Rybi

Nadal zachęcam do wspomagania mocą swoich komputerów polskich astrofizyków pracujących nad sensownym projektem U@H !!! Już minąłem półmetek drogi do Neptuna od początku mojej wyprawy U@H. Cały czas pracują oba rdzenie mojego kompa nad osiągnięciem celu. Tzn. zebrałem prawie 26 tys. pkt., a do zdobycia plakietki Neptuna potrzeba 50 tys. pkt. Jednak ta plakietka nie jest najważniejsza - najważniejszy jest fakt, że do tej pory przeliczyłem coś około 80 pakiet U@H / każdy zawierający 20 tys. modeli ewolucyjnych gwiazdowych układów podwójnych ok. 1,6 mln modeli !!! Widać jak moje statystyki systematycznie pną się do góry W ostatnich dwóch tygodniach o prawie 1/4 wzrosła moc obliczeniowa komputerów liczących na rzecz U@H (46138 Giga Flops) chociaż w tym czasie ich liczba nie zwiększyła się o taki sam ułamek.

Przy zaćmieniu b Persei problem widać na krzywej blasku - brakuje obserwacji pomiędzy godzinami 6-18 UT (przykład zaćmienia głównego w styczniu 2015 r.). Wtedy właśnie widać b Persei na nocnym niebie na wyspach pacyficznych i w Azji. Europa obserwuje tą gwiazdę przed północą (godz. 18-24 UT), Ameryka po północy (godz. 24-6 UT). Na tym rysunku czas jest wyrażony w ciągłej rachubie dni juliańskich (JD), gdzie doba rozpoczyna się w południe (godz.12 UT).

Na początek krzywa blasku b Persei z zaćmienia wtórnego w marcu 2016r. -wystąpiło mniej "esów-floresów" niż w zaćmieniu głównym w styczniu 2015r. W piątek 2 grudnia 2016r. został opublikowany alert na partalu AAVSO dotyczący obserwacji zaćmienia głównego b Persei około 15 grudnia 2016r. Potrzebna jest ciągła fotometria ("time-series") w standardowym dżonsonowskim filtrze V począwszy od 8 grudnia 2016 oraz tydzień po zaćmieniu. Podczas tej akcji obserwacyjnej można wykorzystać jako gwiazdę testową (check star) HIP 20370 (SAO 39484) o jasności około 7,4 mag - o ile zestaw obserwacyjny posiada pole widzenia około stopnia. Ale jako gwiazda testowa może być wykorzystana każda inna gwiazda w polu widzenia setupu z listy zalecanej przez AAVSO. Poniżej załączyłem nieco "starą" mapkę okolicy b Persei pobraną tutaj. Zgadza się zalecana gwiazda porównania tak jak w poprzednich sesjach obserwacyjnych, czyli HIP 20156 = SAO 39457 = HR 1330 = HD 27084 o jasności V=5.456. Natomiast odnośnie wyboru gwiazdy testowej jest pewna dowolność - o ile ta gwiazda jest na liście gwiazd porównania AAVSO dla tego obszaru nieba. Potrzebna jest fotometria CCD / DSLR / PEP z dokładnością 0,01 mag. Jest to bardzo jasna gwiazda (V ~ 4.57 mag). Ze względu na scyntylacje atmosferyczne należy tak skonfigurować zestaw do fotometrii, aby ekspozycje trwały przynajmniej 15 sekund przez prześwietlenia b Per lub gwiazdy porównania SAO 39457 (duża przysłona obiektywu, neutralny filtr przed teleskopem, itp.). Obrazy gwiazd należy rozogniskować (szczególne zestawy DSLR), aby uniknąć "niedopróbkowania" (under-sampling). Do bazy AAVSO należy wprowadzić uśredniony wynik obserwacji fotometrycznych z 5-20 takich pomiarów (lub alternatywnie - pomiar jasności na uśrednionym zdjęciu). Potrzebne są obserwacje zarówno w czasie zaćmienia b Persei jak i poza nim. Te ostatnie pozwolą skalibrować wyniki różnych obserwatorów. Zaćmienie b Persei trwa kilka dni i konieczne są ciągłe obserwacje w tym czasie. Zawsze dobre pokrycie obserwacjami jest we wschodniej części Ameryki Pn i w Europie. Natomiast brakuje pokrycia obserwacjami ze stref czasowych: zachodnie wybrzeże Ameryki Pn, Hawaje i inne wyspy pacyficzne oraz Azja. Materiały pomocnicze dotyczące obserwacji zaćmienia głównego około 15 grudnia 2016r.: 1. AAVSO Alert Notice 563: Observations requested for b Per December 2016 eclipse. 2. Wątek na forum AAVSO poświęcony obserwacjom zaćmienia b Persei PS Mam prośbę (o ile to możliwe?), aby administrator AP zmienił nazwę tematu tego wątku z "Podwójne zaćmienie b Persei: 26-30 stycznia 2013r." na "Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)". Będzie to bardziej uniwersalne.

Zastanawiałem się dlaczego w piątek 25 listopada 2016r. nagle skoczyła liczba nowych uczestników U@H z Polski aż o 15 osób (nie jest to tyle co podczas akcji "promocyjnej" na polskich forach - w maksimum 26 osób, ale zawsze coś ...)? Tego dnia z ranka była emisja odcinka Astronarium nr 16 pt. „Komputery w astronomii”. Tam od około 17 minuty programu prof. Belczyński opowiada o projekcie Universe@Home. Siła medialna TVP ? https://youtu.be/iZIkjBXrcMM?t=1012

Sprawdziłem statystyki Universe@Home. Przez weekend dopisało się 38 nowych użytkowników z Polski (piątek - 3 osoby, sobota - 26, niedziela - 9). Przypuszczam, że większość tych nowych użytkowników widziało informację na tym lub sąsiednim forum i dlatego zgłosiło akces do U@H. W historii statystyk U@H najwięcej użytkowmników z Polski zapisało się 14 października 2015 roku (88 osób , a najwięcej spoza Polski - 22 grudnia 2015 r. (485 osób . Użytkownicy z Polski zajmują trzecie miejsce w statystyce geograficznej: 1. USA - 2004 użytkowników, 2. Niemcy - 1016, 3. Polska - 836, 4. Francja - 564, 5. UK - 418, 6. Chiny - 351, 7. Włochy - 317, 8. Kanada - 293, 9. Hiszpania - 223, 10. Rosja - 206. Do chwili obecnej do projektu zapisało się 13096 użytkowników, którzy używają już ponad 30 tysięcy komputerów i dysponują moca obliczeniową 32,8 TeraFLOPS. Większość komputerów pracujących dla projektu U@H wykorzystuje system operacyjny Windows.

Przeliczam pakiety BHSPin od 9 października 2016r. Przeliczyłem narazie tylko ok.40 pakietów na moim staroświeckim kompie (jednoczesne przeliczenie 2 pakietów BHSpin zabiera około 8-12 godzin). Ale systematycznie działam! Do uczestnictwa w projekcie U@H przekonał mnie przede wszystkim temat (... i trochę argument, że jest to polski projekt ). Ale może kogoś z Was przekonają argumenty administratora projektu, który odpowiada na wątpliwości takie jak: "Nie wiem co się liczy na moim komputerze!". "Ktoś może wstrzyknąć złośliwy kod". "Nie chcę, aby ktoś zarabiał pieniądze na moim komputerze". "Niby dlaczego mam marnować swój prąd? Przecież nikt mi za to nie zapłaci...". Odpowiedź na ostatnią wątpliwość pozwolę sobie zacytować: Zgadza się, nikt nie zapłaci, ale... po co dajesz pieniądze na WOŚP? Dlaczego tylu ludzi pomaga innym za darmo? Ideą stojącą za BOINC jest wolontariat - mamy szansę wesprzeć naukowców w badaniach na które innymi metodami nie ma pieniędzy, bo są za mało medialne, bądź są tworzone przez ludzi/ośrodki których nie stać na superkomputery... Najlepszym przykładem niech znowu będzie Universe@Home, projekt ten ma już za sobą publikację w czasopiśmie Nature (i nie tylko), powstał kosztem zakupu dwóch komputerów, za stosunkowo niewielkie pieniądze, a z wyliczeń jego ekipy naukowej wynika, że aby odtworzyć wyniki działania za pierwszy rok projektu trzeba by było wydać 2,2mln złotych na odpowiednio mocną maszynę... Tak, dwa miliony dwieście tysięcy złotych... Rysunek poniżej przedstawia przykład standardowej ścieżki ewolucyjnej układu podwójnego prowadząca ostatecznie do koalescencji masywnych czarnych dziur podobnej jak GW150914. Układ podwójny z masywnymi gwiazdami (96+60 Mo) powstał w zamierzchłej przeszłości, gdy Wszechświat liczył zaledwie 2 miliardy lat (z=3,2). Po burzliwej ewolucji, która trwała zaledwie 5 milionów lat, powstał układ podwójny z czarnymi dziurami (37+31 Mo) o masach zbliżonych do GW150914 przed koalescencją. Przez pozostałe 10,3 miliarda lat ten system tracił moment pędu i czarne dziury stopniowo zbliżały się do siebie aż wreszcie przy z=0,09 nastąpiła ich koalescencja. Jest to ścieżka ewolucyjna, podczas której bardzo istota jest faza wspólnej otoczki gdy w czasie krótszym od tysiąca lat składniki zbliżają się do siebie prawie stukrotnie!!! Dzięki temu w czasie krótszym od wieku Wszechświata czarne dziury mogą ulec koalescencji. W tej symulacji czarne dziury powstają w drodze bezpośredniego kolapsu (direct BH), czyli nie ma wybuchu supernowej i zjawiska odrzutu obiektu kompaktowego (czarna dziura, gw.neutronowa), który powstał. Najbardziej prawdopodobna standardowa ścieżka ewolucyjna układu podwójnego, prowadząca do powstania dwóch masywnych czarnych dziur o masach porównywalnych z GW150914 i wreszcie do samego zjawiska GW150914. Są to wyniki obliczeń, które zostały opublikowane w prestiżowym „Nature”, a przeprowadzone między innymi za pomocą oprogramowania StarTrack w wersji przystosowanej do pracy w środowisku rozproszonym, czyli Universe@Home. Wyjaśnienie akronimów na diagramie ewolucyjnym pokazanym na powyższym rysunku, które zostało zaczerpnięte z Proximy nr 26 (tam też jest szczegółowy opis ścieżki ewolucyjnej): Na forum U@H można znaleźć również inny przykład ewolucji takiego układu podwójnego zakończony koalescencją czarnych dziur, który został opisany przez opiekuna tego projektu dr Grzegorza Wiktorowicza: http://universeathome.pl/universe/forum_thread.php?id=145&postid=1147

Przy okazji zgłębiania tajemnic GW150914 (szczegóły [3]) natknąłem się na ciekawy projekt Universe@Home wspierający polskich astronomów skupionych wokół prof. Krzysztofa Belczyńskiego (Uniwersytet Warszawski), którzy liczą miliony modeli ewolucyjnych układów podwójnych w poszukiwaniu końcowych par takich jak np. czarna dziura-czarna dziura lub gw.neutronowa-gw.neutronowa. Krzysztof (redaktor nacz.Proximy) zgodził się, aby fragment artykułu [3] na temat Universe@Home opublikować na forum. "Czarne dziury w twoim domu" jest tytułem artykułu Grzegorza Wiktorowicza (aktualnie doktorant UW), który ukazał się w Uranii nr 2/2016. Autor opisał projekt Universe@Home założony przez pracowników Uniwersytetu Warszawskiego na platformie BOINC, który pozwala na komputerze domowym wykonywać obliczenia numeryczne symulujące ewolucję gwiazd. Grzegorz Wiktorowicz jest również opiekunem tego projektu od momentu jego powstania w 2015 roku. Wspomniany skrót BOINC pochodzi od nazwy Berkeley Open Infrastructure for Network Computing oznaczającej niekomercyjną platformę pozwalającą na wykonywanie obliczeń rozproszonych przez internet. Wolontariusze udostępniają swoje komputery dla interesujących ich projektów. Procedura uruchomienia BOINC na komputerze użytkownika trwa zaledwie kilka minut. W tym celu instaluje się aplikację BOINC Menager ze strony internetowej http://universeathome.pl/universe/ Po jej zainstalowaniu i natychmiastowym uruchomieniu można utworzyć konto użytkownika i wybrać spośród kilkudziesięciu interesujący nas projekt, czyli Universe@Home Na stronie domowej tego projektu [1] podano, że jego celem jest zapewnienie naukowcom potrzebnej mocy obliczeniowej oraz stworzenie możliwości uczestniczenia w tym projekcie każdej chętnej osoby, która posiada komputer (Linux, Windows, Mac), tablet lub telefon z systemem operacyjnym Android. Rysunek 1. Przykład obliczeń rozproszonych na platformie BOINC na rzecz projektu Universe@Home. W górnej części rysunku jest pokazany uproszczony widok BOINC menedżera, natomiast w dolnej części – menedżer zadań komputera. Jednocześnie liczą się dwa pakiety BHspin na komputerze z dwurdzeniowym procesorem o mocy obliczeniowej 1,94 GigaFlops. Wykorzystanie pozostałych zasobów komputera jest minimalne. Symulacje numeryczne Universe@Home dotyczą fundamentalnych problemów Wszechświata, które nie mogą być zbadane w warunkach laboratoryjnych – od narodzin gwiazd, aż po najbardziej energetyczne zjawiska takie jak np. wybuchy supernowych. Aktualnie w ramach projektu są realizowane następujące dwa zadania: -„Universe ULX” (Ultraluminous X-ray sources) – ultrajasne źródła rentgenowskie. Są to punktowe źródła bardzo silnego promieniowania rentgenowskiego. Pomimo, że znamy już ponad 500 zjawisk ULX – ich natura nie jest znana. Ostatnie obserwacje wskazują, że źródłem tych zjawisk może być ekstremalnie duża akrecja masy na czarne dziury lub gwiazdy neutronowe. Niektórzy naukowcy uważają, że takie ekstremalne tempa akrecji są fizycznie niemożliwe. Jednak nowe modele wskazują na coś wręcz przeciwnego. Celem „Universe ULX” jest przeprowadzenie symulacji numerycznych i porównanie ich z danymi obserwacyjnymi. -„Universe BHSpin” – łączy dwa tematy: powstawanie układów podwójnych zawierających obiekty zwarte (gwiazdy neutronowe, czarne dziury) oraz spin czarnych dziur (rozumiany w uproszczeniu jako stosunek momentu pędu do jej masy) i odziaływanie takich czarnych dziur z otaczająca materią – modele akrecji materii na czarne dziury. O tym, które z zadań otrzymuje użytkownik do obliczeń decyduje serwer. W każdym z powyższych zadań pakiet obliczeniowy zawiera parametry wejściowe na podstawie których jest liczona ewolucja ~20 tysięcy układów podwójnych. Po zakończeniu obliczeń pakietu „Universe ULX” są przekazywane na serwer informacje o fazach transferu materii na czarne dziury lub gwiazdy neutronowe. Natomiast wynikiem obliczeń pakietu „Universe BHSpin” jest lista układów podwójnych z gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami (zwykle jest ich kilkaset na pakiet – patrz Urania nr 2/2016). Następnie ciekawsze przypadki są przeliczane dokładniej. Aplikacja kliencka (BOINC Manager) została napisana raczej z priorytetem wygody użytownika niż maksymalizacji rezultatów. Na przykład podejmuje obliczenia tylko wtedy, gdy procesor nie jest znacząco obciążony (<20%), ale jest to parametr konfigurowalny i na silniejszych komputerach niektórzy wolontariusze ustawiają 100% bez spadku komfortu pracy. Nie zauważyłem istotnych utrudnień przy korzystaniu nawet z mojego „starego” komputera podczas pracy z pakietem biurowych i przeglądania internetu. Przetwarzanie pakietów natychmiast się zatrzymuje na przykład, gdy przeglądarka internetowa potrzebuje znacznych zasobów procesora podczas wyświetlania filmu. Aplikacja wykorzystuje wszystkie rdzenie procesora i każdy pakiet jest przeliczany przez osobny proces (przykład na rys. 1 dla mojego dwurdzeniowego procesora Intela Core Duo T7100 1,8 MHz). Dlatego podczas obliczeń warto jest korzystać z procesorów o dużej liczbie rdzeni, ponieważ wtedy jednocześnie przelicza się wiele pakietów, np. na 8-rdzeniowym procesorze jednocześnie liczy się 8 pakietów. Poza procesorem pozostałe zasoby komputera są wykorzystywane w ekstremalnie małym zakresie – przynajmniej w zadaniach „Universe BHSpin” (przykład na rys. 1/Menedżer zadań). Można przełączać pomiędzy widokiem uproszczonym BOINC Menagera (Ctrl+Shift+V – patrz rys. 1), a zaawansowanym (Ctrl+Shift+A). W widoku zaawansowanym (patrz rys. 2) na zakładce „Zadania” można sprawdzić kolejkę pakietów obliczeniowych na stacji roboczej. Każdy taki pakiet powinien zostać policzony przez użytkownika do daty określonej w kolumnie „Termin" (zwykle 2 tygodnie od momentu przesłania na stację roboczą). Po tym terminie użytkownik może kontynuować obliczenia, ale taki pakiet zostanie przydzielony również do innego użytkownika. Rysunek 2. Widok rozszerzeny BOINC Menedżera – zakładka z przykładową listą zadań przetwarzanych, gotowych do raportowania i gotowych do uruchomienia. Klikając na przycisk „Your tasks”, można przejść na serwer do listy wszystkich zadań na profilu użytkownika wraz z ich statusami (patrz rys. 3) Rysunek 3. Przykładowa lista zadań na profilu użytkownika w projekcie Universe@Home. Wyniki obliczeń są weryfikowane z podobnymi rachunkami innych uczestników projektu. Po uzyskaniu zgodności na konto wpływają punkty – zwykle w ilości 333,33 za pakiet. Dla najaktywniejszych użytkowników przyznawane są wirtualne odznaki zależne od ilości punktów: Neptun: 10–50 tys., Uran: 50–100 tys., Saturn: 100–250 tys., Jowisz: 250–500 tys., Mars: 500 tys.–1 mln, Ziemia: 1–5 mln, Wenus: 5–25 mln, Merkury: 25–100 mln, Słońce >100 mln. G. Wiktorowicz napisał w artykule w Urania nr 2/2016, że w marcu 2016 roku odznakę Słońca zdobyło dwóch użytkowników, a w ramach projektu zostało przeliczone prawie 9 milionów pakietów, z których 1/3 przypada na ULX, a 2/3 na BHSpin. Zdobycie pierwszej odznaki Neptuna nie jest specjalnie trudne, ponieważ należy przeliczyć poprawnie około 30 pakietów. Na serwerze Universe@Home funkcjonuje forum, gdzie można zgłaszać problemy związane z użytkowaniem aplikacji oraz zapoznać się z nowościami w funkcjonowaniu projektu. Forum jest prowadzone prawie w całości w języku angielskim (zdarzają się wiadomości w języku polskim lub w obu jednocześnie) i podzielone na następujące działy: NEWS (wiadomości dotyczące projektu), SCIENCE (dyskusje o tematyce naukowej projektu), NUMBER CRUNCHING (tematy związane z obliczeniami, punktacją, itp.), CAFE (kawiarnia – wolne tematy). Ogólnie platforma BOINC, na której pracuje około 12 milionów komputerów, dysponuje obecnie mocą obliczeniową 9 PetaFLOPS (FLOPS – liczba operacji zmiennoprzecinkowych na sekundę, peta = krotność 10^^15 razy). Natomiast na rzecz projektu Universe@Home pracuje około 29 tysięcy komputerów, które zapewniają około 80 TeraFLOPS (te wartości wyświetlają się na stronie głównej projektu [1]). Projekt zajmuje 13 miejsce pod względem mocy obliczeniowej na liście BOINC. Administrator tego projektu, Krzysztof Piszczek, podał na swoim blogu (patrz: [2]), że gdyby odtworzyć wyniki obliczeń z pierwszego roku funkcjonowania Universe@Home trzeba by wydać 2,2 miliona złotych na odpowiednio mocną maszynę. Nie jestem zwolennikiem udostępniania komputera dla kilkudziesięciu projektów na platformie BOINC, zapisywania się do różnych drużyn obliczeniowych i pogoni za punktami. Jednak ze względu na moje hobby (astrofizyka gwiazd) dla projektu Universe@Home zrobiłem wyjątek, ponieważ jest tego wart – czego przykładem jest ostatnio opublikowany artykuł w prestiżowym Nature [4] między innymi z ciekawym wyjaśnieniem ścieżki ewolucyjnej GW150914. Część obliczeń do tej publikacji została wykonana na platformie rozproszonej BOINC. Dzięki projektowi Universe@Home możemy szybciej poznać tajemnice ewolucji gwiazdowych układów podwójnych z wielkim finałem w postaci koalescencji czarnych dziur lub gwiazd neutronowych. Dlatego gorąco zachęcam do wspierania mocą obliczeniową swoich komputerów grupę polskich astronomów skupioną wokół prof. Krzysztofa Belczyńskiego (Uniwersytet Warszawski)!!! Następnym razem napiszę parę słów o symulacji GW150914 opublikowanej przez prof.Belczyńskiego z współpracownikami w czerwcowym Nature [4]. Pozdrawiam. Materiały źródłowe: [1] Strona domowa polskiego projektu Universe@Home (wersja programu StarTrack działającego w środowisku rozproszonym), którego celem jest symulacja numeryczna ewolucji gwiazd - http://universeathome.pl/universe/ [2] Blog administratora Universe@Home Krzysztofa Piszczka: http://www.dobreprogramy.pl/krzyszp/BOINC-wyjdz-z-czarnej-dziury,76630.html [3] Trzecia część artykułu pt. "Pierwsza bezpośrednia detekcja fal grawitacyjnych podczas koalescencji masywnych czarnych dziur", Proxima nr 26, od str.: http://www.proxima.org.pl/index.php/download-biuletyn-proxima-menu [4] K.Belczynski, D.Holz, T.Bulik & R.O’Shaughnessy (2016), Nature 534, 512, „The first gravitational-wave source from the isolated evolution of two stars in the 40–100 solar mass range”, http://www.nature.com/nature/journal/v534/n7608/full/nature18322.html; Wersja darmowa: https://arxiv.org/pdf/1602.04531.pdf [5] Astronarium nr 16 pt. „Komputery w astronomii” – od około 17 minuty programu prof. Belczyński opowiada o projekcie Universe@Home: https://youtu.be/iZIkjBXrcMM?t=1012

1. Mała uwaga: Typy układów podwójnych semi-detached / detached w polskiej literaturze astronomicznej tłumaczy się raczej jako półrozdzielony / rozdzielony. Zobacz np. http://www.deltami.edu.pl/temat/astronomia/2016/07/29/1608delta-janiuk.pdf 2. Mały off-top: Na niebie niedaleko bohaterki Twojego fajnego opracowania tzn. β Persei (czytaj beta Persei) jest gwiazda o "prawie" identycznie brzmiącej nazwie "b Persei" (czytaj "bee" Persei). B Persei jest o tyle niesamowita, że jest to układ potrójny zaćmieniowy !!! Został odkryty w 2012 roku technikami interferometrii optycznej i co około 700 dni zdarzają sie potrójne zaćmienia trwające trzy dni w stylu "esów-floresów". Najbliższe zaćmienie będzie już niedługo, bo w połowie grudnia 2016r. Pisałem o tym też kiedyś na Astropolis: http://astropolis.pl/topic/40246-podwjne-zamienie-b-persei-26-30-stycznia-2013r/?hl=persei (po kliknięciu na ten rysunek wyświetla się wersja animowana zaćmienia ze stycznia 2015r.)

Wykład prof. Davies'a (i nie tylko ...) jest dostępny w internecie ... >>> Nagranie wykładu prof. Paula C.W. Daviesa pt. "Czy jesteśmy sami we Wszechświecie" z dnia 15 września 2016 można obejrzeć na YouTube (w wersji dwujęzycznej polskiej i angielskiej) pod następującym linkiem: Paul C.W. Davies "Czy jesteśmy sami we Wszechświecie?" - Również zachęcamy do obejrzenia 4 wykładów z sesji pt. "Philosophy and the Cutting-Edge of Physics and Cosmology" (Filozofia i granice fizyki i kosmologii") z dnia 17.09.2016 towarzyszącej konferencji "Varcosmofun'16 jak poniżej (w jez. angielskim): prof. Michał Heller - "How to justify the history of the Universe?" - https://youtu.be/qREYv0lks7I prof. Krzysztof Meissner - "Plato and Modern Physics" - prof. Paul C. W. Davies - "Where do the laws of physics come from?" - prof. Thomas Naumann - "Do we live in the Best of all Worlds?" - <<<

... i jeszcze aktualna krzywa blasku V0420 Aur z ostatnich 20 dni:

Pilnie potrzebna fotometria V420 Aur (HD34921) wspierająca obserwacje spektroskopowe. 03 października 2016 r. pojawił się alert nr 554 na portalu AAVSO dotyczący fotometrii jasnej gwiazdy zmiennej V420 Aur (HD34921). Potrzebę wsparcia obserwacji spektroskopowych tej gwiazd zgłosiły dwie studentki kończące studia Marcella Wijngaarden and Kelly Gourdji (the University of Amsterdam/Anton Pannekoek Institute for Astronomy), które otrzymały czas obserwacyjny na 1.2 teleskopie Mercator'a + spektrograf Hermes na La Palma w okresie od 7 do 17 października 2016r. Gwiazda zmienna V420 Aur zmienia blask w zakresie V=7,35-7,51 mag. Jest to gwiazda zmienna typu Be (typ widmowy B0IVpe), która stanowi część osobliwego rentgenowskiego (= promieniowanie "X") bardzo masywnego układu podwójnego. W VSX na portalu AAVSO sklasyfikowano ją jako HMXB:+GCAS gdzie: HMXB - (High Mass X-ray Binary) oznacza układ podwójny składający się z masywnej gwiazdy typu widmowego (O/B/Be/niebieski nadolbrzym) i kompaktowego obiektu (gwiazda neutronowa/czarna dziura/biały karzeł); podtyp "XB" oznacza, że w tym układzie podwójnym obserwuje się wybuchy promieniowania rentgenowskiego. GCAS - oznacza gwiazdę nieregularnie zmienną wybuchową (typ zmienności gamma Cassiopeiae; są to bardzo szybko rotujące gwiazdy typu widmowego O9-A0 III-V z wypływami materii z obszarów równikowych; zmienne typu gamma Cas osiągają amplitudę zmian jasności nawet do 1,5 mag. Autorki piszą, że bardzo trudno jest zbudować fizyczny model tego systemu HMXB. Z obserwacji wynika, że układ zawiera gwiazdę B[e] z gęstym obszarem plazmy, akrecyjny dysk wokół gwiazdy neutronowej, shell i obszary wokółgwiazdowego pyłu. Już minęły dziesięciolecia odkąd była ona obserwowana spektroskopowo. Uwzględniając bardzo zmienną jego naturę, dzięki tym nowym obserwacjom zostaną uzyskane informacje pozwalające lepiej zrozumieć ten układ. Bardzo potrzebna jest fotometria BVRI od chwili obecnej aż do 24 października 2016r. Ale mogą być użyteczne również obserwacje z innymi filtrami lub nawet bez filtrów. Zamiast pojedynczych obserwacji każdej nocy preferowana jest seria/ciąg obserwacji w kilku pasmach obserwacyjnych (np.BVRI) ze względu na zmienność krótkich skalach czasowych. Serie ciągłych obserwacji bez filtrów będą przydatne, o ile zostaną wykonane przynajmniej podczas kilku nocy obserwacyjnych. Ze względu na zakres zmian (V=7,35-7,51 mag) wskazane techniki obserwacyjne PEP (fotometria fotoelektryczna), DSLR (fotometria "lustrzankowa") i CCD. Mapka AAVSO o polu widzenia 20 stopni wokół V0420 Aur (puste kółeczko w centrum rysunku) - ok. 10 stopni na południe od Capelli Mapka AAVSO polu widzenia 3 stopnie wokół V0420 Aur Na zdjęciu dostępnym od odnośnikiem [3] pokazano model najbardziej znanego przykładu bardzo masywnego układu rentgenowskiego (HMXB) - Cygnus X-1: Zachęcam do obserwacji fotometrycznych tego niezwykłego i mało zbadanego obiektu!!! Materiały źródłowy: [1] https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-554 [2] https://pl.wikipedia.org/wiki/Rentgenowskie_uk%C5%82ady_podw%C3%B3jne [3] zdjęcie - http://www.astronomy.com/magazine/weirdest-objects/2015/04/37-black-hole-cygnus-x1

Przypominam, że jutro (15 września 2016r.) o godzinie 18.30 w sali nr 7 budynku Akademii Morskiej w Szczecinie przy ul. Szczerbcowej 4 odbędzie się wykład prof. P. Daviesa pt. "Czy jesteśmy sami we Wszechświecie?".

Kolega Ryszard Siwiec udostępnił jeszcze jedno zdjęcie zrobione wczoraj okolicy ASASSN-16hf, czyli gwiazdy nowej w M31. Zdjęcie zostało wykonane teleskopem 12,5" CDK z kamerą CCD FLI ProLine 16803 w Nerpio (Hiszpania) - parametry, jak w poprzedniej wiadomości, ale czas ekspozycji 10 minut (+okolice pełni Księżyca). Moim zdaniem na tej fotce nowej ASASSN-16hf już nie widać.

Zdjęcie okolicy M31 gdzie ponad 3 tygodnie temu wybuchła Nowa (ASASSN-16hf) zrobił życzliwie w ramach swojego czasu obserwacyjnego kol. Ryszard Siwiec w dn. 7 sierpnia 2016r. o godz.2:13UT w Nerpio (Hiszpania). Parametry sprzętu są opisane pod poniższym odnośnikiem http://www.iteleskop.org/ Teleskop: Planewave 12.5” CDK + auto focus Montaż: Paramount ME Kamera CCD: FLI ProLine 16803 + CFW-5-7 Zdjęcie było naświetlane przez 5 minut (300 sekund) z binningiem 2 i filtrem L (Luminancja/oznaczenie CV na FITS-ie). Filtr L jest filtrem używanym do fotografii estetycznej. Niestety nie znam jego charakterystyki (krzywej czułości) . Potraktowałem go jakby to był filtr V (co może być nieuzasadnione!). W pobliżu nowej ASASSN-16hf jedyna gwiazda porównania, która miała wyznaczoną jasność w barwie V=10.3 mag była prześwietlona. Dlatego wybrałem inną gwiazdkę o wyznaczonych jasnościach w systemie Sloane'a (g=15.02 mag, r=14.30 mag) i oszacowałem jej jasność w barwie V=14.6mag na podstawie poniższego wzoru: http://www.aerith.net/astro/color_conversion.html V = r + 0.44 * (g - r) - 0.02 = 14.30+0.44*(15.02-14.30)-0.02=14.28+0.32=14.60mag W kolejnym kroku oszacowałem jasność nowej ASASSN-16hf na V=17.2 mag, robiąc fotometrię aperturową w Irisie.

W dniu 15 września 2016 roku o godzinie 18.30 odbędzie się wykład w sali nr 7 budynku Akademii Morskiej w Szczecinie przy ul. Szczerbcowej 4. Wykład wygłosi prof. Paul C.W. Davies - laureat Nagrody Templetona z oku 1995 oraz członek Komitetu Sterującego Projektu SETI (Poszukiwania Życia Pozaziemskiego) pracujący obecnie w Centrum Fundamentalnych Koncepcji w Nauce (BEYOND) na Uniwersytecie Stanowym w Arizonie, USA. Tytuł wykładu to "Czy jesteśmy sami we Wszechświecie?". Wykład będzie wygłaszany w języku angielskim z tłumaczeniem symultanicznym. Prof. Davies jest autorem wielu książek popularnonaukowych (m.in. "Bóg i nowa fizyka, Wydawnictwo Cyklady, Warszawa 1996) a w trakcie wykładu omowi główne możliwości oraz wyzwania związane z dalszymi etapami poszukiwania sygnałów od cywilizacji pozaziemskich w oparciu o swoja nowa książkę "Upiorna cisza" (Eerie silence). Ogłoszenia o wykładzie znajdują się na stronach: http://www.ptf.ps.pl https://indico.cern.ch/event/462870/page/7565-public-lecture https://www.facebook.com/events/279312892443519/

Fajnie się to czyta Parę lat temu też zgłębiałem tajemnice brązowych karłów i nawet się na ten temat trochę "wymądrzałem": http://www.ptma.szczecin.pl/prelekcje/Brazowe_Karly_prezentacja_11_12_2014_PTMA_Szn.pdf Wtedy najbardziej urzekło mnie, że jest pogoda na brązowych karłach i może tam padać deszcz z ciekłego żelaza lub stopionego szkła w temperaturach coś około 1200-1500K (?). A zresztą widać to na str. 60 ww. prezentacji. I małe sprostowanie ... >>> Jak gorąca musi być protogwiazda aby podtrzymać fuzję jądrową? Około 10.000.000° Celsjusza, <<< Gwiazdami są ciała niebieskie o temperaturach centralnych > 3 000 000K, bo wtedy samoistnie podtrzymuje się reakcja jądrowa PPI: p + p → d + e+ + neutrino el.,. Widać to również na slajdzie nr 8 z ww. prezentacji.

Ze współrzędnych wynika, że PNV J00430400+4117079 (KAIT-16aj) to nie jest to samo zjawisko co ASASSN-16hf. Odpowiada temu różnica odległości od centrum M31 w sekundach łuku (czyli 1"): ASASSN-16hf: 1338"E / 4053"S PNV J00430400+4117079: 222"E / 59"N Ale to nic nie szkodzi mamy dwie prawdopodobne nowe na firmamencie Wielkiej Mgławicy Andromedy! Nadal zachęcam, aby ktoś sfocił okolice centrum M31 (PNV J00430400+4117079 / KAIT-16aj) i na pd-wsch od centrum M31 (ASASSN-16hf) w poszukiwaniu obiektów o jasności 17-18mag. PODSUMOWANIE: ASASSN-16hf: RA=00h44m41.073s, DEC=+40st08'35.68" (epoka 2000). Jasność obserwowana ok. 14 lipca 2016r. - V=16,4 mag. KAIT-16aj / PNV J00430400+4117079 (współrzędne jak w nazwie): RA=00h43m04.00s, DEC=+41st17'07.9" (epoka 2000), RA=10,76666667, DEC=+41,28552777. Jasność obserwowana ok. 26 lipca 2016r. - R=16 mag. W pozycji "PNV J00430400+4117079" zanotowano do tej pory trzy "pojaśnienia" (prawdopodobne wybuchy nowej powrotnej?) 1. M31N 1990-10a przerwa ok. 16,7 lat 2. M31N 2007-07a przerwa ok.9 lat 3. PNV J00430400+4117079 Zdjęcie PNV J00430400+4117079: http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J00430400+4117079.html http://w.astro.berkeley.edu/~zwk/findingchart/KAIT-16aj.jpg

Dzisiaj zauważyłem wiadomość sprzed 2 tygodni, że w M31 teleskop "kwadrupolowy" Brutus (działający w ramach przeglądu nieba ASAS-SN) odkrył w dniu 14 lipca 2016r. nową w dość znacznej odległości od centrum tej galaktyki, bo 784 kpc (4053" na południe i 1338" na wschód - patrz poniżej zdjęcie z SDDS). Wtedy wybuch tej nowej był w fazie nieprzeźroczystej kuli ognia (ang. fireball), z prędkościami ekspansji nawet 2300 km/sek (pomiary z profilu typu P-Cygni w linii widmowej H-alfa). Widmo wyglądało na typowe widmo klasycznej nowej z liniami wodoru (H alfa - szczególnie silna), żelaza Fe II, sodu Na I (5892 Å) i tlenu O I (7713 Å) wskazującymi nasilny wypływ materii (profile typu P-Cygni). Współrzędne ASASSN-16hf: rektascencja 00h44m41.073s, deklinacja +40st08'35.68" (epoka 2000). Jasność absolutna V=-8.3 mag (m-M=24.5 mag, wsp. ekstynkcji międzygwiazdowej A_V=0.170). Niestety nie znalazłem informacji o aktualnej jasności tej nowej od czasu jej odkrycia i potwierdzenia spektroskopowego. Może ktoś z Szanownych Forumowiczów zrobi zdjęcie ASASSN-16hf z jak największym fragmentem M31? Powinna być jeszcze w zasięgu teleskopów (17-19 mag?). Powinno się jeszcze dać wyznaczyć jej jasność obserwowaną. Literatura: [1] http://www.astronomerstelegram.org/?read=9245 [2] http://www.astronomerstelegram.org/?read=9248 [3] Poszukać ASASSN-16hf na stronie: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~assassin/transients.html [4] https://wis-tns.weizmann.ac.il/object/2016dah

Tak na gorąco moje uwagi na temat tego jak udoskonalić Twoje wyznaczenia wskaźnika barwy niebieskiej (435nm) i zielonej (500nm) w uzupełnieniu Hansa i innych forumowiczów: 1. Zdjęcia nie mogą być prześwietlone (pisał o tym również P.Guzik). Podejrzewam, że sporo z Twoich zdjęć (wszystkie?) mogą być prześwietlone przy czasie 1/2 sekundy i aperturze 25cm. Kiedyś próbowałem nie prześwietlić zdjęcia Betelgeuzy lustrzanką z obiektywem 85mm i przysłoną f/2.8. Alfa Ori była już prześwietlona dla czasów > 2 sekundy. W programach fotometrycznych możesz sprawdzić, czy piksele z obrazem gwiazdy nie są przepalone lub na części nieliniowej(jeżeli są wartości > 0.75 x 4096 ADU dla 12 bitowych aparatów fotograficznych, lub > 0.75 x 16383 ADU dla 14-bitowych) 2. Masz systematyczny błąd w wyznaczeniu jasności w barwach niebieskiej (435nm) i zielonej (500nm) >0.2mag (>20%) wynikający z pominięcia zależności ekstynkcji atmosferycznej od długości. Na poniższym rysunku (patrz: http://www.britastro.org/vss/ccd_photometry.htm)jest pokazana taka krzywa dla bardzo dobrych warunków atmosferycznych. Dla podanych długości fal ta systematyczna różnica wychodzi przynajmniej 0.2 mag! 3. Przy tak krótkim czasie ekspozycji (=1/2 sekundy pomimo dużej apertury 10") zmiany jasności pomiędzy zdjęciami mogą być spowodowane drganiem atmosfery ziemskiej (tzw. scyntylacje atmosferyczne). Kiedyś to liczyłem dla różnych "teleskopów", ale takich czasów jak 1/2 sekundy nie uwzględniałem ... 4. Moim zdaniem jeszcze tańsze (... i dokładniejsze?) byłoby zrobienie tych pomiarów bez dodatkowych filtrów. Po prostu zwykły aparat z obiektywem o ogniskowej >=50mm, rozoogniskowując obraz gwiazd, aby nie prześwietlić. Następnie każde zdjęcie w formacie RAW przetworzyć np. Irisem/Munwinem w sposób opisany w literaturze jak poniżej (tylko wersja angielska ): https://www.aavso.org/sites/default/files/publications_files/dslr_manual/AAVSO_DSLR_Photometry_software_tutorials_V1-0.pdf Po drodze uwzględniamy na pewno flaty (darki zwykle nie są konieczne przy ekspozycjach rzędu 30 sekund nawet w temperaturze pokojowej, darki ew. mogą się przydać do wyłapania hot pikseli). Wtedy otrzymujemy do pomiarów wyseparowane trzy zdjęcia (jak zestackujemy) lub serię zdjęć w barwach niebieska-TB, zielona-TG, czerwona-TR I temperaturę wyznaczyć z porównania jasności w kolorach TB i TG (... i ew. TR do wykorzystania?).

Nawet kilkaset zjawisk koalescencji masywnych czarnych dziur powinny zaobserwować interferometry grawitacyjne LIGO!!! Takie są wyniki symulacji numerycznych koalscencji masywnych czarnych dziur za pomocą oprogramownia "StarTrack population synthesis" przeprowadzonych przez 4 astrofizyków, z których dwóch to Polacy: Krzysztof Bełczynski (główny autor publikacji) i Tomasz Bulik. Autorzy przeliczyli siatkę modeli biorąc pod uwagę 32 różne metaliczności i 20 milionów modeli układów podwójnych na każdą metaliczność. W tej publikacji podano przykład ewolucji układu podwójnego składającego się z masywnych gwiazd prowadzący do koalescencji czarnych dziur podobnych do GW150914. 1. Układ podwójny (96M⊙/niebieski + 60M⊙/fioletowy) powstał w zamierzchłej przeszłości (2 miliardy lat po Wielkim Wybuchu, z ≈ 3.2 / patrz "górny wiersz" na rysunku) w środowisku o małej metaliczności (Z = 0.03Z⊙). 2. Po 5 milionach lat ewolucji powstały dwie masywne (... jak na gwiazdy) czarne dziury (37M⊙ + 31M⊙; patrz "drugi od dołu wiersz" na rysunku). 3. Przez kolejne 10.3 miliarda lat ten układ podwójny czarnych dziur tracił moment pędu i w sposób ciągły zmniejszała się separacja pomiędzy składnikami aż wreszcie obie czarne dziury połączyły się w jedną przy redshifcie z = 0.09. Oznaczenia na rysunku: MS (main-sequence star) - gwiazda ciągu głównego; HG (Hertzsprung-gap star) - gwiazda w fazie ewolucyjnej na przerwie Hertzsprunga; CHeB (core-helium-burning star) - gwiazda spalająca hel w jądrze; BH (black hole) - czarna dziura; a (orbital semi-major axis) - duża półoś orbity; e (eccentricity) - mimośród/spłaszcznie orbity; ZAMS (Zero-age Main Sequence) - gwiazda ciągu głównego wieku zero; RLOF (Roche-Lobe Overflow) - wypływ materii przez powierzchnię Roche'a/transfer materii przez wewnętrzny punkt Lagrange'a; direct collapse - bezpośredni kolaps do czarnej dziury, CE (Common Envelope) - wspólna otoczka; merger - koalescencja/połączenie się/zlanie się (tutaj) czarnych dziur. Materiał źródłowy: Krzysztof Belczynski, Daniel E. Holz, Tomasz Bulik, Richard O’Shaughnessy pt. "The first gravitational-wave source from the isolated evolution of two stars in the 40–100 solar mass range" - oficjalna wersja w prestiżowym Nature z 22 czerwca 2016r. za 30 euro: http://www.nature.com/nature/journal/v534/n7608/full/nature18322.html - darmowa wersja dla "ludu": https://arxiv.org/pdf/1602.04531.pdf I popularno-naukowe omówienie tego artykułu: http://www.uw.edu.pl/o-falach-grawitacyjnych-w-nature/ http://naukawpolsce.pap.pl/aktualnosci/news,410234,polscy-naukowcy-prognozuja-zderzenia-nawet-kilkuset-czarnych-dziur-na-rok.html

Drugi przypadek detekcji fal grawitacyjnych ukazał się w oficjalnej publikacji w PHYSICAL REVIEW LETTERS pt. "GW151226: Observation of Gravitational Waves from a 22-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence". Zjawisko nastąpiło w drugi dzień Świąt Bożego Narodzenia (dlatego oznaczenie zjawiska GW151226) interferometry LIGO zaobserwowały koalescencję dwóch czarnych dziur o masach 14,2Mo i 7,5Mo. Zjawisko nastąpiło w dn. 26 grudnia 2015r. o godz.3:38:53 czasu UTC. W wyniku połączenie się tych czarnych dziur powstała czarna dziur o masie około 20,8Mo. Tzn. około 1Mo (14,2+7,5-20,8) "wyparowało" w postaci fal grawitacyjnych. Zaobserwowano przez około 1 sekundę 55 cykli o wzrastającej amplitudzie i częstotliwości od 35 do 450 Hz. Koalescencja czarnych dziur nastąpiła w odległości około 440pc (z=0,09). Zjawisko zaobserwowano przy stosunku sygnału do szumu 13 (nieco grosza jakość niż dla GW150914, gdzie ta wiekość wynosiła 24). Poniżej zamieściłem "historyczny" rysunek z PHYSICAL REVIEW LETTERS z dopasowaniem obserwowanego przez interferometr LIGO w Livingston (USA) zjawiska GW151226 (górny rysunek) oraz zmiany częstotliwości "f" i stosunku prędkości v/c w czasie tego zjawiska (dolny rysunek). Polecam poniższe źródła informacji w tym temacie: 1. Oryginalna publikacja z dzisiaj (15 VI 2016r.) o "gwiazdkowej" detekcji fal.graw. GW151226: http://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.116.241103 2. LIGO news - http://www.ligo.org/science/Publication-GW151226/flyer.pdf 3. News z portalu Urania: http://www.urania.edu.pl/wiadomosci/drugi-raz-wykryto-fale-grawitacyjne-2395.html 4.Film z ostatniego odcinka Astronarium o pierwszej detekcji fal grawitacyjnych: PS Dopadła mnie powyższa wiadmomość właśnie oglądałem bardzo ciekawy film m.in dotyczący pierwszej detekcji fala grawitacyjnych na youtube z wykładu prof.Andrzej Trautman i prof.Tomasz Bulik i dn. 18 maja 2016 r.- wykład "Fale grawitacyjne-historia i pierwsza detekcja", Polecam!!!

Dzisiaj od godz. 13:05 częściowo (niestety ...) oglądałem bardzo ciekawy odcinek Astronarium o falach grawitacyjnych. Ekipa programu pojechała nawet do Włoch i pokazywała interferometr do detekcji fal grawitacyjnych VIRGO. O falach grawitacyjnych opowiadał prof. Królak (kierownik polskiej ekipy projektu LIGO/VIRGO). Dzisiaj w nocy o godz. 24:15 ma być powtórka z tego odcinka na TVP Regionalne. Gorąco polecam. PS Dla zainteresowanych polecam również moją prelekcję w tym temacie wygłoszoną na ostatnim zlocie FA oraz w PTMA Sz-n. Dla zainteresowanych falami grawitacyjnymi z okolic Szczecina polecam również otwarty wykład pt. "Grawitacja na Ziemi i fale grawitacyjne w kosmosie", który wygłosi prezes Fundacji Eureka prof. Mariusz P. Dąbrowski w dniu 16 czerwca 2016 roku o godzinie 18.00 i 20.00 (powtórzenie wykładu). Więcej informacji na ten temat na stronie http://www.fundacja-eureka.edu.pl/. Ze względu na ograniczoną liczbę miejsc na sali wystawowej (50 osó konieczne są zapisy poprzez email fundacji: infoMAŁPAfundacja-eureka.edu.pl. O godz. 20 będą na wykładzie członkowie PTMA Sz-n. Po wykładzie będą pokazy nieba zorganizowane głównie przez PTMA Sz-n.

O ile teoria supernowych Ia jest słuszna to po takim wybuchu nie zostaje żaden kompaktowy obiekt (gw. neutronowa/czarna dziura). Tutaj biały karzeł jest "rozrywany na strzępy" - pozostaje tylko ekspandująca mgławica pokazana w poście Paethera. Natomiast jak od środka wygląda konkretny wybuch supernowej (np. kolaps "cebulkowego" jądra masywnej gwiazdy) pozwolą wyjaśnić obserwacje fal grawitacyjnych. Aktualnie dysponujemy teleskopami grawitacyjnymi (np. aLIGO, aVIRGO) o czułościach pozwalających bez problemu rejestrować supernowe w naszej Galaktyce. Oby w tym czasie prowadziły obserwacje! Aczkolwiek może się okazać, że nagle wybuchła supernowa w Drodze Mlecznej w odległości kilku kiloparseków (statystycznie w Galaktyce wybuchają 1-3 supernowe na 100 lat), a żadnej fali grawitacyjnej pochodzącej od tego zjawiska nie zarejestrowano. Taka sytuacja może mieć miejsce w przypadku idealnie symetrycznego kolapsu jądra masywnej gwiazdy. Przy szacunkach zwykle przyjmuje się, że około 0.0001 całkowitej energii wybuchu jest wypromieniowana w postaci fal grawitacyjnych. Ale jak jest w konkretnym przypadku, to pokażą obserwacje. Czekamy na pierwszy w historii wybuch supernowej w Drodze Mlecznej, który zostanie zarejestrowany w zakresie fal grawitacyjnych Może to być nawet supernowa kompletnie niewidoczna w zakresie fal elektromagnetycznych (np. schowana za nieprzeniknionymi chmurami materii międzygwiazdowej) - dla fal grawitacyjnych nie jest to problem. Jednak idelnie by było, gdyby zarejestrowano wybuch supernowej w Drodze Mlecznej w pełnym zakresie obserwacyjnym (fale EM, neutrina, fale grawitacyjne). Prof. K.Thorne (str.37-38 prezentacji Thorne2.pdf) w swojej prezentacji opisał następujące 3 mechanizmy wybuchu supernowej w przypadku kolapsu jądra masywnej gwiazdy: ( a ) Emisja neutrin – w ciągu zaledwie 1 sekundy konwekcja z jądra protogwiazdy neutronowo-protonowej wyciąga 10^52 ergów energii w postaci neutrin, które w sporej ilości (~10^51 ergów) zostają pochłonięte przez opadającą otoczkę. W tym modelu konwekcja generuje fale grawitacyjne o charakterze statystycznym/szumowym. ( b ) Emisja fal dźwiękowch – po 300 ms (milisekundach) od powstania protogwiazdy, turbulencja konwekcyjna wywołuje drgania o charakterze dipolowym i kwadrupolowym w całej objętości protogwiazdy. Oscylacje generują fale dźwiękowe, które przechodzą aż do otoczki, gdzie zmieniają się w fale uderzeniowe i odrzucają otoczkę. W tym modelu drgania generują fale grawitacyjne quasi-periodyczne. ( c ) Mechanizm magnetyczno-rotacyjny - jądro gwiazdy-progenitora supernowej obraca się szybko (~1 obrót/sek). Jej kolaps zostaje zatrzymany przez siłę odśrodkową (~1000 obrotów/sek). Następuje gwałtowne odbice. Pojawia się niestabilność "tumbling cigars" (zdeformowany kształty elipsoidy trójosiowej) o okresie około 50ms spowodowana różnicową rotacją protogwiazdy. Różnicowa rotacja rozciąga linie sił pola magnetycznego i je wzmacnia. Pole magnetyczne generuje biegunowe wypływy (dżety). Podczas odbicia się fali uderzeniowej generuje się "ostry wybuch" (patrz rys.© poniżej) promieniowania grawitacyjnego. Podczas wibracji elipsoidalnej protogwiazdy generują się wąskopasmowe periodyczne fale grawitacyjne w dwóch modach polaryzacji hx i h+. Opisane przykładowe symulacje a)b)c) możliwych do rejestracji fal grawitacyjnych przez interferometry aLIGO/aVIRGO zostały pokazane na poniższym rysunku I jeszcze ogólna uwaga na temat echa świetlnego ... W astronomii obserwujemy zjawiska, które wydarzyły się lata temu (nawet Słońce nie widzimy jak wygląda teraz, ale 8minut 20 sekund temu). Natomiast echo świetlne pozwala zajrzeć powtórnie do tej przeszłości. Fotony z wybuchu supernowej obserwowanej przez duńskiego astronoma Tycho dotarły do nas w 1572 roku (bezpośrednia fala świetlna po wybuchu SN w odległości około 9 tysięcy lat świetlnych). Natomiast na jej widmo zarejestrowane około 2008 roku "składały się" fotony, które przebyły drogę około 9400 lat świetlnych (9000 + 2008-1572).

W przypadku tej supernowej niezwykłe jest to, że ponad 400 lat po tym wydarzeniu ( SN Tycho - 1572 r.) udało się zaobserwować fotony z tego i wyznaczyć jej typ widmowy (normalne Ia). To wszystko dzięki obserwacjom echa świetlnego z tego zjawiska - oto jak wygląda widmo tej supernowej (ciągła czarna linia) ...

Robi się z tego trochę off-top, ale niech tam ... Mechanizm "reakcji zwrotnej" (?)/ang."backreaction mechanism" dotyczy jednej z hipotez wyjaśniających przespieszenie ekspansji naszego Wszechświata. Poniżej przedstawiłem notatki, które zrobiłem na ten temat z materiałów internecie: 1. Rasanen,"Backreaction as an alternative to dark energy and modified gravity" - http://arxiv.org/pdf/1012.0784v1.pdf "Reakcja zwrotna" w OTW (ang. backreaction): nazywamy właściwość, że uśredniona ewolucja w czasie niejednorodnej przestrzeni nie jest tym samym co ewolucja jednorodnej przestrzeni. Można powiedzieć, że ewolucja w czasie i uśrednianie "nie komutują" (tzn. nie są przemienne): jeżeli uśrednimy niejednorodny rozkład i policzymy zmiany w czasie uśrednionych wielkości z wykorzystaniem równań OTW - wynik nie będzie taki sam, gdy będziemy śledzili ewolucję czasową w pełni niejednorodnego rozkładu i na koniec go uśrednimy. Po prostu modele z metryką FRW opisują wszechświaty, które są dokładnie jednorodne i izotropowe - nie opisują one wszechświatów, które są tylko statystycznie jednorodne i izotropowe. Patrz poniżej - ewolucja w czasie i uśrednianie w OTW "nie komutują" HIPOTEZA "REAKCJI ZWROTNEJ" (backreaction conjecture): hipoteza, że w późniejszym okresie (>8-9mld lat po Big-Bangu) odchylenia od prostych izotropowych i jednorodnych modeli Wszechświata można wyjasnić w kategoriach zmian spowodowanych utworzeniem się struktur. PODSUMOWANIE: Obserwacje Wszechświata w późniejszym okresie (>8-9mld lat po Big-Bangu) są niezgodne z modelami jednorodnymi i izotropowymi FRW (Friedmann–Robertson–Walker), które zawierają zwykłą masę i grawitację - różnią się o czynnik około DWA. Problem jest zwykle wyjaśniany przez wprowadzenie egzotycznej materii lub modyfikacje OTW. Jednak nieliniowe struktury również wpływają na tempo ekspansji: ten efekt jest obecny w świecie rzeczywistym, ale pomijany w modelach FRW. Równania Bucherta (uwzględniaja te nieliniowe struktury) pokazują, że jest możliwe przyspieszenie średniej prędkość ekspansji niejednorodnego pyłowego wszechświata (widać to w "modelu zabawkowym" arXiv: 1012.0784v1). Fizyczne wyjaśnienie jest proste: obszary szybciej ekspandujące zwiększają szybciej ich procentową zawartość w objętości Wszechświata. Dlatego średnia prędkość ekspansji rośnie. W pół-empirycznym modelu oszacowano poprawną skalę czasowa około 10^5 Teq - 10 miliardów lat na zmianę tempa ekspansji, wynikającą z fizyki formowania sie niejednorodnych struktur - bez konieczności wprowadzania nowych parametrów! ... Nawet jeżeli "reakcja zwrotna" jest ważna, związek pomiędzy redshiftem i średnim tempem ekspansji jest identyczny jak dla modeli FRW - obowiązuje to dla rozkładu struktur statystycznie jednorodnych i izotropowych, które wolno zmieniają się w czasie. W przeciwieństwie do tego, związek pomiędzy średnim tempem ekspansji i odległością w-g średnicy kątowej (ang.angular diameter distance) jest różny od modeli FRW. Pozwala to na rozróżnienie obserwacyjne nieliniowe struktury w modelach FRW, ciemną energię lub zmodyfikowane teorie grawitacji. 2. Ciekawa prezentacja do popatrzenia na wzory i tematy haseł do przestudiowania - http://www.thphys.uni-heidelberg.de/~cosmo/Talks/dombriz.pdf MECHANIZM "REAKCJI ZWROTNEJ" (ang.backreaction mechanism): wpływa na tło (metrykę tła?) poprzez lokalne niejednorodności i anizotropie.