25 lutego 2021

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

Międzynarodowy zespół astronomów publikuje obraz młodej gwiazdy z otaczającym ją dyskiem pyłowym, który wciąż jest zasilany z otoczenia. Zjawisko wokół gwiazdy SU Aur może wyjaśnić, dlaczego tak wiele egzoplanet nie jest dokładnie dopasowanych ze swoimi gwiazdami macierzystymi.


Ciężka i niewidoczna
SU Aur lub w całości SU Aurigae to gwiazda znacznie młodsza i cięższa od naszego Słońca. Ma około 4 mln lat i znajduje się około 500 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Woźnicy. Gwiazdy nie widać nieuzbrojonym okiem.

Zespół bardzo precyzyjnie zmapował gwiazdę i jej otoczenie za pomocą instrumentu SPHERE zamontowanego na Bardzo Dużym Teleskopie. Zrobili to w nocy 14 grudnia 2019 roku i udało im się uzyskać 55 minut danych obserwacyjnych. Następnie połączyli te dane z wcześniejszymi obserwacjami wykonanymi przy pomocy ALMA i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Stworzyło to szczegółowy obraz, który pokazał tak zwane ogony pyłu.

Ogony pyłu
Ogony pyłu widoczne na nowym zdjęciu pochodzą z otaczającej mgławicy, która prawdopodobnie powstała po zderzeniu gwiazdy z ogromnym obłokiem gazu i pyłu. Łącząc różne obserwacje astronomowie byli w stanie wywnioskować, że materia nadal spada z mgławicy i ogonów do dysku pyłowego. Naukowcy zauważyli również, że gwiazda i dysk pyłowy, w którym mogą powstać planety, nie są dokładnie wyrównane. Podejrzewają, że właśnie napływ materii powoduje tę niewspółosiowość.

Niewyrównanie
Główny badacz Christian Ginski (Uniwersytet w Amsterdamie) wyjaśnia: „Wiadomo już, że wiele dojrzałych kombinacji gwiazd i egzoplanet nie jest dokładnie wyrównanych, ale do tej pory nie było wiadomo, co do tego doprowadziło. Nasze nowe obserwacje pokazują, że niewspółosiowość może wystąpić już w dysku pyłowym, w którym rosną egzoplanety.”

W najbliższej przyszłości naukowcy przyjrzą się bliżej SU Aur aby odkryć, czy w dysku pyłowym krążą jakieś młode egzoplanety. Ponadto astronomowie skupiają się na jeszcze 84 młodych gwiazdach z dyskami pyłowymi. Chcą między innymi dowiedzieć się, czy jest więcej przypadków, w których nowa materia z otoczenia opada na dyski pyłowe. Jeżeli tak, może to być główną przyczyną powstawania wielu egzoplanet, które nie są dokładnie wyrównane.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 lutego 2021

Duże galaktyki kradną gwiazdotwórczy gaz od swoich mniejszych sąsiadów

Wiadomo, że duże galaktyki usuwają gaz, który zajmuje przestrzeń między gwiazdami mniejszych galaktyk satelitarnych


W opublikowanym niedawno badaniu astronomowie odkryli, że te małe galaktyki satelitarne zawierają również mniej gazu molekularnego w swoich jądrach.

Gaz molekularny znajduje się w olbrzymich obłokach w centrach galaktyk i jest budulcem nowych gwiazd. W związku z tym duże galaktyki kradną materię, której ich mniejsze odpowiedniki potrzebują do tworzenia nowych gwiazd.

Dr Adam Stevens powiedział, że badanie to dostarcza nowych dowodów na to, że małe galaktyki wszędzie tracą część swojego gazu molekularnego, gdy zbliżają się do większej galaktyki i otaczającego ją halo gorącego gazu.

„Gaz jest siłą napędową galaktyki. Ciągłe pozyskiwanie gazu to sposób, w jaki galaktyki rosną i tworzą gwiazdy. Bez niego galaktyki pozostają w stagnacji” – dodaje Stevens.

Gaz molekularny jest trudny do wykrycia bezpośrednio. Zespół przeprowadził najnowocześniejszą symulację kosmologiczną i dokonał bezpośrednich prognoz ilości gazu atomowego i molekularnego, który powinien zostać zaobserwowany przez konkretne przeglądy radioteleskopem Arecibo w Puerto Rico i 30-metrowym teleskopem IRAM w Hiszpanii.

Następnie wzięli rzeczywiste obserwacje z teleskopów i porównali je z pierwotnymi przewidywaniami. Okazało się, że były one zbliżone.

Jak mówi prof. Barbara Catinella, astronom z ICRAR-UWA, teleskop IRAM obserwował gaz molekularny w ponad 500 galaktykach.

Odkrycie zespołu zgadza się z wcześniejszymi dowodami sugerującymi, że galaktyki satelitarne mają niższe tempo tworzenia gwiazd. Uwolniony gaz początkowo trafia w przestrzeń wokół większej galaktyki, który w końcu może spaść na większą galaktykę lub po prostu pozostać w jej otoczeniu.

Jednak w większości przypadków mniejsza galaktyka jest skazana na połączenie się z większą. Często przeżywa ona tylko jeden do dwóch miliardów lat, a następnie łączy się z galaktyką centralną. Ma to wpływ na ilość gazu, jaką uzyskuje do czasu połączenia, co z kolei wpłynie na ewolucję dużego układu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 lutego 2021

Rdzenie zimnego gazu w Centralnej Strefie Drogi Mlecznej

Centralna Strefa Molekularna (CMZ – central molecular zone) obejmuje najbardziej wewnętrzne 1600 lat świetlnych Galaktyki (dla porównania Słońce znajduje się w odległości 26 000 lat świetlnych od jej centrum) i zawiera rozległy kompleks obłoków molekularnych, w których znajduje się około sześćdziesiąt milionów mas Słońca gazu cząsteczkowego. Gaz w tych obłokach występuje średnio w bardziej ekstremalnych warunkach fizycznych niż gdzie indziej w Galaktyce, z większymi gęstościami i temperaturami, intensywniejszymi ciśnieniami, polami magnetycznymi i turbulencjami oraz większą obfitością promieniowania kosmicznego a także promieniowania UV i rentgenowskiego. CMZ jest zatem wyjątkowym laboratorium do badania procesu formowania się gwiazd: warunki te są nie tylko rzadko obserwowane w pozostałej części Drogi Mlecznej, ale wydają się być podobne do warunków panujących w niezwykle jasnych galaktykach gwiazdotwórczych we wczesnym Wszechświecie i dają pośredni wgląd w zrozumienie kosmicznej historii powstawania gwiazd, który obecnie nie jest możliwy. Istnieje jednak jedna zagadka: tempo powstawania gwiazd w CMZ jest znacznie mniejsze, niż można by oczekiwać – zaledwie 1/10 masy Słońca rocznie.


Przyjmuje się, że miejsca narodzin gwiazd to najgorętsze obszary w olbrzymich obłokach molekularnych (GMC – giant molecular clouds), zwanych „skupiskami”, których charakterystyczne rozmiary to 1-10 lat świetlnych. Skupiska te fragmentują się dalej na związane grawitacyjnie „rdzenie”, których charakterystyczne rozmiary są dziesięć razy mniejsze; wówczas poszczególne układy gwiazd mogą się tworzyć z rdzeni. Natura przejść między tymi etapami ewolucji wymaga obszernych badań zarówno struktur gwiazdotwórczych, jak i struktur nie tworzących gwiazd w hierarchicznym kontinuum odpowiednich skal i warunków fizycznych. Zespół astronomów opublikował przegląd CMZoom, kompletną i obiektywną mapę gazu o dużej gęstości w regionie. Obszary o wysokiej gęstości są sklasyfikowane przez ilość gazowego wodoru molekularnego wzdłuż ich linii pola widzenia i charakteryzują się tak dużą ilością pyłu, że światło widzialne jest całkowicie zablokowane.

Badanie było wynikiem dużego, trwającego 550 godzin programu Submillimeter Array i zaowocowało nowymi katalogami zwartych rdzeni w regionie. Istnieje 285 oddzielnych rdzeni, które zostały jednoznacznie odkryte; kolejnych 531 ma bardziej wstępne identyfikacje. Rdzenie w CMZ, podobnie jak gdzie indziej, są potencjalnymi miejscami dla przyszłych gromad gwiazd, ale jasna emisja pierwszego planu i tła w kierunku centrum Galaktyki utrudnia precyzyjne określenie masy tych rdzeni, pozostawiając ten istotny predyktor powstawania gwiazd wysoce niepewny (emisja jest również jednym z powodów, dla których przygotowanie tego katalogu było tak trudne). Astronomowie byli jednak w stanie oszacować maksymalny potencjał gwiazdotwórczy rdzeni w swoim katalogu, dokonując ogólnych, ale realistycznych założeń dotyczących mas, temperatur i innych właściwości rdzeni. Odkrywają, że maksymalne potencjalne tempo formowania się gwiazd wynosi między 0,08 a 2,2 masy Słońca rocznie, być może nawet tyle samo, ile wynosi obecny średni współczynnik formowania się gwiazd w Galaktyce. Wynik podkreśla zagadkową słabość obecnego procesu gwiazdotwórczego w CMZ. Przegląd, poprzez skatalogowanie wszystkich rdzeni do badania, jest kolejnym krokiem w kierunku zrozumienia procesu gwiazdotwórczego w ekstremalnych środowiskach obecnych w CMZ i we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 lutego 2021

Pierwsza wykryta czarna dziura jest masywniejsza niż myśleliśmy

Nowe obserwacje pierwszej kiedykolwiek wykrytej czarnej dziury skłoniły astronomów do zakwestionowania tego, co wiedzą o tych najbardziej tajemniczych obiektach we Wszechświecie.


Badanie opublikowane 17 lutego 2021 roku w czasopiśmie Science pokazuje, że układ znany jako Cygnus X-1 zawiera najmasywniejszą czarną dziurę o masie gwiazdowej, jaką kiedykolwiek odkryto bez wykorzystania fal grawitacyjnych.

Cygnus X-1 jest jedną z najbliższych Ziemi czarnych dziur. Została odkryta w 1964 roku, kiedy na podkładzie suborbitalnej rakiety wystrzelonej z Nowego Meksyku umieszczono parę liczników Geigera.

W ostatniej pracy międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał Very Long Baseline Array – radioteleskop wielkości kontynentu składający się z 10 anten rozrzuconych po całych Stanach Zjednoczonych – oraz sprytną technikę pomiaru odległości w przestrzeni – paralaksę

Współautor pracy, profesor Ilya Mandel z Monash University i ARC Center of Excellence in Gravitational Wave Discovery (OzGrav) powiedział, że czarna dziura jest tak masywna, że w rzeczywistości stanowi wyzwanie dla tego, co o sposobie jej powstania myśleli astronomowie.

„Gwiazdy tracą masę na rzecz otaczającego je środowiska przez wiatry gwiazdowe, które wieją z ich powierzchni. Ale aby czarna dziura była tak ciężka, musimy obniżyć ilość masy, jaką jasne gwiazdy tracą podczas swojego życia” – powiedział Ilya Mandel.

„Czarna dziura w układzie Cygnus X-1 rozpoczęła życie jako gwiazda około 60 razy masywniejsza od Słońca i zapadła się dziesiątki tysięcy lat temu. Niesamowite, że okrąża swoją towarzyszkę – nadolbrzyma – w czasie zaledwie 5,5 dnia, w odległości jedynie ⅕ jednostki astronomicznej. Te nowe obserwacje mówią nam, że czarna dziura jest ponad 20 razy masywniejsza od naszego Słońca, 50% więcej niż wcześniej szacowano” – dodaje.

Używając zaktualizowanych pomiarów masy czarnej dziury oraz jej odległości od Ziemi, naukowcy byli w stanie powiedzieć, że Cygnus X-1 wiruje niewiarygodnie szybko – bardzo blisko prędkości światła i szybciej niż jakakolwiek inna czarna dziura znaleziona do tej pory.

Doc. dr hab. Janusz Ziółkowski z Centrum Astronomii im. Mikołaja Kopernika w Warszawie jest współautorem artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 lutego 2021

TESS odkrywa nowe światy w strumieniu młodych gwiazd

Korzystając z obserwacji wykonanych przy pomocy satelity TESS, międzynarodowy zespół astronomów odkrył trio gorących światów większych niż Ziemia, krążących wokół znacznie młodszej wersji naszego Słońca nazwanej TOI 451. Układ znajduje się w niedawno odkrytym strumieniu Ryby-Erydan, zbiorze gwiazd mniej więcej w wieku 3% Układu Słonecznego, który rozciąga się na ⅓ nieba.


Planety zostały odkryte na zdjęciach TESS wykonanych między październikiem a grudniem 2018 roku. Dalsze badania TOI 451 i jej planet obejmowały obserwacje wykonane w 2019 i 2020 roku przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Spitzera, a także wielu obiektów naziemnych. Archiwalne dane w podczerwieni pochodzące z satelity NEOWISE – zebrane w latach 2009-2011 pod jego poprzednią nazwą WISE – sugerują, że układ zachowuje chłodny dysk pyłu i skalistego gruzu. Inne obserwacje pokazują, że TOI 451 ma prawdopodobnie dwóch odległych gwiezdnych towarzyszy krążących daleko poza orbitami planet.

Układ ten ma zaledwie 120 mln lat i znajduje się tylko 400 lat świetlnych stąd, co pozwala na jego szczegółowe obserwacje. A ponieważ ma trzy planety wielkości od dwóch do czterech Ziem, stanowią one szczególnie obiecujące cele do testowania teorii ewolucji atmosfer planet.

Strumienie gwiazd powstają, gdy grawitacja naszej galaktyki rozrywa gromady gwiazd lub galaktyki karłowate. Poszczególne gwiazdy poruszają się po pierwotnej orbicie gromady, tworząc wydłużoną grupę, która stopniowo się rozprasza.

W 2019 roku zespół kierowany przez Stefana Meingasta z Uniwersytetu Wiedeńskiego wykorzystał dane z Gai, aby odkryć strumień Ryby-Erydan, nazwany tak od konstelacji zawierających największe skupiska gwiazd. Strumień rozciągający się przez 14 konstelacji ma długość blisko 1300 lat świetlnych.

Później, w 2019 roku naukowcy pod kierownictwem Jasona Curtisa z Columbia University w Nowym Jorku przeanalizowali dane z TESS dla kilkudziesięciu członków strumienia. Młodsze gwiazdy wirują szybciej niż ich starsze odpowiedniki, a także mają zwykle wyraźne plamy gwiazdowe – ciemniejsze, chłodniejsze obszary, takie jak plamy słoneczne. Gdy te plamy obracają się, mogą powodować niewielkie zmiany jasności gwiazdy, które może mierzyć TESS.

Pomiary TESS ukazały przytłaczające dowody na plamy gwiazdowe i szybkie rotacje wśród gwiazd strumienia. Na podstawie tego wyniku Curtis i jego koledzy odkryli, że strumień miał zaledwie 120 mln lat – podobnie, jak słynna gromada gwiazd Plejady i jest osiem razy młodszy niż poprzednio szacowano. Masa, młodość i bliskość strumienia Ryby-Erydan sprawiają, że jest to ekscytujące istotne laboratorium do badania formowania się i ewolucji gwiazd i planet.

Młoda gwiazda TOI 451, lepiej znana astronomom jako CD-38 1467, znajduje się około 400 lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze Erydanu. Ma masę 95% masy Słońca, ale jest 12% od niego mniejsza, nieco chłodniejsza i emituje 35% mniej energii. TOI 451 obraca się co 5,1 dnia, czyli ponad 5 razy szybciej niż Słońce.

TESS dostrzega nowe światy, szukając tranzytów, delikatnych, regularnych pociemnień, które występują, gdy planeta przechodzi między gwiazdą a obserwatorem. Tranzyty wszystkich trzech planet są widoczne w danych TESS. Zespół Elisabeth Newton, profesor nadzwyczajnej fizyki i astronomii w Dartmouth College w Hanowerze, New Hampshire, która kierowała badaniami, uzyskał pomiary z teleskopu Spitzera potwierdzające ustalenia TESS, co pomogło wykluczyć możliwe alternatywne wyjaśnienia. Dodatkowe uzupełniające obserwacje pochodziły z Obserwatorium Las Cumbres – globalnej sieci teleskopów z siedzibą w Goleta w Kalifornii – oraz z Perth Exoplanet Survey Telescope w Australii.

Nawet najodleglejsza planeta w układzie TOI 451 krąży bliżej niej niż Merkury wokół Słońca, więc wszystkie te światy są dość gorące i niegościnne dla życia, jakie znamy. Szacowane temperatury ich powierzchni wahają się od 1200 oC dla najbardziej wewnętrznej planety do około 450 oC dla najbardziej zewnętrznej.

TOI 451 b okrąża swoją gwiazdę macierzystą w ciągu 1,9 dnia, ma rozmiar około 1,9 Ziemi, a jej szacunkowa masa waha się od 2 do 12 mas Ziemi. Następna planeta, TOI 451 c, okrąża gwiazdę w czasie 9,2 dnia, jest około 3 raz większa od Ziemi i ma masę od 3 do 16 Ziem. Najdalszy i największy świat, TOI 451 d, okrąża gwiazdę w czasie 16 dni, jest czterokrotnie większy od naszej planety i waży od 4 do 19 Ziem.

Astronomowie spodziewają się, że tak duże planety zachowają większość swojej atmosfery pomimo intensywnego ciepła od ich pobliskiej gwiazdy. Różne teorie dotyczące ewolucji atmosfery do czasu, gdy układ osiągnie wiek TOI 451, przewidują szeroki zakres właściwości. Obserwacja światła gwiazd przechodzącego przez atmosfery tych planet daje możliwość zbadania tej fazy rozwoju i może pomóc w ograniczeniu obecnych modeli.

Obserwacje z WISE pokazują, że układ ten jest niezwykle jasny w niewidocznym dla ludzkich oczu świetle podczerwonym o długości fal 12 i 24 mikrometrów. To sugeruje obecność dysku gruzów, gdzie zdarzają się skaliste ciała podobne do planetoid, które ścierają się w pył. Chociaż Newton i jej zespół nie są w stanie określić rozmiaru dysku, wyobrażają go sobie jako rozproszony pierścień skał i pyłu, skupiony mniej więcej w takiej odległości od gwiazdy, jak Jowisz od naszego Słońca.

Naukowcy zbadali również słabą sąsiednią gwiazdę, która pojawiła się w odległości około 2 pikseli od TOI 451 na obrazach TESS. Na podstawie danych z Gai zespół Newton ustalił, że gwiazda ta jest związanym grawitacyjnie towarzyszem, znajdującym się tak daleko od TOI 451, że światło potrzebuje 27 dni aby się do niej dostać. W rzeczywistości naukowcy uważają, że towarzyszem jest prawdopodobnie układ podwójny dwóch karłów typu M, z których każdy ma około 45% mas Słońca i emituje tylko 2% jego energii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 lutego 2021

Skupisko małych czarnych dziur w gromadzie kulistej NGC 6397

Astronomowie znaleźli w sercu gromady kulistej NGC 6397 coś, czego się nie spodziewali: skupisko czających się tam mniejszych czarnych dziur zamiast jednej masywnej czarnej dziury.


Gromady kuliste to niezwykle gęste układy gwiezdne, w których znajdują się blisko siebie upakowane gwiazdy. Układy te zazwyczaj są także bardzo stare – gromada kulista będąca przedmiotem tych badań, NGC 6397, jest prawie tak stara, jak sam Wszechświat i znajduje się w odległości 7800 lat świetlnych, co czyni ją jedną z najbliższych Ziemi gromad kulistych.

Początkowo astronomowie myśleli, że w tej gromadzie znajduje się czarna dziura o masie pośredniej (IMBH). Takie czarne dziury są od lat poszukiwanym „brakującym ogniwem” między supermasywnymi czarnymi dziurami (wiele milionów mas Słońca), które znajdują się w jądrach galaktyk, a czarnymi dziurami o masie gwiazdowej (kilka razy większej od masy Słońca), które powstają po zapadnięciu się pojedynczej masywnej gwiazdy. Samo ich istnienie jest przedmiotem gorącej debaty. Do tej pory zidentyfikowano zaledwie kilka kandydatów na IMBH.

„Znaleźliśmy bardzo mocne dowody na niewidzialną masę w gęstym jądrze gromady kulistej, ale byliśmy zaskoczeni, gdy okazało się, że ta dodatkowa masa nie jest ‘punktowa’ (czego można by się spodziewać w przypadku pojedynczej masywnej czarnej dziury), ale jest rozszerzona do kilku procent rozmiaru gromady” – powiedział Eduardo Vitral z Paris Institute of Astrophysics (IAP) w Paryżu we Francji.

Aby wykryć tę nieuchwytną ukrytą masę, Vitral i Gary Mamon, również z IAP, wykorzystali prędkość gwiazd w gromadzie, aby określić rozkład jej masy całkowitej, czyli zarówno masy w widocznych gwiazdach, jak i w gwiazdach słabych i czarnych dziurach. Im więcej masy w jakimś miejscu, tym szybciej wokół niego poruszają się gwiazdy.

Naukowcy wykorzystali wcześniejsze oszacowania niewielkich ruchów własnych gwiazd (ich pozorny ruch na niebie), które pozwalają określić ich rzeczywiste prędkości w gromadzie. Te precyzyjne pomiary gwiazd w jądrze gromady można było wykonać jedynie za pomocą teleskopu Hubble’a w ciągu kilku lat obserwacji. Dane z Hubble’a zostały dodane do dobrze skalibrowanych prawidłowych pomiarów ruchu własnego dostarczonych przez obserwatorium kosmiczne Gaia, które są jednak mniej dokładne niż obserwacje Hubble’a w jądrze gromady.

„Nasza analiza wykazała, że orbity gwiazd zbliżone są do przypadkowych w całej gromadzie kulistej, a nie systematycznie koliste lub bardzo wydłużone” – wyjaśnia Mamon. Te kształty orbit o umiarkowanym wydłużeniu ograniczają to, jaka musi być masa wewnętrzna.

Naukowcy doszli do wniosku, że niewidoczny składnik może być zbudowany tylko z pozostałości masywnych gwiazd (białych karłówgwiazd neutronowych i czarnych dziur), biorąc pod uwagę jego masę, rozmiar i położenie. Te gwiezdne pozostałości, po oddziaływaniu grawitacyjnym z pobliskimi, mniej masywnymi gwiazdami, stopniowo opadały do środka gromady. Zjawisko to nazywane jest „tarciem dynamicznym”, gdzie poprzez wymianę pędu cięższe gwiazdy są segregowane w jądrze gromady, a gwiazdy o niższej masie migrują na obrzeża gromady.

„Wykorzystaliśmy teorię ewolucji gwiazd, aby dojść do wniosku, że większość dodatkowej masy, którą znaleźliśmy, miała postać czarnych dziur” – powiedział Mamon. Dwa inne badania również sugerowały, że pozostałości gwiazd, w szczególności czarne dziury o masach gwiazdowych, mogą zasiedlać wewnętrzne obszary gromad kulistych. „Nasze badanie jest pierwszym, które dostarcza zarówno masy jak i rozmiaru czegoś, co wydaje się być zbiorem głównie czarnych dziur w centrum gromady kulistej z zapadniętym jądrem” – dodał Vitral.

Astronomowie zauważają również, że odkrycie to stwarza możliwość, że połączenia tych ciasno upakowanych czarnych dziur w gromady kuliste mogą być ważnym źródłem fal grawitacyjnych, zmarszczek w czasoprzestrzeni. Takie zjawiska można było wykryć w eksperymencie LIGO.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 lutego 2021

Czy właśnie widzieliśmy dwie łączące się czarne dziury?

Kiedy zderzają się dwa zwarte obiekty, takie jak czarne dziury lub gwiazdy neutronowe, emitują fale grawitacyjne. Szczególnie w przypadku gwiazd neutronowych falom grawitacyjnym może towarzyszyć promieniowanie pochodzące z materii wyrzuconej podczas połączenia. Z drugiej strony, ponieważ ani światło, ani materia nie mogą uciec z czarnej dziury, nie spodziewamy się, że łączące się czarne dziury będą emitować promieniowanie. Jednak wspominany artykuł donosi, że jeżeli warunki są sprzyjające, łączące się czarne dziury również mogą emitować światło.


Ale w jaki sposób czarne dziury mogą emitować światło?
Światło nie pochodzi od czarnych dziur, ale z otaczającej je materii. Kiedy łączą się dwie czarne dziury o różnych masach, powstałe fale grawitacyjne przenoszą pęd z układu. Aby zachować pęd liniowy, nowo utworzona czarna dziura doświadcza „kopnięcia” odrzutu, przyspieszającego ją do dużych prędkości (ok. 200 km/s). Jeżeli czarna dziura jest otoczona dużymi ilościami gazu, ogrzewa ten gaz, gdy w nim przyspiesza. Ten gorący gaz może następnie emitować światło przez okres do trzech miesięcy po przejściu przez niego czarnej dziury.

Gdzie możemy znaleźć „świecące” połączenia czarnych dziur?
Aktywne galaktyki to specjalne galaktyki, które w swoich centrach kryją supermasywne czarne dziury. Centra te nazywane są aktywnymi jądrami galaktyk (AGN) i są idealnymi miejscami do takich połączeń. Supermasywne czarne dziury w AGN zbierają na sobie ogromne ilości otaczającej materii. To tworzy duży, gęsty dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury. Promień tego dysku wynosi około 0,01 parseka (około tysiąckrotna odległość Ziemia – Słońce). Dysk ten zawiera dużą ilość gazu i pyłu, a także gwiazd, a nawet czarnych dziur. Jeżeli dwie czarne dziury połączą się w takim dysku, spodziewamy się ujrzeć światło z połączenia w procesie opisanym powyżej. Okazuje się, że emisja rozpocznie się kilka tygodni po połączeniu i potrwa około trzech miesięcy.

Śledzenie światła łączących się czarnych dziur
Autorzy artykułu postanowili polować na taką emisję z AGN. Skoncentrowali się na wszystkich połączeniach czarnych dziur, które zostały wykryte przez LIGO podczas O3a – biegu obserwacyjnego między kwietniem a wrześniem 2019 roku. Dla każdego połączenia zidentyfikowali galaktyki z katalogu AGN zgodne z pozycją połączenia, którą raportowało LIGO. Następnie wykorzystali dane z Zwicky Transient Facility (ZTF) – teleskopu optycznego, który każdej nocy monitoruje całe niebo północne – aby sprawdzić, czy jasność któregokolwiek z tych AGN znacznie wzrosła w tym czasie. I znaleźli taki AGN, J124942.3+344929, który pojaśniał zaledwie 34 dni po tym, jak LIGO wykrył połączenie się czarnych dziur S190521g. Ten rozbłysk jasności trwał przez 80 dni, po czym obiekt powrócił do swojej początkowej jasności – jest to zachowanie oczekiwane w przypadku rozbłysków łączących się z czarnymi dziurami.

Czy jesteśmy pewni, że rozbłysk jest spowodowany łączącymi się czarnymi dziurami?
Nie bardzo. Wiadomo, że AGN wykazują wewnętrzne losowe fluktuacje w ich jasności, np. kiedy centralna czarna dziura połyka otaczającą materię. Autorzy pracy przeprowadzili analizę statystyczną, aby wykazać, że prawdopodobieństwo zaobserwowanej flary będącej wynikiem losowej zmiany AGN jest mniejsza niż 5 na milion. Jest również możliwe, że rozbłysk ten może być wywołany czymś w rodzaju eksplozji supernowej w dysku AGN. Jednak eksplozje takie stają się z czasem zimniejsze, powodując, że ich obserwowany kolor robi się bardziej czerwony. Ale obserwowany obiekt pozostawał mniej więcej w tym samym kolorze, co sugeruje, że temperatura pozostała stała, a to wyklucza możliwe pochodzenie od supernowej. Tak więc, chociaż prawdziwa natura tego rozbłysku nadal pozostaje tajemnicą, jest prawdopodobne, że została wywołana zderzeniem się dwóch czarnych dziur.

Autorzy zauważają, że wczesne obserwacje spektroskopowe tego zdarzenia mogłyby dostarczyć dodatkowych dowodów na temat prawdziwej natury tego rozbłysku. Przewidują również, że jeżeli hipoteza łączenia się czarnych dziur jest prawdziwa, kopnięta czarna dziura ponownie zderzy się z dyskiem AGN za ~1,6 roku, powodując podobny rozbłysk w AGN. Będą mieli oczy (i teleskopy) szeroko otwarte, aby zobaczyć, czy ich przewidywania się spełnią. Jeżeli ich hipoteza jest poprawna, astronomowie będą mieli nowe narzędzie do badania fizyki czarnych dziur i dysków AGN. Co ważniejsze, dostarczy nam to niezwykłego doświadczenia – „zobaczenia” kilku „przytulających się” czarnych dziur!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

Międzynarodowy zespół astronomów publikuje obraz młodej gwiazdy z otaczającym ją dyskiem pyłowym, który wciąż jest zasilany z otoczenia. Zja...