• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Kulinarne odkrycie astronomów w kosmosie

    29.09.2011. 00:11
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    Mgławicę o oryginalnym kształcie, przypominającym jajko sadzone, zaobserwowali astronomowie. W środku mgławicy znajduje się równie nietypowa i rzadko spotykana gwiazda - żółty nadolbrzym. W badaniach wziął udział astronom z Torunia, prof. Ryszard Szczerba. 


    O wynikach badań międzynarodowego zespołu, kierowanego przez Erica Lagadeca (Niemcy), poinformowało Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO). Zostaną one opublikowane w czasopiśmie "Astronomy & Astrophysics".

    Nowe zdjęcie uzyskane za pomocą teleskopu VLT, należącego do ESO, jest najdokładniejszą w historii fotografią żółtego nadolbrzyma. Zaobserwowany obiekt jest znany astronomom jako IRAS 17163-3907 i był po raz pierwszy zaobserwowany w podczerwieni przez satelitę IRAS w 1983 roku.

    Mimo, że gwiazda należy do najjaśniejszych w podczerwieni, dopiero teraz odkryto, że jest rzadkim przypadkiem gwiazd określanych jako "żółte nadolbrzymy". Są to bardzo masywne gwiazdy, które znajdują się na bardzo aktywnym etapie swojej ewolucji.

    W ciągu kilkuset lat IRAS 17163-3907 wyrzuciła materię o masie czterokrotnie większej niż masa Słońca. Na zdjęciu można dostrzec, że materia ta uformowała podwójny pierścień wokół gwiazdy, widoczny jako mgławica o nietypowym kształcie.

    Badana przez naukowców gwiazda ma średnicę około tysiąc razy większą niż Słońce i świeci 500 tysięcy razy jaśniej niż nasza gwiazda. IRAS 17163-3907 znajduje się 13 tys. lat świetlnych od nas, co oznacza, że jest najbliższym znanym żółtym nadolbrzymem. Gdyby gwiazdę tę umieścić w centrum Układu Słonecznego, Ziemia znajdowałaby się głęboko w jej wnętrzu, a orbita Jowisza przebiegałaby tuż nad powierzchnią gwiazdy.

    IRAS 17163-3907 może być następną supernową, która wybuchnie w naszej Galaktyce. Zanim to nastąpi, gwiazda prawdopodobnie przejdzie jeszcze przez dwie krótkie fazy ewolucji, stając się jasną niebieską zmienną, a potem gwiazdą Wolfa-Rayeta.

    Wśród autorów publikacji znajduje się polski astronom, prof. Ryszard Szczerba z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika w Toruniu.

    "Klasyfikowaliśmy ten obiekt w toruńskim katalogu jako tzw. post-AGB, ponieważ nie znaliśmy odległości do niego. Obserwacje prowadzone przez Erica Lagadeca były poświęcone właśnie przeglądowi obiektów post-AGB w naszej Galaktyce. Uzyskane wyniki zmienią klasyfikację tej gwiazdy w naszym katalogu" - powiedział PAP naukowiec. 

    PAP - Nauka w Polsce

    ast/ agt/bsz



    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    Paradoksem Algola nazywana jest sytuacja, gdy składniki układu podwójnego wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii ewolucji gwiazd. Cechą tempa ewolucji gwiazd jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od ciągu głównego, przechodząc przez fazę podolbrzyma czy olbrzyma. W Algolu i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie. Gwiazda typu Wolfa-Rayeta (Wolf-Rayet type star) – gwiazda w późnym etapie ewolucji, która odrzuciła swoją zewnętrzną powłokę tworząc mgławicę planetarną i odsłaniając swoje jądro. Typ widmowy gwiazd typu Wolfa-Rayeta jest bardzo zbliżony do spektrografii znacznie większych od nich gwiazd Wolfa-Rayeta, od których także pochodzi ich nazwa. Materia międzygwiazdowa – materia rozproszona w przestrzeni międzygwiazdowej. Jest to materia pierwotna galaktyki, ale w sposób ciągły wzbogacana przez materię traconą przez gwiazdy w wyniku powolnego wypływu bądź eksplozji znacznej części materii gwiazdy (np. jak w przypadku nowej lub gwiazd supernowych). Utrata materii przez gwiazdę jest jednoznaczna ze zwrotem materii do ośrodka międzygwiazdowego, z której wcześniej gwiazda powstała. Jednak skład chemiczny wyrzucanej materii różni się od pierwotnego składu materii, z której powstała gwiazda, ponieważ część tej materii brała udział w procesach jądrowych. Skutkiem jest stałe wzbogacanie materii międzygwiazdowej w galaktyce w produkty wewnątrzgwiezdnych reakcji jądrowych.

    Gwiazdy typu widmowego O – hiperolbrzymy o temperaturze powierzchni 25 000 do 50 000 K. Jaśniejsze gwiazdy, to gwiazdy Wolfa-Rayeta które szybko się rozpadają. W ich widmie występują bardzo silne linie helu zjonizowanego. Pozostałość po supernowej – mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej otoczki. Taką wybuchającą gwałtownie gwiazdę nazywamy supernową. W centralnej części tej mgławicy najczęściej znajduje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura, powstała z jądra wybuchającej gwiazdy. Mgławice będące pozostałością po wybuchu supernowej są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie się tych pierwiastków w kosmosie.

    Gwiazda Kapteyna, gwiazda z gwiazdozbioru Malarza. Podkarzeł typu widmowego sdM0 odległy od Układu Słonecznego o około 12,7 lat świetlnych, najbliższa gwiazda tego rodzaju. Jest ona bardzo mała - jej średnica wynosi ok. 330 tys. km, masa stanowi zaledwie 0,38 masy Słońca, jasność zaś 0,004 jasności naszej Dziennej Gwiazdy. Temperatura powierzchni szacowana jest na ok. 3800 K. Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze. Znajdują się zatem w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pozostałe gwiazdy. Ich istnienie wydaje się być niezgodne z teorią ewolucji gwiazd, ponieważ gwiazdy w gromadzie, które powstały mniej więcej w tym samym czasie, powinny tworzyć specyficzny bardzo wąski, dobrze określony pas, z pozycją gwiazdy w tym pasie zależną od jej masy. Błękitni maruderzy znajdują się poza tym pasem i wyglądają jak gwiazdy znacznie młodsze. Gwiazdy te po raz pierwszy zaobserwował Allan Sandage w 1953 roku w gromadzie Messier 3.

    Najbliższe gwiazdy: Najbliższą Ziemi i jedyną widoczną w ciągu dnia gwiazdą jest Słońce. Jest ono gwiazdą pojedynczą, żółtym karłem ciągu głównego ewolucji gwiazd. W jego otoczeniu pod względem liczby dominują czerwone karły, gwiazdy o małej masie i niewielkiej jasności, niewidoczne gołym okiem. Gwiazda zdegenerowana to gwiazda, która w swym wnętrzu zawiera materię zdegenerowaną, w której ciśnienie nie ma charakteru termicznego. Do tych gwiazd należą białe karły, gwiazdy neutronowe oraz hipotetyczne gwiazdy kwarkowe.

    Olbrzym - krótkotrwałe stadium ewolucji gwiazdy mającej średnią masę. Moc promieniowania takiego olbrzyma jest kilkaset razy większa od mocy promieniowania Słońca (nasza gwiazda za około 5 mld lat stanie się olbrzymem i jego średnica wzrośnie ponad stukrotnie, a moc promieniowania tysiąckrotnie).

    Katalog Jasnych Gwiazd (en. Bright Star Catalogue) – katalog astronomiczny zawierający prawie wszystkie gwiazdy jaśniejsze niż +6,5. Został opublikowany przez Obserwatorium Uniwersytetu Yale. Pierwsze wydanie katalogu zawierające 9096 gwiazd zostało opublikowane w 1908 roku jako Harvard Revised Photometry Catalogue (Harvardzki Poprawiony Katalog Fotometryczny). Katalog ten doczekał się 15 rozszerzanych i poprawianych wydań. Katalog Jasnych Gwiazd jest oznaczany jako: HR, BS, Yale.

    Ankaa (α Phe) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Feniksa (wielkość gwiazdowa: 2,4), jej odległość od Słońca to ok. 77 lat świetlnych. Ankaa jest olbrzymem o typie widmowym K0 III, jej absolutna wielkość gwiazdowa wynosi 0,52. Masa tej gwiazdy jest 2,5 razy większa od masy Słońca, średnica zaś to 18 mln km. Gwiazda ta ma temperaturę powierzchni sięgającą 4700K, jej jasność jest 62 razy większa od słonecznej. Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton .

    Hiperolbrzymy – najjaśniejsze i największe gwiazdy mające klasę jasności 0. Są niezwykle rzadkie, najbliższy nam hiperolbrzym to VV Cephei odległy od Ziemi o około 3000 lat świetlnych. Hiperolbrzymy są nawet 100 razy masywniejsze od Słońca i tysiące razy jaśniejsze od niego. Średnice niektórych hiperolbrzymów są porównywalne ze średnicą orbity Saturna. Gwiazdy te żyją bardzo krótko, około miliona lat.

    Dodano: 29.09.2011. 00:11  


    Najnowsze