Astronomiczne Wiadomości z Internetu

[Paweł Baran]

Dlaczego centaury wyglądają jak komety? Wszystkiemu winne gazowe olbrzymy
2024-01-10. Radek Kosarzycki
Małe ciała Układu Słonecznego dzieli się zazwyczaj na dwie podstawowe grupy: planetoidy i komety. Z uwagi na to jednak, że natura nie stosuje się do stworzonej przez człowieka klasyfikacji, przy każdym podziale można znaleźć obiekty, które znajdują się na granicy dwóch różnych grup. Doskonałym przykładem są tutaj centaury, obiekty na pierwszy rzut oka przypominające planetoidy, które przy dokładniejszej analizie okazują się składem przypominać komety. Więcej, od czasu do czasu centaury nawet rozwijają charakterystyczny dla komet ogon. Skąd ten ogon się bierze? Tym zagadnieniem zajęli się ostatni naukowcy z Planetary Science Institute.
Centaury to obiekty, które można znaleźć w zewnętrznej części Układu Słonecznego, między orbitami Jowisza i Neptuna. Mimo tego, że wszystkie znajdują się mniej więcej w tym samym zakresie odległości od Słońca, to jedne wyglądają jak planetoidy, a inne wyglądają jak aktywne komety. Dla naukowców od dawna tak różne zachowania stanowiły dużą zagadkę. Teraz, w najnowszym artykule autorstwa Evy Lilly z PSI możemy przeczytać, że do „uaktywnienia” centaura tak, aby przypominał kometę, może dochodzić na skutek bliskiego przelotu w pobliżu Jowisza lub Saturna.
Badaczka wskazuje, że poziom aktywności takiego obiektu nie zależy na pewno od rozmiaru, barwy czy nawet rodzaju orbity. Dynamiczna historia wszystkich znanych centaurów stanowiła podstawę analizy, w której uwzględniono także metody modelowania termicznego centaurów. Naukowcy starali się znaleźć jakąś wspólną cechę wszystkich aktywnych centaurów, które wykazywały aktywność „kometarną”. Badacze wskazują, że modelowanie dynamicznej historii centaurów nie należy do rzeczy prostych, bowiem trajektorie ich lotów kreowane są na bieżąco oddziaływaniami grawitacyjnymi z gazowymi olbrzymami.
Wykorzystując metody obliczeniowe, naukowcy byli w stanie odtworzyć ewolucję orbit centaurów na kilkaset lat wstecz. Jak się jednak okazało, takie dane wystarczyły do rozwiązania zagadki. Okazało się bowiem, że wszystkie aktywne centaury, które aktualnie wyglądają jak komety, zbliżały się niedawno albo do Jowisza, albo do Saturna. Takie spotkanie za każdym razem wiązało się z dużą zmianą dotychczasowej orbity. Naukowcy zwracają uwagę na fakt, że taka zmiana zazwyczaj polega na zmniejszeniu półosi wielkiej orbity centaura i na ukołowieniu dotychczas eliptycznej orbity. Taka zmiana jest zazwyczaj bardzo szybka i dokonuje się w ciągu zaledwie kilku miesięcy. Półoś wielka orbity może się zmniejszyć w takim przypadku nawet o kilka jednostek astronomicznych (1 AU = 150 mln km).
Efektem takiej zmiany jest umieszczenie centaura na nowej orbicie, na której jego powierzchnia nagrzewa się dłużej i intensywniej. To z kolei oznacza, że więcej ciepła dociera także do lodu znajdującego się na powierzchni i we wnętrzu centaura. Lód taki ulega sublimacji, a za centaurem rozciąga się charakterystyczny dla komet warkocz.
Naukowcy przekonują, że centaury co do zasady powstają znacznie dalej i w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, choć składem przypominają komety, nie mają okazji do rozwinięcia warkoczy kometarnych, bowiem lód na ich powierzchni nie ulega sublimacji. Po spotkaniu z gazowym olbrzymem centaur przesuwa się bliżej Słońca i sytuacja ta ulega zmianie.
Naukowcy wskazują, że już niedługo będzie można powyższą teorię sprawdzić obserwacyjnie. Udało się bowiem zidentyfikować trzy centaury, które niedawno minęły gazowe olbrzymy i zmieniły swoją trajektorię lotu. Badacze chcą je uważnie obserwować, aby zobaczyć czy faktycznie na ich powierzchni dojdzie do zmiany i rozwiną one warkocze kometarne charakterystyczne dla innych aktywnych centaurów.
Źródło: 1
https://www.pulskosmosu.pl/2024/01/aktywne-centaury-to-wina-jowisza-i-saturna/

[Paweł Baran]

Za Plutonem mogą znajdować się planety wielkości Marsa. Zadziwiające dane!

2024-01-10. Wiktor Piech
To, co dzieje się za orbitą Plutona, pozostaje wielką tajemnicą. To obszar tak daleko położony od Słońca, że trudno jest zarejestrować jakiś obiekt. Jednakże naukowcy wciąż próbują i niekiedy nawet im się to udaje. Teraz jeden z badaczy dokonał skomplikowanych obliczeń, które ujawniły, że istnieje możliwość, że w tych mrocznych i zimnych zakamarkach naszego Układu Słonecznego mogą istnieć kolejne planety.

Jak wiadomo za orbitą Neptuna rozciąga się Pas Kuipera, który znajduje się w odległości od 30 do 50 au od Słońca (au - jednostka astronomiczna, jest to średnia odległość Ziemi od Słońca, 1 au w przybliżeniu to około 150 mln km). Pas ten jest miejscem występowania setek tysięcy drobnych skał, występują tutaj też planetoidy oraz trzy planety karłowate, czyli Pluton, Haumea i Makemake.
Według dotychczasowej wiedzy ten szczególny obszar wykształcił się podczas procesu formowania Układu Słonecznego. Pas składa się z planetozymali, czyli obiektów dysku protoplanetarnego, z których nie powstały planety. Do 2020 roku zarejestrowano tu ponad 70 tysięcy obiektów o średnicy powyżej 100 km.
Warto zauważyć, że po przekroczeniu 50 au występuje tzw. klif Kuipera, jest to drastyczny spadek liczby dużych obiektów. Jego istnienie nadal wprawia naukowców w osłupienie. Część z nich sugeruje, że taki stan rzeczy może być wynikiem istnienia tam jeszcze niezaobserwowanej dotąd planety, która poprzez swoją grawitację "sprząta" ten zakątek Układu Słonecznego z mniejszych skał.
Żeby tego było mało, za Pasem Kuipera rozpościera się Obłok Oorta, czyli hipotetyczny obłok zbudowany z pyłu, okruchów skalnych i małych planetoid znajdujący się od 300 do 100 000 au od Słońca - jego krańce wyznaczają granicę oddziaływania grawitacyjnego naszego Układu Słonecznego. Do tej pory ludzkość nie była w stanie bezpośrednio obserwować Obłoku. Uważa się, że właśnie z tego miejsca pochodzą komety długookresowe.
Jednakże notuje się, że komety te mogą pochodzić z jednego określonego miejsca w Obłoku Oorta. Już w 1984 roku naukowcy postulowali, że na wydłużonej orbicie wewnątrz Obłoku może istnieć kosmiczny obiekt o dużej masie — wówczas sugerowano istnienie tam brązowego karła. Dalej w 2002 r. zaproponowano, że to, co grawitacyjnie wyrzuca komety z tego miejsca, może być planetą wielkości Jowisza.

Ile planet może jeszcze znajdować się za Plutonem?
Amir Siraj, astrofizyk teoretyczny z Uniwersytetu Princeton, dokonał szczegółowych obliczeń statystycznych i wykazał (czysto matematycznie), że daleko za Plutonem może istnieć 1,2 planety o masie większej niż masa Marsa (w odległości około 1400 au od Słońca), lub 2,7 planety o masie porównywalnej z masą Marsa, lub 5,2 planet o masie porównywalnej z masą Merkurego. Wszystkie te planety miałyby być także tzw. planetami swobodnymi, które w dalekiej przeszłości zostały "przechwycone" przez nasz Układ Słoneczny.
Planety swobodne są to ciała kosmiczne, które zostały wyrzucone ze swoich układów, w których się narodziły, np. przez bardzo silne oddziaływania grawitacyjne. Dlatego też, obiekty te, samotnie przemierzają mrok Wszechświata. Istnienie tych szczególnych ciał kosmicznych zostało udowodnione w 2000 r. Jak na razie nie wiadomo jak powszechne w kosmosie jest to zjawisko.
Dr Siraj na początku swoich analiz zaczął od oszacowania liczby planet swobodnych w Drodze Mlecznej oraz oszacowania odsetka gwiazd/układów, które mogłyby przechwycić te obiekty. Uzyskane informacje wykorzystał do obliczenia prawdopodobieństwa, które zakłada, że planety swobodne znajdą się obok naszego układu Słonecznego i zostaną "wciągnięte" system.
W swoim artykule naukowym Siraj pisze: "Pokazaliśmy, opierając się na prostym argumencie teoretycznym, że przechwycone planety skaliste prawdopodobnie istnieją w zewnętrznym Układzie Słonecznym".

Dodaje: "Przyszłe prace powinny obejmować symulacje sprawdzające bardziej szczegółowe analizy przechwytywania i zatrzymywania planet swobodnie unoszących się, a także planet związanych z innymi gwiazdami. Ponadto symulacje mogą rzucić światło na rozkład prawdopodobieństwa płaszczyzny orbity i pozycji na niebie dla przechwyconych planet. Przyszłe prace powinny także obejmować inne testy obserwacyjne na istnienie tego typu obiektów".
Wyniki badań zostały opublikowane w prestiżowym czasopiśmie naukowym The Astrophysical Journal Letters.

Za Plutonem istnieją jeszcze inne planety? Matematyka nie kłamie. /maximusnd /123RF/PICSEL

https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-za-plutonem-moga-znajdowac-sie-planety-wielkosci-marsa-zadzi,nId,7260604

[Paweł Baran]

Ziemia była kiedyś jednak płaska... w pewnym sensie. To "wina" żelaza

2024-01-10. Sandra Bielecka
Ziemia mogła powstać z bogatych w żelazo koncentrycznych dysków pyłu okrążających gwiazdę macierzystą. Według nowej analizy poprzedzonej obserwacjami odległych systemów planetarnych naukowcy wysnuli zaskakującą hipotezę o początkach naszej planety. Można pomyśleć, że nasza planeta rzeczywiście kiedyś była płaska, a raczej płaską formę przybrała materia, z której powstała.

Początki Układu Słonecznego
Mówiąc o dysku, nie mamy na myśli fikcyjnego świata wykreowanego przez Terry’ego Pratchetta, choć perspektywa wydaje się niezwykle interesująca. Naukowcy skupili swoją uwagę na dysku, jednak chodzi o protoplanetarną formację pyłu, bogaty w żelazo.  
Naukowcy szacują, że Układ Słoneczny powstał co najmniej 4,6 miliarda lat temu. Jednak jak dokładnie kształtowały się planety, w dalszym ciągu nie jest do końca jasne. Badacze postanowili przyjrzeć się więc sąsiednim układom, by zrozumieć, w jaki sposób powstały najbliższe nam planety oraz Ziemia.
W tym celu wykorzystali dane zebrane przez Bardzo Duży Teleskop (VLT) działający w Europejskim Obserwatorium Południowym. Międzynarodowy zespół ekspertów, na czele którego stanęli naukowcy z węgierskiego Obserwatorium Konkoly, zwrócił swoje oczy w kierunku młodego układu HD 144432 oddalonego od nas o 500 lat świetlnych. Badania na ten temat zostały opublikowane w czasopiśmie „Astronomy & Astrophysics”.
Układ HD 144432
Młody układ HD 144432 znajduje się w strefie bogatej w pył. Pierwszy raz badacze odkryli tak skomplikowany system pierścieni, położony tak blisko gwiazdy. Planety formują się, pobierając materiał z dysków pyłu i gazu, który jest pozostałością po narodzonej gwieździe, dlatego też dysk okrąża ją.  
Biorąc pod uwagę to, że naukowcy odkryli trzy pierścienie, prawdopodobnie powstały już dwie planety w tym układzie, które pozostawiły po sobie puste miejsca w dysku. Ich masę można porównać do masy Jowisza, biorąc pod uwagę szerokość przerw między pierścieniami.  

Co więcej, udało się również określić skład chemiczny pierścieni, wyróżniając pierwiastki typowe dla naszej planety oraz innych w Układzie Słonecznym, takie jak tlen, krzew czy żelazo. Jeżeli badania zostaną potwierdzone, będzie to pierwszy raz, kiedy wykryto protoplanetarny dysk bogaty w żelazo. Dotąd przypuszczano, że składają się one głównie z krzemu i węgla. Jednak obecność żelaza zamiast węgla bardziej pasuje do modeli teoretycznych według badaczy.  
Ziemia mogła powstać z dysku pyłu bogatego w żelazo
Naukowcy przeanalizowali rozkład pyłu w położonym blisko gwiazdy dysku. Wykryli skomplikowany układ trzech koncentrycznych pierścieni. Region ten odpowiada obszarowi, gdzie w Układzie Słonecznym powstawałyby skaliste planety. I tak kolejno, pierwszy wykryty krąg odpowiadałby obecnej orbicie Merkurego, drugi orbicie Marsa i trzeci orbicie Jowisza.
Co ciekawe, do tej pory astronomowie spotykali się z pierścieniami położonymi o wiele dalej od gwiazdy, dalej niż odległość Saturna od Słońca. Pierścienie tworzą się z dysku pyłu i gazów, gdy nowopowstające planety pochłaniają materiał przerywając jednolitą strukturę dysku.  
Układ Słoneczny mógł powstać w podobny sposób
Naukowcy uważają, że model dysku protoplanetarnego bogatego w żelazo i z małą ilością węgla pasuje do Układu Słonecznego. Ziemia na przykład posiada stosunkowo mało węgla.  

Żelazo obecne w dysku ulega roztopieniu i przekształceniu w kryształy, ponieważ temperatura dysku w układzie HD 144432 dochodzi do 1500 stopni Celsjusza w wewnętrznych kręgach, i spada do 25 stopni w zewnętrznych. Węgiel natomiast w tej temperaturze wszedłby w reakcję z tlenem, w efekcie czego generując gazy. W postaci stałej przetrwałby jedynie w oddalonych od gwiazdy rejonach, gdzie panują mniejsze temperatury. Jednak obserwacje nie potwierdziły jego obecności.
Naukowcy chcą przyjrzeć się innym systemom, podobnym do HD 144432, by móc potwierdzić informacje zebrane podczas badań. Dzięki temu być może uda się w końcu jednoznacznie odpowiedzieć na pytanie, czy planety powszechnie powstają w bogatych w żelazo dyskach, czy jest to rzadkością.   

Czy Ziemia mogła powstać z protoplanetarnego dysku bogatego w żelazo? /123RF/PICSEL

Kiedyś Układ Słoneczny wyglądał inaczej niż dzisiaj. /123RF/PICSEL

https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-ziemia-byla-kiedys-jednak-plaska-w-pewnym-sensie-to-wina-zel,nId,7260662

 

[Paweł Baran]

Planety Układu Słonecznego: Uran
2024-01-10. Gabriela Jach  156 odsłon
Uran — siódma planeta od Słońca, trzecia największa pod względem wielkości i czwarta pod względem masy. Chociaż z bliska widzieliśmy ją tylko raz, z tej oraz innych obserwacji na odległość wyciągnęliśmy wiele wniosków.
Charakterystyka planety
•    Typ planety: gazowy olbrzym/lodowy olbrzym
•    Masa: 8,681 × 1025 kg
•    Promień: 25362 km
•    Mimośród: 0,0469
•    Półoś wielka: 2,867 × 109 km
•    Okres orbitalny 30687 dni
•    Liczba Księżyców: 27
Historia badań
Uran był wielokrotnie obserwowany przed jego poprawnym zidentyfikowaniem, jednak wtedy często mylono go z gwiazdą. Gdy 13 marca 1781 roku astronom William Herschel skierował swój teleskop w stronę domniemanej gwiazdy, zauważył, że badany obiekt nie może nią być. Na początku uważał, że ma do czynienia z kometą, jednak brakowało jej zarówno warkocza, jak i otoczki gazowej, a jak się później okazało, poruszała się po orbicie kołowej wokół Słońca. Ustalono wtedy, że ciało uważane wcześniej za gwiazdę, w rzeczywistości jest planetą. Odkrycie to potwierdzono i powszechnie uznano, częściowo dzięki obserwacjom astronoma Johanna Elerta Bode.
William Herschel, poproszony o nadanie imienia odkrytej przez siebie planecie, zaproponował nazwę Georgium Sidus (Gwiazda Jerzego), na cześć swojego protektora i króla angielskiego Jerzego III. Zamiast tego jednak, planecie została nadana nazwa Uran, na cześć greckiego króla nieba, którą zaproponował Johann Bode.
Struktura wewnętrzna i zewnętrzna
Model struktury wewnętrznej Urana mówi o istnieniu 3 warstw: skalistego jądra, lodowej powłoki oraz zewnętrznej atmosfery wodorowo-helowej.
Uran posiada trzynaście znanych nam pierścieni. Na początku zaobserwowano tylko 9 z nich, które dzisiaj uważamy za główne. Są to pierścienie wąskie o ciemnoszarym kolorze. Następne 4 zostały odkryte w kolejnych latach.
Geologia planety
Uran jest drugą w Układzie Słonecznym najmniej gęstą planetą. Wynika to z faktu, iż na około 80% jego masy składają się „lodowe” substancje, takie jak woda, metan i amoniak, które nie tworzą jednak lodu znanego nam z Ziemi, ale gorący, gęsty płyn, zwany oceanem wodno-amoniakalnym. Lodowy płaszcz okala niewielkie, skaliste jądro planety, w pobliżu którego temperatura osiąga wartości równe około 4982 stopni Celsjusza.
Atmosfera i klimat
Atmosfera Urana składa się głównie z wodoru i helu, z niewielką ilością metanu oraz śladowymi ilościami wody i amoniaku. Planeta zawdzięcza swój niebieski kolor właśnie metanowi, który pochłania czerwoną składową białego światła. Temperatura atmosfery może spaść nawet do -224,2 stopni Celsjusza.
Wiatry w okolicach równika planety wieją w kierunku przeciwnym do kierunku jej obrotu. Jednak bliżej biegunów wiatr zmienia swój bieg i wieje zgodnie z kierunkiem obrotu Urana.
Uran jest jedyną planetą, której oś obrotu znajduje się pod kątem prostym do płaszczyzny obrotu. To wyjątkowe nachylenie powoduje, że na Uranie występuje niespotykany rozkład pór roku w stosunku do innych planet w Układzie Słonecznym. Przez prawie jedną czwartą roku Słońce świeci bezpośrednio nad jednym z biegunów, pogrążając drugą połowę planety w trwającej 21 lat ciemnej zimie.
Misje badające Urana
Jedynym statkiem kosmicznym, który kiedykolwiek dotarł do Urana, była sonda NASA Voyager 2, która podczas przelotu 24 stycznia 1986 roku zebrała wiele przydatnych informacji o samej planecie, jej księżycach i pierścieniach – odkryła 10 naturalnych satelitów Urana oraz 2 nowe pierścienie.
Wiele zdjęć Urana pochodzi również z jego obserwacji prowadzonych przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a, Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba lub inne teleskopy naziemne, takie jak np. Teleskopy Kecka.
Zorganizowanie nowej misji badającej Urana zostało określone przez NASA jako jeden z priorytetowych celów na najbliższą dekadę badania Wszechświata.
Korekta – Maks Celiński, Matylda Kołomyjec
Źródła:
•    Uranus Fact Sheet
10 stycznia 2024

•    Uran
10 stycznia 2024

•    Uranus: Facts
10 stycznia 2024

•    NASA’s Webb Scores Another Ringed World With New Image of Uranus
10 stycznia 2024

•    Uranus: Exploration
10 stycznia 2024
 Zdjęcie w tle: NASA/JPL-Caltech
Zdjęcie Urana, zrobione przez NIRCam 6 lutego 2023 roku, ukazujące pierścienie planety. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI. Image processing: J. DePasquale (STScI)
Zdjęcie Urana wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a w roku 2000. Oprócz samej planety widoczne są cztery jej pierścienie oraz dziesięć z dwudziestu siedmiu księżyców. Źródło: NASA/JPL/STScI
Koncepcja artystyczna przedstawiająca sondę kosmiczną Voyager na tle gwiazd. Źródło: NASA/JPL-Caltech

https://astronet.pl/uklad-sloneczny/planety/planety-ukladu-slonecznego-uran/

[Paweł Baran]

Księżyc jest pełen jaskiń – jak je wykorzystać?
2024-01-10.
Jaskinie lawowe na Księżycu mogą w przyszłości być nie tylko dobrym miejscem do prowadzenia badań, ale także posłużyć jako schronienia. Czy będą jednak bezpieczne? Problemem wytrzymałości ich stropów zajmuje się dr inż. Marcin Chwała z Politechniki Wrocławskiej.

Po raz pierwszy zagłębienia na powierzchni Księżyca opisano w 2009 roku. Okazało się wówczas, że część z nich to zapadnięte korytarze lawowe, które mogą prowadzić do różnego rodzaju jaskiń i jam. Powstały one prawdopodobnie podczas przepływów lawy i z uwagi na małą siłę grawitacji mogą osiągać szerokość nawet kilkuset metrów. Chociaż brak jest dokładnych badań w tym zakresie, pojawiły się już pomysły użycia tego typu jaskiń jako baz i schronień dla ludzi w trakcie eksploracji Księżyca.

Jednak takie korytarze pod wpływem grawitacji oraz innych czynników, takich jak uderzenia meteorytów, mogą się zapadać, tworząc rozległe zawaliska. Tematem stateczności księżycowych jaskiń i analizy zawalisk ich stropów zajął się dr inż. Marcin Chwała z Wydziału Budownictwa Lądowego i Wodnego PWr, we współpracy z japońskimi naukowcami: profesorem Goro Komatsu i doktorem Junichim Haruyamą. Efekty swojej pracy uczeni przedstawili w publikacji Structural stability of lunar lava tubes with consideration of variable cross-section geometry.

Dr Marcin Chwała badania na ten temat rozpoczął już w 2022 roku, opierając się przede wszystkim na danych pozyskanych przez sondy kosmiczne badające powierzchnię Księżyca oraz opracowaniach przedstawiających geometrię zmierzonych już zwalisk. Nie są jeszcze dostępne żadne dokładne informacje ani próbki z odwiertów z tych miejsc pochodzące z Księżyca, dlatego w przygotowaniu obliczeń naukowiec Politechniki Wrocławskiej korzystał m.in. ze skanów laserowych jaskini lawowej na Wyspach Kanaryjskich.
– Przeprowadzenie analizy stabilności jakiekolwiek struktury geologicznej na Księżycu jest niezwykle trudne. Możemy opierać się jedynie na szacunkowych parametrach, a zastosowanie zaawansowanych metod do opisu wytrzymałości skał mija się w tym wypadku z celem – tłumaczy dr inż. Chwała. – Mamy jednak do dyspozycji bardzo cenną rzecz, czyli zawaliska na Księżycu, których geometrię już znamy.
W publikacji zaproponowano tzw. podejście wsteczne. Naukowcy analizują bardzo dużo przekrojów modelowych, sprawdzając uzyskane przykłady zwalisk i korzystając z dostępnych informacji, dopasowują wyniki do parametrów zwalisk obserwowanych na Księżycu. Dzięki temu można na przykład ustalić, jakie są rozmiary jaskiń odpowiadające za dane zawaliska przy określonej grubości stropu skalnego. To całkiem nowe podejście do tego typu badań. Na potrzeby publikacji zespół przeanalizował trzy największe zwaliska, choć na Księżycu jest ich dużo więcej. Nie dla wszystkich można jednak dokładnie zmierzyć geometrię, czyli na przykład grubość stropu.

Idealne miejsce na księżycową bazę? Zdaniem polskiego naukowca zakładanie księżycowych baz w jaskiniach lawowych jest bardzo ciekawą alternatywą dla budowy baz powierzchniowych, przede wszystkim ze względu na ich olbrzymi potencjał naukowy. W księżycowej jaskini można na przykład znaleźć nienaruszone środowisko, w którym kryje się dużo informacji związanych z powstaniem Księżyca, a tym samym i całego Układu Słonecznego.

Dodatkowym atutem podziemnych baz jest także zabezpieczenie przed uderzeniami meteorytów i dużymi wahaniami temperatury. W ciągu dnia temperatura na Księżycu przekracza bowiem 100 stopni, a w nocy spada do około -180 stopni Celsjusza.

Ile w ogóle jest takich jaskiń na Księżycu?
– Bardzo trudno to oszacować, ale może być ich całkiem sporo, w szczególności na terenach, gdzie są morza bazaltowe i duże kratery uderzeniowe, przez które przepływała lawa – wyjaśnia dr Chwała. – Obecnie znanych zawalisk jest ponad 200, ale nie wszystkie muszą być związane z jaskiniami lawowymi.
Naukowiec już zapowiada kontynuację projektu. W kolejnych etapach chciałby zająć się m.in. analizą warstw skał księżycowych i ich wpływem na stateczność lawowych jaskiń oraz modelowaniem zawalisk w trójwymiarze.
 
Czytaj więcej:
•    Oryginalna publikacja prasowa
•    Latarnie morskie na Księżycu?
 
Publikacja: Elżbieta Kuligowska
Źródło: Politechnika Wrocławska
Na zdjęciu: Zawalisko na obszarze Morza Spokoju (Mare Tranquillitatis) uwiecznione pod różnymi kątami przez orbiter księżycowy LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) (NASAGSFCArizona State University)(1)
URANIA
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/ksiezyc-jest-pelen-jaskin-jak-je-wykorzystac

[Paweł Baran]

Zaobserwowano trzy żelazonośne pierścienie w dysku protoplanetarnym
2024-01-10.
Pochodzenie Ziemi i całego Układu Słonecznego budzi zainteresowanie zarówno naukowców, jak i opinii publicznej. Badając obecny stan naszej planety i innych obiektów układu opracowaliśmy dość szczegółowy obraz warunków, w jakich ewoluowały one z dysku zbudowanego z pyłu i gazu otaczającego młode Słońce przed 4,5 miliarda lat.
Dzięki ogromnemu postępowi, jaki dokonał się w badaniach nad formowaniem się gwiazd i planet wokół odległych obiektów astronomicznych, możemy teraz dokładnie poznać warunki panujące w środowiskach otaczających młode gwiazdy i porównać je z tymi uzyskanymi dla wczesnego Układu Słonecznego. Korzystając z Interferometru VLTI Bardzo Dużego Teleskopu Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO), międzynarodowy zespół naukowców pod kierownictwem Józsefa Vargi z Obserwatorium Konkoly w Budapeszcie na Węgrzech dokonał właśnie ważnego odkrycia w tej dziedzinie: zaobserwował dysk planetotwórczy młodej gwiazdy HD 144432, oddalonej od nas o około 500 lat świetlnych.
Zbadano między innymi rozkład pyłu w najbardziej wewnętrznym obszarze tego dysku, po raz pierwszy wykrywając w nim złożoną strukturę, w której pył gromadzi się w aż trzech koncentrycznych pierścieniach. Ten obszar najprawdopodobniej odpowiada strefie, w jakiej w naszym Układzie Słonecznym uformowały się planety skaliste, w tym Ziemia. Porównując dalej do naszego układu: pierwszy pierścień wokół HD 144432 znajduje się mniej więcej "na" orbicie Merkurego, a drugi jest zbliżony do trajektorii Marsa. Trzeci pierścień z grubsza odpowiada orbicie Jowisza.
Do tej pory astronomowie znajdowali takie konfiguracje głównie w większych skalach przestrzennych, odpowiadających orbitom, na których Saturn okrąża Słońce. Układy pierścieni w dyskach wokół młodych gwiazd zazwyczaj wskazują na planety formujące się w tzw. szczelinach, na etapie, gdy dopiero gromadzą pył i gaz na swojej orbitalnej trasie. HD 144432 jest jednak pierwszym przykładem tak złożonego układu pierścieni położonych tak blisko swojej macierzystej gwiazdy. Pierścienie te znajdują się do tego w strefie bogatej w pył, który jest budulcem planet skalistych podobnych do Ziemi. Zakładając, że pierścienie wskazują na obecność dwóch planet formujących się w obrębie szczelin, astronomowie oszacowali, że ich masy przypominają w przybliżeniu masę Jowisza.
Zespół wyznaczył również skład pyłu w całym dysku, aż do odległości od jego gwiazdy centralnej, która odpowiada odległości Jowisza od Słońca. To, co znaleźli, jest bardzo dobrze znane naukowcom badającym Ziemię i skaliste planety w Układzie Słonecznym: są tam różnorodne krzemiany (związki metalu, krzemu i tlenu) i inne minerały obecne w skorupie i płaszczu Ziemi oraz najprawdopodobniej metaliczne żelazo obecne w jądrach Merkurego i Ziemi. Jeśli wyniki te zostaną potwierdzone, byłby to pierwszy przypadek odkrycia żelaza w dysku protoplanetarnym.
Astronomowie do tej pory tłumaczyli obserwacje pyłowych dysków zawartą w nich mieszaniną pyłu węglowego i krzemianowego, czyli tych materiałów, które widzimy niemal wszędzie we Wszechświecie. Jednak, jak wyjaśnia zespół, z chemicznego punktu widzenia to właśnie obecność mieszaniny żelaza i krzemianów jest bardziej prawdopodobna w przypadku gorących, wewnętrznych obszarów dysku, z którego formują się planety. A pył obserwowany w dysku HD 144432 może mieć nawet temperaturę 1500 stopni Celsjusza przy wewnętrznej krawędzi i około 25 stopni w pobliżu tej zewnętrznej. Minerały i żelazo topią się więc łatwo i ponownie kondensują w pobliżu gwiazdy, często w postaci kryształów. Z kolei ziarna węgla nie przetrwałyby tego gorąca i zamiast tego byłyby raczej obecne w postaci gazowego tlenku lub dwutlenek węgla. Mimo to węgiel może wciąż być istotnym składnikiem stałych cząstek zawartych w zimnym dysku zewnętrznym, czego już obserwacje przeprowadzone w ramach omawianych badań nie były w stanie wykazać.
Pył bogaty w żelazo i ubogi w węgiel również dobrze pasowałby do warunków panujących w Układzie Słonecznym. Merkury i Ziemia są planetami bogatymi w żelazo, podczas gdy Ziemia zawiera stosunkowo mało węgla. Zatem dysk HD 144432 może być bardzo podobny do wczesnego Układu Słonecznego, w którym skalistym planetom, które obecnie obserwujemy, dysk dostarczał na pewnym etapie sporo żelaza. A to może oznaczać, że skład naszego układu może być dość typowy w skali kosmosu.
Jak powszechne są jednak takie uporządkowane, bogate w żelazo dyski planetotwórcze? Poza Układem Słonecznym to właśnie HD 144432 wydaje się być drugim przykładem planet formujących się w środowisku obfitym w żelazo. Astronomowie nie zamierzają jednak na tym poprzestać. Jak podkreślają autorzy publikacji, wciąż jest kilka innych obiecujących kandydatek, które tylko czekają, aż VLTI przyjrzy się im bliżej. We wcześniejszych obserwacjach zespół odkrył szereg dysków wokół młodych gwiazd, które wskazują na konfiguracje warte ponownego zbadania. Być może już niedługo astronomowie będą mogli dokładniej określić, czy i jak często planety tworzą się w bogatych w żelazo pyłowych dyskach, w pobliżu swoich gwiazd macierzystych.

Czytaj więcej:
•    Cały artykuł
•    Oryginalna publikacja: J. Varga et al, Mid-infrared evidence for iron-rich dust in the multi-ringed inner disk of HD 144432, Astronomy & Astrophysics (2023)
 
Opracowanie: Elżbieta Kuligowska
Źródło: Space.com
Na ilustracji: Obserwacje przeprowadzone za pomocą interferometru VLTI Europejskiego Obserwatorium Południowego ESO wykazały obecność różnych związków krzemianowych i prawdopodobnie żelaza, substancji występujących w dużych ilościach na planetach skalistych Układu Słonecznego. (Jenry)
URANIA
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/zaobserwowano-trzy-zelazonosne-pierscienie-w-dysku-protoplanetarnym

[Paweł Baran]

Powrót człowieka na Księżyc przesunięty. Zmiana terminu misji Artemis II i III
2024-01-10.
Agencja NASA ogłosiła zmiany w terminach planowanych misji programu Artemis. Astronauci okrążą Księżyc najwcześniej w 2025 roku, a lądowanie na srebrnym globie nastąpi rok później.
Misja Artemis I, pierwsza z programu, którego celem jest powrót człowieka na Księżyc wystartowała 16 listopada 2023 roku. Statek Orion bez załogi okrążył Srebrny Glob i powrócił na Ziemię. Zbliżona, ale już załogowa misja Artemis II miała odbyć się w listopadzie 2024 roku. 9 styczna 2024 roku agencja NASA ogłosiła zmianę terminu załogowej misji programu. Astronauci na pokładzie statku Orion udadzą się na lot wokół Księżyca najwcześniej we wrześniu 2025 roku. Przesunięciu uległ również termin misji Artemis III, której celem jest załogowe lądowanie na powierzchni Srebrnego Globu.
,, Bezpieczeństwo naszych astronautów jest dla NASA najwyższym priorytetem podczas przygotowań do przyszłych misji Artemis
Bill Nelson, Administrator NASA
- Wiele się nauczyliśmy od czasu misji Artemis I, a powodzenie kolejnych misji zależy od naszego partnerstwa handlowego i międzynarodowego, które ma na celu długoterminową współpracę i zrozumienie miejsca ludzkości w Układzie Słonecznym. Artemis reprezentuje to, co możemy osiągnąć jako naród i jako globalna koalicja. Kiedy skupiamy się na tym, co trudne, razem możemy osiągnąć to, co wspaniałe – dodaje Bill Nelson.
 
Kluczowe kwestie bezpieczeństwa
Zapewnienie bezpieczeństwa załogi jest głównym czynnikiem wpływającym na zmianę terminu misji Artemis. Pierwszy załogowy lot ma przetestować systemy kontroli środowiska i podtrzymania życia na pokładzie statku Orion. Testy NASA mające na celu kwalifikację komponentów zapewniających załodze bezpieczeństwo i powodzenie misji wykryły nieprawidłowości, których usunięcie wymaga dodatkowego czasu. Usprawnienia wymagają systemy zasilania, wentylacji i kontroli temperatury.

Nowy harmonogram dla misji Artemis III jest zgodny ze zaktualizowanym harmonogramem Artemis II, co gwarantuje agencji możliwość wykorzystania wniosków wyciągniętych z Artemis II.

Każda kolejna załogowa misja Artemis charakteryzuje się większym poziomem skomplikowania. Konieczne jest więc przeprowadzenie dodatkowych testów oraz opracowywanie nowych procedur.

Dostosowany harmonogram zapewni dostawcom rozwijającym nowe technologie, między innymi firmom SpaceX i Axiom Space, dodatkowy czas na testowanie i wszelkie przyszłe udoskonalenia.
Orbitalna stacja księżycowa – Gateway
Oprócz aktualizacji harmonogramów Artemis II i III, NASA dokonała zmiany terminów wystrzelenia pierwszych zintegrowanych elementów stacji księżycowej Gateway. Stacja ma zacząć funkcjonować w 2028 roku jako wsparcie i część misji Artemis IV.
źródło: NASA
Załoga misji Artemis II. Od lewej: Jeremy Hansen, Christina Koch, Victor Glover i Reid Wiseman. Fot. NASA
TVP NAUKA
https://nauka.tvp.pl/75259195/powrot-czlowieka-na-ksiezyc-przesuniety-zmiana-terminu-misji-artemis-ii-i-iii

[Paweł Baran]

Trzeci lot Starshipa w lutym 2024?
2024-01-10. Mateusz Mitkow
9 stycznia br. NASA poinformowała o opóźnieniach księżycowych misji Artemis. Oprócz tego dowiedzieliśmy się także o statusie przygotowań do trzeciego lotu testowego rakiety Starship. Przedstawicielka firmy SpaceX poinformowała, że IFT-3 może się odbyć już w przyszłym miesiącu.
Początek nowego roku obfituje w wiele nowych informacji, szczególnie w kontekście księżycowych misji programu Artemis. 9 stycznia br. NASA poinformowała o przeniesieniu misji Artemis II na 2025 r. oraz misji Artemis III, zakładającej załogowe lądowanie na Księżycu, na 2026 r. W przypadku pierwszej z nich jest to zaskoczenie, gdyż wiele wskazywało na to, że odbędzie się już w tym roku, z kolei data powrotu astronautów na Srebrny Glob od dłuższego czasu budziła spore wątpliwości, tak samo jak nowy termin, który wydaje się wręcz niemożliwy do utrzymania.
Oprócz tego dowiedzieliśmy się, że termin misji Artemis IV pozostaje niezmieniony, ale wyniesienie pierwszych elementów stacji Gateway, która powstanie na orbicie Księżyca nie odbędzie się w 2025 r., jak to pierwotnie planowano. NASA argumentuje opóźnienia względami bezpieczeństwa, szczególnie ze względu na wykryte problemy kapsuły Orion, która będzie wykorzystana do misji Artemis II. W przypadku kolejnego etapu głównym problemem jest status prac rozwojowych nad systemem Starship, zarówno rakiety, jak i statku Starship w wersji księżycowego lądownika.
W temacie Starshipa, dowiedzieliśmy się przy okazji, że już w najbliższych tygodniach będziemy mogli spodziewać się trzeciego lotu testowego, co znacznie pociesza fanów kosmonautyki i eksploracji kosmosu po niezbyt optymistycznych aktualizacjach misji Artemis. Przedstawicielka firmy SpaceX - Jessica Jensen zapowiedziała, że najpotężniejsza rakieta na świecie może odbyć swój kolejny lot (IFT-3) już w najbliższym miesiącu.
Jessica Jensen opisała, że w pełni zintegrowany system Starship/Super Heavy będzie gotowy do swojego trzeciego lotu testowego do końca obecnego miesiąca, z kolei w lutym SpaceX spodziewa się otrzymać oficjalną licencję od Federalnej Agencji Lotnictwa (FAA) na wykonanie lotu. Możliwe, że w tym roku zobaczymy Starshipa w locie nawet kilka razy, a głównymi celami na nadchodzące starty będzie oczywiście osiągnięcie orbity, odzyskanie dolnego stopnia, a także demonstracja tankowania na orbicie.
SpaceX musi przyspieszyć również prace nad księżycowym lądownikiem - Starship HLS (Human Landing System), który powinien zostać ukończony w połowie 2025 r. Należy także pamiętać, że zanim astronauci wyruszą w podróż, która zakłada lądowanie na Srebrnym Globie, lądownik musi zaliczyć misje bezzałogową. Wygląda na to, że najbliższe 12 miesięcy będzie kluczowym okresem nie tylko dla SpaceX, ale dla całego programu Artemis, który z założenia ma przywrócić długotrwałą obecność ludzi na Księżycu.
Przypomnijmy, że ostatni lot systemu nośnego Starship miał miejsce w listopadzie 2023 r. Mimo, że dolny stopień (Booster 9) nie przetrwał, to dwustopniowa rakieta firmy SpaceX zaliczyła udaną próbę. Statek (Ship 25) przekroczył linię Karmana, czyli wysokość powszechnie uznawaną za umowną granicę z kosmosem, po czym również został utracony. Do sukcesów tej próby można zaliczyć m.in. fakt poprawnego działania wszystkich silników w Boosterze 9, a także udaną separację stopni metodą hot-stagin, która polega na uruchomieniu silników w górnym stopniu, gdy nadal będzie on przymocowany do boostera Super Heavy.
W trzecim locie, planowanym na luty 2024 r. rakieta będzie składać się z Boostera 10 i Shipa 28, które niedawno były testowane. Pod koniec 2023 r. SpaceX test statyczny silników Raptor w dolnym stopniu oraz uruchomiła pojedynczą jednostkę napędową w górnym segmencie rakiety. Test statyczny Boostera 10 trwał około 10 s i zakończył się całkowitym sukcesem.
Szczęśliwe zakończenie miało miejsce również w przypadku górnego segmentu - Ship 28. W tym przypadku test trwał kilka sekund dłużej i polegał na uruchomieniu jednego z sześciu Raptorów. SpaceX wyjaśniło, że miało to na celu demonstrację uruchomienia silnika w przestrzeni kosmicznej.
Oba segmenty systemu Starship zostały zaprojektowane tak, aby w pełni i szybko nadawały się do ponownego użycia, co ma być przełomem pod względem potencjału zwielokrotnienia lotów i zminimalizowania kosztów pojedynczej misji.

Fot. SpaceX
Fot. Elon Musk/X
SPACE24
https://space24.pl/pojazdy-kosmiczne/systemy-nosne/trzeci-lot-starshipa-w-lutym-2024

[Paweł Baran]

Misje kosmiczne XX wieku: Program Mariner
2024-01-10.
Program Mariner był prowadzoną przez NASA i JPL serią bezzałogowych sond kosmicznych. Miał na celu pierwsze badania innych planet. Wzorowane były na nim sondy takich programów jak Voyager, Cassini-Hyugens, Viking, Gallileo czy Magellan, co pokazuje, jak wielki odniósł sukces. Łącznie od 1962 do 75 wysłano 10 sond, z których 7 nie uległo awarii podczas startu. Nie były one duże; wszystkie (bez paliwa) ważyły mniej niż pół tony. Ich misje planowano na od kilku miesięcy do 1-2 lat, pracowały więc dłużej, niż były planowane – jedna z nich przesyłała pożyteczne informacje przez aż 3 lata.
Plany wylecenia z układu Ziemia-Księżyc
Po sukcesach pierwszych misji kosmicznych dokonanych przez USA, w 1960 roku pojawiła się koncepcja częstego wystrzeliwania małych sond mających za zadanie badać inne planety. Mogło to być możliwe dzięki rakietom Atlas, a także decyzji o budowie globalnej sieci czułych anten Deep Space Network. Od tego momentu możliwa była komunikacja z pojazdami w tzw. głębokiej przestrzeni. Miała na to wpływ również chęć odniesienia jakiegokolwiek sukcesu, zanim zrobi to ZSRR – dokonania pierwszego lotu międzyplanetarnego. W kwietniu 1961 zaprojektowano tzw. Mariner A. Jego nazwa została zaproponowana przez Edgara Cortrighta i znaczy „żeglarz”. Projekt zakładał wysłanie pierwszej zaledwie misji rok później. Sinda miała polecieć w kierunku Wenus, ponieważ uznano, że będzie to najłatwiejszy cel, osiągalny przy użyciu dostępnych w tamtym czasie rakiet. Do wystrzelenia wybrano pojazd Atlas-Agenda. Niedługo potem zdecydowano się na zmianę w projekcie sondy. Zmiana ta uwzględniała poprawki i elementy stosowane w programie Ranger. Ostatecznie pojazd stał się hybrydą obu projektów i został z tego powodu nazwany Mariner R.
Mariner 1 i 2
Charakterystyczną cechą programu Mariner było posiadanie przez część misji zapasowej sondy – na wypadek utraty pierwszej z sond. Przydało się to już podczas pierwszego ze startów, 22 lipca 1962. Rakieta z sondą Mariner 1 zboczyła z kursu. Aby nie stanowiła zagrożenia, została zniszczona jeszcze zanim opuściła atmosferę.Niecałe pół roku później, 3 stycznia 1963, na takiej samej rakiecie Atlas-LV3 Agenda-B poleciał Mariner 2. Po osiągnięciu ziemskiej orbity wyruszył na trwającą około 3 ½ miesiąca podróż w kierunku Wenus. Była to pierwsza udana w historii misja międzyplanetarna.
Pierwsze dwie sondy były skonstruowane na sześciokątnym korpusie o średnicy 1,04 m i grubości 0,36 m, do którego podłączone były panele słoneczne, antena telekomunikacyjna i przyrządy naukowe. We wnętrzu korpusu znajdowały się baterie, ładowarki do baterii, prosty komputer, butle zawierające paliwo oraz silnik. Paliwem służącym do korekt kursu była bezwodna hydrazyna, odpalana przy pomocy granulek tetratlenku azotu i tlenku glinu. Dzięki systemowi stabilizacji na sprężony azot, sondy mogły utrzymywać kąt nachylenia z marginesem błędu ok. 1 stopnia. System zasilania wykorzystywał dwa prostokątne panele słoneczne, jeden o wymiarach 183×76 cm, a drugi 152×76 cm. Panele były cały czas skierowane prostopadle do Słońca lub ładowały baterie. Kiedy światła słonecznego nie było, baterie te zapewniały energię do ciągłej transmisji telemetrii i przesyłania danych, przysyłanych przy użyciu dużej, kierunkowej anteny parabolicznej zamontowanej na wysięgniku odchodzącym od korpusu.
Podczas lotu Mariner 2 zbierał dane dotyczące między innymi wiatru słonecznego i promieniowania kosmicznego. Do badań wykorzystywał przymocowane głównie do masztu instrumenty naukowe. Było to: dwa radiometry, sensor mikrometeorytów, czujnik plazmy słonecznej, czujniki cząsteczek i magnetometr. Po dotarciu miały za zadanie zbadać temperaturę powierzchni i atmosfery Wenus.
Przelot nad powierzchnią Wenus nastąpił 14 grudnia 1962 i w najniższym punkcie Mariner 2 był oddalony od planety o zaledwie 35 tys. km. Dzięki sondzie dowiedzieliśmy się, że zagęszczenie pyłu międzyplanetarnego w rejonie, przez który przeleciała, jest znacznie mniejsze, niż się spodziewano, a także że Wenus ma bardzo gęste chmury i niesamowicie gorącą powierzchnię. Było to pierwsze w historii zbliżenie się przez ziemską sondę do innej planety. Po wyleceniu z pola grawitacyjnego planety sonda weszła na obite heliocentryczną. Nadawała sygnały do 3 stycznia 1963, po czym utracono z nią kontakt. Do dziś pozostaje na orbicie wokół Słońca.
Mariner 3 i 4
Podobnie jak podczas pierwszych dwóch misji, Mariner 3 nie spełnił swojego zadania i bez odwiedzenia żadnej planety wleciał na orbitę heliocentryczną. Powodem tego było nieudane odseparowanie się stopni rakiety od sondy. Udana była natomiast misja identycznej sondy Mariner 4. Jej cel był bardziej ambitny – Mars. Dzięki niej ludzkość pierwszy raz zobaczyła Czerwoną Planetę z bliska, ponieważ umieszczona na sodzie kamera wykonała pierwsze zdjęcia Marsa z bliska. Były to też pierwsze w historii zdjęcia innej planety wykonane nie przez teleskop. Sonda została wystrzelona 28 listopada 1964 za pomocą rakiety będącej kombinacją Agenda-D i Atlas-D, przystosowanej do tego rodzaju sond.
Dzięki odkryciom, jakich dokonała sonda, pierwszy raz dowiedziano się, jak tak naprawdę wygląda Mars, chociaż zdjęcia mu zrobione były czarno-białe i niskiej jakości. Fotografie przed zakodowaniem i wysłaniem były przechowywane na taśmie mogącej pomieścić ich maksymalnie 21. Mariner 4 wysłał w kierunku ziemi ok. 5,2 miliona bitów, czyli ok. 634 kB. Wszystkie urządzenia naukowe zadziałały poprawnie, z wyjątkiem części komory jonizacyjnej, która to przestała działać w trakcie lotu Ziemia-Mars. Oprócz tego zawiódł jeden z oporników w instalacji elektrycznej sondy, w wyniku czego mocno utrudnione było poprawne interpretowanie danych, aczkolwiek sonda pokonała ten problem rekalibrując instrumenty.
Dane przekazane Ziemi były bardzo zaskakujące dla ówczesnych badaczy kosmosu. Najbardziej niespodziewane okazały się być brak wody powierzchniowej, bardzo niskie ciśnienie atmosferyczne, temperatury osiągające nawet -100°C w ciągu dnia i brak pola magnetycznego Marsa. Wyniki te, doprecyzowane w późniejszych misjach, pokazywały jasno, ze na Czerwonej Planecie nie może istnieć takie życie, jakie zakładano. Należy też wziąć pod uwagę, że sonda wykonała zdjęcia tylko fragmentowi na południowej półkuli Marsa, który, jak teraz wiadomo, jest dużo starszy niż północna część i posiada znacznie więcej kraterów.
Sondy Mariner 3 i 4 różniły się znacznie od Marinerów R – między innymi tym, że miały 4 panele słoneczne i całościowo były większe. Kontakt z drugą z sond został utrzymany aż przez 3 lata od wystrzelenia, czyli do lutego 1967 roku.
Mariner 5
Wystrzelenie na rakiecie Atlas Agenda nastąpiło 14 czerwca 1967. Oryginalnie sonda Mariner 5 była kopią swojej poprzedniczki, lecz po jej sukcesie postanowiono przerobić konstrukcję sondy i wysłać ją podczas okna transferowego w kierunku Wenus. Z tego powodu zmiany obejmowały między innymi zmniejszenie paneli słonecznych, a także przeniesienie niektórych urządzeń tak, aby sonda mogła komunikować się z Ziemią, równocześnie będąc odwrócona tyłem do Słońca. Ponieważ w tamtym czasie wiedziano już więcej o Wenus niż podczas pierwszych lotów, postanowiono zbadać bardziej szczegółowo pewne aspekty tej planety. Do zestawu urządzeń pomiarowych dołączono fotometr działający w zakresie światła ultrafioletowego, a w planie misji było przesyłanie danych dotyczących planety zarówno przed, jak i po przelocie nad nią.
W tym czasie sowieccy naukowcy również zaczęli z sukcesem wysyłać swoje urządzenia na inne planety. Na pewien czas przed Marinerem 5 na powierzchnię Wenus opadła sonda Wenera 4. Dzięki współpracy w ramach COSPAR amerykańscy naukowcy podzielili się danymi uzyskanymi podczas misji co pozwoliło lepiej zrozumieć warunki panujące w miejscu, gdzie wylądował sowiecki lądownik. Największe zbliżenie sondy Mariner 5 do Wenus nastąpiło 19 października 1967 na wysokości 3990 km.
Mariner 6 i 7
Jako jedyne dwa siostrzane statki programu oba dotarły bezawaryjnie do Marsa. Ich głównym zadaniem było lepsze poznanie powierzchni i atmosfery Czerwonej Planety. Do tego celu wyposażono je w kamery telewizyjne, których zdjęcia były zapisywane nie analogowo, tak jak poprzednio, lecz za pomocą magnetowidu cyfrowego. Pozwoliło to na wykonanie i wysłanie setek zdjęć, szczegółowo obrazujących południową półkulę i równik planety. Ponieważ oba statki przeleciały jedynie nad częścią powierzchni Marsa, nie uchwyciły takich formacji geologicznych jak równikowe pasma górskie czy równiny północnej półkuli. Wystrzelenie Marinera 6 nastąpiło 25 lutego 1969, a Marinera 7 27 marca tego samego roku. Oba starty wykonano za pomocą rakiety Atlas SLV-3D Centaur-D1A.
Przez zwiększoną potrzebę na ilość przesyłanych danych, sondy te były wyposażone w kilka anten o różnej przepustowości. Łącznie nadawały na trzech częstotliwościach, wykorzystywanych w zależności od potrzeb i rozmiarów przesyłanych pakietów danych. Misje ta bardzo pomogły w planowaniu i programowaniu przyszłych programów mających na celu badanie Marsa. Największe zbliżenie do powierzchni Marsa sondy Mariner 6 nastapiło 31 lipca 1969, na wysokości 3431 km, a Marinera 7 5 sierpnia tego samego roku na wysokości 3430 km.
Mariner 8 i 9
Mariner 8 był ostatnią sondą programu, która nie osiągnęła swoich celów, natomiast jej dokładna kopia – Mariner 9 – stała się pierwszym w historii sztucznym satelitą innej planety niż Ziemia. Została wystrzelona 30 maja 1971 roku. Warto zauważyć, że wyprzedziła sowieckie sondy Mars 2 i 3 tylko o kilka tygodni. W momencie wejścia statku na orbitę szalała planetarna burza piaskowa, która przesłaniała powierzchnię Marsa. Mapowanie jej było jednym z głównych celów misji, więc podjęta przez startem decyzja o tym, że sonda powinna wejść na orbitę Czerwonej Planety, okazała się strzałem w dziesiątkę. Mariner 9 po prostu zaczekał kilka miesięcy na zakończenie się burzy, po czym wysłał pierwsze wysokiej jakości zdjęcia powierzchni planety. Mariner 9 był również najmasywniejszą sondą programu – w momencie wystrzelenia ważyła 998 kg, ponieważ zawierała duże ilości paliwa potrzebnego do wyhamowania do prędkości orbitalnej nad Marsem.
Dzięki sondzie zmapowane zostało po raz pierwszy ok. 85% powierzchni planety, włączając takie struktury jak Olympus Mons czy Valles Marineris. Ta druga została tak nazwana na cześć programu, który doprowadził do jej odkrycia. Łącznie Mariner 9 przesłał 7329 zdjęć. Zaobserwował również dwa księżyce Marsa, Fobosa i Deimosa. Kontakt utracono 27 października 1972 po wyłączeniu się sondy związanym z wyczerpaniem się zapasu gazu używanego do kontroli wysokości.
Mariner 10
Była to ostatnia misja programu Mariner, bo chociaż planowano kolejne, zmieniono je w osobne programy. Mariner 10 dokonał jednak kilku niesłychanych przełomów, np. był to pierwszy w historii statek, który wszedł w pole przyciągania dwóch planet innych niż Ziemia, a także pierwszy, który użył asysty grawitacyjnej i sfotografował Merkurego z bliska, czego nie dokonała żadna inna sonda przez następne 33 lata. Kilka miesięcy po wystrzeleniu Mariner 10 wszedł w pole przyciągania Wenus, które to „wygięło” jego trajektorię na spotkanie z Merkurym. Start nastąpił 3 listopada 1973. Sonda, podobnie jak Mariner 5, nie miała swojej dokładnej kopii w zapasie na wypadek niepowodzenia misji i była większa od swoich poprzedniczek.
Dzięki Marinerowi 10 ludzkość pierwszy raz przekonała się, jak tak naprawdę wygląda Merkury – jest martwą pustką o ogromnej amplitudzie temperatur. Misja zmapowała prawie połowa powierzchni tej planety, powracając w jej pole przyciągania dwukrotnie po pierwszym przelocie. Ze względu na bardzo powolny obrót Merkurego wokół własnej osi i geometrię orbity, na jaką został skierowany Mariner 10, za każdym razem przelot odbywał się nad prawie tą samą częścią planety, która była oświetlona. Pozwoliło mu to na zmapowanie około 45% powierzchni Merkurego. Eksperymenty wykonane przez sondę uwzględniały także badania Słońca, wiatru słonecznego, promieniowania, a także fotografowanie Wenus podczas asysty grawitacyjnej. Misja w ogromnym stopniu dołożyła się do poznania najbliższej Słońcu planety, ponieważ obserwacje teleskopowe nie pozwalały na dokładne mapowanie jej powierzchni. Po trzecim przelocie w 1975 roku utracono kontakt z sondą. Nadal krąży po orbicie heliocentrycznej.
Spuścizna programu – podsumowanie
Program Mariner był jednym z najbardziej udanych w historii podboju kosmosu i pozwolił na dokonanie wielu przełomów. Wystarczy wspomnieć, że to właśnie sondy Mariner jako pierwsze dokonały udanych lotów międzyplanetarnych, asyst grawitacyjnych i jako pierwsze weszły na orbity mijanych planet. Zdobyte dzięki nim informacje były niezbędne dla wysłania kolejnych misji, dając podwaliny pod naszą dzisiejszą wiedzę, a także znacznie zmieniając postrzeganie naszego układu planetarnego przez ówczesnych ludzi. Planowano jeszcze kilka sond tego programu, lecz wyzwania, jakie chciano podjąć, były tak duże, że plany te zmieniły się w swoje osobne programy. Mimo tego nadal były stosunkowo podobne do swoich pierwowzorów, co pokazuje, że Mariner pozostawił swój ślad nie tylko na naszej wiedzy o planetach, lecz także na technologii, z której nadal korzystamy w badaniach.
Korekta – Matylda Kołomyjec
Źródła:
•    en.wikipedia.org: Mariner Program
10 stycznia 2024

•    astronautix.com: Mariner 1-2
10 stycznia 2024

•    astronautix.com: Mariner R
10 stycznia 2024

•    en.wikipedia.org: Mariner 2
10 stycznia 2024

•    en.wikipedia.org: Mariner 4
10 stycznia 2024

•    astronautix.com: Mariner 3-4
10 stycznia 2024

•    en.wikipedia.org: Mariner 5
10 stycznia 2024

•    astronautix.com: Mariner 5
10 stycznia 2024

•    en.wikipedia.org: Mariner 6 and 7
10 stycznia 2024

•    en.wikipedia.org: Mariner 9
10 stycznia 2024

•    en.wikipedia.org: Mariner 10
10 stycznia 2024

•    Astronautix: Mariner 10
10 stycznia 2024
 Zdjęcie w tle: Photo by Eric Long, Smithsonian National Air and Space Museum (NASM2015-07455).
Mariner 2 model 1:1. Tego modelu używano podczas testów i w czasie trwania przygotowań do misji. Źródło: Photo by Eric Long, Smithsonian National Air and Space Museum (NASM2015-07455).

4 kamery telewizyjne zamontowane u spodu sondy Mariner 4 Źródło:NASA

Jedno z pierwszych zdjęć wykonanych przez Mariner 4, pokazujące powierzchnię Marsa. Jest to najlepsze jakościowo zdjęcie, jakie wykonała sonda. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Model 1:1 sondy Mariner 5 Źródło: NASA

Jedno ze zdjęć wykonanych przez Mariner 5 podczas przelotu nad Wenus. Źródło:NASA

Zdjęcie jednej z sond Mariner 6 i 7. Źródło: NASA

Model 1:1 sondy Mariner 9 Źródło: NASA

Zdjęcie Noctis Lbirynthus wykonane przez Mariner 9 nad zachodnią częścią Valles Marineris Źródło: NASA

Rysunek Marinera 10 podczas lotu Źródło: NASA

Merkury widziany przez sondę Mariner 10 na 6 godzin przed maksymalnym zbliżeniem. Źródło: NASA

Mozaika zdjęć Merkurego zrobionych podczas drugiego przelotu Źródło: NASA

Mozaika zdjęć wszystkich przelotów. Niewyraźne, jaśniejsze miejsca są lukami ,do których zapełnienia nie wystarczyło danych. Źródło: Mariner 10, Astrogeology Team, U.S. Geological Survey

Porównanie wielkości i kształtu sond programu Mariner do siebie i człowieka Źródło Historic Spacecraft
https://astronet.pl/loty-kosmiczne/misje-xx-wieku/misje-kosmiczne-xx-wieku-program-mariner/

[Paweł Baran]

Chiny wynoszą innowacyjny teleskop rentgenowski Einstein Probe
2024-01-10.
Z kosmodromu Xichang w Chinach wystartowała rakieta Długi Marsz 2C. W udanej misji wyniosła na orbitę innowacyjny rentgenowski teleskop kosmiczny Einstein Probe.
Rakieta Długi Marsz 2C wystartowała 9 stycznia 2024 r. o 2:03 w nocy czasu lokalnego. Lot przebiegł pomyślnie i ważący prawie 1,5 t statek został umieszczony na docelowej orbicie o wysokości około 600 km i inklinacji 29 stopni.
Einstein Probe to teleskop rentgenowski powstały we współpracy Chińskiej Akademii Nauk, Europejskiej Agencji Kosmicznej ESA oraz Instytutu Plancka. Satelita został zbudowany przez chińskie zakłady CAST. Umieszczono na nim dwa teleskopy: Wide-field X-ray Telescope (WXT) oraz Follow-up X-ray Telescope (FXT).
WXT to teleskop rentgenowski bardzo szerokiego pola widzenia. Bazuje na specjalnie wykonanej optyce, zainspirowanej działaniem wzroku homara. Setki tysięcy rurek ułożonych w sferę kierują światło dochodzące do teleskopu do detektora typu CMOS. Teleskop WXT składa się z 12 takich modułów co daje łącznie pole widzenia 3600 stopni kwadratowych.
Drugi teleskop FXT jest przeznaczony do dokładniejszego badania wykrytych źródeł promieniowania rentgenowskiego. To konstrukcja bardziej klasyczna typu Wolter-I. Teleskop FXT składa się z dwóch identycznych modułów optycznych. Einstein Probe jest wyposażony w moduł przetwarzania danych na pokładzie, więc jest w stanie autonomicznie kierować teleskop FXT po wykryciu czegoś interesującego w szerokokątnym teleskopie WXT.
Udział europejskiej agencji ESA polegał na testowaniu i kalibracji detektorów CMOS w teleskopie WXT oraz budowie i testach zwierciadeł i dywertera elektronów w instrumencie FXT. Za sprawą europejskich stacji naziemnych pobierana będzie część danych naukowych i telemetrii z teleskopu.
Misja potrwa minimum 3 lata a jej celem jest stworzenie dużego przeglądu nieba w poszukiwaniu źródeł sygnału rentgenowskiego ze zwartych źródeł kosmicznych jak czarne dziury i gwiazdy neutronowe. Naukowców interesuje szczególnie wykrycie promieniowania X w supermasywnych czarnych dziurach, z których do tej pory nie zarejestrowano żadnego światła.
Einstein Probe ma też wykrywać rozbłyski gamma, wybuchy supernowych, flary z gwiazd w Drodze Mlecznej czy niektóre zdarzenia w Układzie Słonecznym jak emisje z komet i zorze na Jowiszu. Sonda przyczyni się również do rozwoju astronomii fal grawitacyjnych. Jeżeli detektory naziemne wykryją jedno z takich zjawisk jak kolizja czarnych dziur czy kolizja czarnej dziury i gwiazdy neutronowej to teleskop Einstein Probe będzie starał się zarejestrować światło rentgenowskie z takiego zdarzenia.
Start misji Einstein Probe był 7. udanym lotem rakiety orbitalnej na świecie w 2024 r. i drugim chińskim. Chiny w ostatnich latach znacząco zwiększyły liczbę wysyłanych naukowych misji kosmicznych. Najważniejszy w tym roku będzie start sondy Chang’e 6, która jako pierwsza w historii ma pobrać materiał z niewidocznej strony Księżyca i wrócić z nim na Ziemię. Sonda dotarła w styczniu na teren kosmodromu Wenchang, skąd wystartuje w maju.
 
Na podstawie: ESA/Xinhua/SpaceNews
Opracował: Rafał Grabiański
 
Więcej informacji:
•    Informacje ESA nt. teleskopu Einstein Probe
•    Informacja prasowa o udanym starcie (Xinhua)
 
Na zdjęciu tytułowym: Rakieta Długi Marsz 2C startująca z misją Einstein Probe. Źródło: Ling Siqin/Xinhua
Jeden z 12 modułów teleskopu WXT. Źródło: CAS.

URANIA
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/chiny-wynosza-innowacyjny-teleskop-rentgenowski-einstein-probe

[Paweł Baran]

Ziemia ciemnieje coraz bardziej. Niepokojące odkrycie naukowców, które skończy się katastrofą
2024-01-11.
Powierzchnia Ziemi staje się coraz ciemniejsza, a wraz z tym zmniejsza się jej zdolność do odbijania promieniowania słonecznego. Ciepło jest pochłaniane przez grunt i powierzchnię oceanów, co przyspiesza ocieplanie się klimatu.
Satelity należące do NASA dokonują na bieżąco pomiarów zasięgu i grubości pokrywy śnieżnej w Arktyce od końca lat 70. minionego wieku. W tym czasie letni zasięg pokrywy lodowej zmniejszył się o 40 procent, zaś średnia temperatura powietrza wzrosła o 2 stopnie.
Jak wiemy, promienie słoneczne najskuteczniej odbijane są przez bardzo jasne powierzchnie, natomiast w największej skali pochłaniane są przez najciemniejsze powierzchnie.
To dlatego podczas upałów, gdy słońce silnie operuje, zalecany jest ubiór w kolorze białym, który odbija promienie słoneczne i nie powoduje nagrzewania się odzieży. Ubiór czarny nagrzewa się najszybciej i powoduje dyskomfort.
Ten sam proces obserwowany jest przez satelity meteorologiczne. Im mniej pokrywy lodowej jest w Arktyce, tym mniej powierzchni jest jasnych, i tym więcej ciemnych. Grunt i powierzchnia morza w miejscach, gdzie wcześniej zalegał lód, nagrzewa się, przyspieszając ocieplanie się klimatu.
Albedo, czyli zdolność do odbijania promieni słonecznych, czystego śniegu to aż 80-90 procent. Tymczasem albedo powierzchni morza to 20 procent, a więc jest w stanie pochłaniać 80 procent promieniowania.
Od końca lat 70. albedo Arktyki spadło z 52 do 48 procent, a więc o 4 punkty procentowe. To więcej niż zakładały najbardziej niepokojące prognozy klimatyczne. Co więcej, z biegiem lat albedo zmniejsza się coraz szybciej.
Przypomnijmy, że zasięg lodowej pokrywy morskiej w Arktyce maleje systematycznie od lat 80. ubiegłego wieku. W ciągu ostatnich 30 lat pokrywa lodowa w Arktyce w okresie swojego marcowego maksimum w marcu zmniejszyła się o 1 mln kilometrów kwadratowych, zaś w okresie wrześniowego minimum aż o 4 mln km.
W 2012 roku zasięg lodu pobił rekord wszech czasów, gdy we wrześniu wyniósł zaledwie 3,41 mln km kw. W takim tempie okresy letnio-jesienne będą wolne od lodu w ciągu następnych 30 lat, a to oznacza, że jesteśmy na najlepszej drodze do kolejnych spektakularnych rekordów.
Wyniki badań zostały ostatnio potwierdzone również przez inny zespół ekspertów, tym razem za pomocą danych z kalifornijskiego teleskopu Big Bear Solar Observatory. Naukowcy przeanalizowali 1,5 tysiąca nocy z lat 1998-2017.
Teleskop analizował ilość światła docierającego z Ziemi do ciemnej strony Księżyca, znajdującego się w fazie pomiędzy pełnią a nowiem. Okazało się, że spadek albedo pojawił się w danych z ostatnich 3 lat, po 17 latach utrzymywania się na niezmienionym poziomie. Dla badaczy było to ogromną niespodzianką.
Źródło: TwojaPogoda.pl / NASA.
Ziemia jest coraz ciemniejsza. Fot. NASA.

Ziemia jest coraz ciemniejsza. Fot. NASA.

Ziemia pochłania coraz więcej światła. Fot. Pixabay.

https://www.twojapogoda.pl/wiadomosc/2024-01-11/ziemia-ciemnieje-coraz-bardziej-niepokojace-odkrycie-naukowcow-ktore-skonczy-sie-katastrofa/

[Paweł Baran]

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba odkrywa pyłowy warkocz w układzie Beta Pictoris
2024-01-11. Radek Kosarzycki
This image from Webb’s MIRI (Mid-Infrared Instrument) shows the star system Beta Pictoris. An edge-on disc of dusty debris generated by collisions between planetesimals (orange) dominates the view. A hotter, secondary disc (cyan) is inclined by about 5 degrees relative to the primary disc. The curved feature at upper right, which the science team nicknamed the “cat’s tail,” has never been seen before. A coronagraph (black circle and bar) has been used to block the light of the central star, whose location is marked with a white star shape. In this image light at 15.5 microns is coloured cyan and 23 microns is orange (filters F1550C and F2300C, respectively). [Image description: A wide, thin horizontal orange line appears at the centre, extending almost to the edges, a debris disc seen edge-on. A thin blue-green disc is inclined about five degrees counterclockwise relative to the main orange disc. Cloudy, translucent grey material is most prominent near the orange main debris disc. Some of the grey material forms a curved feature in the upper right, resembling a cat’s tail. At the centre is a black circle with a bar. The central star, represented as a small white star icon, is blocked by an instrument known as a coronagraph. The background of space is black.]
Beta Pictoris, młody układ planetarny położony zaledwie 63 lata świetlne od nas bezustannie intryguje naukowców, nawet mimo tego, że badany jest już od kilkudziesięciu lat. To właśnie w tym układzie naukowcy po raz pierwszy w historii sfotografowali dysk pyłowy powstały w wyniku zderzeń planetoid, komet i planetozymali różnych rozmiarów. Co więcej, w toku późniejszych obserwacji Kosmiczny Teleskop Hubble’a odkrył w tym układzie także drugi dysk odłamków, który na dodatek jest nachylony względem pierwszego. Trzeba było jednak poczekać na Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, aby w tym układzie odkryć zupełnie nową, wcześniej nigdy niewidzianą strukturę.
Zespół naukowców z Centrum Astrobiologii w Hiszpanii wykorzystał kamery NIRCam (bliska podczerwień) i MIRI (średnia podczerwień) zainstalowane na pokładzie teleskopu Jamesa Webba do zbadania składu wykrytych wcześniej dysków pyłu i odłamków otaczających gwiazdę Beta Pictoris. Wyniki obserwacji okazały się lepsze, niż się spodziewano. Naukowcy odkryli bardzo nachyloną względem dysków strukturę przypominającą swoisty koci ogon, który rozciąga się od południowo-zachodniej części dysku odłamków.
Nawet przy wykorzystaniu teleskopu Jamesa Webba dostrzeżenie tego „kociego ogona” wymagało przyjrzenia się gwieździe w odpowiedni zakresie długości fal, w tym przypadku w średniej podczerwieni. W danych z kamery obserwującej otoczenie gwiazdy w bliskiej podczerwieni struktura ta pozostanie niewidoczna. Niejako przy okazji, kamera MIRI pozwoliła naukowcom dostrzec znaczące różnice temperatur między oboma dyskami otaczającymi Beta Pic. Astronomowie podejrzewają, że różnica ta wynika z innego składu chemicznego obu dysków.
„Nie spodziewaliśmy się, że Webb ujawni, że wokół Beta Pic znajdują się dwa różne rodzaje materiału, ale MIRI wyraźnie pokazało nam, że materiał dodatkowego dysku i kociego ogona jest cieplejszy niż materia tworząca główny dysk” – powiedział Christopher Stark, współautor opracowania z Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda NASA w Greenbelt w stanie Maryland. „Pył tworzący ten dysk i ogon musi być bardzo ciemny, więc nie jest łatwo go zobaczyć w zakresie widzialnym lub bliskiej podczerwieni, ale w średniej podczerwieni jest on już wyraźnie widoczny”.
Aby wyjaśnić wyższą temperaturę, zespół wywnioskował, że pył może być wysoce porowatą materią organiczną, przypominającą tę, którą znajduje się często na powierzchniach komet i planetoid w Układzie Słonecznym. Wstępna analiza materiału pobranego z planetoidy Bennu przez należącą do NASA misję OSIRIS-Rex wykazała, że jest on bardzo ciemny i bogaty w węgiel, podobnie jak to, co MIRI wykryła w Beta Pic.
To wszystko jednak nie zmienia faktu, że wciąż nie ma żadnego wyjaśnienia dla kociego ogona. Badacze tworzyli różne scenariusze, starając się odtworzyć tę strukturę i odkryć jej pochodzenie. Badania wciąż trwają, choć na tę chwilę wszystko zdaje się wskazywać na to, że jest on efektem zderzenia, do którego mogło dojść zaledwie sto lat temu.
 „Załóżmy, że w układzie dochodzi do zderzenia, w wyniku którego powstaje dużo pyłu. Początkowo pył przemieszcza się w tym samym kierunku, co jego źródło, ale promieniowanie emitowane przez gwiazdę centralną wypycha najmniejsze i najlżejsze ziarna pyłu szybciej niż większe i cięższe. W ten sposób teoretycznie mógłby powstać długi wąski strumień pyłu” przekonuje Marshall Perrin, współautor badania z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland.
„Ogon kota jest bardzo nietypowy, a odtworzenie jego krzywizny za pomocą modelu dynamicznego jest niezwykle trudne” – wyjaśniają badacze. „Nasz model wymaga niezwykle szybkiego wypchnięcia pyłu z układu, co ponownie sugeruje, że jest on wykonany z organicznego materiału odbijającego światło”.
Model preferowany przez zespół wyjaśnia ostry kąt zakrzywienia ogona względem dysku jako proste złudzenie optyczne. Nasza perspektywa w połączeniu z zakrzywionym kształtem ogona tworzy obserwowany kąt ogona, podczas gdy w rzeczywistości łuk materii odchodzi od dysku pod kątem zaledwie pięciu stopni. Biorąc pod uwagę jasność ogona, zespół szacuje, że ilość pyłu w kocim ogonie odpowiada zawartości dużej planetoidy z Pasa Planetoid rozciągniętej w pas o długości 16 miliardów kilometrów.
Proces powstawania struktury w układzie Beta Pic może być związany także z obserwowanym w 2014 roku za pomocą sieci ALMA skupiskiem tlenku węgla (CO) w tym samym miejscu, w którym obecnie obserwujemy koci ogon. Zważając na to, że promieniowanie emitowane przez gwiazdę powinno rozłożyć CO w ciągu około stu lat, możliwe, że sam koci ogon (jeżeli pochodzi z tego samego zdarzenia) ma także mniej niż sto lat.
https://www.pulskosmosu.pl/2024/01/beta-pictoris-koci-ogon-james-webb/

[Paweł Baran]

Naukowiec z Politechniki Wrocławskiej bada wytrzymałość stropów w księżycowych jaskiniach
2024-01-11.
Prowadzenie analiz stabilności stropów w księżycowych jaskiniach to jeden z obszarów zainteresowań badawczych dr. inż. Marcina Chwały z Politechniki Wrocławskiej. Naukowiec zajmuje się tym problemem we współpracy z uczonymi z Japonii.
Opisane po raz pierwszy w 2009 r. zagłębienia występujące na powierzchni Księżyca to w części zapadnięte korytarze lawowe, które mogą prowadzić do różnego rodzaju jaskiń i jam – wskazano w przesłanym PAP w środę komunikacie biura prasowego Politechnik Wrocławskiej. Te zaś mogłyby zostać wykorzystane jako bazy i schronienia dla ludzi podczas eksploracji naturalnego satelity Ziemi.
W ten kontekst wpisują się prace badawcze dr. inż. Marcina Chwały z Wydziału Budownictwa Lądowego i Wodnego Politechniki Wrocławskiej. Naukowiec współpracuje w tym zakresie z uczonymi z Japonii - prof. Goro Komatsu i doktorem Junichim Haruyamą. Efektem tej współpracy jest publikacja „Structural stability of lunar lava tubes with consideration of variable cross-section geometry”.
Badania prowadzone przez wrocławskiego naukowca opierają się przede wszystkim na danych pozyskanych przez sondy kosmiczne badające powierzchnię Księżyca oraz opracowaniach przedstawiających geometrię zmierzonych już zawalisk. Przy czym nie są dostępne jeszcze próbki z odwiertów z tych miejsc, dlatego – jak wskazano w komunikacie - naukowiec Politechniki Wrocławskiej korzysta m.in. ze skanów laserowych jaskini lawowej z Wysp Kanaryjskich.
Dr inż. Chwała podkreślił, że przeprowadzenie analizy stabilności jakiekolwiek struktury geologicznej na Księżycu jest niezwykle trudne. „Możemy opierać się jedynie na szacunkowych parametrach, a zastosowanie zaawansowanych metod do opisu wytrzymałości skał mija się w tym wypadku z celem. Mamy jednak do dyspozycji bardzo cenną rzecz, czyli zawaliska na Księżycu, których geometrię już znamy” – powiedział.
Jak wskazano, dr inż. Chwała oraz naukowcy z Japonii w swoich badaniach zaproponowali tzw. podejście wsteczne. Naukowcy analizują tu bardzo dużo przekrojów modelowych, sprawdzając uzyskane przykłady zawalisk i korzystając z dostępnych informacji, dopasowują wyniki do parametrów zawalisk obserwowanych na Księżycu.
„W ten sposób możemy ustalić rozmiary jaskiń odpowiadające za dane zawaliska przy określonej grubości stropu skalnego. Udało nam się to zrobić, oczywiście też w pewnym stopniu szacunkowo, i jest to całkiem nowe podejście do tego typu badań” – podkreśla dr inż. Chwała.
Według naukowca z Politechniki Wrocławskiej zakładanie księżycowych baz w jaskiniach lawowych może być alternatywą dla budowy baz powierzchniowych. Wskazuje on przy tym na potencjał badawczy takich miejsc.
„W jaskiniach możemy znaleźć nienaruszone środowisko, w którym kryje się dużo informacji związanych z powstaniem Księżyca, a tym samym Układu Słonecznego. Podczas misji Apollo realizowanych w latach 60. i 70. XX w. pobierano próbki gruntu z głębokości trzech metrów i na tej podstawie udało się odwzorować kilkaset milionów lat aktywności Słońca. Proszę pomyśleć, ile informacji udałoby się pozyskać z jaskiń” – podkreślił dr inż. Chwała.(PAP)
Nauka w Polsce, Piotr Doczekalski
pdo/ bar/
Zawalisko na obszarze morza spokoju (Mare Tranquillitatis) uwiecznione pod różnymi kątami przez orbiter księżycowy LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) (NASA/GSFC/Arizona State University)

Zawalisko na obszarze morza spokoju (Mare Tranquillitatis) uwiecznione pod różnymi kątami przez orbiter księżycowy LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) (NASA/GSFC/Arizona State University)

Dr inż. Marcin Chwała. Fot. Politechnika Wrocławska

https://naukawpolsce.pl/aktualnosci/news%2C100132%2Cnaukowiec-z-politechniki-wroclawskiej-bada-wytrzymalosc-stropow-w

[Paweł Baran]

Konkurs astronautyczny „W stronę gwiazd”
2024-01-11 Redakcja
Termin konkursu dla zerówek i szkół podstawowych to koniec stycznia.
Konkurs “W stronę gwiazd” dla zerówek i szkół podstawowych. Czekają nagrody!
Do końca stycznia można zgłaszać prace, które wezmą udział w V edycji konkursu astronautycznego „W stronę gwiazd”. Jego organizatorem jest centrum nauki Hevelianum. Konkurs skierowano do uczniów zerówek
i szkół podstawowych znajdujących się na terenie Polski, bądź szkół polskich poza jej terytorium. Wygrać można astronomiczne
i astronautyczne nagrody!
Konkurs ma na celu zgłębianie przez dzieci zagadnień związanych z astronautyką i poszerzanie wiedzy na temat kosmosu, ale również danie im możliwości otrzymania w przyszłości pracy w sektorze kosmicznym. Młodzi, realizując swoją pasję, mogą zostać astronautami lub specjalistami, którzy będą uczestniczyć w większych lub mniejszych misjach kosmicznych.
Zadaniem młodszych uczestników – uczniów zerówek oraz klas 1–4 – jest stworzenie kreatywnej pracy plastycznej w formie rysunku, malunku, mozaiki, bądź innej formy graficznej na jeden z 3 konkursowych tematów: Statek kosmiczny, Łazik, Satelita. Nagrodą główną jest profesjonalna lornetka astronomiczna.
Misją do wykonania dla starszych – uczniów klas 5–8 szkół podstawowych – jest zaprojektowanie misji kosmicznej w formie artykułu z bibliografią na jeden z konkursowych tematów: Lot międzygwiezdny, Przygotowanie do zasiedlenia obcego globu, Poszukiwanie życia we wszechświecie.Ważne jest, by uczeń określił cel misji, a także realny sposób osiągnięcia go.
Nagrodą w tej kategorii wiekowej jest udział w tygodniowym obozie kosmicznym Junior Space Camp, który odbędzie się w profesjonalnym centrum szkolenia analogowych astronautów. Prace konkursowe mogą powstać w trzech językach: polskim, angielskim oraz ukraińskim (dla uczniów, którzy uczą się w polskich szkołach).
W zależności od wybranej kategorii wiekowej prace konkursowe oceniane będą przez jury składające się ze specjalistów w dziedzinie astronomii oraz astronautyki, zarówno pod kątem kreatywności, pomysłowości, ale również podejścia merytorycznego.
Dodatkowym wyróżnieniem dla laureatów konkursu będzie publikacja wybranych prac na łamach dwumiesięcznika „Urania – Postępy Astronomii”, jak również liczne nagrody rzeczowe.
Hevelianum zaprasza do udziału w tej astronautycznej przygodzie uczniów mających pomysł na ciekawą misję kosmiczną!
Co należy zrobić, by wziąć udział w konkursie?
Nauczyciele zerówek i szkół podstawowych zainteresowani udziałem w konkursie swoich uczniów muszą zgłosić ich prace w wybranej kategorii w terminie:
do 31 stycznia 2024, godz. 22:00. Wyniki zostaną ogłoszone najpóźniej 31 marca 2024, a konkurs zakończy się galą w wersji online.
Więcej informacji dotyczących konkursu, regulamin oraz formularz zgłoszeniowy dla nauczycieli dostępne na:
https://hevelianum.pl/konkurs-w-strone-gwiazd/
Partnerzy: Analog Astronaut Training Center, (AATC), Urania – Postępy Astronomii, Astronarium
Patronat honorowy: Minister Edukacji i Nauki, Polska Agencja Kosmiczna (POLSA), Centrum Badań Kosmicznych PAN (CBK), Polskie Towarzystwo Astronomiczne (PTA), Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii (PTMA)
Sponsorzy: Fundacja Nicolaus Copernicus, Wydawnictwo Publicat, Wydawnictwo West Pomerania
(Hevelianum)
Konkurs “W stronę gwiazd” / Credits – Hevelianum

https://kosmonauta.net/2024/01/konkurs-astronautyczny-w-strone-gwiazd/

[Paweł Baran]

Ta planeta ma gigantyczny ogon. Niezwykły obiekt zaskakuje

2024-01-11. Sandra Bielecka
Egzoplaneta znana jako WASP-69 jest nie tylko ogromna, ale również niezwykła. Okazuje się bowiem, że do tej pory ukrywała gigantyczny ogon mierzący ponad 500 000 kilometrów. Gazowy olbrzym krąży tak blisko swojej gwiazdy, że jego atmosfera ulega degradacji, tworząc helowy warkocz rozciągnięty co najmniej siedem razy dalej niż promień samej egzoplanety.

Egzoplaneta WASP-69
WASP-69 to gazowy olbrzym dziesięć razy większy od naszego Jowisza, przy jednoczesnej masie wynoszącej zaledwie 30 procent masy piątej planety Układu Słonecznego. Czasami nazywana jest „gorącym Jowiszem” ze względu na to, że krąży niewiarygodnie blisko swojej gwiazdy macierzystej.  
Położona jest w odległości 160 lat świetlnych od naszej planety. Według ziemskiego okresu WASP-69 obiega swoją gwiazdę w niecałe cztery dni. Dla porównania pierwsza planeta od Słońca, Merkury, kończy obieg w ciągu 88 dni.  
WASP-69 ciągnie za sobą gigantyczny ogon
Według badań opublikowanych w czasopiśmie „Astrophysical Journal” gwiazda, wokół której krąży WASP-69 jest tak wrząca, że rozrzedzona atmosfera egzoplanety zostaje „zdmuchnięta”. Materiał ucieka w przestrzeń kosmiczną z szybkością 200 000 ton na sekundę.  
Wiatr gwiazdowy wyrzeźbił atmosferę WSP-69 w gigantyczny ogon rozciągnięty na długość 580 000 kilometrów. Długi warkocz składa się głównie z wodoru i helu i płynie w kierunku Ziemi. Naukowcy śledzą go za pomocą teleskopów Obserwatorium Kecka.   

Wcześniejsze obserwacje sugerowały, że WASP-69b miał skromny ogon lub w ogóle go nie miał. Udało nam się jednak ostatecznie wykazać, że helowy ogon tego obiektu rozciąga się co najmniej siedmiokrotnie dalej niż promień samej gigantycznej planety.
Stwierdziła w oświadczeniu Dakotah Tyler, doktorantka astrofizyki na UCLA i pierwsza autorka badania.

Gwiazda, wokół której krąży WASP-69 jest minimalnie mniejsza i chłodniejsza od Słońca, a mimo to dalej emituje na tyle potężne promieniowanie, że pozbawia egzoplanetę atmosfery. Co miliard lat WASP-69 traci masę odpowiadająca masie Ziemi. Planety tracące swoją atmosferę nie są niczym niezwykłym we wszechświecie. Nawet w naszym układzie planetarnym niektóre ciała doświadczają degradacji atmosfery pod wpływem wiatru słonecznego, jak na przykład nasz bezpośredni sąsiad Mars.  

Jednak w przypadku WASP-69 sytuacja jest o tyle niezwykła, że astronomowie mogą badać utratę atmosfery w czasie rzeczywistym. „To rzadka okazja do zrozumienia krytycznej fizyki, która kształtuje tysiące innych planet” – mówi współautor, Erik Petigura, profesor nadzwyczajny astronomii i astrofizyki na UCLA.
Odkrycie pozwoli zrozumieć naukowcom, jak planety ewoluują i rosną wraz ze swoimi gwiazdami macierzystymi.

Artystyczna wizja planety krążącej wokół swojej gwiazdy macierzystej /W. M. Keck Observatory/Adam Makarenko /domena publiczna

https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-ta-planeta-ma-gigantyczny-ogon-niezwykly-obiekt-zaskakuje,nId,7263117

[Paweł Baran]

Wykryto powstanie zwartego obiektu krótko po wybuchu supernowej
2024-01-11.
Naukowcom udało się uzyskać potwierdzenie, że krótko po wybuchu masywnej gwiazdy jako supernowa, w miejscu tym powstała czarna dziura lub gwiazda neutronowa – informuje Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO). W badaniach wziął udział polski astronom z Uniwersytetu Warszawskiego.
Gdy masywna gwiazda dociera do końca swojego życia, zapada się pod wpływem swojej własnej grawitacji, co następnie skutkuje wybuchem, który znamy jako supernowa. Według teorii po takiej eksplozji pozostaje zwarta, bardzo gęsta pozostałość – gwiazda neutronowa albo obiekt, z którego nie potrafi uciec nawet światło – czarna dziura. O tym, który z tych wariantów zajdzie, decyduje masa gwiazdy.
Taki scenariusz przewidują teoria i modele. Są też pewne wskazówki obserwacyjne, jak na przykład znalezienie gwiazdy neutronowej w Mgławicy Krab - w miejscu, w którym tysiąc lat wcześniej obserwowano supernową. Do tej pory nie obserwowano jednak sytuacji, która jednoznacznie wskazywałaby, że po wybuchu supernowej pojawił się zwarty obiekt.
Najnowsze badania, w wykonaniu dwóch osobnych zespołów naukowców, przynoszą wskazówkę uzupełniającą tę lukę. Zaczęło się od odkrycia supernowej SN 2022jli w maju 2022 roku, przez miłośnika astronomii Berto Monarda z RPA. Supernowa wybuchła w ramieniu spiralnym galaktyki NHC 157 odległej od nas o 75 milionów lat świetlnych.
Po wybuchu supernowej zwykle obserwuje się płynny spadek krzywej blasku obiektu wraz z upływem czasu. Jednak zachowanie SN 2022jli okazało się dziwne. Całkowita jasność spadała, ale nie działo się to płynnie, tylko blask jaśniał i ciemniał z okresem 12 dni.
Oba międzynarodowe zespoły naukowców uważają, że wyjaśnieniem tego zachowania jest istnienie więcej niż jednej gwiazdy w systemie. Generalnie gwiazdy lubią występować w parach (układach podwójnych), więc nie jest to nic nadzwyczajnego, gdyby masywna gwiazda miała długi gwiazdowy składnik w swoim układzie. Wydaje się, że ta druga gwiazda przetrwała wybuch supernowej.
Zespół badawczy Moora analizował obserwacje wykonane przy pomocy teleskopu NTT, który należy do Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) i pracuje w Obserwatorium La Silla w Chile. Nie dało się z nich wywnioskować, jakie interakcje powodują wzrosty i spadki krzywej blasku supernowej. Jednak zespół, który kierowała Ping Chen z Instytutu Naukowego Weizmanna w Izraelu, dodał kolejne obserwacje z zestawu teleskopów naziemnych i kosmicznych, w tym z teleskopu VLT w Obserwatorium Paranal w Chile, który również należy do ESO. W nowych danych były widoczne te same zmiany blasku, a także ruchy gazu wodorowego i błyski promieniowania gamma.
Proponowany przez naukowców scenariusz jest następujący. Druga gwiazda w układzie oddziałuje z materią wyrzuconą podczas wybuchu supernowej, a jej bogata w wodór atmosfera napuchła. Pozostały po wybuchu obiekt (gwiazda neutronowa lub czarna dziura) przeleciał przez atmosferę kradnąc gaz i tworząc wokół siebie gorący dysk materii. Periodyczna akrecja materii uwalnia dużo energii, co widzimy jako regularne zmiany jasności.
Samego zwartego obiektu nie widać w obserwacjach, ale obie grupy są przekonane, że to jedyne wyjaśnienie obserwowanego zachowania supernowej.
Wyniki badań opublikowano w dwóch artykułach. Jeden ukazał się w „Nature”, a jego pierwszą autorką jest Ping Chen. Druga praca pojawiła się w „The Astrophysical Journal Letters”, a kierował nią Thomas Moore z Queen’s University Belfast w Wielkiej Brytanii. Wśród autorów drugiej z prac jest dr Mariusz Gromadzki z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego.
Dodatkowo wyniki zaprezentowano podczas 243. Spotkania Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w Nowym Orleanie w USA.(PAP)
cza/ bar/
Źródło: ESO/L. Calçada
https://naukawpolsce.pl/aktualnosci/news%2C100155%2Cwykryto-powstanie-zwartego-obiektu-krotko-po-wybuchu-supernowej.html

[Paweł Baran]

Planety Układu Słonecznego: Neptun
2024-01-11. Aleksander Iskra  205 odsłon
•    Typ planety: gazowy olbrzym
•    Masa: 1,024 x 1026 kg
•    Średni promień: 24 622 km
•    Mimośród orbity: 0,0087
•    Półoś wielka: 4,515 x 109 km
•    Okres orbitalny: 60 189 dni
•    Liczba księżyców: 14
Struktura wewnętrzna
W strukturze wewnętrznej Neptuna zostały wydzielone dwie główne warstwy – płaszcz oraz jądro. Płaszcz bogaty jest w wodę, amoniak oraz metan. Ze względu na bardzo wysokie ciśnienie oraz wysoką temperaturę (od 2000 K do 5000 K) panującą w tym rejonie, mieszanina tych cząsteczek przyjmuję stan nadkrytyczny, w którym zanika różnica gęstości pomiędzy fazą ciekłą i gazową. Substancja ta cechuję się bardzo wysokim przewodnictwem elektrycznym i jest również nazywana oceanem wodno-amoniakalnym. W płaszczu niekiedy występuję również warstwa wody jonowej, gdzie cząsteczki wody rozpadają się na zupę jonów wodoru i tlenu. W jeszcze głębszych rejonach płaszczu, możemy zaobserwować wystąpienie wody superjonowej, czyli fazy, w której tlen ulega krystalizacji, a jony wodoru swobodnie poruszają się w jego sieci krystalicznej. Na głębokości około 7000 km metan rozpada się, tworząc kryształy diamentu, które spadają w głąb płaszcza jak grad. Jądro Neptuna prawdopodobnie składa się z żelaza, niklu oraz krzemianów.
Atmosfera
W górnych warstwach, atmosfera Neptuna składa się w 80% z wodoru i w 19% z helu. Obecne są również w niej śladowe ilości metanu. Ponieważ metan bardzo intensywnie absorbuje czerwone światło, to jemu Neptun zawdzięcza swoją niebieską barwę. Atmosfera Neptuna dzieli się na dwa główne rejony – troposferę (dolną) i stratosferę (górną). Troposfera Neptuna poprzetykana jest licznymi chmurami, których skład zależy od wysokości, na jakiej są położone. Główną przyczyną takiego stanu rzeczy są różne warunki ciśnieniowe i temperaturowe w każdej z warstw troposfery. Chmury najwyższego poziomu składają się ze skondensowanego metanu. Inne, położone trochę niżej w swoim składzie posiadają znaczące ilości amoniaku i siarkowodoru. W jeszcze niższych partiach troposfery mogą formować się chmury lodowe. Na Neptunie występują również pasma chmur, które kondensują się na bardzo dużych wysokościach. Mają one szerokość od 50 do 150 km oraz znajdują się co najmniej 50 km powyżej zwykłej warstwy chmur. Omawiane pasma pojawiają się na stałych szerokościach geograficznych. Trzydzieści lat obserwacji za pomocą teleskopu Hubble’a wykazały, że aktywność chmur Neptuna związana jest z cyklami słonecznymi. Zjawiska pogodowe występują jedynie w troposferze Neptuna. Region ten charakteryzuję się powstawaniem niezwykle dynamicznych układów burzowych z wiatrami przekraczającymi prawie dwukrotnie prędkość dźwięku. Przykładami burz na Neptunie jest Wielka Ciemna Plama oraz Mała Ciemna Plama, które występują w dolnych warstwach troposfery i ukazują się jako dziury w górnych warstwach chmur. Twory podobnego typu mogą utrzymywać się przez kilka miesięcy, dlatego uważa się, że są strukturami wirowymi. Poprzez dokładne obserwacje chmur towarzyszących sądzi się również, że niektóre z ciemnych plam mogą wciąż istnieć jako cyklony, pomimo że nie są już bezpośrednio widoczne na powierzchni planety. Stratosfera stanowi warstwę atmosfery ulokowaną nad troposferą. Obserwacje wykazały, że jest ona lekko zamglona z powodu kondensacji etanu i acetylenu, które stanowią produkty przemian metanu. W stratosferze można również zaobserwować śladowe ilości tlenku węgla i cyjanowodoru.
Historia odkrycia
Rysunki Galileusza z 1612 oraz 1613 roku, zrobione na podstawie obserwacji teleskopem, zawierają naszkicowane punkty, które dobrze pasują do pozycji Neptuna w tamtym czasie. Jednakże najprawdopodobniej w obu przypadkach Galileusz pomylił Neptuna z gwiazdą, dlatego nie przypisuje mu się jego odkrycia. W 1821 roku Alexis Bouvard opublikował tablice astronomiczne orbity Urana. Późniejsze obserwacje ujawniły znaczne odchylenia od teoretycznie przewidzianych wartości. Na tej podstawie Bouvard wysunął hipotezę, że nieznane ciało zaburza orbitę poprzez swoje oddziaływanie grawitacyjne. W 1843 roku John Couch Adams, korzystając z danych o orbicie Urana, obliczył hipotetyczną orbitę ósmej planety. Niezależnie od Adamsa, astronom Urbain Le Verrier opracował własne obliczenia, które okazały się zadziwiająco podobne do tych Adamsa. James Challis, a następnie Johann Galle przystąpili do poszukiwań planety. Ostatecznie Johann Galle wraz z Heinrichem d’Arrest, ówczesnym studentem pracującym w obserwatorium, odnaleźli planetę w okolicach przewidywanych przez Adamsa i Verriera. Challis, który rozpoczął poszukiwania przed nimi, uświadomił sobie później, że dwukrotnie obserwował Neptuna, jednak nie zdawał sobie z tego sprawy z powodu swojego niestarannego podejścia. Ostatecznie zgodzono się, aby za równorzędnych odkrywców nowej planety uznać La Verriera i Adamsa. Ostatnio coraz częściej podnoszone są głosy, jakoby obliczenia Adamsa były mocno niedokładne, a on sam nie interpretował ich jako realnych dowodów na występowanie w tamtym obszarze nowej planety. Neptun jest jedyną planetą Układu Słonecznego, której istnienie wykazano na drodze obliczeń matematycznych.
Voyager 2
Neptun do dzisiaj pozostaje szeroko niezbadaną planetą. Większość danych o niej posiadamy z obserwacji przez teleskopy naziemne i kosmiczne. Jedyną misję kosmiczną, której obiektem badań był Neptun, stanowi misja sondy Voyager 2. Co prawda nie była to misja od początku dedykowana eksploracji 8 planety. Sonda pierwotnie badała Jowisza i Saturna, a po udanym przelocie koło nich, NASA zgodziła się na przedłużenie misji aż do Neptuna. Sonda kosmiczna rozpoczęła wykonywanie zdjęć nawigacyjnych Neptuna w maju 1988 roku. 5 czerwca 1989 roku rozpoczęto fazę zbierania danych, która zakończyła się 2 października tego samego roku. Sonda przez te kilka miesięcy badała atmosferę, magnetosferę, pierścienie oraz księżyce Neptuna. Do dziś dane z misji Voyagera 2 są jednymi z najlepszych, dostępnych informacji o tej planecie.
Przyszłe Misje
Aktualnie niestety nie istnieją żadne potwierdzone, przyszłe misje na Neptuna. Są jednak aktywne plany misji i istnieją pewne szanse, że uda je się zrealizować w dalszej przyszłości. Przykładem takiej misji jest Interstellar Express, której głównym celem będzie eksploracja heliosfery oraz przestrzeni międzygwiezdnej. Sonda IHP-2, która będzie brała udział w tej misji, potencjalnie w styczniu 2038 roku przeleci w pobliżu Neptuna. W najbliższym punkcie miałoby ją dzielić jedynie 1000 kilometrów od szczytów chmur na Neptunie. IHP-2 miałoby zrzucić sondę atmosferyczną na powierzchnie Neptuna w celu jego dokładniejszego zbadania. Kolejną z koncepcji jest pomysł misji ODINUS, która w założeniu polegałaby na wysłaniu dwóch bliźniaczych orbiterów do zbadania Neptuna i Urana. Sondy te zostałyby wyposażone w liczne kamery oraz spektrometry wraz z magnetometrami, co potencjalnie umożliwiłoby nam, znaczące poszerzenie dotychczasowej wiedzy o tych planetach. Trzecim, równie obiecującym pomysłem jest inicjatywa Neptune Odyssey, która miałaby polegać na umieszczeniu sondy na orbicie Neptuna, co pozwoliłoby na wykonanie serii pomiarów atmosferycznych planety. Istnieje jeszcze kilka potencjalnych misji takich jak Triton Hopper oraz misja Trident, które wiążą się z przelotem w pobliżu Neptuna. Jednakże ich głównym celem nie ma być sama planeta, a jej księżyc Tryton, który stanowi bardzo obiecujący obiekt przyszłych badań.
Korekta – Zofia Lamęcka
Źródła:
•    NASA-Neptun-Planet Neptune Overview
11 stycznia 2024

•    NASA-Neptune Facts
11 stycznia 2024

•    NASA-175 Years Ago: Astronomers Discover Neptune, the Eighth Planet
11 stycznia 2024

•    NASA-Neptune: Exploration
11 stycznia 2024

•    NASA-Neptune Fact Sheet
11 stycznia 2024

•    The Planetary Society-Neptune, planet of wind and ice
11 stycznia 2024

•    The Planetary Society-Return to Neptune? The plans to send an orbiter to the elusive planet
11 stycznia 2024

•    Britannica-Neptune
11 stycznia 2024

•    Space.com-Neptune: A guide to the windy eighth planet from the sun References
11 stycznia 2024
 Zdjęcie w tle: Justin Cowart
Diagram budowy Neptuna; 1 – górna atmosfera; 2 – atmosfera składająca się z wodoru, helu i metanu; 3 – płaszcz; 4 – jądro. Źródło: NASA/Pbroks13 (redraw)
Chmury w górnych warstwach atmosfery Neptuna. Źródło: NASA/Jet Propulsion Lab
Wielka Ciemna Plama i Mała Ciemna Plama na powierzchni Neptuna. Źródło: NASA/Voyager 2 Team
Chmury na Neptunie przez trzy dekady (1994-2020). Źródło: NASA, ESA, Erandi Chavez (UC Berkeley), Imke de Pater (UC Berkeley)

https://astronet.pl/uklad-sloneczny/planety/neptun/

[Paweł Baran]

Zorza na brązowym karle. Co jest jej źródłem?
2024-01-11.
Astronomowie wykryli emisję podczerwieni ze swobodnego brązowego karła. Cechy światła wskazują, że może pochodzić ze wzbudzonego metanu i mieć charakter zorzy.
Badając swobodnego brązowego karła W1935 astronomowie wykryli emisję światła pochodzącą ze wzbudzonego metanu. Podczerwone światło powstaje najprawdopodobniej w górnych warstwach atmosfery obiektu. To nieoczekiwane odkrycie, ponieważ brązowy karzeł jest chłodny i nie posiada gwiazdy macierzystej. Nie ma więc oczywistego źródła energii, które mogłoby powodować świecenie górnych warstw atmosfery. Zespół spekuluje, że emisja metanu może wynikać z procesów generujących zorze polarne. Odkrycia dokonano wykorzystując Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba.
Zagadkowe pochodzenie zorzy
Na Ziemi zorza pojawia się w wyniku oddziaływania cząstek wiatru słonecznego z atmosferą. Wiatr słoneczny składa się z rozpędzonych protonów i elektronów. Cząstki te są wychwytywane przez pole magnetyczne Ziemi. Działa ono jak tarcza, która odbija większość cząstek wiatru słonecznego. Część z nich wpada jednak w górne warstwy atmosfery w okolicy biegunów. Protony i elektrony trafiają na rozrzedzone gazy - głównie tlen i azot – i wzbudzają je do świecenia. Jowisz i Saturn mają podobne procesy zorzowe, które obejmują interakcję z wiatrem słonecznym, ale otrzymują dodatkowe naładowane cząstki od pobliskich aktywnych księżyców, takich jak Io (w przypadku Jowisza) i Enceladus (w przypadku Saturna).
 
W przypadku brązowego karła W1935 nie ma oczywistego źródła energii, które mogłoby pobudzić górne warstwy atmosfery i spowodować świecenie metanu. Zespół astronomów przypuszcza, że emisja metanu może wynikać z innych procesów zorzowych. Powstawanie zorzy może być efektem procesów wewnętrznych, takich jak zjawiska atmosferyczne. Innym scenariuszem jest interakcja brązowego karła z plazmą międzygwiezdną. Za zorzę odpowiedzialne mogą być również naładowane cząstki pochodzące z aktywnego księżyca, które wychwytywane są przez pole magnetyczne karła.
 
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.
Odkrycie zorzy brązowego karła
Zespół astronomów pod kierownictwem Jackie Faherty z Amerykańskiego Muzeum Historii Naturalnej w Nowym Jorku zbadał 12 zimnych brązowych karłów. Wśród nich był W1935 – obiekt odkryty przez Dana Caseldena, który pracował w projekcie Zooniverse Backyard Worlds – oraz W2220, obiekt odkryty za pomocą Wide Field Infrared Survey Explorer NASA.

Okazało się, że brązowe karły W1935 i W2220 są bardzo podobne do siebie. Mają zbliżony skład, temperaturę i jasność. Zgodne były również emisje widmowe dla wody, amoniaku, tlenku węgla i dwutlenku węgla. Największą różnicą było to, że W1935 wykazał emisję metanu, w przeciwieństwie do przewidywanej absorpcji dla tego węglowodoru, którą zaobserwowano w przypadku W2220.

Obserwacja ta wskazuje, że w atmosferach badanych karłów znajduje się metan, ale zachowuje się zupełnie inaczej. Na W2220 pochłania, a w przypadku W1935 emituje światło.

Zespół astronomów wykorzystał modele komputerowe, aby wywnioskować, co może stać za emisją. Prace nad modelem wykazały, że W2220 miał oczekiwany rozkład energii w atmosferze, przy czym wraz ze wzrostem wysokości stawał się chłodniejszy. W1935 natomiast przyniósł zaskakujący wynik. Najlepszy model faworyzował inwersję temperatury - atmosfera stawała się cieplejsza wraz ze wzrostem wysokości.  

Inwersje temperatury w atmosferze są widoczne na planetach takich jak Jowisz i Saturn. Nadal trwają prace nad zrozumieniem przyczyn nagrzewania się stratosfery, ale wiodące teorie dotyczące Układu Słonecznego obejmują zewnętrzne ogrzewanie przez zorze polarne i wewnętrzny transport energii z głębszych warstw atmosfery.

Taka inwersja jest zjawiskiem typowym dla planet ogrzewanych przez gwiazdy, ale czymś niespodziewanym dla swobodnego brązowego karła bez gwiazdy macierzystej. Nie istnieje oczywiste źródło energii, które mogłoby podgrzewać atmosferę. Jednym z możliwych wyjaśnień ogrzewania atmosfery jest aktywna zorza.
Zorze brązowych karłów
Nie jest to pierwszy przypadek wykorzystania zjawiska zorzy do wyjaśnienia wyników obserwacji brązowego karła. Astronomowie już wcześniej wykryli emisję radiową pochodzącą od kilku cieplejszych brązowych karłów i jako najbardziej prawdopodobne wyjaśnienie przywołali zorze. Nie zostało to jednak potwierdzone.
 
W1935 to pierwszy kandydat na zorzę poza Układem Słonecznym związaną z emisją wzbudzonego metanu. Jest to również najchłodniejszy obiekt poza naszym układem, gdzie podejrzewa się istnienie zorzy. Temperatura efektywna górnych warstw atmosfery brązowego karła wynosi zaledwie około 200 stopni Celsjusza.
źródło: NASA
Artystyczna wizja brązowego karła W1935. Fot. NASA, ESA, CSA, & L. Hustak (STScI)

TVP NAUKA
https://nauka.tvp.pl/75276686/zorza-na-brazowym-karle-co-jest-jej-zrodlem

 

[Paweł Baran]

NASA: miliony dolarów na projekty stacji kosmicznych
2024-01-11. Wojciech Kaczanowski
NASA ogłosiła wsparcie finansowe dla firm z amerykańskiego sektora kosmicznego, które pracują nad budową stacji kosmicznych. Według dostępnych informacji, beneficjentami są Blue Origin oraz Voyager Space, które koordynują projekty Orbital Reef oraz Starlab.
W piątek, 5 stycznia 2024 r. NASA opublikowała komunikat dotyczący przekazania kolejnych funduszy dla Blue Origin oraz Voyager Space, czyli firm które opracowują stacje kosmiczne w ramach programu amerykańskiej agencji kosmicznej - Commercial Low Earth Orbit Destinations (CLD). Według dostępnych informacji pierwsza z wymienionych spółek otrzyma dodatkowe 42 mln USD na projekt placówki Orbital Reef, natomiast Voyager Space zostanie wsparty kwotą 57,5 mln USD na budowę stacji Starlab.
Firmy podpisały kontrakt z NASA w 2021 r. W przypadku Blue Origin łączna kwota na budowę Orbital Reef wynosi obecnie 172 mln USD. Dzięki podwyżce firma należąca do Jeffa Bezosa będzie w stanie przeprowadzić dodatkowe przeglądy poszczególnych podsystemów i kontrole systemu podtrzymywania życia, w tym filtrację wody oraz monitorowanie atmosfery.
Pierwsze i zarazem główne elementy stacji Orbital Reef powinny zostać wyniesione na niską orbitę okołoziemską (LEO) w 2027 r. przy pomocy rakiety New Glenn. Rozpoczęcie świadczenia usług datowane jest na koniec dekady, czyli w tym samym okresie, w którym planuje się deorbitację Międzynarodowej Stacji Kosmicznej (ISS).
W przypadku Voyager Space, we współpracy z firmą Nanoracks, wartość kontraktu od NASA wzrosła do 217,5 mln USD. W ramach dodatkowych funduszy firma będzie w stanie m. in. poczynić postępy w rozwoju systemu dokowania dla statku kosmicznego Cygnus, opracowywanego przez Northrop Grumman. Przypomnijmy, że podmioty te nawiązały współpracę w październiku 2024 r., w ramach której zobowiązały się do opracowania tego typu technologii. Wstępne szacunki wskazują na wyniesienie Starlab w 2028 r. oraz rozpoczęcie działania komercyjnego w 2029 r.
Budowa stacji kosmicznych jest obecnie niezbędna dla amerykańskiego programu kosmicznego. Obecnie NASA korzysta z Międzynarodowej Stacji Kosmicznej (ISS), która zakończy jednak swoje działanie około 2030 r. W celu płynnego przejścia z jednej placówki na drugą, agencja wspiera poszczególne projekty.
Warto nadmienić, że w planach NASA znajduje się również korzystanie z planowanej w ramach amerykańskiego programu Artemis stacji orbitalnej Gateway. Placówka będzie znajdować się jednak na orbicie Księżyca i zostanie opracowana przez międzynarodowe podmioty zarówno z sektora prywatnego, jak i publicznego.
Źródło: NASA / Space24.pl
Fot. Voyager Space
Stacja Orbital Reef
Fot. Blue Origin

Fot. Northrop Grumman

SPACE24
https://space24.pl/pojazdy-kosmiczne/statki-kosmiczne/nasa-miliony-dolarow-na-projekty-stacji-kosmicznych

 

[Paweł Baran]

Doktorant Uniwersytetu Warszawskiego w NASA
2024-01-11.
Polak opracowuje w centrum badawczym NASA nowy model numeryczny najniższej warstwy ziemskiej atmosfery. Jego praca może posłużyć np. do badania zanieczyszczeń powietrza na naszym globie i zapylenia atmosfery Marsa.
Grzegorz Florczyk, doktorant na Wydziale Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego, od października 2023 r. pracuje w Jet Propulsion Laboratory (JPL), jednym z centrów badawczych NASA (Narodowej Agencji Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej) w Pasadenie w stanie Kalifornia (USA). Zajmuje się opracowaniem nowego modelu numerycznego stanu niższej troposfery (najniższej warstwy atmosfery).
Florczyk ukończył studia inżynierskie, a następnie magisterskie na kierunku fizyka techniczna w Akademii Górniczo-Hutniczej w Krakowie. Astrofizyka i kosmologia to jego pasje od dzieciństwa. „Moim ulubionym kanałem telewizyjnym, oprócz Cartoon Network's, był Discovery Channel, głównie tamtejsze materiały o kosmosie” – przyznaje fizyk, cytowany w materiale prasowym Wydziału Fizyki UW.
„W czasie studiów na AGH zajmowałem się pomiarami gazów cieplarnianych z dr. hab. inż. Jarosławem Nęckim i dr. inż. Jakubem Bartyzelem. Następnie zainteresowałem się ważną dla Krakowa tematyką smogu, pyłów zawieszonych i aerozoli atmosferycznych” – wylicza.
Badania te rozwija w ramach doktoratu z fizyki atmosfery, nad którym pracuje w Instytucie Geofizyki Wydziału Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego pod kierunkiem dr. hab. Krzysztofa Markowicza, profesora UW.
Projekt, który realizuje w ramach stażu w NASA, jest ściśle powiązany z tematyką jego doktoratu. W USA zajmuje się opracowaniem nowego modelu numerycznego opisującego stan niższej troposfery, czyli planetarnej warstwy granicznej, który bierze pod uwagę efekty związane z obecnością zanieczyszczeń, takich jak np. pył zawieszony.
„Taki model taki może być wykorzystany nie tylko do badań Ziemi, od lat borykającej się się z problemami jakości powietrza w miastach, ale również innych planet z zapylonymi atmosferami, na przykład Marsa” – wyjaśnia naukowiec. I dodaje: „Im więcej misji kosmicznych wysyłamy na inne planety, tym więcej danych uzyskujemy o tych odległych światach. Wiedza na temat atmosfery planet może posłużyć nam w przyszłości do udoskonalenia procedur lądowania. Do analizy takich danych potrzebna jest ekspertyza osób takich jak ja”.
Warunkiem podstawowym aplikowania o staż w JPL jest znalezienie mentora spośród pracujących tam naukowców. „Razem z moim promotorem, profesorem Krzysztofem Markowiczem, prowadzimy wspólne badania z pracującym w JPL doktorem Marcinem Witkiem. Pojawił się więc pomysł, żebym odwiedził Marcina w Kalifornii. W taki sposób otrzymałem zaproszenie, co znacznie ułatwiło mi proces rekrutacji” – opowiada stażysta NASA.
Proces rekrutacji na program stażowy laboratorium – Visiting Student Research Program (VSRP) – jest, jak przyznaje doktorant, skomplikowany. Tłumaczy, że procedura aplikacji zaczęła się od tego, że jego mentor zamieścił ogłoszenie w systemie wewnętrznym JPL, w którym wskazał on osobę, która byłaby najlepszym kandydatem na stażystę. „Marcin Witek zarekomendował mnie i po paru dniach laboratorium skontaktowało się ze mną mailowo, aby rozpocząć rekrutację” – wyjaśnia. Po wypełnieniu formularza aplikacyjnego, w którym należało załączyć m.in. CV, wykaz ocen oraz certyfikat znajomości języka angielskiego, stażysta musiał wykazać, że posiada środki na utrzymanie się podczas stażu.
Koszty utrzymania się w Kalifornii są jednymi w najwyższych w USA. NASA wymaga, aby przyszli stażyści wykazali, że posiadają środki na utrzymanie – nie mniej niż 2400 dolarów na miesiąc. Florczyk skorzystał z dofinansowania „Inicjatywa doskonałości – uczelnia badawcza” (IDUB) na wyjazd długoterminowy dla doktorantów, jednak program nie zapewnił mu wszystkich środków.
„Brakujące fundusze zdecydował się wyłożyć z własnej kieszeni. „Bardzo pomogła mi również dr inż. Marta Wacławczyk z Instytutu Geofizyki Wydziału Fizyki UW, która pokryła koszty wizowe, których nie obejmuje dofinansowanie IDUB” – zaznacza Florczyk.
W ostatnim etapie rekrutacji upewniono się, czy rozumiem wszystkie procedury bezpieczeństwa, przyznano mi zgodę na dostęp do zasobów IT NASA oraz wystawiono dokumenty, uprawniające do otrzymania wizy. Pozostało mi ‘tylko’ złożenie dokumentów wyjazdowych na UW, uzyskanie wizy i znalezienie mieszkania” – wyjaśnia stażysta.
Ocenia, że jego wysiłek się opłacił. „Atmosfera w Jet Propulsion Laboratory stymuluje do pracy naukowej. Odbywa się tu wiele wewnętrznych wydarzeń, które są świetną okazją do poznania innych naukowczyń i naukowców, zapoznania się z ich projektami i nawiązania potencjalnej współpracy” – mówi Grzegorz Florczyk.
Stażysta JPL ma możliwość konsultowania się ze światowej klasy ekspertkami i ekspertami w dowolnej dziedzinie, co niesamowicie przyspiesza postępy pracy naukowej. „Dla mnie jako młodego fizyka najważniejsze są rady, jak funkcjonować w naukowym świecie w dzisiejszych czasach” – przyznaje naukowiec.
Przebywający na stażu naukowcy pochodzą z całego świata. Są tu osoby z Włoch, Hiszpanii, Francji, Wielkiej Brytanii, Szwajcarii, Niemiec, Norwegii, Finlandii, Indii, Rumunii, Danii i Japonii. Na stażu w JPL jest także Polka, Julia Stankiewicz, absolwentka robotyki i inżynierii kosmicznej.
Florczyk uważa, że oprócz jego wiedzy w dziedzinie fizyki, w pracy w NASA ważne są wszystkie umiejętności miękkie, jakie zdobył w przeszłości. „Przydaje się wiedza z zarządzania projektem, którą zdobyłem podczas olimpiady ‘Zwolnieni z Teorii’, umiejętność rozmowy z klientami, którą nabyłem, pracując jako grafik komputerowy, albo networking, który szlifowałem na szkole letniej w Atlancie i projekcie badawczym na Barbados. Każdy z tych projektów zapewnił mi jakieś przydatne narzędzie, z którego mogę dziś komfortowo korzystać” – przekonuje fizyk.
Fizyka i astronomia na Uniwersytecie Warszawskim pojawiły się w 1816 roku w ramach ówczesnego Wydziału Filozofii. W roku 1825 powstało Obserwatorium Astronomiczne. Obecnie w skład Wydziału Fizyki UW wchodzą Instytuty: Fizyki Doświadczalnej, Fizyki Teoretycznej, Geofizyki, Katedra Metod Matematycznych Fizyki oraz Obserwatorium Astronomiczne. Badania pokrywają niemal wszystkie dziedziny współczesnej fizyki, od kwantowej do kosmologicznej. Kadra naukowo-dydaktyczna Wydziału składa się z ponad 250 nauczycieli akademickich. Na Wydziale Fizyki UW studiuje ponad 1100 studentów i ok. 170 doktorantów. Uniwersytet Warszawski w rankingu szanghajskim dla poszczególnych dziedzin (Shanghai’s Global Ranking of Academic Subjects) znajduje się wśród 150 najlepszych na świecie jednostek, kształcących w dziedzinie fizyki. (PAP)
Nauka w Polsce
abu/ bar/
Na zdjęciu Grzegorz Florczyk. Fot. materiały prasowe
https://naukawpolsce.pl/aktualnosci/news%2C100149%2Cdoktorant-uniwersytetu-warszawskiego-w-nasa.html

[Paweł Baran]

W całej galaktyce diamenty "spadają z nieba". Naukowcy opublikowali zaskakujące dane
2024-01-12.
Na ponad 1900 egzoplanetach w naszej galaktyce mogą padać diamentowe deszcze - informuje pismo "Nature Astronomy".
W przypadku planet - olbrzymów poddane działaniu wysokiego ciśnienia związki węgla mogą zamienić się w diamenty w mniej ekstremalnych temperaturach niż dotychczas sądzili naukowcy. Dlatego diamentowe deszcze mogą padać nawet na jednej trzeciej dotychczas odkrytych planet pozasłonecznych.

W przeszłości eksperymenty laboratoryjne prowadziły do nieporozumień co do warunków, w jakich diamenty mogą tworzyć się wewnątrz lodowych olbrzymów, takich jak Uran i Neptun.
Istnieją dwa rodzaje eksperymentów badających to zjawisko: eksperymenty z kompresją dynamiczną, podczas których związki węgla poddawane są nagłemu szokowi, oraz eksperymenty ze kompresją statyczną, podczas których umieszcza się je w komorze i stopniowo ściska. Jak dotąd eksperymenty z kompresją dynamiczną wymagały znacznie wyższych temperatur i ciśnień, aby uformować diamenty.
Mungo Frost z National Accelerator Laboratory SLAC w Kalifornii i jego współpracownicy przeprowadzili nowy zestaw eksperymentów, wykorzystując kompresję statyczną, ale i ogrzewanie dynamiczne, ściskając polistyren - polimer używany do produkcji styropianu.
Polistyren ściskany był pomiędzy dwoma diamentami, a następnie naświetlany impulsami światła rentgenowskiego.
Diamenty zaczynały tworzyć się z polistyrenu w temperaturze około 2200 st. C i pod ciśnieniem około 19 gigapaskali, czyli w warunkach podobnych do panujących w płytkiej części wnętrza Urana i Neptuna.
Ciśnienia te są znacznie niższe niż ciśnienia, które uznano za niezbędne do formowania diamentu we wcześniejszych eksperymentach z zastosowaniem kompresji dynamicznej. Reakcja trwała dłużej niż zwykle przeprowadzane są eksperymenty z kompresją dynamiczną, co może wyjaśniać, dlaczego w takich eksperymentach nie wykryto powstawania diamentu pod niskim ciśnieniem. "Nie zgadzało się to z ustalonymi wynikami i nie było tym, czego się spodziewaliśmy, ale ładnie pasowało i w pewnym sensie łączyło wszystko w jedną całość" - wskazał Frost, współautor publikacji (DOI: 10.1038/s41550-023-02147-x). "Okazuje się, że wszystko to miało miejsce w różnych ramach czasowych".
Może to oznaczać, że deszcz diamentów jest możliwy na mniejszych planetach, niż wcześniej sądzono. Według nowych obliczeń spośród około 5600 potwierdzonych egzoplanet na ponad 1900 mógłby wystąpić diamentowy deszcz.
Oznacza to również, że w Układzie Słonecznym diamenty mogą powstawać na płytszych głębokościach, niż sądziliśmy, co może zmienić nasze rozumienie dynamiki wnętrz planet - olbrzymów. Powstawanie na mniejszej głębokości może pozwolić diamentowemu deszczowi przedostać się przez warstwę lodu opadającą w kierunku centrów tych planet. To z kolei miałoby wpływ na skomplikowane i słabo poznane pola magnetyczne tych lodowych światów.
Źródło: PAP / pk
Fot. Hao Zhang / Unsplash
DEON.pl
https://deon.pl/po-godzinach/w-calej-galaktyce-diamenty-spadaja-z-nieba-naukowcy-opublikowali-zaskakujace-dane,2712620

[Paweł Baran]

Transport ciepła w objętości oceanu Europy to skomplikowana sprawa. Warto jej się przyjrzeć.
2024-01-12. Radek Kosarzycki
Europa to zdecydowanie jeden z najciekawszych obiektów Układu Słonecznego. We wnętrzu tego niepozornego księżyca znajduje się globalny ocean ciekłej wody, w którym na dodatek znajdują się zasadniczo wszystkie składniki niezbędne do powstania życia. Pokrywająca ten ocean skorupa lodowa skutecznie chroni go przed nieprzyjazną w otoczeniu Jowisza przestrzenią kosmiczną. Na dnie oceanu natomiast znajduje się skalisty płaszcz, którego powierzchnia wchodzi w interakcje z wodą i zapewnia energię niezbędną do podtrzymania potencjalnego życia.
Zespół naukowców pracujących pod kierownictwem D. G. Lemasqueriera przeanalizował sposób ogrzewania oceanu przez płaszcz. Takie ogrzewanie z kolei może napędzać cyrkulację wody w oceanie. Aby się do tego zabrać, naukowcy stworzyli model oceanu Europy, aby lepiej zrozumieć, w jaki sposób ogrzewanie z głębi oceanu może wpływać na grubość jego lodowej powierzchni. Badanie opublikowano w czasopiśmie AGU Advances.
Ciepło płaszcza jest jednym z czynników napędzających cyrkulację oceaniczną na Europie i ogrzewanie to występuje w dwóch postaciach. Ogrzewanie radiogeniczne generowane jest w procesie rozpadu materiałów radioaktywnych w płaszczu, a ogrzewanie pływowe jest spowodowane deformacją, której ulega Europa, krążąc wokół Jowisza i doświadczając jego silnego przyciągania grawitacyjnego. Ogrzewanie pływowe jest jednak niejednorodne; jest wyższa na biegunach Europy i niższa w tych punktach, które są zwrócone w stronę Jowisza i jej przeciwną.
Korzystając z uproszczonego, wyidealizowanego modelu, który nie uwzględnia sprzężeń zwrotnych zasolenia i lodu oceanicznego, badacze sprawdzili, w jaki sposób ciepło może przenosić się z dna Europy, przez ocean, aż do lodowej skorupy. Okazało się, że jeśli w płaszczu dominuje ogrzewanie pływowe, równoleżnikowe zmiany strumienia ciepła z dna będą przenoszone w górę przez ocean i pozostaną zasadniczo takie same na granicy lód-ocean, wpływając na grubość lodu. W efekcie najcieńszy lód znajdowałby się w okolicach biegunowych.
Co jednak ciekawe, jeśli ogrzewanie radiogeniczne jest dominującym rodzajem ogrzewania w płaszczu, wówczas ocean miałby stosunkowo niewielki wpływ na grubość lodu. Misja Europa Clipper może pomóc w potwierdzeniu ustaleń modelu i dostarczyć nowych informacji na temat powiązania między nagrzewaniem się płaszcza Europy, cyrkulacją oceaniczną i grubością jej lodowej skorupy. Musimy zatem poczekać do początku kolejnej dekady, aby dowiedzieć się, który model faktycznie opisuje wnętrze tego fascynującego globu.
https://www.pulskosmosu.pl/2024/01/europa-ocean-ogrzewanie/

 

[Paweł Baran]

Pierwsza trójwymiarowa mapa pól magnetycznych w naszej galaktyce tłumaczy gwiezdne żłobki
2024-01-12. Radek Kosarzycki
Międzynarodowy zespół astronomów stworzył pierwszą w historii mapę struktur pola magnetycznego w ramieniu spiralnym naszej galaktyki Drogi Mlecznej. Poprzednie badania galaktycznych pól magnetycznych dały jedynie bardzo ogólny obraz, ale nowe pokazują, że pola magnetyczne w ramionach spiralnych naszej galaktyki znacznie odbiegają od tego ogólnego obrazu i są znacznie odchylone od średniej galaktycznej.
Odkrycie opisane w artykule opublikowanym w periodyku The Astrophysical Journal sugeruje, że pola magnetyczne silnie wpływają na obszary gwiazdotwórcze, co oznacza, że odegrały rolę w powstaniu naszego własnego Układu Słonecznego.
Dla niektórych może być zaskoczeniem fakt, że pola magnetyczne mogą istnieć w skalach większych niż planeta. Nasze Słońce wytwarza jednak również ogromne pole magnetyczne, które może wpływać na zjawiska takie jak chociażby rozbłyski słoneczne. Jednak pola magnetyczne obejmujące całą galaktykę są na tyle rozległe, że trudno je zrozumieć. Okazuje się jednak, że prawdopodobnie odgrywają rolę w powstawaniu gwiazd i planet.
„Do tej pory wszystkie obserwacje pól magnetycznych w Drodze Mlecznej prowadziły do stworzenia bardzo ograniczonego modelu, który był jednolity na całym obszarze i w dużej mierze odpowiadał kształtowi dysku samej galaktyki” – wskazuje autor opracowania, adiunkt Yasuo Doi z Wydziału Nauk o Ziemi i Astronomii. „Częściowo dzięki teleskopom na Uniwersytecie w Hiroszimie, zdolnym do pomiaru światła spolaryzowanego, co pomaga nam w ustalaniu sygnatur magnetycznych, oraz wystrzelonemu przez Europejską Agencję Kosmiczną w 2013 roku satelitowi Gaia, który specjalizuje się przede wszystkim w pomiarze odległości do gwiazd, jesteśmy w stanie zbudować dokładniejszy model z drobniejszymi szczegółami w trzech wymiarach. W toku swoich badań skupiliśmy się na konkretnym obszarze, ramieniu Strzelca naszej galaktyki spiralnej (jesteśmy w sąsiednim ramieniu Oriona) i odkryliśmy, że dominujące tam pole magnetyczne znacznie odrywa się od płaszczyzny galaktyki.”
Poprzednie modele i obserwacje mogły jedynie opisywać gładkie i w dużej mierze jednorodne pole magnetyczne całej galaktyki. Nowe dane pokazują, że chociaż linie pola magnetycznego w ramionach spiralnych w przybliżeniu pokrywają się z całą galaktyką, w mniejszej skali są znacznie bardziej skomplikowane. Za tym skomplikowaniem stoją różne zjawiska astrofizyczne, takie jak eksplozje supernowych czy silne wiatry gwiazdowe.
Galaktyczne pola magnetyczne są również niezwykle słabe, około 100 000 razy słabsze niż pole magnetyczne Ziemi. Mimo to jednak w długich okresach czasu gaz i pył w przestrzeni międzygwiazdowej są przyspieszane przez te pola, co wyjaśnia obecność niektórych żłobków gwiazdowych – obszarów gwiazdotwórczych – których istnienia nie sposób wytłumaczyć samą grawitacją. Odkrycie to sugeruje, że dalsze mapowanie pól magnetycznych w naszej galaktyce może pomóc w lepszym wyjaśnieniu natury i ewolucji Drogi Mlecznej, a także innych galaktyk.
Źródło: 1
Źródło: 2023 Doi et al.
https://www.pulskosmosu.pl/2024/01/mapa-pola-magnetycznego-droga-mleczna/

[Paweł Baran]

Astronomowie odkryli planetę rozmiarów Ziemi. Jedna jej półkula jest… miękka
2024-01-12. Radek Kosarzycki
W układzie planetarnym złożonym z dwóch znanych już wcześniej planet astronomowie zaobserwowali coś nowego. W toku obserwacji pojawił się niewielki obiekt przechodzący na tle tarczy gwiazdy centralnej wielkości Słońca. Okazało się, że była to inna planeta, wyjątkowo gorąca i wielkości Ziemi.
Nowa egzoplaneta skatalogowana pod numerem HD 63433 d jest zablokowana pływowo, co oznacza, że zwrócona jest do gwiazdy cały czas tą samą stroną. Druga półkula jest natomiast stale pogrążona w ciemności. Jak sama nazwa wskazuje, jest to egzoplaneta krążąca wokół gwiazdy HD 63433 (TOI 1726). Według odkrywców jest to najmniejsza potwierdzona egzoplaneta mająca mniej niż 500 milionów lat i zarazem jest to najbliższa nam tak młoda (ok. 400 mln lat) planeta wielkości Ziemi.
Zespół astronomów przeanalizował ten układ, korzystając z danych z należącego do NASA satelity TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), który wykrywa „tranzyty”, czyli momenty przejścia planet na tle tarcz ich gwiazd macierzystych. W tym układzie planetarnym odkryto już dwie planety, więc aby zobaczyć, co jeszcze może czaić się na orbicie gwiazdy, zespół zebrał dane i usunął sygnały pochodzące z obu znanych planet. Dzięki temu udało się zobaczyć dodatkowy sygnał – mały tranzyt, który pojawiał się co 4,2 dnia. Po dokładniejszym zbadaniu udało się potwierdzić, że w rzeczywistości była to trzecia, mniejsza planeta.
Planeta zblokowana pływowo ma rozmiar bardzo zbliżony do Ziemi (ok. 1,1 średnicy naszej planety) i krąży wokół gwiazdy podobnej do wielkości naszego Słońca (gwiazda ma około 0,91 rozmiaru i 0,99 masy Słońca).
Gwiazdacentralna układu jest gwiazdą typu G, tego samego typu co nasze Słońce. Jednak HD 63433 d krąży znacznie bliżej swojej gwiazdy niż my, a tym samym charakteryzuje się niezwykle wysokimi temperaturami po dziennej stronie.
Chociaż ta nowo odkryta planeta i jej gwiazda mają rozmiary niemal wielkości naszej planety i Słońca, HD 63433 d różni się znacznie od Ziemi.
Po pierwsze, jest to bardzo młoda planeta w bardzo młodym układzie. Sam układ planetarny jest około 10 razy młodszy od naszego, a ta planeta licząca 400 milionów lat jest zaledwie niemowlęciem w porównaniu z Ziemią liczącą 4,5 miliarda lat.
HD 63433 d jest także znacznie bliżej swojej gwiazdy niż my naszej. Planeta ta znajduje się osiem razy bliżej swojej gwiazdy niż Merkury od Słońca. W efekcie dzienna strona tej zablokowanej pływowo planety może osiągnąć temperaturę około 1257°C. Ponieważ jest tak gorąca, tak blisko swojej gwiazdy i tak mała, tej planecie prawdopodobnie brakuje znacznej atmosfery.
Ekstremalnie wysokie temperatury są porównywalne ze światami lawowymi takimi jak CoRoT-7 b i Kepler-10 b. Odkrywcy HD 63433 d uważają, że dzienna strona planety może być w całości pokryta lawą.
Niewielkie rozmiary planety, młody wiek i bliskość gwiazdy czynią ją interesującym kandydatem do dalszych badań. Dalsze badania mogą potwierdzić wyniki tego badania i potencjalnie ujawnić więcej informacji na temat „ciemnej strony” planety i stanu jej (potencjalnej) atmosfery.
Odkrycie opisano w artykule naukowym opublikowanym w periodyku The Astronomical Journal.
https://www.pulskosmosu.pl/2024/01/astronomowie-odkryli-planete-rozmiarow-ziemi-jedna-jej-polkula-jest-miekka/

[Paweł Baran]

Konkurs astronautyczny „W stronę gwiazd” dla zerówek i szkół podstawowych
2024-01-12.
Konkurs skierowano do uczniów zerówek i szkół podstawowych znajdujących się na terenie Polski, bądź szkół polskich poza jej terytorium. Wygrać można astronomiczne i astronautyczne nagrody!
Konkurs „W stronę gwiazd” ma na celu zgłębianie przez dzieci zagadnień związanych z astronautyką i poszerzanie wiedzy na temat kosmosu, ale również danie im możliwości otrzymania w przyszłości pracy w sektorze kosmicznym. Młodzi, realizując swoją pasję, mogą zostać astronautami lub specjalistami, którzy będą uczestniczyć w większych lub mniejszych misjach kosmicznych.
Zadaniem młodszych uczestników – uczniów zerówek oraz klas 1–4 – jest stworzenie kreatywnej pracy plastycznej w formie rysunku, malunku, mozaiki, bądź innej formy graficznej na jeden z 3 konkursowych tematów: Statek kosmiczny, Łazik, Satelita. Nagrodą główną jest profesjonalna lornetka astronomiczna.
Misją do wykonania dla starszych – uczniów klas 5–8 szkół podstawowych – jest zaprojektowanie misji kosmicznej w formie artykułu z bibliografią na jeden z konkursowych tematów: Lot międzygwiezdny, Przygotowanie do zasiedlenia obcego globu, Poszukiwanie życia we Wszechświecie. Ważne jest, by uczeń określił cel misji, a także realny sposób osiągnięcia go. Nagrodą w tej kategorii wiekowej jest udział w tygodniowym obozie kosmicznym Junior Space Camp, który odbędzie się w profesjonalnym centrum szkolenia analogowych astronautów.
Prace konkursowe mogą powstać w trzech językach: polskim, angielskim oraz ukraińskim (dla uczniów, którzy uczą się w polskich szkołach). W zależności od wybranej kategorii wiekowej prace konkursowe oceniane będą przez jury składające się ze specjalistów w dziedzinie astronomii oraz astronautyki, zarówno pod kątem kreatywności, pomysłowości, ale również podejścia merytorycznego.
Dodatkowym wyróżnieniem dla laureatów konkursu będzie publikacja wybranych prac na łamach dwumiesięcznika „Urania – Postępy Astronomii", jak również liczne nagrody rzeczowe.
Hevelianum zaprasza do udziału w tej astronautycznej przygodzie uczniów mających pomysł na ciekawą misję kosmiczną!
 
Co należy zrobić, by wziąć udział w konkursie?
Nauczyciele zerówek i szkół podstawowych zainteresowani udziałem swoich uczniów w konkursie muszą zgłosić ich prace w wybranej kategorii w terminie: do 31 stycznia 2024, godz. 22:00. Wyniki zostaną ogłoszone najpóźniej 31 marca 2024, a konkurs zakończy się galą w wersji online.
Więcej informacji dotyczących konkursu, regulamin oraz formularz zgłoszeniowy dla nauczycieli dostępne na stronie konkursu.
Partnerzy: Analog Astronaut Training Center, (AATC), Urania – Postępy Astronomii, Astronarium
Patronat honorowy: Minister Edukacji i Nauki, Polska Agencja Kosmiczna (POLSA), Centrum Badań Kosmicznych PAN (CBK), Polskie Towarzystwo Astronomiczne (PTA), Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii (PTMA)
Sponsorzy: Fundacja Nicolaus Copernicus, Wydawnictwo Publicat, Wydawnictwo West Pomerania
Więcej informacji:
•    Strona internetowa konkursu
 
Opracowanie: Magda Maszewska
Źródło: Hevelianum
 
Ilustracja: Grafika konkursu „W stronę gwiazd”. Źródło: Hevelianum
URANIA
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/konkurs-astronautyczny-w-strone-gwiazd-dla-zerowek-i-szkol-podstawowych

[Paweł Baran]

Przegląd DES odkrywa wskazówki dotyczące złożoności Wszechświata
2024-01-12
Dziesięcioletnie badania ujawniają wyniki zgodne ze standardowymi modelami kosmologicznymi, lecz pozostawiają otwartą możliwość bardziej złożonych interpretacji.
W 1998 roku astronomowie odkryli, że Wszechświat rozszerza się w coraz szybszym tempie, co jest wynikiem tajemniczej siły zwanej ciemną energią, stanowiącej około 70% Wszechświata. To odkrycie było zaskoczeniem, ponieważ przeczyło dominującej teorii, która zakładała, że ekspansja Wszechświata powinna zwalniać z powodu grawitacji.
Astronomowie dokonali przełomu, obliczając na podstawie obserwacji określonych rodzajów eksplodujących gwiazd, zwanych supernowymi typu Ia, co zaowocowało przyznaniem im Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 2011 roku.
25 lat po początkowym odkryciu, Dark Energy Survey (DES) opublikował wyniki analizy wykorzystującej tę samą technikę do dalszego zgłębiania tajemnic ciemnej energii i ekspansji Wszechświata. Podczas prezentacji na 243. spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego, które odbyło się 8 stycznia 2024 r., oraz w artykule przesłanym do publikacji w Astrophysical Journal, Masao Sako ze Szkoły Sztuk i Nauk na Uniwersytecie Pensylwanii oraz inni astronomowie z DES przedstawili wyniki, które potwierdzają zgodność z standardowym modelem kosmologicznym Wszechświata zakładającym przyspieszoną ekspansję. Prezenterzy zauważyli jednak, że ich odkrycia nie są na tyle ostateczne, aby wykluczyć potencjalnie bardziej złożony model.
To było ekscytujące móc „odblokować” nasze wyniki i spojrzeć na najnowsze i najlepsze pomiary ilości ciemnej materii i ciemnej energii i zobaczyć, jak ten wysiłek dobiega końca – powiedział Sako. To był dla mnie zdecydowanie emocjonalny moment.
Unikalne podejście do analizy
Aby zrozumieć naturę ciemnej energii i zmierzyć tempo ekspansji Wszechświata, naukowcy z DES przeprowadzają analizy za pomocą czterech różnych technik, w tym techniki supernowej zastosowanej w 1998 roku.
Sako i jego zespół rozpoczęli pracę nad DES w 2010 roku, a ich główny wkład w projekt polegał na opracowaniu strategii przeglądu dla techniki supernowej. Wiązało się to z wyborem obszarów nieba do obserwacji, ustaleniem rytmu obserwacji i przeprowadzeniem symulacji pełnego przeglądu, aby dokładnie określić, czego można oczekiwać od danych obrazowych.
Naukowcy wyjaśniają, że technika ta wymaga danych z supernowych typu Ia, które pojawiają się, gdy niezwykle gęsta martwa gwiazda, znana jako biały karzeł, osiąga masę krytyczną i eksploduje. Ponieważ masa krytyczna jest taka sama dla wszystkich białych karłów, wszystkie supernowe typu Ia osiągają w przybliżeniu ten sam poziom jasności. Dlatego porównując pozorną jasność supernowej Ia widzianej z Ziemi z jej rzeczywistą jasnością, astronomowie mogą określić odległość supernowej od nas.
Istnieje silna korelacja między odległością supernowej a jej przesunięciem ku czerwieni, które jest miarą tego, jak szybko oddala się od nas. Połączenie tych dwóch wartości ujawnia, jak szybko rozszerzał się Wszechświat w momencie wybuchu supernowej. Dzięki temu astrofizycy mogą porównać ten łączny wskaźnik z dzisiejszym tempem ekspansji, aby określić, czy gęstość ciemnej energii pozostała stała, czy zmieniła się w czasie.
Gdy Wszechświat się rozszerza, gęstość materii spada – powiedział Richard Kron, dyrektor DES. Ale jeżeli gęstość ciemnej energii jest stała, oznacza to, że całkowity udział ciemnej energii musi rosnąć wraz ze wzrostem objętości.
Zwieńczenie dekady wysiłków
Współpracownica w DES, Tamara Davis, profesor astrofizyki na University of Queensland w Australii, zauważyła, że standardowy model kosmologiczny, znany jako Λ-CDM, jest wiodącą teorią opisującą działanie Wszechświata. Mówi nam, jak ewoluuje Wszechświat, wykorzystując tylko kilka cech, takich jak gęstość materii i zachowanie ciemnej energii – powiedziała.
Davis wyjaśniła, że metoda supernowych bardzo dobrze ogranicza dwa parametry: gęstość materii oraz w, który wykazuje, czy gęstość ciemnej energii jest stała, czy nie. Zgodnie ze standardowym modelem kosmologicznym, ilość ciemnej energii we Wszechświecie jest stała, co oznacza, że nie rozrzedza się w miarę rozszerzania się Wszechświata. Jeżeli to prawda, parametr reprezentowany przez literę w powinien wynosić -1.
Wyniki wykazały, że w = -0,80 +/- 0,18. W połączeniu z uzupełniającymi danymi z Teleskopu Planck, w jeszcze bardziej zbliżyło się do -1, ale nadal nie osiągnęło -1 w granicach błędu.
w nie leży dokładnie na -1, ale na tyle blisko, że jest zgodne z -1 – powiedziała Davis. Być może potrzebny jest bardziej złożony model – ciemna energia może rzeczywiście zmieniać się w czasie.
Aby dojść do ostatecznych wniosków, astrofizycy będą potrzebować większej ilości danych. Niestety, DES nie będzie w stanie ich dostarczyć, ponieważ przegląd przestał gromadzić dane w styczniu 2019 roku. Mimo to, współpracownicy DES kontynuują analizy, wykorzystując inne techniki. Zespół zajmujący się supernowymi, składający się z wielu doktorantów i doktorów habilitowanych, wkrótce wykorzysta wszystkie dostępne obserwacje z DES.
Połączenie informacji o supernowych uzyskanych za pomocą DES z danymi z innych sond pozwoli jeszcze lepiej poznać nasz model kosmologiczny – powiedziała Davis.
Zespół badający supernowe wkrótce wykorzysta wszystkie dostępne obserwacje z programu DES. Wkrótce inne eksperymenty, takie jak Obserwatorium Very Rubin, rozpoczną pracę tam, gdzie zakończył się program DES – prawdopodobnie przeprowadzając te same rodzaje analiz. Jesteśmy pionierami tych technik, które będą miały bezpośredni wpływ na następną generację badań nad supernowymi – powiedział Kron.
Pionierskie nowe podejście
W analizie supernowych z 2018 roku, która dotyczyła programu DES, wprowadzono wiele ulepszeń w porównaniu z pierwszym wynikiem programu DES opublikowanym w 2018 roku, który obejmował jedynie 207 supernowych i trzyletnie dane. Davis i Sako twierdzą, że zespół naukowców kierowany przez wielu badaczy programu DES ulepszył swoją analizę na każdym etapie. Choć zajęło to wiele lat pracy, współpraca ta pozwoliła zmniejszyć o połowę niepewność systematyczną oraz znacznie obniżyć niepewność statystyczną.
Jednym z kilku ulepszeń było wykorzystanie przez zespół Sako i inne osoby zaangażowane w badania programu DES najbardziej zaawansowanych technik uczenia maszynowego do pomocy w klasyfikacji supernowych. Spośród danych z 300 milionów zaobserwowanych odległych galaktyk, grupa robocza Sako w ramach programu DES zidentyfikowała 1499 supernowych typu Ia, co czyni ją największą i najbardziej szczegółową próbką supernowych z jednego teleskopu, jaką kiedykolwiek zebrano.
Nagrodzeni Noblem w 1998 roku astronomowie wykorzystali zaledwie 52 supernowe do ustalenia, że Wszechświat rozszerza się w coraz szybszym tempie. To naprawdę ogromny wzrost w porównaniu z sytuacją sprzed 25 lat – powiedziała Davis.
Dane dotyczące supernowych programu DES są również dokładniejsze niż w przypadku poprzednich badań, ponieważ zostały zaobserwowane w czterech kolorach filtrów świetlnych, co stanowi znaczny postęp w porównaniu z próbkami supernowych nagrodzonych Noblem, w których wykorzystywano tylko jeden lub dwa filtry.
Nawet w obliczu nadchodzących bardziej zaawansowanych badań ciemnej energii, naukowcy z DES podkreślili znaczenie posiadania modeli teoretycznych wyjaśniających ciemną energię w uzupełnieniu do ich obserwacji eksperymentalnych. Wszystko to jest naprawdę nieznanym terytorium – powiedział Kron. Nie mamy teorii, która umieszczałaby ciemną energię w ramach odnoszących się do innej fizyki, którą rozumiemy. Na razie w DES pracujemy nad ograniczeniem tego, jak ciemna energia działa w praktyce, mając nadzieję, że później niektóre teorie mogą zostać sklasyfikowane.
Nawet jeżeli zmierzymy ciemną energię z nieskończoną dokładnością, nie oznacza to, że wiemy, czym ona jest – powiedziała Davis. Ciemna energia wciąż czeka na odkrycie.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Więcej informacji:
•    Dark Energy Survey uncovers clues to universe’s complexity
•    The Astrophysical Journal
Źródło: University of Pennsylvania
Na ilustracji: Pozostałość po supernowej (typ Ia) Keplera. Źródło: Zdjęcie dzięki uprzejmości NASA/CXC/SAO/D. Patnauda; (Optyczny) DSS
URANIA
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/przeglad-des-odkrywa-wskazowki-dotyczace-zlozonosci-wszechswiata

 

[Paweł Baran]

Planety Karłowate Układu Słonecznego: Pluton
2024-01-12. Katarzyna Kuszner  168 odsłon
Charakterystyka planety
Typ planety: planeta karłowata
•    Masa: 1,303*1022 kg
•    Promień: 1188 km
•    Mimośród orbity: 0,2444
•    Pół oś wielka: 5869,656*106 km
•    Okres orbitalny: 90 520 dni (248 lat)
•    Liczba księżyców: 5
Struktura wewnętrzna
Wnętrze Plutona składa się prawdopodobnie z gęstego, krzemianowego jądra o średnicy około 1700 km (co stanowi prawie 70% średnicy całej planety) oraz rzadkiego, lodowego płaszcza składające się z lodowego metanu, tlenku węgla, azotu i wody. To powoduje, że gęstość całego Plutona (około 2 g/cm3) jest mniejsza niż Ziemi (5,51 g/cm3).
Według niektórych symulacji między jądrem Plutona a warstwą lodu istnieje ocean o grubości około 100 km. Powstał on przez roztopienie się lodu ogrzanego ciepłem wytworzonym przez rozpad pierwiastków promieniotwórczych, takich jak uran czy potas-40.
Geologia planety
Powierzchnia Plutona składa się, tak jak jego płaszcz, z zamarzniętego metanu, wody, azotu oraz tlenku węgla. Pokryta jest zróżnicowanymi formami terenu – licznymi górami, dolinami, równinami i kraterami uderzeniowymi.
Jednym z najciekawszych geologicznie obszarów jest Sputnik Planitia, prawdopodobnie pozostałość po uderzeniu. Jego na pierwszy rzut oka gładka powierzchnia złożona z lodowego azotu pokryta jest licznymi rowami, tworzącymi mozaikę z wielokątów o średnicy nawet do 40 kilometrów. Powierzchnia poszczególnych fragmentów jest dość płaska, bo dzięki zjawisku konwekcji starszy lód zastępowany jest nowszym, pochodzącym z głębi struktury. Pokrywają ją jednak liczne wydmy, które postały z metanu naniesionego przez wiatr z pobliskich gór al-Idrisi Montes
Wysokość najwyższych szczytów Plutona sięga 3,5 kilometrom. Są one najczęściej zbudowane z wodnego lodu – materiału bardziej wytrzymałego niż azot stanowiący główny składnik skorupy Plutona – i czasami pokryte warstwą zamarzniętego metanu.
Odkryto także szczeliny świadczące o aktywności wulkanicznej na Plutonie. W jego wczesnej historii pod jego powierzchnią znajdowała się duża ilość ciekłej wody. Z czasem, gdy wnętrze Plutona się ochładzało, zaczęła zamarzać, co spowodowało zwiększenie objętości wnętrza planety. To doprowadziło to powstania napięć na powierzchni, które rozładowując się, utworzyły w niej pęknięcia.
Atmosfera
Skład chemiczny atmosfery Plutona jest podobny do składu jego powierzchni – składa się głównie z azotu ze śladową ilością metanu i tlenku węgla. Gdy Pluton znajduje się bliżej Słońca, lód z jego powierzchni sublimuje i tworzy cienką atmosferę. Z powodu małej grawitacji jest ona bardzo rzadka, jednak ma wystarczającą gęstość, by mogły tworzyć się tam wiatry. Gdy Pluton oddala się od Słońca, część jego atmosfery zamarza i opada na powierzchnię jako śnieg.
Historia badań
Po odkryciu Neptuna w 1846 roku zaczęto badać jego orbitę. Wskazywała ona obecność innego ciała niebieskiego, które swoją grawitacją wpływałoby na jego orbitę – tak, jak Neptun wpływa na orbitę Urana. Pierwszym, który postulował istnienie dziewiątej planety Układu Słonecznego był Percival Lowell, założyciel Lowell Observatory w Arizonie. Rozpoczęto poszukiwania nowej planety; próbowano obliczyć jej orbitę i znaleźć miejsce, gdzie powinna znajdować się na niebie.
18 lutego 1930 roku astronom-amator zatrudniony w Lowell Observatory do przeszukiwania nieba w poszukiwaniu nowej planety, Clyde Tombaugh, odnalazł to, czego poszukiwano – mały obiekt poruszający się w przeciwną stronę na tle innych obiektów.
Nową planetę nazwano na część rzymskiego boga zaświatów, Plutona, który według przekazów mógł stawać się niewidzialny. Nazwa, zaproponowana przez 11-letnią Venetię Burney, została zaaprobowana przez środowisko astronomiczne, a symbolem Plutona zostało ♇, będące jednocześnie monogramem Percivala Lowella oraz dwoma pierwszymi literami nazwy planety.
W 1978 roku odkryto istnienie pierwszego i największego z księżyców Plutona – Charona. Zaobserwowano wtedy nieregularny, wydłużony z jednej strony kształt Plutona. Po porównaniu ze zdjęciami z obserwacji z poprzednich lat okazało się, że „wydłużenie” orbituje dookoła Plutona, co potwierdziło odkrycie jego księżyca. Jego nazwa pochodzi od Charona, mitologicznego przewoźnika przez rzekę Styks.
W kolejnych latach za pomocą Teleskopu Hubble’a odkryto cztery inne księżyce Plutona – w 2005 roku zaobserwowano Nix i Hydrę, w 2011 roku Kerberosa, a w 2012 roku uchwycono ostatni z księżyców – Styks. Nazwy wszystkich satelitów Plutona pochodzą od mitologicznych postaci i miejsc związanych z zaświatami i Plutonem.
W 2006 roku Międzynarodowa Agencja Kosmiczna ogłosiła nową definicję tego, czym jest planeta. Zgodnie z nią, żeby obiekt mógł zostać uznany za planetę, musi spełniać następujące warunki: musi orbitować dookoła gwiazdy (lub jej pozostałości) i w jego wnętrzu nie mogą zachodzić reakcje termojądrowe, musi być wystarczająco duży, by móc utrzymać kulisty kształt oraz musi osiągnąć dominację w przestrzeni wokół swojej orbity, czyli żeby nie znajdowały się na niej inne obiekty o podobnej masie. Pluton nie spełnia ostatniego z tych wymogów i został przyporządkowany do powstałej wtedy kategorii „planet karłowatych” wraz z m.in. Ceres.
W tym samym roku wystartowała misja New Horizons, która dziewięć lat później dotarła do Plutona i dostarczyła naukowcom zdjęć oraz danych o nim, stwarzając w ten sposób możliwość jego dokładniejszego zbadania.
Misje
Jedyną misją, która dotarła do Plutona jest New Horizons. Wystartowała 19 stycznia 2006 roku i po podróży trwającej ponad dziewięć lat minęła Plutona 14 lipca 2015 roku, zbierając informacje o nim oraz jego księżycach. Czas trwania misji został przedłużony i następnym celem New Horizons został Arrokoth (nazywany wtedy Ultima Thule), jeden z obiektów transneptunowych znajdujących się w Pasie Kuipera. Sonda minęła go 1 stycznia 2019 i będzie zbierać dane o wietrze słonecznym i pyle kosmicznym.
Ważąca w momencie startu 478 kg sonda zaopatrzona jest w siedem instrumentów badawczych: trzy urządzenia optyczne, dwa plazmowe, czujnik pyłu i radiowy odbiornik. Dostarczyły one naukowcom m.in. obrazy Plutona i jego księżyców (także trójwymiarowe) oraz dane na temat składu chemicznego powierzchni Plutona i jego atmosfery.
Nasza wiedza o Plutonie i jego księżycach bazuje w głównej mierze na danych dostarczonych przez misję New Horizons. Dzięki niej Pluton z niewyraźnej, rozmazanej kropki (jak na zdjęciu zrobionym przez Teleskop Hubble’a w 2010 roku, które do czasu New Horizons było najdokładniejszym obrazem Plutona, jaki posiadaliśmy) przeistoczył się w naszych oczach w interesujący, pełny tajemnic glob. Uchyliliśmy jedynie rąbka tajemnicy, jaką jest odległa część Układu Słonecznego i wciąż mamy apetyt na więcej.
Korekta – Szymon Ryszkowski
Źródła:
•    Oficjalna strona misji New Horizons
12 stycznia 2024

•    science.nasa.gov; Pluto Facts
12 stycznia 2024

•    explanet.info; Eric H. Christiansen and Braxton Spilker; Chapter 13: Pluto and the Kuiper Belt
12 stycznia 2024

•    nasa.gov; The Icy Mountains of Pluto
12 stycznia 2024

•    nasa.gov; Icy Dunes on Pluto Reveal a Diverse and Dynamic Dwarf Planet
12 stycznia 2024

•    lowell.edu; Madison Mooney; Deep Space Spotlight: The Discovery of Charon
12 stycznia 2024

•    science.nasa.gov; What is a planet?
12 stycznia 2024
 Zdjęcie w tle: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
Rozmieszczenie metanu na powierzchni Plutona. Kolor fioletowy oznacza wyższą zawartość tego związku, a czarny – niższą. Źródło: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
Pokryta rowami powierzchnia Sputnik Planitia Źródło: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
Płyty fotograficzne ze stycznia 1930 roku. Porównując je Clyde Tombaugh zauważył obiekt (wskazywany tu przez strzałkę) – Plutona, który zmienił swoje położenie na tle innych. Źródło: Lowell Observatory Archives

Artystyczna wizja sondy New Horizons na tle Plutona i Charona Źródło NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

https://astronet.pl/uklad-sloneczny/planety/pluton/

 

[Paweł Baran]

Największy księżyc Saturna ma "magiczne wyspy". Naukowcy mają rozwiązanie

2024-01-12. Dawid Długosz
Tytan to największy księżyc Saturna i jeden z największych naturalnych satelitów planet w całym Układzie Słonecznym. Obiekt ma "magiczne wyspy", które pływają. Naukowcy proponują naukowe wyjaśnienie zjawiska. Badacze uważają, że ma to poniekąd coś wspólnego ze strukturami, które występują na Ziemi.

Saturn ma kilkadziesiąt księżyców i największym z nich jest Tytan (jest większy od planety Merkury), który był badany przez sondę NASA o nazwie Cassini-Huygens. Statek w 2014 r. zaobserwował tajemnicze struktury na powierzchni tego obiektu i przez lata stanowiły one dla naukowców zagadkę. Teraz grupa badaczy proponuje wyjaśnienie tego zjawiska.

Tytan ma "magiczne wyspy". Co to takiego?
Wspomniane "magiczne wyspy" występują na powierzchni Tytana. Mają one postać plam, które przesuwają się nad jeziorami ciekłego metanu i etanu, które ma naturalny satelita Saturna. Wspomniane bloki pojawiały się i znikały, co dla naukowców stanowiło nie lada zagadkę.
Wspomnianym strukturom przyjrzał się zespół naukowców, którym kierowała Xinting Yu, adiunktka na Wydziale Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Teksasu w San Antonio. Co udało się ustalić? Badania wykazały, że są to pływające kawałki porowatych, zamrożonych ciał organicznych o kształcie przypominającym plaster miodu.
Chciałam zbadać, czy magiczne wyspy mogą w rzeczywistości składać się z substancji organicznych unoszących się na powierzchni, jak pumeks, który może unosić się na wodzie tutaj, na Ziemi, zanim ostatecznie zatonie.
Xinting Yu, adiunktka na Wydziale Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Teksasu w San Antonio

Badacze stwierdzili, że występowanie struktur o konkretnym składzie w jeziorach Tytana jest możliwe, choć tutaj musiałyby występować pewne właściwości, które niekoniecznie można powiązać z lodowcami na Ziemi, które unoszą się na wodzie. Pamiętajmy, że jeziora księżyca Saturna składają się m.in. z metanu.
Księżyc Saturna zostanie lepiej zbadany w misji Dragonfly
Tytan skrywa przed nami jeszcze wiele tajemnic, ale zamierza go dokładniej zbadać NASA. W tym celu na jego powierzchnię zostanie wysłany specjalny dron o nazwie Dragonfly. Na efekty tego przedsięwzięcia poczekamy jednak do przyszłej dekady. Co prawda, start misji rozpocznie się jeszcze w tym dziesięcioleciu (obecnie pod uwagę brany jest rok 2028), ale podróż maszyny w okolice Saturna potrwa kilka lat.
Są też pewne podejrzenia, że na Tytanie mogą skrywać się jakieś pradawne formy życia. Misja Dragonfly również pozwoli ich poszukać. Jest to już kolejny księżyc, gdzie naukowcy chcą szukać oznak żywych organizmów. Dotyczy to również Europy i Enceladusa.
***
Bądź na bieżąco i zostań jednym z 90 tys. obserwujących nasz fanpage - polub Geekweek na Facebooku i komentuj tam nasze artykuły!

Księżyc Tytan obok planety Saturn /NASA/JPL-Caltech/Space Science I /materiał zewnętrzny

Zdjęcia radarowe Tytana /NASA/JPL-Caltech/ASI/USGS oraz NASA/ESA. Acknowledgement: T. Cornet, ESA /materiał zewnętrzny

https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-najwiekszy-ksiezyc-saturna-ma-magiczne-wyspy-naukowcy-maja-r,nId,7262702

 

[Paweł Baran]

Obce życie na Wenus? Nowe badania Polaka wskazują na konkretne miejsce

2024-01-12. Dawid Długosz
Wenus to piekielny i nieprzyjazny świat. Część naukowców sądzi jednak, że mogłoby tam istnieć jakieś obce życie. Postanowił się temu przyjrzeć Polak, który jest badaczem w instytucie MIT. Kierowany przez niego zespół naukowców skupił się na konkretnym obszarze planety, który może być potencjalnym miejscem zamieszkania przez organizmy.

Wenus to planeta, którą trudno dziś kojarzyć z życiem znanym nam na Ziemi. Na jej powierzchni panują piekielne temperatury, które potrafią prowadzić do stopienia ołowiu. Czy mogłyby tam żyć jakieś obce organizmy? Część badaczy twierdzi, że choć małe, tak takie prawdopodobieństwo istnieje.
Obce życie na Wenus obiektem badania Polaka
Zespół naukowców kierowany przez Janusza Pętkowskiego z instytutu MIT postanowił przyjrzeć się atmosferze Wenus pod kątem ewentualnego występowania życia. Badania skoncentrowano na chmurach kwasu siarkowego i wskazano je jako potencjalne miejsce zamieszkania przez obce organizmy.

Badania wykazały, że aminokwasy pozostają stabilne w stężonym kwasie siarkowym. Jest to o tyle istotne pod kątem życia, że stanowią one budulec białek organizmów, które znamy z naszej planety.

Odkrycia te znacznie poszerzają zakres biologicznie istotnych cząsteczek, które mogłyby być składnikami biochemii opartej na rozpuszczalniku stężonego kwasu siarkowego.
Janusz Pętkowski z instytutu MIT w Cambridge

Chmury na Wenus składają się w dużym stopniu z kwasu siarkowego. Stanowi on od 81 do 98 proc. ich zawartości, a pozostałą jest woda. Co jednak z życiem na planecie? Pozostałe jego substancje mogłyby być dostarczane do tego świata wraz z meteorytami. Nawet jeśli jakieś organizmy występowałyby w atmosferze naszej sąsiadki, to według naukowca różniłyby się one od tych, które mamy na Ziemi.
Organizmy na planecie pozostają niewiadomą
Badania Polaka z MIT zakładają, że jakieś obce życie mogłoby powstać na Wenus, ale tak naprawdę twardych dowodów na to nie ma. Możliwe, że ulegnie to zmianie wraz z prywatną misją, za którą ukrywają się specjaliści z MIT oraz firma Rocket Lab, a jest finansowana przez tajemniczych filantropów.

Misja zakłada wysłanie na Wenus specjalnej sondy, która zbada atmosferę sąsiedniej planety właśnie pod kątem ewentualnych oznak, które mogą wskazywać na obce życie. Start ma odbyć się pod koniec 2024 r. lub w przyszłym roku. Na efekty w postaci analizy zebranych danych przyjdzie nam poczekać dłużej.

Czy na Wenus mogłoby istnieć obce życie? /123RF/PICSEL

https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-obce-zycie-na-wenus-nowe-badania-polaka-wskazuja-na-konkretn,nId,7256287

[Paweł Baran]

To podważa nasze obecne rozumienie wszechświata. Astronomowie odkryli ogromną strukturę

2024-01-12. Sandra Bielecka
Astronomowie dokonali odkrycia, które wydaje się podważać wszystko, co do tej pory dowiedzieliśmy się o wszechświecie. Ogromna struktura w kształcie pierścienia jest drugim tego typu odkryciem dokonanym przez Alexię Lopez. Do momentu odkrycia pierwszej tego typu struktury naukowcy myśleli, że nie mają prawa bytu. Teraz muszą zweryfikować po raz kolejny swoje stanowisko.

Niewyjaśnione gigantyczne struktury przeczą dotychczasowej wiedzy
Alexia Lopez, brytyjska doktorantka na Uniwersytecie Central Lancashire, dokonało dwóch odkryć, które, jak sama twierdzi „podważają nasze zrozumienie wszechświata”. Pierwszą z gigantycznych struktur odkryła trzy lata temu, Wielki Łuk rozciąga się na 3,3 miliarda lat świetlnych.
Teraz na 243. spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego (AAS) zaprezentowała swoje badania na temat drugiej tego typu struktury, jednak tym razem w kształcie okręgu.
Wielki Pierścień ma średnicę 1,3 miliarda lat świetlnych i obwód 4 miliardów. Jest około 15 razy większy od Księżyca widzianego na nocnym niebie z Ziemi. Struktura składa się z galaktyk i gromad galaktyk.  

Żadnej z tych dwóch bardzo dużych struktur nie da się łatwo wyjaśnić w naszym obecnym rozumieniu wszechświata. A ich bardzo duże rozmiary, charakterystyczne kształty i kosmologiczna bliskość z pewnością muszą nam mówić coś ważnego – ale co dokładnie?
Mówi autorka badań, Alexia Lopez.
Gigantyczne struktury, które nie powinny istnieć

Według dotychczasowej wiedzy na temat dużych struktur we wszechświecie powstają one w procesie znanym jako niestabilność Jeansa. Zależność ta opisuje warunki, jakie muszą być spełnione do zapadania grawitacyjnego obłoków materii, by uformowały się galaktyki, gromady galaktyk, gwiazdy, planety i inne.
Proces ten posiada swoje granice wielkości około 1,2 miliarda lat świetlnych z tego względu, ponieważ nic większego nie miałoby wystarczająco dużo czasu na uformowanie się.

Jednak obie struktury odkryte przez Alexię Lopez są znacznie większe. Wielki Łuk prawie trzy razy większy, a obwód Wielkiego Pierścienia jest porównywalny z długością Wielkiego Łuku. Do momentu odkrycia pierwszej tego typu struktury naukowcy myśleli, że nie mają prawa bytu, jednak zostali postawieni przed faktem, a teraz muszą wyjaśnić, jak w ogóle jest to możliwe. Co więcej, analizowane dane znajdują się niezwykle daleko.
Inni kosmolodzy również odkryli gigantyczne struktury. Jedną z największych jest zbudowana z supergromad galaktyk The Hercules-Corona Borealis Great Wall (HCB) o szerokości około 10 miliardów lat świetlnych. Może być ona jeszcze większa, jednak pole obserwacji częściowo zasłania materia naszej galaktyki.  

Największa znana struktura w obserwowalnym wszechświecie HCB /Pablo Carlos Budassi/CC BY-SA 4.0 /Wikimedia

https://geekweek.interia.pl/astronomia/news-to-podwaza-nasze-obecne-rozumienie-wszechswiata-astronomowie,nId,7265531