Spitzer Infrared Telescope

[Scorus]

Teleskop Kosmiczny Sitzera (Space InfraRed Telescope Facility - SIRTF) jest czwartym i ostatnim obserwatorium wystrzelonym w ramach flagowego programu NASA Wielkie Obserwatoria (Great Observatories Program). Wcześniej wystrzelono jeszcze trzy satelity tego programu  (teleskopy Hubblea, Comptona i Chanda). Obserwatorium to należy także do programu NASA Astronomical Search for Origins Program. Ma on umożliwić leprze zrozumienie początków ewolucji struktur we Wszechświecie, powstawania galaktyk, oraz formowania się gwiazd i planet. Spitzer jest zaopatrzony w 0.85 metrowy teleskop z trzema chłodzonymi instrumentami wykonujący obserwacje w zakresie podczerwieni, w przedziale widmowym 3 - 180 mikronów. Umożliwia on obrazowanie i wykonywanie pomiarów fotometrycznych w zakresie 3 - 180 mikronów, spektroskopię w zakresie 5 - 40 mikronów, oraz spektrofotometrię w zakresie 50 - 100 mikronów. Spitzer obserwuje w podczerwieni najróżniejsze obiekty astronomiczne - od odległych galaktyk w młodym Wszechświecie, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Jego bardzo wrażliwe instrumenty dają unikalny widok na Wszechświat, pozwalając na obserwowanie obszarów niedostępnych dla teleskopów optycznych, np. zasłoniętych przez pył obszarów formowania się gwiazd, obszarów centralnych galaktyk, i niedawno uformowanych układów planetarnych. Umożliwia także obserwowanie obiektów zbyt chłodnych, aby były widoczne w innych zakresach, takich jak obłoki molekularne i planety pozasłonecznych. Pozwala także na identyfikowanie różnorodnych cząsteczek w przestrzeni kosmicznej, takich jak związki organiczne.

KONSTRUKCJA
Teleskop Spiztera ma masę własną  865 kilogramów. Jego kształt jest w przybliżeniu walcowaty. Składa się z dwóch zasadniczych części: modułu statku kosmicznego (Spacecraft Module); oraz modułu teleskopu kriogenicznego (Cryo-Telescope Assembly Module - CTA).

Moduł statku kosmicznego składa się z dwóch elementów: zasadniczej struktury statku (Spacecraft Bus), oraz systemu paneli słonecznych (Solar Panel Assembly). Zasadnicza struktura zawiera główne komponenty statku kosmicznego, oraz elektronikę instrumentów naukowych. Wewnątrz jest podzielona na 9 komór, w których umieszczono wyposażenie, zgromadzone w czterech modułach bocznych i czterech modułach kątowych rozdzielonych przez 8 paneli wyposażenia. Panele są umieszczone między modułami, i zapewniają maksymalną sztywność struktury. Panele te były wyjmowane, i umożliwiały dostęp  do zewnętrznych komór podczas budowy statku.

Moduł teleskopu kriogenicznego CTA ma kształt walca, i łączy się za pomocą małej struktury kratownicowej  z modułem statku kosmicznego. Jest odizolowany termicznie od statku dzięki zastosowaniu kratownicy z materiałów o niskim przewodnictwie cieplnym, oraz tarczy chroniącej przed promieniowaniem cieplnym. W przeciwieństwie do modułu statku kosmicznego jest chłodzony do temperatury kilku stopni powyżej zera absolutnego za pomocą ciekłego helu. Składa się z czterech głównych części: grupy osłon zewnętrznych (Outer Shell Group); kriostatu helowego (Helium Cryostat); wspólnej komory instrumentów naukowych (Multiple Instrument Chamber - MIC); oraz teleskopy Ritcheya - Chretiena (Ritchey - Chretien Telescope). Grupa osłon zewnętrznych umożliwia utrzymywanie tego modułu w odpowiedniej temperaturze (chroni przed promieniowaniem cieplnym ze statku i  wypromieniowywanie go w przestrzeń). Składa się z osłony zewnętrznej (Outer Shell); osłon cieplnych (Thermal Shells); osłony słonecznej (Sun Shell); oraz osłony przeciwpyłowej (Dust Cover). Kriostat służy do chodzenia osłony zewnętrznej, środkowej i wewnętrznej, oraz instrumentów naukowych (bardzo czułych na ciepło, nawet własne) za pomocą par helu pochodzących ze zbiornika tego gazu w postaci nadciekłej (360 litrów).Umożliwia on schłodzenie instrumentów do temperatury 1.4 K.

WYPOSAŻENIE
W skład osprzętu naukowego Spitzera wchodzą trzy instrumenty: kamera macierzowa podczerwieni (Infrared Array Camera - IRAC); spektrograf podczerwieni (InfraRed Spectrograph - IRS); oraz wielopasmowy fotometr obrazujący (Multiband Imaging Photometer - MIPS).

Kamera IRAC jest systemem obrazującym w zakresie bliskiej i środkowej podczerwieni. Zawiera cztery detektory w postaci powierzchni czułych na podczerwień, każdy o wymiarach 256 x 256 pikseli. Działają one w temperaturze ok. 6 K. Detektory te pracują odpowiednio w zakresie 3.6, 4.5, 5.8, oraz 8 mikronów.  Komplet dwóch detektorów fal krótkich (3.6 i 4.5 mikrona) jest wykonany z indku antymonu (InSb). Detektory fal długich (5.8 i 8 mikronów) są wykonane z krzemu narkotyzowanego arsenem (Si:As), i są to detektory typu IBC (Impurity-Band Conduction).

Spektrograf IRS został zaprojektowany do wykonywania badań spektrometrycznych słabych źródeł podczerwieni w środkowej części spektrum podczerwieni. Instrument ten składa się z czterech modułów. Moduł Short-Hi - fal krótkich o wysokiej rozdzielczości, i moduł Long-Hi - fal długich o wysokiej rozdzielczości są spektrometrami pokrywającymi kolejno zakresy 10.0 - 19.5 i 19.3 - 37.0 mikronów. Moduł Short-Lo - krótkich długości fal z niską rozdzielczością pokrywa zakres 5.3 - 14.2 mikrona. Moduł Long-Lo - fal długich o niskiej rozdzielczości pokrywa zakres 14.2 - 40.0 mikronów.

Wielopasmowy fotometr obrazujący MIPS jest instrumentem umożliwiającym obrazowanie (w trzech obszarach scentrowanych na 24, 70 i 160 mikronów) i ograniczone pomiary spektrometryczne (pomiędzy 55 i 95 mikronów) w zakresie dalekiej podczerwieni. Umożliwia on wykrywanie źródeł podczerwieni około 100 razy słabszych niż możliwe do wykrycia za pomocą wcześniejszych detektorów podczerwieni.
W skład instrumentu wchodzą trzy detektory w postaci macierzy czułych na podczerwień: detektor wykonany z krzemu narkotyzowanego arsenem (Si:As) o wymiarach 128 x 128 pikseli obrazujący w zakresie 24 mikronów; detektor wykonany z germanu narkotyzowanego galem (Ge:Ga) o wymiarach 32 x 32 piksele obrazujący w zakresie 70 mikronów;  oraz detektor wykonany z germanu narkotyzowanego galem (Ge:Ga) o wymiarach 2 x 20 obrazujący w zakresie 160 mikronów. Detektor Ge:Ga o wymiarach 32 x 32 pikseli wykonuje także spektrogramy niskiej rozdzielczości w zakresie 50 - 100 mikronów.

PRZEBIEG MISJI
Teleskop Spitzera wystartował dn 25.08.2003r, godz 05:35:00 UTC. W przeciwieństwie do innych Wielkich Obserwatoriów nie został wyniesiony na orbitę przez wahadłowiec, ale poleciał na rakiecie Delta 2 Heavy. Po opuszczeniu parkingowej orbity okołoziemskiej przeszedł na orbitę okołosłoneczną. Pokrywa się ona w dużej mierze z orbitą Ziemi. Jednak pojazd zawsze znajduje się w sporej odległości od Ziemi, dzięki czemu nie jest narażony na odbite od niej promieniowanie podczerwone, lub podczerwoną emisję atmosfery. Jest to pierwsze obserwatorium astronomiczne umieszczone na takiej okołosłonecznej trajektorii. To nowatorskie podejście sprawiło, że do utrzymania teleskopu w bardzo niskiej temperaturze nie są wymagane duże ilości środka chłodzącego. Znacznie zmniejszyło to koszty misji.

Po wejściu na odpowiednią orbitę teleskop odrzucił osłonę przeciwpyłową chroniącą optykę przed zanieczyszczeniami podczas startu. Następnie rozpoczęto okres testów statku kosmicznego i instrumentów naukowych. Po jego pozytywnym zakończeniu, w grudniu 2003 roku obserwatorium rozpoczęło okres bardzo udanych obserwacji astronomicznych. Misja nominalna trwała 2.5 roku, ale przypuszcza się, ze zapasów środka chłodzącego może wystarczyć jeszcze na ponad półtora roku.

[grzesiek58]

Pierwotna data: 08/02/2008

Duże Czarne Dziury mogą występować także w cienki galaktykach

Do dzisiaj naukowcy byli przekonani, że większe CD mogą powstawać i rozrastać się jedynie w galaktykach z centralnym wybrzuszeniem.

Ostatnie obserwacje Spitzera podważają jednak tą teorię! Na 32 cienkie, płaskie galaktyki (czyli takie, w których według dotychczasowej teorii CD nie miała prawa powstać) w siedmiu zaobserwowano te formacje. Można z tego wywnioskować, że centralne wybrzuszenie nie jest konieczne aby w środku niej powstała CD a jedynie sprzyjające temu procesowi.  Następny wniosek jaki wyciągnięto w tym toku rozumowania to taki, że jest bardzo prawdopodobne, że to ciemna materia wpływa w głównej mierze i określa masę CD w bardzo wczesnym stadium jej rozwoju.

Poprzednie obserwacje wykazywały, że CD występowała zawsze tam, gdzie występuje wybrzuszenie centralne galaktyki, wyliczono nawet, że masa największych CD oscyluje zazwyczaj  wokół 0,2% masy centralnego wybrzuszenia (czyli czym większy brzuszek, tym większa CD). Wyciągnięto  więc bardzo logiczny wniosek, że osobliwości te są ze sobą niejako symbiotycznie połączone. Teraz teoria ta musi się zmierzyć z inną, zdecydowanie bardziej nowatorską.

Pierwsze wątpliwości pojawiły się już w 2003 roku kiedy astronomowie z Uniwersytetu w Kalifornii odkryli pierwszą smukła galaktykę z masywną CD w środku. Później odrywano kolejne, podobne i kiedy stało się jasne, że to nie przypadek teoria o CD w dużych galaktykach stanęła pod znakiem zapytania.
Jak dalej wyjaśni się ta sytuacja? Miejmy nadzieję, że kolejne wyniki nam ją wyjaśnią. Wink



Wizja artystyczna dwóch galaktyk: jednej w wybrzuszeniem oraz drugiej bez. W obu jednak umieszczone są duże Czarne Dziury na co wskazuje w obu przypadka wystrzeliwujący jet materii.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-01/release.shtml

[grzesiek58]

Pierwotna data: 08/02/2008

Kosmiczne przedmieścia są lepszym miejscem tworzenia gwiazd

Ostatnie obserwacje Spitzera dowodzą, że galaktyki wolą "produkować" gwiazdy na obrzeżach wielkich skupisk niż w ich środku.

Galaktyki we Wszechświecie skupione są w pewnych, mniejszych bądź większych grupach. Można je porównać do wielkich miast, gdzie występuje zdecydowanie więcej ludzi (w naszym wypadku galaktyk) niż w obszarach między miastami (między skupiskami galaktyk).

Między zagęszczeniami powstają pewne włókna/nici wokół których również można wyróżnić pewne, choć nieporównywalnie mniejsze, zagęszczenia. Przypomina to trochę z kolei autostrady między miastami. Do tego wokół "miast" można wyróżnić...przedmieścia. Są to mniejsze grupki galaktyk, w których jak się okazuje zdecydowanie częściej galaktyki znajdują się w okresie formowania gwiazd niż w centrach dużych "miast". Po tym okresie każda z galaktyk mieszkająca na przedmieściach chce się za pomocą włókien przedostać do centrum dużej grupy wokół której się formowała.

Spitzer dopiero teraz po raz pierwszy przy pomocy podczerwieni zaobserwował taki pochód galaktyk z obrzeży grupy do jej centrum (w grupie Abell 1763).
Co się jeszcze okazało, galaktyki na obrzeżach, a także te wędrujące po wyznaczonych drogach formują gwiazdy aż dwa razy szybciej niż ich odpowiedniki znajdujące się w centrum grupy.

Cały ten system jest kolejną cegiełką dołożoną do opisu grup galaktyk, który jeszcze z pewnością będzie przez następne misje kosmiczne (np. Herschel) ewoluował.



Model otoczenia gromady Abell 1763 prezentujący wędrówkę galaktyk po wyznaczonych trasach  w kierunku centrum grupy.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080125/

[grzesiek58]

Pierwotna data: 26/03/2008

Krótko o odległych galaktykach

Przy pomocy urządzeń Spitzera badano najdalej oddalone od nas galaktyki.
Chodzi tu o odległości rzędu 12,5 miliardów lat świetlnych. Tak dalekie galaktyki są bardzo młode, obserwujemy światło wysłane przez nie w wieku zaledwie 1 miliarda lat. W związku z ogromną odległością, światła tych galaktyk nie są możliwe do zarejestrowania w zakresie optycznym i do ich badania musimy używać przyrządów bardzo czułych na światło podczerwone (jak właśnie Spitzer).

Nasza wiedza o tych odległych galaktykach nie jest jeszcze kompletna (daleko jej jeszcze do tego) i opiera się głównie na modelach i domysłach.
Naukowcy przypuszczają, że w tak młodym wszechświecie większość (bo ok. 90%) gwiazd była skupiona w niedużych, ale licznych galaktykach.
To właśnie te galaktyki obecnie próbujemy dostrzec. Ich dokładne zbadanie dałoby pełen obraz powstawania pierwszych gwiazd.

Jednak zanim Spitzer przystąpi do żmudnego i długiego badania/naświetlania takiej słabiutkiej galaktyki musi ona zostać.....znaleziona.
A wcale nie jest to łatwa. Obecnie posługujemy się metodą, w której wyczekujemy odległych rozbłysków gamma. Oczywiście nie wszystkie rozbłyski gamma pochodzą od interesujących nas galaktyk, dlatego takie sygnały muszą być segregowane. Naukowcy przypuszczają, że takie rozbłyski mogą być powodowane przez eksplozję bardzo dużej gwiazdy i powstaniem zarazem Czarnej Dziury (czyli taka baaardzo daleka supernowa).
Rozbłysków tych poszukuje się teleskopami naziemnymi a, że nie jest to sprawa łatwa tłumaczy fakt, że takie wydarzenie trwa jedynie od kilku sekund do kilku minut.
Nawet, jeżeli uda się zidentyfikować taki rozbłysk nie ma czasu aby ustalić dokładnie jego położenie.
Na szczęście z pomocą idzie tu pewien dość skomplikowany mechanizm (chyba nie ma sensu tu go przytaczać) skutkiem czego wokół miejsca wybuchu tworzy się otoczka z elektronów. Otoczka ta jest wykrywalna z Ziemi (chociaż co ciekawe, na innych długościach fal niż rozbłysk, mianowicie w podczerwieni) i utrzymuje się nawet przez kilka miesięcy.   
Dopiero, kiedy astronomowie ustalą, że jest to rozbłysk pochodzący od odległej galaktyki oraz dokładne jego położenie, Spitzer kieruje w tamto miejsce swoje czułe "oko" i fotografuje taką galaktykę.

Na podstawie takich zdjęć udało się ustalić, że tamte galaktyki są bardzo lekkie w stosunku do nam znanych, co potwierdza wcześniejsze przypuszczenia astronomów. Do tego stwierdzono, że są one złożone głównie z wodoru i helu oraz niewielkiej ilości metali ciężkich (ok. 10krotnie mniejszej niż otaczające nas galaktyki).


Do tego załączono niespecjalnie związaną z tematem aczkolwiek przepiękną mozaikę M82 złożoną z obrazów Chandry, Spitzera i Hubble'a.
kolor niebieski - światło rentgenowskie (Chandra)
kolor czerwony - światło podczerwone (Spitzer)
kolor pomarańczowy - obszary emisji wodoru (Hubble)
kolor żółto-zielony - zakres optyczny (Hubble)

Polecam pełną rozdzielczość (aż 9 MB):
http://ipac.jpl.nasa.gov/media_images/sig06-010.jpg


http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080324/index.shtml   

[Scorus]

Ostatnio opublikowany obraz przedstawia ciemną mgławicę Rho Oph, jeden z bliższych regionów gwiazdotwórczych (407 lat świetlnych), a dokładniej główny obłok Lynds 1688. Pozwala on na badania gwiazd we wczesnych fazach iż życia. Obserwacje zostały wykonane za pomocą instrumentów IRAC i MIPS. Kolory obrazują temperatury gwiazd i ich stan ewolucyjny. Najmłodsze gwiazdy otoczone dyskami są czerwone, a starsze gwiazdy, które pozbyły się nadmiaru gazu – niebieskie. Centrum mgławicy jest jasne w podczerwieni, ponieważ jest podgrzane przez młode gwiazdy.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-03/release.shtml

[Scorus]

Obserwacje wykonane z zastosowaniem kamer podczerwieni NICMOS na HST i IRAC na Sptizerze pozwoliły na wykrycie jednej z najdalszych galaktyk o wysokiej aktywności gwiazdotwórczej - A1689-zD1. Jej detekcja była możliwa dzięki soczewkowaniu grawitacyjnemu gromady Abell 1689. Z powodu przesunięcia ku czerwieni nie widać jej na obrazach z ACS.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-04/release.shtml
http://gallery.spitzer.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=ssc2008-04a
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/08/

[Scorus]

Obserwacje emisji ciepłego pyłu wokół gwiazd przy 24 mikronach wykazały, że planety skaliste mogą formować się wokół 20 – 60% gwiazd podobnych do Słońca. Pył taki powstaje najprawdopodobniej podczas kolizji małych skalistych ciał w trakcie procesu formowania się planet typu ziemskiego. Badania obejmowały 6 grup wiekowych gwiazd o masach podobnych do Słońca. 10 – 20% gwiazd w najmłodszych grupach wykazało emisję charakterystyczną dla ciepłego pyłu. Emisji takiej nie zaobserwowano dla gwiazd starszych od 300 mln lat.

Według innych interpretacji danych odsetek gwiazd formujących planety skaliste jest dużo mniejszy.
http://astro4u.net/yabbse/index.php?action=post;topic=11052.0;num_replies=8

[Scorus]

Za pomocą Spitzera udało się wykryć bardzo małe diamenty (wielkości nanometra) w ośrodku międzygwiezdnym. Diamenty takie są pospolite w meteorytach, gdzie stanowią 3% całego węgla. Odpowiedni obszar spektralny (3.4 - 3.5 i 6 – 10 mikronów) został znaleziony dzięki symulacją komputerowym. Detekcję wykonano z zastosowaniem spektrometru IRS.
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080226/index.shtml

[Scorus]

Za pomocą spektrometru IRS udało się wykryć w dysku protoplanetarnym gwiazdy AA Tauri wodę, acetylen, cyjanowodór i dwutlenek węgla. Jest to pierwsza pewna detekcja wody oraz prostego związku organicznego (acetylen) w dysku protoplanetranym. Substancje te zostały znalezione w obłokach molekularnych i do tej pory nie było jasne, czy są nada obecne w dyskach protoplaneranych, czy ulegają rozpadowi. Wodę, dwutlenek węgla i grupę hydroksylową znaleziono również w dysku gwiazdy AS 205N. Dalsze badania pozwoliły na wykrycie wody i związków organicznych w dyskach wielu innych gwiazd.
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-06/release.shtml

[Scorus]

Spitzer wykonał obserwacje gromady kulistej Omega Centauri. Poszukiwane były stare czerwone olbrzymy formujące ziarna pyłu w zewnętrznych warstwach. Jednak odnaleziona liczba takich obiektów była mniejsza niż oczekiwano. Prezentowany obraz powstał ze złożenia danych z IRAC i MIPS oraz obrazu optycznego z Cerro Tololo Inter-American Observatory. Czerwony oznacza emisję przy 24 mikronach (MIPS), zielony – przy 3.6 mikronach (IRAC), a niebieski – przy .55 (obraz naziemny). Stare gwiazdy są tu czerwone i żółte, a młodsze – niebieskie.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-07/release.shtml
http://gallery.spitzer.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=ssc2008-07a

[Scorus]

Analizy statystyczne rozkładu odległych gromad galaktyk potwierdziły, że stare gromady nie były rozrzucone przypadkowo, ale grupowały się. Potwierdza to teorię, że obiekty takie formowały się w obszarach w którym występowała większa gęstość gazu. Spitzer zaobserwował około 100 odległych gromad, znacznie więcej niż było znanych wcześniej.

(Ten przegląd odległych gromad był już zaprezentowany dużo wcześniej)

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080408/

[Scorus]

Spitzer wykonał obserwacje galaktyk jasnych w podczerwieni, czy zawierających duże ilości pyłu podgrzewanego przez nowo powstające gwiazdy. Galaktyki te wykazują bardzo gwałtowne procesy gwiazdotwórcze. Jednak dane zebrane za pomocą VLT wykazały, że obecne są w nich również gwiazdy stare. To wskakuje, że galaktyki takie przechodzą drugi okres gwałtownego formowania gwiazd.
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080430/

[Scorus]

Spitzer za pomocą spektrometru IRS dokonał pierwszych precyzyjnych pomiarów zwartości neonu w rejonach gwiazdotwórczych. Obserwacje objęły 25 takich obłoków w galaktyce M33. Mierzony był stosunek zwartości neonu do siarki. Uzyskane wyniki są zgodne z przewidywaniami teoretycznymi opisującymi wytwarzanie tych pierwiastków w masywnych gwiazdach. Wcześniejsze pomiary umożliwiały jedynie oszacowanie zawartości neonu pojedynczo lub podwójnie zjonizowanego. Spitzer po raz pierwszy mógł wykonać jednocześnie pomiary zawartości obu tych form.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20080516/

[Scorus]

Supernowe ciąg dalszy. Spitzer wykonał obserwacje echa podczerwonego wokół pozostałości supernowej Cassipea A. Echo podczerwone powstaje, gdy światło pochodzące z eksplozji supernowej wzbudza emisję podczerwoną w chmurach gazu wokół supernowej. Obserwacje w podczerwieni pozwoliły na zarejestrowanie w tych miejscach słabszego echa optycznego, czyli właściwego światła supernowej rozproszonego na obłokach pyłu. Obserwacje wykonał teleskop Subaru. Spektrogramy pozwoliły na zidentyfikowanie typu supernowej, czego w przypadku Cassiopei A do tej pory nie wykonano. Była to supernowa typu IIb. To wyjaśnia, dlaczego istnieje tylko jedna historyczna obserwacja tej supernowej – eksplozje tego typu są szybkie, i wystarczyło tylko kilka pochmurnych nocy, aby prawie nie była obserwowana.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-09/release.shtml
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-09/ssc2008-09a.shtml)

Animacja Cas A:
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-09/ssc2008-09v1.shtml

Animacja echa świetlnego:
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-09/ssc2008-09v2.shtml

[Scorus]

Obserwacje magnetara SGR 1900+14 wykazały, że istnieje wokół niego dysk pyłowy. Początkowo sądzono, że to echo świetlne, ale jego położenie nie zmieniało się w czasie. Dysk ten prawdopodobnie powstał w 1998r, gdy magneta wyemitował duży rozbłysk energii, który zniszczył otaczającą go chmurę pyłową. Co ciekawe dysk nie świeci w zakresie rentgenowskim i radiowym. Jest to pierwszy tego typu obiekt.
http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-08/release.shtml

Na obrazie kolor niebieski oznaczana emisję przy 8 mikronach wykrytą przez kamerą IRAC, zielony – emisję 16 mikronów wykrytą przez spektrometr IRS, a czerwony – emisję 24 mikronów wykrytą przez fotometr MIPS.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-08/ssc2008-08a.shtml