17 maja 2021

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

Tworzenie się gwiazd w galaktykach wydaje się być mocno regulowane przez przepływ gazu do i z galaktyk. Naukowcom nadal nie udało się ustalić szczegółów tych przepływów, ale można się o nich wiele dowiedzieć badając galaktyki podczas „kosmicznego południa”, kiedy tempo powstawania gwiazd w całym Wszechświecie było najwyższe.

Galaktyka spiralna NGC 1559 jest przykładem lokalnej galaktyki gwiazdotwórczej. Źródło: NASA/ESA/Hubble

Tajniki kosmicznego południa
„Kosmiczne południe” odpowiada przesunięciu ku czerwieni z = 2-3, kiedy Wszechświat miał mniej więcej od 2 do 3 miliardów lat (przypadkowo). W tym stosunkowo krótkim okresie, galaktyki utworzyły około połowy swojej masy gwiazdowej. To sprawia, że kosmiczne południe jest idealnym czasem do badania mechanizmów powstawania gwiazd.

Gwiazdy powstają z gazu, a gaz nieustannie wpływa i wypływa z galaktyk. W szczególności, gaz przepływa pomiędzy ośrodkami międzygalaktycznym i międzygwiazdowym, przechodząc przez ośrodek okołogalaktyczny (ang. circumgalactic medium – CGM). Tak więc, CGM jest rejestratorem tego, jaki rodzaj gazu wpłynął i wypłynął z danej galaktyki.

Ponieważ galaktyki przekształcają lżejsze pierwiastki w cięższe, można by się spodziewać, że gaz wpływający do galaktyki jest zdominowany przez pierwiastki lekkie, podczas gdy gaz wypływający zawiera więcej pierwiastków ciężkich. Jednakże, naukowcy nie zaobserwowali tego efektu przy niskich przesunięciach ku czerwieni, prawdopodobnie z powodów kilku czynników zakłócających, takich jak mieszanie się gazu i pyłu. Ale czy może on być bardziej widoczny przy wyższych przesunięciach ku czerwieni, jak w kosmiczne południe?

Najnowsze badania przeprowadzone przez Nikole Nielsen (Swinburne University of Technology/ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions, Australia) przedstawiają pierwsze wyniki programu „CGM at Cosmic Noon with Keck Cosmic Web Imager”, którego celem jest badanie przepływów gazu z galaktyk podczas kosmicznego południa. Używając danych uzyskanych z Keck Cosmic Web Imager (KCWI), Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Bardzo Dużego Teleskopu (VLT), Nielsen i jej współpracownicy bardzo szczegółowo zbadali własności jednej z galaktyk z przesunięciem ku czerwieni z ~ 2.

Pochłanianie jak największej liczby informacji
Program CGM at Cosmic Noon with KCWI ma na celu uzyskanie „par galaktyk-przesłaniających” odpowiednich do badania przepływów gazu. „Galaktyki przesłaniające” to ciała materii, które są podświetlane przez kwazary, niezwykle jasne, aktywne galaktyki. Gdy światło z kwazara przechodzi przez taką galaktykę, jest przez nią zmieniane w sposób unikalny dla jej zawartości. Nielsen i współpracownicy byli szczególnie zainteresowani galaktykami przesłaniającymi, które wykazywały sygnatury magnezu i węgla, ponieważ pierwiastki te są łatwo wykrywalne podczas kosmicznego południa i mogą być wykorzystane do śledzenia wzbogaconego w metale, zjonizowanego gazu. Odpowiednie galaktyki przesłaniające w tym badaniu zostały zaobserwowane przez VLT.

Naukowcy nie przyjmują za pewnik, że galaktyka ta jest związany z galaktyką, dlatego z pomocą przychodzą dane z KCWI i Hubble’a. Dane z KCWI mogą być użyte do znalezienia charakterystycznej emisji wodoru z galaktyki, podczas gdy obrazy z Hubble’a pozwalają na określenie kształtu galaktyki. Galaktyka, na której skupiono się w tym badaniu, wydaje się być zwrócona do nas krawędzią, a kwazar świeci wzdłuż jej węższej osi.

Prawdopodobnie wypływy
Na podstawie cech naszej własnej galaktyki oraz prawdopodobnej orientacji galaktyki ogniskującej, Nielsen i jej współpracownicy założyli, że przepływy gazu związane z magnezem są wypływami. Jeżeli tak jest, autorzy szacują, że gaz wypływa z galaktyki w tempie około 50 mas Słońca na rok. CGM galaktyki ogniskującej wydaje się być bardziej wzbogacony w ciężkie pierwiastki niż przeciętnie, ale nie na tyle, by został całkowicie zdominowany przez wypływy.

Nielsen i jej współpracownicy zauważyli, że istnieje wiele realnych interpretacji tych danych, więc nie można wyciągać absolutnych wniosków na podstawie tej jednej galaktyki. Bardziej szczegółowe modele uwzględniające wpływ różnych pierwiastków i orientacji galaktyk będą przydatne w przyszłości. Jednak to badanie jest doskonałą demonstracją tego, co można zrobić łącząc dane z różnych instrumentów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 maja 2021

Obserwacje akrecji w akcji

W jaki sposób materia przemieszcza się przez dysk akrecyjny do młodej gwiazdy w swoim centrum? Zaskakujące detekcje z dysku akrecyjnego ustawionego pod korzystnym kątem, dostarczyły nowych obserwacji.

Wizja artystyczna młodej gwiazdy otoczonej okołogwiazdowym dyskiem akrecyjnym. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Kierowanie napływem
Kiedy gwiazdy rodzą się z kolapsu gęstego obłoku molekularnego, spędzają wczesne stadium swojego rozwoju w otoczeniu dysków okołogwiazdowych: dysków gazu i pyłu, które, jak rozumiemy, akreują na młodych gwiazdach w swoich centrach.

Skąd wiemy, że materia dysku spływa na gwiazdy? Dowody na akrecję pochodzą z wysokoenergetycznego światła emitowanego, gdy napływająca materia uderza w powierzchnię młodych gwiazd, powodując wstrząsy akrecyjne. Jednak, choć te obserwacje dostarczają dowodów na to, że akrecja ma miejsce, nie mówią nam zbyt wiele o mechanizmach, które napędzają te przepływy w dysku.

Aby materia mogła się przemieszczać do wewnątrz dysku, musi najpierw stracić moment pędu – ale gdzie ten pęd trafia? Jakie procesy go usuwają lub redystrybuują? W nowym badaniu przeprowadzonym przez Joan Najita (NSF's NOIRLab), zespół naukowców przedstawia obserwacje w wysokiej rozdzielczości niezwykłego dysku – tak się składa, że jest on nachylony w taki sposób, że może nam pomóc odpowiedzieć na te pytania.

Szczęśliwe ułożenie
Najita i jej współpracownicy użyli spektrografu TEXES znajdującego się na 8-metrowym teleskopie Gemini North do przeprowadzenia obserwacji w średniej podczerwieni GV Tau N, młodej gwiazdy otoczonej przez zwrócony do nas niemal krawędzią dysk okołogwiazdowy. Obserwacje autorów ujawniły rzadkie molekularne linie absorpcyjne, będące wynikiem nachylenie dysku prawie krawędzią w kierunku obserwatora.

Unikalny kąt, pod jakim obserwujemy GV Tau N oznacza, że nasza linia widzenia przechodzi przez atmosferę dysku w wewnętrznych kilku jednostkach astronomicznych (j.a.) dysku - regionie, w którym przypuszczalnie dochodzi do formowania się planet. Cząsteczki tego gazu pochłaniają część światła ciągłego emitowanego przez wnętrze dysku, pozostawiając w widmie struktury, które zapewniają cenne spojrzenie w skład i ruchy gazu na powierzchni wewnętrznego dysku.

Przyłapane na gorącym uczynku
Najita i współpracownicy znaleźli dowody na istnienie różnych gatunków cząsteczek w dysku: acetylenu (C2H2), cyjanowodoru (HCN), wody (H20), a nawet amoniaku (NH3), którego nigdy wcześniej nie wykryto w wewnętrznym dysku akrecyjnym. Jednak szczególnie interesującym wynikiem jest to, że linie absorpcyjne tych cząsteczek są przesunięte ku czerwieni, leżąc na dłuższych falach niż można by się spodziewać, gdyby gaz poruszał się po stabilnej orbicie kołowej.

To przesunięcie ku czerwieni wskazuje, że obserwowany gaz szybko (około 1 j.a. na rok) przepływa do wewnątrz wzdłuż powierzchni dysku – jest to bezpośredni dowód na akrecję w akcji. Autorzy pokazują, że ich obserwacje odpowiadają oczekiwanym tempom akrecji masy dla aktywnych gwiazd typu T Tauri: około kilku do kilkudziesięciu mas Ziemi rocznie. Obserwacje idealnie pasujące do modelu akrecji dysku, w którym moment pędu jest redystrybuowany wewnątrz dysku, powodując napływ i akrecję gazu na powierzchni, podczas gdy środkowa płaszczyzna dysku rozprzestrzenia się na zewnątrz.

GV Tau N to szczęśliwy traf – jej orientacja pozwoliła naukowcom na wykonanie tych unikalnych pomiarów. Ale z pewnością nie jest ona jedyna! Dzięki większej ilości obserwacji układów takich jak GV Tau N, będziemy w stanie jeszcze bardziej pogłębić naszą wiedzę na temat akrecji dysku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 maja 2021

Przeskakiwanie luki masowej w celu zbadania dużych czarnych dziur

Teoria przewiduje, że detektory fal grawitacyjnych powinny być w stanie zaobserwować populację ogromnych czarnych dziur. Nowe badania sprawdzają, czego dowiemy się o tych tajemniczych obiektach i kiedy możemy mieć nadzieję na ich odnalezienie.

Wizja artystyczna łączących się czarnych dziur. Źródło: SXS Lensing

Preferowany rozmiar
Detektory fal grawitacyjnych, takie jak LIGO/Virgo, badają czarne dziury o masach porównywalnych z masami gwiazd. Takie czarne dziury mogą posiadać bardzo różne masy w zakresie od kilku do nawet kilkuset mas Słońca.

Detektory fal grawitacyjnych LIGO/Virgo odkryły sygnały pochodzące od dziesiątek podwójnych czarnych dziur kończących swoją ostatnią spiralę śmierci i łączących się. Jak dotąd te obserwowane pierwotne czarne dziury znajdują się głównie w zakresie mas poniżej ~45 mas Słońca, co wskazuje na gwałtowny spadek populacji układów podwójnych czarnych dziur powyżej tej masy.

Unikanie niestabilnego zakończenia
Dlaczego jest taki niedobór cięższych czarnych dziur? Teoretycy mają wytłumaczenie: przerwa rozkładu mas spowodowana supernowymi typu niestabilności parowej. Pod tą nader skomplikowaną nazwą kryje się całkiem elegancka hipoteza. Według modeli ewolucji gwiazd, czarne dziury w pewnym zakresie mas – około 50-100 mas Słońca – nie powinny być w stanie się uformować. Jest to rzeczona „przerwa rozkładu mas”. Ta luka ma miejsce dlatego, że gwiazdy, które mogłyby wytworzyć odpowiednio masywne czarne dziury, przechodzą przez gwałtowny etap zwany „kreacją par”. Sprowadza się on do tego, że światło będące nośnikiem energii i ciśnienia wewnątrz takiej gwiazdy zaczyna nagle zamieniać się na pary cząstka-antycząstka, a gwiazda traci ciśnienie wewnętrzne. W bardzo krótkim czasie gwiazda zapada się grawitacyjnie, w jej wnętrzu skokowo wzrasta ciśnienie, restartują się reakcje termojądrowe i gwiazda zostaje niemalże rozerwana przez niekontrolowany wzrost reakcji syntezy. Ten brak równowagi początkujący nagłą eksplozję nazywa się „niestabilnością spowodowaną kreacją par”.

Formowanie się czarnych dziur o masie powyżej ~120 mas Słońca powinno być jednak nadal możliwe, dlatego też naukowcy spodziewają się, że w naszej galaktyce i poza nią będzie się czaić populacja ogromnych czarnych dziur o masie leżącej po drugiej stronie luki masowej. W nowych badaniach naukowcy z Uniwersytetu w Chicago Jose María Ezquiaga i Daniel Holz dokładniej analizują te przekonania.

Polowanie na dalekim brzegu
Ezquiaga i Holz wykorzystują statystyki przeszłych detekcji podwójnych czarnych dziur oraz przewidywań dotyczących możliwości obecnych i przyszłych detektorów fal grawitacyjnych, aby oszacować, co nas czeka w kategoriach czarnych dziur po drugiej stronie luki masowej.

Po pierwsze, autorzy pokazują, że te najcięższe źródła byłyby najbardziej masywnymi źródłami wykrywalnymi przez LIGO/Virgo, i – jeżeli istnieją – naukowcy powinni być w stanie dostrzec do kilkudziesięciu z nich podczas dwóch następnych okresów obserwacyjnych LIGO/Virgo (O4 i O5).

Co więcej, układy podwójne po drugiej stronie luki masowej powinny również znaleźć się w paśmie obserwacyjnym LISA, zbliżającej się misji kosmicznej, która zajmie się falami grawitacyjnymi. Mogą one zdominować populacje układów podwójnych, które mogą być obserwowane zarówno przez LIGO/Virgo, jak i LISA, dostarczając cennych informacji o tym, jak tempo łączenia się układów podwójnych czarnych dziur zmienia się w czasie.

Wreszcie, Ezquiaga i Holz pokazują, że obserwacje układów podwójnych spoza luki masowej za pomocą LISA, LIGO/Virgo i Teleskopu Einsteina (detektor nowej generacji) dostarczą niezależnych miar ekspansji Wszechświata przy różnych wartościach przesunięcia ku czerwieni: odpowiednio z~0,4, 0,8 i 1,5. Wykorzystując górną krawędź luki masowej, czarne dziury leżące daleko poza nią mogą działać jak standardowe syreny, umożliwiając precyzyjną kosmologię.

Wkrótce zostanie odnaleziony?
Jaki jest więc wniosek? Perspektywy dla czarnych dziur spoza luki masowej są dobre!

Jeżeli te ciężkie obiekty istnieją, naukowcy powinni je dostrzec w ciągu kilku lat i będą one w stanie dostarczyć nam cennych informacji na różne naukowe pytania. Jeżeli nie zaobserwują żadnej w tym czasie, będzie to również mocne stwierdzenie na temat powstawania czarnych dziur, wymagające nowych teorii wyjaśniających ten niedobór.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 maja 2021

Formowanie się planet może rozpoczynać się wcześniej niż dotychczas sądzono

Pierścienie w układach protoplanetarnych mogą powstawać znacznie wcześniej niż wynika to z konwencjonalnych scenariuszy formowania się planet.

Zdjęcie dysku protoplanetarnego wokół pobliskiej gwiazdy TW Hydrae wykonane przy użyciu ALMA. Źródło: S. ANDREWS (HARVARD-SMITHSONIAN CFA); B. SAXTON (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO /SCIENCE PHOTO LIBRARYY.

Symulacje przeprowadzone przez astrofizyków z RIKEN sugerują, że w swojej długiej podróży do formowania planet ziarna pyłu mogą łączyć się ze sobą znacznie wcześniej niż dotychczas sądzono. Może to oznaczać rewizję konwencjonalnych teorii powstawania planet.

Masywne planety rozpoczęły swoje życie jako drobiny pyłu, które są zbyt małe, aby mogły być zaobserwowane przez ludzkie oko. Planety takie jak Ziemia, o średnicy tysięcy kilometrów, wyewoluowały z submikronowych cząsteczek pyłu międzygwiezdnego – to spory skok na skali – zauważa Satoshi Ohashi z Laboratorium Formowania Gwiazd i Planet RIKEN. Jesteśmy zainteresowani odkryciem, w jaki sposób ziarna pyłu łączą się ze sobą tworząc obiekty o rozmiarach tysięcy kilometrów.

Planety powstają z dysków protoplanetarnych – wirujących dysków gazu i pyłu wokół nowych gwiazd. W dyskach tych zaobserwowano struktury przypominające pierścienie, które z czasem łączą się w coraz większe struktury, prowadząc ostatecznie do powstania planet. Jednak wiele na temat tego procesu pozostaje nieznane.

Teraz, Ohashi i jego współpracownicy zbadali możliwy scenariusz powstawania tych pierścieni, przeprowadzając symulacje komputerowe. Wyniki, które uzyskali wskazują, że pył może zbierać się w większe cząstki w czasie etapu protogwiazdy, podczas gdy sama gwiazda wciąż się formuje, i znacznie wcześniej niż przewidują to obecne teorie powstawania planet. Odkryliśmy, że struktury pierścieniowe pojawiły się nawet na wczesnych etapach formowania się dysku. To sugeruje, że ziarna pyłu mogą stawać się większe wcześniej niż dotychczas sądziliśmy – mówi Ohashi.

Jest to nieoczekiwane odkrycie, ponieważ dysk pyłowy wciąż jest w stanie znacznego przepływu podczas etapu protogwiazdy, co nie jest obiecującym miejscem gromadzenia się pyłu. To naprawdę zaskakujące, ponieważ podczas formowania się planety ziarna pyłu powinny pozostać w dysku, ale materia wciąż wpada do gwiazdy centralnej na etapie protogwiazdy. Sądzimy więc, że formowanie się protoplanet może być bardzo dynamicznym procesem – dodaje Ohashi.

Zespół znalazł dobrą zgodność pomiędzy wynikami symulacji a obserwacjami 23 struktur pierścieniowych w dyskach dzięki ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) w Chile i innym teleskopom. Ich wyniki mogłyby również wyjaśnić niedawne obserwacje pierścieni w dyskach protogwiazdowych. Ostatnie obserwacje ALMA pozwoliły znaleźć co najmniej cztery struktury pierścieniowe w dyskach protogwiazdowych, które są zgodne z symulacjami zespołu.

W przyszłości zespół ma nadzieję uzyskać obrazy struktur pierścieniowych wokół dysków protoplanetarnych w wielu długościach fal, co umożliwiłoby lepsze porównanie symulacji z obserwacjami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 maja 2021

Zderzenia obłoków molekularnych powodują formowanie się gromad gwiazd

Naukowcy odkryli, że zderzenia obłoków molekularnych w przestrzeni kosmicznej powodują narodziny gromad gwiazd.

Demonstracja typowych zderzających się obłoków molekularnych tworzących gromady gwiazd, odkrytych na podstawie obserwacji radiowych. Wstawione obrazy optyczne przedstawiają Mgławicę Orzeł oraz [DBS2003]179, gdzie widoczne są świecące mgławice oraz nowo narodzone gromady gwiazd. Źródło: Nagoya University, National Astronomical Observatory of Japan, NASA, JPL-Caltech, R. Hurt (SSC/Caltech), Robert Gendler, Subaru Telescope, ESA, The Hubble Heritage Team (STScI/AURA), Hubble Collaboration, and 2MASS.

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego kurczenia się obłoków molekularnych w przestrzeni kosmicznej i mogą mieć różną masę. Masywne gwiazdy, wraz z wieloma innymi gwiazdami, mogą tworzyć ogromne gromady gwiazd (grupa ponad 10 000 gwiazd). Powstanie takiej gromady gwiazd wymaga szybkiego upakowania ogromnych ilości gazu i innych materiałów w niewielkiej przestrzeni, ale mechanizm, dzięki któremu to się dzieje, nie został jeszcze wyjaśniony.

Zespół badawczy kierowany przez doc. Kengo Tachiharę i emerytowanego profesora Yasuo Fukui z Uniwersytetu Nagoya skupił się na hipotezie, w której wiele obłoków molekularnych zderza się, co pozwala im efektywnie skupiać się i w ten sposób tworzyć gromady gwiazd. Aby zweryfikować tę hipotezę, zespół, we współpracy z naukowcami z Uniwersytetu Prefektury Osaka i Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii, przeprowadził badania obserwacyjne ogromnej ilości danych uzyskanych w wyniku ponad dekady badań, jak również badania teoretyczne symulacji numerycznych z tymi danymi. W rezultacie odkryli, że zderzenia obłoków molekularnych unoszących się w przestrzeni kosmicznej rzeczywiście powodują narodziny gromad gwiazd.

Zaobserwowali oni wiele zderzeń obłoków molekularnych w naszej galaktyce Drogi Mlecznej, a także w innych galaktykach, co sugeruje, że zderzenia te są zjawiskiem uniwersalnym. Z tej perspektywy istnieje coraz większe prawdopodobieństwo, że Droga Mleczna zderzyła się z innymi galaktykami wkrótce po swoich narodzinach, co spowodowało częste zderzenia obłoków molekularnych w galaktykach, w wyniku czego powstało wiele gromad kulistych (grup ponad miliona gwiazd). Ich odkrycia przyczyniły się do głębszego zrozumienia procesu powstawania masywnych gwiazd i narodzin gromad kulistych.

Badania zostały opublikowane w czasopiśmie Publications of the Astronomical Society of Japan w styczniu 2021 roku w specjalnym numerze zatytułowanym Star Formation Triggered by Cloud-Cloud Collision II, który zawiera zbiór 20 oryginalnych prac opartych na skomplikowanych weryfikacjach poszczególnych ciał astronomicznych, a także pracę przeglądową podsumowującą najnowsze rozumienie powstawania gwiazd w wyniku zderzeń obłoków molekularnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 maja 2021

Tajemnicza supernowa niezawierająca wodoru rzuca światło na gwałtowną śmierć gwiazd

Osobliwy żółty nadolbrzym sprzed zdarzenia supernowej sprawił, że astrofizycy ponownie ocenili, co jest możliwe w momencie śmierci najbardziej masywnych gwiazd naszego Wszechświata. Zespół badaczy opisał tę specyficzną gwiazdę i supernową będącą jej wynikiem w nowej pracy opublikowanej w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Wizja artystyczna żółtego nadolbrzyma w ciasnym układzie podwójnym z niebieską gwiazdą ciągu głównego. Źródło: Kavli IPMU / Aya Tsuboi

Pod koniec swojego życia chłodne, żółte nadolbrzymy są zwykle spowite wodorem, który ukrywa ich gorące, niebieskie wnętrze. Jednak wspominany żółty nadolbrzym, znajdujący się 35 mln lat świetlnych od Ziemi w gromadzie galaktyk Virgo, w tajemniczy sposób był pozbawiony tej kluczowej warstwy wodoru w momencie eksplozji.

Nie widzieliśmy wcześniej takiego scenariusza. Jeżeli gwiazda eksploduje bez wodoru, powinna być niezwykle niebieska – naprawdę, bardzo gorąca. Jest prawie niemożliwe, aby gwiazda była tak chłodna nie mając wodoru w swojej zewnętrznej warstwie. Przyjrzeliśmy się każdemu modelowi gwiazdy, który mógłby wyjaśnić taką gwiazdę i każdy model wymaga, aby miała ona wodór. Jednak na podstawie supernowej wiemy, że ta gwiazda go nie miała. I jest to fizycznie niemożliwe – powiedział Charles Kilpatrick, pracownik naukowy w Centrum Interdyscyplinarnych Badań i Poszukiwań w Astrofizyce Uniwersytetu Northwestern (CIERA), który kierował badaniami.

Kilpatrick jest również członkiem zespołu Young Supernova Experiment, który używa teleskopu Pan-STARRS na Haleakalā na Hawajach, aby uchwycić supernowe tuż po ich wybuchu. Po tym, jak Young Supernova Experiment dostrzegł supernową 2019yvr w stosunkowo nieodległej galaktyce spiralnej NGC 4666, zespół wykorzystał obrazy głębokiego kosmosu uzyskane z pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, który na szczęście obserwował już ten fragment nieba dwa i pół roku przed wybuchem gwiazdy.

To, co dzieje się z masywną gwiazdą tuż przed wybuchem jest wielką, nierozwiązaną zagadką. Rzadko można zobaczyć tego typu gwiazdę tuż przed jej eksplozją jako supernowa – powiedział Kilpatrick.

Zdjęcia z Hubble’a pokazują źródło supernowej – masywną gwiazdę, którą sfotografowano zaledwie kilka lat przed wybuchem. Kilka miesięcy po wybuchu Kilpatrick i jego zespół odkryli, że materia wyrzucona podczas końcowej eksplozji gwiazdy zdawała się zderzać z dużą masą wodoru. To skłoniło zespół do wysunięcia hipotezy, że gwiazda prekursor mogła wyrzucić wodór na kilka lat przed swoją śmiercią.

Astronomowie podejrzewali, że gwiazdy przechodzą gwałtowne erupcje lub umierają w latach poprzedzających wybuch supernowej. Odkrycie tej gwiazdy dostarcza jednych z najbardziej bezpośrednich dowodów na to, że gwiazdy doświadczają katastrofalnych erupcji, które powodują utratę masy przed wybuchem. Jeżeli gwiazda doświadczała takich erupcji, to prawdopodobnie wyrzuciła swój wodór kilka dekad przed wybuchem – powiedział Kilpatrick.

W nowym opracowaniu zespół Kilpatricka przedstawia również inną możliwość: mniej masywna gwiazda towarzysząca mogła pozbawić wodoru macierzystą gwiazdę supernowej. Jednak zespół będzie w stanie poszukiwać gwiazdy towarzyszącej dopiero po zaniku blasku supernowej, co może potrwać nawet dekadę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 maja 2021

eROSITA świadkiem przebudzenia masywnych czarnych dziur

Wykorzystując dane z przeglądu kosmicznego SRG/eROSITA, naukowcy z Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics znaleźli dwie wcześniej spokojne galaktyki, które teraz wykazują kwazi-okresowe erupcje. Jądra tych galaktyk rozświetlają się w promieniowaniu rentgenowskim co kilka godzin, osiągając szczytowe jasności porównywalne z jasnością całej galaktyki. Pochodzenie tego pulsującego zachowania jest niejasne. Możliwą przyczyną jest obiekt gwiazdowy orbitujący wokół centralnej czarnej dziury. Ponieważ galaktyki te są stosunkowo bliskie i małe, odkrycie to pomoże naukowcom lepiej zrozumieć, w jaki sposób czarne dziury są aktywowane w małomasywnych galaktykach.

Obraz optyczny pierwszej galaktyki z kwazi-okresowymi wybuchami w danych eROSITA all-sky, rentgenowskie krzywe blasku z NICER są nałożone na zielono. Galaktyka zidentyfikowana jako 2MASS 02314715-1020112 przy przesunięciu ku czerwieni z~0,05. Źródło: MPE; obraz optyczny: DESI Legacy Imaging Surveys/D. Lang (Perimeter Institute).

Kwazary lub aktywne jądra galaktyk (AGN) często nazywane są latarniami morskimi odległego Wszechświata. Jasność ich obszaru centralnego, gdzie bardzo masywna czarna dziura akumuluje duże ilości materii, może być tysiące razy większa niż jasność galaktyki takiej jak nasza Droga Mleczna. Jednakże, w przeciwieństwie do latarni morskiej, AGN-y świecą w sposób ciągły.

W ogólnoeuropejskim przeglądzie eROSITA znaleźliśmy dwie wcześniej spokojne galaktyki z ogromnymi, prawie okresowymi, ostrymi impulsami w emisji promieniowania rentgenowskiego – mówi Riccardo Arcodia, doktorant w Instytucie Fizyki Pozaziemskiej Maxa Plancka (MPE), który jest pierwszym autorem pracy opublikowanej w Nature. Tego typu obiekty są dość nowe: wcześniej znane były tylko dwa takie źródła, znalezione albo przypadkowo, albo w danych archiwalnych w ciągu ostatnich kilku lat. Ponieważ ten nowy typ wybuchających źródeł wydaje się być charakterystyczny dla promieni X, postanowiliśmy użyć eROSITA jako ślepego badania i od razu znaleźliśmy dwa kolejne – dodaje.

Teleskop eROSITA skanuje obecnie całe niebo w promieniowaniu rentgenowskim, a ciągły strumień danych jest dobrze dostosowany do wyszukiwania zdarzeń przejściowych, takich jak te erupcje. Oba nowe źródła odkryte przez eROSITA wykazały dużą zmienność promieniowania X w ciągu zaledwie kilku godzin, co zostało potwierdzone przez kolejne obserwacje za pomocą teleskopów rentgenowskich XMM-Newton i NICER. W przeciwieństwie do dwóch znanych podobnych obiektów, nowe źródła odkryte przez eROSITA nie były wcześniej aktywnymi jądrami galaktyk.

To były normalne, przeciętne galaktyki o niskiej masie z nieaktywnymi czarnymi dziurami. Bez tych nagłych powtarzających się erupcji promieniowania rentgenowskiego zignorowalibyśmy je – wyjaśnia Andrea Merloni z MPE, główny badacz eROSITA. Naukowcy mają teraz szansę zbadać sąsiedztwo najmniejszych supermasywnych czarnych dziur. Mają one od 100 000 do 10 mln razy większą masę od naszego Słońca.

Kwazi-okresowa emisja, taka jak ta odkryta przez eROSITA, jest zwykle związana z układami podwójnymi. Jeżeli erupcje te są rzeczywiście wywoływane przez obecność orbitującego obiektu, to jego masa musi być znacznie mniejsza od masy czarnej dziury – rzędu gwiazdy lub nawet białego karła, który może być częściowo zaburzony przy każdym przejściu w pobliżu czarnej dziury przez ogromne siły pływowe.

Wciąż nie wiemy, co powoduje te erupcje promieniowania rentgenowskiego – przyznaje Arcodia. Ale wiemy, że sąsiedztwo czarnej dziury było do niedawna spokojne, więc do wywołania tych zjawisk nie jest wymagany istniejący wcześniej dysk akrecyjny, taki jak ten obecny w aktywnych galaktykach. Przyszłe obserwacje rentgenowskie pomogą ograniczyć lub wykluczyć scenariusz orbitującego obiektu oraz monitorować ewentualne zmiany w okresie orbitalnym. Tego rodzaju obiekty mogłyby być również obserwowalne za pomocą sygnałów fal grawitacyjnych, otwierając nowe możliwości w astrofizyce wielosensorowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

Tworzenie się gwiazd w galaktykach wydaje się być mocno regulowane przez przepływ gazu do i z galaktyk. Naukowcom nadal nie udało się ustal...