Znajdź zawartość

Perła Cefeusza- jedna z najpiękniejszych mgławic planetarnych- DeHt 5 / PK 111 + 11.1 wraz z pobliską pozostałością po supernowej- SNR 110.3+11.3. Materiał i gotowe zdjęcie trochę leżało. Zrobiłem sobie pauzę, aby nieco poprawić warsztat i dokształcić się. Obróbka była ciężka, ale pouczająca. Opis jeszcze bardziej. Ha nazbierałem prawie dwa razy więcej niż planowałem, ponieważ chciałem rozsądnie pokazać SNR, który jest ciemną strukturą, i złapać jak najwięcej ogona DeHt5, który jest jeszcze ciemniejszy. OIII także nazbierałem dwa razy więcej niż planowałem. Żeby kadr się estetycznie udał, tlenowe serce mgławicy musiało się rzucać w oczy. Jestem bardzo zadowolony z dynamiki- w tym wypadku chodzi mi o wrażenie, jakby mgławica była stop-klatką z eksplozji. Focia: Ha: OIII (zwróćcie uwagę na ślady OIII w SNR): CZASY Zacząłem 01.06.2023, skończyłem 05.09.2023. Materiał zbierany latem, z mojego podwórka w Górach Świętokrzyskich w ilości 60,5 g. OIII: 245 x 300s – 20,4g Ha: 463 x 300s – 38,6g RGB: 1,5 godziny. SPRZĘT Teleskop: SkyWatcher Maksutov-Newtonian MN190, 190/1000 mm Kamera: ASI1600MMP, Filtry: Antlia Ha 3nm, Antlia OIII 3nm, Astronomik DeepSky RGB Montaż: SkyWatcher EQ6PRO Guider: SvBony 240mm, ASI120MM mini, Akcesoria: ZWO EFW, ZWO EAF, ASIAir V1 WORKFLOW 1. DynamicCrop, 2. BlurXterminator, 3. StarXterminator, 4. DynamicBackgroundExtraction, Rozdzieliłem pliki przeznaczone na kolor i L. LUM: 1. NoiseXterminator, delikatnie, 2. Połączenie Ha i OIII w Pixelmath (a*(1-(1-OIII)*(1-HA)) + (1-a)*HA), „a” dobierane na oko, 3. Rozciągnięte wstępnie EZSoftStretch, dokończone GHS, RGB: 1. NoiseXterminator, solidna dawka, 2. Zmontowanie dwóch różnych wariantów kolorystycznych w PixelMath i pomieszanie ich do smaku, 3. Rozciągnięcie Ha i OIII za pomocą HistogramTransformation z ustawieniami jak w STF, LRGB: 1. LRGBCombination, suwaki „Lightness” i „Saturation” odpowiednio dostosowane, 2. Lekka aplikacja Topaz Denoise (z maskami, bez "wyostrzania"), Niekończąca się praca nad kolorami, kontrastem, zarówno w Pixie jak i w PS, z zastosowaniem różnych masek i narzędzi… Gwiazdki: 1. Przygotowanie dwóch wersji w PIX, za pomocą BlurXterminatora- jedna z parametrem „halo” na 0.00, druga na maksimum. 2. SPCC, 3. Rozciągnięte za pomocą GHS, 4. StarXterminator, 5. Wrzucone do PS obydwie wersje, skorygowane kolory, nasycenie, kosmetyka. 6. Mieszanie obydwu wersji poprzez nałożenie wersji z max halo na wersję bez halo funkcją „lighten” i regulacja krycia suwakiem. *************************************************** Wspominałem, że się nieco dokształciłem? Jedziemy! *************************************************** Cykl życia mgławicy DeHt 5 A. Gwiazda centralna, właściwości, położenie, orbita Jest to WD 2218+706. Mała, głęboko niebieska gwiazda w centrum mgławicy. Obecnie biały karzeł. Znajduje się w środku „trójkąta” w Cefeuszu, w odległości ok. 1200 lat świetlnych, w bliskim sąsiedztwie VDB 152. Typ widmowy- niepospolity i tajemniczy DAe [do poczytania: https://arxiv.org/pdf/2307.09186.pdf] Temperatura: ~76500 K Masa: ~0,57 M⊙ (mas Słońca) Gwiazda, a więc i główna masa mgławicy porusza się z prędkością ~59 km/s przez ośrodek międzygwiazdowy. Orbita gwiazdy mieści się w tzw. cienkim dysku Drogi Mlecznej, a więc bardzo blisko jej płaszczyzny. Źródło: Faraday Rotation in the Tail of the Planetary Nebula DeHt 5, R. R. Ransom, R. Kothes, M. Wolleben, T. L. Landecker, https://doi.org/10.48550/arXiv.1009.3284 B. Interakcja z ośrodkiem międzygwiazdowym Gwiazda i mgławica pędzą z prędkością ~59 km/s względem ośrodka międzygwiazdowego (ISM). Skutkuje to powstaniem struktury bow-shock przed mgławicą. Nie widzimy tutaj czegoś podobnego do HFG 1, ponieważ DeHt5 porusza się w dużej mierze w naszą stronę- widzimy ją trochę z przodu, trochę z boku i jest bardzo starą mgławicą, której struktura na skutek oddziaływania z ISM została znacznie zaburzona. Interakcja z ISM rozpoczęła się, zanim jeszcze pojawiła się mgławica planetarna (PN) a gwiazda zmieniła się w białego karła (WD), być może już ~200 – 250 tysięcy lat temu. Gwiazda przypominająca niegdyś nasze Słońce kończyła przedostatni etap swojego cyklu życia- gwiazdy na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella (ostatnim etapem jest WD- obecnie). C. Dwa ogony– dwie fazy w życiu mgławicy i jej gwiazdy centralnej 1. Faza AGB Po wyczerpaniu wodorowego paliwa w jądrze, gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca puchną, stają się czerwonymi olbrzymami i zwiększają swoją jasność wielokrotnie. Koniec fazy AGB charakteryzuje się znaczną utratą masy przez gwiazdę w postaci poruszającego się z umiarkowaną prędkością, ale niezwykle masywnego wiatru gwiazdowego. Ten wiatr w końcu fazy AGB jest zapewne źródłem pierwszego z dwóch ogonów mgławicy, gdy utracona masa weszła w pierwsze obserwowalne obecnie interakcje z ISM. W przypadku wielu PN właśnie ta faza skutkuje powstaniem rozległych otoczek / halo o bardzo niewielkiej jasności i/lub rozproszonych ogonów. Dobrym przykładem jest Sh2-200 i jej ogromne wodorowe halo (nieczęsto fotografowana struktura, którą za jakiś czas pokażę). 2. Faza WD (białego karła) i mgławicy planetarnej (PN) Kończąc fazę AGB, gwiazda odrzuca zewnętrzną powłokę- jest to duża ilość gorącej, zjonizowanej, szybko poruszającej się materii – właściwa PN. Pozostaje niezwykle skompresowane, gorące i jasne jądro- biały karzeł, który emituje intensywne promieniowanie UV (czasami nawet X, jak w przypadku gwiazdy centralnej MWP 1), jonizujące pobliską materię. W większości wypadków młoda PN jest o wiele gęstsza od otaczającego ISM i może się szybko poruszać- jak i w tym wypadku. Taki obiekt pozostawia za sobą ślad- ogon, który może składać się z materii z ISM, pozostałości wiatru z fazy AGB a także materii z samej PN. Jego kształt, długość, trwałość zależą od wielu czynników- prędkości PN w ISM, gęstości ISM, pól magnetycznych, gęstości samej PN, etc. Ewolucja PN i materii, którą napotyka po drodze może wyglądać na przykład tak: Jest to symulacja dla obiektu poruszającego się z prędkością 50km/s względem ISM. Oczywiście nie przystaje całkowicie to DeHt5, która jest starsza niż 30 000 lat (panel d) i porusza się szybciej. Ale pokazuje zaburzenie i rozkład pierwotnej struktury i powstawanie ogona. Źródło: The interaction of planetary nebulae and their asymptotic giant branch progenitors with the interstellar medium, C. J. Wareing,1,2, Albert A. Zijlstra1, and T. J. O’Brien1, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12459.x ************************* Aby zrozumieć w jaki sposób wykryto praktycznie niewidoczne ogony mgławicy i dlaczego jest ona istotna z naukowego punktu widzenia- jako przykład oddziaływania PN z polami magnetycznymi w ISM, muszę przynudzić o dwóch kwestiach- polach magnetycznych w ISM i efekcie Faradaya. Jesteście jeszcze na pokładzie? Zapraszam: ************************* D. Pola magnetyczne w ośrodku międzygwiazdowym ISM to materia i promieniowanie, które wypełnia przestrzeń między gwiazdami w galaktyce. Nie chodzi tu o mgławice, czy też nie tylko o mgławice. Próżnia nie jest aż taka pusta, choć gęstość materii w wielu miejscach w galaktyce jest niższa niż w najlepszych komorach próżniowych. Są to atomy neutralne i zjonizowane, pył, promieniowanie kosmiczne, ale także pola magnetyczne, które są wykrywalne zarówno w mniejszych skalach jak i w największych- tzw. galaktyczne pola magnetyczne. Mgławice planetarne poruszające się względem tych pól magnetycznych i ISM, będą z nimi oddziaływać. Może to skutkować zmianami w strukturze mgławicy, przyjmującej postać pasków/fal, jak np. w Sh2-216, Sh2-200 (wkrótce na ten temat zdjęcie i rozprawka), PuWe-1 (zbieram materiał od zeszłego roku), gdyż obecność pola magnetycznego wpływa na ruch zjonizowanego gazu. Ale zjonizowana kula materii także wpływa na linie pola magnetycznego, zniekształcając je, co ilustruje DeHt5. I to zjawisko pozwala wykryć jej normalnie niewidoczne ogony. Źródło: Theory of the Interaction of Planetary Nebulae with the Interstellar Medium, Ruth Dgani, https://doi.org/10.48550/arXiv.astro-ph/0001004 E. Efekt Faradaya (zjawisko Faradaya / zjawisko magnetooptyczne) Efekt polega na obrocie płaszczyzny polaryzacji światła spolaryzowanego liniowo podczas przechodzenia tego światła przez pole magnetyczne. „Naocznie” działa to tak: β – kąt skręcenia B – indukcja magnetyczna w kierunku propagacji światła d – długość na jakiej światło oddziałuje z polem magnetycznym V – stała Verdeta – nie ma zastosowania w przypadku ośrodka międzygwiazdowego, a więc w tym przypadku (liczy się orientacja pól i gęstość swobodnych elektronów, które decydują o natężeniu efektu). Źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Faraday_effect Efekt Faradaya jest ważnym narzędziem dla astronomów. Pomiary polarymetryczne, które pozwalają uwidocznić obecność i parametry pola magnetycznego poprzez badanie polaryzacji światła są bardzo czułe. Zdecydowanie czulsze od prostych pomiarów optycznych- pozwalają pokazać obecność struktur niezwykle trudnych do odkrycia optycznie, o ile są związane z polami magnetycznymi. Pozwalają także zobrazować niewidoczny i niemieszczący się na moim zdjęciu „cienki” ogon DeHt5, utworzony podczas fazy AGB życia gwiazdy. ************************* F. Mgławica planetarna i jej dwa ogony – struktura odczytana poprzez efekt Faradaya. Źródłem wszystkich poniższych informacji i ilustracji jest publikacja: FARADAY ROTATION IN THE TAIL OF THE PLANETARY NEBULA DeHt 5, R. R. Ransom, R. Kothes, M. Wolleben and T. L. Landecker, https://doi.org/10.48550/arXiv.1009.3284 Materiał jest gęsty i wielu rzeczy nie rozumiem, więc posłużę się przede wszystkim schematami i ilustracjami. W centrum okręgu znajduje się gwiazda WD2218+706- centralna gwiazda mgławicy. Okrąg obejmuje większość jasnej i widocznej powierzchni mgławicy. Strzałka pokazuje trajektorię ruchu gwiazdy, a więc i mgławicy- z naszego punktu widzenia. Długość strzałki reprezentuje dystans, jaki gwiazda przebędzie przez najbliższe ~50 tysięcy lat. Przerywane linie pokazują niedokładność szacowanej trajektorii. Orientacja ilustracji bardzo zbliżona do mojego zdjęcia. Panel (a) ilustruje stopień polaryzacji a panel (b) kąt polaryzacji. Orientacja jak powyżej. O ile na moim zdjęciu widać część „grubego ogona” (thick tail), to „cienki ogon” (thin tail) jest optycznie nie do odróżnienia od tła i sięga poza kadr. Jednakże pomiary polarymetryczne pokazują zmienione pole magnetyczne, które modyfikuje polaryzację światła- dlatego te struktury na nich widać. Strzałka pokazuje trajektorię ruchu gwiazdy w ciągu kolejnych 200- 250 tysięcy lat z naszego punktu widzenia. Aby zamknąć temat układu przestrzennego mgławicy, ogonów i pola magnetycznego, teraz ostatnia ilustracja, pokazująca usytuowanie przestrzenne mgławicy, jej ogonów, pola magnetycznego w ośrodku a także nas- obserwatora: Słowo wyjaśnienia – to tak, jakbyście patrzyli nie z Ziemi, ale „z góry” na układ mgławica i jej ogon oraz Ziemia. Tutaj widać, jak przemieszczająca się względem ISM i pola magnetycznego je przenikającego mgławica oddziałuje z nim. I dlaczego pomiary polarymetryczne pokazują to, co pokazują. ***************** SNR 110.3+11.3 Ponieważ głównym tematem zdjęcia jest PN i o znajdujących się w kadrze pozostałości supernowej jest bardzo niewiele informacji- obiekt raczej niezbadany, to wspomnę tylko, że jest to mały fragment ogromnej struktury skatalogowanej jako SNR 110.3+11.3, która pokrywa znaczną część Cefeusza i znajduje się ok. 1200 lat świetlnych od Ziemi. Są to charakterystyczne dla SNR filamenty i membrany, jak Veil, jednakże daleko ciemniejsze (Veil, tylko dla masochistów). Co ciekawe, udało mi się zarejestrować śladowe ilości OIII, które pokrywają się z Ha. Jednakże słaby sygnał OIII nie pozwala na pokazanie go w tym miejscu na zdjęciu kolorowym, mimo 20 godzin naświetlania. ***************** Gratuluję dotarcia do końca. CAŁY MATERIAŁ DOSTĘPNY NA ŻYCZENIE – ZAPRASZAM NA PW. Z góry dzięki za wszelkie komentarze – pozytywne i negatywne (jeżeli macie to tutaj proszę a nie na PW :-)

Kochani! Betelgeza (chyba) wraca do świata żywych Miłego oglądania i owocnych obserwacji!

Zakładam sobie jeden zbiorczy temat dotyczący różnych obiektów astronomicznych uchwyconych kamerką CCD i teleskopem Newtona Orion UK CT8 (obecnie) Każde zdjęcie zawiera dane sprzętowe. . W gąszczu dzisiejszych publikacji ciężko później coś znależść Zapraszam do komentowania i oglądania moich skromnych prac. Jako pierwszy obiekt wypuszczam na światło dzienne gromadę otwartą Messier 34. Gromada leży w gwiazdozbiorze Perseusza i zawiera około 60 gwiazd. Obiekt znajduje się w odległości około 1500 lat świetlnych, jego średnice ocenia się na 14 lat świetlnych, a wiek na 180 mln lat. Dane sprzętowe: NEQ6, OOCT8, Atik 383L L1x120s L10x120s Opis Mapka położenia.

Mamy chyba jasną supernową w NGC 6946 (Galaktyka Fajerwerk). AT 2017eaw. Mag 12.8. Odkryta 7 godzin temu przez Patricka Wiggins'a. Obiekt już potwierdziło kilku obserwatorów: NGC 6946 to absolutnie rekordowa pod względem ilości odkrytych superowych galaktyka. Ta byłaby już 10-ta. Jak tam żyć ?

Właśnie otrzymałem e-mail od Grzegorza Duszanowicza o odkryciu wraz z Michałem Żołnowskim supernowej SN 2016P. Zaglądam pospiesznie na TNS - i jest: http://wis-tns.weizmann.ac.il/object/2016P/discovery-cert Typ supernowej to Ic-BL dokładnie ten sam co moja ostatnia SN 2016G. Gratulacje !!

Dziś jest ładna obserwacyjna noc w Polsce. Sugeruję skierowanie astrografów na M101 i sprawdzenie. Są podejrzenia, że wybuchał tutaj supernowa - narazie jako obiekt o jasności około 16.5 mag (?). Nie opublikowano dotąd aktualnego nawet zdjęcia okolic M101. Współrzędne obiektu: RA=14h02m16.81s, DEC=+54:26:20.8 Obiekt otrzymał tymczasowe PSN J14021678+5426205. Więcej informacji pod poniższymi odnośnikami: http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J14021678+5426205.html http://www.aavso.org/new-m101-sn PS Temat póki co jest na wyrost. Mam nadzieję, że rozwinie się z tego coś ciekawego!!! Obserwujmy.

Zespół astronomów kierowany przez Avishay Gal-Yam (Weizmann Institute of Science, Izrael) zaobserwował prawdopodobnego progenitora supernowej SN 2013cu zaledwie 15 godzin po wybuchu. Przy tym została wykorzystana nowa technika tzw. "flash spectroscopy", która pozwoliła wykonać widmo gwiazdy w galaktyce UGC 9379 (gwiazdozbiór Wolarza), która znajduje się w odległości aż 360 milionów lat świetlnych od nas. Informacja na ten temat został opublikowana 22 maja 2014r. w uznawanym na całym świecie czasopiśmie "Nature" - nr 509, str.471-474. Niestety nie mam wolnych 30Euro :), aby w całości zapoznać się z tym artykułem. Ale są tam dostępne rysunki, z których można się wiele dowiedzieć: http://www.nature.com/nature/journal/v509/n7501/full/nature13304.html http://www.nature.com/nature/journal/v509/n7501/fig_tab/nature13304_F1.html http://www.nature.com/nature/journal/v509/n7501/fig_tab/nature13304_F2.html http://www.nature.com/nature/journal/v509/n7501/fig_tab/nature13304_SF1.html http://www.nature.com/nature/journal/v509/n7501/fig_tab/nature13304_SF2.html http://www.readcube.com/articles/10.1038/nature13304 Lewy rysunek : zdjęcie galaktyki UGC 9739 (gwiazdozbiór Wolarza) wykonane teleskopem SDSS przed wybuchem supernowej. Prawy rysunek: jasna niebieska plama - ekspolzja supernowej SN 2013cu. Rysunek z Nature nr 509 str. 471: rysunek a) wczesne widmo SN 2013cu (czarna linia) w porównaniu z teoretycznymi widmami gwiazd Wolfa-Rayeta typu WNL (linie czerwone i szare). Widać znaczne podobieństwo w widmie ciągłym (kontinuum) i liniach (silne He, N i H-serii Balmera wskazują na typ widmowy WN6). Dla porównania umieszczono widmo rzeczywistej gwiazdy WR, czyli HD 192163 (niebieska linia). rysunek b ) Zmiana w liniach emisyjnych w ciągu 1-go tygodnia. Pierwsze widmo (czerwone) w porównaniu z późniejszymi widmami. Do trzeciego dnia (widma koloru niebieskiego i cyan) znikają cechy widma gwiazdy W-R. Co ciekawe strumień energii w H-alfa w tym czasie ma stałą wartość. Na szósty dzień (widmo koloru magenta) jest prawie pozbawione szczegółów z wyjątkiem słabszej emisji w H-alfa mniej niż 1/10 w porównaniu do trzeciego dnia - prawdopodobnie ponieważ obszar powstawania linii widmowych został wyczyszczony przez rozszerzającą się otoczkę supernowej. rysunek c) Supernowa SN 2013cu jest typu IIb. Widmo supernowej wykonane 69 dzień po wybuchu (kolor czarny) pokazano w porównaniu do widm wzorcowych supernowych IIb SN1993J (60-ty dzień po wybuchu, kolor widma czerwony) i SN2011dh (43 dzień, kolor zielony). Pokazano również przykład supernowej II-P SN200tet (45 dzień, kolor niebieski). I jeszcze luźno tłumaczone opinie astronomów zajmujących się supernowymi w tym temacie: Gal-Yam (Weizmann Institut, Izrael): "Nowe techniki obserwacyjne stworzyły nam możliwości badania wybuchających gwiazd w sposób, o którym tylko mogliśmy kiedyś marzyć. Zmierzamy w kierunku obserwacji supernowych w czasie rzeczywistym." Peter Nugent (Berkeley Lab?s Computational Cosmology Center): "Po raz pierwszy bezpośrednio możemy wskazać na obserwację i powiedzieć, że ten typ gwiazdy Wolfa-Rayeta prowadzi do takiego rodzaju supernowej IIb ... Gdy gwiazda WR zmierza ku supernowej, wybuch zwykle wyprzedza wiatr gwiazdowy i cała informacja o progenitorze jest tracona. Mieliśmy szczęście w przypadku supernowej SN 2013cu, że złapaliśmy ją zanim wyprzedziła wiatr. Krótko po wybuchu gwiazdy, błysk promieniowania ultrafioletowego z fali uderzeniowej rozgrzał i oświetlił wiatr progenitora. Obserwowane warunki w tym momencie były bardzo zbliżone do tego co było tam przed wybuchem supernowej... To odkrycie było totalnie szokujące i otwiera zupełnie nowy obszar badawczy dla nas. Z największymi teleskopami mieliśmy do tej pory szansę wykonania widma gwiazdy Wolfa-Rayeta w galaktykach bliskich naszej Drodze Mlecznej - być może 4 miliony lat świetlnych od nas. SN 2013cu jest 360 milionów lat świetlnych dalej (100 razy dalej)... Wszystkie nasze poprawki w procedurach obróbki danych obserwacyjnych spowodowały, że teraz wysyłamy wysokiej jakości alerty dotychące supernownych do astronomów na całym świecie w ciągu mniej niż 40 minut od uzyskania zdjęcia w Obserwatorium Mt.Palomar. W przypadku SN 2013cu to wszystko zadziałało." Alex Filippenko (U Berkeley): "Gdy zidentyfikowałem pierwszy przykład supernowej IIb w 1987 roku, marzyłem, że pewnego dnia będę miał bezpośrednie dowody jakiego rodzaju gwiazda wybuchła. To jest wspaniałe, że możemy powiedzieć, że gwiazdy typu Wolfa-Rayeta są odpowiedzialne za to - przynajmniej w niektórych przypadkach." I na końcu przykład takiego przepięknego otoczenia gwiazdy Wolfa-Rayeta widać w pełnym rozkwicie na poniższym rysunku (polecam na tapetę monitora!!! Tutaj można pobrać wersję tego rysunku odpowiednią dla danego monitora :) ). Jest to mgławica w kształcie kotła/garnka (po angielsku cauldron bubble) oznaczona S308 wokół różowej gwiazdy HD 50896 w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa. WR-ka jest odległa o około 5000 lat świetlnych od nas, a mgławica ma około 60 lat świetlnych rozciągłości. Jest to kolaż zdjęć w zakresie promieniowania X oraz optycznego dostępny na stronie Livescience. Na zdjęciu widać kolor zielony pochodzący od zielonej linii wzbronionego tlenu [O III] 5007A oraz czerwony od H-alfa. Kolor niebieski - promieniowanie X. Linki popularno-naukowe w j. ang. na temat SN 2013cu: http://scitechdaily.com/first-direct-confirmation-of-a-wolf-rayet-star-self-destructing-in-a-type-iib-supernova/ http://www.iflscience.com/space/astronomers-capture-rare-wolf-rayet-star-just-hours-after-it-dramatically-explodes http://www.universetoday.com/112021/new-supernova-likely-arose-from-massive-wolf-rayet-star/ http://www.sci-news.com/astronomy/science-wolf-rayet-star-sn2013cu-supernova-01937.html http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2014/05/wolf-rayet-supernova-observed-its-flash-ionized-its-immediate-surroundings-followed-by-powerful-blas.html Materiał źródłowy o SN 2013cu w Nature: http://www.nature.com/nature/journal/v509/n7501/full/nature13304.html

Supernowa SN2014L w galaktyce M99 została odkryta 26.01.2014 - jest to supernowa typu Ic. Sama M99 to galaktyka spiralna położona w konstelacji Warkocza Bereniki i oddalona od nas o 60 mln lat świetlnych, a SN2014L to czwarta supernowa odkryta w tej galaktyce. Zdjęcie to stack 10x5 minut - podczas pełni Księżyca i w obecności wysokich chmur nie udało mi się wyciągnąć nic więcej :)

Temat szeroki i może pojawią się tu kolejne posty forumowiczów, niemniej, tym razem ... Niezwykła, anegdotyczna wręcz historia z 1987 roku. Najpierw wstęp. Neutrina różnią sie między sobą. Są niezwykle lekkie i mkną z prędkością niewiele mniejszą od światła. Przenikają prawie wszystko, sporadycznie tylko zatrzymując się na czymś. Większość z ogromnych detektorów nastawiona jest na neutrina podobne pod pewnym względem. Sporadyczne błyski powodowane "zatrzymaniem" neutrina w ogromnym zbiorniku wody są filmowane. Jest tylko jeden niewielki detektor ołowiany, który wychwytuje neutrina o innej cesze. Jakby w innym "kolorze". Detektor ten wyłapie takie neutrina z supernowej tylko jeśli supernowa wybuchnie blisko, czyli w naszej galaktyce. Detektory wodne (też lodowe - np na Antarktydzie) sa obecnie tak duże, że wyłapią więcej niż jedno neutrino nawet gdy wybuchnie w najbliższej galaktyce karłowatej satelitarnej dla DM. Istotne jest nie tylko zliczanie neutrin ale także rozłożenie ich w czasie. Jeśli supernowa zapadnie sie do czarnej dziury to kolejne detekcje nagle znikną. Jak nożem uciął. Jeśli zapadnie się do gwiazdy neutronowej to detekcje zanikną też szybko jednak stopniowo (przez kilka sekund). Neutrina powstają i ujawniają co się dzieje w najgęstszym i najgorętszym obszarze wybuchającej supernowej. Powstają także we wnętrzu gwiazd, na przykład Słońca. Współczesne detektory umożliwią nawet wyznaczenie z jakiego punktu nieba nadleciały neutrina (z dokładnością rzędu kilku stopni). Reaktor jądrowy też może być ich źródłem. Neutrina powstają też na skutek oddziaływania promieniowania kosmicznego na górne warstwy atmosfery (te nazywamy "atmosferycznymi"). Oszacowano, że supernowa w naszej galaktyce wybuchać powinna średnio co kilkadziesiąt lat. Jednak od kilkuset lat nie zaobserwowano żadnej. Mogło być tak, że, zanim wybudowano detektory neutrin, wybuchła jakaś, ale w niefortunnym miejscu i światło widzialne przesłoniły gęstsze obszary naszej galaktyki. W 1987 roku sytuacja była mniej komfortowa dla naukowców niż obecnie. Pracowało na świecie kilka skromniejszych detektorów neutrin. Chile! Ian Shelton wywołał kliszę ze zdjęciem zrobionym, jak zwykle, 25 centymetrowym teleskopem. Zobaczył niespodziewaną, jasną plamkę w Wielkim Obłoku Magellana. W pobliżu mgławicy Tarantula. Pomyślał, że to wada kliszy ale wyszedł na zewnątrz aby się upewnić. W omawianym miejscu świeciła jednak nowa, nie znana, jasna gwiazda :) Wrócił do obserwatorium i powiedział o swoim odkryciu. Wtedy chilijski operator teleskopu potwierdził, że kilka godziny wcześniej, podczas spaceru, zauważył że pojawiła się ta nowa gwiazda. Cóż. Nie wspomniał o tym. Może w oparciu o refleksję ?Mało to rzeczy rodzi się na świecie?? ;) Supernowa nie wybuchła w naszej galaktyce ale w najbliższym galaktycznym sąsiedztwie. Rano powiadomiony został cały świat astronomów. Zbadano co wykryły detektory. Okazało się, że kilka godzin przed zauważeniem "gwiazdy" wyłapały, w sumie, aż dwadzieścia cztery "nadliczbowe" neutrina. Okazało sie też, że teorie i symulacje komputerowe zjawiska supernowej, powstawania i przedzierania się neutrin z miejsca powstania są zgodne z charakterem, liczbą, energią i rozłożeniem tych 24 detekcji w czasie. Wszystkie one oczywiście zdarzyły się w obrębie kilku sekund. Akurat w detektorach z drugiej strony Ziemi niż supernowa ale nawet cała Ziemia niewiele neutrin wyłapuje z całej puli w nią trafiającej. Nadleciały one z prędkością mniejsza niż światło. Gdyby było inaczej pojawiły by się ... wiele lat wcześniej. Równocześnie z nielicznymi fotonami z momentu zanim supernowa "urosła". Pozdrawiam p.s. Pytanie "kontrolne". Czy Betelgeza wybuchła już jako supernowa?

Astronomowie pracujący w ramach projektu Supernova Legacy Survey (w skrócie SNLS) odkryli ostatnio dwie najjaśniejsze i najbardziej odległe supernowe jakie kiedykolwiek były obserwowane. Znajdują się one w odległości około 10 miliardów lat świetlnych od nas i są około sto razy jaśniejsze od zwykłych supernowych. Otrzymały oznaczenia programu obserwacyjnego Supernova Legacy Survey SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv. Ich odkrycie zostało opublikowane w prestiżowym Astrophysical Journal w dn. 20 grudnia 2013 r. Artykuł można znaleźć również w materiale źródłowym A.Howell i inni (2013) dostępnym w Internecie. Nowo odkryte supernowe są szczególnie zagadkowe, gdyż nie jest znany mechanizm generowania tak dużych ilości energii. Kolaps grawitacyjny gwiazdy i powstanie czarnej dziury lub zwykłej gwiazdy neutronowej nie jest w stanie wyjaśnić ich ekstremalnych jasności. Odkryte w latach 2006-2007 supernowe były tak niezwykłe, że początkowo astronomowie nie byli w stanie wyjaśnić ich natury. Główny autor publikacji, Andrew Howell wyjaśnił to następująco: "Początkowo nie wiedzieliśmy co to za obiekty, nawet czy są supernowymi, czy są w naszej Galaktyce lub gdzieś dalej. Pokazałem obserwacje na konferencji i wszyscy byli skonfundowani. Nikt nie przypuszczał, że są to odległe supernowe ponieważ wymagałoby to niewyobrażalnie wielkich energii. Uważaliśmy, że jest to niemożliwe." Hawell jest astronomem pracującym w Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT) i UC Santa Barbara. Jedna z odkrytych supernowych, oznaczona SNLS-06D4eu, jest najbardziej odległym i prawdopodobnie najjaśniejszym przedstawicielem nowego rodzaju obiektów nazywanych super jasnymi supernowymi (skrót SLSN od angielskiego Super Luminous SuperNovae ? nie mylić z SNLS). W widmie supernowej nie zaobserwowano wodoru. Ostatnie badania wykazały, że w tych supernowych najprawdopodobniej po kolapsie grawitacyjnym gwiazdy powstał magnetar. Jest to gwiada neutronowa o krańcowo silnym polu magnetycznym, która obraca się kilkaset razy na sekundę. Magnetar posiada masę Słońca spakowaną do rozmiarów kilkunastu kilometrów i pole magnetyczne setki trylionów silniejsze do ziemskiego. Dla porównania zwykła gwiazda neutronowa tuż po narodzinach wykonuje maksymalnie "zaledwie" kilkudziesiąt obrotów na sekundę. Kilkanaście takich bardzo jasnych supernowych jest znanych od roku 2009, kiedy zidentyfikowano pierwszy obiekt. Powstanie magnetara jest postulowane jako możliwe źródło energii zasilającej wybuch SLSN. Praca Howell'a i jego współpracowników jest jednym z pierwszych szczegółowych dopasowań obserwacji do modeli teoretycznych dotyczących tego, jak taki wybuch mógłby wyglądać. Współautor wspomnianej publikacji, Daniel Kasen (astronom pracujący w UC Berkeley i Lawrence Berkeley National Lab) stworzył modele supernowych, które wyjaśniają te obserwacje jako zjawisko eksplozji gwiazdy zaledwie kilka razy cięższe od Słońca o jądrze węglowo-tlenowym. Prawdopodobnie początkowo gwiazda była znacznie cięższa, ale odrzuciła zewnętrzne warstwy na długo przed wybuchem, pozostawiając tylko niewielkie, gołe jądro. Według Kasen'a : "To co sprawia, że magnetar jest wyjątkowym obiektem to ekstremalnie szybka rotacja. Kiedy ostatecznie gwiazda umiera, zapadające się jądro może zmienić się w magnetar ? taki rodzaj ogromnego wirującego bąka. Wtedy olbrzymia energia rotacji może się uwolnić poprzez kataklizm z udziałem pola magnetycznego". Dla supernowej SNLS-06D4eu model magnetara o okresie rotacji 2 milisekundy (500 obrotów na sekundę!!!), polu magnetycznym 2x1014 Gausa i progenitor 3Mo najlepiej pasują do danych obserwacyjnych. Supernowe zostały odkryte w ramach programu obserwacyjnego SNLS z użyciem kanadyjsko-francusko-hawajskich teleskopów (Gemini ? apertura 8,1m, Keck ? 10m) i Very Large Telescope (VLT) - apertura 8,2m. Ten projekt trwa już od 5 lat. W tym czasie odkryto tysiące supernowych. Początkowo przypadki jasnych supernowych nie można było poprawnie zidentyfikować ani znaleźć dokładnej odległości. Dopiero po dalszych obserwacjach za pomocą teleskopu VLT w Chile słabej galaktyki macierzystej, w której wybuchła supernowa SNLS-06D4eu, astronomom udało się wyznaczyć odległość i energię wybuchu. Kolejne lata teoretycznych analiz były potrzebne, aby zrozumieć w jaki sposób tak zdumiewająca ilość energii może się wygenerować. Opisywane supernowe są tak daleko, że światło ultrafioletowe emitowane w wybuchu zostało przesunięte przez ekspansję Wszechświata do zakresu widma, gdzie nasze oczy i teleskopy mogą je widzieć. To wyjaśnia dlaczego początkowo astronomowie zostali zbici z tropu przez dane obserwacyjne. Nigdy wcześnie nie widzieli widma supernowej w tak dalekim w ultrafiolecie. To stworzyło im rzadką okazję do poznania mechanizmu tych supernowych. Bardzo jasne supernowe są tak gorące, że maksimum emitowanego światła przypada na zakres ultrafioletowy widma. Ponieważ światło ultrafioletowe nie jest przepuszczane przez atmosferę ziemską, nigdy wcześniej nie były w pełni obserwowane. Supernowe wybuchły, gdy Wszechświat miał "zaledwie" 4 miliardy lat. Dr Howell wyjaśnił to obrazowo : "Stało to się przed powstaniem Słońca. W naszym sąsiedztwie umarła inna gwiazda i chmura materii z tej supernowej utworzyła Słońce i Ziemię. Powstało życie, dinozaury i ludzie. Zostały wynalezione teleskopy, które szczęśliwie skierowaliśmy we właściwe miejsce, gdy do Ziemi dotarły fotony po podróży trwającej 10 miliardów lat." Tak jasne supernowe są bardzo rzadkie i występują około raz na 10 tysięcy przypadków zwykłych supernowych. Wydaje się, że wybuchają one w galaktykach pierwotnych z małą ilością pierwiastów cięższych od wodoru i helu. Takie galaktyki były powszechne we wczesnym Wszechświecie. Jak powiedział dr Howell : "Są to dinozaury wśród supernowych. Wymarłe w dzisiejszych czasach, ale bardzo powszechne, gdy Wszechświat był młody. Na szczęście możemy wykorzystać teleskopy by spojrzeć wstecz w czasie i badać ich "skamieniałe" światło. Mamy nadzieję, że znajdziemy więcej tego typu supernowych w aktualnie trwających i przyszłych przeglądach obserwacyjnych." Rysunek 1. Mały fragment jednego z pól obserwowanych w projekcie Supernova Legacy Survey pokazujący supernową SNLS-06D4eu i jej galaktykę macierzystą (strzałka). Ta supernowa wraz z galaktyką są tak daleko, że widać je tylko jako mały punkt świetlny, który nie może być rozróżniony na tym zdjęciu. Jasne obiekty ze spajkami są gwiazdami Drogi Mlecznej. Wszystkie pozostałe punkty świetlne to odległe galaktyki. Materiał źródłowy J.Cohen (2013). Powyższy temat opracowałem na podstawie następujących materiałów źródłowych: -) A.Howell i inni, 2013, "Two superluminous supernovae from the early universe discovered by the Supernova Legacy Survey" - http://arxiv.org/pdf/1310.0470v1.pdf -) J.Cohen, 2013, popularno-naukowe przedstawienie badań grupy Howell'a - http://www.news.ucsb.edu/2013/013826/powerful-ancient-explosions-explain-new-class-supernovae