Supernowa Tychona

Fot. Obraz jaki widziłał w 1572 r. Tycho Brahe. "Gwiazdę nową" astronom oznaczył literą I.

11 listopada 1572 r. Tycho Brahe zaobserwował "gwiazdę nową" w gwiazdozbiorze Kasjopei. Jej jasność przewyższała jasność Wenus. "Gwiazda nowa" była w rzeczywistości supernową, której wybuch wyzwala gigantyczną energię i przewyższa jasność macierzystej galaktyki. Tycho Brahe obserwował ową "gwiazdę nową" aż do marca następnego roku, gdy jej jasność zmalała i stała się niewidoczna dla nieuzbrojonego oka; pamiętajmy, że Galileusz rozpoczął obserwacje przez teleskop przeszło 30 lat później. Obiekt obserwowało wielu astronomów, ale na cześć duńskiego astronoma została nazwana supernową Tychona. Po wybuchu supernowa może przekształcić się np. w gwiazdę neutronowa lub czarną dziurę, a materiał, który został wyrzucony ekspanduje w przestrzeni i formuje mgławice - nazywamy ją pozostałością po supernowej. Supernowa SN 1572 znajduje się w naszej Galaktyce w odległości 7,5 tys. lat świetlnych od Ziemi.

Obserwacje Tyhona Brahego kontynuują współcześni astronomowie. Przy użyciu teleskopu Subaru na wygasłym wulkanie Mauna Kea na Hawajach przeprowadzono obserwacje "echa świetlnego" supernowej, aby wyznaczyć jej typ, który daje informacje o tym, czym była gwiazda przed wybuchem i powiązać te informacje z pozostałościami po supernowej widocznymi do dzisiaj. Obserwowane "echo świetlne" to światło supernowej, które rozpraszało się na cząstkach obłoków międzygwiazdowych i w końcu, po ponad 400 latach, dotarło do ziemskich odbiorników. Podobna metodą odkryto w 2007 r. pochodzenie pozostałości po wybuchu supernowej o nazwie Kasjopea A.

Fot. Pozostałości po wybuchu supernowej na falach X widziany teleskopem Chandra i ten sam obszar nieba widziany przez Teleskop Hubble'a.

W widmie "echa świetlnego" SN 1572 zaobserwowano linie absorpcyjne jednokrotnie zjonizowanego krzemu oraz zupełny brak emisji wodoru z zakresy Hα (światło czerwone). Wyniki te są typowe dla supernowej typu Ia obserwowanej w maksimum jasności w czasie wybuchu. Wybuch supernowej typu Ia oznacza, że mieliśmy do czynienia z ciasnym układem podwójnym, w którym jednym ze składników był biały karzeł, który stopniowo przejmował materiał od swojego towarzysza, a gdy stał się dostatecznie masywny zaczęły w nim zachodzić reakcje jądrowe, które doprowadziły do wybuchu supernowej. Szczegółowa analiza danych wskazuje na to, ze wybuch supernowej był niesymetryczny, a to z kolei kładzie ograniczenia na stosowany model opisujący taką eksplozję. Ponieważ supernowa Tychona została zakwalifikowana jako klasyczna supernowa Ia, jest pierwszym tego typu obiektem w naszej Galaktyce tak dokładnie sklasyfikowanym. Wynik jest ważny, ponieważ SN Ia są głównym źródłem pierwiastków ciężkich we Wszechświecie, a także są tzw. "świecą standardową", dzięki której można wyznaczyć odległość. Jasność dla tego typu supernowych jest zawsze taka sama. Znając więc jasność absolutną, a z obserwacji jasność widomą, łatwo wyznaczyć dokładną odległość. Obserwując "echo świetlne" obiektu w naszej Galaktyce, czyli stosunkowo blisko, można stworzyć jego trójwymiarowy obraz, co jest niewykonalne przy obserwacjach licznych supernowych znajdujących się w odległych galaktykach.

15 grudzień 2008
Źródło: Nature, Spaceflightnow | Karolina Zawada

Mikołaj Kopernik ostatecznie odkryty

Fot. Obraz Mikołaja Kopernika. Oryginał znajduje się w Muzeum Okręgowym w Toruniu.

W 2005 r. w Katedrze we Fromborku zespół pod kierownictwem prof. Jerzego Gąssowskiego odkrył szczątki, które należały prawdopodobnie do Mikołaja Kopernika. W 2008 r. odkrycie to zostało potwierdzone dzięki współpracy ze szwedzkimi naukowcami.

W Uppsali znajduje się księgozbiór Kopernika zrabowany przez Szwedów w czasie potopu szwedzkiego. Profesor astronomii Göran Henriksson zaproponował, by poszukać materiału genetycznego właśnie w tych księgach. W "Kalendarzu Rzymskim" Johhannesa Stöfflera znaleziono kilka włosów. W woluminie tym znajdują się również  liczne odręczne notatki  poczynione przez Kopernika. Porównano DNA czaszki (a dokładniej zęba) z DNA znalezionych włosów - wynik był jednoznaczny: należały do jednego i tego samego człowieka. Zatem wiemy już na pewno, że Kopernik został pochowany przy ołtarzu św. Andrzeja, który dziś nosi nazwę ołtarza św. Krzyża.

Aby ustalić, czy czaszka należy do Mikołaja Kopernika wystarczyło porównać materiał genetyczny astronoma z materiałem genetycznym któregoś z członków jego rodziny. Próbowano odnaleźć grób wuja i opiekuna Kopernika a brata jego matki, biskupa Łukasza  Watzenrode, który również spoczywa gdzieś we fromborskiej katedrze. Inną drogą szły badania prowadzone pod kierownictwem prof. Krzysztofa Mikulskiego. Próbowano odnaleźć krewnych matki Kopernika, Barbary Watzenrode, czy też sióstr Mikołaja . Poszukiwania nie dały jednak zadowalających wyników. Poszukiwania grobu Łukasza Watzenrode wstrzymano - grzyby kropidlaki stanowią poważne zagrożenie dla każdego archeologa.

We Fromborku planowane jest poszukiwanie pavimentum, z którego Kopernik przeprowadzał obserwacje. Inicjatorem poszukiwań miejsca pochówku wielkiego astronoma był biskup warmiński ks. dr Jacek Jezierski. Również z jego inicjatywy w 2010 r. w katedrze ma odbyć się uroczysty pochówek Astronoma.

12 grudzień 2008
Źródło: PAP | Karolina Zawada

Przyszłość europejskiej astronomii

U progu Międzynarodowego Roku Astronomii, astronomowie europejscy skupieni wokół ASTRONETu, ogłosili plany, swoistą "mapę drogową", rozwoju astronomii w Europie na najbliższe 20 -30 lat.

Okres ostatnich 50 lat był okresem imponujących, często fundamentalnych odkryć astronomicznych. To był prawdziwy złoty wiek astronomii. Dokonano wielu nieprawdopodobnych wprost odkryć. W tym odkrywaniu Wszechświata ogromną rolę odegrała astronomia europejska, a to dzięki 50 już lat trwającej współpracy, której najlepszym wyrazem jest organizacja i utrzymanie na wysokim poziomie instrumentalnym i naukowym Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) czy Europejskiej Agencji Badań Kosmicznych ESA. Obserwatorium ESO jest dzisiaj liderem światowej astronomii z osiągającym wspaniałe sukcesy badawcze obserwatorium optycznym, największym, o średnicy 16 m, teleskopem świata znanym pod nazwą Bardzo Duży Teleskop (VLT), który najgłębiej sięga w czeluście Wszechświata. Podobne znaczenie w badaniach nie osiągalnych dotychczas obszarów Kosmosu mają radioteleskopy stowarzyszone z ESO jak np. ALMA i eksperymenty kosmiczne przeprowadzane przez Europejską Agencję Kosmiczną ESA. Teraz, korzystając z dotychczasowych doświadczeń, astronomowie europejscy wyznaczyli nowe priorytety badawcze i są zdecydowani koordynować jeszcze bardziej inwestycje instrumentalne, ich finansowanie i ludzkie zasoby.

            Kilka lat temu narodowe agencje odpowiedzialne za badania astronomiczne w Europie utworzyły ASTRONET. Formalnie rozpoczął on działalność 1 września 2005 r. Dzisiaj do organizacji tej wchodzi 28 państw, członków Wspólnoty Europejskiej i państwa stowarzyszone. Polskę reprezentuje w tej organizacji Narodowe Centrum Badań i Rozwoju. Prace ASTRONETu są koordynowane przez francuski Narodowy Instytut Nauk o Ziemi i Astronomii (INSU) i wspierane przez Komisję Europejską. W roku 2007 ASTRONET opracował memoriał pt. "Science Vision", w którym wskazał najbardziej gorące problemy, od czarnej energii po życie na innych planetach, które powinny być rozwiązane w najbliższym ćwierćwieczu. W końcu listopada 2008 r. ASTRONET przedstawił dokument, swoistą mapę drogową (Roadmap), który wskazuje jak te problemy rozwiązywać, jakie do wskazanych celów trzeba będzie zbudować instrumenty, jak wykorzystać istniejące teleskopy, jak rozwinąć system edukacyjny i kształcenie młodych badaczy, jaki będzie koszt zarówno całej operacji jak i budowy nowych instrumentów. Oba te dokumenty zostały opracowane przez zespół 60 ekspertów we współpracy z innymi astronomami różnych krajów. Ta współpraca odbywała się poprzez otwarte dla zainteresowanych astronomów, choć specjalistyczne sympozja i konferencje, pocztę elektroniczną i strony internetowe www dotyczące różnych zagadnień. W sumie powstał dokument, który określił i ustalił priorytety powstawania nowych instrumentów do obserwacji Wszechświata od fal radiowych do promieniowania gamma, ale też zadbał o to, aby otworzyć nowe drogi tych badań np. w dziedzinie fal grawitacyjnych, promieniowania korpuskularnego i jeszcze bardziej intensywnego poznawania Systemu Słonecznego. Tutaj przedstawiamy uzgodnione opinie Grupy Roboczej ds. infrastruktury. Niezależnie pracują grupy robocze ds. potrzeb teorii, potrzeb mocy obliczeniowych, potrzeb archiwizacji danych i potrzeb zasobów ludzkich (edukacji, rekrutacji i kształcenia badaczy, oraz popularyzacji astronomii).

            Największymi, planowanymi w omawianym dokumencie instrumentami naziemnymi są:

1. Europejski Ekstremalnie Wielki Teleskop (E-ELT), teleskop mający średnicę segmentowego lustra 42 m - do badań nieba w dziedzinie widzialnej i podczerwonej widma. ESO miało kiedyś ambicję zbudować 100 m. teleskop, widać, że przeprowadzone studium wykonalności takiego instrumentu zmusiło do ograniczenia jego rozmiarów do 42 m;
2. Radioteleskop o powierzchni zbiorczej 1 km² - Square Kilometre Array. Ten instrument jest wielkim wyzwaniem i od szeregu lat pracuje nad jego koncepcją międzynarodowe konsorcjum z udziałem europejskich i pozaeuropejskich radioastronomów (patrz Urania nr 5/2008, s. 196-203).

Instrumenty o niższym koszcie:

1. Europejski Teleskop Słoneczny o średnicy 4 m. na Wyspach Kanaryjskich;
2. Siatka specjalistycznych teleskopów optycznych do detekcji emisji promieniowania gamma z czarnych dziur i innych wysokoenergetycznych zdarzeń we Wszechświecie;
3. podwodny teleskop do detekcji neutrin, cząsteczek subatomowych, które mogą przechodzić przez całą Ziemię, a które niosą informację o niektórych najbardziej gwałtownych zjawiskach we Wszechświecie (np. wybuchy supernowych).

Wśród najważniejszych misji kosmicznych są:

1. Misja mająca na celu badanie fal grawitacyjnych z Big Bangu i czarnych dziur we Wszechświecie;
2. Misja do badań galaktyk, gromad galaktyk i gwiazd w niedościgłych dotychczas szczegółach w promieniowaniu Rentgena;
3. dwie misje do badań Jowisza i Saturna i ich satelitów.

Inne projekty:

1. misje mające na celu odkrycie sekretów ciemnej energii i ciemnej materii;
2. Misja mająca na celu zrozumienie w jak największych, dotychczas nie osiągalnych szczegółach, jak pracuje nasze Słońce.

Europa obecnie wydaje na szeroko pojętą astronomię ok. 2 miliardy euro na rok. Wprowadzenie w życie przedstawionych wyżej planów wymagało będzie zwiększenie tych wydatków o ok. 20% - mniej niż 1 Euro na rok na statystycznego obywatela Zjednoczonej Europy.

Więcej o ASTRONETie: www.astronet-eu.org

11 grudzień 2008
Źródło: ASTRNET | Andrzej Woszczyk

Lądownik satelity Chandrayaan 1 spadł na Księżyc

Zdj. Obraz przekazany przez lądownik w czasie spadku na Księżyc. Źródło: www.isro.org

8 listopada indyjski satelita Chandrayaan 1 po kolejnym odpaleniu silników wszedł na orbitę okołoksiężycową. 14 listopada o godz. 15:36 naszego czasu sonda uwolniła lądownik, który spadł na Srebrny Glob.  W czasie spadku próbnik zbierał jak najwięcej informacji, wykonywał zdjęcia, mierzył wysokość, zbierał dane spektralne i przekazywał do macierzystego satelity. Chandrayaan 1 przekazał je następnie na Ziemię. Po 25 minutach lotu lądownik rozbił się na południowym biegunie Księżyca.

Zgodnie z planem orbitujący satelita rozpoczął uruchamianie kolejnych urządzeń pokładowych i systematycznie zbiera dane.

Dzięki doświadczeniom obecnej misji hinduscy naukowcy chcieliby zapewnić kolejnym próbnikom miękkie lądowanie. Następna misja Chandrayaan 2 planowana jest na rok 2011.

18 listopad 2008
Źródło: www.isro.org | Karolina Zawada

Pierwsza indyjska sonda leci na Księżyc

22 października indyjska sonda Chandrayaan-1 wystartowała z kosmodromu Sriharikota na wschodnim wybrzeżu Indii. Niemal do ostatniej chwili na tym obszarze szalaly deszcze monsunowe. Sonda Chandrayaan-1, przymocowana do rakiety Polar Satellite Launch Vehicle, została wyniesiony na orbitę okołoziemską. Po odłączeniu od czwartego stopnia rakiety sonda zaczęła stopniowo podnosić swoją orbitę przy użyciu własnych silników, aż do wejścia na orbitę wokół Księżyca. Po dwu tygodniach, 8 listopada, odpali silniki po raz kolejny, by wejść na księżycową orbitę okołobiegunową krążąc na wysokości 100 km ponad powierzchnią Srebrnego Globu.

Zdj. Start! Kosmodrom Sriharikota. Źrodło: http://www.isro.org

W stronę Księżyca poleciało niemal 14 ton sprzętu, z czego aparatura naukowa waży jedyne 60 kg. Około 15 listopada 30-kilogramowy lądownik odłączy się od orbitera i, dzięki własnym silnikom hamującym, wejdzie na tajektorię kolizyjną z Księżycem i wyląduje, a raczej upadnie na powierzchnię Księżyca. W trakcie półgodzinnego spadania lądownik przekaże zdobyte po drodze informacje do macierzystego orbitera.

Zdj. Kolejne orbity sondy w drodze na Księżyc. Źrodło: http://www.isro.org

Zadaniem sondy jest "odkrycie  tajemnic Księżyca", a w tym: uzyskanie szczegółowej mapy składu chemicznego pokazującej rozkład minerałów na powierzchni  Księżca oraz dokładnej trójwymiarowej mapy terenu. Badane będą wpływy cząsteczek wiatru słonecznego na powierzchniowe warstwy gleby Księżyca oraz poszukiwane będą pokłady lodu wodnego uwięzione być może w kraterach blisko biegunów. Wskazuje na to wysokie stężenie wodoru na tych obszarach odkryte w czasie poprzednich misji.

Chandrayaan-1 w sanskrycie oznacza Księżycowy Statek 1 i jest pierwszą indyjską sondą, która opuści orbitę Ziemi.  Instrumenty pokładowe pochodzą nie tylko z Indii, ale swój udział w misji miała również Europejska Agencja Kosmiczna, amerkańska NASA oraz Bułgaria. Misja ma potrwać 2 lata, jej koszt to 80 milionów dolarów.

Zdj. Sonda Chandrayaan-1 w czasie testów. Źrodło: http://www.isro.org

30 październik 2008
Źródło: www.isro.org | Karolina Zawada

Kosmiczny wypływ na przestrzeni miliardów lat świetlnych

Zdj. Widoczna na czarnym tle gromada galaktyk 1E 0657-56 wydaje się podążać w kierunku zaznaczonym na zdjęciu jako różowa plama o rozmiarze 20 stopni łuku miedzy gwiazdozbiorem Centaura i Żagla. Żródło: NASA/WMAP.

Prof. Alexander Kashlinsky (z Goddard Space Flight Center w Greenbelt, NASA) nazwał ten wspólny ruch gromad "ciemnym wypływem" (ang. "dark flow") na podobieństwo innych pojęć kosmologi jak ciemna energia i ciemna materia. Obserwowany rozkład materii nie mógł powodowaæ takiego ruchu. Zawarty w gromadach galakty gorący gaz, który emituje promieniowanie na falach X, rozprasza niskoenergetyczne promieniowanie mikrofalowe, które przechodzi przez gromady. Gromady galaktyk nie poruszają się dokładnie tak, jak rozszerza się Wszechświat, ale mają swój indywidualny ruch, dlatego długość fali rozproszonych fotonów promieniowania tła zmienia się w taki sposób, że odzwierciedla indywidualny ruch każdej gromady. Tę zmianę obserwujemy jako zmianę temperatury mikrofalowego promieniowania tła w kierunku gromady. Astronomowie nazywają ją kinematycznym efektem Sunyaeva-Zeldovicha.

Podobne zniekształcenie, znane jako termiczny efekt Sunyaeva-Zeldovicha, obserwowany jest w gromadach galaktyk od lat 80. XX w., ale efekt kinetyczny jest dziesięciokrotnie słabszy i do tej pory nie wykryty w żadnej gromadzie. Sposobem zobaczenie tego efektu jest obserwacja dużej liczby gromad. Zidentyfikowano około 700 gromad emitujących na falach X, aby spróbować zaobserwowaæ ten delikatny efekt w rejestrowanym widmie obiektów. Wśród obserwowanych gromad znalazły się obiekty odległe od nas o 6 miliardy lat świetlnych (Wszechświat ma 13,7 mld lat).

Używając katalogu gromad i trzyletnich obserwacji satelity WMAP astronomowie odkryli ruch gromad z prędkością ponad 3 milionów km na godzinę. Gromady podążają w kierunku fragmentu nieba zajmującego około 20 stopni łuku między gwiazdozbiorem Centaura i Żagla (niebo południowe).

12 październik 2008

Nagroda Nobla z Fizyki

Yoichiro Nambu, Makoto Kobayashi i Toshihide Maskawa to laureaci tegorocznej Nagrody Nobla z fizyki.

Yoichiro Nambu, urodzony w 1921 r., jest amerykańskim fizykiem japońskiego pochodzenia, profesorem Uiwersytetu w Chicago. Makoto Kobayashi to 64-letni japoński fizyk, profesor uniwersytetu w Kioto i Tsukuba, a Toshihide Maskawa jest 68-letnim japońskim fizykiem, profesorem uniwersytetu w Kioto. Wszyscy trzej zajmują się teorią cząstek elementarnych.

Zdj.  Symulacja zderzenia dwu protonów w LHC powodujących powstanie bozonu Higgsa. Źrodło: cms-project-cmsinfo.web.cern.ch

Nargoda za "najważniejsze odkrycie lub wynalazek w dziedzinie fizyki" przyznawana przez Królewską Szwedzką  Akademię Nauk wyniosła 10 milionów koron szwedzkich (około 3,5 milona zł). Yoichiro Nambu otrzymał połowę nagrody "za odkrycie mechanizmu spontanicznego łamania symetrii w fizyce subatomowej". Jego teoria z lat 60. pozwoliła stworzyć Model Standardowy opisujący cząstki elementarne i siły jakie między nimi istnieją, a także pomogła opisać w jednej zwartej teorii dwa różne oddziaływania - elektromagnetyczne i słabe jądrowe.

Makoto Kobayashi i Toshihide Maskawa otrzymali po 1/4 nagrody "za odkrycie źródła łamania symetrii, które przewidziało istnienie w przyrodzie co najmniej trzech rodzin kwarków". Ich najważniejsza praca pt. "CP Violation in the Renormalizable Theory of Weak Interaction", opublikowana w 1973 r., dotyczyła zjawiska spontanicznego łamania symerii CP. Jej przewidywania istnienia trzeciej rodziny kwarków pozwoliło uzgodnić Model Standardowy i wyjaśnić obserwowane łamanie symetrii CP, czyli symetrii względem zmiany ładunku elektrycznego cząstek na ładunek przeciwny (C) i  względem odbicia przestrzennego (lustrzanego - P). To z kolei pozwala wyjaśnić, czemu we Wszechświecie jest więcej materii niż antymaterii.

Kwarki są najmniejszymi znanymi cząstakim elemenratnymi - ich nazwy to: kwark górny, dolny, dzwiny, powabny, spodni i szczytowy. Dla przykładu: w skład protonu wchodzą trzy kwarki:  dwa górne i jeden dolny, a neutron  tworzą dwa dolne i jeden górny. Yoichiro Nambu przypisał kwarkom ładunki kolorowe (czerowny, zieloni i niebiski), którymi mogą się wymieniać za pośrednictwem gluonów. Model Standardowy opisuje oddziaływania elektromagnetyczne oraz słabe i silne oddziaływania jądrowe. Dzięki tej teorii fizycy mogą zrozumieć dlaczego cząstki mają masy, choć wciąż nie odkryto cząstki Higgsa, która za tę masę odpowiada.

Eksperymntalna fizyka cząstek elementarnych wymaga wielkich nakładów finansowych i niezwykle wyspecjalizowanego sprzętu, jak uruchomiony niedawno Wielki Zderzacz Hadronów (ang. skrót LHC) pod Genewą. Naukowcy żartują, że głównym narzędziem fizyka-teoretyka jest kosz na śmieci, bo tam ląduje większość opracowanych teorii, a tylko niewielka ich część okazuje się naprawdę opisywać rzeczywistość - tak jak wymyślona przed 40 laty teoria profesorów Nambu, Kobayashi i Maskawy.

Zdj. Laureaci Nagrody Nobla z fizyki: Makoto Kobayashi, Toshihide Maskawa, Yoichiro Nambu. Źródło: www.iht.com

10 październik 2008

Haumea -piąta planeta karłowata

17 września br. Międzynarodowa Unia Astronomiczna ogłosiła przyznanie planetoidzie 2003 EL61 statusu planety karłowatej o nazwie Haumea. Cztery pozostałe planety karłowate to: Ceres, Eris, Makemake i zdegradowany do tej roli w 2006 r. Pluton. Hamuea  jest trzecia co do wielkości po Eris i Plutonie.

Fot. Animacja pokazująca jak Haumea rotuje. Źródło: web.gps.caltech.edu/~mbrown/2003EL61/

Odkrycie Haumei ogłoszono w połowie 2005 r. Odkryły ja niezależnie dwa zespoły: grupa prof. Michaela Browna z USA i prof. Jose Ortiza z Hiszpani. Planeta kształtem przypomina zaokrąglone cygaro. Dłuższa średnica jest  w przybliżeniu taka jak średnica Plutona, ale planeta jest znacznie "chudsza". Obraca się bardzo szybko - jeden obrót trwa ok. 4 godziny. Ta gwałtowna rotacja może tłumaczyć dziwny kształt obiektu - planeta uległa wydłużeniu  w wyniku szybkiego wirowania. Haumea należy do obiektów transneptunowych, które są częścią pasa Kuipera, obiegając Słońce za orbitą Neptuna. Obecnie  znajduje się ok. 50 razy dalej od Słońca niż Ziemia, a w czasie największego zbliżenia jest 35 razy dalej od Słońca niż Ziemia. Obecna obserwowana jasność gwiazdowa wynosi  17,5 mag (gołym okiem widzimy do 6 mag)

Haumea jest postacią z mitologii hawajskiej - boginią  porodu i płodności. Planeta ma budowę skalistą, a powierzchnię pokrywa skorupa lodu. Ma dwa księżyce, które powstały prawdopodobnie w wyniku zderzenia innego obiektu z planetoidą - oderwane fragmenty uformowały dwa księżyce Hi'iaka oraz Namaka. Wg mitologii Hi'iaka to bogini urodzona z ust Haumei, a Namaka to duch wody powstały z ciała bogini Haumei. Dzięki  tym księżycom można było wyznaczyć  masę  planety - wynosi ona 32% masy Plutona.

 Ocenia się, że ok. 10% obiektów w pasie Kuipera posiada satelitę, ale aż do tej pory nie znano obiektów w tym obszarze, które mają więcej niż jeden księżyc (wyjątkiem jest Pluton z 3 księżycami: Charon, Hydra, Nix).

Fot. Zdjęcie wykonane 30 czerwca 2005 r. Centralny duży ciemny obiekt to Haumea, poniżej księżyc Hi'iaka, powyżej ledwie widoczna plamka - to mniejszy z księżyców - Namaka.  Źródło: web.gps.caltech.edu/~mbrown/2003EL61/

29 wrzesień 2008

Pierwsze gwiazdy

Obliczenia i obserwacje wskazują, że Wszechświat powstał około 13,7 miliarda lat temu. Krótko po tym rozpoczęły powstawać pierwsze gwiazdy, których dziś nie obserwujemy, bo zakończyły już swój żywot lub są za słabem abyśmy mogli je widzieć nawet najlepszymi teleskopami.

Fot. Tak mogły wyglądać wirujące obłoki wodoru i helu oświetlane promieniami pierwszych gwiazd . Na dole żółtawa gwiazda to wybuchająca supernowa wyrzuca ciężkie pierwiastki, które w przyszłości wejdą w skład kolejnych gwiazd i planet. Źródło: David A. Aguilar, CfA

Wczesny Wszechświat złożony był głównie z wodoru i helu, a rządząca nimi fizyka była nieco prostsza, niż ta kierująca współczesnością. Według przeprowadzonych symulacji, grawitacja działała na niewielkie zmiany gęstości zwykłej materii i tajemniczej "ciemnej materii", która nie świeci i oddziałuja tylko grawitacyjnie. Tak powstawały gwiazdy we wczesnym stadium, czyli protogwiazdy. Symulacje pokazały formowanie protogwiazdy z materii o masie zaledwie 0,01 masy Słońca, która następnie  może ewoluować do masywnej gwiazdy zdolnej do syntezy cięższych pierwiastków krótko po Wielkim Wybuchu, a nie dopiero w poźniejszych generacjach gwiazd. Masy tych pierwszych gwiazd mogą sięgać 100 masom Słońca, a czas ich życia przewyższy milion lat.

10 wrzesień 2008

GLAST - Fermi Gamma-ray Space Telescope

Teleskop GLAST został wyniesiony na orbitę 11 czerwca br. i rozpoczął 60-dniowy okres próbny, który, poki co, przechodzi wyśmienicie. GLAST to skrót od Gamma-ray Large Area Space Telescope, czyli  wielkopowierzchniowy teleskop kosmiczny do obserwacji na falach gamma. Dwa instrumenty wchodzące w skład teleskopu poddawane są testom i kalibracjom - Large Area Telescope (LAT) oraz GLAST Burst Monitor (GBM). LAT  wykonał zdjęcia całego nieba pokazując jaśniejący gaz w Drodze Mlecznej, pulsary i odległe galaktyki. Na ten obraz składa się 95 godzin  pierwszych obserwacji dokonanych przez  LAT. Dla porównania, uzyskanie podobnego obrazu  zajęło nie działajacemu już Kosmicznemu Teleskopowi Comptona całe lata.Obraz przedstawia gaz i pył w płaszczyźnie Drogi Mlecznej świecący w zakresie gamma  w wyniku zderzeń z  wysokoenergetycznymi jądrami cząstek, czyli z promieniowaniem kosmicznym. Takie obserwacje będą głównym zadaniem teleskopu LAT  przez następny rok -  szybkie  zdjęcia często wykonywane pozwolą  monitorować gwałtownie zmieniające się źródła na niebie. Detetektor LAT wykrywa fotony o energiach od 20 milionów eV do ponad 300 miliardów eV (5 milionów razy więcej niż dawka promieniowania roentgenowskiego przy prześwietlaniu zęba).

Fot. Skan nieba wraz z płaszczyzną Drogi Mlecznej wykonany przez teleskop GLAST.  Źródło: NASA, DOE, International LAT Team

Drugi instrument teleskopu, GBM, wykrywa błyski gamma.  Są to wysokoenergetyczne wybuchy powstające w  momencie połączenia dwu gwiazd neutronowych lub wybuchu masywnej gwiazdy. GLAST Burst Monitor dojrzał 31 błysków gamma w pierwszym miesiącu działania. GBM odbiera promieniowanie gamma o mniejszej energii niż teleskop LAT. Obserwacje tajemniczych błysków gamma przez oba instrumenty pomogą naukowcom rozwiązać zagadkę ich powstawania.

Rys. Logo Kosmicznego Teleskopu Gamma im. Enrico Fermiego. Źródło: NASA/Sonoma State University/Aurore Simonnet

10 wrzesień 2008

Woda na Marsie

Fot. Panorama Marsa. Obraz powstał z połączenia ponad 400 zdjęć wykonanych w ciągu kilku pierwszych tygodni po wylądowaniu Phoenixa . Współrzędne lądownika: 68,22o szerokości północnej, 234,25o długości wschodniej. Południe na górze zdjęcia. W dolnej części widoczne ślady po pobranych próbkach. Z prawej maszt meteorologiczny. Źródło: NASA/JPL-Caltech/University Arizona/Texas A&M University

Próbka pochodziła z wykopanego rowka o głębokości około 5 cm. Gdy ramię robota dotarło na tą głębokość uderzyło w twardą zamarzniętą glebę. Podjęto dwie próby przeniesienia materiału do analizatora, ale za każdym razem próbka przyklejała się do łyżki koparki. Przez dwa dni większość materiału wystawiona była na działanie wiatru, przez co część zawartej w niej wody wyparowała, ale za to pozostałą próbką można było łatwiej operować. Zaskoczeniem było takie zachowanie próbki gruntu. Warstwa bogata w lód przykleiła się do łyżki koparki, gdy ta uniesiona była w promieniach Słońca. Nie przewidywały tego żadne przeprowadzone na Ziemi symulacje dotyczące badań marsjańskich. Wcześniej koparka również pobrała próbkę gruntu, ale zanim udało się ją umieścić w analizatorze, próbka zniknęła - podejrzewano, że był to lód wodny, który sublimował i zniknął w promieniach Słońca

Próbka została wprowadzona do pieca, a w jej oparach urządzenia rozpoznały parę wodną. Już w 2002 r. obserwacje z krażącego od 2001 r. do dzisiaj orbitera Mars Odyssey wykazały istnienie wodoru mogącego wchodzić w skład zamarzniętej wody pod powierzchnią planety. Również sonda Mars Express w 2004 r. wykryła w atmosferze Marsa ślady zamarzniętej wody i metanu.

Laboratorium pokładowe MECA (Microscopy, Electrochemistry, and Conductivity Analyzer)  zanalizowało kolejne dwie próbki marsjańskiej gleby stwierdzając, że składnikiem jednej z próbek gruntu może być nadchloran (sól kwasu nadchlorowego ClO₄), który jest silnym utleniaczem. Częścią laboratorium MECA jest Wet Chemistry Lab,  które składa się ze 4 pojedynczych zlewek, w których badane są rozpuszczalne związki zawarte w gruncie. Materiał miesza się z roztworem wodnym i z kilkoma odczynnikami przywiezionymi z Ziemi. Wewnętrzna powierzchnia każdej zlewki ma 26 czujników dostarczających informacji o kwasowości, zasadowości i stężeniu składników takich jak chlorek czy nadchloran. Zlewki mogą również wykryć stężenie magnezu, wapna i potasu, które tworzą rozpuszczalne w wodzie sole.

7 sierpnia koparka pobrała kolejną próbkę z bruzdy o nazwie "Rosy Red" i skierowała ją do sita nad piecem nr 5 laboratorium TEGA. Przez sito przeszło jednak za mało materiału, by rozpocząć analizę. Z Ziemi wysłano komendę by i następnego dnia instrument potrząsał sitem. Znów do pieca wpadło nieco materialu i znów za mało. W końcu 9 sierpnia wibracje sita nad piecem numer 5 zepełniły go dostatecznie, by móc rozpocząć analizę próbki.


Fot. Bruzda nazwana "Snow White". Płytka bruzda z lewej to "Red Rosy". Źródło: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Texas A&M University

Na początku lipca ramię robota pobrało próbkę z bruzdy "Snow White" i przeniosło ją do mikroskopu wchodzącego w skład MECA. Mikroskop składa się z Mikroskopu Optycznego, Mikroskopu Sił Atomowych i  koła przenoszącego próbki. 15 sierpnia mikroskop uzyskłał pierwsze zdjęcia pojedynczej cząsteczki marsjańskiego pyłu. Jest to okrągła cząstka o średnicy około 1 mikrometra. Miliardy takich cząstek nadają marsjańskiemu niebu charakterystyczną różową barwę.  Mikroskop Sił Atomowych skanuje kształt cząstek w 3 wymiarach. Potrafi ujawnić szczegóły budowy cząstek wielkości 100 nanometrów, czyli około 0,01 grubości ludzkiego włosa.
Fot. Górny lewy obraz pochodzi z Mikroskopu Otycznego na pokładzie Phoenixa. Mikroskop Sił Atomowych ukazał tą samą próbkę (z prawej) w 100-krotnym powiększeniu i w 3 wymiarach. Źródło: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/University of Neuchatel.

Z różnych miejsc lądownik będzie nadal pobierał i analizował materiał. Bedzie obserował czy pobrana próbka sublimuje czy topnieje, co wskazywać będzie na obecność soli. W miejscu pobrania materiału będzie analizowana poprzeczna i pionowa struktura gleby i lodu.

W kolejnych badaniach ramię robota będzie pobierać kolejne porcje materiału z bruzdy "Snow White". Próbki bedą trzymane w słońcu i w cieniu, by stwierdzić czy wydłużona ekspozycja na Słońce spowoduje, że pobrany materiał przyklei się do łyżki koparki tak, jak to miało miejsce wcześniej.

Misja miała trwać 90 dni i zakończyć się pod koniec sierpnia, ale dzięki dotychczasowym rezultatom i dobrej kondycji lądownika, badania przedłużono do końca września. Dalsze badania będą próbowały odpowiedzieć na pytania, czy znaleziony lód może topnieć dostatecznie, aby być użytecznym  pod kątem biologii i czy istnieją na Marsie związki zawierające węgiel i inne substancje konieczne do istnienia życia.
Misję Phoenixa prowadzą Stany Zjednoczone, a swój udział ma w niej Kanada, Szwajcaria, Dania, Niemcy i Finlandia.

27 sierpień 2008

Zapomniany skarb

Oberwujący na falach X satelita Europejskiej Agencji Kosmicznej XMM-Newton dokonał‚ ponownego odkrycia zapomnianego niegdyś niebieskiego klejnotu. Obiekt ten to jedna z najmłodszych i najjaśniejszych pozostałości po supernowej w naszej Galaktyce, gwieździe, która wybuchł‚a około 1000 lat temu.

Fot. Zdjęcie z satelity XMM-Newton przedstawia młodą i bardzo jasną pozostałość po wybuchu supernowej G350.1-0.3 (z lewej) oraz towarzyszącą mu gwiazdę neutronową (z prawej). Źródło: ESA/ XMM-Newton/ EPIC (Gaensler et al.)

Kształt, wiek i skład chemiczny pozostałości po supernowej (ang. SNR - supernova remnants) pozwalają lepiej zrozumieć dramatyczny koniec życia gwiazd. Eksplodujące gwiazdy wzbogacają Wszechświat w pierwiastki chemiczne niezbędne do tworzenia planet i powstawania na nich życia. Wybuchająca chmura szczątek, które pozostają po każdej eksplozji, są jasnym źródłem  promieniowania rentgenowskiego i radiowego. Na ogół‚ uważa się, że szczątki pojawiają się w postaci ekspandującego bąbla lub pierścienia.

Gdy w latach 80. XX w. wykonano pierwsze zdjęcia radiowe o wysokiej rozdzielczości , obiekt o nazwie G350.1-0.3 ukazał się na nich jako nieregularne zagęszczenie gazu , które wydawało się nie kryć niczego ciekawego. Obiekt został sklasyfikowany jako galaktyka tła i ... zapomniany.

Obecnie naukowcy z uniwersytetu w Sydney wraz ze współpracownikami wykorzystali możliwości sondy XMM-Newton, by udowodnić, że pozory mylą. Mimo zniekształcenia, obiekt G350.1-0.3 jest w rzeczywistości pozostałością po wybuchu gwiazdy. Co więcej okazało się, że jest to jedna z najmłodszych i najjaśniejszych pozostałości po supernowej w naszej Galaktyce.

Aby wytłumaczyć dziwny kształt, astronomowie przyjrzeli się obserwacjom radiowym i odkryli, że G350.1-0.3 wybuchła blisko gęstej chmury gazu odległej o około 15 tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Chmura ta uniemożliwiła ekspansję podmuchu równomiernie we wszystkich kierunkach, co poskutkowało rzadkim przykładem deferomacji pozostałości po supernowej.

G350.1-0.3 to obiekt wyjątkowo mały i młody w klasyfikacji astronomicznej. Liczy sobie około 1000 lat, a jego średnica wynosi jedynie 8 lat świetlnych. Z powodu pyłu leżącego między nami a gwiazdą, jej wybuch nie mógł być zaobserowany z Ziemi gołym okiem. Znana jest jedynie garstka tak młodych SNR. Kolejna odkryta młoda pozostałość to gratka dla astronomów, ponieważ, jako obiekt bardzo jasny, jest łatwiejsza do obserwacji, dając wgląd w świeżo powstałe pierwiastki chemiczne i sposób w jaki gwiazda wybucha. Tego typu informacji nie ma przy obserwacji starszych pozostałości, ponieważ w czasie ich ekspansji i wraz z upływem czasu, obiekt traci swoją początkową charakterystykę. Po około 20 000 lat wszystkie pozostałości wygladają już badzo podobnie.

Wiemy dziś, że gwiazdy wybuchają w różny sposób, który zależy od masy gwiazdy, od jej składu chemicznego, od tego czy jest pojedyncza, czy też w układzie podwójnym. Naukowcy z Sydney otworzyli sezon polowań na SNR i chcą się dowiedzieć, czy inne młode pozostałości po wybuchu supernowych mają równie dziwne kształty.

11 czerwiec 2008

Zwarte galaktyki we wczesnym Wszechświecie

Dzięki danym z Kosmicznego teleskopu Hubble'a astronomowie zaobserwowali młode niezwykle zwarte galaktyki, każda z nich o średnicy siegającej zaledwie 5 tys. lat świetlnych, ale masie sięgającej 200 mld mas Słońca (2x10¹¹M_Sun). Nasza galaktyka Drogi Mlecznej ma masę ok. 10¹² mas Słońca a średnicę około 100tys. lat świetlnych. Te młode zwarte galaktyki można porownać do noworodka, który ma 50 cm a waży... 80 kg.
Każda z tych 9 zaobserwowanych galaktyk mieści w sobie tyle gwiazd co dojrzała galaktyka, ale jest dużo mniejsza i zmieściłaby się w centralnym zgrubieniu naszej Drogi Mlecznej. Dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Hubble'a oraz Obserwatorium Keck'a na Hawajach udało się przebadać te bardzo młode galaktyki, których światło podróżowało do nas 11 milardów lat. Wiek Wszechświata szacowany jest na ok. 14 mld lat, stąd wniosek, że oglądamy obiekty,które istniały3 mld lat po Wielkim Wybuchu.

Fot. Zdjęcia 9 zwartych galaktyk wykonane w 2006 i 2007 r. przy pomocy Near Infrared Camera i Multi-Object Spectrometer na pokładzie teleskopu Hubble'a. Źrodło: NASA/ESA.

Nigdy wcześniej nie obserowano tak masywnych i jednocześnie tak zwartych galaktyk na tak dużych odległościach (a tym samym w tak młodym Wszechświecie). Obserwujemy je takimi jakie były 11 miliardów lat temu. Do dziś powinny stać się okolo 5 razy większe, mogły też zderzyć się z innymi galaktykami.

Rozmiar galaktyk wyznaczono dzięki użyciu Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Teleskop Kecka wspomagał laser, aby poprawić obrazy zniekształcone ziemską atmosferą. W 2006 r. w czilijskich Andach wykonano obserwacje pozwalające na wyznaczenie odległości do galaktyk. Pokazały one, że gwiazdy tworzące galaktyki liczą sobie od 500 mln do 1 mld lat (nasze Słońce liczy sobie ok. 5 mld lat). Najbardziej masywne gwiazdy w tych galaktykach zdażyły juz eksplodować jako supernowe.

Badając głębokie pole Hubble (HDF) astronomowie stwierdzili, że galaktyki, w ktorych powstają gwiazdy sa małe, ale również małomasywne. Obecne badania, znacznie obserniejsze niż HDF, zaskakują, pokazując, że galaktyki o masie naszej Drogi Mlecznej były bardzo niewielkie w przeszłości.

Jak powstają te małe, zatłoczone galaktyki? Jedna możliwośc to oddziaływanie ciemnej materii i atomów wodoru we wczesnym Wszechświecie. Często zakłada się istnienie niewidocznej ciemnej materii, która stanowi znaczną część masy Wszechświata. Ciemna materia oddziałuje wyłącznie grawitacyjnie i mogła utworzyć skupiska, które przyciągały atomowy wodór (dominujacy składnik zwykłej materii). Dzięki temu wodór wspomagany grawitacją ciemnej materii mógł bardzo szybko uformować gwiazdy.

Znając masę galaktyki, która wyznaczono biorąc pod uwagę jej kolor i jasność, oszacowano prędkość obiegu gwiazd wokół dysku na ok. 400-500 km/s. Gwiazdy w dzisiejszych galaktykach poruszają się o połowę wolniej. Nasze Słońce okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością około 220 km/s. Dalsze dokładniejsze obserwacje tych zwartych galakyk będą możliwe po zainstalowaniu na pokładzie teleskopu Hubble'a Wide Field Camera 3 planowanego na jesień br.

9 maja 2008

Prześwietlenie korony słoneczne

Za pomocą stosowanych w medycynie technik bezpośredniego obrazowania rentgenowskiego uzyskano pierwszą mapę struktury najbardziej zewnętrznej części Słońca – korony.

Rys. Obraz zrekonstruowanej korony Słońca przy użyciu QSRT. (źr. Institute for Astronomy, University of Hawaii)

Tomografia, technika o wielorakich aplikacjach w medycynie wykorzystuje serię skanów otrzymywanych pod różnymi kątami i prowadzi do rekonstrukcji trójwymiarowego obrazu organu ludzkiego. Próby wykorzystania tego typu techniki do badania korony słonecznej rozpoczęto już około 30 lat temu, ale z powodu zbyt dużych błędów pomiarowych zakończyły się one niepowodzeniem. Nowo opracowana metoda jest zaledwie początkiem ogromnych możliwości jakie niesie ze sobą tomografia w takich obszarach badań jak pogoda kosmiczna.

Zastosowanie tomografii do badania Słońca napotyka na dwa główne problemy. Pierwszy to niemożność uzyskania obrazu korony za gwiazdą, przez co następuje utrata prawie połowy danych. Drugi to fakt, że najbardziej zewnętrzne warstwy korony są ponad tysiąc razy słabsze od tych położonych blisko Słońca, a to wprowadza znaczące błędy w obserwacjach.

Nowa metoda o nazwie Qualitative Solar Rotational Tomography (QSRT, Jakościowa Rotacyjna Tomografia Słoneczna) eliminuje stromy spadek jasności korony i pochodzące od niego błędy. Technikę zastosowano do serii obrazów otrzymanych przez instrument LASCO zainstalowany na satelicie SOHO. Korona jest obrazowana podczas obrotu rotacyjnego Słońca dzięki czemu jej mapy są kompletne. Uzyskiwane obrazy posiadają pięciokrotnie lepszą rozdzielczość niż uzyskiwane dotychczas. Naukowcy zaangażowani w projekt dążą nawet do dwudziestokrotnego polepszenia jakości obrazu w przyszłości.

Dotychczas udało się wykonać mapy korony podczas całego cyklu słonecznego, dzięki czemu możliwa jest analiza ewolucji poszczególnych struktur korony trzech wymiarach. Zaobserwowano rozległe obszary gęstych struktur występujące podczas zwiększonej aktywności słonecznej, których nie generują modele komputerowe. Odkryto dowód na to, że wewnętrzne obszary korony wirują z różnymi prędkościami.

Nową technikę wykorzystuje się także do interpretacji obserwacji ultrafioletowych korony oraz radiowych wiatru słonecznego.

8 kwiecień 2008

Niezwykłe kwazary rentgenowskie

XMM-Newton zarejestrował nadzwyczajnie silny sygnał rentgenowski pochodzący z odległej galaktyki.

Il. Artystyczna wizja kwazara BAL (źr. ESA)

Naukowcy pracujący z XMM-Newton próbują dotrzeć do najbardziej odległych obiektów niebieskich zwanych kwazarami, które można porównać do kosmicznych silników wysyłających energię. Sądzi się, że na mechanizm ich działania wpływ mają olbrzymie czarne dziury. Materia opadająca na czarną dziurę tworzy wirujący dysk akrecyjny, który ulega podgrzaniu. Symulacje komputerowe tego zjawiska przewidują, że olbrzymie promieniowanie i pole magnetyczne obecne w tym obszarze powodują wyrzuty gazu z czarnej dziury w przestrzeń kosmiczną. Wyrzuty te mają duże znaczenie dla otaczającej dziurę galaktyki. Mogą powodować turbulencje w gazie w całym obiekcie i zainicjować powstawanie nowych gwiazd. Zrozumienie mechanizmów działania kwazarów jest zatem kluczowe dla ogarnięcia wczesnej historii galaktyk.

Z powodu swego odległego położenia światło i promieniowanie X z kwazarów potrzebuje kilku miliardów lat aby do nas dotrzeć. Około 10-20% kwazarów należy do grupy zwanej BAL (posiadających szerokie linie absorpcyjne) skupiającej kwazary otoczone grubym kokonem gazu. Większość naukowców wierzy, że wypływy gazu z kwazarów typu BAL odbywają się wzdłuż płaszczyzny równika dysku akrecyjnego. Takie kwazary pokazują niewielką emisję rentgenowską, co oznacza, że ilość występującego tam gazu jest wystarczająca do pochłonięcia większości promieni X pochodzących z obszaru około czarnej dziury.

Istnieje, jednak, grupa kwazarów BAL, które wyrzucają materię wzdłuż osi łączącej ich bieguny. Nad ich badaniem skupili się naukowcy z Chin i przy użyciu XMM-Newton namierzyli cztery takie obiekty. Satelita obserwował kwazary w latach 2006 i 2007. Okazało się, że dwa z nich emitują więcej promieni rentgenowskich niż wskazywałyby na to obliczenia, co oznacza, że w obszarze nie występuje dość dużo gazu absorbującego promieniowanie. Wygląda na to, że kwazary BAL są o wiele bardziej skomplikowane niż początkowo sądzono. Być może z tych obiektów następują jednocześnie emisje równikowe i biegunowe. Do weryfikacji obliczeń numerycznych i dotychczas akceptowanej teorii opisującej mechanizm działania kwazarów wymagana jest większa ilość danych obserwacyjnych.

7 kwiecień 2008

Zalążki życia w planetarnym dysku

Astronomowie z Carnegie Institution odkryli pierwsze dowody wskazujące na to, że w dysku czerwonego pyłu otaczającego odległą gwiazdę występują złożone cząsteczki organiczne. Sądzi się, że gwiazda o nazwie HR 4796A leżąca w odległości 220 lat świetlnych od Ziemi znajduje się w późnej fazie ewolucji, tej, w której powstają planety.

Il. Obraz dysku gwiazdy w promieniach widzialnych I podczerwonych. “Dziura” znajdująca się w środku dysku mogłaby pomieścić cały Układ Słoneczny.(Zdj.John Debes)

Obserwacji gwiazdy w świetle podczerwonym dokonano przy użyciu Wieloobiektowego Spektrometru Bliskiej Podczerwieni zamontowanego na Teleskopie Kosmicznym Hubble’a. Naukowcy odkryli, że światło z zakresu widzialnego i podczerwonego ulegające rozproszeniu na materii dysku otaczającego gwiazdę jest nienaturalnie czerwone. Barwę taką dają duże organiczne molekuły węglowe zwane tholinami. Struktury widmowe nie pasują do żadnych innych substancji barwiących na czerwono np. tlenku żelaza. W dzisiejszych czasach tholiny nie powstają w sposób naturalny, gdyż tlen w ziemskiej atmosferze szybko spowodowałby ich rozpad. Wydaje się być prawdopodobne, iż związki te istniały miliardy lat temu na prymitywnej Ziemi i stały się prekursorami biomolekuł, z których powstały żywe organizmy. Tholiny odkryto również na innych obiektach naszego Układu Słonecznego np.: w kometach, na księżycu Saturna, Tytanie. Odkrycie dotyczące gwiazdy HR 4796A jest pierwszym doniesieniem o występowaniu tholinu poza Układem Słonecznym.

Gwiazda ma około 8 milionów lat i znajduje się w gwiazdozbiorze nieba południowego, Centaurze. Jej masa i temperatura dwukrotnie przekraczają masę i temperaturę Słońca i jest dwudziestokrotnie od niego jaśniejsza. Pyłowy dysk wirujący wokół gwiazdy odkryto w 1991 roku. Odkrycie to stało się czołowym dowodem przyłapania układu planetarnego w pierwotnej fazie tworzenia.

4 styczeń 2008

Orion | Astro - Wiadomości