poniedziałek, 26 lutego 2018

Jak przewidzieć pogodę w kosmosie

Skoro na orbicie ziemskiej znajduje się ponad 1000 satelitów, najwyższa pora stworzyć metody prognozowania burz słonecznych. Nowy system europejski dostarcza częste i niezawodne prognozy internetowe, aby umożliwić operatorom satelitów podejmowanie działań chroniących satelity przed szkodliwymi erupcjami słonecznymi.
Nieocenione w niezliczonych zastosowaniach satelity są również bardzo delikatne. Całkowicie realne jest zagrożenie zniszczenia sprzętu wartego setki miliardów euro w wyniku jednej nietypowej erupcji słonecznej.

W ramach finansowanego ze środków UE projektu SPACECAST (Protecting space assets from high energy particles by developing European dynamic modelling and forecasting capabilities) opracowano system czasu rzeczywistego do oceny zagrożenia promieniowaniem kosmicznym, aby chronić satelity nawigacyjne, telekomunikacyjne i inne.

Obecnie jest po raz pierwszy możliwe prognozowanie poziomów promieniowania dla wielu różnych orbit, od orbity geostacjonarnej po region przydziałów orbitalnych, w tym średniej orbity okołoziemskiej.

Nowy system umożliwia wykrywanie i prognozowanie cząstek promieniowania wysokoenergetycznego w zewnętrznym pasie radiacyjnym Ziemi. Dzięki zastosowaniu dwóch wyjątkowych modeli prognostycznych system dostarcza operatorom satelitów konkretnych wskaźników ryzyka.

Jedną z kluczowych cech systemu jest fakt obliczania poziomów promieniowania na podstawie fizycznych interakcji falowo-cząsteczkowych. Obserwacje już od dawna wykazywały, że określone typy fal elektromagnetycznych o bardzo niskiej częstotliwości mogą zwiększać lub zmniejszać poziomy promieniowania kosmicznego. Zmiany te są obecnie uwzględniane w modelach prognostycznych. Dzięki temu naukowcy wykazali, że fale towarzyszące mogą przyspieszać elektrony do bardzo wysokich energii, a przyspieszenie to ma miejsce na orbicie geostacjonarnej.

Poza wykrywaniem cząstek wysokoenergetycznych system dostarcza też w czasie rzeczywistym odczyty poziomu elektronów średnioenergetycznych. Mogą one narazić satelitę na działanie ładunku statycznego, potencjalnie niszcząc takie podzespoły, jak na przykład panele słoneczne. Dotychczas dostarczanie takich odczytów nastręczało poważnych trudności. Fińskim partnerom projektu udało się ten cel osiągnąć poprzez przystosowanie obecnych modeli badawczych do pracy w czasie rzeczywistym przy jednoczesnym uwzględnieniu interakcji elektrycznych wiatru słonecznego z magnetosferą Ziemi.

Na przestrzeni każdego 11-letniego cyklu aktywności Słońca liczba burz magnetycznych o natężeniu umiarkowanym do dużego waha się od około 15 do 60 rocznie. Ostatni szczyt aktywności słonecznej przypadł na rok 2014, natomiast w 2015 r. liczba burz magnetycznych zaczęła się zmniejszać. Nowy system prognozowania z cogodzinnymi aktualizacjami danych pomoże w chronieniu satelitów przed takimi burzami.


Europejska technologia fal milimetrowych

Badacze otrzymujący dofinansowanie ze środków UE opracowali nowoczesną technologię,dzięki której Europa stanie się niezależna od amerykańskich przyrządów do pracy w regionie submilimetrowym widma elektromagnetycznego.W obrębie regionu submilimetrowego między regionem mikrofal a regionem widma podczerwieni ujawniają się właściwości materiałów,które mają zastosowanie w wielu różnych dziedzinach,od technologii biomedycznych po komunikację bezprzewodową.Mimo powyższych zastosowań oraz możliwości potencjalnego użycia w obserwacji Ziemi materiały te nie są jeszcze w pełni wykorzystywane.Do tej pory UE polegała na komponentach elektronicznych i sprzęcie elektronicznym importowanym ze Stanów Zjednoczonych,co stworzyło brak równowagi wpływający na możliwości Europy w zakresie naukowego i komercyjnego wykorzystania regionu submilimetrowego.Celem finansowanego ze środków UE projektu MIDAS(Millimetre-wave integrated diode and amplifier sources)było rozwiązanie tego problemu.W ostatnich latach fale milimetrowe były przedmiotem intensywnych badań.Są one interesujące zwłaszcza dla astronomów,ponieważ oszacowano,że niemal połowa światła emitowanego od Wielkiego Wybuchu oraz niemal wszystkie fotony emitowane od Wielkiego Wybuchu mieszczą się w długościach fali odpowiadających zakresowi gigaherców(GHz) i tetraherców. Badacze skupili się na opracowaniu źródła energii wykorzystującego częstotliwości między 270 a 300 GHz,przeznaczonego do pracy z przyrządami do badań fal w przestrzeni kosmicznej i obserwacji Ziemi.Dotychczas takie przyrządy nie były dostępne w Europie.Podczas pierwszej fazy projektu MIDAS zaprezentowano pierwsze projekty półprzewodnikowych powielaczy częstotliwości.We wszystkich projektach wykorzystano europejski model zintegrowanych pojemnościowych diod Schottky'ego.Opracowano także dedykowaną technologię poprawiającą wydajność urządzenia,zwłaszcza w celu zwiększenia możliwości w zakresie obsługi mocy w przedziale od 50 do 400 miliwatów.Zastosowanie technologii monolitycznych mikrofalowych układów scalonych w przypadku diod Schottky'ego ma kluczowe znaczenie dla zapewnienia odtwarzalnej wydajności układu.Dzięki rozwiązaniom opracowanym w ramach projektu MIDAS Europejska Agencja Kosmiczna będzie w stanie prowadzić misje z wykorzystaniem wyłącznie europejskich urządzeń.

Narodziny masywnej gwiazdy

Masywne gwiazdy odgrywają kluczową rolę w ewolucji obłoków molekularnych i galaktyk oraz reakcjach chemicznych w ich obrębie.Naukowcy z UE uzyskali pełen obraz powstawania masywnych gwiazd,od początkowej fazy spoczynkowej.Na początkowych etapach ewolucji masywnych gwiazd tworzą się rdzenie gwiezdne z gęstego gazu,które następnie zapadają się,tworząc gwiazdy.W przeszłości badanie tego etapu powstawania gwiazd nie było możliwe.Szerokopasmowe badania w podczerwieni miały bardzo niską czułość,co utrudniało identyfikację bezgwiezdnych regionów do bardziej szczegółowej analizy.Budowa nowych teleskopów,umieszczonych na ziemi lub w przestrzeni kosmicznej,umożliwiła astrofizykom szczegółowe badania regionów,w których z największym prawdopodobieństwem dojdzie do narodzin masywnej gwiazdy.Podczas finansowanego przez UE projektu MIRA(Massive star formation with interferometers:Research with ALMA)koncentrowano się na ciemnych chmurach widocznych w podczerwieni(IRDC).Struktura fizyczna i dynamika tych regionów,w których powstają masywne gwiazdy,została poddana badaniom w różnych skalach aż do 0,1 parseka.Korzystając z danych uzyskanych w badaniach różnych linii molekularnych naukowcy z projektu MIRA analizowali również zmienność chemiczną na poszczególnych etapach ewolucji gwiazdy.Obserwowano IRDC w dużej rozdzielczości kątowej z użyciem teleskopów Submillimeter Array(SMA) i Atacama Large Millimeter/submillimeter Array(ALMA).Zespół badał wewnętrzną strukturę chmur IRDC,wykrywając liczne,śledzone na podstawie składowych szybkości podziały na mniejsze chmury,które nie dały jeszcze początku masywnym gwiazdom.Podsumowano,że wstępnie rozproszone pomniejsze chmury są podzielone i,że poszczególne rdzenie nabierają masy,tworząc coraz masywniejsze obiekty.Dodatkowo z czasem zwiększa się złożoność chemiczna rdzeni,co stanowi konsekwencję postępującej desorpcji czap lodowych na ziarnach pyłu.Prace projektu MIRA pozwoliły nakreślić pierwszy kompletny obraz wszystkich stadiów ewolucyjnych masywnych gwiazd w obrębie pojedynczej,przykładowej chmury IRDC.Wyniki zostały szczegółowo opisane w szeregu artykułów na temat tych unikalnych laboratoriów do badania wstępnych warunków powstawania masywnych gwiazd i zbitek gwiezdnych.

Kosmiczna współpraca chemików UMK

Wydział Chemii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika rozpoczął współpracę z Europejską Agencją Kosmiczną(ESA)w zakresie pomiarów zanieczyszczeń satelitów.Realizacja projektu rozpoczęła się w grudniu 2015 r. i trwała 6 miesięcy.Wydział Chemii UMK podpisał umowę z ESA na opracowanie metody analizy zanieczyszczeń organicznych satelitów według standardów ECSS,wykonanie testów i koordynację międzylaboratoryjnych analiz(system Round Robin*)w 10 laboratoriach europejskich.Wydział Chemii UMK przeprowadzi także walidację wyników testów.W ramach projektu ESA wypożyczyła Uniwersytetowi na okres 20 lat spektrometr FTIR z detektorem FPA i spektrometr Ramana z układem obrazowania(wartość katalogowa aparatury to ok.1,5 mln zł).Badania przeprowadzone zostaną w Centralnym Laboratorium Wydziału Chemii(Pracownia Analiz Instrumentalnych).Wydział Chemii będzie koordynatorem projektu oraz jednym z laboratoriów wykonujących pomiary.Po pozytywnym zakończeniu projektu Round Robin,na Wydziale Chemii powstanie laboratorium akredytowane przez ESA wg standardów ECSS.Umożliwi to wykonywanie systematycznych analiz powierzchni metodami spektroskopii IR i Ramana dla ESA oraz innych podmiotów badawczych i przemysłowych.Rozpoczęta współpraca przyniesie również korzyści w postaci zdobycia doświadczeń naukowo-badawczych z sektorem kosmicznym oraz poszerzy ofertę dydaktyczną dla studentów chemii na UMK.Centralne Laboratorium Wydziału Chemii UMK w Toruniu(Pracownia Analiz Instrumentalnych)wyposażone jest w najnowocześniejszą aparaturę naukową przeznaczoną do badania zarówno morfologii,struktury powierzchni ciał stałych oraz jakościowej i ilościowej charakterystyki składu chemicznego ciał stałych i cieczy.Jednostka zajmuje się pomiarami instrumentalnymi na dużej infrastrukturze badawczej metodami spektroskopowymi(EDX,IR,Raman,EELS,NMR,XRD)w skali makro,mikro i nanometrycznej.Naukowcy specjalizują się w rozwijaniu doświadczalnych aspektów analizy jakościowej i ilościowej powierzchni ciał stałych.Obiektem badań PAI są metale,stopy,polimery,Nano cząstki,materiały węglowe,membrany.W badaniach wykorzystywane są ekspertyzy w zakresie analizy jakościowej i składu chemicznego ciał stałych.Wyposażenie aparatury pozwala na wykonanie specjalistycznych analiz w skali od makro do nanometrycznej,jak skanowanie liniowe,mapy chemiczne powierzchni oraz przekroje.PAI dysponuje aparaturą pozwalającą na preparatykę różnego rodzaju materiałów do celów posiadanych technik badawczych(ultramikrotom cryo,napylarka,suszarka próżniowa,młynek,prasa hydrauliczna,pastylkarka).Wszystkie analizy wykonywane są przez zespół naukowców mających wieloletnie doświadczenie w pracach na danej aparaturze.*Support to Round Robin for ECSS Q 70 05 following IPN.Detection of organic contamination of surface by infrared spectroscopy according to ECSS(European Cooperation For Space Standardization).Zapewnienie produktów kosmicznych.Detekcja powierzchniowych zanieczyszczeń organicznych metodą spektroskopii w podczerwieni według standardów europejskiej współpracy dla kosmicznej standaryzacji(ECSS).
ESA European Space Agency,Europejska Agencja Kosmiczna
ESTEC European Space Research and Technology Center, Europejskie Centrum Badań Kosmicznych i Technologii
ECSS European Cooperation For Space Standardization,Europejska Współpraca dla Kosmicznej Standaryzacji

Dane z kosmosu w Polsce

W Polsce powstanie potężne repozytorium danych obserwacyjnych Ziemi gromadzonych przez satelity Landsat,Evisat,Sentinel i inne.Projekt„EO INNOVATION PLATFORM TESTBED POLAND”jest jednym z największych przedsięwzięć kosmicznych zleconych kiedykolwiek przez Europejską Agencję Kosmiczną polskim podmiotom.Wartość projektu przekracza 8 mln złotych.Nowy projekt kosmiczny dotyczy zbudowania w Polsce takiej jeszcze testowej infrastruktury przechowującej dane pochodzące z obserwacji kosmicznych,wysokiej rozdzielczości.Jest teraz taka nowa koncepcja"bring algorithms to the data".Dzisiaj jeżeli ktoś chciałby rozwinąć taką usługę korzystając z danych pochodzących z obserwacji satelitarnych to taka osoba lub firma musiałaby zbudować sobie infrastrukturę do przechowywania danych,musiałaby też postawić jakieś moce obliczeniowe.Zanim by zaczęła świadczyć taką usługę musiałaby ponieść spore inwestycje.Nie mówiąc o tym,że dane z obserwacji satelitarnych są duże.Samo ściągnięcie ich potrafi trwać tygodniami.Natomiast to co tutaj będziemy oferowali to,że te dane będą już w Polsce mówi newsrm.tv Monika Krzyżanowska odpowiedzialna za rozwój biznesu w Creotech Instruments S.A.Projekt"EO INNOVATION PLATFORM TESTBED POLAND"umożliwi użytkownikom komercyjnym i naukowym pozyskiwanie i przetwarzanie danych satelitarnych.Infrastrukturze bazodanowej będą towarzyszyły wirtualne i fizyczne serwery obliczeniowe,na których użytkownicy komercyjni i naukowi będą mogli uruchamiać dedykowane swoje aplikacje.Platforma będzie dostępna odpłatnie,ale przedstawiciele świata nauki będą traktowani preferencyjnie.Docelowo projekt EO Claud ma być skierowany zarówno do firm prywatnych,które będą odbierały dane satelitarne jak i dla instytucji państwowych.Instytucje państwowe z tych danych będą mogły korzystać na różne sposoby poczynając od obserwacji wegetacji po przez zagrożenia kryzysowe wyjaśnia dr Grzegorz Brona,prezes Creotech Instruments S.A.Projekt potrwa dwa lata i składać się będzie z dwóch etapów.Testowe świadczenie usług rozpocznie się po zakończeniu pierwszego etapu wdrożeniowego.Po zakończeniu testów usługi świadczone będą na zasadach komercyjnych.Konsorcjum,któremu lideruje Creotech Instruments S.A. wygrało przetarg na budowę w Polsce prototypowej infrastruktury udostępniającej dane i moc obliczeniową dla aplikacji wspierających usługi oparte na obserwacji Ziemi.

Jak się bronić przed asteroidami

Duża asteroida może uderzyć w dowolnym miejscu na Ziemi,toteż prace nad zapobieganiem takim uderzeniom powinny angażować jak najwięcej państw.Jeden z projektów finansowanych przez UE stanowił ważny krok w tym kierunku.Projekt otrzymał nazwę NEOSHIELD(A global approach to near-Earth object(NEO)impact threat mitigation).W ramach tej inicjatywy międzynarodowa grupa naukowców i inżynierów zajęła się badaniem możliwych metod obrony przed asteroidami.Znane są tysiące obiektów bliskich Ziemi(obiektów NEO),co skłania badaczy do przypuszczenia,że do niebezpiecznego zderzenia może dochodzić nawet raz na kilkaset lat.Można jednak powstrzymać asteroidę,zanim uderzy w Ziemię.Nadrzędnym celem projektu NEOSHIELD było stworzenie planu wytrącenia dużej asteroidy z orbity grożącej zderzeniem z Ziemią.Można tego dokonać na przykład przy pomocy pojazdu kosmicznego,który uderzy w asteroidę z siłą wystarczającą do zmiany jej orbity.Uczestnicy zespołu NEOSHIELD przeanalizowali szereg obiecujących metod zmiany trajektorii obiektów NEO i ustalili,że teoretycznie zadziałanie z niewielką siłą w odpowiednim miejscu i czasie może okazać się wystarczające.Rozważane jest zastosowanie tzw.impaktora kinetycznego,czyli dużej sondy kosmicznej,która uderzyłaby w asteroidę z ogromną prędkością względną,przekazując siłę wystarczającą do zmiany orbity.Obecny stan techniki pozwala na zbudowanie jednostki wystarczającej w przypadku obiektów o średnicy nieprzekraczającej kilometra.Dotychczas nie zbadano jednak wszystkich aspektów użycia tej metody.Partnerzy projektu NEOSHIELD zajęli się zagadnieniem z różnych stron,od badań astronomicznych nad cechami fizycznymi obiektów NEO oraz eksperymentów laboratoryjnych i obliczeniowych mających ustalić wpływ uderzenia na tor lotu planetoidy po opracowanie technologii niezbędnych do zorganizowania misji zmiany trajektorii.Pracowano między innymi nad metodami nakierowania pojazdu kosmicznego na ruchomy cel pod właściwym kątem i z odpowiednią prędkością.Najpotężniejszą,ale zarazem najmniej korzystną techniką analizowaną w toku projektu NEOSHIELD jest użycie siły eksplozji do zmiany trajektorii lub rozbicia asteroidy zmierzającej w kierunku Naszej planety.Rozsadzenie dużej asteroidy mogłoby jednak mieć katastrofalne skutki w postaci zasypania Ziemi deszczem mniejszych fragmentów asteroidy.Projekt NEOSHIELD dostarczył szczegółowe plany misji kosmicznych,które mogą stanowić podstawę dla kierowanych do krajowych i międzynarodowych agencji kosmicznych propozycji misji zbadania lub zademonstrowania technik zmiany trajektorii obiektów NEO.Sfinansowanie takiej misji wymagałoby pełnej współpracy międzynarodowej oraz globalnej jednomyślności w kwestii podjęcia działań obronnych w sytuacji zagrożenia.

Lód poza Naszym Układem Słonecznym

W całym Układzie Słonecznym odkrywamy lód od Merkurego,planety leżącej najbliżej Słońca,aż po najbardziej oddalone skorupy komet w obłoku Oorta.Finansowani ze środków UE naukowcy zbadali niektóre z miejsc występowania lodu,aby określić sposób formowania się systemów planetarnych.Słońce,podobnie jak inne gwiazdy,powstało z chmury wodorowej,cząsteczek helu i pyłu.Początkowa temperatura mgławicy słonecznej musiała wynosić 2000 stopni Kelvina.Po schłodzeniu nastąpiło skroplenie różnych pierwiastków w lód i ziarna.Gaz częściowo skroplił się do postaci potężnych planet otoczonych wirującym dyskiem materiału,z którego wykształciły się liczne pierścienie.Pierścienie Saturna tworzą spektakularny widok,jednak tego typu pierścienie odkryto niedawno wokół mniejszego obiektu.Odkrycia tego dokonano w ramach finansowanego przez UE projektu ISANDAL(Ice:Small and near,distant and large.Understanding planet formation through observation of solar-system minor bodies and extra-solar planets).Obserwacje poczynione w Obserwatorium La Silla i innych lokalizacjach w Ameryce Południowej pomogły członkom projektu ISANDAL odkryć,że oddalona asteroida Chariklo otoczona jest dwoma gęstymi i wąskimi pierścieniami.Ten centaur jest najmniejszym obiektem,u którego zaobserwowano pierścienie i zaledwie piątym ciałem w Naszym Układzie Słonecznym.Kolejnym zaskoczeniem było odkrycie asteroidy,która zachowaniem przypomina kometę,zgodnie z nagraniami misji Rosetta Europejskiej Agencji Kosmicznej(ESA).Naukowcy zaobserwowali typowy dla komet ogon wychodzący z asteroidy.Dla kształtu ogona naukowcy znajdują tylko jedno wyjaśnienie,a mianowicie,że jest to smuga szczątków po zderzeniu dwóch asteroid.Dzięki połączeniu różnych ujęć wykonanych z ziemi i ze statku kosmicznego Rosetta,stworzono trójwymiarowy obraz ogona.Linia materiału nie przypominała tego,czego spodziewali się naukowcy z zespołu ISANDAL w razie trwającej aktywności kometo podobnej.W rezultacie członkowie projektu ISANDAL przyjęli rolę koordynatora kampanii obserwacji naziemnych w ramach misji Rosetta.Ów statek kosmiczny orbituje nawet do 100 km od jądra 67P/Churyumov-Gerasimenko.Aby zobaczyć całą kometę wraz z jej ogonem,konieczne było obserwowanie jej z Ziemi.Dlatego prace badawcze naukowców z zespołu ISANDAL trwają we współpracy ze światową siecią teleskopów RoboNet gotowych do monitorowania alertów mikrosoczewkowania na dowód istnienia planet poza słonecznych.Te sterowane automatycznie teleskopy dostarczyły dużej ilości danych,ujawniając,że małe i lodowe planety występują dość powszechnie.Projekt ISANDAL,dzięki swoim licznym odkryciom,zapoczątkował nowy rozdział w poszukiwaniach nieznanych światów poza Układem Słonecznym.

Galaktyki dryfujące poprzez kosmiczną sieć

Gromady galaktyk są prawdopodobnie największymi obiektami ograniczonymi grawitacyjnie we wszechświecie.Astrofizycy wspierani ze środków UE zajęli się badaniem dostępnych danych obserwacyjnych,aby potwierdzić teorie ich ewolucji w kosmicznym czasie.Choć Nasza galaktyka może wydawać się potężna,Droga Mleczna to zaledwie drobinka w porównaniu do gromad galaktyk.Owe zbiorowiska setek tysięcy galaktyk połączonych ze sobą siłą grawitacji nieustannie rozrastają się,wychwytując masę z otaczającej je materii międzygwiezdnej(ICM).Naukowcy przypuszczają,że przyrastający gaz rozgrzewa się i spowalnia w potężnych falach uderzeniowych otaczających gromady.Obecnie zespół europejskich astrofizyków zidentyfikował sygnaturę tego typu fali wokół jednej z najbogatszych pobliskich gromad,Gromady Coma oddalonej o około 100 megaparseków od Nas.Dzięki wsparciu ze środków UE,zespół projektu NEPAL(Non-equilibrium processes in galaxy clusters)odkrył sygnaturę gromady promieniowania gamma,prowadząc obserwacje z naziemnego obserwatorium VERITAS(Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System).Ta długo oczekiwane wykrycie tego typu fali uderzeniowej może dostarczyć nowych kosmologicznych informacji na temat ICM.Z drugiej strony,w przeciwieństwie do gazu przyrastającego z ICM,naukowcy zakładają,że temperatura gazu w rdzeniu takich gromad galaktyk spada z czasem,formując przepływ gazu na tyle zimnego,że następuje jego zagęszczenie i formują się nowe gwiazdy.Badaczom z zespołu NEPAL udało się zidentyfikować na podstawie wysokorozdzielczych obrazów rentgenowskich zimny front wewnątrz rdzenia,a czasem poza nim.Przede wszystkim przepływ ścinający poniżej zimnych frontów może generować silne pola magnetyczne niezbędne do ustabilizowania pod względem niestabilności Kelvina-Helmholtza.Tego typu pola magnetyczne wywołane przepływem ścinającym w przeszłości odtwarzano w symulacjach komputerowych.Ich istnienie nie zostało jednak dotąd potwierdzone.Wyniki projektu NEPAL mogą rzucić nowe światło na stygnący rdzeń gromad galaktyk,w którym znajdują się stare galaktyki i w obrębie którego rodzi się tak niewiele nowych gwiazd.Dalsze badania poparte obserwacjami na różnych długościach fali prawdopodobnie dostarczą bardziej kompletny obraz materii międzygalaktycznej.

Spojrzenie w głąb gwiazd neutronowych

Fizykom z UE udało się uzyskać wgląd we wnętrze gwiazd neutronowych poprzez połączenie obserwacji z obliczeniami teoretycznymi.Próbowali w ten sposób określić naturę materii w tych ultra gęstych gwiezdnych zwłokach.Gwiazdy neutronowe to pozostałości po wybuchu supernowych,których materia jest tak skondensowana,że protony i elektrony w atomach przekształcają się do postaci neutronów.Są tak gęste,że łyżeczka tej ultra gęstej materii na Ziemi ważyłaby około sześciu miliardów ton.Niektóre gwiazdy neutronowe posiadają także silne pola magnetyczne,które są o milion miliardów razy silniejsze niż pole magnetyczne Ziemi.Nie zaskakuje fakt,że gwiazdy neutronowe stały się swego rodzaju wyjątkowym laboratorium dla naukowców wspieranych przez UE,którzy podjęli się testowania materii w ekstremalnych warunkach,których nie da się odtworzyć w żadnym laboratorium na Ziemi.Celem ostatecznym projektu NSLABDM(Neutron stars as a laboratory for dense matter)było ograniczenie właściwości materii nadjądrowej w ich wnętrzu pomiarami mas gwiazd neutronowych,promieni i szybkości stygnięcia.Wyniki reprezentują wyraźne postępy w Naszej obecnej wiedzy na temat materii wchodzącej w silną interakcję.Właściwości gorącego i gęstego środowiska panującego w rdzeniach gwiazd neutronowych poddano badaniom w ramach teorii efektywnego pola.Zespołowi projektu NSLABDM udało się obliczyć siłę oporu i współczynniki dyfuzji nieznanych mezonów,które mają znaczenie w kontekście eksperymentów zderzeniowych z udziałem jonów ciężkich.Zespół NSLABDM zastosował pomiary uzyskane w wyniku zderzeń jonów ciężkich,aby zdefiniować równanie stanu materii jądrowej dla gęstości aż trzykrotnie przekraczających próg nasycenia materii jądrowej.Na podstawie związku między gęstością,temperaturą i ciśnieniem naukowcy oszacowali limit dla najwyższej możliwej masy gwiazdy neutronowej.Przy ekstremalnie wysokich ciśnieniach wewnątrz gwiazd neutronowych,neutrony łączą się ze sobą.Wyprodukowane pary uzyskują możliwie najniższy stan energetyczny,na jaki pozwala fizyka kwantowa i przekształcają się w nad ciecz.Badacze z zespołu NSLABDM przeanalizowali różne procesy rozpraszające,by uzyskać współczynniki transportu,które są kluczem do zrozumienia fizyki mikroskopowej materii bez tarciowej.Wszystkie uzyskane rezultaty projektu NSLABDM opisano w licznych publikacjach.Wyniki badań dostarczyły cennych informacji na temat interakcji cząstek elementarnych i ilości materiału,jaką da się sprężyć.

Fale grawitacyjne narzędzie do obserwacji czarnych dziur

Naukowcy finansowani ze środków UE zestawili wyniki zaawansowanych symulacji liczbowych z danymi obserwacyjnymi w ramach prób zwiększenia ich zdolności do wykrywania fal grawitacyjnych emitowanych przez łączące się podwójne czarne dziury.Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje tworzenie się zmarszczek w czasoprzestrzeni generowanych przez pary łączących się czarnych dziur.Gdy dochodzi do połączenia galaktyk,super masywne czarne dziury,które są prawdopodobnie w centrum dużych galaktyk,niewątpliwie spotkają się.Początkowo podejmują ze sobą swoisty taniec,po czym następuje rozpaczliwy uścisk,który kończy się zespoleniem.Ogólna teoria względności przewiduje,że tuż przed zakończeniem swego tańca,czarne dziury emitują fale grawitacyjne.Naukowcy pracujący nad finansowanym przez UE projektem CBHEO(Connecting numerical simulations of black holes with experiment and observations)wygenerowali"wzorcowe"kształty fali,które powinny pokrywać się z takimi sygnałami astrofizycznymi.Zgodnie z oczekiwaniami,zaobserwowane kształty fali mają obejmować sygnały z dwóch czarnych dziur poruszających się spiralnie w swoim kierunku,a także ich połączenia i następującej po nim oscylacji rotujących czarnych dziur(tzw.ring-down).Wzorce wygenerowane przez zespół CBHEO przy użyciu względności liczbowej i technik po newtonowskich obejmują wszystkie te funkcje.Mówiąc dokładniej,przeprowadzono modelowanie zlewającej się części kształtu fali przy użyciu analitycznych kalkulacji po newtonowskich.Z drugiej strony potrzebne były rozwiązania liczbowe równań pola według ogólnej teorii względności do dokładnego modelowania końcowych orbit i połączenia czarnych dziur.Te hybrydowe kształty fali dodano do danych przekształconych w prognozy krzywych czułości dla detektora Virgo i LIGO(Laserowego Obserwatorium Interferometrycznego Fal Grawitacyjnych).Uzyskane w efekcie dane przeanalizowano za pomocą algorytmów wykrywania fal grawitacyjnych w ramach wspólnego działania NINJA(ang.Numerical Injection Analysis).Badacze z zespołu CBHEO przeprowadzili także modelowanie zderzeń partonów wyprodukowanych w wyniku scalania czarnych dziur.Motywacją do przeprowadzenia tego badania była możliwość formowania czarnych dziur w ramach eksperymentów zderzeń cząstek zgodnie z przewidywaniami nowych teorii grawitacji.Głównym efektem symulacji była ilość energii i pęd kątowy utracony w falach grawitacyjnych.Uzbrojeni w wyniki projektu CBHEO dotyczące dynamiki czarnych dziur naukowcy mają nadzieję,że uda im się zidentyfikować sygnatury fal grawitacyjnych.Ponieważ zaś czarne dziury są tak trudne do obserwacji,informacje o falach grawitacyjnych mogą okazać się nowym potężnym narzędziem w dziedzinie astrofizyki.

Program Copernicus in situ

Unijne konsorcjum zaproponowało innowacyjne ramy na rzecz zrównoważonego otwartego dostępu do danych in situ,których będą potrzebowały usługi Copernicus w przyszłej fazie operacyjnej.Copernicus to europejski program obserwacji Ziemi,mający zapewniać kluczowe usługi w tym zakresie.Jego zastosowania obejmują ochronę środowiska,zarządzanie gruntami i zasobami wodnymi,opiekę zdrowotną,transport,zapobieganie zmianie klimatu,zrównoważony rozwój,obronę cywilną i turystykę.Prace nad częścią kosmiczną programu Copernicus zostały zakończone,a jej zarządzaniem zajmuje się Europejska Agencja Kosmiczna(ESA).Problemem jest jednak część naziemna programu Copernicus,oparta na infrastrukturze obserwacyjnej,która podlega i jest obsługiwana przez wielu różnych interesariuszy krajowych i europejskich.Niektórzy z nich współpracują ze sobą w ramach sieci europejskich i międzynarodowych.Konsorcjum projektu GISC(GMES in-situ coordination),finansowanego ze środków UE,prowadziło działania obejmujące różnych dostawców danych,aby zapewnić niedrogi i stabilny otwarty dostęp do danych in situ programu Copernicus.Głównym celem inicjatywy było opracowanie metod umożliwiających sieciom dostarczanie wymaganych danych in situ na potrzeby usług Copernicus.Przeanalizowano podejście pozwalające na połączenie zbiorów danych w stabilne ramy,a także przetestowano architekturę operacyjną tych ram.Wcześniej jednak określono i sklasyfikowano potrzeby różnych usług w zakresie monitorowania lądów,mórz,środowiska i atmosfery,a także zarządzania kryzysowego.Obszerny katalog potrzeb dotyczących danych in situ jest efektem konsultacji z interesariuszami istniejących usług podstawowych programu Copernicus.Ustalenia te stały się punktem wyjścia dla dalszych analiz wymagań dotyczących danych in situ.Uczestnicy projektu GISC pracowali nad zidentyfikowaniem brakujących i powielających się danych,a także kluczowych ograniczeń,które trzeba wyeliminować,aby uzyskać w pełni sprawny system.Przygotowany raport umożliwił oszacowanie kosztów związanych z dostarczaniem danych in situ od roku 2014.W ramach projektu GISC rozwijano też współpracę,aby umożliwić szybki i stabilny dostęp do wszystkich istotnych danych in situ.Zawarto porozumienia o partnerstwie z EuroGeoSurvey,EuroGeographics,EuroGOOS i innymi europejskimi organizacjami,by mogły one trwale zaangażować się w pracę nad programem.Ukończono politykę Europejskiej Agencji Środowiska(EEA)dotyczącą otwartych danych,dzięki której wszystkie dane in situ będą przetwarzane w sposób spójny i przejrzysty.Po zakończeniu projektu GISC,EEA chce kontynuować promowanie wymiany danych in situ dotyczących usług programu Copernicus,kiedy ten zacznie już w pełni funkcjonować.

Wymiana danych środowiskowych poprzez GEOSS

Dane geoprzestrzenne gromadzone są przy pomocy boi umieszczonych w oceanach,a także lądowych stacji środowiskowych i satelitów znajdujących się na orbicie ziemskiej.Naukowcy starali się wspólnym wysiłkiem ułatwić korzystanie z ogromnych ilości tych danych.Uczestnicy finansowanego ze środków UE projektu IGIT(Integrated geo-spatial information technology and its application to resource and environmental management towards the GEOSS)dostrzegli,że informacje o środowisku powinny być przekazywane decydentom i ogółowi społeczeństwa.Jest to jednak trudne zadanie,wymagające zastosowania ogólnych ram.Globalny System Systemów Obserwacji Ziemi(GEOSS)powinien przynieść istotne korzyści w tym zakresie dzięki mechanizmom integracji danych oraz dostępowi do usług,które można łączyć ze sobą.Projekt IGIT walnie przyczynił się do realizacji założeń GEOSS.Jego uczestnicy wspólnie kierowali się wizją,zgodnie z którą badania środowiskowe mogą skorzystać na poprawie dostępu do informacji geoprzestrzennych.Program wymiany badawczej połączył ośrodki z Chin i Europy z zamiarem pracy nad prototypowymi systemami zbierania i analizy danych.Osiem renomowanych instytucji różnych specjalizacji pracowało nad akwizycją informacji oraz zarządzaniem różnorodnymi zbiorami danych geoprzestrzennych.Partnerzy projektu IGIT opracowywali łańcuchy procedur i umożliwiających przetwarzanie obrazów optycznych,hiper spektralnych i lotniczych,map topograficznych i danych pochodzących z teledetekcji.Aby przekształcić te dane w zrozumiałą wiedzę,konieczna jest jednak płynna integracja informacji geoprzestrzennych pochodzących z różnych źródeł.Ponadto,do spojrzenia na Ziemię jako system,potrzebna jest taka konceptualizacja informacji geoprzestrzennych,która umożliwi ich łączenie ze sobą.Ten efekt synergii integracji różnorodnych danych geoprzestrzennych i rozwijania badań w oparciu o inne analizy stał się możliwy dzięki projektowi IGIT.W ciągu czterech lat realizacji inicjatywy IGIT zorganizowano szereg warsztatów poświęconych wymianie informacji i rezultatów badawczych.Wyniki badań publikowano w czasopismach naukowych,a elementy prototypowego systemu integracji danych zaprezentowano na międzynarodowej konferencji zorganizowanej przez konsorcjum w 2015 r.Na sprawniejszym dostępie i większych możliwościach wykorzystania danych i usług geoprzestrzennych mogą skorzystać nie tylko naukowcy,ale również organy administracji państwowej i organizacje pożytku publicznego.Doświadczenia zgromadzone w projekcie IGIT wskazują jednak,że konieczne będzie jeszcze pokonanie wielu problemów w zakresie dostarczania informacji na temat zasobów naturalnych i środowiska.

Obserwacje stanów przejściowych wszechświata

Choć nocne niebo wydaje Nam się nieruchome,wszechświat obserwowany w wysokich energiach aż kipi od aktywności.Badacze z UE opracowali narzędzia do analizy intrygującego zachowania wielu źródeł promieniowania gamma.Staranne obrazowanie dużych obszarów nieba ujawniło istnienie ciał niebieskich,które zmieniają się w ludzkiej skali czasu.Pośród nich supernowe reprezentują punkty końcowe gwiezdnej ewolucji.Owe wybuchy nadolbrzymich gwiazd,zdolnych do krótkiego rozbłysku przyćmiewającego całą galaktykę,są także powiązane z przyspieszeniem promieni kosmicznych,które wzbogacają chemicznie środowisko międzygalaktyczne.Jednak obecny widok wysokoenergetyczny nieba obfituje w zjawiska o zmiennym czasie trwania,od 1-sekundowych rozbłysków gamma(GRB)po dni powstawania galaktycznych nowych.Naukowcy zaangażowani z projekt HETRANSIENTS(Innovative tools for the study of high-energy transients),finansowany przez UE,zaproponowali nowe narzędzia pozwalające lepiej zrozumieć tak ekstremalne procesy astrofizyczne.Zespół projektu HETRANSIENTS opracował wspólną bazę danych GRBspec,aby udostępnić widma GRB z licznych obserwatoriów społeczności badawczej.Strona internetowa poświęcona GRBspec udostępnia także narzędzia do wizualizacji i analizy,które pomagają użytkownikom nie tylko dokonywać oceny danych przed ich pobraniem,ale także analizować je online.Spośród wszystkich widm jedno o względnie krótkim czasie trwania wyróżniało się.Widmo to powstawało wskutek gwałtownej fuzji dwóch gwiazd neutronowych pod koniec ich istnienia.W poświacie GRB zarówno cechy absorpcji,jak i emisji były wyraźnie widoczne.Dzięki technikom spektroskopii poświaty i spektroskopii wielu długości fali zespół HETRANSIENTS miał możliwość określić jej odległość i zbadać jej lokalne środowisko.Dodatkowo naukowcy zgromadzili dane obserwacyjne dowodzące związku między długotrwałymi GRB a supernowymi.Badając galaktyki macierzyste nowo odkrytych supernowych,badacze odkryli,że pierwsze wybuchy gwiezdne następują wcześniej niż GRB.Dzięki temu odkryciu zespół projektu HETRANSIENTS wywnioskował,że źródłem tych wybuchów są gwiazdy masywne.Duża próbka widma GRB dostępna dzięki bazie GRBspec dostarcza cennych spostrzeżeń na temat ewolucji różnych środowisk galaktycznych w historii wszechświata.Badanie zjawisk o zmiennym czasie trwania,z możliwością rozwikłania współzależności między cząsteczkami a polami magnetycznymi,to obiecujący szlak ku pogłębieniu obecnej wiedzy na temat oddziaływań,jakie zdarzenia te wywierają na swoim środowisku.

Wirujące sekrety dysków gwiezdnych formujących planety

Nowo narodzone gwiazdy otaczają dyski protoplanetarne,wirujące plazmy,które mogą stanowić jądro powstającego układu słonecznego.Naukowcy finansowani ze środków UE zbadali nieuporządkowany ruch gazów składowych,aby zrozumieć, w jaki sposób dokonują tej transformacji.Naukowcy mają nadzieję,że dzięki lepszemu zrozumieniu natury gazów,dowiedzą się więcej o wzajemnej interakcji cząstek i ich koagulacji,której efektem końcowym jest formowanie się planet.Wyzwanie polega na stworzeniu właściwych modeli odpowiadających strukturze dysków,opisujących gęstości i temperatury zmieniające się wraz z odległością od gwiazdy.Niezbędne są także założenia dotyczące siły istniejącego pola magnetycznego oraz struktury jonizacji dysku.Odkrycie,w którym miejscu temperatura może być zbyt niska,by usunąć elektrony z atomów i molekuł,ma duże znaczenie dla możliwości określenia miejsca,w którym turbulencja będzie gwałtowniejsza.Wyzwanie,z jakim zmierzył się zespół projektu HALLDISCS(Hall dominated turbulence in protoplanetary discs),finansowanego przez UE,było związane z kwestią techniczną dotyczącą symulacji magnetohydrodynamicznych(MHD).Wykorzystywane dotychczas algorytmy nie były w stanie uchwycić natury efektu Halla.W plazmach składających się z cząstek obojętnych,jonów i elektronów,różnica prędkości między dodatnio i ujemnie naładowanymi cząstkami wywołuje efekt Halla.Dodatkowo dyssypacja omowa wywoływana jest zderzeniami między elektronami i cząstkami obojętnymi,a dyfuzja ambipolarna zderzeniami między jonami a cząstkami obojętnymi.Zespół HALLDISCS wykonał symulacje 3D,które obejmowały wszystkie trzy niedoskonałe efekty MHD,aby zbadać rolę efektu Halla w dynamice gazów dysku.Efekt Halla ożywił"martwe"strefy,generując pole magnetyczne przy znacznym stresie poprzez płaszczyznę środkową dysku.Zaobserwowano,że przepływ plazmy w płaszczyźnie środkowej był generalnie laminarny,co sugeruje,że prędkość,z jaką osadza się pył,jest wysoka.Wyniki te kwestionują dotychczasowe modele akrecji warstwowej i demonstrują,że efekt Halla musi najwyraźniej uzyskiwać jakościowo poprawne rezultaty.Poprzez porównanie obserwacji z prognozami teoretycznymi,uczestnicy projektu HALLDISCS mają nadzieję,że w najbliższych latach uda im się zweryfikować wiedzę o akrecji dysków.

Przygotowanie maleńkich satelitów do wielkich wyzwań naukowych

W czasach cięć budżetowych satelity ważące zaledwie kilka kilogramów mogłyby stać się cennym narzędziem do eksploracji kosmosu.Aby przybliżyć opinii publicznej nanosatelity do badań przestrzeni kosmicznej,w ramach finansowanego przez UE projektu starano się ustanowić pewną bazę technologii,infrastruktury i zasobów ludzkich.W ostatnich dziesięcioleciach Europa dowiodła,że ma ogromny potencjał w zakresie tworzenia systemów obserwacji Ziemi(EO) i operowania nimi.Dzięki wieloletnim sukcesom w dziedzinie monitorowania Naszej planety z kosmosu powstała nowa możliwość połączenia postępów w technologii nanosatelitarnej z realizacją polityki UE w sprawie przestrzeni kosmicznej.Obecnie stosowany jest Copernicus,europejski strategiczny system monitoringu.Konstelacja satelitów EO i czujników in situ pobiera wiarygodne dane,które pozwalają zrozumieć,jak zmienia się Nasza planeta i jej klimat.Informacje te pomagają także zrozumieć rolę,jaką w zmianach tych odgrywa działalność człowieka.Celem projektu NANOSAT(Utilizing the potential of nanosatellites for the implementation of European space policy and space innovation),finansowanego przez UE,było zademonstrowanie możliwości nanosatelitów i stworzenie kompleksowej bazy danych wszystkich aktorów.Choć nanosatelity są maleńkie,mogą wspomagać wiele funkcji wykonywanych obecnie przez znacznie droższe duże systemy kosmiczne.Co ważniejsze,nanosatelity mogą pełnić innowacyjne usługi,uzupełniające usługi systemu Copernicus,dotyczące aspektów środowiskowych i bezpieczeństwa.Aby osiągnąć swój cel i uzyskać pożądany efekt,projekt zrzeszył wszystkich ważnych aktorów w europejskiej branży nanosatelitarnej:Obserwatorium w Tartu,Uniwersytet w Aalborgu,OHB System AG oraz NANOSPACE,a także organizację koordynującą Invent Baltics OÜ.Podczas kilku warsztatów zorganizowanych w ramach projektu NANOSAT,zaprezentowano dotychczasowe i innowacyjne zastosowania satelitów o rozmiarach nie przekraczających 40 cm i o masie zaledwie 1 kg.Dodatkowo odkrycia projektu zaprezentowano podczas wybranych konferencji międzynarodowych dotyczących badań i innowacji w dziedzinie kosmosu.Sprawozdania z warsztatów i inne tematyczne dokumenty można znaleźć w archiwum dokumentów na stronie internetowej projektu.Przede wszystkim historie sukcesu posłużyły do identyfikacji możliwości,jakie otwierają się przed miniaturowymi misjami kosmicznymi,a które wniosą wkład w EO,a także kształcenie.Ponadto ukazano następującą przemianę z satelitów edukacyjnych CubeSats na te wykorzystywane w prawdziwych misjach kosmicznych,motywując do wynalazków i postępów w dziedzinie inżynierii.Na zakończenie,europejska społeczność zaangażowana w stosowanie nanosatelitów została poproszona o udostępnienie opinii zwrotnej za pośrednictwem ankiety internetowej,dzięki której partnerzy projektu NANOSAT mogli lepiej zrozumieć obecny poziom technologii.Wraz z ewentualnymi przeszkodami na drodze do tworzenia projektów Nano satelitarnych,odkrycia te umożliwiły opracowanie projektów potwierdzających słuszność koncepcji misji.Nanosatelity okazały się zdolne wesprzeć rozwój kolejnych udoskonalonych systemów i misji satelitarnych.Gdy technologia NANOSAT przekroczy etap demonstracji potwierdzających słuszność koncepcji,włączenie nanosatelitów do europejskiego programu Copernicus powinno być możliwe.Warto nadmienić,że jednym z głównych rezultatów projektu było zaprezentowanie największej na świecie,obszernej i nieustannie aktualizowanej internetowej bazy danych nanosatelitarnych,która jest dostępna na stronie internetowej projektu.

Kierunek Mars.Sonda ExoMars2016 poszuka śladów życia

Zbudowana przy udziale polskich firm sonda ExoMars2016 14 marca 2016 r.ruszy w podróż w stronę Czerwonej Planety.Cel to poszukiwanie biologicznych śladów życia na Marsie.Misja ExoMars2016 to jeden z najbardziej ambitnych projektów kosmicznych Europejskiej Agencji Kosmicznej w jakich kiedykolwiek uczestniczyły polskie podmioty. 14 marca o godzinie 10.30 przewidywany jest,start rakiety,która wyniesie w przestrzeń kosmiczną sondę ExoMars a na jej pokładzie znajdzie się kamera do obserwacji śladów węglowodoru mówi newsrm.tv Jacek Kosiec,dyrektor programu kosmicznego Creotech Instruments.Rakieta kosmiczna zostanie wystrzelona z kosmodromu Bajkonur w Kazachstanie.Celem misji Europejskiej Agencji Kosmicznej(ESA)ExoMars2016,realizowanej we współpracy z Rosyjską Agencją Kosmiczną(Roskosmos)jest poszukiwanie biologicznych śladów życia na Marsie.Misja składa się z czterech platform kosmicznych,które wysłane zostaną w stronę Czerwonej Planety w dwóch turach.14 marca rosyjska rakieta Proton-M wyniesie w przestrzeń kosmiczną lądownik"Schiaparelli EDM"badający warunki meteorologiczne na Marsie oraz orbiter"ExoMars Trace Gas Orbiter"poszukujący na powierzchni planety śladów gazów związanych z życiem lub procesami geologicznymi.W 2018 roku kolejna rosyjska rakieta wyśle w stronę Marsa łazik"ExoMars Rover"poszukujący śladów życia biologicznego oraz lądownik"ExoMars Rover Lander",który pozwoli łazikowi bezpiecznie osiąść na powierzchni planety.ExoMars to niezwykle ambitne przedsięwzięcie,które może okazać się kamieniem milowym w procesie eksploracji Czerwonej Planety i poszerzania naszej wiedzy o świecie komentuje dr Adam Piotrowski,prezes VIGO System S.A.
Orbiter zbada gazy,lądownik warunki meteorologiczne na Marsie
Polski udział w projekcie związany jest zarówno z budową orbitera,czyli sztucznego satelity krążącego po orbicie Marsa,jak również lądownika,który wyląduje na Czerwonej Planecie.Zadaniem umieszczonego na orbicie satelity będzie wykonywanie pomiarów przy użyciu zamontowanego na pokładzie sprzętu,w tym zaawansowanej kamery CaSSIS.Członkiem konsorcjum odpowiedzialnego za budowę orbitera ExoMars Trace Gas Orbiter jest Centrum Badań Kosmicznych PAN,którego zadaniem było wyprodukowanie i montaż kamery CaSSIS.Kamera będzie wykonywała kolorowe zdjęcia powierzchni Marsa w wysokiej rozdzielczości.Przy jej użyciu fotografowane będą formacje skalne wiązane przez naukowców z emisją śladowych ilości gazów.Te mogą być przejawem procesów geologicznych,którym podlega powierzchnia Marsa,ale mogą być także dowodem,że na Czerwonej Planecie istnieje lub istniało życie.Instrumenty NOMAD i ACS,zamontowane na pokładzie orbitera,będą wykorzystywać obrazy z kamery do identyfikacji źródeł emisji gazów.Zadaniem Creotech Instruments S.A.realizowanym na zlecenie Centrum Badań Kosmicznych PAN polegało na montażu powierzchniowym elementów systemu zasilania kamery CaSSiS.Montaż przeprowadzony został w specjalnych laboratoriach firmy Creotech,które pozwalają na pełną kontrolę jakości i nadzór nad produkcją.Moduł Schiaparelli,czyli demonstrator lądowania,będzie badał warunki meteorologiczne podczas lądowania na planecie oraz wykona testy szeregu innowacyjnych rozwiązań technologicznych,które mają być wykorzystane w przyszłych misjach międzyplanetarnych realizowanych przez ESA.Najważniejsze z nich to test osłony ablacyjnej(chroniącej przed wysokimi temperaturami podczas wejścia w atmosferę)oraz technologia hamowania za pomocą silników rakietowych.Lądownik ma udowodnić możliwość lądowania z kontrolowaną orientacją i prędkością dotknięcia powierzchni planety.Do przeprowadzenia testów podczas wejścia w atmosferę i lądowania Schiaparelli na Marsie wykorzystany będzie m.in.opracowany przez Niemiecką Agencję Kosmiczną(DLR)system Comars+,monitujący zewnętrzne powłoki lądownika.Jednym z jego elementów są wąskopasmowe radiometry zwane ICOTOM(opracowane przez francuską firmę Le Verre Fluoré), wykorzystujące detektory podczerwieni wyprodukowane przez VIGO System.Wyjątkowość tej misji nie jest związana tylko i wyłącznie z obszarem nauki i wiedzy,chociaż właśnie to rzuca się najbardziej w oczy.ExoMars to także świetny przykład tego,że razem możemy więcej.To dotyczy także Naszego,polskiego podwórka mówi dr Grzegorz Brona,prezes Creotech Instruments S.A.

Neutrina z implozyjnych supernowych

W gęstym strumieniu nieposiadających masy neutrin emitowanym z implozyjnych supernowych cząstki te wzajemnie zaburzają swój ruch,w wyniku czego powstają zbiorcze efekty oscylacyjne.Dopiero niedawno dostrzeżono znaczenie tych nieliniowych zjawisk i zaczęto je badać.Supernowa kończy życie masywnej gwiazdy.Gdy gwiazda taka umiera,następuje spektakularna eksplozja największa,jaką obserwuje się we wszechświecie.Naukowcy sądzą,że w jej wyniku powstają ogromne ilości neutrin,które niosą ze sobą olbrzymie ilości energii,gdy gwieździe kończy się paliwo i zapada się.Część tych neutrin jest pochłaniana przez zapadającą się materię,która staje się gorąca i rozszerza się.W końcu gwiazda eksploduje z niesłychaną siłą.W ułamku tych neutrin naukowcy uczestniczący w pewnym unijnym projekcie znaleźli wyjątkowe laboratorium astrofizyczne,umożliwiające badanie ewolucji zapachu tych cząstek.Inicjatywa DENSE NEUTRINOS(Neutrino oscillations in dense medium:Probing particle physics together with astrophysics and cosmology)skupiała się na niestabilnościach zapachu powodowanych przez oddziaływania między neutrinami zachodzącymi w najgłębszych obszarach gwiazd.Skutecznym narzędziem do diagnozowania niestabilności była liniowa analiza stabilności równań ruchu neutrin.Metoda ta pomogła w określeniu początków zmian zapachu w oparciu o realistyczne profile gęstości neutrin i materii implozyjnej supernowej.Zespół DENSE NEUTRINOS zastosował tę metodę do pozbycia się założenia symetrii osiowej w propagacji neutrin.Stwierdzono niestabilność o wielu kątach azymutalnych oprócz niestabilności o wielu kątach zenitowych.Wyniki tych prac porównano z symulacjami numerycznymi opartymi na nieliniowych równaniach propagacji neutrin,wprowadzając kąt azymutalny jako zmienną dodatkową obok kąta zenitowego.Niejednorodne rozkłady kątowe okazały się hamować wzrost niestabilności zapachu.Profile gęstości neutrin i materii zastosowane w badaniu DENSE NEUTRINOS otrzymano przy pomocy modeli eksplozji z zapadnięciem się rdzenia.Zaskakującą cechą tych symulacji było to,że emisja w jednej półkuli gwiazdy była silnie zdominowana przez neutrina elektronowe.W drugiej półkuli zaobserwowano podobne przepływy elektronowych antyneutrin i neutrin.Dzięki obserwacjom wysokoenergetycznych neutrin przy pomocy na przykład eksperymentu IceCube oraz dzięki mocy obliczeniowej możliwej do uzyskania przy pomocy architektur równoległych naukowcy mogą teraz uzyskać pełniejsze informacje na temat fizyki supernowych implozyjnych.Projekt DENSE NEUTRINO oznacza olbrzymi krok w tym kierunku.

Co się dzieje poza Naszym układem słonecznym

Astronomowie od dawna podejrzewali,że w innych układach gwiazd w Naszej galaktyce i we wszechświecie mogą znajdować się planety.Naukowcy z UE opracowali teraz bezpośrednie metody umożliwiające obrazowanie tych planet poza słonecznych.Jednym z najważniejszych powodów,dla których planety poza słoneczne są trudne w obserwacji,jest to,że mają mniejszą jasność niż gwiazdy,wokół których krążą.Ponadto gwiazdy macierzyste emitują światło, uniemożliwiające bezpośrednią obserwację planet.W efekcie odkryto je po raz pierwszy dopiero w 1992 r.gdy to astronomowie korzystający z Obserwatorium Arecibo w Portoryko zaobserwowali kilka planet krążących wokół pulsara PSR B1257+12.Od tamtej pory niektóre planety poza słoneczne udało się zaobserwować bezpośrednio przy pomocy teleskopów.Znakomitą większość wykryto jednak metodami pośrednimi,w tym poprzez obserwację tranzytu.Finansowany ze środków UE projekt DICE(Direct imaging of extrasolar planets from LBT and VLT to E-ELT)utorował drogę nowym odkryciom dzięki wykorzystaniu możliwości bezpośredniego obrazowania naziemnych teleskopów europejskich i amerykańskich.Naukowcy uczestniczący w projekcie DICE przeprowadzili poszukiwania gazowych olbrzymów krążących wokół pobliskich gwiazd.Dokładniej mówiąc,badano tworzenie się i ewolucję układów planetarnych w Naszej galaktyce.Punktem wyjścia były gwiazdy masywne,które są stosunkowo młode w porównaniu z Naszym Słońcem.Następnie przyjrzano się gwiazdom podobnym do HR 8799,z czterema krążącymi wokół niej planetami.Aby zwiększyć czułość bezpośredniej obserwacji planet poza słonecznych, naukowcy opracowali dwa nowe koronografy.Te filtry odcinające światło pochodzące z tarcz jasnych gwiazd macierzystych zastosowano w teleskopie Very Large Telescope(VLT)w Chile oraz Large Binocular Telescope(LBT)w USA.Dzięki ich udoskonalonej konstrukcji możliwe było uzyskanie dokładnych obrazów planety poza słonecznej β Pictoris b oraz pewnej protoplanety o małej masie.W ramach projektu opracowano też nowe techniki optyki adaptacyjnej,co pozwoliło na uzyskanie nowych informacji na temat możliwych sposobów wykorzystania spektroskopii szerokiego pola w wielkich teleskopach.Sieć małych teleskopów rozmieszczonych wokół bardzo dużego teleskopu może odbierać obraz wzdłuż wielu różnych linii,dzięki skierowaniu ich w stronę jasnych gwiazd wiodących.Naukowcy uczestniczących w projekcie DICE chcą kontynuować poszukiwania planet poza słonecznych przy pomocy nowoczesnej aparatury astronomicznej Ekstremalnie Wielkiego Teleskopu Europejskiego(E-ELT).Odkrycie planet podobnych do Ziemi powoduje zwiększenie zainteresowania poszukiwaniem życia pozaziemskiego,szczególnie na obiektach poruszających się po orbicie w ekostrefie gwiazd macierzystych.

Odkrywca spadającej planety

Dr Gracjan Maciejewski z Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika wraz z kierowanym przez siebie międzynarodowym zespołem badawczym zaobserwował zjawisko świadczące o tym,że jedna z pozasłonecznych planet spada na swoją macierzystą gwiazdę.Planeta WASP-12 b została odkryta w 2008 roku w ramach projektu Wide Angle Search for Planets(WASP) i od samego początku zadziwiała astronomów mówi dr Gracjan Maciejewski.Planeta zaliczana jest do gazowych olbrzymów,czyli planet podobnych do Jowisza czy Saturna.Znajduje się jednak zaskakująco blisko swojej macierzystej gwiazdy,bo w odległości zaledwie 3,4 mln km(17 razy bliżej niż Merkury od Słońca).To powoduje,że na planecie panuje wysoka temperatura rzędu 2000 °C.Co więcej,orbita planety WASP-12 b jest zorientowana w taki sposób,że obserwujemy zjawisko tranzytu,czyli chwilowe osłabienia blasku gwiazdy wskutek zasłonięcia fragmentu jej tarczy przez planetę.Dzieje się to cyklicznie co zaledwie 26 godzin i 12 minut,czyli co pełen okres obiegu planety wokół swojej gwiazdy(dla porównania:Ziemia potrzebuje jednego roku,czyli 8766 godzin na dokonanie pełnego obiegu wokół Słońca).Badania tego pozasłonecznego układu planetarnego prowadzę już od 2010 roku.Początkowo moją uwagę przyciągnęły pewne cechy orbity planety,które mogłyby świadczyć o istnieniu w tym układzie dodatkowych planet.Analizując materiał obserwacyjny zauważyłem,że okres obiegu planety systematycznie skraca się w tempie 26 tysięcznych sekundy na rok.Innymi słowy orbita zacieśnia się o około 600 m rocznie.Wyjaśnia astronom z UMK.Obliczenia wskazują,że planeta ostatecznie spadnie na gwiazdę za około milion lat.Jest to bardzo krótki czas w porównaniu z szacowanym na około 2 miliardy lat wiekiem badanego układu planetarnego.Za zacieśnianie orbity odpowiedzialne są pływy,jakie planeta wzbudza na swojej macierzystej gwieździe(podobne zjawisko obserwujemy na Ziemi w postaci pływów morskich,za powstanie których odpowiedzialna jest siła grawitacji Księżyca i Słońca).Wyniki badań dostarczają unikatowych informacji o własnościach wnętrza gwiazdy związanych z efektywnością rozpraszania energii pływów.W skład zespołu dra Maciejewskiego,poza współpracownikami z Bułgarii,Hiszpanii,Niemiec i Korei Południowej,wchodzą także dr Grzegorz Nowak z Centrum Astronomii UMK oraz dr Łukasz Bukowiecki absolwent studiów doktoranckich na UMK.Większość obserwacji wykonano teleskopami ulokowanymi w południowej Hiszpanii,Bułgarii i na Wyspach Kanaryjskich.Część kluczowych obserwacji wykonano teleskopem fotometrycznym w Centrum Astronomii w podtoruńskich Piwnicach.Wyniki badań zostaną opublikowane w kwietniowym numerze czasopisma Astronomy&Astrophysics.

Naukowcy UMK w światowym projekcie

Toruńscy astronomowie i fizycy wezmą udział w projektowaniu instrumentów dla największego na świecie teleskopu E-ELT(European Extremely Large Telescope).Teleskop powstanie na górze Cerro Armazones w Chile.Ten niespotykanej klasy instrument to 39-metrowy Europejski Ekstremalnie Wielki Teleskop E-ELT.Pozwoli on między innymi na badanie atmosfer planet poza słonecznych w poszukiwaniu śladów życia oraz na precyzyjne pomiary fundamentalnych stałych fizycznych i wyznaczenie ograniczeń na ich ewentualną zmienność.Pracę polskich uczonych i inżynierów nad tym instrumentem koordynować będą pracownicy Wydziału Fizyki,Astronomii i Informatyki Stosowanej UMK,pod kierownictwem prof.dr.hab.Andrzeja Niedzielskiego.Naukowcy z UMK pomogą opracować koncepcję kalibracji spektrometru przy pomocy grzebienia częstotliwości optycznych(dr Piotr Masłowski i mgr inż.Grzegorz Kowzan)oraz zweryfikują nowe sposoby modelowania absorpcji atmosfer planet(dr hab.Roman Ciuryło,prof.UMK oraz dr Piotr Wcisło).Naukowcy i inżynierowie z całego świata rozpoczęli opracowywanie specyfikacji dwóch nowych spektrografów,które staną się częściami zestawu narzędzi budowanego przez Europejskie Obserwatorium Południowe(ESOEkstremalnie Wielkiego Teleskopu(E-ELT).Spektrograf Wieloobiektowy MOS(the Multi-Object Spectrograph)oraz Spektrograf Wysokiej Rozdzielczości HIRES(the High Resolution Spectrograph)będą instrumentami tego największego na świecie teleskopu.Kontrakt na rozpoczęcie prac projektowych dla MOS został podpisany 18 marca 2016 r.przez ESO oraz CNRS-INSU,wiodące instytucje w konsorcjum MOSAIC.Natomiast 22 marca 2016 r.zawarto we Florencji umowę między Europejskim Obserwatorium Południowym(ESO)a konsorcjum 12 krajów reprezentowanych przez włoski Narodowy Instytut Astrofizyczny INAF na przygotowanie szczegółowej dokumentacji spektrografu wysokiej rozdzielczości HIRES dla teleskopu E-ELT.Spektrograf MOS połączy w sobie wysoką rozdzielczość widmową oraz przestrzenną i będzie prowadził przeglądy w dużych polach w zakresie widma optycznego i podczerwonego.Pozwoli on astronomom zająć się niektórymi z najgłębszych zagadek Wszechświata:kiedy uformowały się pierwsze galaktyki i jak urosły do tak wielkich rozmiarów jak Droga Mleczna;jak zwykła materia i ciemna materia rozłożone są we Wszechświecie; i jak ewoluują planety wokół innych gwiazd.HIRES jest spektrografem wysokiej rozdzielczości,pracującym równocześnie w zakresie fal widzialnych i podczerwieni,który będzie wykorzystywany do szczegółowych i dokładnych badań pojedynczych obiektów astronomicznych.Na przykład,będzie on w stanie badać atmosfery planet przy innych gwiazdach w poszukiwaniu oznak życia;pozwoli astronomom odsłaniać ślady pierwszego pokolenia gwiazd we wczesnym Wszechświecie i ustalić czy niektóre z fundamentalnych stałych fizycznych(takich,jak na przykład stosunek mas elektronu i protonu),które regulują większość procesów fizycznych w całym Wszechświecie,w rzeczywistości nie zmieniają się w kolejnych epokach kosmicznych.Oba konsorcja należą do największych współpracujących kiedykolwiek przy budowie instrumentów astronomicznych,ilustruje to wielonarodowe zaangażowanie w budowę tych spektrografów.Instrumenty tego typu występują w zestawach podstawowych narzędzi każdego współczesnego teleskopu te wiodące na świecie przyrządy pozwolą wydobyć najwięcej informacji z niezwykłej ilości światła zbieranej przez 39-metrowe zwierciadło główne E-ELT,zapewniając im niespotykaną dotychczas wydajność.

Kosmiczna zabawa w chowanego

Grupa astronomów z Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika zaobserwowała nieznane dotąd zjawisko naprzemiennej emisji fal radiowych przez cząsteczki metanolu i pary wodnej wokół młodej gwiazdy.Odkrycia dokonano przy użyciu największego polskiego radioteleskopu(RT4)w obserwatorium w Piwnicach koło Torunia,grupą badawczą kierował prof.dr hab.Marian Szymczak.Obserwowane źródło nosi oznaczenie G107.298+5.639,w skrócie G107.Jest maserem o bardzo zaskakujących właściwościach.Okazuje się być jedynym obiektem dla którego odkryto wyraźne zależności pomiędzy emisjami występującymi w dwóch rodzajach maserów:związanych z wodą i z metanolem.Fale radiowe generowane są w otoczce wokół bardzo młodej lub powstającej gwiazdy dzięki mechanizmom na jakich działają znane z życia codziennego lasery.Jeśli taki mechanizm spowoduje emisję fal radiowych,to powstaje maser.W obłoku otaczającym rodzącą się gwiazdę mamy do czynienia z"fabryką"chemiczną,w której tworzona jest olbrzymia ilość cząstek chemicznych,w tym najprostszy alkohol,jakim jest metanol,jak i niezbędna do życia woda(w stanie gazowym).Różne rodzaje cząsteczek wysyłają fale radiowe o właściwych sobie częstotliwościach i dzięki temu możemy je rozpoznać.Przykładowo cząsteczki metanolu i pary wodnej świecą na częstotliwościach odpowiednio 6,7 GHz i 22 GHz,co przekłada się na długości fal 4,5 cm i 1,3 cm.Masery metanolu i pary wodnej występują w obszarach powstawania masywnych gwiazd.Natężenie ich promieniowania(fal radiowych)jest silnie zależne od warunków fizycznych w których działają,takich jak ilość fotonów podczerwonych,temperatura,gęstość.Dzięki temu,badając masery możemy wyciągnąć wnioski na temat procesów zachodzących w bliskim otoczeniu rodzących się gwiazd.Badania radioastronomiczne dają Nam unikatowy wgląd w te obszary,które nie są widoczne w zakresie optycznym ze względu na nieprzezroczyste obłoki gazowo-pyłowe.Wygląda to jakby oba zjawiska unikały współistnienia w tym samym czasie,jakby bawiły się w chowanego.Maser metanolowy w G107 świeci przez kilka dni,po czym zanika na ponad 20 dni,a jednocześnie pojawia się rozbłysk masera pary wodnej.Następnie maser na 22 GHz zanika i ponownie pojawia się rozbłysk na 6,7 GHz wyjaśnia prof.dr hab.Marian Szymczak z Centrum Astronomii UMK,kierujący grupą badawczą.Szczególnie interesujące są obiekty,w których zmienność maserów metanolowych jest cykliczna.Obecnie znanych jest tylko 16 okresowych maserów metanolowych z czego aż 5 zostało odkrytych przez toruński zespół za pomocą radioteleskopu RT4 w poprzednich latach.Obiekt G107 był już znany kiedy zaczęliśmy jego obserwacje w obserwatorium w Piwnicach w sierpniu 2014 r.na 6,7 GHz,czyli na linii metanolu.Wiedzieliśmy wtedy,że występuje tam okresowy maser metanolowy mówi doktorant Mateusz Olech z Centrum Astronomii UMK,który pracuje nad tematyką zmiennych maserów.Dzięki nowo zbudowanemu w Katedrze Radioastronomii odbiornikowi zainstalowanemu na radioteleskopie RT4 możliwe stało się badanie maserów pary wodnej na częstotliwości 22 GHz.Źródło G107 to naturalny kandydat do monitorowania przy pomocy nowego odbiornika.Wcześniejsze doniesienia wskazywały,że nic wyjątkowego w emisji maserowej pary wodnej się tam nie dzieje,ale doniesienia te bazowały na niewielu i do tego niezbyt regularnych obserwacjach.Postanowiłem zatem sprawdzić,czy częste i regularne obserwacje nie ujawnią jakichś okresowości.I opłaciło się!tłumaczy dr Paweł Wolak,także z Centrum Astronomii UMK.Po kilkudziesięciu dniach obserwacji,kiedy do dyspozycji była już odpowiednio duża i wiarygodna próbka danych,astronomowie z Torunia zrozumieli,że zarejestrowali zdumiewające i nigdy wcześniej nie obserwowane zjawisko.Wybuchy masera metanolowego przeplatały się z rozbłyskami masera pary wodnej.Najbardziej prawdopodobnym wytłumaczeniem cykliczności emisji masera metanolowego jest obecność układu podwójnego(a nie pojedynczej gwiazdy)w centrum gazowo-pyłowego obłoku.Ruch orbitalny gwiazd i przepływy materii powodują okresowe ogrzewanie otaczającego je pyłu,który świecąc w podczerwieni usprawnia działanie masera metanolowego.Mechanizm ten zwany jest przez astronomów"pompowaniem masera".Masery pary wodnej i metanolu są często spotykane w tych samych obiektach,jednak żadna teoria nie przewidywała jakiejkolwiek zależności między ich jasnościami.Wynika to z faktu,iż masery te są pompowane dzięki dwóm różnym zjawiskom:w przypadku pary wodnej są to fale uderzeniowe,a dla metanolu jest to wspomniane promieniowanie podczerwone pyłu.Dodatkowo,uzyskane dzięki obserwacjom interferometrycznym mapy radiowe pokazują dużą bliskość przestrzenną obłoków metanolu i wody.Fakty te czynią G107 unikatowym laboratorium doświadczalnym umożliwiającym zweryfikowanie teorii dotyczących procesów prowadzących do obserwowanych zjawisk.Radioźródło G107.298+5.639 zaskoczyło astronomów,gdyż po raz pierwszy wykazano wyraźną zależność między emisją pary wodnej i metanolu.Obecnie jest to jedyny znanym obiekt z taką cechą.Publikacja przedstawiająca wyniki ukazała się w"Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters".
Animacja 1
Cykliczna zmienność masera metanolowego.Dolny panel przedstawia widmo obiektu G107.298+5.639.Jest to zależność natężenia promieniowania(ściślej gęstości strumienia)od prędkości świecących chmur maserowych.Widmo uzyskano przez uśrednienie danych z obserwacji prowadzonych przez ponad 600 dni.Powyżej znajduje się 6 paneli z krzywymi zmian blasku.Każda krzywa przedstawia zmianę jasności wybranej chmury maserowej w czasie(łącznie 17 cykli).Położenie każdego ze składników w widmie pokazane jest poprzez odpowiednie kolory linii.Dodatkowo każdej krzywej blasku przypisano inny ton dźwięku(łącznie 6).Głośność każdego tonu jest proporcjonalna do amplitudy odpowiadającej mu krzywej blasku.Wyraźnie słychać ciekawy efekt polegający na tym,że tony nie pojawiają się lub znikają jednocześnie.Przed każdym rozbłyskiem tony zaczynają być słyszalne w pewnej kolejności.Podobnie w różnej kolejności zanikają kiedy jasność masera maleje.Zjawisko to nosi nazwę przesunięcia fazowego"phase-lag".
Animacja 2
Lewa część animacji(zwana widmem dynamicznym)przedstawia zmienność masera metanolowego i wodnego(pary wodnej)w czasie(oś pionowa).Na osi poziomej zaznaczono prędkość radialną,która umożliwia rozróżnienie w otoczce gwiazdy obłoków w których świecą masery,a które poruszają się względem Nas z różnymi prędkościami.Kolory"ciepłe"od zielonego do czerwonego reprezentują natężenie świecenia metanolu(zielony najsłabsze,czerwony najsilniejsze).Kolory"zimne"od fioletowego do ciemno niebieskiego analogicznie odpowiadają świeceniu wody.Do 120 dnia nie prowadzono jeszcze obserwacji masera wody,dlatego patrząc od dołu ku górze pojawiają się początkowo jedynie cykliczne rozbłyski masera metanolowego.Po dniu 120 i czwartym cyklu rozbłysku metanolu,zaczyna okresowo pojawiać się i znikać emisja wody.W miarę upływu czasu biała strzałka i przerywana biała linia określają aktualny dzień obserwacji.Data(rok i miesiąc)widoczna nad ramką widma dynamicznego zmienia się z upływem czasu.W celu dodatkowej wizualizacji zmienności natężenia emisji wybrano po jednym obłoku metanolu oraz wody i przypisano im dźwięki(niski dla metanolu i wysoki dla wody)Siła natężenia obu dźwięków odpowiada jasnościom maserów.W prawej dolnej części obrazu rysowana jest zależność natężenia promieniowania(oś pionowa)od czasu(oś pozioma).W miarę upływu czasu pojawiają się krzywe blasku dla wybranych obłoków:metanolowego(pomarańczowy) i wodnego(niebieski).W prawej górnej części obrazu widoczna jest mapa nieba,na której pojawiają się obrazy radiowe obiektu.Wymiary mapy wyrażone są w jednostkach astronomicznych(AU).Średnice okręgów są proporcjonalne do jasności obłoków maserowych.Kolor pomarańczowy to metanol,niebieski woda.W lewym górnym rogu pokazany jest płynący czas(dzień od startu animacji).
Rysunek 1
Rysunek przedstawia zmienność natężenia emisji maserów metanolowego i wodnego(pary wodnej)w czasie(oś pionowa)z rozróżnieniem prędkości radialnych świecących obłoków(oś pozioma).Oś czasu prezentuje datę obserwacji liczoną jako numer dnia począwszy od 17.11.1858(tzw.Zmodyfikowany Dzień Juliański MJD).Oś prędkości radialnej umożliwia prezentację obłoków,w których świecą masery,a które poruszają się względem Nas z różnymi prędkościami.Kolorowe belki nad ramką widma odpowiadają jasności emisji.Kolory"ciepłe"od zielonego do czerwonego reprezentują natężenie świecenia metanolu(zielony najsłabsze,czerwony najsilniejsze).Kolory"zimne"od fioletowego do ciemno niebieskiego analogicznie odpowiadają świeceniu wody.Czarne i czerwone kreski przy lewej i prawej krawędzi widma oznaczają daty wykonania obserwacji odpowiednio metanolu i wody.Przykładowo widać,że obserwacje masera wodnego rozpoczęły się po dniu MJD 57200.

Ciepły Jowisz na planetarny jubileusz

Kierowany przez prof.Andrzeja Niedzielskiego z Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika międzynarodowy zespół astronomów odkrył bardzo egzotyczną planetę,tak zwanego ciepłego Jowisza,przy bardzo starej,blisko dwukrotnie bardziej masywnej niż Słońce gwieździe.To już dwudziesty układ planetarny odkryty przez astronomów z UMK.Gwiazda macierzysta o nazwie TYC 3667-1280-1 to tzw.czerwony olbrzym.Jest to obiekt o średnicy sześciokrotnie większej niż Słońce i 30 razy jaśniejszy.Znajduje się w gwiazdozbiorze Kasjopei,około 1600 lat świetlnych od Słońca.Takie planety są niezwykle rzadkie,odkryta przez naukowców z UMK jest jedyną znaną przy tak masywnej gwieździe.Planeta,nazwana zgodnie z obowiązującą konwencją TYC 3667-1280-1 b,ma masę ponad pięciokrotnie większą niż Jowisz i krąży wokół swojej gwiazdy na bardzo ciasnej orbicie jej"rok"trwa zaledwie 26,5 dnia.Gdyby umieścić ją w Układzie Słonecznym,byłby to najbliższy Słońcu obiekt,o orbicie dwa razy ciaśniejszej niż orbita Merkurego.Ze względu na tak małą odległość od gwiazdy,na tej gazowej planecie panuje temperatura około 1100 stopni Celsjusza.To już dwudziesty układ planetarny znaleziony przez zespół prof.Niedzielskiego.Wszystkie badania prowadzące do tych odkryć zostały wykonane za pomocą 10-metrowego teleskopu Hobby-Eberly w Teksasie,a ostatnich pięć także przy współudziale włoskiego teleskopu Galileusza,o średnicy zwierciadła 3.6 metra.Instrument ten wyposażony jest w spektrograf HARPS-N,jedno z dwóch najdokładniejszych tego typu urządzeń na świecie,które pozwala na pomiar prędkości gwiazd z dokładnością lepszą niż 1 m/s .Wśród układów odkrytych przez zespół większość stanowią stare układy planetarne przy tzw.czerwonych olbrzymach,w których poszukiwaniach zespół ten się specjalizuje.W trzech z nich jednocześnie odkryte zostały po dwie planety.Odkrywane przez zespół prof.Niedzielskiego planety zazwyczaj krążą znacznie dalej swoich gwiazd niż ta przy TYC 3667-1280-1.Rekordzistką wśród nich jest planeta przy gwieździe BD+49 828,która krąży w odległości aż 4.2 jednostki astronomicznej, a jej"rok"trwa 2590 dni.W skład zespołu wchodzą także prof.Aleksander Wolszczan(Uniwersytet Stanowy Pensylwanii,USA),dr Eva Villaver(Uniwersytet Autonomiczny w Madrycie,Hiszpania),dr Grzegorz Nowak(Instytut Astronomiczny Wysp Kanaryjskich,Hiszpania),dr Monika Adamów(Uniwersytet Stanowy w Teksasie i Obserwatorium Astronomiczne McDonalda,USA,a także UMK),dr Gracjan Maciejewski(Centrum Astronomii UMK),dr Kacper Kowalik(Narodowe Centrum Zastosowań Superkomputerowych w Illinois,USA)oraz doktorantki:Beata Deka-Szymankiewicz i Michalina Adamczyk z UMK.Badania prof.Niedzielskiego finansowane są przez Narodowe Centrum Nauki.Praca prezentująca najnowsze odkrycie została opublikowana w europejskim periodyku Astronomy&Astrophysics w formie listu do wydawcy.

Gorące Neptuny,superziemie i planety ziemiopodobne

Dotychczas odkryto setki planet poza słonecznych zwanych także egzoplanetami a na całym świecie trwają intensywne działania badawcze na rzecz ujawnienia bardziej szczegółowych informacji o tych odległych światach.Niektórych spośród najnowszych odkryć dokonali finansowani ze środków UE naukowcy.Nowo odkryte światy opisywane są jako planety ziemiopodobne,w zależności od odległości między egzoplanetą a gwiazdą macierzystą.Odległość ta to jednak nie wszystko.Należy także określić,czy egzoplaneta ma atmosferę i co się na nią składa.Innymi słowy,fakt,że strefa wokół gwiazdy macierzystej potencjalnie sprzyja zamieszkaniu,wcale nie oznacza,że sama planeta nadaje się do tego.Ostatnio naukowcy wspierani ze środków UE posłużyli się danymi uzyskanymi za pomocą teleskopu Hubble'a oraz teleskopu Very Large Telescope na pustyni Atakama w Chile,chcąc poznać atmosferę panującą wokół egzoplanet.Projekt ACE(Atmospheric characterisation of exoplanets)skupił się na planecie wielkości Ziemi orbitującej w bliskiej odległości od α Centauri B,gwiazdy położonej najbliżej Nas.Oszacowano,że egzoplaneta okrąża orbitę sąsiadującej gwiazdy w zaledwie 3,2 ziemskich dni,co jest bardzo trudne do określenia i niepewne.Późniejsze obserwacje nie potwierdziły rezultatów uzyskanych w ramach wstępnych obserwacji z 2012 r.poczynionych za pomocą systemu HARPS(High Accuracy Radial velocity Planet Searcher)w obserwatorium La Silla w Chile.Pod koniec 2015 r.w ramach nowych obserwacji,stwierdzono,że owa egzoplaneta nie istnieje.Nie wykluczyło to możliwości istnienia innych egzoplanet widzianych wokół innych gwiazd,jak 55 Cancri e orbitująca tak blisko swojej gwiazdy macierzystej,że zgodnie z oczekiwaniami temperatura na jej powierzchni musi przekraczać 2000 stopni Kelvina.Zaobserwowano,że 55 Cancri b,nienadająca się do zamieszkania,przynajmniej nie w formie zbliżonej do życia na Ziemi,jest otoczona rozszerzoną atmosferą.Rozszerzona atmosfera tej egzoplanety częściowo zmienia gwiazdę.Jest to zjawisko,którego do tej pory nie zaobserwowano.Sugeruje to,że umiarkowanie napromienione egzoplanety mogą doświadczać znacznej utraty masy w wyniku przepływów termicznych.Badacze przypuszczają,że bardzo małe planety,wielkości Merkurego,poddane intensywnemu napromieniowaniu,przechodzą etapy erozji atmosferycznej,jednak nie dotyczy to super ziemi.Najważniejszym osiągnięciem projektu ACE jest to,że badacze rozpoczęli już sondowanie warunków atmosferycznych na odległych światach,o promieniu równym paru promieniom Ziemi,nie tylko na gigantycznych egzoplanetach.

Nadmuchiwane osłony termiczne chronią statki kosmiczne podczas wejścia w atmosferę

Trudno sobie wyobrazić,że nadmuchiwana konstrukcja mogłaby wytrzymać wysokie temperatury i tarcie podczas wchodzenia w atmosferę Ziemi.Zespół naukowców,korzystając z unijnego dofinansowania,uznał jednak,że nadmuchiwana osłona termiczna mogłaby stanowić rozwiązanie jednego z najpoważniejszych problemów technicznych związanych ze sprowadzaniem obiektów z powrotem na Ziemię.System wchodzenia w atmosferę,wytracania wysokości i lądowania(EDLS)oraz lądownik MetNet umożliwiły bezpieczne lądowanie sondy na Marsie.Zamiast twardych osłon termicznych i spadochronów,stosowanych we wcześniejszych systemach lądowania,konstruktorzy zaproponowali nadmuchiwaną osłonę,odporną na warunki panujące podczas wejścia w atmosferę Marsa z prędkością naddźwiękową,oraz nadmuchiwany moduł hamowania.W ramach projektu RITD(Re-entry:Inflatable technology development in Russian collaboration),finansowanego ze środków UE,naukowcy europejscy i rosyjscy starali się ustalić,czy ta nowoczesna technologia może zostać zaadoptowana do lądowania statków o małej masie na Ziemi.W szczególności,podczas symulacji i testów w tunelu aerodynamicznym,zespół przeanalizował stabilność systemu w różnych fazach wytracania wysokości.Pierwsze szacunki pokazały,że ta opracowana z myślą o Marsie technologia może również prawidłowo działać w atmosferze ziemskiej.W gęstszej atmosferze ziemskiej faza lotu z prędkością około dźwiękową jest krótsza,a turbulencje silniejsze.Konieczne jest zatem dodanie urządzenia utrzymującego ciśnienie,aby ochronić nadmuchiwany system przed rosnącym ciśnieniem atmosferycznym.Zaletą technologii osłon nadmuchiwanych jest mała objętość i masa.Szczegółowa analiza aktualnych trendów wskazała na wyraźne zapotrzebowanie na tego rodzaju system wejścia w atmosferę.Jeżeli testy w warunkach lotu będą nadal przebiegały pomyślnie,technologia ta będzie mogła być również wykorzystywana do zmiany płożenia satelitów krążących po orbicie okołoziemskiej,a nawet do awaryjnej ewakuacji Międzynarodowej Stacji Kosmicznej(ISS).Projekt RITD przyczynił się równocześnie do umocnienia europejsko-rosyjskiej współpracy kosmicznej.

Jaka była przeszłość czarnej dziury Drogi Mlecznej

Istnieją silne dowody na to,że super masywna czarna dziura w centrum Naszej galaktyki,Sagittarius A*,była w przeszłości bardziej aktywna.Podczas badania emisji promieniowania X w jej otoczeniu,finansowani przez UE astrofizycy odkryli oznaki dramatycznych zmian.Trzy nastawione na długość fal promieniowania X teleskopy kosmiczne wykryły zwiększenie rozbłysków ze strony zazwyczaj spokojnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej.W ramach finansowanego przez UE projektu HIGH-Z&MULTI-λ (Multi-wavelength study of accretion onto black holes and its evolution during cosmic times)astrofizycy próbowali wyjaśnić,czy jest to standardowe zachowanie.W celu monitorowania zachowania Sagittarius A*w ciągu ostatnich lat astrofizycy połączyli obserwacje z należącego do NASA obserwatorium promieniowania X im.Chandry oraz satelity Swift z należącym do Europejskiej Agencji Kosmicznej(ESA)obserwatorium XMM-Newton.Zdawało się,że jeden jasny rozbłysk promieniowania X przypada na każde 10 dni.Jednakże w początkach 2014 r.częstotliwość rozbłysków promieniowania X zwiększyła się do jednego dziennie.Ponadto dwa jasne rozbłyski promieniowania X zaobserwowano równocześnie z emisją z magnetaru wysoce zmagnetyzowanej gwiazdy na stałej orbicie wokół czarnej dziury.Jeden z rozbłysków powstałych w sąsiedztwie Sagittarius A*był najjaśniejszym z dotychczas zarejestrowanych.Takie rzadkie i ekstremalne zdarzenie dało astrofizykom sposobność do badania jednego z najbardziej niezwykłych obiektów w Naszej galaktyce.Emisja promieniowania X z Sagittariusa A*nastąpiła po ominięciu w niedużej odległości rozległej chmury gazu i pyłu,zwanej G2.Fakt,że serce Naszej galaktyki stało się bardziej aktywne niedługo po minięciu przez G2,doprowadził do powstania hipotezy, godnie z którą być może materia wypływająca z G2 zwiększyła częstotliwość jej pochłaniania przez czarną dziurę.Mimo starań,astrofizycy nie potrafili dociec,co było tego przyczyną.Jednakże zgromadzone obserwacje są wartościowe,ponieważ takie supermasywne czarne dziury są powszechne w całym wszechświecie.W szczególności,obserwacje poczynione przez XMM-Newton zostały użyte do badania długoterminowej zmienności wielu aktywnych jąder galaktycznych.Zmienność emisji promieniowania X to jedna z najbardziej charakterystycznych cech większości wzrastających czarnych dziur,które produkują również potężne wiatry w określonych momentach swego życia.Podczas realizacji projektu HIGH-Z & MULTI-λ,astrofizycy udowodnili,że to zachowanie nie jest wyłącznie cechą wzrastających czarnych dziur.Obserwowane jest ono również u wzrastających gwiazd neutronowych.Ze względu na ogromną masę czarnych dziur,ich obecność wywiera duży wpływ na otoczenie.Aktualne teorie dotyczące czasoprzestrzeni zakrzywiającej się wokół czarnych dziur głoszą,że obiekty po prostu spadają na supermasywne czarne dziury.W ramach projektu HIGH-Z&MULTI-λ, naukowcy po raz pierwszy spojrzeli na to zjawisko z bliska.

U źródeł tlenu:Nowy detektor odsłoni widok na wnętrza gwiazd

Najintensywniejsze z dotychczas zbudowanych źródeł promieniowania gamma rozbłyśnie niedługo w europejskim ośrodku badawczym Extreme Light Infrastructure Nuclear Physics.Reakcje,które ujawnią szczegóły wielu procesów zachodzących we wnętrzach gwiazd,zwłaszcza prowadzących do powstania tlenu,będzie można prześledzić w warunkach laboratoryjnych.Ważną częścią aparatury jest konstruowany przez fizyków z Uniwersytetu Warszawskiego detektor cząstek,którego wersja demonstracyjna właśnie przeszła pierwsze testy.Tlen to pierwiastek niezbędny dla życia na Ziemi.Jesteśmy w nim zanurzeni,lecz wcale nie pochodzi on z Naszej planety:powstał w reakcjach termojądrowych głęboko we wnętrzach gwiazd.Laboratoryjne zbadanie procesów astrofizycznych prowadzących do narodzin tlenu jest niezwykle ważne.Będzie można je zrealizować już w 2018 roku,gdy w europejskim ośrodku Extreme Light Infrastructure Nuclear Physics(ELI-NP)niedaleko Bukaresztu zostanie uruchomione nowe źródło intensywnego promieniowania gamma.Na drodze wysokoenergetycznych fotonów stanie wtedy specjalny detektor cząstek,pełniący jednocześnie funkcję tarczy.Wersja demonstracyjna detektora,konstruowanego na Wydziale Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego(FUW),właśnie przeszła pierwsze testy w Rumunii.Pod względem masy materia we Wszechświecie składa się przede wszystkim z wodoru(74%) i helu(24%).Udział kolejnych,cięższych pierwiastków jest znacznie mniejszy,w szczególności:tlenu jest zaledwie 0,85%,a węgla 0,39%(dla porównania:udział wagowy tlenu w ludzkim ciele to 65%,a węgla 18%).W przyrodzie warunki do produkcji tlenu istnieją tylko we wnętrzach zaawansowanych ewolucyjnie gwiazd,które przekształciły niemal cały wodór w hel i ten staje się teraz ich głównym paliwem.To na tym etapie dochodzi do łączenia trzech jąder helu w jądro węgla.Jądro to,przyłączając kolejne jądro helu,może uformować jądro tlenu i wyemitować jeden lub więcej fotonów gamma."Tlen to w zasadzie"popiół"z termojądrowego"spalania"węgla.Świetnie,ale jaki mechanizm powoduje,że węgiel i tlen tworzą się w gwiazdach zawsze w mniej więcej tej samej proporcji:6 do 10?",pyta dr Chiara Mazzocchi(FUW) i tłumaczy:"Gwiazdy ewoluują etapami.W pierwszym etapie przekształcają wodór w hel,w drugim hel w węgiel,tlen i azot,w kolejnych powstają jeszcze bardziej masywne pierwiastki.Tlen tworzy się z węgla w fazie spalania helu.Rzecz w tym,że teoretycznie produkcja tlenu mogłaby zachodzić na przykład nieco szybciej.Gdy w gwieździe zabrakłoby helu i przeszłaby ona do kolejnego etapu swej ewolucji,proporcje między ilością węgla i tlenu byłby wówczas inne".Co ciekawe,w eksperymentach planowanych przy ELI-NP w ogóle nie będzie możliwe odtworzenie reakcji termojądrowej przekształcającej węgiel w tlen i fotony gamma.Naukowcy zamierzają za to zaobserwować reakcję odwrotną:zderzenie fotonów o dużej energii z jądrem tlenu i rozpad tegoż na jądra węgla i helu.Rejestracja produktów takich rozpadów pozwoli zbadać charakterystyczne cechy reakcji i doprecyzować obecne modele teoretyczne właściwej syntezy termojądrowej."Dla eksperymentu w ELI-NP przygotowujemy detektor eTPC,rodzaj komory dryfowej z projekcją czasu.Detektor ten jest unowocześnioną wersją wcześniejszego detektora,skonstruowanego w Instytucie Fizyki Doświadczalnej FUW i z powodzeniem sprawdzonego przez Naszych naukowców m.in.przy pierwszej na świecie obserwacji rzadkiego procesu jądrowego:rozpadu dwuprotonowego",mówi dr Mikołaj Ćwiok.Głównym elementem detektora eTPC jest komora wypełniona gazem zawierającym dużo jąder tlenu(może nim być np.dwutlenek węgla).Gaz ten pełni rolę tarczy.Wiązka promieniowania gamma będzie przelatywała przez gaz,gdzie niektóre z fotonów gamma zderzą się z jądrami tlenu produkując jądra węgla i helu.Powstałe w wyniku reakcji jądra cząstki naładowane elektrycznie będą jonizować ośrodek gazowy.W celu zwiększenia zasięgu tych cząstek gaz w detektorze będzie się znajdować pod obniżonym ciśnieniem(rzędu 1/10 atmosfery).Pole elektryczne skieruje elektrony do struktur wzmacniających typu Gas Electron Multiplier(GEM),a następnie do paskowych elektrod detekcyjnych.Dane,przetworzone przez wyspecjalizowane procesory FPGA,umożliwią odtworzenie torów lotu cząstek w przestrzeni.Obszar aktywny docelowego detektora będzie miał rozmiary 35x20x20 cm^3 i przy nominalnej intensywności wiązki fotonów pozwoli dziennie rejestrować do 70 zderzeń fotonów z jądrami tlenu.Do testów w ośrodku ELI-NP użyto demonstratora,czyli nieco mniejszej,lecz w pełni funkcjonalnej wersji właściwego detektora,oznaczonej jako mini-eTPC.Przyrząd sprawdzano na wiązce cząstek alfa(czyli jąder helu)."Jesteśmy bardzo zadowoleni z przebiegu dotychczasowych testów.Demonstrator zadziałał zgodnie z Naszymi oczekiwaniami,z powodzeniem zarejestrował przeloty cząstek naładowanych.W przyszłości z pewnością użyjemy go w innych doświadczeniach jako w pełni wartościowy przyrząd pomiarowy.Natomiast do ośrodka ELI-NP trafi w 2018 roku większy detektor,który właśnie powstaje w Naszych laboratoriach",stwierdza dr Mazzocchi.Projekt jest realizowany wspólnie z naukowcami z ośrodka ELI-NP/IFIN-HH(Magurele,Rumunia)oraz University of Connecticut(USA).W grupie warszawskiej,kierowanej przez prof.Wojciecha Dominika,są zaangażowani fizycy i inżynierowie z Zakładów Cząstek i Oddziaływań Fundamentalnych oraz Fizyki Jądrowej,a także studenci FUW:Jan Stefan Bihałowicz,Jerzy Mańczak,Katarzyna Mikszuta oraz Piotr Podlaski.Extreme Light Infrastructure(ELI)jest projektem badawczym o wartości 850 mln euro,znajdującym się na Europejskiej Mapie Drogowej Infrastruktury Badawczej.W ramach konsorcjum naukowego ELI powstają trzy ośrodki w Czechach,Rumunii i na Węgrzech przeznaczone do badań nad oddziaływaniem światła z materią w warunkach największych mocy wiązek fotonów,w szerokim zakresie długości fal i w skalach czasowych liczonych w attosekundach(miliardowych części jednej miliardowej sekundy).Rumuński ośrodek ELI Nuclear Physics znajduje się w Magurele koło Bukaresztu.Trwają tu prace nad dwoma źródłami promieniowania:laserem o dużej intensywności promieniowania(rzędu 10^23 watów na centymetr kwadratowy)oraz źródłem monochromatycznego promieniowania gamma,także o dużej intensywności.Wiązka gamma będzie powstawać w wyniku rozpraszania światła laserowego na elektronach przyspieszanych przez akcelerator liniowy do prędkości bliskich prędkości światła.Fizyka i astronomia na Uniwersytecie Warszawskim pojawiły się w 1816 roku w ramach ówczesnego Wydziału Filozofii.W roku 1825 powstało Obserwatorium Astronomiczne.Obecnie w skład Wydziału Fizyki UW wchodzą Instytuty:Fizyki Doświadczalnej,Fizyki Teoretycznej,Geofizyki,Katedra Metod Matematycznych oraz Obserwatorium Astronomiczne.Badania pokrywają niemal wszystkie dziedziny współczesnej fizyki,w skalach od kwantowej do kosmologicznej.Kadra naukowo-dydaktyczna Wydziału składa się z ok.200 nauczycieli akademickich,wśród których jest 88 pracowników z tytułem profesora.Na Wydziale Fizyki UW studiuje ok.1000 studentów i ponad 170 doktorantów.

Wiatr słoneczny jako laboratorium turbulencji

Unijni naukowcy wykazali występowanie magnetohydrodynamicznej(MHD)kaskady energii turbulencyjnej w plazmie wiatru słonecznego poprzez obserwację dokładnego prawa na podstawie pomiarów statków kosmicznych.Wiatr słoneczny to ciągły strumień plazmy opuszczający gorącą koronę słoneczną i przenikający przez całą heliosferę.Podczas ekspansji wiatru słonecznego powstają turbulencje,które przechodzą w stan przypominający turbulencje hydrodynamiczne,opisane w teorii Kołmogorowa.Pole magnetyczne ma jednak znaczny wpływ na dynamikę turbulencji.Ze względu na silne pole magnetyczne,które niesie ze sobą wiatr słoneczny,wahania niskiej częstotliwości można lepiej opisać na podstawie fizyczno-matematycznych ram MHD.Ciekawe analogie występują również pomiędzy płynem i turbulencjami MHD.W ramach finansowanego ze środków UE projektu SOLWINDCAS(Cascade rates of magnetohydrodynamic turbulence in the solar wind)naukowcy badali alternatywną metodę opisywania kaskady energii turbulencyjnej:Prawo Jagloma dla turbulencji MHD.Naukowcy z zespołu projektu SOLWINDCAS określili prawo Jagloma dla magnetohydrodynamicznej(MHD)kaskady energii turbulencyjnej w równomiernie rozprzestrzeniającym się wietrze słonecznym.Ich analiza teoretyczna była oparta na dwuskalowym modelu rozprzestrzeniania się turbulencji MHD i zaowocowała dodaniem dwóch nowych terminów do prawa Jagloma.Pierwszy termin pojawiający się w prawie Jagloma jest związany z rozkładem energii turbulencji MHD pod wpływem interakcji nieliniowych.Drugi termin wynika z oddziaływania między dużymi polami magnetycznymi i małymi falami Alfvéna rozchodzącymi się do wewnątrz i na zewnątrz.Na podstawie pomiarów pola magnetycznego i plazmy ze statków kosmicznych WIND i Helios 2 naukowcy wykazali,że przy niskich częstotliwościach terminy te stają się porównywalne do trzeciorzędowego mieszanego momentu Jalgoma.W związku z tym należy je uwzględnić w szacowaniu tempa kaskady energii w wietrze słonecznym.Zespół projektu SOLWINDCAS następnie skupił się na ujemnej energii resztkowej w turbulencyjnym wietrze słonecznym.W szczególności pomiary in situ zmieniającego się przepływu wiatru słonecznego pokazują,że energia fluktuacji pola magnetycznego przekracza energię kinetyczną.Symulacje numeryczne wykazują takie samo zachowanie.Wyniki analizy teoretycznej opisują po raz pierwszy sposób powstawania ujemnej energii resztkowej z silnych turbulencji MHD.Nawet jeżeli energia resztkowa jest początkowo nieobecna,ujemna energia resztkowa zawsze będzie wytwarzana przez nieliniowo oddziałujące fale Alfvéna.Wyniki projektu SOLWINDCAS zapewniły przekonujące wyjaśnienie zaobserwowanych właściwości wiatru słonecznego i symulacji numerycznych turbulencji MHD.Wiatr słoneczny stanowił naturalne laboratorium do testowania teorii,co pozwoliło na poszerzenie wiedzy na temat turbulencji MHD występujących również w zastosowaniach praktycznych, takich jak urządzenia do utrzymania plazmy.