Radosnych i pogodnych Świąt

Wszystkim czytelnikom chcę złożyć życzenia radosnych i pogodnych Świąt i zapewnić, że notki na tematy najnowszych odkryć i prac naukowych będą się nadal pojawiać.

W najbliższych dniach podsumowanie roku 2007 w świecie nauki. Zapraszam do odwiedzania i czytania. Przepraszam jednocześnie za dłuższą przerwę w dopływie informacji.

Bakterie produkujące nanorurki do zastosowań elektronicznych

Inżynierowie z Uniwersytetu Kalifornii odkryli bakterie, które produkują nanorurki. Odkrycie to pozwoli produkować nowe generacje urządzeń nanoelektornicznych. Po raz pierwszy odkryto, że produkcja nanorurek może przebiegać na drodze procesów biologicznych, a nie chemicznych. Otwiera to drogę tańszej i bardziej przyjaznej środowisku produkcji materiałów elektronicznych.

Bakterie Shewanella wytwarza nanorurki z siarczku arsenu, które mają niezwykłe właściwości fizyczne i chemiczne, nie uzyskiwane w procesach chemicznych. Fotoaktywne nanorurki zachowują się jak metale przewodzące prąd i światło. Te własności mogą być wykorzystane w urządzeniach nano- i optoelektronicznych nowej generacji. Proces wytwarzania nanorurek przez bakterie nie jest jeszcze do końca poznany, a dużo większe znaczenie praktyczne miałoby odkrycie bakterii, które produkowałyby nanorurki z siarczku kadmu lub innego dobrego materiału półprzewodnikowego.

Jest to jednak pierwszy krok wyznaczający kierunek badań nad metodami produkcji materiałów do elektroniki i nanotechnologii. Obecnie wszystkie urządzenia elektroniczne na świecie wytwarzane są w procesach chemicznych, które zużywają ogromne ilości energii i produkują toksyczne metale i chemikalia. Nauka i inżynieria szukają możliwości produkcji półprzewodników w bardziej ekologiczny sposób.

Zdjęcie: Bakterie Shewanella (niebieskie) produkujące nanorurki (Credit: Hor-Gil Hur, Gwangju Institute of Science and Technology)
Streszczenie pracy: Biogenic formation of photoactive arsenic-sulfide nanotubes by Shewanella sp. strain HN-41

Ciemne gwiazdy - implikacje

Wczoraj na swoim blogu finwe isilra pisał o badaniach nad wpływem ciemnej materii na powstawanie gwiazd. Freese, Gondolo i Spolyar, autorzy badań, twierdzą, że mechanizm powstawania gwiazd we wczesnym Wszechświecie był odmienny od tego, który propagują teorie standardowe. Twierdzą oni, że cząstki ciemnej materii (neutralina) anihilowały produkując subatomowe kwarki i antykwarki. W ten sposób wytwarzały ciepło. Ciemna materia zapobiegała w ten sposób ochładzaniu się i zapadaniu chmur wodoru i helu. Z tego powodu też nie następowała fuzja nuklearna i gwiazda nie zapalała się.

Implikacje jakie niesie za sobą nowa teoria:

• ciemne gwiazdy reprezentują nową fazę w ewolucji gwiazd
• ich istnienie mogłoby pomóc w znalezieniu i identyfikacji ciemnej materii
  
• pomogą zrozumieć powstawanie ciężkich pierwiastków. Pierwsze gwiazdy były prawdopodobnie złożone z pierwiastków tak ciężkich lub cięższych od węgla, które powstawały w fuzji nuklearnej. Jeśli istniały ciemne gwiazdy, które później nie ewoluowały do normalnych gwiazd, to nie produkowały węgla. Możliwie, że węgiel pochodził z gwiazd, które powstawały w obszarach, gdzie nie było ciemnej materii.
• ciemne gwiazdy mogą wyjaśnić czemu czarne dziury powstawały znacznie szybciej niż się tego spodziewamy. Według autorów czarne dziury istniały kilkaset milionów po Wielkim Wybuchu, choć obecne teorie twierdzą, że potrzeba dużo więcej czasu, aby powstały. Ciemne gwiazdy mogły zapaść się do czarnych dziur bardzo wcześnie, ponieważ ich okres życia jest bardzo krótki.
  

Inną możliwością jest to, że ciemne gwiazdy żyły dość długo i ostatecznie przekształciły się w konwencjonalne gwiazdy. Freese i inni twierdzą jednak, że między ochładzaniem gazu i podgrzewaniem ciemnej materii może istnieć równowaga, co pozwoliłoby ciemnym gwiazdom przetrwać, lecz ta teoria opiera się na pewnych założeniach dotyczących masy neutralin, które są cząstkami hipotetycznymi.

Oryginalny artykuł, który ukaże się w Physical Review Letters: Katherine Freese, Paolo Gondolo i Douglas Spolyar, The Effect of Dark matter on the first stars: a new phase of stellar evolution

Symulacje komputerowe narodzin galaktyki karłowatej

Naukowcy używając symulacji komputerowych wykazali istnienie gwałtownych oddziaływań gazu międzygwiazdowego i ciemnej materii w czasie narodzin galaktyk. Oddziaływania takie były w zasadzie pomijane przez współczesne modele ewolucji Wszechświata.

Wyniki symulacji, opublikowane w Science, rozwiązują problem, z którym boryka się szeroko akceptowany model kosmologiczny - teoria Zimnej Ciemnej Materii - który mówi o tym, że jest dużo więcej ciemnej materii w centralnych obszarach galaktyk niż to w rzeczywistości sugerują obserwacje.

Model ten dla dużych skal (kilka i więcej milionów lat świetlnych) jest zgodny z obserwacjami, lecz napotyka trudności w przewidywaniu wewnętrznych własności galaktyk. Jedną z największych zagadek jest ciemna materia, która dominuje w masach większości galaktyk.

Symulacje kosmologiczne dowodzą, że ten problem może zostać rozwiązany. Naukowcy modelowali tworzenie się galaktyki karłowatej, by zilustrować bardzo gwałtowne procesy zachodzące w czasie narodzin galaktyk, procesy w których gęste chmury gazu w galaktyce tworzą masywne gwiazdy, które z kolei kończą swoje życie w wybuchu supernowych. Te wybuchy przesuwają chmury gazu w tę i z powrotem w centrum galaktyki. Symulacje komputerowe wykazały, że w ten sposób większość ciemnej materii jest wypychana z centrum galaktyki.

Kosmologowie będą musieli zweryfikować swoje teorie na temat roli gazu międzygwiazdowego w formowaniu galaktyk, a opisane symulacje pozwolą lepiej zrozumieć wpływ ciemnej materii.

Obraz: Formowanie się galaktyki karowatej. Obraz obejmuje około 100 000 lat świelnych, wstawka natomiast ukazuje wewnętrzne 2000 lat świetlnych galaktyki karłowatej, gdzie nowonarodzone gwiazdy powodują ruch gazu. Gwiazdy oznaczono na żółto, kolory od fioletu, przez niebieski, zielony do białego odpowiadają wzrastającym gęstościom gazu. (S. Mashchenko, J. Wadsley, and H. M. P. Couchman)

Oryginalny artykuł: Sergey Mashchenko, James Wadsley, H. M. P. Couchman, Stellar Feedback in Dwarf Galaxy Formation

Woltomierz o wielkości 30 nanometrów

Bezprzewodowy woltomierz o wielkości nanometrów został opracowany na Uniwersytecie w Michigan. Może on pewnego dnia pomóc w zrozumieniu takich zagadek medycznych, jak rozwój komórek rakowych, czy sposobów naprawiania uszkodzonych nerwów.

Urządzenie o średnicy 30 nanometrów jest 1000 razy mniejsze od istniejących do tej pory woltomierzy. Używa on do pracy światła, a nie elektronów jak w urządzeniach elektronicznych.
Woltomierz zastosowano do pomiaru pola elektrycznego wewnątrz komórki, co do tej pory było niemożliwe.

Używając tego urządzenia możliwe jest wprowadzenie nie tylko jednego, ale tysięcy woltomierzy do komórki. Każdy z nich jest pojedynczą nanocząsteczką, która zawiera barwnik czuły na różnicę potencjału. Gdy zostanie pobudzony światłem niebieskim, barwnik emituje czerwone lub zielone światło, a stosunek czerwonego do zielonego światła odpowiada natężeniu pola elektrycznego w danym miejscu.

Możliwość pomiaru pola elektrycznego wewnątrz komórek pomoże odpowiedzieć na pytania dotyczące pochodzenia tego pola w komórkach i jego znaczenia w chorobach takich jak choroba Alzheimera, czy też wpływu na regenerację komórek nerwowych.

Więcej na ten temat w ScienceDaily

Początkowe stadium tworzenia się gwiazdy - pierwsze obserwacje w podczerwieni

W dzisiejszym wydaniu Astrophysical Journal Letters Leslie Looney i inni opisują badania nowo powstającej gwiazdy L1157, która znajduje się 800 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Cefeusza i ma około 10 000 lat (Słońce ma 4.6 miliarda lat). Obserwacje w podczerwieni za pomocą teleskopu Spitzer IRAC ukazują bardzo wczesne stadium gwiazdy podobnej do Słońca, stadium w którym otoczka gwiazdowa spłaszcza się i zapada, a strumienie gorącego gazu są wyrzucane w czasie tego procesu. Obserwacje te umożliwią zrozumienie powstawania gwiazd i planet wokół nich.

Po raz pierwszy astronomowie zaobserwowali spłaszczającą się otoczkę wokół formującej się gwiazdy. Niektóre teorie przewidywały, że otoczki spłaszczają się w czasie zapadania się na gwiazdy i otaczające je dyski protoplanetarne, lecz do tej pory nie obserwowano takiego zjawiska.
Obszary, w których odbywa się ten proces są ciemne i zapylone, co powoduje, że niewiele widzialnego światła się wydostaje na zewnątrz. Gwiazda L1157 jest czarna w świetle widzialnym, lecz w obserwacje w podczerwieni dają nam rzadką możliwość obserwowania, jak mógł wyglądać nasz Układ Słoneczny, gdy był jeszcze bardzo młody.

Strumienie gazu wyrzucane z L1157 są ogromne, długość jednego strumienia wynosi 9 miesięcy świetlnych. Biały kolor na zdjęciu oznacza najgorętsze części strumieni o temperaturze około 100 stopni Celsjusza. Większość materii w kolorze pomarańczowym ma temperaturę około 0 stopni Celsjusza.

Spłaszczona otoczka wokół gwiazdy jest prostopadła do strumieni i wygląda na całkiem czarną. Jest tak gruba, że nawet promieniowanie podczerwone nie jest w stanie się przez nią przedostać. Otoczka jest tak duża, że może obejmować dziesiątki tysięcy układów planetarnych podobnych do naszego. Dysk protoplanetarny zawarty wewnątrz otoczki nie jest widoczny na zdjęciu, gdyż jest tak mały – mniejszy niż jeden piksel.

Zdjęcie: Obraz formującej się gwiazdy i wyrzucanych strumieni materii wykonany w podczerwieni za pomocą teleskopu NASA Spitzer Space Telescope. NASA/JPL-Caltech/UIUC

Preprint artykułu w PDF: Leslie W. Looney, John J. Tobin i Woojin Kwon, A Flattened Protostellar Envelope in Absorption around L1157

BLAST - balon z teleskopem - pierwsze wyniki obserwacji

BLAST (Balloon-borne Large Aperture Submillimeter Telescope) jest teleskopem podwieszonym do balonu, który wznosi się na wysokości suborbitalne. Został zaprojektowany w celu badania ewolucji i procesów powstawania gwiazd w lokalnych galaktykach (również w Drodze Mlecznej). Kamera teleskopu zawiera 270 detektorów rozmieszczonych w 3 matrycach i pozwala obserwować jednocześnie w długościach fal 250 μm, 350 μm i 500 μm.
Budowa optyczna oparta jest na teleskopie Cassegrain'a o średnicy 2m.
Pierwszy testowy lot balonu z teleskopem odbył się w 2003, następnie odbyły się dwa długotrwałe loty: 100-godzinny lot z Kiruny w Szwecji do Wyspy Wiktorii w Kanadzie w czerwcu 2005 i 250-godzinny lot okołobiegunowy ze Stacji McMurdo na Antarktyce w grudniu 2006.

Pierwsze wyniki obserwacji z roku 2005 zostaną wkrótce opublikowane w Astrophysical Journal. Obserwacje miały za zadanie zidentyfikować i scharakteryzować protogwiazdy o dużych masach. Obserwowany obszar obejmował 4 stopnie kwadratowe gromady otwartej NGC 6823 w gwiazdozbiorze Liska. Znaleziono 60 zwartych obiektów wykrytych jednocześnie na wszystkich trzech długościach fali.

Więcej szczegółów technicznych o balonie i teleskopie

Wyniki obserwacji - artykuł zaakceptowany do publikacji

Super-Ziemie spełniają jeden z warunków istnienia życia

Ostatnie odkrycia planet pozasłonecznych o masach mniejszych niż 10 mas Ziemi (tzw. super-Ziemie) zaowocowały dyskusjami o warunkach, jakie muszą panować, aby planety były zamieszkane. W swojej najnowszej pracy Diana Valencia, Richard J. O’Connell i Dimitar D. Sasselov suferują, że na takich planetach (podobnie jak na Ziemi) będzie zachodził ruch płyt tektonicznych. Tektonika płyt jest uważana za warunek istnienia życia na Ziemi.
Astronomowie w swojej pracy wykazują, że wraz ze wzrostem masy planety grubość płyt tektonicznych maleje, a naprężenia rosną. Powoduje to subdukcję (podsuwanie się) płyt, co jest ważnym składnikiem tektoniki płyt.
Wraz ze wzrostem masy planety niepewność, jeśli chodzi o istnienie na planecie tektoniki znika, super-Ziemie nawet gdyby na nich nie było wody, będą wykazywały ruchy tektoniczne.



Oryginalny artykuł: Inevitability of Plate Tectonics on Super-Earths

PlayStation 3 w służbie nauki

Posiadacze Sony PlayStation3 mogą udostępnić jej moc obliczeniową na potrzeby badań biomedycznych w projekcie PS3GRID i obliczać reakcje enzymatyczne oraz przewodność jonową, a tym samym pomóc badania międzynarodowego zespołu biomedyków.

Projekt jest podobny do SETI@home, ale przy wykorzystaniu PlayStation 3 zamiast PC-tów.

PS3GRID jest koordynowany przez naukowców z Zespołu Badawczego Informatyki Biomedycznej (GRIB) w Instituto Municipal de Investigación Médica oraz Universidad Pompeu Fabra w Barcelona. Oprogramowanie pozwala każdej PS3 brać udział w obliczeniach symulacji molekularnych.

Naukowcy wybrali PS3, ponieważ jest pierwszym ogólnodostępnym urządzeniem, w którym zamontowano procesor IBM Cell. Jest on o ponad rząd wielkości szybszy od standardowego procesora Intela czy AMD. PS3 daje moc obliczeniową około 20 PC-tów.

W tej chwili ponad 100 PS3 jest podłączonych do PS3GRID, każda z nich pomaga tworzyć skomplikowany model na poziomie atomowym. Dla przykładu, jeden krok w symulacji dynamiki molekularnej zwykle zajmuje około 1 femtosekundy (10^-15 sekundy). Z powodu dużych kosztów obliczeń symulacje systemów molekularnych są ograniczone na ogół do kilku nanosekund (10^-9). Jednakże procesy biologiczne zwykle zachodzą w czasie mikro (10^-6) czy milisekund (10^-3).

Chętni posiadacze PS3 mogą włączyć się do programu na stronie projektu http://www.ps3grid.net/. Użytkownicy mogą ściągnąć ze strony 512 MB program na pendrive’a, który należy włożyć do portu USB i zainstalować program. Połączenie z internetem jest konieczne. Powrót do trybu gier następuje przez restart konsoli.

Bardziej doświadczeni posiadacze mogę zainstalować Linuxa na PS3, co podwoi moc obliczeniową PS3.

Więcej informacji: http://www.ps3grid.net/

Zderzenia i powstawanie planet w Plejadach

W najbliższym numerze Astrophysical Journal znajdzie się artykuł omawiający najnowsze odkrycie pochodzące z Obserwatorium Gemini na Hawajach i Kosmicznego Teleskopu Spitzera. Autorzy informują o pierwszym dowodzie na formowanie się planet w Plejadach oraz na częste występowanie planet podobnych do Ziemi. Skaliste planety formują się lub niedawno się uformowały wokół gwiazd w Plejadach. Są wynikiem kolizji innych planet lub planetozymali.

Plejady (M45) są gromadą otwartą w gwiazdozbiorze Byka. Są widoczne gołym okiem i znane w wielu kulturach. Nazwa pochodzi z greckiej mitologii, od siedmiu sióstr – córek Atlasa i Pleione, które Zeus umieścił wśród gwiazd po tym, jak popełniły samobójstwo na wieść o śmierci Hiad, swoich sióstr. W języku japońskim nazwane są Subaru, stąd też nazwa samochodu.

Plejady są doskonale widoczne na niebie gołym okiem i choć zwane są „siedmioma siostrami”, to gromada składa się z około 1400 gwiazd. Są odległe o ok. 400 lat świetlnych i są najbliższą gromadą otwartą Ziemi. Jedna z gwiazd gromady, znana jako HD 23514, która ma masę i jasność nieco większe od Słońca jest otoczona niezwykłą ilością gorących ziaren pyłu – setki tysięcy razy więcej niż nasze Słońca. Ten pył według B. Zuckermana, jednego z autorów artykułu, musi pochodzić z olbrzymiego zderzenia, kosmicznej katastrofy.

Astronomowie przeanalizowali emisję pochodzącą od ziaren pyłu i doszli do wniosku, że najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem pochodzenia takiej ilości pyłu wokół gwiazdy jest gwałtowne zderzenie planet lub planetozymali. W procesie powstawania skalistych planet niektóre obiekty zderzając się formują planety, inne natomiast rozpadają się w pył. Ten właśnie pył obserwowali astronomowie. Obliczyli oni również, że planety podobne do Ziemi mogą występować często oraz że planety w Plejadach zderzyły się w ciągu ostatnich kilkuset tysięcy lat.

Wielu astronomów wierzy, że Księżyc Ziemi powstał w wyniku kolizji dwóch protoplanet – młodej Ziemi i ciała o wielkości Marsa. Pozostałości po takim zderzeniu połączyły się w Księżyc, a część zaczęło okrążać młode wówczas Słońce.

Zdjęcie: NASA, ESA and AURA/Caltech

Oryginalny artykuł (PDF): Joseph H. Rhee, Inseok Song, B. Zuckerman, Warm dust in the terrestrial planet zone of a sun-like Pleiad: collisions between planetary embryos?

Lżejszy Wszechświat

Najnowsze obliczenia wskazują, że Wszechświat zawiera mniej normalnej i ciemnej materii niż do tej pory przypuszczano i wskazują, że jest lżejszy o 10 do 20 procent.

Oszacowania masy Wszechświata oparte są na obserwacjach gromady galaktyk Abell 3112. W 2002 roku astronomowie ogłosili, że zaobserwowali promieniowanie rentgenowskie pochodzące z chmur pyłu i gazu między galaktykami. Jednakże nowe obserwacje Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra nie potwierdziły tamtego odkrycia ani żadnych linii widma emisyjnego, które pochodziłyby od atomów w tych chmurach.

Astronomowie uważają, że promieniowanie rentgenowskie jest spowodowane przez zderzenia elektronów i fotonów w przestrzeni kosmicznej. Ta teoria zmienia oszacowania masy tej gromady galaktyk.

Oznacza to, że masa chmur emitujących promieniowanie rentgenowskie jest dużo mniejsza niż wcześniej sądzono. Pojęcie ciemnej materii początkowo zostało wprowadzone, aby wyjaśnić w jaki sposób galaktyki w gromadzie mogą krążyć wokół siebie z taką prędkością i nie rozpaść się. Jeśli zatem w gromadzie Abell 3112 jest mniej normalnej materii, to i masa ciemnej materii potrzebnej do utrzymania gromady jest mniejsza. Wnioskując dalej - skoro wyniki można zastosować do innych gromad galaktyk, to oznacza to, że cały Wszechświat jest nieco lżejszy.


Oryginalna praca opublikowana w Astrophysical Journal 20.10.2007 (PDF): Massimiliano Bonamente, Jukka Nevalainen and Richard Lieu, SOFT AND HARD X-RAY EXCESS EMISSION IN ABELL 3112 OBSERVED WITH CHANDRA

Zdjęcie: X-ray: NASA/CXC/UVic./A.Mahdavi et al. Optical/Lensing: CFHT/UVic./A.Mahdavi et al.

Bogate w złoto gwiazdy nie mają towarzystwa

Astronomowie z Australian National University i University of New South Wales na podstawie najnowszych obserwacji stwierdzają, że gwiazdy bogate w złoto i inne ciężkie pierwiastki mają mniej towarzyszy. Wierzą oni, że ich odkrycie będzie pomocne w poszukiwaniu ziemskich planet poza naszym Układem Słonecznym.

Dziesięć lat temu naukowcy stwierdzili, że duża ilość ciężkich pierwiastków sprawia, że gwiazdy z większym prawdopodobieństwem będą okrążane przez planety. Nie wiadomo nadal dlaczego tak się dzieje. Australijczycy postanowili sprawdzić, czy takie wokół takich gwiazd krąży również więcej innych gwiazd.

Jeśli weźmiemy pod uwagę nasze Słońce, to ciężkie pierwiastki jak tlen, żelazo czy złoto stanowią około 1% masy. Istnieje jednak wiele gwiazd, w których ciężkie pierwiastki stanowią jedynie 0.3%, ale istnieją też gwiazdy, w których ciężkie pierwiastki stanowią kilka procent masy. W jakiś sposób ciężkie pierwiastki wpływają na typ obiektów, które powstają wokół gwiazdy.

Autorzy, Charles Lineweaver i Daniel Grether, przyjrzeli się dokładnie pobliskim gwiazdom badając między innymi ilość ciężkich pierwiastków w tych gwiazdach oraz czy posiadają one planety czy też towarzyszy gwiazdowych. Z zaskoczeniem odkryli zupełnie odwrotną sytuację niż oczekiwali - gwiazdy z większą zawartością ciężkich pierwiastków z mniejszym, a nie większym, prawdopodobieństwem miały towarzyszy gwiazdowych.

Dobre wyjaśnienie teoretyczne tego zjawiska nie istnieje, lecz prawdopodobnie gwiazdy z różnych obszarów naszej Galaktyki w różny sposób stały się gwiazdami.

Oryginalny artykuł (PDF): Daniel Grether i Charles H. Lineweaver, THE METALLICITY OF STARS WITH CLOSE COMPANIONS

Zdjęcie: Region powstawania gwiazd LH 95 w Wielkim Obłoku Magellana, Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble CollaborationAcknowledgment: D. Gouliermis (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg)

Największy pozasłoneczny układ planetarny

Astronomowie odkryli (wykorzystując efekt Dopplera) piątą planetę w układzie planetarnym wokół gwiazdy 55 Cancri A w gwiazdozbiorze Raka. Do tej pory znane były tylko dwa pozasłoneczne układy planetarne z czterema planetami. Oprócz układu 55 Cancri znany jest również układ wokół Mi Arae w gwiazdozbiorze Ołtarza.

Unikalny system 55 Cancri jest odległy od Ziemi o 41 lat świetlnych. Jest to interesujący układ czterech planet wewnętrznych i jednej olbrzymiej planety zewnętrznej. Przypomina nieco nasz Układ Słoneczny jednak bez Ziemi i Marsa. Składa się z gazowego olbrzyma, który jest odległy od gwiazdy o 6 jednostek astronomicznych (j.a.) i 4 mniejszych planet odległych o mniej niż 0.8 j.a. Między nimi jest ogromna przerwa, gdzie astronomowie oczekują znaleźć planetę wielkości Ziemi.

Układ 55 Cancri nie jest bliźniaczym układem naszego Układu Słonecznego, choćby z tego powodu, że mniejsze planety wewnętrzne są wielkości Neptuna. Nowo odkryta planeta jest wielkości połowy Saturna i ma masę 45 razy większą od masy Ziemi. Planeta obiega gwiazdę w odległości 0.785 j.a. i w 260.8 dni. Ponieważ 55 Cancri jest starsza i słabsza od Słońca, to ekosfera tej gwiazdy, czyli obszar w którym temperatury na planetach umożliwiają istnienie wody w stanie ciekłym, jest bliżej gwiazdy niż ekosfera Słońca i zawiera tę nową planetę.

Oryginalny artykuł, który ukaże się w Astrophysical Journal (PDF): Debra A. Fischer, Steven S. Vogt, Geoffrey W. Marcy i inni, Five Intermediate-Period Planets from the N2K Sample

Samoprzyczepna taśma wzorowana na nogach owadów

Naukowcy stworzyli wyjątkowo mocną taśmę klejącą, która przylepia się dwukrotnie mocniej niż inne taśmy o podobnym zastosowaniu. Wyjątkowość tej taśmy polega na tym, że nie zawiera ona kleju, lecz jest polimerem, którego powierzchnia tworzy wzór mikrostruktur wzorowanych na odnóżach owadów.

Naukowcy z Grupy Biomateriałów Ewolucyjnych z Max Planck Institute for Metals Research w Stuttgarcie i Laboratorium Biologicznie Inspirowanej Robotyki z Case Western Reserve University w Cleveland przebadali ponad 300 gatunków owadów i stworzyli materiał polimerowy, który bez użycia kleju można wielokrotnie przyklejać i odklejać.

Na powierzchni taśmy jest rozmieszczony wzór mikrostruktur, który odpowiada geometrii włosków na odnóżach much, żuków, skorków i innych owadów. Taka taśma jest dwa razy bardziej przylepna niż płaski polimer. Dodatkowo taśma jest mniej podatna na zabrudzenia przez cząstki kurzu. Nawet zabrudzona jest przydatna, gdyż można ją umyć mydłem i wodą i tak całkowicie przywrócić jej pełne właściwości przylepiania się.

Taśma może być używana do wielokrotnego przylepiania różnych rzeczy do szkła lub jako taśma ochronna szkieł optycznych.

Oryginalny artykuł (PDF): Stanislav N Gorb, Mitali Sinha, Andrei Peressadko, Kathryn A Daltorio i Roger D Quinn, Insects did it first: a micropatterned adhesive tape for robotic applications ukazał się w Bioinspiration & Biomimetics 2, (2007) S117-S125

Zdjęcia: Stanislav Gorb, et al.

Supernowa powstała ze zderzenia dwóch białych karłów

Astronomowie z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) dowodzą, że supernowa odkryta w ubiegłym roku powstała w wyniku zderzenia dwóch białych karłów. Te białe karły były w układzie podwójnym i powoli zbliżały się aż doszło do ich zderzenia, które spowodowało ogromną eksplozję. Obserwacje potwierdzają to, co było do tej pory czysto teoretycznym mechanizmem powstawania supernowej.

Supernowa 2006gz została sklasyfikowana jako Typ Ia, lecz dalsze obserwacje sugerowały, że był to niezwykły obiekt wymagający dalszych badań. Najważniejszym odkryciem była obecność dużej ilości niespalonego węgla. Białe karły zawierają węgiel, który znajduje się na zewnątrz ich najbardziej gęstych regionów. Silny wybuch od środka wyrzuciłby zewnętrzne warstwy bogate w węgiel.

Widmo SN 2006gz zawierało również ślady ściśniętych warstw krzemu. Krzem został wytworzony w czasie wybuchu i następnie ściśnięty przez falę uderzeniową odbitą od otaczających warstw węgla i tlenu. Model komputerowy zderzających się białych karłów przewiduje zarówno linie węgla jak i krzemu.

Ponadto, SN 2006gz była jaśniejsza niż oczekiwano. Wskazywało to na jej powstanie z obiektu o masie większej niż 1.4 masy Słońca, czyli większego niż przewiduje granica Chandrasekhara.

SN 2006gz jest nie tylko pierwszym przykładem nowego mechanizmu powstawania supernowych, ale również wywołuje implikacje kosmologiczne. Supernowe typu Ia mają zwykle niewielki rozrzut jasności, co sprawia, że są użyteczne przy obliczaniu odległości. To właśnie badania nad supernowymi typu Ia doprowadziły do odkrycia ciemnej energii, tajemniczej siły sprawiającej przyspieszenie rozszerzania się Wszechświata.

Jeśli zatem supernowe typu Ia są bardziej zróżnicowane niż dotąd sądzono, astronomowie będą musieli być bardziej ostrożni używając ich do badania kosmosu.


Oryginalny artykuł, który ukazał się ApJ Letters 1 listopada 2007:
M. Hicken, P. M. Garnavich, J. L. Prieto, S. Blondin, D. L. DePoy, R. P. Kirshner, J. Parrent, The Luminous and Carbon-Rich Supernova 2006gz: A Double Degenerate Merger?

Zdjęcie: Wizja artysty kolizji dwóch białych karłów.

Następny krok w kierunku komputera kwantowego

Naukowcom z Delft University of Technology i Foundation for Fundamental Research on Matter udało się odwrócić spin pojedynczego elektronu tylko przy pomocy pola elektrycznego. Pozwoli to w łatwiejszy sposób zrealizować przyszły komputer kwantowy.

Kontrolowanie spinu elektronu jest istotne, jeśli spin ma być użyty jako budulec przyszłego komputera kwantowego. Elektron ma nie tylko ładunek elektryczny, a dzięki spinowi zachowuje się jako miniaturowy magnes.

W polu magnetycznym spin może być zwrócony w tym samym lub przeciwnym kierunku co pole, ale prawa mechaniki kwantowej dopuszczają również istnienie elektronu w obu tych stanach równocześnie. Z tego powodu spin elektronu jest bardzo obiecującym elementem komputera kwantowego, który w pewnych zastosowaniach będzie dużo mocniejszy niż konwencjonalny komputer.

Na pierwszy rzut oka zmiana spinu przez pole elektryczne może wydawać się zaskakująca, ale wiadomo z Teorii Względności, że pole elektryczne może oddziaływać na poruszający się elektron tak jak pole magnetyczne. K. Nowack i F. Koppens wraz z Y. Nazarovem wykazali, że przemieszczając elektron w szybkozmiennym polu elektrycznym można odwrócić spin elektronu.

Możliwość użycia pola elektrycznego zamiast magnetycznego do kontrolowania spinu elektronu jest istotne, gdyż pola elektryczne łatwo generować. Będzie też łatwiej kontrolować spiny różnych elektronów niezależnie, co jest niezbędne do budowy komputera. Zespół naukowców zamierza obecnie zastosować tę technikę do kilku elektronów.


Zdjęcie: Zdjęcie z mikroskopu elektronowego nanostruktury podobnej do użytej w eksperymencie. Jasno szare struktury zrobione ze złota tworzą pułapkę elektryczną (białe linie) dla elektronów. Napięcie (V) zmieniające się w czasie jest przyłożone do pierwszego elementu od prawej strony. W wyniku tego na elektron zamknięty w prawej pułapce działa pole elektryczne. To pole wprawia elektron w ruch (białe linie przerywane), tak że pozycja elektronu zmienia się w czasie. foto: TU Delft

Oryginalny artykuł ukazał się 1 listopada br. w Science Express: K. C. Nowack, F. H. L. Koppens, Yu. V. Nazarov, L. M. K. Vandersypen, Coherent Control of a Single Electron Spin with Electric Fields

Nowy rekord masy czarnej dziury - IC 10 X-1

17 października we wpisie M33 X-7 - najcięższa czarna dziura pisałem o rekordowo ciężkiej czarnej dziurze. 1 listopada w Astrophysical Journal Letters ukaże się artykuł, w którym autorzy z Andreą Prestwich na czele donoszą o odkryciu najcięższej czarnej dziury IC 10 X-1.

IC 10 X-1 jest jasnym zmiennym źródłem rentgenowskim w galaktyce IC 10 należącej do grupy lokalnej. Jej towarzyszem optycznym jest prawdopodobnie jasna gwiazda Wolfa-Rayeta, co powoduje, że jest to rzadki przykład układu podwójnego gwiazdy Wolfa-Rayeta i źródła rentgenowskiego.

W swoim artykule Prestwich i inni donoszą o okresie obiegu źródła rentgenowskiego IC 10 X-1, który wynosi 34.4 godziny. Ten wynik wraz z powtórną analizą widm optycznych pozwala oszacować prawdopodobną masę obiektu zwartego, która wynosi od 24 do 36 mas Słońca. Dalsza analiza wykazuje, że czarna dziura wsysa gaz wyrzucany przez gwiazdę Wolfa-Rayeta, co powoduje jego rozgrzanie i emisję promieniowania rentgenowskiego. Prestwich i inni zaobserwowali, że emisja ta jest co jakiś czas przerywana. Przeprowadzili dokładniejsze obserwacje tego źródła i stwierdzili, że przerwy są okresowe, a gwiazda przesłania czarną dziurę i blokuje promieniowanie rentgenowskie docierające do Ziemi.

Odkrycie tak masywnej czarnej dziury prowadzi do pytania - jak mogła ona powstać. Nawet najcięższe gwiazdy w Galaktyce pozostawiają po sobie czarne dziury o masach najwyżej 20 mas Słońca. Wobec tego czarna dziura w IC 10 musiała powstać z gwiazdy o innym składzie chemicznym niż te obecnie występujące w Drodze Mlecznej. Gwiazda, z której powstała ta czarna dziura prawdopodobnie w swoim składzie miała mniej pierwiastków cięższych niż wodór i hel. Obliczenia sugerują, że takie gwiazdy wyrzuciłyby mniej gazu przed wybuchem, więc mogłyby pozostawić po sobie cięższe czarne dziury.

Choć IC 10 X-1 pobiła rekord masy czarnej dziury, to jest ona i tak niemal pyłkiem w porównaniu z supermasywnymi czarnymi dziurami znajdującymi się w centrach galaktyk, których masy wynoszą miliony, a nawet miliardy mas Słońca.


Oryginalny artykuł (PDF): A. H. Prestwich, R. Kilgard, P. A. Crowther, S. Carpano, A. M. T. Pollock, A. Zezas, S. H. Saar, T. P. Roberts, M. J. Ward, The Orbital Period of the Wolf-Rayet Binary IC 10 X-1; Dynamic Evidence that the Compact Object is a Black Hole

Zdjęcie: Galaktyka IC 10 - nieregularna galaktyka karłowata odległa 1.8 miliona lat świetlnych od Ziemi. foto: Adam Block/NOAO/AURA/NSF.

Ciemna materia nie istnieje

Ciemna materia nie istnieje - tak twierdzą dwaj kanadyjscy astronomowie John Moffat i Joel Brownstein. Nie została ona nigdy bezpośrednio wykryta właśnie dlatego, że nie istnieje.

Według dotychczasowych teorii ciemna materia jest odpowiedzialna między innymi za łączenie się galaktyk w gromady. Żadna widzialna materia - gwiazdy, pył, gaz - nie jest wystarczająca, by sprawić przyciąganie się galaktyk. Wobec tego naukowcy twierdzili, że musi istnieć jakaś niewidzialna materia, która znajduje się w centrach galaktyk i zwiększa siły ich przyciągania grawitacyjnego.

W sierpniu 2006 roku zaobserwowano, że zderzenie dwóch gromad galaktyk odległych o 3 miliardy lat świetlnych od Ziemi znanych jako gromada Pocisk (Bullet Cluster) spowodowało oddzielenie chmur ciemnej materii od normalnej materii (Artykuł PDF). Wielu naukowców twierdziło, że jest to dowód na istnienie ciemnej materii i stanowiło cios dla alternatywnych teorii - m. in. zmodyfikowanej teorii grawitacji (MOG).

W swojej najnowszej pracy Moffat i Brownstein twierdzą, że ich Zmodyfikowana Teoria Grawitacji (MOG) może wyjaśnić obserwacje gromady Pocisk (Bullet Cluster). MOG różni się w szczegółach od innych zmodyfikowanych teorii grawitacji, ale ich wspólnym twierdzeniem jest to, że siła grawitacji zmienia się wraz z odległością.

Zmodyfikowana przez MOG grawitacja jest silniejsza niż newtonowska 1/r². Silniejsza grawitacja imituje to samo, co ciemna materia. Zgodnie z teorią Einsteina i Newtona jeśli jest więcej materii, to jest większa grawitacja, więc by być zgodnym z tymi teoriami należy dołożyć ciemnej materii, by wyjaśnić zjawiska grawitacyjne. Moffat twierdzi, że ciemna materia nie istnieje. To grawitacja się zmienia.

Moffat i Brownstein analizowali obrazy gromady Pocisk zrobione przez kosmiczne teleskopy Hubble, Chandra i Spitzer oraz Magellan w Chile. Badali w jaki sposób grawitacja gromady ugina światło galaktyki będącej za gromadą - efekt ten znany jest jako soczewkowanie grawitacyjne. Stwierdzili oni, że ciemna materia nie jest niezbędna, by wyjaśnić rezultaty tej analizy. Według nich zmodyfikowana teoria grawitacji (MOG) jest wystarczająca, by wyjaśnić to zjawisko.

Więcej na ten temat: Scientists Say Dark Matter Doesn't Exist, Ker Than

Oryginalna praca (PDF): J. Moffat i J. Brownstein - The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows Modified Gravity in the absence of Dark Matter

Warto przeczytać: O ciemnej materii razy dwa

Zdjęcie: X-ray: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

Odległe supernowe nieco jaśniejsze od bliskich

Supernowe typu Ia są bardzo ważnymi standaryzowanymi źródłami dla kosmologii i były używane w badaniach nad ciemną energią i przyspieszeniem rozszerzania się Wszechświata.
Badania porównawcze supernowych w pobliskich galaktykach z tymi odległymi o miliardy lat świetlnych wykazały, że te odległe supernowe (nawet o 9 miliardów lat świetlnych) były średnio o 12 procent jaśniejsze. Odległe supernowe były jaśniejsze, gdyż były młodsze. W świetle najnowszych badań astrofizycy będą zmuszeni dokonać korekt uwzględniając zmienną jasność wybuchających supernowych, co może skomplikować prowadzone badania ciemnej energii.

Zdjęcie: Przy użyciu Teleskopu Hubble'a astronomowie zaobserwowali wybuch najdalszej supernowej SN1997ff, która wybuchła 10 miliardów lat temu. (NASA/ESA, Adam Riess (Space Telescope Science Institute))

Oryginalny artykuł (PDF): Predicted and observed evolution in the mean properties of Type Ia supernovae with redshift. D. Andrew Howell, Mark Sullivan, Alex Conley, Ray Carlberg (University of Toronto)

Kometa Holmesa - tajemniczy wybuch?

Kometa 17P/Holmes obiegająca Słońce co 7 lat do wtorku nie była widoczna na niebie gołym okiem. Od wtorku pojaśniała milion razy - z jasności 17 magnitudo do 2 magnitudo i jest doskonale widoczna nie tylko przez lunety czy lornetki, ale również gołym okiem.

Odkryta przez astronoma amatora Edwina Holmesa w 1892 roku była odtąd zagadką dla astronomów. W momencie odkrycia była również w fazie rozjaśnienia do 4 magnitudo, a następnie pociemniała, by w 1893 roku znowu stokrotnie pojaśnieć. Następnie pociemniała na dobre aż do chwili obecnej.

Obiegająca co 7 lat Słońce kometa była obserwowana jeszcze w 1899 i 1906 roku, by następnie zniknąć na 60 lat. Została odkryta ponownie w 1964 roku na podstawie przewidywanej pozycji. Od tamtej pory aż do 23 października zachowywała się normalnie, była 25000 razy zbyt słaba, by oglądać ją gołym okiem. Następnie w ciągu jednego dnia rozbłysła do jasności 7 magnitudo, a obecnie jej jasność wynosi 2 magnitudo.

Prawdopodobnym wyjaśnieniem zjawiska jest pęknięcie skorupy tej niewielkiej komety (o średnicy 3km), które odkryło świeży lód, który został ogrzany przez Słońce powodując gwałtowny wyrzut gazu i pyłu. Nikt tego jednak nie wiem na pewno. Astronomowie będą obserwować z uwagą tą kometę, by wyjaśnić to zjawisko.

Współrzędne komety można znaleźć pod adresem: http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0017P.html

Symulacja Wszechświata

Dość stara, ale wciąż robiąca wrażenie symulacja Wszechświata.




Więcej na jej temat można znaleźć na stronie Instytutu Astrofizyki Maxa Plancka (Max-Planck-Institute for Astrophysics) w Garching

Nadpłynne kryształy

Hel jest po wodorze najbardziej rozpowszechnionym we Wszechświecie pierwiastkiem. Zwykle kojarzy nam się z lekkim gazem służącym do napełniania balonów lub cieczą służącą do chłodzenia np. nadprzewodników. W ostatnich latach jednak badania nad kryształami helu, czyli postaci stałej tego pierwiastka były bardzo popularnym tematem w fizyce fazy skondensowanej. Hel ochłodzony do temperatury 0.95 K krzepnie i staje się ciałem stałym. Krystalizuje w układzie heksagonalnym.

Doświadczenia sugerują, że obniżanie temperatury jeszcze bliżej zera absolutnego powoduje, iż krystaliczny hel zaczyna się zachowywać jak bezlepka ciecz. Jest to zjawisko zwane nadpłynnością kryształu. Hipoteza takiego zachowania została wysunięta już w latach 60-tych XX wieku. Pierwsze potwierdzenia doświadczalne miały miejsce w roku 2003 i 2004, gdy Moses Chan i Eun-Seong Kim z Pennsylvania State University przeprowadzili doświadczenia z ochłodzonym poniżej 0.2 K kryształem helu, które sugerowały, że część kryształu stała się cieczą.
Doniesienia te spotkały się z niedowierzaniem i niektórzy sugerowali, że obserwowano nadciekły hel, który przemieszczał się przez "pęknięcia" w krysztale. Takie wyjaśnienie wydawało się zostać potwierdzone przez Ann Sophie Rittner i Johna Reppy z Cornell University, którzy w 2006 również obserwowali podobne zjawisko, lecz zniknęło po lekkim ogrzaniu i schłodzeniu w celu zlikwidowania defektów w krysztale.

Obecnie Chan i jego koledzy Xi Lin i Anthony Clark mają nowy dowód, że nadpłynność może mimo wszystko być własnością stałego kryształu. Jeśli tak jest, to znaczy, że musi zachodzić przemiana fazowa. Ciepło właściwe w czasie przemiany fazowej rośnie, co właśnie zaobserwowali autorzy przełomowego doświadczenia. Jeśli jest tak w rzeczywistości, to oznacza, że przemiana fazowa miała miejsce i nadciekły kryształ został wytworzony.

Oryginalny artykuł: Nature, 449, pp.1025-1028, 25 Oct 2007

Testowy lot balonu z teleskopem do obserwacji Słońca

Amerykańskie Centrum Badania Atmosfery (National Center for Atmospheric Research (NCAR)) wraz z NASA, Instytutem Badań Układu Słonecznego Maxa Plancka i innymi współpracującymi instytucjami wysłało teleskop do obserwacji Słońca na wysokość ponad 36 km w balonie, którego wielkość przekracza wielkość Boeinga 747. Udany lot testowy otwiera drogę do następnych lotów, w czasie których teleskop będzie obserwował z niezwykłą dokładnością powierzchnię Słońca. Pierwsze długotrwałe loty obserwacyjne planowane są na rok 2009.

Głównym celem projekt o nazwie Sunrise jest obserwacja struktury i dynamiki pól magnetycznych Słońca. Pola magnetyczne wpływają na aktywność słoneczną w tym na burze plazmowe, które uderzają w górne warstwy atmosfery ziemskiej zagrażając delikatnym systemom telekomunikacyjnym i energetycznym. Pola magnetyczne wywołują zmienne promieniowanie słoneczne, co może być istotne, jeśli chodzi o długookresowe zmiany klimatu.

Teleskop na wysokości ponad 36 km będzie ponad turbulencjami atmosfery oraz parą wodną i ozonem, które absorbują promieniowanie ultrafioletowe, a właśnie w tym zakresie widma będą prowadzone obserwacje. Będzie możliwe obserwowanie bardzo niewielkich obszarów Słońca - ok. 30 km średnicy, co da ponad dwukrotnie większą dokładność niż kiedykolwiek uzyskano za pomocą innych przyrządów. Pozwoli to obserwować struktury, które są kluczowe dla zrozumienia mechanizmów rządzących aktywnością słoneczną.

Projekt ten zapoczątkuje nową generację obserwatoriów wynoszonych w górne warstwy atmosfery ziemskiej za pomocą balonów, co jest dużo tańsze niż wynoszenie ich w przestrzeń kosmiczną.

Zdjęcie: Carlye Calvin, ©UCAR
The source of this material is the University Corporation for Atmospheric Research (UCAR). © 2002 University Corporation for Atmospheric Research. All Rights Reserved.
Link do oryginalnego artykułu

Czy wahadłowiec Discovery wystartuje?

Na wtorek na godzinę 17:38 zaplanowano start wahadłowca Discovery z misją STS-120. NASA twierdzi, że ich jedynym zmartwieniem jest w chwili obecnej pogoda, która daje jedynie 40% szansy na start. Nie ma według NASA żadnych problemów technicznych uniemożliwiających start.

Innego zdania jest Centrum Bezpieczeństwa NASA (NASA Engineering and Safety Center), według którego start wahadłowca powinien zostać przełożony na grudzień ze względu na pęknięcia w co najmniej 3 panelach osłony termicznej na krawędziach skrzydeł wahadłowca.


Zobacz więcej: The Great Beyond
Zdjęcie: Discovery na platformie startowej przed misją STS-120. NASA TV

Substancja zmieniająca kolor na żądanie

Naukowcy z MIT stworzyli substancję (żel) zmieniającą kolor w odpowiedzi na zmianę temperatury, ciśnienia, wilgotności czy też zawartości soli. Między innymi zastosowaniami substancja ta może być użyta jako szybki i niedrogi sensor chemiczny. Najistotniejszym składnikiem żelu jest substancja, która rozszerza się i kurczy pod działaniem różnych stymulantów. Zmiany grubości żelu mogą sprawić, że będzie zmieniał kolor w całym zakresie widma światła widzialnego.

Aby uzyskać taki efekt naukowcy z Edwinem Thomasem na czele wytworzyli cienką błonę złożoną z naprzemiennie nałożonych materiałów - polistyrenu i poli-2-winylopirydyny (2VP). Grubość warstw tych składników i ich współczynniki załamania światła determinują jakiego koloru światło zostanie odbite od danego żelu.

Poprzez utrzymywanie stałej grubości warstwy polistyrenu i zmienianie grubości warstwy 2VP za pomocą zewnętrznych bodźców takich jak pH czy zawartość soli naukowcom udało się zmienić kolor żelu w ułamku sekundy.

Oryginalny artykuł z PHYSORG.COM

Zdjęcie: Obraz ramanowski wielowarstwowej błony polimerowej z http://www.witec-instruments.de/en/products/raman/alpha300r/

Czy można wykryć zderzenie małej czarnej dziury z Ziemią?

W 1977 roku w Uranii ukazał się artykuł S.R. Brzostkiewicza pt. Czy Ziemia zderzyła się z czarną dziurą. Autor przypomniał hipotezę dotyczącą meteorytu tunguskiego, który przez A. Jacksona i M. P. Ryana uważany był za lekką czarną dziurę. Z kolei Burns i inni dowodzili, że oprócz zmian geologicznych wywołanych temperaturą zaobserwowano by wstrząsy sejsmiczne o dużo większej sile niż w 1908 roku.

I. B. Khriplovich, A. A. Pomeransky, N. Produit i G. Yu. Ruban w swojej najnowszej pracy Can one detect passage of small black hole through the Earth? przeprowadzają obliczenia dotyczące potencjalnego zderzenia Ziemi z pierwotną czarną dziurą.

Pierwotne czarne dziury mogły powstać we wczesnych stadiach ewolucji Wszechświata, gdy gęstość materii była bardzo wysoka. Powstaje jednak pytanie - które z nich mogły przetrwać do naszych czasów? Zbyt lekkie pierwotne czarne dziury wyparowałyby z powodu promieniowania cieplnego. Szacuje się, że masy czarnych dziur, które mogłyby przetrwać do naszych czasów powinny przekraczać 10¹⁸ gramów.

Autorzy artykułu badają możliwość wykrycia przejścia tak małej czarnej dziury przez Ziemię lub inną planetę. Analizują efekty powstające w czasie takiego przejścia z prędkością zbliżoną do prędkości planety. Okazuje się, że przy przejściu naddźwiękowych czarnych dziur przez Ziemię głównym efektem byłoby koherentne wywołanie fal dźwiękowych (fali uderzeniowej), analogii akustycznej promieniowania Czerenkowa. Fale te mogą być obserwowane przez aparaturę sejsmograficzną.

Z obliczeń autorów wynika, że energia wyzwolona w czasie przejścia lekkiej czarnej dziury przez Ziemię jest dużo mniejsza niż energia wybuchu 10 kilotonowej bomby atomowej.

Chińskie plany podboju kosmosu

Chiny ujawniły swoje plany dotyczące kosmosu, które zawierają między innymi spacery w przestrzeni kosmicznej, cumowanie pojazdów kosmicznych i umieszczenie laboratorium kosmicznego na orbicie przed rokiem 2010. Rząd Chin za priorytet uważa rozwój systemów obserwacji Ziemi przy użyciu satelitów i samolotów.

W swoim 11 planie 5-letnim Chiny chcą poprawić systemy nawigacji satelitarnej dla transportu, meteorologii, poszukiwań ropy, przewidywania katastrof, telekomunikacji i bezpieczeństwa publicznego.

Chiny zamierzają wysłać na Księżyc człowieka oraz kilka misji robotów mając w perspektywie budowę bazy na Księżycu po 2020 roku.

A jakie plany kosmiczne ma Polska? Czy na Hermaszewskim kończymy erę podboju kosmosu skoro nawet autostrad nie jesteśmy w stanie zbudować?

M33 X-7 - najcięższa czarna dziura

Astronomowie odkryli niezwykle masywną czarną dziurę w niedalekiej (odległej o 3 miliony lat świetlnych) galaktyce M33. Czarna dziura M33 X-7 jest najcięższą zaobserwowaną czarną dziurą, która powstała w wyniku kolapsu gwiazdy, a jej masa wynosi 15,7 masy Słońca. Oprócz tego, że jest tak masywna, to równie niezwykłe jest to, że wchodzi w skład zaćmieniowego układu podwójnego z olbrzymią gwiazdą, której masa wynosi 70 mas Słońca. Gwiazda ta (towarzysz) przesłania czarną dziurę co 3,5 dnia. Przejdzie ona również w przez stadium supernowej i ostatecznie będzie tworzyć układ podwójny czarnych dziur.

Zaobserwowanie tak masywnej czarnej dziury w układzie podwójnym jest bardzo istotne, gdyż jej istnienie nie daje się wyjaśnić za pomocą znanych modeli ewolucji masywnych gwiazd. Tak masywna czarna dziura powstałaby z gwiazdy, której masa musiałaby być dużo większa od gwiazdy towarzysza, aby przekształcić się w czarną dziurę przed tym towarzyszem. Tak masywna gwiazda musiałaby również mieć promień większy od obecnej odległości między obiektami, czyli musiałyby się później zbliżyć do siebie i posiadać wspólną atmosferę zewnętrzną. Takie zbliżenie powoduje z kolei duży ubytek masy - na tyle duży, że gwiazda nie mogłaby utworzyć czarnej dziury o masie 15,7 mas Słońca.

Odkrycie to da z pewnością spore pole do popisu astrofizykom, którzy będą musieli stworzyć spójny model ewolucji tego typu obiektów.

Obserwacji dokonano za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra

Link do artykułu w New Scientist
Zdjęcie (rysunek) : NASA
Oryginalny artykuł: Jerome A. Orosz et al. A 15.65M⊙ black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33 - PDF

Microsoft chce czytać w myślach

Nie podoba Ci się, jak działa Twój komputer? Microsoft przeczyta to w Twoich myślach.

Firma twierdzi, że trudno ocenić w jaki sposób użytkownicy komunikują się z komputerem, gdyż pytanie ich w czasie działania rozprasza, natomiast później nie daje wiarygodnych odpowiedzi. Według Microsoftu ludzie źle zdają relację ze swoich własnych działań.

Zamiast zadawać pytania Microsoft chce odczytywać dane bezpośrednio z mózgu użytkownika w czasie pracy przy komputerze. Planują użyć do tego elektroencefalografu (EEG) i zapisywać sygnały przekazywane w mózgu. Problemem jednak są szumy pochodzące od mimowolnych działań, takich jak mruganie i trudno jest oddzielić te szumy od danych kognitywnych, które Microsoft chciałby badać.

Stworzono wobec tego metodę filtrowania danych EEG w taki sposób, żeby oddzielić informacje użyteczne od szumu. Firma ma nadzieję, że dane w ten sposób zebrane pozwolą im zaprojektować interfejsy, które będą przyjazne dla użytkowników i łatwiejsze w obsłudze. Inną sprawą jest to, czy użytkownicy będą chcieli, by Microsoft czytał w ich mózgach.

Przeczytaj pełne zgłoszenie patentowe Microsoftu

I Ty możesz zostać fizykiem cząstek elementarnych

Użytkownicy komputerów mają możliwość wziąć udział w projekcie naukowym LHC@home, który związany jest z Large Hadron Collider, akceleratorem cząstek budowanym w Szwajcarii. LHC@home jest wzorowany na popularnym projekcie SETI@home, który działa jako wygaszacz ekranu i używa milionów komputerów, których użytkownicy zainstalowali wygaszacz do poszukiwania sygnałów pozaziemskich cywilizacji.

LHC@home działał sporadycznie od 2004 w podobny sposób. Od maja 2008 akcelerator LHC ma być włączony i będzie służył badaniom materii o bardzo wysokiej energii. Naukowcy mają nadzieję, że pomoże on odpowiedzieć na pytanie w jaki sposób cząstki są obdarzone masą oraz rzuci światło na zagadki astronomiczne takie jak pochodzenie ciemnej materii.

Obecnie projekt LHC@home został wznowiony po przeniesieniu siedziby z CERN w Genewie do Queen Mary Uniwersytetu Londyńskiego w Wlk. Brytanii.

Na zdjęciu: Budowa detektora CMS dla LHC. Foto: Freerk@ Wikipedia

Linki:
LHC@Home
SETI@Home

10 lat projektu Cassini-Huygens

Dziś mija 10 lat odkąd sonda Cassini wraz z próbnikiem Huygens wyruszyła w misję badania układu Saturna. Misja Cassini-Huygens jest wspólnym projektem NASA i Europejskiej Agencji Kosmicznej. W projekcie wzięło udział wiele instytucji naukowych i firm przemysłowych, również z Polski (Centrum Badań Kosmicznych).

Jedną z najważniejszych chwil misji było odłączenie się w grudniu 2004 próbnika Huygens w celu lądowania na powierzchni Tytana. Tytan jest największym księżycem Saturna i jako jedyny posiada atmosferę. Huygens wylądował na powierzchni i w ciągu kilku godzin pracy przesłał zdjęcia powierzchni tego tajemniczego świata.

Sonda Cassini kontynuuje swoją misję obserwacji Saturna i jego księżyców przynosząc ciekawe i zaskakujące rezultaty. W przypadku księżyca Japet obserwacje pomogły częściowo rozwiązać 300-letnią zagadkę. Ten mały księżyc ciemniał i jaśniał w trakcie okrążania Saturna, lecz astronomowie nie wiedzieli dlaczego. Sonda Cassini pomogła znaleźć odpowiedź na to pytanie, a mianowicie pył opadający z zewnętrznych księżyców zderza się z Japetem i sprawia, że „przednia” jego strona wygląda inaczej niż pozostała część. Nie wiadomo jeszcze, który księżyc jest odpowiedzialny za ten proces.

Ponadto obrazy radarowe Tytana ukazują jeziora węglowodorów na obu biegunach. Obecnie na biegunie północnym Tytana panuje zima, a temperatury spadają do –180 stopni Celsjusza, a padające deszcze metanu i etanu wypełniają jeziora i morza oraz rzeźbią rzeki i kanały na powierzchni księżyca.

W ubiegłym tygodniu NASA i ESA pokazały zdjęcia, które potwierdziły wyrzuty lodowych cząstek z księżyca Enceladus, a pochodzące z gorących pęknięć na powierzchni w pobliżu bieguna południowego. Odkrycie to zwiększa prawdopodobieństwo istnienia wody w stanie ciekłym na Enceladusie, a tym samym życia.

Teleskop Allena już działa

Sieć radioteleskopów Allena (Allen Telescope Array) zaczęła działać 11 października. ATA składa się obecnie z 42 radioteleskopów i jest wspólnym dziełem instytutu SETI i Laboratorium Astronomii Radiowej (RAL) przy Uniwersytecie Berkley w Kaliforni. Nazwę swoją zawdzięcza temu, że miliarder i założyciel Microsoftu Paul G. Allen ofiarował 13.5 miliona dolarów na pierwsze dwa etapy budowy sieci nowoczesnych teleskopów. Docelowo sieć ma liczyć 350 anten, które będą używane głównie do poszukiwania życia pozaziemskiego, ale również supernowych, czarnych dziur i innych egzotycznych obiektów, które przewiduje teoria, lecz nie zostały jeszcze zaobserwowane.

Na zdjęciu: Wodór atomowy w galaktyce Andromedy M31 (pierwszy obraz pochodzący z obserwacji przy użyciu ATA)

Nowe odległości gwiazd - Orion nieco bliżej

Radioastronomowie Karin M. Sandstrom, J. E. G. Peek, Geoffrey C. Bower, Alberto D. Bolatto i Richard L. Plambeck opublikowali w The Astrophysical Journal artykuł przedstawiający nowe pomiary odległości Mgławicy Oriona od Ziemi. Wykorzystali oni przy tym sieć radioteleskopów VLBA (Very Long Baseline Array). Użycie VLBA umożliwiło dokonać pomiarów między innymi odległości z niespotykaną dotąd dokładnością. Zmierzyli oni, że odległość do Mgławicy Oriona wynosi 389 parseków, co w porównaniu ze zmierzoną wcześniej przez Genzela i innych w 1981r. odległością 480 parseków jest bardzo istotną zmianą.
Zmiana zmierzonej odległości ma istotny wpływ na inne parametry gwiazd, które zależą od odległości. Zmniejszeniu ulegnie jasność gwiazd w mgławicy o czynnik ok. 1.5, co z kolei jest istotne w określaniu wieku gwiazd, które nie znalazły się jeszcze na ciągu głównym. Gwiazdy w odległości 390 parseków są niemal dwukrotnie starsze niż te znajdujące się w odległości 480 parseków. Taka zależność wieku od jasności jest oczywiście prawdziwa tylko dla pewnego typu gwiazd (dokładniejsza dyskusja w pracy Palla, F. & Stahler, S. W. 1999, ApJ, 525, 772).

Wersja PDF wysłanego do druku artykułu

Pył pochodzący z czarnej dziury

F. Markwick-Kemper, S. C. Gallagher, D. C. Hines i J. Bouwman w swoim artykule, który ukaże się wkrótce w The Astrophysical Journal informują o zaobserwowaniu pyłu w wietrze pochodzącym od kwazara PG 2112+059. Autorzy obserwowali kwazara znajdującego się w centrum galaktyki odległej o 8 milionów lat świetlnych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera.

Pył kosmiczny bierze istotny udział w tworzeniu planet, gwiazd, galaktyk, a nawet istot żywych. Pył w naszej części Wszechświata powstał z gwiazd podobnych niegdyś do naszego Słońca. Jednak zachodziło pytanie skąd pochodził wtedy, gdy Wszechświat nie liczył sobie nawet dziesiątej części swojego wieku (13,7 mld lat). Gwiazdy podobne do Słońca nie istniały wtedy wystarczająco długo, aby umrzeć i wyprodukować pył. Skąd w takim razie wziął się pył w tak odległej przeszłości?

Teoretycy postulowali, że krótko żyjące masywne gwiazdy, czy supernowe mogą być źródłem pyłu. Inni uważali, że pył może powstawać w supermasywnej rosnącej czarnej dziurze, zwanej kwazarem. Kwazar składa się z supermasywnej czarnej dziury otoczonej chmurą pyłu, który jest przez nią pochłaniany. Teoretycznie pył mógł być tworzony w zewnętrznych częściach wiatrów, które powoli wydostają się z tej chmury.

Do tej pory nikt nie znalazł przekonywającego dowodu na to, że supernowe czy wiatry kwazarów mogą wytwarzać taką ilość pyłu, która tłumaczyłaby to, co się działo we wczesnym Wszechświecie. Markwick-Kemper wraz z zespołem postanowiła sprawdzić tę teorię i zbadać kwazara PG 2112+059. Użyli do tego celu spektrografu podczerwieni, aby w pochodzącym od kwazara promieniowaniu podczerwonym poszukiwać śladów różnych minerałów.
Z badań widm znaleźli ślady bogatych w magnez krzemianów amorficznych z elementami oliwinów. Zaobserwowali również po raz pierwszy korund (Al2O3) i peryklaz (MgO). Taka mieszanina jest pierwszym dowodem na istnienie źródła ziaren pyłu.

Więcej na ten temat: NASA, ApJ , CNN

Nobel z chemii na urodziny

Niemiecki chemik Gerhard Ertl z Instytutu Fritza-Habera otrzymał nagrodę Nobla w dziedzinie chemii za badania nad procesami chemicznymi zachodzącymi na powierzchni ciał stałych. Był to dla niego prezent na 71 urodziny.
Jego badania znalazły zastosowanie w przemyśle chemicznym (nawozy sztuczne, ogniwa paliwowe, katalizatory samochodowe).

Zakład Chemii Fizycznej Fritz-Haber-Institut der Max-Planck-Gesellschaft

Ekspedycja 16 gotowa do startu

Rakieta Sojuz, która wyniesie Ekspedycję 16 na Międzynarodową Stację Kosmiczną została w weekend umieszczona na platformie startowej. W środę o godzinie 15:22 czasu polskiego z kosmodromu Bajkonur wystartuje ekspedycja w składzie Peggy Whitson (dowódca), Jurij Maleczenko (inżynier pokładowy) i Sheikh Muszaphar Shukor (uczestnik lotu).
Dwa dni później statek kosmiczny Sojuz TMA-11 połączy się ze zwróconym w stronę Ziemi modułem stacji Zarja.

Statek kosmiczny Sojuz TMA-11 umieszczony na platformie startowej Kosmodromu Bajkonur Zdjęcie: NASA

Załoga Ekspedycji 15 przygotowuje stację na przyjęcie nowych mieszkańców. Inżynier pokładowy Caly Anderson dopasowywał amerykańskie skafandry kosmiczne dla Whitson i Maleczenki. Dowódca Fiodor Jurczikin i inżynier pokładowy Oleg Kotow przygotowali miejsce w module Zwiezda na potrzeby doświadczeń, które przeprowadzi Shukor w ciągu 9 dni.
Obecna załoga brała udział w telekonferencjach z Ekspedycją 16, aby pomóc w przekazaniu stacji.

Jurczikin i Kotow opuszczą stację 21 października oficjalnie kończąc Ekspedycję 15. Shukor wróci z nimi do domu. Anderon zostanie na Stacji z Ekspedycją 16 i wróci na Ziemię w przyszłym miesiącu na pokładzie wahadłowca Discovery w czasie misji STS-120.

Nagroda Nobla z fizyki

Jak podaje Nature Nagrodę Nobla w 2007 otrzymali Albert Fert z University of Paris-Sud i Peter Grünberg z Jülich Research Centre za odkrycie gigantycznego magnetooporu.

W skrócie opisuje zjawisko magnetooporu Józef Korecki:
W układach wielowarstwowych z antyferromagnetycznym sprzężeniem odkryto kolejne zjawisko, które wywołało prawdziwy boom na magnetyczne supersieci. Stwierdzono, że magnetoopór, zjawisko odkryte przez lorda Kelvina prawie półtora wieku temu, przybiera gigantyczne rozmiary [24]. Podczas gdy lord Kelvin stwierdził, że opór elektryczny kawałka żelaza wzrósł w polu magnetycznym o ułamek procenta, rekordowe układy wielowarstwowe (w biciu rekordów przoduje ośrodek IBM w Almaden [25]) wykazują spadek oporu elektrycznego w polu magnetycznym o ponad połowę. U podstaw zjawiska leży przyczynek do oporu pochodzący od spinowo zależnego rozpraszania elektronów, jak to zostało wyjaśnione z polskim udziałem [26]. W zależności od kierunku namagnesowania, różnie rozpraszane są elektrony ze spinem ,,w górę" i ,,w dół". W związku z tym wielowarstwowa struktura magnetyczna uporządkowana ferromagnetycznie ma opór elektryczny typowy dla materiału litego, niezależnie od zewnętrznego pola magnetycznego, bo tylko elektrony z określonym spinem będą silnie rozpraszane i zawsze będzie istniał kanał dobrego przewodnictwa. Przeciwnie, dla antyferromagnetycznego uporządkowania sąsiednich warstw, niespolaryzowane elektrony przewodnictwa wędrując przez układ wielowarstwowy zawsze będą silnie rozpraszane, jak nie na jednej warstwie, to na kolejnej, o przeciwnym namagnesowaniu. Daje to w rezultacie duży opór elektryczny. Przyłożenie stosunkowo niewielkiego zewnętrznego pola magnetycznego może zmienić przeciwne ustawienie wektorów namagnesowania sąsiednich warstw w zgodne, co powoduje znaczne obniżenie oporu. Efekt ten, z racji wielkości zmian, nazywany jest gigantycznym magnetooporem (GMR). (więcej)

W Wikipedii gigantyczny magnetoopór opisano o wiele dokładniej.