Skocz do zawartości

Miszuda

Społeczność Astropolis
  • Postów

    471
  • Dołączył

  • Ostatnia wizyta

Treść opublikowana przez Miszuda

  1. Niestety kolejna inicjatywa Karola obarczona dużymi błędami merytorycznymi... A myślało by się, że ludzie uczą się na błędach...
  2. @Adam_Jesion jeśli tylko będziesz tak uprzejmy, to ja bardzo chętnie się pobawię
  3. Albo przynajmniej informuj w jednym i tym samym poście. Wtedy, Ci którzy obserwują będą mieli powiadomienia
  4. @Bellatrix Będzie kolejna odsłona? Jeśli tak, to może dało by się ją wyświetlać na głównej na wzór Astrowizji tak, żeby każdy widział że pojawił się nowy etap? Niestety tylko w jednym uczestniczyłem ze względu na to, że nie wiedziałem o innych...
  5. Każdemu sie wydaje ze to jakies uproszczenia w równaniach, ale jakos nikt nie potrafi tego udowodnić i wyprowadzić tych równań bez tych uproszczeń... fakt jest taki, ze dzisiejsza fizyka bez przybliżeń leży na łopatkach, bo nie mamy dzis mozliwosci liczenia dokładnych modeli. Takze w kazdym temacie to uproszczenia i przybliżenia. I radzę sie jak na razie z tym pogodzić.
  6. Kto czyta statusy Mi pasuje na przyszłość, jakieś 150 km bliżej niż do Broka
  7. A może ktoś stąd ma taką chatkę z dala od świateł i jest w stanie użyczyć, oczywiście pod obecnośc właściciela? Wiele osób jest na tym forum, nie zdziwiłbym się gdyby kogoś takiego znaleźć.
  8. Jestem potencjalnie zainteresowany. Oczywiście wszystko zależy od terminu i od stanu finansów, ale myślę, że z uwagi na miejsce zamieszkania, raz na jakiś czas bym się pojawił.
  9. A jak z obróbką zdjęć pod AU/rPi?
  10. Myślałem, że w związku z wątkiem coś Tak, zakłada się, że na początku Betelgeza była niebieskim nadolbrzymem typu O.
  11. Czas ewolucji dla betelgezy przy ustalonej masie 16 Ms i zerowej rotacji od punktu odejścia z ciągu głównego do etapu czerwonego olbrzyma to ok. 240 000 lat. Problem w tym, że nie znamy jej parametrów podczas obserwacji jej jako żółtej. Jednakże tempo ewolucji od typu F do olbrzyma to ok. 1500 lat. Więc jak najbardziej, zmiana koloru w tym czasie jest możliwa.
  12. Tak, to wszystko prawda i optymistyczne życzenia. Pragnę jednak przypomnieć, że z supernowej z 87 roku zarejestrowano zaledwie 25 neutrin, pomimo niewyobrażalnie dużej ilości ich produkcji podczas wybuchu. Co więcej, nadal mamy problem z rejestracją neutrin nawet pochodzenia Słonecznego...
  13. Masz racje. Pomyliłem z czasem pulsów neutrinowych. Aczkolwiek na pewno nie mówimy tu o czasie sięgającym miesiąca
  14. Tak dla ścisłości... Nie ma absolutnie żadnej możliwości o dowiedzeniu się o czasie kolapsu jądra. Co więcej sam kolaps trwa milisekundy, więc raczej znacznie krócej niż wspomniane miesiące. Tym bardziej, że SNEWS bazuje na uciekających neutrinach, które dochodzą do nas prędzej niż światło SN ale pozwalają na dowiedzenie się o SN jedynie sekundy przed samym zjawiskiem. Nie wprowadzajmy użytkowników w błąd
  15. Niestety nie mamy na dziś narzędzi, które pozwalają nam na przewidywanie momentu powstania supernowej. Modele ewolucyjne pracują na konkretnych krokach czasowych, które dla nas są rzędu tysięcy lat, co dla gwiazdy jest jak sekunda. Co więcej, wciąż nie znamy jej dokładnej masy, co w modelach ewolucyjnych ma kluczowe znaczenie. Sam proces SN może więc zajść w dowolnym momencie. Co do widoczności tarczy Betelgezy, faktycznie mamy jej podgląd, ale nie jest on "na żywo". To zdjęcie, jest efektem miesięcy prac wieloosobowych zespołów. Nie mamy jak na dziś możliwości obserwowania tarcz takich obiektów z odpowiednim dla nas krokiem czasowym. Dla uściślenia, zmiany jasności są wywołane pulsowaniem, czyli zmianami objętości. Z tym, że te pulsacje wcale nie muszą być radialne (symetryczne). Są one wywołane zmianami temperatury w gwieździe, co najpewniej widać jako miejscowe pojaśnienie na grafice. Im wyższa temparatura, tym ośrodek robi się lżejszy i jest bardziej unoszony ku powierzchni gwiazdy. Stąd widoczne wybrzuszenie. Sama gwiazda najprawdopodobniej jest na etapie intensywnego mieszania pierwiastków. Są to ostatnie spazmy przed jej śmiercią, czyli SN.
  16. Wszystkie mają lekką nadwyżkę w czerwieni. Wynika to z ich fizycznej natury, która sprawia, że wszystko co przez pyłowe mgławice przechodzi jest poczerwienione. Im krótsze fale, tym bardziej są rozpraszane na cząstkach pyłu
  17. Przemyślałem i zapomniałem o jednej rzeczy... Samo to, że widzimy NGC 6960 sugeruje, że wiatr z supernowej zderza się z gęstym ośrodkiem, co faktycznie może sugerować, że Veil ma szansę znajdować się na podobnej odległości co LDN 864. Tymbardziej, że widzimy czoło boczne fali uderzeniowej.
  18. Tylko pod warunkiem, że progenitor Veila faktycznie znajdował się w tej chmurze. Swoją drogą, LDN sugeruje ramię spiralne, bo to właśnie tam występuje lokalne zagęszczenie masy. Jak wiemy, w ramionach znajdują się gwiazdy I populacji, wykazujące się dużą metalicznością. Problem z nią jest taki, że im gwiazda ma większą metaliczność, tym niższą temperaturę może uzyskać w jądrze. Nie podejrzewam, by jakakolwiek gwiazda o bardzo dużej metaliczności mogła uzyskać temperaturę prowadzącą do supernowej... Z drugiej strony, im większa masa, tym wyższa temperatura... Jednym z wyjść jest tutaj układ podwójny sugerujący SN Ia, jednakże tutaj musielibyśmy obserwować białego karła w centrum Veila. Muszę sprawdzić, jakie zawartości metali dla populacji gwiazdowych prowadzą do supernowych typu II...
  19. Niestety widzę, że nic nie ma dla niej wyznaczonego. Swoją drogą, nic dziwnego. Dla takich obiektów niezmiernie ciężko wyznaczyć odległości i inne parametry.
  20. Dzięki! Niestety nie mam żadnego narzędzia do konwersji na laptopie.
  21. Jeśli supernowa faktycznie znajdowałaby się w obłoku pyłu, to siła uderzeniowa jak najbardziej będzie zdmuchiwała ciemną mgławicę i czyściła swoje otoczenie. Swoją drogą, czy ktoś zna odległość do tej mgławicy?
  22. Dziki, jestem absolutnym fanem wszystkich Twoich prac! Wessel ma warsztat i pokazuje dopracowane, genialne fotki, ale nikt nie ma takiej kolorystyki jak Ty!
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.