ASTRONOMIAPrzegląd Wiadomości Astronomicznych

12 / 2008

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

1 z 58

2 z 58

Spis Treści

Zdjęcia gór Eumenides DorsumPlaneta na krawędzi zniszczeniaPierwszy obcy w Układzie Słonecznym ?NASA zakończyła nasłuch lądownika PhoenixWenus oŜywa w świetle niewidzialnym dla ludzkich oczuBrązowe karły powstają dzięki tym samym mechanizmom co gwiazdyRentgen komety? Czemu nie...Studenci odkrywają niezwykłą planetęNowe rytmy na marsjańskiej liście przebojówSuperbolid nad KoloradoKamera rentgenowska gotowa do badania KsięŜycaAstronomowie cofnęli się w czasie do 1572 by badać supernową Tycho BraheTeleskop kosmiczny Hubble wykrył dwutlenek węgla na exoplanecie10, 9, 8, 7, 6, 5, 4, 3, 2, 1... 1... Nowy Rok!!!Dramat w sercu TarantuliRola źródlisk pochodzących z wód gruntowych w kształtowaniu topografii Marsa16 lat badań ruchu gwiazd okrąŜających czarną dziurę w sercu Drogi MlecznejAstronomowie odkrywają dwa najciemniejsze brązowe karłyKosmologiczna lupa umoŜliwia zbadanie super masywnej czarnej dziuryCiemna energia dusi wzrost struktur we WszechświecieBłyszcząca gwiezdna choinkaAstronomowie odnaleźli 'brakujące ogniwo' wśród marsjańskich minerałówW odległym Wszechświecie astronomowie wykryli obecność wodyAstronomowie z Caltech dostarczają nowej interpretacji asymetrii wczesnego WszechświataOrbiter NASA MRO śledzi burze na powierzchni czerwonej planetyNiezwykłe zaćmieniaDynamiczny księŜyc Saturna pokazuje nowe ślady aktywnościCo stało się z wodą na Wenus ?

3 z 58

Zdjęcia gór Eumenides Dorsum

Wysokiej rozdzielczości stereoskopowa kamera na pokładzie misji ESA Mars Express wykonałazdjęcia pasma górskiego Eumenides Dorsum połoŜonego 2° na południe od równika, 206° na wschódod umownego południka zerowego. Zdjęcia o rozdzielczości 13 metrów/piksel pokrywają obszar opowierzchni około 12 000 kilometrów kwadratowych. Góry połoŜone zą na zachód od regionu Tharsisi stanowią część regionu Medusa-Fossae, który w większości okrywają pokłady popiołuwulkanicznego.

rejonie tym znajduje się kilka liniowychstruktur kilometrowej długości,pomiędzy którymi leŜą kanały. Na całymobszarze widoczne są ślady działalnościerozyjnej wiatru i - być moŜe - wody.Choć atmosfera Marsa jest bardzocienka w porównaniu do ziemskiej - ośrednim ciśnieniu wynoszącymzaledwie 0,75% ciśnienia na Ziemi(czyli takim, jakie u nas panuje nawysokości 35 km) - potrafi być bardzodynamiczna i w długich okresach czasuodgrywa dominującą rolę wkształtowaniu krajobrazu czerwonejplanety.

Region ten zdominowany jest przezrzeźbę terenu powstałą ze skałosadowych ulegających erozjiwiatrowej. Wiatr przenosi lotnymateriał - taki jak ziarna piasku - i zajego pomocą powoli niszczy miękkieskały osadowe w okolicach istniejącychwcześniej przerw strukturalnych - takichjak uskoki. Mniejsze wzgórza widocznena zdjęciach, przypominające piramidy,równieŜ powstały w wynikuoddziaływania wiatru. PoniewaŜ wiatryw tym rejonie mają ustalony kierunek,równieŜ te wzgórza są zorientowane

zgodnie z kierunkiem wiatru.

Płaskie obszary to najprawdopodobniejwystąpienia bardziej odpornych naerozję skał wulkanicznych.

Barwy uzupełniono korzystając z trzechbarwnych kanałów HRSC oraz kanałunadiru. Natomiast widokiperspektywiczne zostały wyliczone zwykorzystaniem cyfrowego modeluterenu uzyskanego za pomocą kamerystereoskopowej. Na stronie ESAznajduje się równieŜ trójwymiarowyanaglif.

Źródło:

ESA Mars Express: TheEuminedes Dorsum mountainson MarsZdjęcie: ESA/ DLR/ FU Berlin(G. Neukum)

4 z 58

Planeta na krawędzi zniszczenia

Zespół astronomów z Uniwersytetów Mikołaja Kopernika i Penn State (Uniwersytet StanowyPennsylwanii) odkrył nową exoplanetę, która znajduje się na ciasnej orbicie wokół gwiazdy HD102272 - czerwonego olbrzyma. Planeta ma masę około sześć razy większą od Jowisza. W zespoleodkrywców znaleźli się profesor astronomii i astrofizyki oraz dyrektor centrum badań nadexoplanetami na Uniwersytecie Penn State Aleksander Wolszczan - odkrywca pierwszych exoplanetoraz dr hab. Andrzej Niedzielski z UMK. Zespół podejrzewa, Ŝe gwiazdę HD 102272 moŜe okrąŜaćrównieŜ druga planeta. Odkrycie, które zostanie opublikowane w The Astrophysical Journal rzucaświatła na to, w jaki sposób wyewoluowane gwiazdy oddziałują na obiegające je planety.

od dawna wiedzą, Ŝe z wiekiemgwiazdy zwiększają swe rozmiary a wprocesie tym mogą pochłaniaćokrąŜające je planety. Wedługwiększości symulacji taki los spotkaZiemię za około pięć miliardów lat.Jednak co dzieje się tuŜ przed nie jestznane. Nowo odkryta planeta jestciekawa właśnie dlatego, Ŝe znajdujesię bliŜej czerwonego olbrzyma niŜjakakolwiek wcześniej odkrytaexoplaneta. Z odległości 0,6 j.a. (czylina orbicie wewnątrz orbity Wenus)rozrastająca się kula olbrzyma ma naniebie exoplanety średnicę 16 krotniewiększą niŜ średnica KsięŜyca w pełni.

"Kiedy czerwone olbrzymy puchnąpoŜerają znajdujące się w pobliŜuplanety "- mówi prof. Wolszczan. -"Choć moŜna sobie wyobrazić, Ŝeodkryta planeta mogłaby znajdować siębliŜej swej gwiazdy bez szkody dlasiebie, wydaje się, Ŝe istnieje strefazakazana dla planet wokół takichgwiazd. Nasze odkrycie przesuwa jejgranicę o 0,6 j.a. do wewnątrz. BardzowaŜne jest odnalezienie powodu,dlaczego gwiazdy nie chcą występowaćbliŜej.

Zatem następnym krokiem będziezrozumienie skąd bierze się owa strefa iczy istnieje ona wokół wszystkichczerwonych olbrzymów."

Odkrycie (o którym pisaliśmy napoczątku listopada) zostało dokonane zapomocą teleskopu Hobby-Eberly wObserwatorium McDonald w Teksasie.Poprzez teleskop, na którymzainstalowany jest precyzyjnyspektrograf, naukowcy zaobserwowaliregularne przesunięcia linii widmowychw świetle oddalonej o 1200 latświetlnych gwiazdy połoŜonej wobrębie gwiazdozbioru Lwa. Temaleńkie, przemienne przesunięcia,pokazują przemieszczanie się gwiazdypod wpływem grawitacji planetywzdłuŜ linii skierowanej w stronęZiemi. Efekt Dopplera powoduje, Ŝegdy gwiazda przemieszcza się w naszymkierunku, jeje światło staje się bardziejniebieskie, a gdy oddala - czerwone.Przesunięcia te umoŜliwiły zespołowiustalenie, Ŝe co najmniej jedna planetaokrąŜa gwiazdę. JeŜeli wyniki badańpotwierdzą istnienie drugiej

5 z 58

planety HD 102272 stanie się pierwszym układem wielu planet wokół czerwonego olbrzyma.

Profesor Wolszczan wyjaśnia, Ŝe szczególnie interesuje go przeniesienie uzyskanej wiedzy na temat wpływu starzejących sięgwiazd na otaczające je planety na obszar Układu Słonecznego. "Pewnego dnia nasze Słońce takŜe przekształci się wczerwonego olbrzyma i ciekawe jest rozwaŜanie tego co stanie się z zewnętrznymi planetami w czasie gdy Słońce będzie sięrozszerzało. Na przykład księŜyc Jowisza - Europa - jest obecnie okryta lodem, ale gdyby znalazła się bliŜej Słońca być moŜena jej powierzchni istniałby ciepły ocean, w którym mogłoby zaistnieć Ŝycie."

Źródło:

McDonald Observatory: Scientists Discover New Planet Orbiting Dangerously Close to Giant StarZdjęcie: NASA

6 z 58

JeŜeli kolejne grupy molekuł węglowychrównieŜ wykaŜą znaczne ubytkiwzmocni toscenariusz dający komecie Maccholz 1 statuspierwszegoznanego przybysza spoza UkładuSłonecznego

David Schleicher

Pierwszy obcy w Układzie Słonecznym ?

Astronomowie z Obserwatorium Lowell wykazali istnienie nowej klasy komet. Badając kometę96P/Macholz 1 wskazali na jej ekstremalnie niezwykłą budowę chemiczną, którą moŜna wyjaśnić zapomocą jednego z trzech intrygujących scenariuszy.

planetarny z Obserwatorium Lowell,David Schleicher, dokonał pomiarówczęstości występowania pięciu cząstek wkomach 150 komet i odkrył, Ŝe96P/Maccholz 1 wyróŜnia niezwykłyskład chemiczny. Źródło tej chemicznejanomalii pozostaje nieznane jednak kaŜdyz trzech proponowanych scenariuszy,jeŜeli zostanie potwierdzony, nałoŜynowe ograniczenia na teorie opisującepowstanie i ewolucję komet. Wynikibadań zostały opublikowane wlistopadowym numerze AstronomicalJournal.

Odkrycie niezwykłego składuchemicznego komety Maccholz 1dowodzi istnienia nowej klasy komet.Pozostałe dwie klasy zidentyfikowano w

latach 90. XX wieku. Podczas gdyMaccholz 1 wykazuje bardzo niskiepoziomy odmian węgla C2 i C3 to coczyni ją niezwykłą, to fakt, Ŝe równieŜpoziom cyjanogenu - CN - jest równieŜsilnie obniŜony. W komecie tej stęŜenieCN jest około 72 razy niŜsze niŜ winnych kometach.

Być moŜe Maccholz 1 nie powstała wUkładzie Słonecznym ale pochodzispoza jego granic. W tym scenariuszu,protoplanetarny dysk innej gwiazdymógłby mieć niską zawartość węgla,czego efektem byłyby niskie stęŜeniazwiązków zawierających węgiel wkomecie. "Znaczna część komet UkładuSłonecznego uciekła w przestrzeńmiędzygwiezdną, zatem moŜemyoczekiwać napotkania kometpochodzących z innych układówgwiezdnych "- mówi Schleicher, -"niektóre z nich zawitają do UkładuSłonecznego, a Maccholz 1 moŜe byćtakim międzygwiezdnympodróŜnikiem."

Inny scenariusz zakłada, Ŝe składchemiczny komety Maccholz 1 jestwynikiem tego, iŜ powstała ona dalejod Słońca, w bardziej ekstremalnymśrodowisku niŜ jakakolwiek wcześniej

7 z 58

badana kometa. JeŜeli byłbyprawdziwy, wówczas rzadkość tegotypu obiektów moŜna by było wyjaśnićtrudnością znalezienia odpowiedniegomechanizmu, który kierowałby je zperyferii Układu Słonecznego ku jegośrodkowi, gdzie mogą zostać odkryte izbadane.

Trzeci scenariusz proponuje, ŜeMaccholz 1 powstała jako kometałańcucha nisko-węglowego a następniejej skład chemiczny zmienił się podwpływem ekstremalnych temperatur.Choć wcześniej Ŝadna kometa niewykazała zmian chemicznychwynikających z ogrzewania przezSłońce, Maccholz 1 wyróŜnia jeszczejedna cecha. Jej orbita w punkcienajbliŜszym Słońca znajduje sięwewnątrz orbity Merkurego, i trafia tamco pięć lat (choć peryhelia innych kometznajdują się bliŜej, jednak wracają tamznacznie rzadziej). "PoniewaŜ jej orbitajest wyjątkowa musimy brać pod uwagęmoŜliwość, Ŝe to powtarzające siępodgrzewanie do wysokich temperaturjest przyczyną zmian w jej składziechemicznym -" mówi Schleicher -"Jednak jedyna inna kometa o obniŜonej

zawartości CN nie była poddanawysokim temperaturom. To wskazuje,Ŝe obniŜenie poziomu CN nie wymagareakcji chemicznych przebiegających wwysokich temperaturach."

Choć kometę 96P/Maccholz 1 po razpierwszy badano w 1986 roku, i mimo,Ŝe jej okres wynosi niewiele ponad pięćlat, szczegółowe analizy chemicznezostały wykonane dopiero podczasostatniego pojawienia się w 2007 roku.Program badań chemii kometprowadzony przez ObserwatoriumLowell, kierowany przez Schleichera,objął pomiarami ponad 150 komet wtrakcie ostatnich 33 lat. Badania te sąunikalne i pomagają pokazać kontrastchemii komety Maccholz 1 z duŜą baządanych.

Na początku lat 90. programprowadzony przez ObserwatoriumLowell umoŜliwił identyfikację dwóchklas komet. Pierwsza, zawierającawiększość obserwowanych kometokreślono jako komety typowe.Większość komet typowych długi czasspędziło w obłoku Oorta na peryferiachUkładu Słonecznego ale uwaŜa się, Ŝepowstały pośród gazowych olbrzymów- między Saturnem,

Uranem i Neptunem. Inne komety tejklasy pochodzą z pasa Kuipera za orbitąNeptuna.

Druga z klas wykazuje wyraźne ubytkidwóch z pięciu mierzonych związkówchemicznych. PoniewaŜ związki te - C2i C4 w całości składają się z atomówwęgla klasa otrzymała nazwę komet zubytkami w łańcuchu węglowym (ang.carbo-chain depleted comets). Ponadtoprawie wszystkie komety tej klasy mająorbity wskazujące na pochodzenie zpasa Kuipera. Między innymi z tegopowodu uwaŜa się, Ŝe ubytki sąwynikiem warunków, w których kometyte powstały, być moŜe w zewnętrznych,zimnych rejonach pasa Kuipera.

Komety uwaŜa się powszechnie zanajbardziej pierwotne obiekty pozostałez epoki, w której powstawał UkładSłoneczny. Często opisuje się je jakopróbki proto-planetarnego materiału, zktórego zbudowany został nasz układplanetarny. RóŜnice w obecnymskładzie komet moŜe wskazywać albona zróŜnicowanie środowiska młodegodysku planetarnego, albo z efektypóźniejszej ewolucji.

Choć trudno

8 z 58

jednoznacznie określić miejsce pochodzenia jakiejkolwiek komety, krótki okres orbitalny komety Maccholz 1 oznacza, Ŝeastronomowie mają moŜliwość poszukiwania molekuł węglowych w trakcie kolejnych powrotów. "JeŜeli kolejne grupy molekułwęglowych równieŜ wykaŜą znaczne ubytki wzmocni to scenariusz dający komecie Maccholz 1 status pierwszego znanegoprzybysza spoza Układu Słonecznego "- podsumowuje Schleicher. Następna okazja do badań - rok 2012.

Źródło:

Lowell Observatory: A New Compositional Class of Comets: from Fire, Ice, or Beyond? Lowell ObservatoryAstronomer Confirms New Class of CometsZdjęcie: Adam Block (NOAO), AURA, NSF

9 z 58

NASA zakończyła nasłuch lądownika Phoenix

Po prawie pełnym miesiącu codziennego sprawdzania, czy lądownik marsjański NASA Phoenix MarsLander będzie w stanie przywrócić łączność, agencja podjęła decyzję o zaprzestaniu wykorzystywaniaorbiterów marsjańskich do wywoływania lądownika i nasłuchiwania odpowiedzi. Tak jakoczekiwano, ograniczona ilość światła słonecznego w końcu uniemoŜliwiła zasilanemu bateriamisłonecznymi pojazdowi ładowanie akumulatorów.

komunikatem wysłanym przez lądownikbył krótki sygnał otrzymany przezNASA za pośrednictwem orbitera MarsOdyssey 2 listopada. Phoenix pracowałna Marsie dwa miesiące dłuŜej niŜprzewidywał oryginalny plan -wylądował na Marsie 25 maja.

"Zmienność pogody Marsa była jednymz czynników, który doprowadził doutraty łączności i mieliśmy nadzieję, Ŝeta sama pogoda da nam jeszcze szansęna nawiązanie połączenia zlądownikiem "- mówi kierownik misjiChris Lewicki z Laboratorium NapęduRakietowego (NASA JPL) w Pasadenaw Kalifornii.

Koniec prób nawiązania łączności zPhoenixem poprzez orbitery Mars

Odyssey i Mars Reconnaissance

Orbiter był planowany na początekkoniunkcji ze Słońcem - kiedykomunikacja między Ziemią aznajdującymi się na orbicie czerwonejplanety sondami jest ograniczona dominimum. Okres ten, kiedy Słońce jestblisko linii łączącej Ziemię i Marsa, juŜsię rozpoczął i będzie

trwał do połowy grudnia.

Ostatnią próbę nasłuchu sygnałuPhoenixa podjętą gdy Odysseyprzelatywał nad miejscem lądowania wniedzielę 29 listopada o 15:49 PST.Data ta została wybrana wiele tygodnitemu jako data ostatniego połączeniaponiewaŜ zbiega się z początkiemprzejścia orbiterów w tryb koniunkcji.Kiedy okres te się zakończy, pogoda napolarnych równinach Marsa będzieznacznie zimniejsza, a ograniczonydostęp do energii słonecznej całkowicieprzekreśla szansę na usłyszeniesygnałów lądownika.

Źródło:

JPL@ CalTech: NASA FinishesListening for Phoenix MarsLanderZdjęcie: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

10 z 58

Wenus oŜywa w świetle niewidzialnym dla ludzkich oczu

Choć obserwowana w paśmie widzialnym bliźniaczka Ziemi jest zaledwie Ŝółtawą kulą, jej obraz stajesię złoŜony zarówno w ultrafiolecie jak i podczerwieni. Nowe dane dostarczone przez instrumenty napokładzie europejskiej sondy Venus Express ukazują złoŜoną atmosferę Wenus. Dzięki sondzie tejmoŜliwe jest porównanie jak planeta wygląda gdy bada się ją w róŜnych obszarach widma, copozwala naukowcom na badanie warunków fizycznych i dynamiki atmosfery Wenus.

paśmie ultrafioletowym atmosferaWenus ukazuje wiele obszarów oznacznym kontraście. Powodem jestnierównomierne rozmieszczenienieznanego związku chemicznegoabsorbującego światło UV, któreodpowiada za powstanie jasnych iciemnych stref. Obrazy w ultrafioleciepokazują strukturę chmur oraz zjawiskadynamiczne w atmosferze. Obrazy wpodczerwieni z kolei dostarczająinformacji na temat temperatur iwysokości chmur.

Dzięki danym dostarczonym przezVenus Express naukowcy odkryli, zerejony równikowe Wenus, ciemne nazdjęciach w UV są obszaramirelatywnie wyŜszych temperatur, gdzieintensywne prądy konwekcyjne wynosząmateriał z niŜszych warstw atmosfery.Jasne rejony w średnich szerokościachgeograficznych z kolei to obszary gdzietemperatura atmosfery spada wraz zwysokością.

Temperatura jest najniŜsza nawysokości szczytów chmuruniemoŜliwiając mieszanie warstw wpionie. Ten rejon zimnego powietrza,nazwany "zimną obroŜą" ujawnia sięjako jasny pas na zdjęciach wykonanych

w ultrafiolecie. Obserwacje wpodczerwieni umoŜliwiły stworzeniemapy wysokości szczytów chmur.Zaskakujące okazało się to, Ŝe szczyty tezarówno w ciemnym obszarzerównikowym, jak i jasnym pasieumiarkowanym znajdują się na tej samejwysokości, około 72 km.

Na szerokości 60° południowej szczytyzaczynają opadać osiągając wysokość64 km i tworząc rozległy huragan nadbiegunem. Centrum tego huraganu nieleŜy dokładnie nad biegunem, a całastruktura ma średnicę 2000 km i obracasię wokół osi z okresem 2,4 dnia.

Badania przeprowadzone przez DmitriTitova z Max Planck Institute for Solar

System Research, i jegowspółpracowników dostarczyłydowodów, Ŝe temperatury i warunkidynamiczne szczytów chmur na Wenusodpowiadają za globalny obraz tejplanety widoczny w ultrafiolecie.Jednak nie udało się rozstrzygnąć jakiezwiązki chemiczne są odpowiedzialneza strefy wysokiego kontrastu.

Źródło:

ESA Space Science: Venuscomes to life at wavelengthsinvisible to human eyesZdjęcie: ESA/MPS/DLR/IDA

11 z 58

To czy obiekt stanie się gwiazdą, czyjedynie brązowym karłem wydaje się zaleŜećwyłącznie od ilości dostępnego materiału.

Paul Ho

Brązowe karły powstają dzięki tym samymmechanizmom co gwiazdy

Astronomowie Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian (HS CfA) uzyskali silne dowodypotwierdzające, Ŝe brązowe karły powstają w wyniku działania tych samych mechanizmów, któredają początek gwiazdom. Wykorzystują teleskop submilimetrowy Smithsonian (SMA - Smithsonian'sSubmillimeter Array) naukowcy wykryli cząstki tlenku węgla wylatujące z obiektu o numerzekatalogowym ISO-Oph 102. Wypływy tych cząstek są zazwyczaj obserwowane z powierzchni młodychgwiazd i protogwiazd. Jednak obserwowany obiekt ma masą szacowaną na 60. krotność masy Jowiszaco oznacza, Ŝe jest zbyt mały by być gwiazdą. Obiekty takie klasyfikuje się jako brązowe karły.

karły to obiekty cięŜsze od planet, alejednocześnie zbyt mało masywne, by wich wnętrzach mogła zachodzić fuzjanuklearne. Mają masę w zakresie od 15do 75x większą od Jowisza. Czasamiokreślane są jako nieudane gwiazdy.JednakŜe nie wiadomo, czy powstają wwyniku procesów podobnych do tych,odpowiedzialnych za narodziny gwiazd -kolapsu obłoku molekularnego; czy teŜpodobnie jak planety, poprzez akrecję -przyłączanie skalnego materiału domomentu gdy staną się na tyle masywneby przyciągać gaz z otoczenia.

Gwiazdy powstają gdy obłok gazumiędzygwiezdnego zapada się podwpływem grawitacji, stając się corazgęstszym

i gorętszym do momentu zapłonu fuzjinuklearnej. JeŜeli początkowo obłokma moment obrotowy, jego rotacjaprzyspiesza w trakcie zapadania się.Aby nadal zwiększać masę, musiistnieć mechanizm, dzięki któremumłoda protogwiazda pozbywa sięmomentu obrotowego. Mechanizmemtym jest wypływ bipolarny - odrzucaniematerii w przeciwnych kierunkach zokolic biegunowych.

Brązowy karzeł jest mniej masywny niŜgwiazda co oznacza, Ŝe jego polegrawitacyjne jest odpowiednio słabsze.To spowodowało, Ŝe astronomowiedebatowali czy obiekty takie powstająw ten sam sposób co gwiazdy.Wcześniejsze obserwacje wskazywałyna taką moŜliwość. Szczęśliwy zbiegokoliczności, dzięki któremu odkrytowypływ bipolarny obiektu ISO-Oph102 dostarcza pierwszegojednoznacznego dowodu na to, Ŝebrązowe karły w istocie powstają wwyniku kolapsu grawitacyjnego.

"Sądziliśmy, Ŝe takie wypływy będązbyt słabe aby moŜliwa była ichdetekcja za pomocą obecnie dostępnychinstrumentów i, w konsekwencji, Ŝebędziemy

12 z 58

zmuszeni zaczekać na teleskopy nowej generacji, takie jak powstający obecnie teleskop ALMA ( Atacama Large Millimeter

Array) "- mówi Ngoc Phan-Bao z Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), główny autor artykułudonoszącego o odkryciu, który zostanie opublikowany w grudniowym wydaniu Astrophysical Journal Letters. -" To byłowielkie zaskoczenie. Wykrycie molekularnego wypływu za pomocą SMA ukazuje niezwykłe moŜliwości tego instrumentu."

Jak moŜna było oczekiwać obserwowany wypływ zawiera znacznie mniej masy niŜ te pochodzące z typowych gwiazd. Zarównomasa jest 1000 razy mniejsza jak równieŜ szybkość wypływu jest 100 krotnie mniejsza. Jednak pod kaŜdym względem wypływmolekularny z ISO-Oph 102 jest przeskalowaną w dół wersją wypływów młodych gwiazd.

"Odkrycie to sugeruje Ŝe brązowe karły i gwiazdy nie są róŜne, poniewaŜ powstały w wyniku działania odmiennych procesów"- dodaje Paul Ho, astronom w HS CfA i dyrektor ASIAA. -" Powstają w wyniku działania tego samego procesu. Zatem to czyobiekt stanie się gwiazdą, czy jedynie brązowym karłem wydaje się zaleŜeć wyłącznie od ilości dostępnego materiału."

Źródło:

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA): Brown Dwarfs Do Form Like StarsZdjęcie: ASIAA

13 z 58

Swift to doskonała platforma do badaniadynamicznych procesów zachodzących wkometach

Dennis Bodewits

Rentgen komety? Czemu nie...

Satelita NASA Swift Gamma-ray Explorer został wyniesiony na orbitę w 2004 roku z zadaniembadania najbardziej energetycznych wydarzeń we Wszechświecie. Instrument zaobserwował ponad380 błysków gamma - krótkotrwałych rozbłysków, które najprawdopodobniej są pierwszym krzykiemrodzącej się w dalekim kosmosie czarnej dziury. W tym samym czasie teleskop zaobserwował 80wybuchających gwiazd i zbadał sześć... komet.

to brudne śnieŜki Układu Słonecznego -zbudowane z zamarzniętego loduzmieszanego z pyłem. Promieniowaniegamma i rentgenowskie powstają wrozgrzanej do niezwykle wysokichtemperatur plazmie. Co zatem mająwspólnego komety z eksplodującymigwiazdami i narodzinami czarnych dziur ?

"Gdy w 1996 roku misja ROSATpokazała, Ŝe kometa Hyakutakeemitowała promieniowanierentgenowskie, wszyscy byli zaskoczeni"- mówi Dennis Bodewits, pracujący wCentrum Lotów Kosmicznych NASAGoddard (GSFC) w Greenbelt. -"Po tymodkryciu naukowcy przejrzeli archiwadanych ROSAT i okazało się, Ŝewiększość komet emituje promieniowanierentgenowskie gdy zbliŜy się do

Słońca na odległość mniejszą od trzechjednostek astronomicznych."

Bodewits współpracuje z zespołemSwift w GSFC by badać koemtywykorzystując teleskopy satelity -UVOT (Ultraviolet/Optical Telescope)i XRT (X-Ray Telescope). "Swift todoskonała platforma do badaniadynamicznych procesów zachodzącychw kometach "- dodaje Bodewits.

Badając komety w paśmieultrafioletowym astronomowie mogąokreślić skład chemiczny atmosferykomety, zbadać strukturę emitowanegopyłu oraz określić rotację jądra.Promieniowanie rentgenowskieumoŜliwia badanie struktury gazu i jegointerakcji z wiatrem słonecznym -strumieniem naładowanych cząstekwypływających ze Słońca zprędkościami sięgającymi 1,5 milionakilometrów na godzinę.

Dzięki pracy Stefana Immlera z zespołuobrabiającego obrazy dostarczaneprzez teleskop UVOT Swifta, satelitauchwycił wspaniałą sekwencjęukazującą odrywające się odrozpadającego się jądra kometyfragmenty pyłu i lodu. Na początkumaja 2006 roku,

14 z 58

kiedy największy z fragmentów komety73P/Schwassmann-Wachmann 3 (SW3)przelatywał niedaleko Ziemi, Swiftmonitorował to zbliŜenie.

Fragment C pochodził zapewne zgłównej części komety, która zaczęłarozpadać się w 1995 roku. W 2006 rokuastronomowie naliczyli 66 fragmentów.Teleskopy - w tym teleskopy kosmiczneHubble i Spitzer - ukazały skupieniapyłu za niektórymi fragmentami. Jednakfragment C na tych zdjęciach niewykazywał nadzwyczajnych zmian - zawyjątkiem zdjęć wykonanych przezSwifta w paśmie UV. "Te rzeczy sąsubtelne, ale Swift uchwycił chmurypyłu i być moŜe niewielkiezagęszczenia, których inne teleskopy niedostrzegły "- mówi Immler.

Teleskop UVOT wyposaŜony jest takŜew specjalną kombinację pryzmatu isiatki dyfrakcyjnej (grism), którarozkłada widmo na jego składowe wobszarze, "w którym aktywne są cząstkizawierające węgiel oraz grupyhydroksylowe. Instrument daje unikalnywgląd w rodzaje i ilości gazówprodukowanych przez kometę, co z koleiwskazuje

na miejsce pochodzenia komety orazUkładu Słonecznego "- wyjaśniaBodewits. Co istotne, od czasu awariispektrografu ultrafioletowegozainstalowanego na teleskopie Hubblew 2004 roku, Swift jest obecniejedynym obserwatorium orbitalnympozwalającym na badanie tego zakresuwidma.

Podczas gdy powierzchnia kometyogrzewa się podczas zbliŜania doSłońca, jej lód zamienia się w gaz itworzy rozrzedzoną atmosferę - komę -o średnicy tysięcy kilometrów. Wiatrsłoneczny odpycha ten gaz od jądratworząc widowiskowy warkoczświecącego gazu. Promieniowanierentgenowskie jest ubocznym produktemtego procesu.

Promieniowanie rentgenowskiepowstaje w procesie wymiany jonowej.Szybko poruszające się jony wiatrusłonecznego porywają elektronyobojętnym atomom atmosfery komety.Jony wiatru słonecznego emitująpromieniowanie rentgenowskie wczasie gdy porwane elektrony znajdująsobie miejsce przy nowym właścicielu.PoniewaŜ proces ten zachodzi wogromnym obszarze przestrzenicałkowita wydajność

emisji moŜe sięgać miliarda watów.

Wymiana jonowa ma waŜne znaczeniew kaŜdym przypadku, gdzie gorący,rozszerzający się gaz zderza się zzimniejszym gazem. Przykładem mogąbyć oddziaływania młodych gwiazd zgazem i planetami, które je otaczają.Komety stanowią doskonałelaboratorium do badania tych zjawisk.

Kiedy kometa 17P/Holmes nagledramatycznie pojaśniała w październiku2007 roku Botewits zlecił satelitomSwift i Chandra X-Ray Observatoryobserwację komety. "Jednak kometaokazała się zbyt jasna by badać ją zapomocą teleskopu UVOT. Baliśmy się,Ŝe uszkodzimy czuły instrument "- mówiBodewits. -"Mimo to, wciąŜ niejesteśmy pewni, czy udało sięzarejestrować promieniowanierentgenowskie komety za pomocąteleskopu XRT na pokładzie Swifta aniinstrumentów rentgenowskichobserwatorium Chandra."

W czasie wybuchu kometa Holmesznajdowała się 19° nad płaszczyznąekliptyki. Na tej wysokości kometaprzechodziła przez bardziej stały ichłodniejszy wypływ wiatrusłonecznego.

15 z 58

"Jego źródło nie było wystarczająco gorące by wytworzyć jony, które spowodowałyby świecenie komety w paśmierentgenowskim "- zauwaŜa Bodewits.

Dokładnie cztery lata temu, Swift zaobserwował swoje pierwsze źródło promieniowania rentgenowskiego. Promieniepochodziły ze źródła Cygnus X-1 - jednego z najsilniejszych źródeł rentgenowskich na niebie. System, znajdujący się w naszejGalaktyce, składa się z gorącego niebieskiego olbrzyma okrąŜającego czarną dziurę.

"Swift pracuje juŜ dwa lata dłuŜej niŜ przewidywały oryginalne załoŜenia "- podkreśla Neil Gehrels, kierujący badaniami misjiw GSFC. -" I choć błyski gamma i wybuchy gwiazd to jego podstawowe zadanie, pokazaliśmy, Ŝe moŜe być przydatny równieŜw innych obszarach astronomii."

Źródło:

NASA's Swift Looks to Comets for a Cool ViewZdjęcie: NASA/Swift/Stefan Immler and Dennis Bodewits

16 z 58

Nie tylko odkryliśmy planetę, alerównieŜ, Ŝe jest ona tak niezwykła. Okazuje sięŜe jest to pierwsza planeta odkryta wokół szybkowirującej gwiazdy, i na dodatek jest tonajgorętsza z dotychczas odkrytych gwiazdmających układy planetarne

Meta de Hoon

Studenci odkrywają niezwykłą planetę

Troje studentów holenderskiego Uniwerstytetu Leiden odkryło exoplanetę. Niezwykłe odkrycie,które pojawiło się podczas prowadzonego przez studentów projektu naukowego, jest planetępięciokrotnie cięŜszą od Jowisza. Jest równieŜ pierwszą planetą odkrytą w sąsiedztwie szybkowirującej gwiazdy.

Studenci testowali metodęautomatycznego badania fluktuacjiświatła tysięcy gwiazd znajdujących sięw bazie danych projektu OGLE.ZauwaŜyli, Ŝe światło jednej z gwiazdspadało o około jeden procent co 2,5dnia. Obserwacje uzupełniającewykonane za pomocą teleskopu ESO VLTw Chile potwierdziły, Ŝe zjawisko to jestpowodowane przez planetę przechodzącąprzed dyskiem gwiazdy i przesłaniającączęść jej tarczy.

Według Ignasa Snellena nadzorującegobadania studentów ich odkrycie byłocałkowitym zaskoczeniem:

-" Zamierzeniem projektu byłonauczenie studentów jak naleŜyprojektować algorytmy wyszukujące.Tej grupie udało się to zrobić takdobrze, Ŝe mieli czas aby przetestowaćalgorytm na części bazy danych, którajeszcze nie była zbadana. W pewnymmomencie przyszli do mojego biura ipokazali krzywą blasku. To byłoniesamowite."

Studenci - Meta de Hoon, Remco vander Burg i Francis Vuijsje - sązachwycieni: -" To fantastyczne, Ŝe nietylko odkryliśmy planetę, ale równieŜ,Ŝe jest ona tak niezwykła. Okazuje sięŜe jest to pierwsza planeta odkrytawokół szybko wirującej gwiazdy, i nadodatek jest to najgorętsza z dotychczasodkrytych gwiazd mających układyplanetarne "- mówi Meta. "Obliczeniazajęły komputerowi ponad 1000 godzin"- dodaje Remco.

Planecie nadano numer katalogowyOGLE2-TR-L9b. "Jednak między sobąnazywamy ją ReMeFra-1 - od naszychimion "- mówi Francis.

Planetę odkryto poszukując zmianświatła około 15 700 gwiazd, którezostały zarejestrowane przez OGLE

17 z 58

i było obserwowane raz lub dwa razy kaŜdej nocy przezcztery lata od 1997 do 2000. PoniewaŜ dane te są dostępnepublicznie, stanowią dobry materiał do testowaniastudenckich algorytmów. Jeden z tych algorytmów wykazał, Ŝejedna z obserwowanych gwiazd - OGLE-TR-L9 - wykazujezmienność, będącą efektem tranzytu - przejścia planety przedtarczą gwiazdy. Zespół wykorzystał następnie instrumentGROND zainstalowany na 2,2 metrowym teleskopie ESO wLa Silla by wykonać dodatkowe obserwacje i dowiedzieć sięwięcej na temat gwiazdy i planety.

"Jednak aby mieć pewność, Ŝe to planeta a nie brązowy karzełczy mniejsza gwiazda powoduje zmiany blasku, musieliśmywykorzystać metody spektroskopowe i udało nam się w tymcelu wykorzystać telesko ESO VLT "- mówi Snellen.

Planeta, o masie około pięć razy większej od Jowisza, okrąŜagwiazdę w okresie 2,5 dnia. Znajduje się na orbicie ośrednicy 3% orbity Ziemi, czyniąc z niej wyjątkowo gorącegoolbrzyma. Badania spektroskopowe pokazały, Ŝe równieŜ

sama gwiazda jest bardzo gorąca - 1200° gorętsza od Słońca.To najgorętsza gwiazda z do tej pory odkrytych gwiazd,wokół których krąŜą planety. Ponadto bardzo szybko wiruje.Metoda wykorzystująca prędkości radialne - najczęściejwykorzystywana do znajdywania planet - jest mało skutecznaw przypadku gwiazd o tych cechach. "To czyni to odkrycietym bardziej wyjątkowym" - kończy Snellen.

Od redakcji: Projekt OGLE (The Optical GravitationalLensing Experiment) to polski program badawczyposzukujący krótkotrwałych zmian krzywej blasku znacznychpopulacji gwiazd w celu wykrycia zjawickmikrosoczewkowania - powodowanego przez exoplanety orazobiekty MACHO - teoretyczne obiekty zbudowane z ciemnejmaterii.

Źródło:

Snellen I. et al. 2008, "OGLE2-TR-L9b: An exoplanettransiting a fast-rotating F3 star", Astronomy andAstrophysics, in press.ESO - Students Discover Unique PlanetStrona projektu OGLEZdjęcie: ESO/H. Zodet

18 z 58

Gdy nie zna się topografi i brakujemoŜliwości wykonia pomiarów w trzechwymiarach łatwo ulec złudzeniom. Dziękiinformacji przestrzennej mamy pewność, Ŝeobserwujemy tutaj powtarzający się wielokrotniewzór

Alfred McEwen

Nowe rytmy na marsjańskiej liście przebojów

Cykle klimatyczne trwające na dawnym Marsie miliony lat pozostawiły zapis w postaci rytmicznychwzorów w grubych warstwach skał osadowych. Wzór ten ukazał się w trójwymiarowych szczegółachna zdjęciach wykonanych teleskopową kamerą z pokładu orbitera NASA Mars ReconnaissanceOrbiter. Astronomowie wykorzystujący wysokiej rozdzielczości naukową kamerę HiRISE (HighResolution Imaging Science Experiment) donieśli o zaobserwowaniu po raz pierwszy regularnegosygnału w marsjańskich skałach. Odkrycie to przesuwa znane ślady marsjańskich cykliklimatycznych znacznie wcześniej, niŜ niedawno obserwowane oscylacje w warstwach lodu na Marsie.MoŜe równieŜ na nowo obudzić dyskusję na temat niektórych wzorów uwarstwienia skał na Ziemi.

Warstwy o podobnej grubości powtarzająsię dziesiątki a nawet setki razy wwychodniach skalnych wewnątrz czterechkraterów w regionie Arabia Terra naMarsie. W jednym z nich (widocznym nazdjęciu) - kraterze Becquerel - wiązki 10warstwowych wzorów zostałypowtórzone dziesięciokrotnie, co moŜeodpowiadać znanemu wzorowi zmian10:1 nachylenia osi obrotu planety.

"KaŜda z warstw uległa erozji tworząschodek w topografii tam gdzie materiałbardziej odporny na erozję leŜy ponadskała bardziej podatną "- mówi KevinLewis z CalTech w Pasadenie,

który jest głównym autorem raportu ookresowym uwarstwieniu, który zostałopublikowany w magazynie Science.

Jakaś okresowa zmiana w środowiskuwpłynęła na odporność tworzącychskały osadów - czy to przez rozmiarcząstek piasku lub gliny, które nanosiłwiatr, czy to w jaki sposób cząstkizostały scementowane juŜ po tym jakzostały naniesione. Niektóre z warstwmają grubość mniejszą niŜ metr.

Kamera HiRISE wykonała po dwazdjęcia kaŜdej z lokalizacji pod róŜnymkontem, dzięki czemu moŜliwe byłouzyskanie informacji przestrzennej a zniej określenie grubości warstw.

"Gdy nie zna się topografii i brakujemoŜliwości wykonia pomiarów wtrzech wymiarach łatwo uleczłudzeniom "- mówi Alfred McEwen zUniwersytetu Arizony w Tucsonkierujący badaniami za pomocą kameryHiRISE oraz współautor publikacji. -"Dzięki informacji przestrzennej mamypewność, Ŝe obserwujemy tutajpowtarzający się wielokrotnie wzór."

Geologowie często odnajdują rytm -czyli powtarzające

19 z 58

się wzory - w pokładach osadowych na Ziemi. Jednakwykazanie jaki mechanizm przyczynił się do powstania tychrytmów bywa trudne. Niektóre są efektem cykli rocznych lubpływowych, inne - okresowych zalewów które nie muszą byćregularne. Natomiast wpływ długo-okresowych oddziaływańcykli astronomicznych pozostaje dyskusyjna. Jednym z krokówdo udowodnienia Ŝe cykle astronomiczne mogą wpływać narytmy w osadach pochodzi z odnalezienia powtarzających sięwzorów zawierających pięć warstw osadów w niektórychskałach osadowych na Ziemi, odpowiadających znanemucyklowi 5:1 zmian w orbicie Ziemi.

Lewis i jego współpracownicy odkryli podobne zjawisko naMarsie: -" Nasze odkrycie sugeruje, Ŝe cykle zmianklimatycznych spowodowały powstanie wzorów, którezostały zapisane w marsjańskich skałach - cykle będącepotencjalnie efektem podobnych zmian orbity Marsa. Marswykazuje stosunek 10:1 cykli zmian pochylenia osi obrotu -mniejszych zmian osi w ramach większych zmian. I takiewłaśnie stosunek

10:1 odnajdujemy w jednym z obszarów osadowych. Totrochę tak jak próba zidentyfikowania piosenki - byłobyłatwiej, gdybyśmy słuchali wielu instrumentów grającychróŜne linie, a nie samej sekcji rytmicznej."

Poza wykazywaniem rytmu 10:1 w odróŜnieniu od ziemskiego5:1 Mars posiada cechy, które czynią z niego wyjątkowelaboratorium umoŜliwiające badanie jak cykle astronomicznewpływają na klimat. Zmiany nachylenia osi Marsa są znaczniewiększe niŜ ziemskiej, poniewaŜ brakuje tam stabilizującegooddziaływania duŜego, ziemskiego KsięŜyca. Ponadto przezwiększą część historii, na czerwonej planecie nie byłooceanów i grubej atmosfery, które modulują efekty zmiennościorbity i nakładają na nie własne cykliczne wzory.

10-warstwowy wzór na Marsie trwa około 1,2 miliona lat.JeŜeli 10 warstwowe grupy wewnątrz krateru Becquerel sąfaktycznie znakiem tego cyklu, 10 lub więcej takich grupoznacza 12 milionów lat stabilnych warunkówśrodowiskowych, w którym to okresie najistotniejszą zmiennąbyło pochylenie osi planety.

Źródło:

NASA Mars Reconnaissance Orbiter: NASA OrbiterFinds Martian Rock Record With 10 Beats to the BarZdjęcie: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

20 z 58

To najjaśniejszy zarejestrowany bolidod momentu, kiedy siedem lat temu rozpocząłemobserwacje. Końcową eksplozję szacuję na -18mag, ponad 100 razy jaśniejszą niŜ KsięŜyc wpełni.

Chris Peterson

Superbolid nad Kolorado

O 1:45 MST meteor wyjątkowej jasności - klasyfikowany jako superbolid - rozjaśnił niebo nadstanem Kolorado w USA. Bolid o jasności 100-krotnie większej od KsięŜyca w pełni został uchwyconyprzez dedykowaną kamerę astronoma Chrisa Petersona z Guffey niedaleko Colorado Springs.

Bolidy tak jasnenaleŜą do rzadkiejkategoriisuperbolidów.Powstają w wynikudezintegracji małychasteroid o średnicyod kilku do 10metrów i masie setek ton. Superbolidy są rejestrowane przeznaziemne stacje sejsmiczne oraz wojskowe satelityzaprojektowane do wykrywania eksplozji jądrowych.Produkują równieŜ fale infradźwięków, które mogą byćrejestrowane tysiące kilometrów od miejsca eksplozji. Wciągu ostatnich lat najsłynniejszymi były superbolid z El Pasow 1997 roku i Słowenii w 2007 roku.

Źródło:

CloudbaitSpaceWeather.comGlobal Superbolide Network ArchiveZdjęcie: Cloudbait Observatory, Chris Peterson

21 z 58

Kamera rentgenowska gotowa do badania KsięŜyca

Instrument C1XS - zaawansowana kamera rentgenowska zaprojektowana przez LaboratoriumRutheforda Appleton i ISRO - jest w pełni sprawna i gotowa rozpocząć tworzenie mapy składuutworów powierzchni KsięŜyca. Kamera jest jednym z instrumentów na pokładzie indyjskiej sondyChandrayaan-1.

wykonane za pomocą wewnętrznychźródeł promieniowania słuŜącychkalibracji kamery zostały porównane zpomiarami wykonanymi przed startem.Porównanie wszystkich 24 detektorówpokazało, Ŝe pracują zgodnie zzałoŜeniami. RównieŜ przegląd danychsystemowych nie wykazałojakichkolwiek anomalii. Na zakończenietestów otwarto pokrywę instrumentu izebrano dane z oświetlonej jak równieŜnieoświetlonej strony KsięŜyca.Przesłane dane pokazują widmawygenerowane przez kompletdetektorów.

Naukowiec misji, Barry Kelletskomentował: -"cieszy nas, Ŝe liniezgadzają się tak dobrze. Dane są w100% zgodne z przewidywaniami tła,zmierzonymi wcześniej w trakcie misjiSMART-1. Pierwszy szczyt wykresu maszerokość 100 eV co jest znakiem, Ŝewszystkie czujniki są 1 100% sprawne."

Główny inŜynier C1XS - Chris Howe -dodaje: -" uruchomienie przeszło bezproblemów. Zespół ISRO zapewnił namczas dostępu do sondy, potrzebny byuruchomić instrument. Udało się tozrobić bardzo szybko.

Doskonała

rozdzielczość widmowa instrumentuC1XS zademonstrowana podczas testówna Ziemi, została odtworzona na orbicieKsięŜyca. Zespół C1XS oczekuje zniecierpliwością na moŜliwośćuzyskania widm rentgenowskichpowierzchni KsięŜyca podczas wzrostuaktywności Słońca.

Źródło:

Science & Technology FacilitiesCouncil: UK Moon cameraready for actionChandrayaan-1: X-raySpectrometer ( C1XS - ESA )Zdjęcie: ESA

22 z 58

Jest nam dana moŜliwość ponownegoprzeŜycia waŜnego historycznie wydarzenia iujrzenia go takim, jakim widział je Tycho Brahesetki lat temu

Dr Tomonori Usuda

Astronomowie cofnęli się w czasie do 1572 by badaćsupernową Tycho Brahe

Kiedy ktoś spogląda w niebo nocą, zauwaŜa gwiazdy, planety i mgławice zanurzone w morzuciemności. Ruchy planet i sezonowa kolejność konstelacji wydają się niezmienne od tysiącleci. Jednakco by się stało gdyby pewnej nocy na niebie pojawiła się gwiazda jaśniejsza niŜ wszystkie pozostałe.Czy zauwaŜono by ją, gdyby działo się to w XVI wieku?

Kilka miesięcy temu astronomowiewykorzystujący teleskop Subaru cofnęlisię w czasie i ujrzeli światło "nowejgwiazdy", którą po raz pierwszy, 11listopada 1572 roku, ujrzał Tycho Brahe.To co Brahe zaobserwował jako nowa,jasna gwiazda w konstelacji Kasjopeijaśniejsza od Wenus było rzadkimwydarzeniem określanym jakosupernowa. W czasie eksplozjisupernowej - zjawiska oznajmującegośmierć gwiazdy - ta ostatnia wysyła wkosmos niezwykłą ilość energii. TychoBrahe badał jasność i barwę nowejgwiazdy aŜ do marca 1573 roku kiedyprzestała być widoczna dlaobserwatorów. Pozostałości

tego niezwykle istotnego dla rozwojunauki wydarzenia są obserwowane iznane jako pozostałość po supernowejTycho.

Międzynarodowy zespół astronomówwykorzystujący teleskop Subaruzakończył niedawno badania, którychprzedmiotem były echa świetlnesupernowej Tycho. Badania te miały nacelu określenie źródła i dokładnegotypu supernowej oraz odniesienie tychwyników do obserwowanych obecnieszczątków. Echo świetlne to w światło,które powstało w trakcie wybuchusupernowej i odbija się od cząstek pyłumiędzygwiezdnego docierając do Ziemize znacznym opóźnieniem - w tymwypadku 436 lat po tym, jak do oczuXVI wiecznych obserwatorów dotarłooryginalne światło umierającejgwiazdy. Ten sam zespół,wykorzystując podobne metody odkryłźródło pozostałości po supernowej CasA w 2007 roku. Kierujący projektemastronom zespołu Subaru, Dr TomonoriUsuda mówi: -"wykorzystując echaświetlne w pozostałościach posupernowej ma w sobie coś z podróŜyw czasie - w tym sensie, Ŝe umoŜliwianam

23 z 58

cofnięcie się w czasie setki lat, byobserwować pierwsze światło wybuchusupernowej. Jest nam dana moŜliwośćponownego przeŜycia waŜnegohistorycznie wydarzenia i ujrzenia gotakim, jakim widział je Tycho Brahesetki lat temu. Co waŜniejsze, mamymoŜliwość zobaczenia jak zachowujesię od samego początku supernowawewnątrz naszej Galaktyki."

24 września 2008 roku, wykorzystująckamerę i spektrograf specjalniezaprojektowane do badania słabychobiektów (FOCAS - Faint ObjectCamera and Spectrograph)zainstalowaną na teleskopie Subaruecha świetlne zostały rozdzielone nasygnatury atomów obecnych gdysupernowa 1572 wybuchła dostarczająckompletnych informacji na temat naturypierwotnego wybuchu. Wyniki pokazaływyraźne widmo absorbcyjnezjonizowanego krzemu i brak pasmaemisji wodoru H-α. Wyniki te sątypowe dla supernowej typu Iaobserwowanej w maksimum jasności.

Podczas badań astronomowieprzetestowali teorie dotyczącemechanizmu wybuchu jak równieŜnatury umierającej

gwiazdy. Dla supernowych typu Iatypowym przodkiem jest biały karzełznajdujący się w ciasnym układziepodwójnym. Podczas gdy gaz z gwiazdytowarzyszącej przepływa i akumulujesię na białym karle, ten poddawany jestcoraz wyŜszym ciśnieniom aŜ domomentu, gdy ciśnienie to inicjujereakcję łańcuchową prowadzącą dokataklizmicznego wybuchu w postacisupernowej. JednakŜe, ze względu Ŝe wostatnim czasie zaobserwowano rozrzutjasności supernowych typu Iamechanizm prowadzący do eksplozjistał się ponownie tematem dyskusji.Aby wyjaśnić róŜnorodność wybuchówsupernowych typu Ia zespół teleskopuSubaru przebadał szczegółowomechanizm wybuchu supernowej 1527.

To co odkryto w przypadku supernowejBrahe to dane wskazujące na asferycznąlub asymetryczną eksplozję, co z koleinarzuca nowe ograniczenia modelombadanym w przyszłych teoriach.Dodatkowo, porównanie danych z baząinformacji o supernowych typu Iaobserwowanych w innych galaktykachwskazuje, Ŝe badane wydarzenie naleŜydo klasy

obejmującej większość supernowychtypu Ia - normalnej supernowej Ia, cojednocześnie umoŜliwiło precyzyjnesklasyfikowanie obiektuobserwowanego przez Tycho Brahe.Odkrycie jest tym bardziej waŜne, Ŝesupernowe typu Ia są uwaŜane zagłówne źródło cięŜkich pierwiastkówistniejących we Wszechświecie - ajednocześnie odgrywają waŜną rolęjako kosmologiczne znacznikiodległości - tzw. świece standardowe -poniewaŜ ich jasność jest identycznaniezaleŜnie od miejsca gdzie występują.

Badania obserwacyjne wykonane zapomocą teleskopu Subaru pokazują jakecha świetlne mogą być wykorzystane wbadaniach spektroskopowychwybuchów supernowych, które miałymiejsce setki lat temu. Echa te,obserwowane pod róŜnym kątem odźródła umoŜliwiły zespołowi zbadaniesupernowej w trzech wymiarachprzestrzennych. Ten przestrzenny aspektwyników pozwoli w przyszłości lepiejpoznać mechanizmy wybuchusupernowej oparte na ich strukturzeprzestrzennej, co do tej pory nie byłomoŜliwe przy badaniu tych wydarzeńnastępujących poza Drogą Mleczną.

Wyniki badań zostały opublikowane wmagazynie Nature.

Źródło:

NAOJ: SUPERNOVA TIMETRAVEL AT SUBARUTELESCOPE: Super Explosionin 16th Century Caught bySubaru in 21st CenturyZdjęcie: NAOJ/SubaruTelescope

24 z 58

Teleskop kosmiczny Hubble wykrył dwutlenek węgla naexoplanecie

Teleskop kosmiczny NASA Hubble Space Telescope (HST) wykrył dwutlenek węgla w atmosferzeplanety okrąŜającej inną niŜ Słońce gwiazdę. To waŜny krok na drodze wiodącej do odkryciawskaźników pozaziemskiego Ŝycia. Planet o wielkości Jowisza - HD 189733b - jest zbyt gorąca bymogło na niej istnieć Ŝycie, przynajmniej takie, jakie znamy. Jednak obserwacje teleskopu HSTdowodzą, Ŝe wykrycie podstawowych substancji chemicznych niezbędnych dla istnienia Ŝycia jestmoŜliwe dla odległych expolanet. Substancje organiczne mogą być pochodnymi procesów Ŝyciowych aich wykrycie na planetach typu ziemskiego moŜe pewnego dnia dostarczyć pierwszych dowodów naistnienie Ŝycia poza Ziemią.

class="quote" style="float: right;"> Wykorzystujemy zaćmienie planetyprzez gwiazdę by badać jej dziennąstronę, zawierającą najgorętsze częściatmosfery

Guatam Vasisht

Wcześniejsze obserwacje HD189733b wykonane przez HST iteleskop kosmiczny Spitzerwskazały na występowanie parywodnej oraz metanu.

"Teleskop Hubble zostałstworzony przede wszystkim zmyślą o obserwacji odległegoWszechświata jednak otwierarównieŜ nową erę dla astrofizykii nauk planetarnych "- mówinaukowiec projektu HST, EricSmith. -" Te najnowsze badaniaatmosfer rozpoczyna określanieskładu i procesów chemicznychzachodzących na odległychplanetach okrąŜających innegwiazdy. Przyszłość tej nowejdziedziny nauki zapowiada sięniezwykle interesująco ioczekujemy odkrycia wielunowych cząstek w atmosferachexolplanet."

Swain pracujący w LaboratoriumNapędu Rakietowego (NASA JPL) wPasadena wykorzystał kamerę ispektrometr NICMOS (Near InfraredCamera and Multi-Object

Spectromete) zainstalowane nateleskopie Hubble aby zbadać światłopodczerwone planety znajdującej się wodległości 62 lat świetlnych. Gazy watmosferze planety absorbują określonedługości fal światła emitowanego przezgorące wnętrze planety. Obokdwutlenku węgla Swain zidentyfikowałw widmie równieŜ tlenek węgla. Jest topierwszy przypadek, kiedy udało sięuzyskać widmo podczerwone dlaexoplanety.

"Wykrycie dwutlenku węgla jestgłównym powodem do świętowaniaponiewaŜ w odpowiednichokolicznościach moŜe być wynikiemaktywności biologicznej tak, jak ma tomiejsce na Ziemi "- mówi Swain. -"Sam fakt, Ŝe zdołaliśmy go wykryć orazokreślić ilość w jakiej występuje maogromne znaczenie dla prac mającychna celu określenie cech planet zarównow badaniach nad tym z czego sązbudowane i czy mogą być miejscem

25 z 58

Mark

26 z 58

występowania Ŝycia."

Tego rodzaju obserwacje najlepiej udają się w przypadkuplanet, których orbity leŜą w płaszczyźnie obserwacji z Ziemi.Planety takie często przechodzą przed i za gwiazdą, którąokrąŜają. Planeta HD 189733b chowa się za gwiazdąmacierzystą co 2,2 dnia. To daje szansę na odjęcie widmasamej gwiazdy (wtedy gdy planeta znajduje się za nią) odwspólnego widma uzyskanego, gdy zarówno gwiazda jak iplaneta są widoczne przed zaćmieniem. To pozwala nawyizolowanie emisji pochodzących od samej planety iwykonania analizy chemicznej jej atmosfery po stroniedziennej.

"W ten sposób wykorzystujemy zaćmienie planety przezgwiazdę by badać jej dzienną stronę, zawierającą najgorętszeczęści atmosfery "- tłumaczy członek zespołu Guatam Vasishtz JPL. -"Wykrywamy cząstki i określamy ile ich jest, jakrównieŜ staramy się wykryć róŜnice między stroną oświetloną- dzienną - planety i nieoświetloną - nocną."

Wyniki uzyskane w paśmie podczerwonym

są niezwykle zachęcające dla astronomów planującychbadania za pomocą teleskopu kosmicznego NASA JamesWebb (JWST), który ma zostać umieszczony na orbicie w2013 roku. Bio-markery wykrywa się najłatwiej w paśmiepodczerwieni - i astronomowie juŜ planują wykorzystanieteleskopu James Webb by spektroskopowo poszukiwać ichśladów na planetach typu ziemskiego o masach kilkukrotniewiększych od Ziemi.

"Teleskop JWST będzie w stanie wykonywać znaczniedokładniejsze pomiary tego typu wydarzeń zaćmieniowych "-podsumowuje Swain.

Źródło:

HubbleSite: Hubble Finds Carbon Dioxide on anExtrasolar PlanetZdjęcie: ESA, NASA, M. Kornmesser (ESA/Hubble),and STScI

27 z 58

10, 9, 8, 7, 6, 5, 4, 3, 2, 1... 1... Nowy Rok!!!

International Earth Rotation and Reference Systems Service) jedna sekunda zostanie dodane doUniwesalnego Czasu Koordynowanego (UTC) w celu dopasowania go do subtelnych zmian prędkościrotacji Zeimi. Dodatkowa sekunda zostanie dodana 31 grudnia 2008 o 23:59:59 UTC czyli o tuŜ przedpierwszą w nocy naszego czasu.

Czas UTC jest mierzony za pomocą zegarów atomowychjednak co jakiś czas zostaje skorygowany aby zgrać go zdługością dnia na Ziemi. Choć nam wydaje się onaniezmienna, szybkość obrotu Ziemi zmienia się nieznacznie wwyniku złoŜonych oddziaływań Słońca i KsięŜyca orazoddziaływania jądra i płaszcza Ziemi. Słońce i KsięŜycspowalniają tempo wirowania Ziemi podczas gdyoddziaływania z wnętrza Ziemi nieznacznie je przyspieszają.

Aby uwzględnić owe zmiany sekundy "przestępne" mogązostać dodane dwa razy do roku. Od 1972 roku takich sekunddodano w sumie 24.

Źródło:

US Naval Observatory: U.S. Naval Observatory toAdd Leap Second to ClocksNew Scientist: 2008 to be extended by one secondZdjęcie: Citizen

28 z 58

Dramat w sercu Tarantuli

LeŜąca w Wielkim Obłoku Magellana mgławica 30 Doradus, znana równieŜ pod nazwą mgławicyTarantula, jest jednym z największych obszarów aktywnie tworzących gwiazdy w sąsiedztwie DrogiMlecznej. Olbrzymi gwiazdy wewnątrz mgławicy wytwarzają intensywne promieniowanie orazgwałtowne wiatry gazu o temperaturze milionów stopni, które rzeźbią ogromne puste przestrzenie wotaczającym je chłodnym obłoku molekularnym. Inne masywne gwiazdy błyskawicznie ewoluowały izdąŜyły juŜ eksplodować jako supernowe rozpychając bąble w świecące w promieniachrentgenowskich superbąble. Pozostawiły po sobie pulsary świadczące o ich istnieniu i rozszerzającesię mgławice planetarne - których ciśnienie inicjuje zapadanie się obłoków molekularnych dającpoczątek kolejnym generacjom gwiazd.

sercu mgławicy Tarantula, naskrzyŜowaniu trzech superbąbli leŜyotwarta gromada R136. Jednak, przywieku jednego do dwóch milionów latgwiazdy R136 nie mogą być źródłemsupernowych rozświetlających strukturęsuperbąbli w paśmie rentgenowskim.Raczej R136 to najprawdopodobniejnajmłodsza generacja gwiazdutworzonych w mgławicy 20 Doradus.Zapewne jest tak masywna właśniedlatego, Ŝe w tym właśnie miejscusuperbąble skoncentrowały największąilość gazu i zainicjowały intensywneprocesy tworzenia gwiazd.

Mgławica 30 Doradus jest oddalona odZiemi o około 160 000 lat świetlnych ileŜy w konstelacji Złotej Ryby(Dorado) niewidocznej z półkulipółnocnej. Ma średnicę 800 latświetlnych i jest niezwykle jasna wwielu obszarach widma. Gdybymgławica ta leŜała w odległościWielkiej Mgławicy Oriona zajmowałaby powierzchnię 60 razy większą odKsięŜyca w pełni a jej światło wpaśmie widzialnym byłobywystarczająco

intensywne, by rzucało cień.Prezentowany obraz, dostarczony przezkosmiczny teleskop rentgenowskiChandra, jest wynikiem 31 godzinobserwacji - trzykrotnie dłuŜszej niŜwcześniejsze. Na obrazie barwaczerwona odpowiada najmniejenergetycznemu promieniowaniurentgenowskiemu wykrywanemu przezobserwatorium, zielony - średniemu, aniebieski - najbardziej.

Źródło:

Chandra X-Ray Observatory:Drama In The Heart Of TheTarantulaZdjęcie: NASA/CXC/PennState/L.Townsley, et al.

29 z 58

Rola źródlisk pochodzących z wód gruntowych wkształtowaniu topografii Marsa

Dane oraz obrazy dostarczone przez sondę Mars Express wskazują, Ŝe wiele z tak zwanych "Osadów oJasnej Tonacji" (LTD -Light Toned Deposits) - stanowiących jedne z najbardziej tajemniczych formtopografii Marsa - zostało utworzonych przez ogromne ilości wód gruntowych, które przebiły się napowierzchnię czerwonej planety. Naukowcy sugerują, Ŝe wody gruntowe odegrały waŜniejszą rolę wkształtowaniu powierzchni Marsa niŜ do tej pory sądzono. Wody te mogły takŜe dawać schronienieprymitywnym formom Ŝycia w okresie, gdy planeta zaczynała wysychać.

są obszarami, które w największymstopniu przypominają obszary skałosadowych na Ziemi. Są teŜ najbardziejtajemniczymi rejonami Marsa, amechanizmy ich powstania pozostająnieznane, choć próbowano wyjaśnić ichpochodzenie na wiele sposobów, w tymwskazując na moŜliwe pochodzeniewulkaniczne.

LTD zostały odkryte pod koniec lat 70.przez misję Viking i od tego czasustanowią temat intensywnych dyskusji.Formacje te występują na znacznychobszarach regionów Arabia Terra,Chaotic Terrain oraz Valles Marineris -w rejonie tarczy wulkanicznej Tharsis.

Teraz, dzięki danymdostarczonym przezMars Expressnaukowcy sugerują,Ŝe obszary te sąmłodsze niŜ do tejpory sądzono.A.Rossi i jego współpracownicyopublikowali wyniki badań wsierpniowym numerze Journal ofGeophysical Research, sugerując Ŝeniektóre

z tych obszarów mogły zostaćnaniesione przez wielkoskaloweźródliska wód gruntowych, któregwałtownie przebiły się napowierzchnię, być moŜe w róŜnychmomentach historii Marsa.

Przedstawiona analiza sugeruje, Ŝewody gruntowe mogły odegrać znaczniewiększą rolę w historii Marsa niŜdotychczas sądzono. Uwodnioneminerały, stosunkowo niedawnoutworzone, zostały odkryte w tymrejonie. PoniewaŜ z jednej strony osadysą stosunkowo młode a jednocześniepowstały zapewne w obecności wodyistnieje moŜliwość, Ŝe stanowiłyschronienie dla mikrobiologicznegoŜycia przed suchym i ostrym klimatemwspółczesnego Marsa, być moŜeeliminując konieczność istnieniastabilnej atmosfery i trwałychzbiorników wodnych.

Źródło:

A. Rossi, G. Neukum, M.Pondrelli, S. van Gasselt,T.Zegers, E. Hauber, A. Chicarro iB. Foing, Large-scale springdeposits on Mars, Journal ofGeophysical Research, sierpień2008ESA Mars Express: Importantrole of groundwater springs inshaping MarsZdjęcie: ESA/DLR/FU Berlin(G. Neukum)

30 z 58

16 lat badań ruchu gwiazd okrąŜających czarną dziurę wsercu Drogi Mlecznej

Zespół niemieckich astronomów wykorzystując kilka największych teleskopów ESO wykonał 16letnie badania, których wynikiem jest najdokładniejsze studium otoczenia potwora, skrywającego sięw jądrze naszej Galaktyki - super masywnej czarnej dziury. Naukowcy zbadali orbity prawie 30gwiazd - pięciokrotnie więcej, niŜ we wcześniejszych projektach. Jedna z tych gwiazd właśniezakończyła pełne okrąŜenie wokół czarnej dziury.

class="quote" style="float: right;">Centrum Galaktyki to unikalnelaboratorium, w którym moŜemy badaćfundamentalne procesy zachodzące wrejonach niezwykle silnej grawitacji,dynamikę gwiezdną i mechanizmypowstawania gwiazd, które sąniezmiernie istotne dla zrozumieniająder innych galaktyk, na takszczegółowym poziomie, jaki nigdy niebędzie dostępny poza Galaktyką

Reinhard GenzelObserując cierpliwie i z ogromnąprecyzją ruch 28 gwiazd naorbitach wokół centralnegorejonu Drogi Mlecznejastronomowie uzyskali daneumoŜliwiające badanie supermasywnej czarnej dziury, któraskrywa się w tym rejonie,katalogowanej jako SagittariusA*. Nowe wyniki po razpierwszy dostarczająprecyzyjnych danych na tematorbit gwiazd "centralnych" idostarcza danych na temattajemniczych procesów, któreprowadzą do ich powstania.

"Centrum Galaktyki to unikalnelaboratorium, w którym

moŜemy badać fundamentalne procesyzachodzące w rejonach niezwykle silnejgrawitacji, dynamikę gwiezdną imechanizmy powstawania gwiazd, któresą niezmiernie istotne dla zrozumieniająder innych galaktyk, na takszczegółowym poziomie, jaki nigdy niebędzie dostępny poza Galaktyką "-wyjaśnia kierownik zespołu ReinhardGenzel, z Instytutu Fizyki PozaziemskiejMax-Plancka w Garching.

Pył międzygwiezdny wypełniającyGalaktykę uniemoŜliwia bezpośredniąobserwację jądra Galaktyki w paśmiewidzialnym. Astronomowiewykorzystują do tego celupromieniowanie podczerwone, któreprzenika przez pył. Choć obserwacje wtym paśmie są trudne technicznie dowykonania jednak przynoszą bardzodobre wyniki. "Centrum Galaktyki jestmiejscem gdzie leŜy najbliŜsza znanasuper masywna czarna dziura. Jestzatem równieŜ najlepszym miejscem doszczegółowego badania tych obiektów"- mówi główny autor artykułuopisującego wyniki opublikowanego wAstrophysical Journal, Stefa Gillessen.

Zespół

31 z 58

wykorzystał gwiazdy centralne jako"cząstki testowe" i obserwował ich ruchwokół Sag A*. Podobnie jak liścieporwane przez podmuch wiatruodkrywają skomplikowaną sieć prądówpowietrznych, podobnie śledzeniegwiazd centralnych pozwala zobaczyćzłoŜone źródła oddziaływań w centrumGalaktyki. Obserwacje te umoŜliwiają zkolei uzyskanie informacji na tematwłaściwości samej czarnej dziury - jejmasy i rozmiarów. Z badań wynika, Ŝeco najmniej 95% masy oddziałującej nagwiazdy musi znajdować się w czarnejdziurze. Zostawia to niewiele miejscana ciemną materię w tym rejonie.

"Z pewnością najwaŜniejszymwynikiem naszych długoterminowychbadań jest dostarczenie najpewniejszychnamacalnych dowodów na istnieniesuper masywnych czarnych dziur. Orbitygwiazd w Jądrze Galaktycznymwskazują Ŝe centralna koncentracjamasy 4 miliony razy większej od Słońcamusi, poza wszelką wątpliwością, byćczarną dziurą "- mówi Genzel.Obserwacje umoŜliwiły równieŜsprecyzowanie naszej odległości odcentrum

Galaktyki i określenie jej na 27 000 latświetlnych.

Aby zbudować najdoskonalszy zdotychczasowych model serca DrogiMlecznej i obliczyć orbity indywidualnygwiazd zespół badał je przez wiele lat.Obecnie opublikowane wyniki sąefektem 16 lat pracy, która rozpoczęłasię w 1992 roku dzięki kamerze SHARPzainstalowanej na 3,5 metrowymteleskopie NTT (New TechnologyTelescope) w obserwatorium La Silla wChile. Kolejne obserwacje, od 2002roku, były wykonywane za pomocądwóch instrumentów (NACO iSINFONI) zamontowanych na 8,2metrowym teleskopie ESO VLT (VeryLarge Telescope). Około 50 nocyobserwacyjnych za pomocą teleskopówESO, obejmujących 16 lat, zostałopoświęconych by wykonać te niezwykłeobserwacje.

W stosunku do wcześniejszych badańzastosowane tutaj metody sześciokrotniezwiększyły precyzję pomiaru pozycjigwiazd - ostateczna dokładnośćwyniosła 300 mikrosekund łuku - co wprzybliŜeniu odpowiada wielkościmonety euro widzianej z odległości 10000 kilometrów.

Ponadto

po raz pierwszy liczba gwiazdcentralnych ze znanymi orbitami jest natyle duŜa, by moŜliwe byłowykonywanie analiz statystycznych."Gwiazdy w tym najbardziejwewnętrznym obszarze znajdują się nalosowych orbitach przypominając rójpszczół "- mówi Gillessen. -" Jednakdalsze sześć ze zbadanych 28 okrąŜaczarną dziurę w dysku. W ten sposóbnasze badania dodatkowo jednoznaczniepotwierdziły wcześniejsze prace,których statystyczne dane wskazywałyna istnienie dysku. Uporządkowany ruchpojawia się na zewnątrz pierwszegomiesiąca świetlnego - wewnątrz tegopromienia obserwujemy losowe orbity.To najlepszy na razie opis dynamikimłodych gwiazd w centrum Galaktyki."

Jedna z gwiazd, znana jako S2, okrąŜacentrum Galaktyki tak szybko, Ŝezamknęła pełną orbitę w trakcie16-letniego okresu badań. Obserwacjejednej pełnej orbity S2 były kluczowymelementem umoŜliwiającym uzyskaniewysokiej precyzji wyników i lepszezrozumienie tego regionu. Tajemnicąpozostaje mechanizm,

32 z 58

który spowodował, Ŝe gwiazdy znajdują się na takich właśnieorbitach. Są zbyt młode, by ich miejsce narodzin byłooddalone, jednak wydaje się jeszcze mniej prawdopodobnymby powstały na obecnych orbitach gdzie oddziałują na nie siłypływowe czarnej dziury. Aby przetestować róŜne teoretycznemodele, które próbują rozwikłać tę zagadkę, juŜ planowane sąkolejne obserwacje tego rejonu.

"ESO ma przed sobą wiele pracy "- mówi Genzel. -" Dlaprzyszłych badań bezpośredniego otoczenia czarnej dziurypotrzebujemy uzyskać wyŜszą rozdzielczość kątową niŜ jest toobecnie moŜliwe". Według Franka Eisenhauera głównegobadacza pracującego nad instrumentem nowej generacji onazwie GRAVITY, ESO wkrótce osiągnie konieczną dodalszych badań rozdzielczość. -" Następnym krokiem będziepołączenie światła z czterech 8,2 metrowych teleskopów VLTw procesie interferometrii. To umoŜliwi zwiększenie precyzjibadań 10 do 100 razy w stosunku do obecnych moŜliwości.Ten instrument ma potencjał by bezpośrednio przetestować

ogólną teorię względności Einsteina w dotychczasniezbadanym obszarze blisko czarnej dziury."

Źródło:

S. Gillessen et al., Monitoring stellar orbits around

the Massive Black Hole in the Galactic Center, 2008,Astrophysical JournalESO: Unprecedented 16-Year Long Study TracksStars Orbiting Milky Way Black HoleZdjęcie: ESO/S. Gillessen et al.

33 z 58

Astronomowie odkrywają dwa najciemniejsze brązowekarły

Mamy remis! Tytuł najsłabiej świecącego obiektu we Wszechświecieotrzymują dwie "nieudane"gwiazdy - brązowe karły - emitujące jednąmilionową ilość energii naszego Słońca. Obiekt - bo doniedawnasądzono, Ŝe jest to niczym nie wyróŜniający się brązowy karzeł, zostałzbadany przez teleskopkosmiczny NASA Spitzer w paśmie promieniowaniapodczerwonego. W ten sposób astronomowiezmierzyli precyzyjnie nietylko jego jasność, ale równieŜ ekstremalnie niską temperaturę. Cowięcejdane uzyskane przez teleskop Spitzer pokazały, Ŝe nie jest topojedynczy obiekt ale w rzeczywistościpara obiektów.

te obiekty biją rekord jednej milionowejczęści emisji świetlnejSłońca "- mówiAdam Burgasser z MIT w Cambridge.Burgasser jest głównymautorempublikacji opisującej odkrycie, którazostała zamieszczona wAstrophysicalJournal Letters.

Brązowe karły to nietypowe obiekty. Sązwartymi kulami gazusamodzielniewędrującymi przez kosmos - jednak sązbyt lekkie i zimneby być gwiazdami, azbyt ciepłe i masywne - by opisywać jejakoplanety. Nazwa "brązowy karzeł"została im nadana, poniewaŜ temałe,podobne gwiazdom obiekty,zmieniają kolor w czasie kiedy stygną, iwzwiązku z tym nie mają zdefiniowanejbarwy. W rzeczywistości większośćznich, gdyby udało je się dojrzeć,miałaby odcień czerwony.Natomiastdlatego, Ŝe ilość emitowanegoprzez nie światła jest tak mała,sąobiektami niezwykle trudnymi doodkrycia. Pierwsze zaobserwowano w1995roku i do dzisiaj znanych jestkilkanaście, choć astronomowiesąprzekonani, Ŝe w kosmosie istniejeich liczna populacja.

Rozdzielona

właśnie para - o dźwięcznej nazwie2MASS J09393548-2448279(pomamusie - czyli mikronowymprzeglądnie nieba w częścifinansowanymprzez NASA - TwoMicron All-Sky Survey stąd2MASS)zostały po raz pierwszyzaobserwowane w 1999 roku.Niedawnoastronomowie wykorzystaliultra czuły kosmiczny teleskoppodczerwonySpitzer by dokładniejzbadać obiekt, o którym sądzono, Ŝejestpojedynczym brązowym karłem.Dane pokazały obiekt otemperaturzeatmosfery w zakresie of565 - 635 Kelwinów (292 - 362°C).Choćzatem jest wielokrotnie gorętszy odatmosfery Jowisza (średniatemperaturawynosi tu -121°C) daleko jej dotemperatur gwiazd.Jak na razie zatem2MASS J09393548-2448279 jestjednym znajzimniejszych obiektówpodobnych do gwiazd, dla którychwyznaczonotemperaturę.

Aby wyliczyć jasność obiektu naukowcymusieli wyznaczyć jego odległośćodZiemi. Po trzech latach precyzyjnychpomiarów za pomocą teleskopówwobserwatorium Anglo-AustralianObservatory wAustralii ustalili, Ŝe 2M0939 jest piątym

34 z 58

najbliŜszym brązowym karłem,oddalonym o 17 lat świetlnychw kierunku konstelacji Pompy(Antlia). Ta odległość, wraz zpomiaramidostarczonymi przez Spitzera, umoŜliwiłastwierdzenie Ŝe obiekt jestnie tylko chłodny ale równieŜekstremalnie ciemny. Pozostawiła jednakzagadkę. Jasnośćobiektu była dwukrotnie wyŜsza niŜ oczekiwano odbrązowegokarła o tej temperaturze. Rozwiązanie ? Powierzchniaobiektupowinna być dwukrotnie większa. A to oznaczabliźnięta, kaŜde o połowiejasności i masie 30 do 40 razywiększej od Jowisza. Oba obiekty sąmilion razy ciemniejszeod Słońca, miliard razy - gdy uwzględnimywyłącznie pasmowidzialne.

"Te brązowe karły są najmniejszej wielkości gwiezdnymiŜarówkami jakiena razie znamy "- mówi Burgasser. -"Podobnie jak niskiej mocy lampyfluorescencyjne emitująwiększość energii w wąskim przedziale widma - wtymprzypadku w paśmie podczerwonym."

Według autorów publikacji we Wszechświecie znajdują sięjeszczeciemniejsze brązowe karły, jednak są one

na razie zbyt ciemne by ichwykrycie było moŜliwe za pomocąobecnie prowadzonych przeglądów nieba.Planowana misjaNASA Wide-Field Infrared SurveyExplorer ma objąćbadaniami w podczerwieni całe niebo i zpewnością odkryjesetki podobnych obiektów.

"W badaniach nad brązowymi karłami chcemy dowiedzieć sięjak słabe mogąone być pod względem temperatury, jasności imasywności "- mówi DavyKirkpatrick, współautor publikacjiw centrum analizy i przetwarzaniadanych podczerwonychNASA w CalTech w Pasadena. -" To pozwolidowiedzieć sięwięcej na temat brązowych karłów i ich ewolucji."

Źródło:

SpitzerSpace Telescope: Astronomers Find the TwoDimmest StellarBulbsZdjęcie: NASA/JPL-Caltech

35 z 58

Kosmologiczna lupa umoŜliwia zbadanie super masywnejczarnej dziury

Łącząc podwójną naturalną soczewkę grawitacyjną i moŜliwości teleskopu ESO VLT (Very LargeTelescope) astronomowie zbadali wewnętrzną część dysku wokół super masywnej czarnej dziuryoddalonej o 10 miliardów lat świetlnych. Udało się zbadać dysk z dokładnością tysiące razy wyŜszą,niŜ jest moŜliwa do uzyskania za pomocą najlepszych teleskopów, dostarczając pierwszychobserwacyjnych dowodów potwierdzających dominujące teoretyczne modele tych struktur.

class="quote" style="float: right;">Wykazaliśmy, Ŝe najwyŜsze energiepromieniowania pochodzą z centralnegorejonu - z odległości nie większej niŜjeden dzień świetlny od czarnej dziury,a co waŜniejsze, Ŝe energie zmniejszająsię wraz z odległością od czarnej dziuryprawie dokładnie tak, jak przewidujeteoria

Alexander EigenbrodZespół astronomów z Europy iUSA zbadał sławny "krzyŜEinsteina". Mająca krzyŜstruktura zbudowana jest zczterech obrazów tej samej,oddalonej galaktyki.Wielokrotny obraz powstał wwyniku soczewkowaniagrawitacyjnego przez galaktykęleŜącą znacznie bliŜej - aobserwowany efekt zostałprzewidziany jako konsekwencjaogólnej teorii względnościEinsteina. Źródłem światłaobserwowanego jako krzyŜEinsteina jest kwazar oddalony o10 miliardów lat świetlnych.Galaktyka działająca jaksoczewka znajduje się 10 razybliŜej - w odległości miliarda latświetlnych.

Światło kwazara ugina się i jestwzmacniane przez pole grawitacyjnebliŜszej galaktyki działającej jaksoczewka.

Efekt powiększenia znany jakomakrosoczewkowanie, w którymgalaktyka odgrywa rolę kosmicznegoszkła powiększającego czy naturalnegoteleskopu, okazuje się być uŜyteczny wastronomii poniewaŜ umoŜliwiaobserwację odległych obiektów, którebez jego pomocy byłoby niemoŜliwe dobadania za pomocą obecnie istniejącychteleskopów. "Połączenie naturalnegopowiększenia wraz z uŜyciem duŜegoteleskopu daje nam najostrzejszy obrazjaki kiedykolwiek uzyskano "- wyjaśniaFrédéric Courbin kierujący zespołembadań krzyŜa Einsteina za pomocąteleskopu ESO VLT.

W dodatku do efektumakrosoczewkowania przez galaktykę,równieŜ jej gwiazdy działają jakododatkowe soczewki zwiększającpowiększenie. To dodatkowepowiększenie działa na tej samejzasadzie co makrosoczewkowania tyle,Ŝe w mniejszej skali. PoniewaŜ gwiazdysą znacznie mniejsze od galaktyk,określane jest terminem

36 z 58

mikrosoczewkowania. Gdy gwiazdyprzemieszczają się wewnątrz galaktykisoczewkującej, powiększenie uzyskanew procesie mikrosoczewkowania ulegazmianom wraz z upływem czasu. Wwyniku tego procesu obserwując zZiemi jasność obrazów kwazarawidzimy drgania wokół średniejwartości. Obszar powiększany przezporuszające się gwiazdy ma przekątnąkilku dni świetlnych - a więc jestzbliŜony do rozmiarów dyskuakrecyjnego kwazara.

Mikrosoczewkowanie wpływa na róŜnerejony emisji dysku akrecyjnego naróŜne sposoby, wzmacniając szczególnemniejsze obszary. PoniewaŜ rejony oróŜnych temperaturach mają róŜnąbarwę (temperaturę) sumarycznymefektem mikrosoczewkowania jest -poza zmianą jasności - tworzenie zmianbarwy obrazów kwazara. Prowadzącszczegółowe obserwacje tych zmianprzez kilka lat astronomowie potrafiąokreślić jak materia i energia sąrozmieszczone wokół super masywnejczarnej dziury ukrytej w sercu kwazara.To właśnie uczynili astronomowiewykorzystując teleskop ESO VLT trzy

razy w miesiącu przez trzy lata dorejestracji zmian jasności o barwyczterech obrazów kwazara.

"Dzięki tym unikalnym danym mogliśmywykazać, Ŝe najwyŜsze energiepromieniowania pochodzą z centralnegorejonu - z odległości nie większej niŜjeden dzień świetlny od czarnej dziury,a co waŜniejsze, Ŝe energie zmniejszająsię wraz z odległością od czarnej dziuryprawie dokładnie tak, jak przewidujeteoria "- mówi Alexander Eigenbrod,który wykonał analizę danych.

Wykorzystanie makro- imikrosoczewkowania w połączeniu zduŜą średnicą teleskopu VLTumoŜliwiło astronomom zbadanierejonów o przekątnej jednej milionowejsekundy łuku. To odpowiadaobserwacje monety euro z odległościpięciu milionów kilometrów - 13 razydalej niŜ KsięŜyc. "Uzyskaliśmy 1000razy lepszą rozdzielczość niŜ moŜe byćuzyskana za pomocą najlepszychdostępnych obecnie teleskopów "-dodaje Courbin.

Pomiar dystrybucji temperatury wokółczarnej dziury za pomocą tej technikijest unikalnym osiągnięciem. Istnieje

wiele teorii wyjaśniających powstanie imechanizmy zasilające kwazary, zktórych kaŜda przewiduje inny rozkładtemperatur. Dotychczas nie istniały daneobserwacyjne niezaleŜne odteoretycznych modeli, któreumoŜliwiłyby sprawdzeniepoprawności teorii - szczególniedotyczy to centralnych rejonówkwazara. "To pierwsze dokładne ibezpośrednie pomiary rozmiaru i barwydysku akrecyjnego kwazara - niezaleŜneod modeli "- podsumowuje GeorgesMeylan.

Źródło:

Eigenbrod, A., Courbin, F.,Sluse, D., Meylan, G. & Agol,E. 2008, Microlensing

variability in the

gravitationally lensed quasar

QSO 2237+0305 ? the Einstein

Cross. I. Spectrophotometric

monitoring with the VLT,Astronomy & Astrophysics, 480,647Eigenbrod, A., Courbin, F.,Meylan, G., Agol, E., Anguita,T., Schmidt, R. W. &Wambsganss, J. 2008,Microlensing variability in the

gravitationally lensed quasar

QSO 2237+0305 ? the Einstein

Cross. II. Energy profile of the

accretion disk, Astronomy &Astrophysics, 490, 933ESO: Astronomers Dissect aSupermassive Black Hole withNatural Magnifying GlassesZdjęcie: ESO/F. Courbin et al.

37 z 58

Ciemna energia dusi wzrost struktur we Wszechświecie

Nowe dane dotyczące gromady galaktyk o numerze 85 w katalogu Abell dostarczone przez kosmiczneobserwatorium rentgenowskie NASA Chandra X-ray Observatory dostarczają danych pokazującychjak ciemna energia wpływa na rozwój struktur wielkoskalowych we Wszechświecie.

montaŜu ukazującym gromadę galaktykAbell 85, oddaloną 740 milionów latświetlnych od Ziemi w kolorzepurpurowym ukazane zostałozarejestrowane przez teleskop Chandrapromieniowanie rentgenowskiegorącego gazu, o temperaturachsięgających milionów stopni. Obraz tenzostał nałoŜony na optyczne zdjęcierejonu wykonane w ramach cyfrowegoprzeglądu nieba Sloana (SDSS).Gromada ta jest jedną z 86 zbadanychprzez teleskop Chandra w projekciemającym ustalić jak ciemna energiahamuje wzrost tych masywnych strukturw okresie ostanich 7 miliardów lat.Gromady galaktyk są największymi weWszechświecie strukturamipowiązanymi grawitacyjnie i poprzez tostatnowią idealny materiał do badańwłaściwości ciemnej energii -tajemniczej siły przeciwstawiającej sięgrawitacji i przyspieszającejrozszerzanie się Wszechświata.

Ilustracja po

prawej pokazuje klatki z symulacjiprzeprowadzonej przez VolkeraSpringela reprezenutującej wzroststruktur kosmicznych Wszechświata wwielu 0,9 - 3,2 - 13,7 milardów lat.Pokazują one jak Wszechświatewoluował od stanu, w którym materiabyła rozmieszczona równomiernie dostanu obecnego, wyraźniestrukturalnego. Klatki ukazują trzymomenty rozmieszczenia gazu, z Ŝółterejony to gwiazdy i najjaśniejszeobiekty takie jak galaktyki i gromadygalaktyk. Wzrost tych strukturpierwotnie napędzany był wyłącznieprzez grawitację, jednak w późniejszymokresie zaczyna pojawiać się siłaprzeciwna - pochodząca od ciemnejenergii.

Zrozumienie natury ciemnej energiistanowi jeden z kluczowych problemównowoczesnej nauki. Wśród moŜliwychwyjaśnień znajdują się - stałakosmologiczna wyraŜającą energiępustej przestrzeni, modyfikacja ogólnejteorii względności w największychskalach lub wprowadzenie nowego polafizycznego (red.: lub istnienieniejednorodności gęstościWszechświata wpływającej na

38 z 58

naszą percepcję odległych zjawisk, o czym pisaliśmy tutaj). By stwierdzić, które z tych moŜliwych wyjaśnień jest właściwymChandra zbadał przyrost masy gromad galaktyk w okresie ostatnich 7 miliardów lat. Uzyskane wyniki są zgodne zwcześniejszymi pomiarami tempa ekspansji Wszechświata wykorzystującymi pomiary odległości co wskazuje na to, Ŝe ogólnateoria względności funkcjonuje zgodnie z przewidywaniami we wszystkich skalach. Wyniki badań gromad, w połączeniu zwcześniejszymi opracowaniami dostarczają najpowaŜniejszych argumentów, Ŝe ciemna energia to stała kosmologiczna - inaczejmówiąc, Ŝe "pusta przestrzeń coś jednak waŜy".

Źródło:

Chandra X-ray Observatory: Abell 85 - Dark Energy Found Stifling Growth in UniverseZdjęcie: X-ray (NASA/CXC/SAO/A.Vikhlinin et al.); Optical (SDSS); Illustration (MPE/V.Springel)

39 z 58

Błyszcząca gwiezdna choinka

Święta dla astronomów Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) nadeszły nieco wcześniejpod postacią nowego dramatycznego zdjęcia przestawiającego wirujący wokół region NGC 2264 gaz.NGC 2264 to rejon nieba, w którym znajduję się gromada błękitnych gwiazd określana popularniegromadą choinki świątecznej. NGC 2264 leŜy w odległości 2600 lat świetlnych od Ziemi w małoznanej konstelacji JednoroŜca, połoŜonej nieopodal gwiazdozbioru Oriona. Zdjęcie obejmuje obszar oprzekątnej około 30 lat świetlnych.

Herschel odkrył ten fascynujący obiektgdy pod koniec XVIII wieku prowadziłprzegląd obiektów na niebie. Po razpierwszy dojrzał gromadę gwiazd wstyczniu 1784 roku natomiast trudniejszydo zaobserwowania blask mgławicy wŚwięta BoŜego Narodzenia dwa latapóźniej. Gromada jest jasnym obiektemwidocznym juŜ w lornetce. W nieduŜychteleskopach gwiazdy gromadyprzypominają rozświetloną lampkamichoinkę świąteczną. Najjaśniejszagwiazda na zdjęciu, widoczna na górze,jest w zasięgu nieuzbrojonego oka. Jestto masywny układ wielokrotny, którypowstał z obłoku molekularnegozaledwie kilka milionów lat temu.

RównieŜ obszary mgławicowezawierają wiele interesujących struktur.Widoczna w dolnej części obrazuciemna mgławica nosi nazwę mgławicystoŜek (ang. Cone Nebula). Jest toobszar gazu cząsteczkowegointensywnie oświetlony ostrymświatłem najjaśniejszych gwiazdgromady. Z kolei rejon na prawo odnajjaśniejszej gwiazdy ma niezwykłą,podobną do futra, strukturę, któraspowodowała,

Ŝe nazywany jest mgławicą lisie futro(ang. Fox Fur Nebula).

Znaczna część zdjęcia jest zabarwionana czerwono bowiem ogromne chmurygazu świecą w wyniku pobudzenia przezultrafioletowe promieniowaniepochodzące od młodych, gorącychgwiazd. Gwiazdy wydają się niebieskie,bowiem są młodsze, gorętsze imasywniejsze od Słońca. Część tegoniebieskiego światła zostajerozproszona przez pył, i jest widocznaw postaci mgławicy refleksyjnej wgórnej części obrazu (świecący naczerwono gaz tworzy mgławicęemisyjną - bowiem emituje światło wwyniku pobudzenia przez światło UV).

Ten interesujący rejon jest doskonałymobszarem do prowadzenia badań nadpowstawaniem gwiazd. Cały widocznyobszar jest tylko małą częściąogromnego obłoku molekularnego, wktórym powstaje obecnie kolejnageneracja gwiazd. Oprócz"świątecznych obiektów" widocznychna tym zdjęciu obejmuje ona wieleinteresujących obiektów ukrytych wzakamarkach mgławicy. W obszarzepomiędzy wierzchołkiem mgławicy

40 z 58

stoŜek a najjaśniejszą gwiazdą na górze zdjęcia, znajduje się kilka obszarów, w których właśnie przychodzą na (wszech)światmłode gwiazdy. Dostrzegalne są nawet ślady intensywnego wiatru słonecznego tych młodych gwiezdnych embrionów.

Zdjęcie NGC 2264 obejmujące mgławicę Drzewko Świąteczne, zostało złoŜone ze zdjęć wykonanych za pomocą kameryszerokokątnej WFI zamontowanej na 2,2 metrowym teleskopie Max-Planck Society/ESO w obserwatorium La Silla w Chile.PołoŜone w górach pustyni Atacama na wysokości 2400 m. n.p.m. obserwatorium ma dostęp do najciemniejszego inajczystszego nieba na Ziemi czyniąc z niego idealne miejsce do badań Wszechświata. Aby stworzyć to zdjęcie kamera WFIrejestrowała obraz przez ponad 10 godzin.

Źródło:

ESO: A Sparkling Spray of StarsZdjęcie: ESO

41 z 58

Astronomowie odnaleźli 'brakujące ogniwo' wśródmarsjańskich minerałów

Naukowcy wykorzystujący instrumenty badawcze na pokładzie orbitera NASA MRO (MarsReconnaissance Orbiter) odnaleźli od dawna poszukiwane minerały na powierzchni Marsa a wraz znimi nieoczekiwane wskazówki dotyczące historii wody na czerwonej planecie. Badając niezmienionepokłady skalne za pomocą spektrometru CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer forMars) astronomowie trafili na minerały węglanowe wskazujące, Ŝe na tych obszarach około 3,6miliarda lat temu istniało neutralne lub zasadowe środowisko wodne. Węglany, do których na ZieminaleŜą skały wapienne i utwory kredowe, w środowisku kwaśnym ulegają szybkiemu rozkładowi.Zatem odkrycie tych minerałów na Marsie podwaŜa dominujące przekonanie, Ŝe w późniejszychczasach istniało tam wyłącznie kwaśne środowisko. Odkrycie to wskazuje raczej na występowaniezróŜnicowanych zbiorników wody a co za tym idzie większe szanse, Ŝe w którymś z nich mogły powstaćprymitywne formy Ŝycia.

class="quote" style="float: right;">Znaleźliśmy dowody, Ŝe agresywnekwaśne środowisko erozyjne nie objęłocałej powierzchni Marsa 3,5 miliardalat temu

Bethany Elman"Cieszymy się, Ŝe w końcu udałosię nam odnaleźć mineraływęglanowe poniewaŜ dzięki nimdowiadujemy się więcej na tematkonkretnych warunków wokreślonych okresach historiiMarsa "- mówi Scott Murchie,kierujący badaniamiprowadzonymi przez CRISM wLaboratorium Fizyki Stosowanejna Uniwersytecie JohnsaHopkinsa w Laurel. Wynikibadań zostały opublikowane wmagazynie Science orazprzedstawione w skrócie podczaskonferencji prasowej w trakciejesiennej sesji AmericanGeophysical Union w SanFrancisco.

Skały węglanowe powstają wwyniku oddziaływania wodyzawierającej dwutlenek węgla nawulkaniczne skały zawierającewapń, magnez lub Ŝelazo.

uwięziony w powstających skałach. NaZiemi ilość związanego w ten sposóbdwutlenku węgla jest tak ogromna, Ŝegdyby został uwolniony nasz atmosferastałaby się dwukrotnie gęstszą odatmosfery Wenus. Niektórzy naukowcysądzą, Ŝe gęsta i bogata w CO2

atmosfera utrzymała na staroŜytnymMarsie wodę w postaci płynnej na tyledługo by ta mogła wyrzeźbićobserwowane dzisiaj doliny rzeczne.

"Węglany, które zaobserwowaliśmy zapomocą instrumentu CRISM stanowiązjawisko o charakterze lokalnym a nieglobalnym, zatem obejmują zbyt małyobszar by ilość uwięzionego w nichditlenku węgla mogła utworzyć grubąatmosferę "- mówi Bethany Ellman,główny autor publikacji oraz członekzespołu CRISM z Uniwersytetu Brownw Providence.

"Choć nie znaleźliśmy takich osadówwęglanowych, w których mogłabyzostać uwięziona staroŜytan atmosferaMarsa jednak nasze odkrycia wskazują,Ŝe agresywne kwaśne środowiskoerozyjne nie objęło całej powierzchniMarsa 3,5 miliarda lat temu.Odkryliśmy,

42 z 58

Znajdujący się w atmosferzedwutlenek węgla zostaje

43 z 58

Ŝe przynajmniej jeden rejon był potencjalnie lepszymśrodowiskiem dla rozwoju Ŝycia "- dodaje Ehlmann.

Naukowcy jednoznacznie wykryli wychodnie węglanów wskałach otaczająych mający średnicę 1 489 kilometrów basenimpaktowy Isidis, który powstał ponad 3,6 miliarda lat temu.Najlepiej widoczne wychodnie występują wzdłuŜ mającej666 kilometrów doliny o nazwie Nili Fossae na krawędzibasenu. W tej rejonie występują skały bogate w oliwin -minerał, który w wyniku interakcji z wodą przekształca się wwęglany.

"Odkrycie węglanów w nienaruszonej warstwie skalnej, wotoczeniu glin, jest przykładem jak wspólne obserwacje zapomocą instrumentu CRISM oraz teleskopów obrazujących napokładzie MRO potrafią odkrywać szczegóły rozmaitych,zróŜnicowanych środowisk Marsa "- mówi Sue Smrekar,naukowiec współpracujący z Laboratorium NapęduRakietowego JPL NASA w Pasadena.

Wcześniej węglany odkryto w meteorytach pochodzących zMarsa, jak równieŜ w próbkach gleby pobranych przezlądownik

NASA Phoenix oraz w pyle marsjańskim. Jednak na tejpodstawie nie moŜna było określić miejsca pochodzeniawęglanów. Najnowsze wyniki sugerują, Ŝe węglany mogłypowstawać w trakcie długich okresów wczesnej historiiMarsa. Wskazują równieŜ dla przyszłych sond badającychpowierzchnię Marsa konkretną lokalizację, w której istniejąwiększe szanse odkrycia śladów Ŝycia.

Źródło:

NASA Mars Reconnaissance Orbiter: Scientists Find'Missing' Mineral and Clues to Mars MysteriesZdjęcie: NASA/JPL/JHUAPL/MSSS/BrownUniversity

44 z 58

W odległym Wszechświecie astronomowie wykryliobecność wody

W galaktyce odległej o 11 miliardów lat świetlnych astronomowie wykryli istnienie wody. To najdalejpołoŜony obiekt, w którym występuje - poprzedni był o 4 miliardy lat bliŜej. Wykorzystującgigantyczną 100-metrową antenę radioteleskopu w Effelsberg w Niemczech oraz zespół anten NSFVLA (Very Large Array) w Nowym Meksyku naukowcy zarejestrowali wskaźnik radiowy cząsteczekwody w odległej galaktyce - MG J0414+0534 - zawierającej w aktywnym jądrze, kwazarze -supermasywną czarną dziurę stanowiącą źródło intensywnego promieniowania. W jej otoczeniucząsteczki wody działają jak masery - radiowe odpowiedniki laserów - wzmacniając fale radiowe ookreślonej częstotliwości.

class="quote" style="float: right;">Jedynym sposobem na odkrycie wody wtakiej odległości było skorzystanie zmakrosoczewkowania grawitacyjnego.Ten kosmiczny teleskop zredukowałczas potrzebny do wykrycia wody okołotysiąc razy.

Violette ImpellizzeriAstronomowie uwaŜają, Ŝe ichodkrycie sugeruje Ŝe takiegigantyczne wodne masery byłybardziej powszechne w młodymWszechświecie niŜ ma to miejsceobecnie. Jednak samowzmocnienie fal radiowychprzez masery nie wystarczyłobydo ich detekcji ze względu naogromną odległość do kwazara.Jednak w tym przypadkunaukowcom podała pomocą dłońnatura pod postacią drugiejgalaktyki oddalonej o 8miliardów lat świetlnych i leŜącejdokładnie przed MGJ0414+0534. Grawitacjagalaktyki leŜącej na pierwszymplanie zadziałała jak soczewkawzmacniając światło odleglejszejgalaktyki na tyle, by moŜliwestało się wykryciepromieniowania cząstek

wody przez radioteleskopy.

"Jedynym sposobem na odkrycie wodyw takiej odległości było skorzystanie zmakrosoczewkowania grawitacyjnego"- mówi Violette Impellizzeri, astronomz Instytutu RadioastronomiiMax-Planxka (MPIfR) w Bonn wNiemczech. -" Ten kosmiczny teleskopzredukował czas potrzebny do wykryciawody około tysiąc razy."

Najpierw sygnatura wody zostaławykryta za pomocą teleskopu wEffelsberg. Następnie wykorzystanowyŜszą rozdzielczość taleskopu VLAaby potwierdzić jego pochodzenie zodległej galaktyki. Soczewkagrawitacyjna bowiem stworzyła czteryobrazy kwazara MG J0414+0534.Wykorzystując VLA astronomowiewykryli sygnaturę wody w dwóchjaśniejszych obrazach - pozostałe dwasą zbyt słabe, Ŝeby obecnie dostępneinstrumenty mogły zbadać je pod tymkątem.

Częstotliwość fal radiowychpochodzących od cząstek wody zostałaprzesunięta w wyniku ekspansjiWszechświata z 22.2 GHz do 6.1 GHz.

Masery wodne odkryto w wielu bliŜejpołoŜonych galaktykach. UwaŜa

45 z 58

się, Ŝe powstają w dyskach akrecyjnych supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w jądrach galaktyk. Charakterystycznewzmocnienie sygnału jest częściej obserwowane w dyskach widzianych od krawędzi. W przypadku MG J0414+0534 jednakwygląda na to, Ŝe dysk jest widoczny prawie dokładnie z góry. "To moŜe oznaczać, Ŝe cząstki wody w maserach któreobserwujemy nie powstały w dysku ale w super szybkich strugach (dŜetach) materiału wyrzucanego przez pole grawitacyjneczarnej dziury "- wyjaśnia John McKean z MPIfR.

Wyniki badań zostały opublikowane w magazynie Nature.

Źródło:

NRAO: Astronomers Find Most Distant Water in the UniverseZdjęcie: Graphics: Milde Science Communication, Background Image: HST Archive data, Inset: CFHT, J.-C.Cuillandre, Coelum.

46 z 58

Astronomowie z Caltech dostarczają nowej interpretacjiasymetrii wczesnego Wszechświata

Powszechnie uwaŜa się, Ŝe Wielki Wybuch wymazał całkowicie wszelkie informacje na temat tego, cobyło przed nim. Jednak astrofizycy z Instytutu Technologii Kalifornii (Caltech) sądzą, Ŝe ich nowateoretyczna interpretacja śladów pozostałych po najwcześniejszych momentach Wszechświata moŜerównieŜ dostarczyć informacji na temat tego, co miało miejsce przed Wielkim Wybuchem.

class="quote" style="float: right;">Inflacja opisuje to, jak Wszechświat sięrozszerzał. Jej przewidywaniazostałyzweryfikowane obserwacyjnie, jednaknie wiemy, co ją wywołało,ani jakdługo trwała. W ten sposób moŜemyprzyjrzeć się temu, co działosię w tymczasie i wypełnić białe plamy w naszejwiedzy na jej temat.

Adreienne Erickcek"Sądzimy, Ŝe zadawanie pytań cobyło przed Wielkim Wybuchemma sens "- mówi profesor FizykiTeoretycznej i AstrofizykiCaltech Marc Kamionkowski,który wraz ze studentamiAdreienne Erickcek i SeanCarroll stworzyli matematycznymodel wyjaśniający anomalię wjednolicie rozmieszczonychmaterii oraz promieniowaniuwczesnego Wszechświata.

Ich badania skupiły się nafenomenie inflacji, który po razpierwszy zaproponowano w1980 roku. Według tej teoriiprzestrzeń uległa gwałtownemu,wykładniczemu rozszerzeniu wkilku chwilach po Wielkim

Wybuchu. Jednak jak wyjaśnia Erickcekproblem z inflacją leŜy w tym, ŜeWszechświat nie jest tak jednorodny jakzakłada to najprostszy model tej teorii.Niektóre jego obszary są bardziejzróŜnicowane od innych.

Do niedawna pomiary mikrofalowegopromieniowania tła (CMB) - formyelektromagnetycznego promieniowania,które powstało około 400 000 lat poWielkim Wybuchu - były zgodne zprzewidywaniami teorii inflacji.Nieznaczne fluktuacje CMB zdawały siębyć wszędzie równomiernie rozłoŜone. Jednak kilka lat temu, niektórzynaukowcy, a wśród nich grupakierowana przez Krzysztofa Górskiego zLaboratorium Napędu Rakietowego(NASA JPL) przeanalizowała danedostarczone przez sondę NASA WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy

Probe) i odkryła, Ŝe amplituda zmian wCMB róŜni się w zaleŜności odkierunku, w którym jest rejestrowana.

"Gdyby nasze oczy odbierałyczęstotliwości radiowe całe niebo byświeciło. To jest obraz widziany przezWMAP "- tłumaczy Kamionkowski.WMAP obserwuje

47 z 58

promieniowanie tła jako poświatę światła powstałegowkrótce po Wielkim Wybuchu które w wyniku rozszerzaniaWszechświata przez 13,7 miliarda lat przesunęło się w obszarpromieniowania mikrofalowego. Sonda wykryła, Ŝe amplitudazróŜnicowania tego promieniowania jest więszka w jednejpołowie nieba.

"To z pewnością jest anomalia "- dodaje Kamionkowski -"jednak skoro inflacja zdaje się tak dobrze rozwiązywaćwszystkie inne zagadnienia sądzę, Ŝe przedwczesne byłobyuznanie jej za błędną na podstawie tych wyników." Miast tegojego zespół pracował nad teorią starając się znaleźćmatematyczny model wyjaśniający obserwowaną asymetrię.

Badania rozpoczęli od sprawdzenia czy wartośćpojedynczego pola energii - inflatonu (które byłomechanizmem napędzającym inflację) - mogła być róŜna wróŜnych częściach Wszechświata. Ten kierunek badań okazałsię ślepym zaułkiem - gdy zmieniali średnią wartość inflatonuzmieniały się równieŜ średnie temperatury oraz amplitudaróŜnic energii Wszechświata.

Uwagą skupili zatem na drugim polu energetycznym -curwatonie - które zostało juŜ wcześniej zaproponowane bywyjaśnić powstanie fluktuacji obserwowanych w CMB.Wprowadzając perturbację do pola curwatonu zauwaŜyli, Ŝewpływa ona na to jak temperatura zmienia się w róŜnychczęściach przestrzeni pozostawiając niezmienioną jej średniąwartość.

"Nowy model przewiduje istnienie w CMB większej ilościobszarów zimnych niŜ gorących "- mówi Kamionkowski, aErickcek dodaje, Ŝe te przewidywania zostaną zbadana gdyrozpocznie się międzynarodowa misja obserwatorium ESAPlanck, mającego znaleźć się na orbicie w kwietniu 2009roku.

Dla Erickcek wyniki badań pozwolą zrozumieć inflację: -"Inflacja opisuje to, jak Wszechświat się rozszerzał. Jejprzewidywania zostały zweryfikowane obserwacyjnie, jednaknie wiemy, co ją wywołało, ani jak długo trwała. W tensposób moŜemy przyjrzeć się temu, co działo się w tym czasiei wypełnić białe plamy w naszej wiedzy na jej temat."

Dodatkowo zaproponowane perturbacje dają szansę nazajrzenie za zasłonę Wielkiego Wybuchy i postawienia pytańna temat tego, co było przed nim, poniewaŜ być moŜe jest topozostałość odziedziczona z czasów przed inflacją.

Źródło:

Caltech Researchers Interpret Asymmetry in EarlyUniverseZdjęcie: NASA/JPL/JHUAPL/MSSS/BrownUniversity

48 z 58

Orbiter NASA MRO śledzi burze na powierzchniczerwonej planety

Podobnie jak łowcy tornad i burz na Ziemi, orbitery NASA poświęcają sporo czasu kaŜdego dnia naposzukiwanie i obserwację ekstremalnych zjawisk pogodowych na Marsie. Pędząc po orbiciewykonują zdjęcia burz pyłowych. Czasami burze te, o kształcie spiral, przypominają gigantyczneziemskie tornada. Czasami tworzą ogromne wały kotłującego sę pyłu podobne do czarnych sztormówz lat 30. XX wieku. Burze te unoszą cząstki pyłu wysoko w marsjańską atmosferę, gdzie stają się onejądrami kondensacji dającymi początek chmurom z lodu wodnego. Lód wodny kondensuje na nichtworząc podobne do cirrusów, delikatne białe chmury.

e

Nowe zdjęcia opublikowane przez NASAJPL pokazują tornada na szczytach dwóchwulkanów oraz wał burzy pyłowejunoszący się ponad siecią kanionów.Delikatne welony obłoków lodowychrozpraszają się w atmosferze ponadchmurami pyłu. Orbiter NASA MRO(Mars Reconnaissance Orbiter) dostarczył dowodów, Ŝemniejsze burze na Marsie czasami łączą się tworząc większe.Dzięki przedłuŜeniu misji sondy, NASA zyskała więcej czasuna badanie tych zjawisk.

Źródło:

Mars Reconnaissance Orbiter - Storm-Chasing Orbiter Tracks Martian WeatherZdjęcie: NASA/JPL-Caltech/MSSS

49 z 58

Niezwykłe zaćmienia

Z czym kojarzy się nam słowo "zaćmienie"? Z niezwykłym zjawiskiem kiedy to KsięŜyc przysłaniasobą część lub nawet całość tarczy słonecznej. Z KsięŜycem w pełni, przygasającym, kiedy naszsatelita zagłębi się w stoŜek cienia Ziemi.

skojarzyć słowo "zaćmienie" zgwiazdami. A jednak są na niebiegwiazdy, które równieŜ zaćmiewają i sązaćmiewane. Zdarza się, Ŝe dwiegwiazdy tworzą układ, obiegając siebienawzajem w okresach rzędu godzin, dni,tygodni, a czasem lat. Nie widzimy ichoddzielnie. Nawet w największychteleskopach te gwiazdy zlewają się wjeden świetlny punkt. Płaszczyzny ichorbit bywają tak usytuowane, Ŝe dlaobserwatora na Ziemi co pewien czasjedna z gwiazd zasłania drugą. Wtedyblask punktu świetlnego opada imówimy o zaćmieniu w układzie.Gwiazdy te nazywamy układamizmiennymi zaćmieniowymi.RozróŜniamy kilka typów gwiazdzaćmieniowych, zaleŜnie odobserwowanych właściwości. Czyjednak zawsze układ zaćmieniowymuszą tworzyć dwie (lub więcej)gwiazdy?

Spójrzmy na nasze niebo. Zwróćmyuwagę na dwie gwiazdy, które wnaszych szerokościach geograficznychnigdy nie zachodzą. Jedna z nichwidoczna jest gołym okiem, nawet zterenów miejskich (pod warunkiem, Ŝeniebo nie jest całkowicie zaświetlone).

Na mapach nieba oznaczona jest jakoepsilon Woźnicy (epsilon Aurigae). Tojedno z trzech "koźlątek", trzech jasnychgwiazd w pobliŜu Kapelli (Kozy) wkonstelacji Woźnicy. Drugą z gwiazdjuŜ duŜo trudniej odnaleźć. Ma niecomniej romantyczną nazwę, czy raczejoznaczenie katalogowe - EE Cephei (EECefeusza). Na niebie odszukamy ją wpobliŜu dwu jasnych gwiazd - zeta orazepsilon Cefeusza. Jednak do obserwacjitej gwiazdy potrzebować będziemyteleskopu. Aby obserwacje były juŜdość komfortowe, teleskop ten powinienposiadać średnicę obiektywu conajmniej 15 cm.

Na gwiazdę EE Cepuwagę zwróciłwłoski astronomRomano, w roku1956. ZauwaŜył naarchiwalnychkliszach z lat 1947 i

1952, Ŝe gwiazda świeciła słabiej niŜzazwyczaj. Stwierdził więc, Ŝe jest togwiazda zmienna, naleŜąca do typugwiazd R Korony Północnej(oznaczenie:

50 z 58

RCB). Czym są gwiazdy RCB? Toobiekty zaawansowane ewolucyjnie,bardzo duŜe, bardzo masywne - chłodnenadolbrzymy. Wykazują ciekawą cechę.OtóŜ w nieregularnych odstępach czasuwyrzucają w przestrzeń obłoki gazubogatego w pierwiastkowy węgiel.Obłok ten szybko się schładza, a gazzmienia się w pył. Taki obłok, którymoŜnaby nazwać obłokiem sadzy, jeŜelijest gęsty i duŜy, zasłania sobą gwiazdę,przyćmiewając dla nas jej blask.

Badając w roku 1958 kolejny epizodspadku jasności EE Cep, Romanowspólnie ze swoim kolegąPerissinnotto, doszedł jednak do zgołainnego wniosku. Analizując krzywązmian jasności włoscy astronomowiestwierdzili, Ŝe jednak EE Cep to układzaćmieniowy o długim okresie zmianblasku. Zaćmienia w tym układziepowtarzają się co 2049.53 d (5.61 lat),zaś samo zaćmienie trwa ok. 50 dni.Charakter zmian blasku potwierdził wroku 1973 inny badacz, L. Meinunger.

Obserwacje kolejnych minimówwykazały inne ciekawe cechy gwiazdyzmiennej. OtóŜ głębokości minimów(czyli

stopień spadku jasności gwiazdy), jakteŜ czas ich trwania za kaŜdym razemnieco się róŜniły. Takie zachowanieukładu zaćmieniowego jest dośćtajemnicze. Zwykle bowiem dwiegwiazdy o ustalonych parametrachfizycznych, tworzące układzaćmieniowy zachowują się bardziejregularnie. Owszem, zdarzają sięepizody zmiany parametrów orbit, itp.,ale globalne zachowanie takich układówdaje się wyjaśnić konkretnymizaleŜnościami astrofizycznymi. Wprzypadku EE Cep większość takichzaleŜności nie daje się zastosować. Cowięc dzieje się w tym konkretnymukładzie?

Istnieje teoriapróbującawytłumaczyćzachowanie, a co zatym idzie, budowęukładuzaćmieniowego EECep. Mówi ona, Ŝe za zaćmieniagłównego - masywniejszego ijaśniejszego - składnika układuodpowiada mniejszy układ dwu małomasywnych gwiazd lub nawetpojedyncza gwiazda.

Tyle Ŝe ów składnik wtórny otoczonyjest cienkim, zwartym dyskiem materii.Mówiąc obrazowo, składnik jaśniejszyjest obiegany przez twórprzypominający pączek (ang.doughnut). To jak dla obserwatora naZiemi przebiega zaćmienie zaleŜeć maod tego czy akurat składnik głównyprzesłaniany jest krawędzią dysku, czyjego głębszymi warstwami. To z koleizaleŜy od nachylenia osi obrotu dysku,itp.

Warto moŜe zwrócić swój teleskop natę niewyraźną gwiazdkę. Na przełomie2008/2009 roku wypada jej kolejneminimum. Zobaczymy wtedy jak jasnośćgwiazdy spada z początkowego 10.7mag do ok. 12.2 mag, choć, jakwspomniano, głębokości minimówbywają róŜne...

Najprawdopodobniej z podobnymukładem mamy do czynienia wprzypadku gwiazdy epsilon Woźnicy(eps Aur). Największą róŜnicąpomiędzy eps Aur i EE Cep jest... okreszmian blasku.

51 z 58

Zaćmienia w układzie najjaśniejszego ztrzech koźląt występują co 27.12 lat!Kiedy do zaćmienia dochodzi, eps Aurstaje się... najsłabszym koźlątkiem ztrójki towarzyszących Kapelli. Sytuacjata (zaćmienie) trwa około roku.

Epsilon Aurigae znana była ze swojegotajemniczego zachowania juŜ w XIXwieku - głębokie minimumobserwowano w roku 1821.Zdecydował tu zapewne fakt, Ŝe jest onabardzo jasną gwiazdą. Niemniejdokładne badania układu rozpoczęły siędopiero w latach 40-ych XIX wieku.Pierwszą powaŜną pracą przeglądowąna temat obserwacji zmian blasku epsAur był artykuł H. Ludendorff'a w"Astronomisches Nachrichten",opublikowany w 1904 roku.

O składniku głównym układu eps Aurwiemy, Ŝe jest gorącym nadolbrzymem ośrednicy ok. 200 razy większej odśrednicy Słońca i kilkunastokrotniewiększej od niego masie. Ale czymdokładnie jest składnik wtórny,powodujący co ćwierć wieku spadkijasności gwiazdy o 0.8 wielkościgwiazdowej? Według aktualnieobowiązującego modelu eps

Aur jest przesłaniana przez olbrzymichrozmiarów (2000 razy większych odrozmiarów Słońca) nieprzezroczystydysk chłodnej materii skrywający byćmoŜe w swoim centrum gwiazdę lub teŜukład gwiazd.

Po raz ostatni zaćmienie eps Aurobserwowano w latach 1982-1984.Kolejne, według przewidywań,rozpocznie się w sierpniu 2009 roku, azakończy w roku 2011.

Warto śledzić zmiany jasności tych dwuintrygujących gwiazd zmiennych. KaŜdabowiem krzywa blasku w kolejnymminimum wyraźnie róŜni się od tychwcześniejszych. Odczytując je, byćmoŜe kiedyś astrofizycy podadząprawdziwą budowę owych ciekawychukładów gwiezdnych.

Źródło:

EE Cephei

AAVSOUniverse TodayHPO Epsilon Aurigae

Campaign 2009MiraastroforumMapka AAVSO

eps Aur

AAVSOAAVSOHopkins Phoenix ObservatoryThe Epsilon Aurigae EclipseCampaign HomepageMiraastroforumMapka AAVSO

Opracował: Marian Legutko(AAVSO-ID: LMT)

52 z 58

Dynamiczny księŜyc Saturna pokazuje nowe śladyaktywności

Im dokładniej astronomowie przyglądają się małemu księŜycowi Saturna - Enceladusowi - tym więcejznajdują dowodów na to, Ŝe obserwują aktywny geologicznie obiekt. Ostatnie przeloty sondy NASACassini dostarczyły dowodów, Ŝe zarówno na księŜycu jak i w jego otoczeniu zachodzą ciągłe zmiany.Najnowsze wysokiej rozdzielczości zdjęcia południowego obszaru okołobiegunowego dostarczyłydowodów na to, Ŝe rejon ten ulega ciągłym zmianom.

class="quote" style="float: right;"> Zewszystkich geologicznych obszarówsystemu Saturna które zostałyzbadaneprzez sondę Cassini Ŝadna nie okazałasię równie ekscytująca iŜadna nie matakiego znaczenia jak południoweobszary okołobiegunoweEnceladusa

Carolyn PorcoZbliŜenia obszaru wokół biegunapołudniowego Enceladusa,rejonu z którego wystrzelajądŜety pary wodnej i lodu zkominów w charakterystycznychobszarach określanych przezastronomów mianem tygrysiychpasów, dostarczajązaskakujących dowodów nawystępowanie podobnych doistniejących na Ziemi procesówtektonicznych. Ponadtodostarczają nowych wskazówekna to, co moŜe dziać się wewnętrzu szczelin. Najnowszedane dotyczące pióropusza -ogromnej chmury pary i cząstekzasilanej przez dŜety - wskazująna to, Ŝe zmienia się on w czasiei ma znaczący wpływ namagnetosferę Saturna.

"Ze wszystkich geologicznych

obszarów systemu Saturna które zostałyzbadane przez sondę Cassini Ŝadna nieokazała się równie ekscytująca i Ŝadnanie ma takiego znaczenia jakpołudniowe obszary okołobiegunoweEnceladusa "- mówi Carolyn Porco,kierująca zespołem obrazowania sondyCassini w Instytucie Nauk Kosmicznychw Boulder, Kolorado.

Zespół naukowców misji wraz z Porcoprzedstawił nowe wyniki podczaskonferencji prasowej zorganizowanej wtrakcie jesiennej sesji AmericanGeophysical Union w San Francisco.

"Na Enceladusie obserwujemy podobnedo ziemskiego rozszerzanie się lodowejskorupy - choć w odróŜnieniu odpodobnych zjawisk na Ziemi, tam mamydo czynienia z prawiejednokierunkowym rozszerzaniemprzypominającym pas transmisyjny "-mówi Paul Helfenstein z UniwersytetuCornell w Ithaca. -" Takie asymetrycznerozszerzanie się nie jest typowe naZiemi i nie naleŜy do procesów, któredobrze rozumiemy."

"Dodatkowo proces ten moŜna byokreślić jako asymetryczne rozszerzaniesię na steroidach

53 z 58

"- dodaje Helfenstein. -" Nie jesteśmypewni jakie geologiczne procesykontrolują ten proces, jednakobserwujemy cechy rozszerzania się igórotwórcze podobne do zachodzącychna Ziemi co sugeruje, Ŝeodpowiedzialne są podpowierzchnioweprocesy konwekcji i ciepła."

Tygrysie pasy stanowią analogigrzbietów śródoceanicznych, gdziemateriał wulkaniczny z głębi Ziemiwydostaje się ku powierzchni tworzącnowe fragmenty skorupy. Wykorzystująccyfrowe mapy południowego obszarubiegunowego Enceladusa dostarczoneprzez sondę Cassini Helfensteinzrekonstruował moŜliwą historię pasówpracując wstecz i stopniowo usuwająccoraz starsze fragmenty mapy. ZakaŜdym razem pozostałe fragmentypasowały do siebie jak kawałkiukładanki.

Obrazy z ostatnich przelotów obokksięŜyca dodatkowo potwierdziłyteorię, Ŝe kondensacja z dŜetów moŜetworzyć lodowe zatyczki zamykającestare kominy i wymuszającepowstawanie nowych. Proceszamykania i otwierania kominów zgadzasię z pomiarami, z których wynika,

Ŝe pióropusz zmienia się z miesiąca namiesiąc i z roku na rok.

"Nie dostrzegliśmy oczywistych iwyraźnych znaków na powierzchni wsąsiedztwie źródeł dŜetów, co sugeruje,Ŝe kominy otwierają się i zamykająwędrując wzdłuŜ szczelin "- mówiPorco. -" W efekcie, po pewnym czasiecząstki opadające z dŜetów napowierzchnię tworzą ciągły kobierzecśniegu wzdłuŜ szczelin."

Produkowane przez Enceladusa lód ipara wodna mają dramatyczny wpływna cały system Saturna poprzezdostarczanie świeŜej materii systemowipierścieni oraz ładowaniezjonizowanego gazu z pary wodnej domagnetosfery planety.

"Jony dodawane do magnetosfery sąrozpędzane przez prędkość orbitalnąEnceladusa oraz przez rotację Saturna "-mówi członek zespołu misji Cassiniodpowiedzialny za magnetometr napokładzie sondy, Christopher Russell zUniwersytetu Kalifornia w Los Angeles.-" Im więcej materii zostanie dodanej zpióropusza tym trudniej jest to uczynićSaturnowi, i tym dłuŜej trwaprzyspieszanie nowej

materii."

Para wodna, materia organiczna oraznadmiar ciepła pojawiający się wobszarze podbiegunowym Enceladusapowodują coraz większezainteresowanie naukowcówmoŜliwością istnienia pod powierzchniąmałego księŜyca wody w stanie płynnyma co za tym idzie istnieniem tam strefygdzie moŜe istnieć Ŝycie.

Źródło:

NASA: Saturn's Dynamic MoonEnceladus Shows More Signs ofActivityZdjęcie: NASA/JPL/SpaceScience Institute

54 z 58

Co stało się z wodą na Wenus ?

Europejska sonda Venus Express dokonała pierwszych pomiarów procesu erozji atmosfery planetyWenus po jej dziennej stronie. W zeszłym roku sonda wykazała, Ŝe większa część erodowanejatmosfery ucieka od Wenus po nocnej stronie planety. Wspólnie obserwacje te przybliŜająastronomów do zrozumienia procesów, w wyniku których Wenus utraciła wodę - wodę, która wedługnaukowców występowała na Wenus w takiej samej ilości jak na Ziemi.

class="quote" style="float: right;">Zaobserwowaliśmy wodę wyciekającąz atmosfery planety po stronie nocnej,jednak otwarte pozostaje zagadnienie,ile wody Wenus utraciła w wyniku tegooddziaływania

Stas BarabashMagnetometr (MAG)zainstalowany na pokładzieVenus Express wykryłjednoznaczną sygnaturę wodoruerodowanego z atmosfery podziennej stronie planety."Sądziliśmy, Ŝe ten proces mamiejsce na Wenus, jednak po razpierwszy wykonaliśmy jegobezpośredni pomiar "- mówiMagda Delva kierującabadaniami z AustriackiejAkademii Nauk w Graz.

Ze względu na specjalniedobraną orbitę Venus Expressjest strategicznie umieszczony doprowadzenia badań erozjiatmosfery - sonda znajduje się naznacznie wydłuŜonej orbicie, naktórej przelatuje nad obomabiegunami Wenus.

Woda jest kluczową cząstką naZiemi bowiem dzięki niej istniejeŜycie. PoniewaŜ Wenus i Ziemiamają

podobną średnicę i powstały w tymsamym czasie astronomowie sądzą, Ŝeobie planety rozpoczęły istnienie zezbliŜoną ilością wody. Jednak obecnieproporcje te są dramatycznie róŜne.Ziemskie oceany i atmosfera zawierają100 000 razy więcej wody niŜ Wenus.A i tak mimo tak niskiej zawartościwody zespół naukowców pod

kierunkiem Delvy odkrył, Ŝe 2x1024

atomów wodoru ucieka z atmosferyWenus w kaŜdej sekundzie.

W zeszłym roku instrument ASPERA(Analyser of Space Plasma andEnergetic Atoms) na pokładzie VenusExpress wykazał znaczną stratę atomówwodoru i tlenu z atmosfery Wenus.Pomiary dostarczyły danych, Ŝe zatmosfery planety wyciekało mniejwięcej dwukrotnie więcej atomówwodoru niŜ tlenu. PoniewaŜ wodazbudowana jest z dwóch atomówwodoru i jednego tlenu naukowcy doszlido wniosku, Ŝe w atmosferze Wenusnastępuje rozpad cząstek wody, którenastępnie uciekają w przestrzeńkosmiczną.

Poza światłem i ciepłem Słońce wsposób ciągły emituje strumieńnaładowanych

55 z 58

cząstek - wiatr słoneczny, unoszący pole elektromagnetyczneprzez Układ Słoneczny i owiewający planety. W odróŜnieniuod Ziemi Wenus nie generuje ochronnego polamagnetycznego, które chroniłoby atmosferę planety przedwiatrem słonecznym. Na Wenus cząstki wiatru słonecznegozderzają się z niczym nie chronioną atmosferą i porywają jejczęść ze sobą. Według astronomów badających planetęprzynajmniej część wody Wenus utraciła w wyniku tegoprocesu działającego na nią przez 4,5 miliarda lat odpowstania.

"Zaobserwowaliśmy wodę wyciekającą z atmosfery planetypo stronie nocnej, jednak otwarte pozostaje zagadnienie, ilewody Wenus utraciła w wyniku tego oddziaływania "- mówiStas Barabash ze Szwedzkiego Instytutu Fizyki Kosmicznej wKiruna, kierujący badaniami za pomocą instrumentu ASPERA.

Nowe odkrycia przybliŜają astronomów do rozwiązaniałamigłówki, jednak wciąŜ brakuje ostatniego fragmentuukładanki. Aby uzyskać pewność, Ŝe wodór wykryty postronie dziennej równieŜ pochodzi

z rozpadu wody zespół Delvy musi jeszcze wykryć atomytlenu, i to w odpowiedniej proporcji. Do tej pory jednak nieudało się uzyskać takich danych :-" analizuję danemagnetometru jednak do tej pory nie udało mi się dostrzecsygnatury tlenu w danych "- mówi Delva.

Odkrycie to takŜe przynosi nową zagadkę. "Wyniki pokazują,Ŝe w górnej atmosferze Wenus moŜe być dwukrotnie więcejwodoru niŜ do tej pory sądziliśmy "- mówi Delva. Wykrytejony wodoru mogą występować w rejonach połoŜonychwysoko nad powierzchnią planety, jednak ich źródło jest narazie nieznane.

Źródło:

M. Delva, T. Zhang, M. Volwerk, W. Magnes, C.Russell and H. Wei: 'First upstream proton cyclotronwave observations at Venus', Geophysical ResearchLetters.ESA: Where did Venus’s water go?Zdjęcie: ESA (Image by AOES Medialab)

56 z 58

57 z 58

ASTRONOMIA - Przegląd Wiadomości Astronomicznych - wydawnictwo elektroniczne portalu teleskopy.netpod redakcją Tomasza L. Czarneckiego

Atelier 17 - Tomasz L. Czarneckiul. Chałubińskiego 31 44-105 Gliwice (32) 270 0792 e-mail:biuro@teleskopy.net

Ilustracja na okładce - źródło podane w artykule pt Orbiter NASA MRO śledzi burze na powierzchni czerwonej planety

Wszystkie prawa zastrzeŜone.

58 z 58