorium w czasie trwania przeglądu. Źródło: Vera Rubin Observatory URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/teleskop-very-rubin-wygeneruje-niesamowita-ilosc-danych

Na sąsiedniej giełdzie coś takiego jest: https://astropolis.pl/classifieds/item/2166-sky-watcher-bkp15075-eq3-2-akcesoria/ Ale tak jak koledzy wyżej pisali to trudny zestaw na początek. Zbyt wiele przeciwności do pokonania. Nie napisałeś czym masz zamiar fotografować, aparat? kamera? Ten Seestar może być ciekawą opcją w tym budżecie dla początkującego. Ma swoje ograniczenia, ale wyciągasz i działa. Bez użerania się ze sprzętem. No chyba że chcesz mieć modny mebel w salonie to kup najtańszy refraktor, nie będzie się nadawał do obserwacji czy foto ale ładnie się zaprezentuje w roli gadżetu w pokoju 😉

Przepiękna protogwiazda w Perseuszu 2023-12-02. Teleskop Webba ujawnił szczegóły misternej struktury obiektu Herbiga-Haro o numerze 797 (HH 797) w gwiazdozbiorze Perseusza – w tym podwójną naturę wypływów materii! Obiekty Herbiga-Haro (dalej HH) są jasnymi obszarami otaczającymi rodzące się gwiazdy – nazywane protogwiazdami. HH powstają, gdy wiatry gwiazdowe lub dżety wyrzucone z protogwiazdy utworzą falę uderzeniową, która zderza się z wielką prędkością z otaczającym gazem i pyłem. HH 797, który wyróżnia się w dolnej części tytułowej ilustracji znajduje się blisko otwartej gromady gwiazdowej IC 348 – w pobliżu wschodniej krawędzi kompleksu obłoków molekularnych w gwiazdozbiorze Perseusza. Uważa się, że jasne ciała niebieskie promieniujące w podczerwieni w górnej części ilustracji tytułowej są miejscem powstawania dwóch innych protogwiazd. Omawiane zdjęcie zostało uchwycone przez kamerę NIRCam współpracującą z Teleskopem Webba. Fotografowanie w podczerwieni jest potężnym narzędziem badawczym rodzących się gwiazd i towarzyszących im wypływów materii, ponieważ gwiazdy w najwcześniejszych etapach powstawania są zawsze zanurzone w materii gazowej i pyłowej, z której się formują. Promieniowanie podczerwone generowane przez wypływy materii z protogwiazd przenika przez przesłaniający gaz i pył – co sprawia, że HH nadają się doskonale do obserwacji przez czułe na podczerwień instrumenty Teleskopu Webba. Cząsteczki wzbudzane w ośrodku turbulentnym – w tym molekuły wodoru i tlenku węgla – emitują promieniowanie podczerwone, które Teleskop Webba potrafi zebrać, aby pokazać strukturę tych wypływów. Kamera NIRCam jest szczególnie predystynowana do obserwacji gorących molekuł (o temperaturach tysięcy stopni C), które są wzbudzane przez fale uderzeniowe. Przed epoką Teleskopu Webba – obserwując za pomocą teleskopów naziemnych, astronomowie odkryli, że większość związanego z HH 797 chłodnego gazu molekularnego: • który oddala się od nas (linie widmowe przesunięte ku czerwieni) – znajduje się w kierunku południowym (na ilustracji tytułowej → kierunek w prawo - patrz róża wiatrów obok opisywanego zdjęcia na stronie ESA); • który zbliża się do nas (linie przesunięte ku niebieskiej części widma) – znajduje się w kierunku północnym (na ilustracji tytułowej → kierunek w lewo). Astronomowie odkryli również istnienie gradientu, czyli różnicy w prędkościach w poprzek wypływu materii, który dla danej odległości od centralnej protogwiazdy polega na tym, że prędkość materii gazowej w pobliżu wschodniej krawędzi dżetu jest bardziej przesunięta ku niebieskiej części widma w porównaniu do obszaru zachodniej krawędzi dżetu. Do tej pory astronomowie uważali, że jest to efekt rotacji w tym wypływie materii – dżecie. Dzięki wyższej rozdzielczości zdjęć z Teleskopu Webba astronomowie zauważyli, że to co do tej pory było uważane za pojedynczy wypływ materii z protogwiazdy w rzeczywistości składa się z dwóch, prawie równoległych wypływów ze swoimi indywidualnymi falami uderzeniowymi – co tłumaczy asymetrię w prędkościach ruchu materii gazowej. Źródło tego wypływu materii (dżetu) w HH 797 znajduje się w małym i ciemnym obszarze – nieco na prawo od środka rozciągłej poziomo na zdjęciu struktury HH 797 (materia w otoczeniu tego źródła świeci na zielonkawo, również wskazuje na to źródło jeden z promieni dyfrakcyjnych pochodzących od jasnej gwiazdy przy prawej krawędzi zdjęcia) i jest dobrze znane z wcześniejszych obserwacji - nie jako pojedyncza, ale jako gwiazda podwójna. Każda z tych gwiazd generuje widowiskowe wypływy materii. Na zdjęciu widać również wypływy materii pochodzące od innych protogwiazd, np. u góry po prawej stronie. HH 797 znajduje się na niebie zaledwie około 30” (sekund kątowych) na północ od HH 211, którego zdjęcie mogliśmy podziwiać we wrześniu 2023 roku. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: A prominent protostar in Perseus Informacje o obiektach Herbiga-Haro na portalu Urania Źródło: ESA Na ilustracji: Obraz okolic obiektu Herbig-Haro 797 (HH 797) sfotografowany w bliskiej podczerwieni (8 barw o długościach fali od 1,64 μm do 4,7 μm) przez kamerę NIRCam znajdującą się na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. W dolnej części jego części widać wąską mgławicę o jaskrawych barwach rozciągającą się poziomo przez cały kadr – z większą różnorodnością po jej prawej stronie. W górnej części zdjęcia widać jasny punkt świecący całą feerią barw we wszystkich kierunkach. Przy prawej krawędzi zdjęcia znajduje się jasna gwiazda oraz kilka słabszych gwiazd w polu widzenia z charakterystycznymi promieniami dyfrakcyjnymi („spajkami”) generowanymi przez optykę Webba. Źródło: ESA/Webb, NASA & CSA, T. Ray (Dublin Institute for Advanced Studies) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/przepiekna-protogwiazda-w-perseuszu

Japoński potwór Mothra na „krańcach” Wszechświata 2023-12-01. Kaiju takie jak Mothra, czy Godzilla można spotkać nie tylko w japońskich filmach, ale również na „krańcach” Wszechświata, czyli w odległościach kosmologicznych (tzn. odległości mierzone przesunięciem ku czerwieniu z>1). W szczególności Mothrę udało się dostrzec na fotce dopiero po 22 godzinach naświetlania w Teleskopie Webba - wykorzystując zjawisko soczewkowania grawitacyjnego. 1. Nowa dziedzina astronomii - badanie jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych Odkrycie w 2018 roku przez Teleskop Hubble’a gwiazdy MACS J1149-LS1 (w nazwie gwiazdy LS1 jest skrótem z j.ang. „Lensed Star 1” → „soczewkowana gwiazda 1” → czytaj: soczewkowana gwiazda 1 przez gromadę galaktyk MACS J1149) – zwanej nieformalnie Ikarem, można uważać za początek nowej dziedziny astronomii polegającej na badaniach jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych, czyli dla z > 1. Było to możliwe tylko dzięki ekstremalnemu wzmocnieniu jasności μ > 1000 (> 7,5 magnitudo) przynajmniej przez krótki czas, które zapewnia soczewkowanie grawitacyjne. Astronomów zainteresował Ikar, ponieważ pojaśniał więcej niż jedną wielkość gwiazdową w ciągu 2 lat. Tą zmienność interpretuje się jako zjawisko mikrosoczewkowania przez obiekt o masie gwiazdowej, który znajduje się w gromadzie galaktyk MACS J1149 (z=0,5444) - będącej źródłem soczewkowania grawitacyjnego. Na „chwilę” (… liczoną w latach) przecięły się drogi optyczne gwiazdy znajdującej się w tle (tzn. Ikar → z=1,49) i anonimowej gwiazdy w gromadzie galaktyk, będącej źródłem mikrosoczewki grawitacyjnej – powodując obserwowany wzrost jasności Ikara. Po odkryciu Ikara szybko zaobserwowano tą metodą kolejne gwiazdy w odległościach kosmologicznych. Warto wspomnieć, że odkrycie gwiazdy Ikar doprowadziło do predykcji, że Teleskop Webba powinien odkryć gwiazdy populacji III dla kosmologicznych przesunięć ku czerwieni z > 7 (mniej niż około 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu) wykorzystując metodę soczewkowania grawitacyjnego. Obecnie poszukiwania soczewkowanych gwiazd obejmują duży zakres przesunięć ku czerwieni „z” i uwzględniają obiekty, których jasność nie zmienia się. Jednym z przykładów jest Godzilla, która została dostrzeżona dzięki niezwykłemu wzmocnieniu jasności. Przy z = 2,37 Godzilla miała „potwornie” wielką, obserwowana jasność, bo aż +22 magnitudo w zakresie widzialnym – a więc była w zasięgu skromnych teleskopów na powierzchni Ziemi. „Potworna” natura Godzilli jest połączeniem następujących trzech czynników: • jest ekstremalnie jasna (najjaśniejsza znana na obecnie gwiazda ?) i najprawdopodobniej jest w trakcie dużego wybuchu - podobnego do Wielkiego Wybuchu eta Carinae w XIX wieku; • jest bardzo blisko kaustyki (w zjawisku soczewkowania grawitacyjnego im bliżej kaustyki lub krzywej krytycznej znajduje się źródło światła, tym większe obserwujemy wzmocnienie jego jasności), • jest wzmacniana jasność powyżej kilku tysięcy razy przez względnie dużą, ale niewidoczną substrukturę o masie rzędu 100 milionów mas Słońca (np. mała galaktyka karłowata ?). Inny przykładem tego typu gwiazdy jest Earendel, która obecnie dzierży tytuł najbardziej odległej gwiazdy jaką kiedykolwiek udało się zaobserwować (z = 6,2). Najprawdopodobniej jest układem podwójnym. Podobnie jak Godzilla, Earendel została odkryta nie dzięki zmianom jasności, ale przez brak widoczności przeciwobrazu w pobliżu krzywej krytycznej dla soczewki grawitacyjnej tworzonej przez gromadę galaktyk. Według astronomów brak przeciwobrazu wynika z tego, że separacja takiej pary obrazów-przeciwobraz jest mniejsza niż rozdzielczość Teleskopu Hubble’a lub Teleskopu Webba. Oszacowano wzmocnienie jasności dla Earendel na kilka tysięcy razy – co sprawia, że jest to obecnie obiekt o jednej z najbardziej (jeżeli nie najbardziej) wzmocnionych jasności. Ostatnio odkryto przykłady innych jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych dzięki niezwykłej czułości i rozdzielczości Teleskopu Webba - szczególnie w zakresie promieniowania o długości fali λ > 1 μm, gdzie czerwone nadolbrzymy z przesunięciami ku czerwieni z > 1 są najjaśniejsze. Qyullur jest pierwszym odkrytym czerwonym nadolbrzymem w odległości kosmologicznej (z=2,19). Więcej informacji na temat jasnych gwiazd obserwowanych w odległościach kosmologicznych można znaleźć również w materiale pt. „Barwy najdalszej znanej nam gwiazdy Earendel wskazują na jej podwójną naturę” - część V. 2. Co oznaczają kolory? Aby uzyskać poniższe zdjęcie najkrótsze długości fali świetlnej zostały przekodowane na barwę niebieską, najdłuższe – na barwę czerwoną, a pośrednie – na barwę zieloną. Ten szeroki zakres długości fali λ od 0,4 do 5 μm szczególnie żywo prezentuje całe bogactwo galaktyk w polu widzenia. Na omawianym zdjęciu kolory zostały odwzorowane w następujący sposób: • zdjęcia z Teleskopu Hubble’a o średnich długości fali λ=0,435 i 0,606μm → barwa niebieska (w rzeczywistości to ludzkie oko widzi tylko pierwszy kolor jak niebieski, zaś drugi jako pomarańczowy – pozostałe barwy o λ > ~0,8μm są niedostrzegalne), • zdjęcia o λ=0,814 / 1,05μm (Teleskop Hubble’a) i λ=0,9μm (Webb) → barwa niebieskozielona, • zdjęcia o λ=1,25 / 1,40 / 1,60μm (Teleskop Hubble’a) oraz λ=1,15 i 1,5μm (Webb) → barwa zielona, • zdjęcia o λ=2,00 / 2,70μm (Teleskop Webba) → barwa żółta, • zdjęcia o λ= 3,56μm (Teleskop Webba) → barwa pomarańczowa, • zdjęcia o λ= 4,1 / 4,44μm (Teleskop Webba) → barwa czerwona. Barwy dają wskazówkę odnośnie odległości do galaktyk - w Teleskopie Hubble’a najlepiej widać najbardziej niebieskie galaktyki, które są względnie niedalekie i często zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze. Natomiast Teleskop Webba rejestruje bardziej czerwone galaktyki, które najczęściej też są bardziej odległe. Niektóre galaktyki wydają się być bardzo czerwone, ponieważ zawierają znaczne ilości pyłu, który zazwyczaj pochłania najbardziej niebieskie barwy gwiazd. Ten obraz prezentuje całe bogactwo szczegółów, które są możliwe do dostrzeżenia tylko wtedy, gdy połączy się siłę obu teleskopów kosmicznych. 4. MACS0416 - Gromada Galaktyk Choinka Oprócz uzyskania przepięknego widoku tej gromady galaktyk, obserwacje z użyciem Teleskopu Webba miały również konkretny cel naukowy – odkrywanie zjawisk przejściowych, czyli ciał niebieskich zmieniających jasność z czasem. W tym celu wykorzystano obserwacje gromady galaktyk MACS0416 w czterech epokach (7 X 2022, 29 XII 2022, 11 I 2023, 10 II 2023r .). Astronomowie odkryli razem 14 zjawisk przejściowych w tym polu widzenia. W tej liczbie 12 znajduje się w trzech, silnie soczewkowanych grawitacyjnie galaktykach, to są najprawdopodobniej pojedyncze gwiazdy lub wielokrotne układy gwiezdne o ekstremalnie wzmocnionej jasności. Dwa zjawiska przejściowe znajdujące się w galaktykach tła o umiarkowanym wzmocnieniu jasności, to są zapewne supernowe. Astronom Haojing Yan (University of Missouri, USA) - główny autor publikacji poświęconej obserwacjom tych zjawisk przejściowych, nazwał MACS0416 Gromadą Galaktyk Choinka ze względu na jej wygląd pełny kolorów oraz wszechobecne zjawiska przejściowe. Zaobserwowanie tak wielu zjawisk przejściowych w okresie zaledwie 4 miesięcy sugeruje, że przy regularnym monitorowaniu Gromady Galaktyk Choinka z pomocą Teleskopu Webba będzie można odkryć wiele podobnych zjawisk o zmiennej jasności. 5. Mothra - gwiazda Kaiju Pośród rozpoznanych zjawisk przejściowych przez zespół astronomów szczególnie wyróżnia się jeden obiekt znajdujący się w galaktyce, która istniała około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuch (z=2,091). Jej jasność jest wzmocniona przynajmniej 4000 razy (tzn. więcej niż 9 magnitudo). Astronomowie nazwali to ciało niebieskie „Mothra”, jako ukłon w stronę jej „potwornej” natury, którą definiują zarówno ekstremalna jasność, jak i ekstremalne wzmocnienie jasności przez soczewkowanie grawitacyjne. Łączy się ona z inną gwiazdą o pseudonimie Godzilla, która została odkryta wcześniej. Zarówno Mothra jak i Godzilla są gigantycznymi potworami znanymi jak kaiju w japońskiej kinomatografii. Ten pierwszy jest gigantycznym owadem – ćmą, a ten drugi - rodzajem prehistorycznego potwora ery mezozoicznej, zmutowanego przez testy z bombą atomową. Na poniższej ilustracji w panelu po lewej w silnie soczewkowanej galaktyce tła (z=2,091) przez gromadę galaktyk MACS0416 (z=0,396) widać trzy podwójne obrazy obiektów a-a’, b-b’ i c-c’, które są najprawdopodobniej gromadami gwiazdowymi, zaś LS1 występuje samotnie - bez swojego przeciwobrazu. LS1, czyli Mothra znajduje się w odległości zaledwie parseka od kaustyki (przerywana, biała linia – kaustyka jest to krzywa w płaszczyźnie obrazu dla modelu soczewki grawitacyjnej, im bliżej której znajduje się źródło światła, tym większe obserwujemy jego wzmocnienie jasności / powiększenie). Ciekawe, że Mothra jest widoczna na zdjęciach z Teleskopu Hubble’a około 9 lat wcześniej. Jest to niezwykłe, ponieważ bardzo unikalne położenie jest wymagane pomiędzy gromadą galaktyk na pierwszym planie i gwiazdą w tle, aby uzyskać tak wielkie wzmocnienie jasności gwiazdy. Wzajemne ruchy gwiazdy i gromady galaktyk powinny ostatecznie zlikwidować to dopasowanie. Obraz LS1 jest widoczny tylko po jednej stronie krzywej krytycznej (j.t. krzywa w płaszczyźnie soczewki grawitacyjnej) już od około 9 lat – co wskazuje na obecność drobnej, dodatkowej zaburzającej soczewki grawitacyjnej. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne (soczewkowanie przez obiekt o masie gwiazdy lub brązowego karła) nie może wyjaśnić wcześniejszych obserwacji Mothra przez Teleskop Hubble’a. Bardziej satysfakcjonującym rozwiązaniem wydaje się milisoczewkowanie grawitacyjne, czyli soczewkowanie przez obiekt o masie ~10000 – 1 milion Mʘ. Prawdziwa natura tej „milisoczewki” nie jest znana, np. może to być gromada kulista. Liczne słabe obiekty zakreślone w purpurowych okręgach to są najprawdopodobniej gromady kuliste lub zwarte pozostałości galaktyczne w gromadzie galaktyk. Rozkład energii w widmie Mothra pokazany na poniższym rysunku jest zbyt „rozciągnięty” w długości fali λ , by pochodził tylko od jednej gwiazdy. Do pomiarów jasności (czarne kółka z prostokątami błędów) w 11 barwach (λ od 0,435μm do 4,44μm) najlepiej pasują rozkłady energii w widmie masywnych nadolbrzymów o temperaturach efektywnych ~14000K i 5250K. Podwójna natura Mothry nie jest niczym niezwykłym, ponieważ większość gwiazd masywnych w Drodze Mlecznej jest podwójna. Ocenia się również, że procent gwiazd masywnych rośnie przy niższych metalicznościach. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: Publikacja naukowa: JWST’s PEARLS: Mothra, a new kaiju star at z = 2.091 extremely magnified by MACS0416, and implications for dark matter models (arXiv): JWST's PEARLS: Transients in the MACS J0416.1-2403 Field NASA’s Webb, Hubble Combine to Create Most Colorful View of Universe Webb and Hubble Unveil Stunning Multicolored Portrait of MACS0416 Galaxy Cluster Portal Urania: Badając Gromadę Galaktyk Choinka odkryto 14 nowych zjawisk przejściowych Barwy najdalszej znanej nam gwiazdy Earendel wskazują na jej podwójną naturę Źródło: NASA, ESA, RCA Na ilustracji: Obraz gromady galaktyk MACS0416 z powiększonym fragmentem galaktyki tła, która istniała około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu. W tej galaktyce astronomowie zaobserwowali zjawisko przejściowe lub obiekt, któremu nadali pseudonim „Mothra”. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Diego (Instituto de Física de Cantabria, Spain), J. D’Silva (U. Western Australia), A. Koekemoer (STScI), J. Summers & R. Windhorst (ASU), and H. Yan (U. Missouri) Na ilustracji: Widok gromady galaktyk MACS0416 (z=0,396) w zakresie długości fali (kolorów) λ ~0,4–5μm (przekątna obrazu ~22’) uchwycony w zakresie widzialnym przez Teleskop Hubble’a (kamery: AVS i WFC3) oraz w bliskiej podczerwieni przez Teleskop Webba (kamera NIRCam). W Teleskopie Hubble’a najlepiej widać najbardziej niebieskie galaktyki, które są względnie niedalekie i często zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze. Natomiast Teleskop Webba rejestruje czerwieńsze galaktyki, które na ogół są bardziej odległe lub zawierają znaczną ilość pyłu. Ten obraz prezentuje całe bogactwo szczegółów, które są możliwe do dostrzeżenia tylko wtedy, gdy połączy się siłę obu teleskopów kosmicznych. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Diego (Instituto de Física de Cantabria, Spain), J. D’Silva (U. Western Australia), A. Koekemoer (STScI), J. Summers & R. Windhorst (ASU), and H. Yan (U. Missouri) 3. Porównanie zdjęć gromady galaktyk MACS0416 z teleskopów Hubble’a i Webba Na ilustracji: Obrazy gromady galaktyk MACS0416 zrobione przez Teleskop Hubble’a w zakresie widzialnym (po lewej) i Teleskop Webba w bliskiej podczerwieni (po prawej) ujawniają inne szczegóły. Na obu zdjęciach widać setki galaktyk. Jednak na zdjęciu z Teleskopu Webba widać galaktyki, które są niewidoczne lub ledwo widoczne na zdjęciu w Hubble’a. Tak jest, ponieważ czułe na podczerwień kamery Teleskopu Webba potrafią zarejestrować światło odległych lub galaktyk z dużą zawartością pyłu, których nie widzi Teleskop Hubble’a. Światło odległych galaktyk jest przesunięte ku czerwieni z powodu rozszerzania się Wszechświat. Teleskop Webba naświetlał zdjęcie przez 22 godziny, natomiast Hubble przez 122 godziny. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI 4. MACS0416 - Gromada Galaktyk Choinka Na ilustracji: Po lewej - widać powiększony fragment kolorowego zdjęcia otoczenia obiektu Mothra (tutaj oznaczonego jako LS1). Jest to połączenie zdjęć z teleskopów Hubble’a i Webba w 11 barwach w zakresie λ=0,435μm – 4,44μm. Liczne słabe obiekty zakreślone w purpurowych okręgach to są najprawdopodobniej gromady kuliste lub zwarte pozostałości galaktyczne w MACS0416. LS1, czyli Mothra znajduje się zaledwie w odległości parseka od kaustyki (przerywana, biała linia). Po prawej – wykres jasność vs wskaźnik barwy (jasność ciała niebieskiego w barwie λ~0,9μm vs różnica jasności pomiędzy barwami λ~2,0μm i λ~0,9μm). Czerwone kropki dotyczą gromad kulistych lub zwartych pozostałości galaktycznych na zdjęciu po lewej i na tle MACS0416, a niebieska kropka odpowiada obiektowi LS1, czyli Mothra. LS1 jest jaśniejsza od prawie wszystkich gromad kulistych na wykresie i jest bardziej niebieska niż pobliskie gromady kuliste w polu widzenia. Źródło: (CC BY 4.0): A&A 679, A31 (2023) Na ilustracji: Do obserwacyjnego rozkładu energii w widmie Mothra (czarne kółka z prostokątami błędów) najlepiej pasuje model gwiazdowego układu podwójnego – dwa nadolbrzymy o temperaturach efektywnych ~14000K i 5250K. Źródło (CC BY 4.0): A&A 679, A31 (2023) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/japonski-potwor-mothra-na-krancach-wszechswiata

57 lat temu astronauci po raz pierwszy zobaczyli zaćmienie Słońca z kosmosu 2023-11-29. 12 listopada 1966 roku astronauci Gemini 12 Jim Lovell i Buzz Aldrin stali się pierwszymi ludźmi, którzy byli świadkami całkowitego zaćmienia Słońca poza Ziemią. Zjawisko całkowitego zaćmienia Słońca, podczas którego Księżyc przechodzi bezpośrednio przed Słońcem i na krótko przesłania jego życiodajne ciepło, jest przeżyciem dość niezwykłym. W momencie całkowitego zaćmienia, gdy ostatnie ślady światła słonecznego podrygują jeszcze na chropowatej krawędzi Księżyca, widać coś, co przypomina diamentowy pierścień. Świeci jedynie niewidoczna na co dzień korona słoneczna, a na wąskim skrawku Ziemi poniżej pas całkowitego zaćmienia narzuca ciemność tak głęboką, że nawet obeznani z nauką Ziemianie XXI wieku są pod jej wrażeniem. Jednak blisko sześć dekad temu, gdy ludzie patrzyli w niebo, a andyjskie poranne niebo przygasało na krótko za dnia, dwóch mężczyzn obserwowało te wszystkie wydarzenia z góry. Astronauci Gemini 12, Jim Lovell i Buzz Aldrin, stali się pierwszymi ludźmi w historii, którzy byli świadkami całkowitego zaćmienia obserwowanego spoza Ziemi. Co ciekawe, niewiele brakło, a wcale by tego nie doświadczyli. Gdyby nie okrutne zrządzenie losu, Aldrin być może nigdy nie zasiadłby na pokładzie Gemini 12. Przydziały astronautów odbywały się według przewidywalnej formuły: załoga rezerwowa na daną misję zwykle zmieniała się w załogę główną trzy loty później. Ale kiedy Aldrin i Lovell zostali wyznaczeni jako załoga zapasowa Gemini 10, wiedzieli, że ich przydział to ślepa uliczka, ponieważ Projekt Gemini kończył się na Gemini 12, zatem żadnego lotu Gemini 13 nie było po prostu w planach. Wszystko jednak zmieniło się w lutym 1966 roku, gdy członkowie głównej załogi Gemini 9, Elliot See i Charlie Bassett, zginęli w wypadku lotniczym. Zostali oni zastąpieni przez swoich następców, a załogi kolejne (główne i rezerwowe) awansowały. Lovell i Aldrin zostali nowymi rezerwowymi Gemini 9, co dało im szansę na lot Gemini 12, ostatni z serii. W swoich wspomnieniach Aldrin wspominał o smutku z powodu zdobycia miejsca w statku kosmicznym kosztem utraty Bassetta, jego sąsiada i bliskiego przyjaciela z Nassau Bay w Teksasie. W ten sposób otrzymałem przydział na misję - pisze . –To był piekielnie zły sposób na jego zdobycie. Gdy 9 listopada Gemini 12 miał wystartować z lądowiska 19 na Przylądku Kennedy'ego, drugorzędnym celem misji (o ile pozwoliłby na to czas) było sfotografowanie zaćmienia, gdy Lovell i Aldrin przelatywali nad Wyspami Galapagos na swojej 39. orbicie. Zaćmienie miało nastąpić po 63 godzinach i 48 minutach czterodniowego lotu. Aldrin miał już zaplanowaną aktywność w formie spaceru kosmicznego poza Gemini 12 i miał udokumentować zaćmienie 16-milimetrową kamerą filmową i 70-milimetrowym aparatem fotograficznym. Potem los znów się odmienił. Wadliwe zasilanie w rakiecie Titan II opóźniło start do 11 listopada, co spowodowało dwudniowy poślizg, który sprawił, że moment całkowitego zaćmienia przesunął się dokładnie w środek bloku czasu załogi, w którym Lovell i Aldrin mieli pracowicie podnosić swoją orbitę z 298 do 740 km, używając głównego silnika zadokowanego docelowego, innego statku kosmicznego Agena. Niestety, obserwacja zaćmienia została w tym scenariuszu usunięta z planu lotu. Ale nie na długo. O 15:46 EST statek Gemini 12 wystartował, a Lovell i Aldrin zadokowali do Ageny cztery godziny później. Zamierzone podniesienie orbity zostało jednak odwołane, gdy kontrolerzy misji zaobserwowali anomalie ciśnienia w komorze ciągu Ageny i spadek prędkości turbopomp. Dyrektor misji Bill Schneider i dyrektor lotu Glynn Lunney uznali, że należy zachować daleko idącą ostrożność i zdecydowali się nie ryzykować odpalenia głównego silnika Ageny. Wraz z tą zmianą w planie lotu opcja obserwacji zaćmienia została ponownie wzięta pod uwagę, czym załoga była zachwycona. –Zaćmienie w końcu do nas dotarło - radośnie oznajmił Lovell.–Tak, na to wygląda - odpowiedział astronauta Pete Conrad z Kontroli Misji. Siedem godzin po starcie Lovell odpalił silnik pomocniczy Ageny, aby nieco spowolnić prędkość i osiągnąć jak najlepsze parametry orbitalne do sfotografowania zaćmienia. Sterowane komputerowo odpalenie nie było jednak wystarczająco dokładne i dopiero drugie odpalenie po 15 godzinach od startu przesunęło apogeum Gemini 12 nieco wyżej, aby zapewnić astronautom większą szansę na uchwycenie zaćmienia na filmie. Szesnaście godzin, minutę i 44 sekundy po opuszczeniu Przylądka Kennedy'ego – dokładnie na czas, jak stwierdziła wtedy załoga – zaćmienie pojawiło się w polu widzenia, dając możliwość zrobienia zdjęcia, jakiego jeszcze nigdy nie było. Lovell zamontował dodatkowy filtr w swoim oknie, aby zapewnić ochronę przed blaskiem Słońca, gdy ustawiał Gemini 12 przed kamerami Aldrina. Choć Aldrin wykonał kilka zdjęć i nagrał materiał filmowy, krótki czas trwania zjawiska w połączeniu z niskim kątem padania promieni słonecznych spowodował, że nie można było sfotografować cienia całkowitego, który padał na południową Amerykę. Obliczenia wykonane po locie wykazały jednak, że Gemini 12 przeleciał w odległości 5,5 km od środka umbry. Reszta lotu Gemini 12 przebiegła sprawnie. Aldrin ustanowił rekord największej liczby spacerów kosmicznych, które trwały ponad 5,5 godziny. Misja zakończyła się kontrolowanym przez komputer, wyjątkowo bezproblemowym wejściem statku w atmosferę Ziemi, co stanowiło bardzo udane zakończenie całego programu Gemini. Czytaj więcej: • Cały artykuł Źródło: Astronomy.com Opracowanie: Elżbieta Kuligowska Na zdjęciu: Całkowite zaćmienie Słońca z listopada 1966 roku sfotografowane przez astronautów Gemini 12 z przestrzeni kosmicznej. Źródło:NASA URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/57-lat-temu-astronauci-po-raz-pierwszy-zobaczyli-zacmienie-slonca-z-kosmosu

Webb ujawnił nowe struktury w słynnej supernowej SN1987A 2023-11-26. Teleskop Webba sfotografował supernową SN 1987A, która wybuchła w odległości około 168 tysięcy l.św. w Wielkim Obłoku Magellana. Na tym zdjęciu w bliskiej podczerwieni po raz pierwszy zauważono struktury w kształcie sierpa lub półksiężyca, które być może pozwolą poznać ewolucję w czasie tych pozostałości po wybuchu supernowej. W tym roku astronomowie rozpoczęli badania jednej z najsłynniejszych supernowych SN 1987A, wykorzystując potężne możliwości Teleskopu Webba. Od odkrycia w lutym 1987 roku, przez prawie 40 lat SN 1987A była celem intensywnych obserwacji w całym zakresie widma – od najbardziej energetycznego promieniowania gamma aż do fal radiowych. Najnowsze obserwacje z użyciem kamery NIRCam zapewniają istotne dane do zrozumienia jak ewoluuje supernowa i zmieniają się jej pozostałości. W centralnej części zdjęcia materia wyrzucona z supernowej utworzyła coś na kształt dziurki od klucza (patrz ilustracja poniżej → keyhole). Ten obszar jest wypełniony zgęstkami gazu i pyłu, które zostały wyrzucone podczas wybuchu supernowej. Pył jest tak gęsty – nawet w podczerwieni, że kamera NIRCam w Teleskopie Webba nie może sfotografować wnętrza tej ciemnej „dziurki”. Tą dziurkę od klucza otacza jasny pierścień równikowy (patrz ilustracja poniżej → equatorial ring), który łączy się z dwoma słabymi pierścieniami zewnętrznymi (patrz ilustracja poniżej→ outer ring), tworząc kształt klepsydry. Pierścień równikowy powstał z materii wyrzuconej dziesiątki tysięcy lat przed wybuchem supernowej i zawiera jasne, gorące plamy, które stopniowo „zapalały się”, gdy fala uderzeniowa supernowej przechodziła przez ten pierścień (szczegóły → film ze zdjęciami z Teleskopu Hubble’a z lat 1994-2003). Obecnie plamy świetlne można znaleźć nawet poza tym pierścieniem w postaci emisji rozproszonego światła, które go otaczają. Są to miejsca, w których fala uderzeniowa supernowej zderzyła się z materią na zewnątrz pierścienia. Ww. struktury były obserwowane przez teleskopy Hubble’a, Spitzera i Chandra, ale dopiero bezkonkurencyjna czułość i rozdzielczość Teleskopu Webba sprawiły, że odkryto nową cechę charakterystyczną – drobne struktury w kształcie sierpa lub półksiężyca (patrz ilustracja poniżej → crescent). Uważa się, że te „sierpy” są częścią zewnętrznych warstw gazu, które zostały wyrzucone podczas wybuchu supernowej. Ich jasność może być wskaźnikiem pojaśnienia brzegowego, czyli zjawiska optycznego, które jest rezultatem obserwacji w trzech wymiarach przestrzennych rozszerzającej się materii. Innymi słowy – z powodu kierunku naszych obserwacji wydaje się, że oba „sierpy” zawierają więcej materii niż może być jej tam faktycznie. Warto podkreślić wysoką rozdzielczość zdjęć. Przed Teleskopem Webba, tą supernową obserwował w podczerwieni Kosmiczny Teleskop Spitzera, w latach swojej działalności (2003-2020 r.). Jednak do tej pory nie były możliwe obserwacje SN 1987A z rozdzielczością, jak Webb. Pomimo dziesiątek lat badań od wybuchu w 1987 roku, supernowa skrywa wiele tajemnic – chociażby tajemnicę gwiazdy neutronowej, która powinna powstać sekundy po kolapsie jądra gwiazdy – progenitora (okazał się nim niebieski nadolbrzym Sanduleak -69° 202). Podobnie jak Teleskop Spitzera, Webb będzie kontynuował obserwacje SN 1987A jeszcze przez wiele lat. Znajdujące się na jego pokładzie instrumenty, takie jak np. spektrograf NIRSpec i MIRI, pozwolą uchwycić z dużą dokładnością zmiany w czasie właśnie odkrytych struktur podobnych do „sierpa”. Poza tym dalej będzie kontynuowana współpraca pomiędzy zespołami pracującymi z Teleskopem Webba oraz teleskopami Hubble’a, Chandra i innymi instrumentami, aby zbadać przeszłość i przyszłość tej legendarnej supernowej. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: Webb Reveals New Structures Within Iconic Supernova Materiały o supernowej SN 1987A na portalu Urania Źródło: NASA, ESA, CSA Na ilustracji: Porównanie zdjęć supernowej SN 1987A z Teleskopu Hubble’a w zakresie widzialnym (po lewej) i z Teleskopu Webba w bliskiej podczerwieni (po prawej). Na zdjęciu z Teleskopu Webba odkryto nowe struktury. Źródło: NASA, ESA, Robert P. Kirshner (CfA, Moore Foundation), Max Mutchler (STScI), Roberto Avila (STScI) / NASA, ESA, CSA, Mikako Matsuura (Cardiff University), Richard Arendt (NASA-GSFC, UMBC), Claes Fransson (Stockholm University), Josefin Larsson (KTH), Alyssa Pagan (STScI) Na ilustracji: Obraz supernowej SN 1987A sfotografowany za pomocą Teleskopu Webba i kamery NIRCam w bliskiej podczerwieni, na którym oznaczono główne struktury, kierunki na niebie N-E i skala odpowiadająca 1,5 l.św. w odległości SN 1987A. Tutaj kolor niebieski odpowiada fotonom o długości fali 1,5 μm (filtr:F150W), kolor niebieskozielony – 1,64 i 2,0 μm (F164N, F200W), żółty - 3.23 μm (F323N), pomarańczowy – 4,05 μm (F405N) i czerwony – 4,44 μm (F444W). W centrum zdjęcia widać, że materia wyrzucona z supernowej utworzyła coś na kształt dziurki od klucza (patrz → keyhole), po obu stronach której znajdują się słabe struktury w kształcie sierpa (patrz → crescent). Te ostatnie zostały zaobserwowane po raz pierwszy przez Teleskop Webba. Dalej widać pierścień równikowy (patrz → equatorial ring) - pełen jasnych i gorących plam, który powstał jeszcze wcześniej, bo dziesiątki tysięcy lat przed wybuchem tej supernowej. Całość otaczają emisje rozproszonego światła i dwa słabe, zewnętrzne pierścienie (patrz → outer ring). Źródło: NASA, ESA, CSA, Mikako Matsuura (Cardiff University), Richard Arendt (NASA-GSFC, UMBC), Claes Fransson (Stockholm University), Josefin Larsson (KTH), Alyssa Pagan (STScI) Na ilustracji: Zdjęcie supernowej SN 1987A sfotografowane za pomocą Teleskopu Webba i kamery NIRCam w bliskiej podczerwieni (długości fali: 1,5 – 4,44 μm). Źródło: NASA, ESA, CSA, Mikako Matsuura (Cardiff University), Richard Arendt (NASA-GSFC, UMBC), Claes Fransson (Stockholm University), Josefin Larsson (KTH), Alyssa Pagan (STScI) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/webb-ujawnil-nowe-struktury-w-slynnej-supernowej-sn1987a

Witam, do sprzedania kamera kolorowa, planetarna ZWO ASI 462MC. Zakupiona w Teleskopy.pl w 2021 roku. W pełni sprawna, sporadycznie używana. Cena 1100 pln, do negocjacji. Wysyłka paczkomat, kurier, nie wysyłam za pobraniem. Charakterystka na stronie ZWO - https://astronomy-imaging-camera.com/pr ... 62mccolor/

Kosmiczne fajerwerki na mozaice zdjęć M42 z Teleskopu Webba 2023-11-22. Teleskop Webba zaobserwował w Mgławicy Oriona (M42) widowiskowe zjawisko – coś co wygląda jak kosmiczne fajerwerki, albo ogniste „palce”. Najprawdopodobniej jest to efekt katastrofy kosmicznej sprzed kilkuset lat. Na tytułowej ilustracji zaprezentowano fragment mozaiki Mgławicy Oriona sporządzonej przez Teleskop Webba z kamerą NIRCam w bliskiej podczerwieni (bardziej „krótkofalowy” zakres czułości kamery NIRCam → cztery filtry o średnich długościach fali λ ~ 1,40–1,62–1,87–2,12μm). Barwy na zdjęciach nie odpowiadają kolorom widzianym przez ludzkie oko, ponieważ nasz narząd wzroku nie jest czuły na światło podczerwone (np. zakres widma w bliskiej podczerwieni o długościach fali od λ~1,40 μm do 2,12 μm na zdjęciach prezentowanych w niniejszym materiale), a najbliższa podczerwieni barwa dostrzegalna przez człowieka to jest kolor czerwony (λ~0,63–0,78μm). Dwie pełne wersje tej mozaiki zdjęć z Teleskop Webba dla Mgławicy Oriona są dostępne na portalu ESASky, który jest przyjaznym użytkownikowi interfejsem dedykowanym do oglądania i ściągania danych astronomicznych. Portal ESASky pozwala każdemu zainteresowanemu na eksplorację publicznie dostępnych danych astronomicznych. Na tytułowej ilustracji widać wyraźne gazowe „palce” oddalającymi się od miejsca eksplozji, która nastąpiła około 500 do 1000 lat temu w centrum gęstego obłoku molekularnego schowanego za tą mgławicą. Być może nastąpiło zderzenie dwóch młodych i masywnych gwiazd. Ten gęsty obłok jest nazywany Obłokiem Molekularnym Oriona-1 – w skrócie OMC-1 (OMC – skrót z j.ang. Orion Molecular Cloud) i znajduje się na północny-zachód od widocznej gołym okiem Gromady Trapez. W ognistych palcach przeważa barwa czerwona, która wskazuje emisję promieniowania przez molekuły wodoru wzbudzone przez ogromną energię uwalniającą się z miejsca wybuchu. W pobliżu czubków w niektórych palcach emisje zmieniają kolor na zielony – co świadczy o obecności gorącego gazu zawierającego jony żelaza; w skrajnym przypadku stają się białe – co jest oznaką obecności jeszcze bardziej gorącej materii gazowej. Wydaje się, że w dolnej części ilustracji tytułowej w ognistych palcach występują głównie przepływy turbulentne, ale w niektórych obserwuje się też przepływy laminarne (liniowe). Wielka Mgławica Oriona (M42) znajduje się w odległości około 1300 l.św. od Ziemi w części zwanej „mieczem” w gwiazdozbiorze myśliwego Oriona. Przy odległości do M42 obszar na poniższym zdjęciu odpowiada rozmiarom 4 x 2,75 l.św. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: Explosion fingers from the BN-KL region in Orion Portal Urania: Teleskop Webba odkrył planetarne „JuMBO” w Mgławicy Oriona Źródło: NASA, ESA, CSA Na ilustracji: Kosmiczne fajerwerki wyglądające też jak „palce eksplozyjne” w obszarze narodzin gwiazd BN-KL będącym częścią Obłoku Molekularnego Oriona OMC-1 – na północny zachód od Gromady Trapez. Jest to fragment mozaiki zdjęć centralnej części Mgławicy Oriona (M42) uzyskanej z obserwacji Teleskopem Webba w bliskiej podczerwieni. Widać wiele „palców” w kolorze czerwonym, które są wzbudzonym przez fale uderzeniowe gazem molekularnym rozszerzającym się od dołu zdjęcia do góry w prawo. Każdy z tych „palców” składa się z serii jasnych luków emisyjnych podobnych do fal łukowych rozchodzących się za wierzchołkami, które często świecących na zielono. Na zdjęciu widać również wiele gwiazd z charakterystycznymi ośmioma promieniami dyfrakcyjnymi („spajkami”) generowanymi przez optykę Teleskopu Webba oraz niebieskie obłoki ze smugami na pierwszym planie pochodzące od Mgławicy Oriona, które znajdują się przed tymi kosmicznymi fajerwerkami. Źródło (CC BY-SA 3.0 IGO): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Pearson Na ilustracji: Unikalny widok centralnej części Mgławicy Oriona i Gromady Trapez w kamerze NIRCam współpracującej z Teleskopem Webba. Ta mozaika zdjęć w bliskiej podczerwieni (bardziej „krótkofalowy” zakres czułości kamery NIRCam → cztery filtry o średnich długościach fali λ ~ 1,40–1,62–1,87–2,12μm). Źródło (CC BY-SA 3.0 IGO): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Person URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/kosmiczne-fajerwerki-na-mozaice-zdjec-m42-z-teleskopu-webba