26 lipca 2021

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE, naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgławice planetarne w odległych galaktykach. Zastosowana metoda, algorytm filtrujący w przetwarzaniu danych obrazowych, otwiera nowe możliwości pomiaru odległości kosmicznych – a tym samym wyznaczania stałej Hubble’a.

Galaktyka NGC 474 w odległości około 110 mln lat świetlnych. Struktura pierścienia powstała w wyniku procesów łączenia się zderzających się galaktyk. Źródło: DES/DOE/Fermilab/NCSA & CTIO/NOIRLab/NSF/AURA

Mgławice planetarne w sąsiedztwie Słońca znane są jako kolorowe obiekty, które pojawiają się pod koniec życia gwiazdy, gdy przechodzi ona ze stadium czerwonego olbrzyma do białego karła: gdy gwiazda zużyje paliwo potrzebne do syntezy jądrowej, wydmuchuje swoją gazową otoczkę do przestrzeni międzygwiazdowej, kurczy się, staje się niezwykle gorąca i pobudza rozszerzającą się otoczkę gazową do świecenia. W przeciwieństwie do ciągłego widma gwiazdy, jony niektórych pierwiastków w tej gazowej otoczce, takich jak wodór, tlen, hel i neon, emitują światło tylko w określonych długościach fal. Specjalne filtry optyczne dostrojone do tych długości fali mogą sprawić, że słabe mgławice staną się widoczne. Najbliższym tego typu obiektem w naszej Drodze Mlecznej jest Mgławica Ślimak, odległa o 650 lat świetlnych.

Wraz ze wzrostem odległości od mgławicy planetarnej, jej pozorna średnica na obrazie maleje, a zintegrowana jasność pozorna maleje z kwadratem odległości. W naszej sąsiedniej galaktyce, Galaktyce Andromedy, znajdującej się w odległości prawie 4000 razy większej, Mgławica Ślimak byłaby widoczna jedynie jako kropka, a jej jasność pozorna byłaby prawie 15 mln razy mniejsza. Dzięki nowoczesnym, dużym teleskopom i długim czasom naświetlania, takie obiekty mogą być mimo wszystko obrazowane i mierzone przy użyciu filtrów optycznych lub spektroskopii obrazowej. Martin Roth, pierwszy autor nowych badań, mówi: Używając spektrofotometru PMAS (Potsdam MultiAperture Spectrophotometer) udało nam się to po raz pierwszy zrobić za pomocą spektroskopii integralnego pola dla kilku mgławic planetarnych w Galaktyce Andromedy w latach 2001-2002 na 3,5-metrowym teleskopie Obserwatorium Calar Alto. Jednak stosunkowo małe pole widzenia PMAS nie pozwoliło jeszcze na zbadanie większej próbki obiektów.

Potrzeba było dobrych 20 lat, aby te pierwsze eksperymenty rozwinąć dalej, stosując potężniejszy instrument o ponad 50-krotnie większym polu widzenia na znacznie większym teleskopie. MUSE na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Chile został opracowany przede wszystkim z myślą o odkrywaniu niezwykle słabych obiektów na obserwowalnych obecnie krawędziach Wszechświata. Właśnie ta właściwość odgrywa rolę również przy wykrywaniu bardzo słabych mgławic planetarnych w odległych galaktykach.

Galaktyka NGC 474 jest szczególnie dobrym przykładem galaktyki, która w wyniku zderzenia z innymi, mniejszymi galaktykami, utworzyła widoczną strukturę pierścieniową z gwiazd rozproszonych w wyniku oddziaływań grawitacyjnych. Znajduje się ona w odległości 110 mln lat świetlnych, czyli około 170 000 razy dalej niż Mgławica Ślimak. Pozorna jasność mgławicy planetarnej w tej galaktyce jest zatem prawie 30 mld razy mniejsza niż w przypadku Mgławicy Ślimak i znajduje się w zakresie galaktyk interesujących pod względem kosmologicznym, dla których zespół zaprojektował instrument MUSE.

Zespół naukowców z AIP, wraz z kolegami z USA, opracował metodę wykorzystania MUSE do wyodrębnienia i precyzyjnego pomiaru niezwykle słabych sygnałów mgławic planetarnych w odległych galaktykach z wysoką czułością. Ważną rolę odgrywa tu szczególnie efektywny algorytm filtrowania w przetwarzaniu danych obrazowych. Dla galaktyki soczewkowatej NGC 474 dostępne były dane archiwalne ESO, oparte na dwóch bardzo głębokich ekspozycjach MUSE, z których każda miała 5 godzin czasu obserwacji. Rezultat obróbki danych: po zastosowaniu algorytmu filtrów uwidoczniło się w sumie 15 niezwykle słabych mgławic planetarnych.

Ta wysoce czuła procedura otwiera nową metodę pomiaru odległości, która może przyczynić się do rozwiązania dyskutowanej obecnie rozbieżności w wyznaczaniu stałej Hubble’a. Mgławice planetarne mają tę właściwość, że fizycznie nie może być przekroczona pewna maksymalna jasność. Funkcja rozkładu jasności próbki w galaktyce, czyli funkcja jasności mgławicy planetarnej, urywa się na jasnym końcu. Jest to własność świecy standardowej, która może być wykorzystana do obliczenia odległości metodami statystycznymi. Metoda funkcji jasności mgławicy planetarnej została opracowana już w 1989 roku przez członków zespołu George'a Jacoby'ego (NSF's NOIRLab) i Robina Ciardullo (Penn State University). W ciągu ostatnich 30 lat została z powodzeniem zastosowana do ponad 50 galaktyk, ale była ograniczona przez stosowane do tej pory filtry. Galaktyki o odległościach większych niż te w Gromadach w Pannie czy Piecu były poza zasięgiem. Badanie, opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal, pokazuje, że MUSE może osiągnąć ponad dwukrotnie większy zasięg, umożliwiając niezależny pomiar stałej Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 lipca 2021

Promieniowanie kosmiczne pomaga wybuchom supernowych nadać większy pęd

Końcowa faza kataklizmicznych eksplozji umierających masywnych gwiazd, zwanych supernowymi, może z pomocą promieniowania kosmicznego nawet sześciokrotnie silniej oddziaływać na otaczający gaz międzygwiazdowy – wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców z Uniwersytetu w Oksfordzie. Praca ta zostanie zaprezentowana przez doktoranta Francisco Rodrígueza Montero 19 lipca 2021 roku na wirtualnym Narodowym Spotkaniu Astronomicznym (NAM 2021).

Obraz pozostałości po supernowej Keplera. Źródło: NASA / CXC / NCSU / JPL-Caltech / M. Burkey i inni.

Kiedy supernowe wybuchają, emitują światło i miliardy cząstek w przestrzeń kosmiczną. Podczas gdy światło może swobodnie dotrzeć do nas, cząsteczki zostają uwięzione w spiralnych pętlach przez fale magnetyczne uderzeniowe generowane podczas eksplozji. Przechodząc tam i z powrotem przez fronty uderzeniowe, cząstki te są przyspieszane niemal do prędkości światła, a po ucieczce z supernowych są uważane za źródło tajemniczej formy promieniowania znanego jako promieniowanie kosmiczne.

Ze względu na swoją ogromną prędkość, promienie kosmiczne doświadczają silnych efektów relatywistycznych, efektywnie tracąc mniej energii niż zwykła materia i umożliwiając im podróżowanie na ogromne odległości przez galaktykę. Po drodze wpływają one na energię i strukturę gazu międzygwiazdowego na swojej drodze i mogą odgrywać kluczową rolę w zatrzymaniu procesu tworzenia nowych gwiazd w gęstych skupiskach gazu. Jednak do tej pory wpływ promieniowania kosmicznego na ewolucję galaktyk nie został dobrze poznany.

W pierwszym tego typu badaniu numerycznym o wysokiej rozdzielczości, zespół przeprowadził symulacje ewolucji fal uderzeniowych pochodzących z wybuchów supernowych na przestrzeni kilku milionów lat. Odkryli, że promieniowanie kosmiczne może odgrywać krytyczną rolę w końcowych etapach ewolucji supernowej i jej zdolności do wstrzykiwania energii do otaczającego ją galaktycznego gazu.

Rodríguez Montero wyjaśnia: Początkowo wydaje się, że dodanie promieniowania kosmicznego nie zmienia tego, jak rozwija się eksplozja. Niemniej jednak, kiedy supernowa osiągnie etap, w którym nie może uzyskać większego pędu z konwersji energii termicznej supernowej na energię kinetyczną, odkryliśmy, że promieniowanie kosmiczne może nadawać dodatkowy impuls gazowi, pozwalając, aby ostateczny nadany pęd był nawet 4-6 razy większy niż wcześniej przewidywano.

Wyniki sugerują, że wypływy gazu z ośrodka międzygwiazdowego do otaczającego ośrodka okołogalaktycznego, będą znacznie bardziej masywne niż wcześniej szacowano.

Wbrew najnowszym teoretycznym argumentom, symulacje sugerują również, że dodatkowy impuls dostarczany przez promieniowanie kosmiczne jest bardziej znaczący, gdy masywne gwiazdy eksplodują w środowiskach o niskiej gęstości. Mogłoby to ułatwić tworzenie się super-bąbli napędzanych przez kolejne generacje supernowych, wymiatając gaz z ośrodka międzygwiazdowego i wypuszczając go z dysków galaktycznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 lipca 2021

Nowe obserwacje dotyczące gwiazdowych czarnych dziur

Czy czarne dziury mają preferowany rozmiar? Nowe przeglądy badały populacje czarnych dziur uczestniczących w katastrofalnych zderzeniach emitujących fale grawitacyjne – i wyłonił się z nich interesujący wzór.

Wizja artystyczna zderzających się czarnych dziur. Źródło: Aurore Simonnet/Sonoma State/Caltech/MIT/LIGO

Kwestia masy
Populacja tak zwanych czarnych dziur o masie gwiazdowej we Wszechświecie stanowi interesującą zagadkę: jakiej wielkości są one zazwyczaj, i dlaczego?

Przed rokiem 2015 naukowcy zmierzyli masę niewielkiej liczby czarnych dziur o masie gwiazdowej za pomocą obserwacji elektromagnetycznych. Te czarne dziury ważyły pomiędzy ~5 do ~20 mas Słońca, dając naukowcom – lub tak im się wydawało – dość spójny obraz tych tajemniczych ciał.

Obraz ten został jednak zaburzony przez pierwszą detekcję fal grawitacyjnych pochodzących od łączącej się pary czarnych dziur, odebraną przez detektory LIGO/Virgo. Sygnał pochodzi od czarnych dziur o masach ~30 i ~35 mas Słońca – obie były znacznie cięższe od wcześniej obserwowanych czarnych dziur o masach gwiazdowych. Od tego czasu, kolejne łączące się czarne dziury obserwowane przez LIGO/Virgo nadal mają masę powyżej 20 mas Słońca. Niektóre z nich ważą nawet ponad 80 lub 90 razy więcej niż Słońce!

Teraz, gdy naukowcy zebrali już wiele obserwacji, mogą zacząć zastanawiać się, jak wygląda rozkład masy w bazowej populacji łączących się czarnych dziur o masie gwiazdowej. Nowe badania przeprowadzone przez zespół naukowców Vaibhava Tiwari i Stephena Fairhursta (Uniwersytet w Cardiff, Wielka Brytania) zagłębiają się w katalog detekcji LIGO/Virgo w poszukiwaniu odpowiedzi.

Budowanie dystrybucji
Tiwari i Fairhurst używają GWTC-2, drugiego katalogu detekcji LIGO/Virgo, do analizy populacji 39 silnych sygnałów połączeń podwójnych czarnych dziur. Autorzy wykorzystują model statystyczny, aby zrekonstruować bazową populację łączących się czarnych dziur na podstawie tych danych, oraz badać rozkłady spinów i mas tej populacji.

Najprościej byłoby, gdyby masy czarnych dziur podążały za malejącym prawem potęgowym: ponieważ czarne dziury powstają z masywnych gwiazd, a mniejsze gwiazdy są liczniejsze niż większe, spodziewalibyśmy się płynnie malejącego rozkładu mas czarnych dziur.

Zamiast tego, Tiwari i Fairhurst wykrywają strukturę w rozkładzie na szczycie malejącego prawa mocy: zestaw czterech szczytów, które wypadają przy masach składników 9, 16, 30 i 57 mas Słońca.

Ślady wskazują na więcej zderzeń
Co się dzieje? Autorzy pokazują, że może to być wskazówka, jak uformowały się te czarne dziury.

W scenariuszu hierarchicznej fuzji, gdzie czarne dziury powstają poprzez kolejne zderzenia mniejszych czarnych dziur, spodziewalibyśmy się spiętrzenia masy w miejscu pierwszego szczytu w rozkładzie masy, a następnie kolejnych szczytów oddalonych od siebie o współczynnik około 2.

Być może więc wykrycie przez autorów uporządkowanego rozkładu wskazuje na to, że wiele łączących się gwiazdowych czarnych dziur w naszym Wszechświecie nie ewoluowało w izolacji, ale zamiast tego uformowało się w wyniku kolejnych zderzeń w gęstych środowiskach gwiazdowych.

Tiwari i Fairhurst ostrzegają, że wyniki są obecnie oparte na bardzo małej liczbie punktów danych i będziemy musieli poczekać, aż zgromadzimy więcej detekcji, aby móc wysunąć jakiekolwiek solidne twierdzenia. Jeżeli jednak przyszłe obserwacje potwierdzą te trendy, może to dostarczyć cennego wglądu w czarne dziury o masie gwiazdowej we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 lipca 2021

Supermasywne czarne dziury hamują procesy gwiazdotwórcze

Czarne dziury o masach odpowiadających milionom Słońc hamują powstawanie nowych gwiazd – twierdzą astronomowie. Wykorzystując uczenie maszynowe i trzy najnowocześniejsze symulacje, aby wesprzeć wyniki wielkiego przeglądu nieba, naukowcy rozwiązują trwającą od 20 lat debatę na temat powstawania gwiazd. Joanna Piotrowska, doktorantka na Uniwersytecie w Cambridge, 20 lipca 2021 roku zaprezentowała nową pracę na wirtualnym spotkaniu National Astronomy Meeting (NAM 2021).

Obraz galaktyki Wir (M101) wykonany za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Jasne, niebieskie grudki w ramionach spiralnych to miejsca niedawnego formowania się gwiazd. Źródło: NASA, ESA, K. Kuntz (JHU), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (NOAO), 
Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana), oraz STScI

Powstawanie gwiazd w galaktykach od dawna stanowi główny punkt badań astronomicznych. Dekady udanych obserwacji i modelowania teoretycznego zaowocowały dobrym zrozumieniem tego, w jaki sposób gaz zapada się tworząc gwiazdy zarówno w naszej Drodze Mlecznej, jak i poza nią. Jednak, dzięki programom obserwacyjnym, takim jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS), astronomowie zdali sobie sprawę, że nie wszystkie galaktyki w lokalnym Wszechświecie są aktywne gwiazdotwórczo – istnieje liczna populacja obiektów „spokojnych”, które tworzą gwiazdy ze znacznie mniejszą prędkością.

Pytanie, co powstrzymuje powstawanie gwiazd w galaktykach, pozostaje największą niewiadomą w naszym rozumieniu ewolucji galaktyk, nad którą debatowano przez ostatnie 20 lat. Piotrowska i jej zespół przeprowadzili eksperyment, aby dowiedzieć się, jakie procesy mogą być za to odpowiedzialne.

Wykorzystując trzy najnowocześniejsze symulacje kosmologiczne – EAGLE, Illustris i IllustrisTNG – astronomowie zbadali, czego moglibyśmy się spodziewać w prawdziwym Wszechświecie obserwowanym przez SDSS, gdyby różne procesy fizyczne powstrzymywały powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach.

Astronomowie zastosowali algorytmy uczenia maszynowego do klasyfikacji galaktyk na gwiazdotwórcze i spokojne, pytając, który z trzech parametrów: masa supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach galaktyk (te monstrualne obiekty mają zwykle miliony, a nawet miliardy razy większą masę niż nasze Słońce), całkowita masa gwiazd w galaktyce czy masa halo ciemnej materii wokół galaktyk, najlepiej przewiduje, jak potoczą się losy galaktyk.

Parametry te pozwoliły zespołowi na ustalenie, który proces fizyczny: zastrzyk energii od supermasywnych czarnych dziur czy wstrząsowe podgrzewanie gazu w masywnych halo jest odpowiedzialny za zmuszanie galaktyk do połowicznego spoczynku.

Nowe symulacje przewidują, że masa supermasywnej czarnej dziury jest najważniejszym czynnikiem hamującym powstawanie gwiazd. Co istotne, wyniki symulacji pasują do obserwacji lokalnego Wszechświata, co dodaje wagi odkryciom naukowców.

Piotrowska mówi: To naprawdę ekscytujące móc zobaczyć, jak symulacje przewidują dokładnie to, co widzimy w prawdziwym Wszechświecie. Supermasywne czarne dziury – obiekty o masach odpowiadających milionom, a nawet miliardom Słońc – naprawdę wywierają ogromny wpływ na swoje otoczenie. Te monstrualne obiekty zmuszają galaktyki będące ich gospodarzami do swoistej pół-emerytury od tworzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 lipca 2021

W galaktyce Sombrero zaobserwowano duży strumień pływowy

Zgodnie z najnowszymi modelami kosmologicznymi, duże galaktyki spiralne, takie jak Droga Mleczna, rozrastały się poprzez pochłanianie mniejszych galaktyk, coś w rodzaju galaktycznego kanibalizmu. Dowodem tego są obserwowane wokół nich bardzo duże struktury, pływowe strumienie gwiazd, które są pozostałościami po tych galaktykach satelitarnych. Jednak większość z tych przypadków jest trudna do zbadania, ponieważ te strumienie gwiazd są bardzo słabe, a wykryto jedynie pozostałości po ostatnich fuzjach.

Galaktyka Sombrero (M104). Źródło: Manuel Jiménez/Giuseppe Donatiello.

Badania prowadzone przez zespół naukowców pozwoliły na szczegółowe obserwacje dużego przepływu pływowego wokół galaktyki Sombrero, której dziwna morfologia wciąż nie została ostatecznie wyjaśniona. Wyniki zostały opublikowane 21 lipca 2021 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Galaktyka Sombrero (Messier 104) to galaktyka odległa o około 30 mln lat świetlnych, będąca częścią Supergromady Lokalnej (grupy galaktyk obejmującej Gromadę w Pannie oraz Grupę Lokalną zawierającą Drogę Mleczną). Ma ona mniej więcej ⅓ średnicy Drogi Mlecznej i wykazuje cechy obu dominujących typów galaktyk we Wszechświecie – spiralnych i eliptycznych. Posiada ramiona spiralne oraz bardzo duże jasne zgrubienie centralne, co sprawia, że wygląda jak hybryda tych dwóch typów.

Naszym motywem do uzyskania tych bardzo głębokich obrazów galaktyki Sombrero było poszukiwanie pozostałości po jej połączeniu z bardzo masywną galaktyką. To przypuszczalne zderzenie zostało niedawno zasugerowane na podstawie badań populacji gwiazd w jej bardzo dziwnym halo, uzyskanych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a – mówi David Martínez-Delgado, badacz z IAA-CSIC i pierwszy autor pracy.

Obserwacje z Hubble’a w 2020 roku pokazały, że halo, rozległy i słaby region otaczający galaktykę Sombrero, pokazuje wiele gwiazd bogatych w metale, pierwiastki cięższe od wodoru i helu. Jest to cecha typowa dla nowych generacji gwiazd, które zwykle znajdują się w dyskach galaktyk, i jest dość niezwykła w galaktycznym halo, które są zaludnione przez stare gwiazdy. Aby wyjaśnić ich obecność astronomowie zasugerowali coś, co znane jest jako „mokra fuzja”, czyli scenariusz, w którym duża galaktyka eliptyczna jest odmładzana przez duże ilości gazu i pyłu z innej masywnej galaktyki, które dostały się do formującego się dysku, jaki obserwujemy teraz.

Zespół badawczy odrzuca pomysł, że duży pływowy strumień gwiazd, znany od ponad trzech dekad, mógłby być związany ze zdarzeniem, które wytworzyło dziwną morfologię galaktyki Sombrero, która, gdyby była wywołana mokrą fuzją, wymagałaby interakcji dwóch galaktyk o dużych masach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 lipca 2021

Potencjalny nowy wskaźnik formowania się egzoplanet

Międzynarodowy zespół astronomów jako pierwszy na świecie wykrył izotopy węgla w atmosferze egzoplanety. Dotyczy to różnych form węgla w gazowym olbrzymie TYC 8998-760-1 b, znajdującym się w odległości 300 lat świetlnych w kierunku konstelacji Muchy. Pomiary słabego sygnału dokonano przy pomocy Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) ESO w Chile, z których wydaje się wynikać, że planeta jest stosunkowo bogata w węgiel-13. Astronomowie przypuszczają, że jest to wywołane tym, że planeta uformowała się w dużej odległości od swojej gwiazdy macierzystej.

Kreskówka o odkryciu węgla-13 w atmosferze egzoplanety. Źródło: Daniëlle Futselaar (Artsource)

Izotopy to różne formy tego samego atomu, ale różnią się liczbą neutronów w jądrze. Np. węgiel z sześcioma protonami ma zazwyczaj sześć neutronów (węgiel-12), ale czasem siedem (węgiel-13) lub osiem (węgiel-14). Ta właściwość nie zmienia zbytnio właściwości chemicznych węgla. Mimo to izotopy tworzą się w różny sposób i często reagują nieco inaczej na panujące warunki. Izotopy znajdują zatem zastosowanie w wielu dziedzinach badań: od wykrywania chorób układu krążenia lub nowotworów po badanie zmian klimatycznych i określania wieku skamieniałości i skał.

Zespół astronomów odkrył niezwykły stosunek tych izotopów w atmosferze młodego olbrzyma TYC 8998-760-1 b. Węgiel występuje głównie w postaci tlenku węgla (CO). Sama planeta ma masę około 14 mas Jowisza i jest prawie dwa razy od niego większa. Dlatego jest klasyfikowana jako super-Jowisz.

Naukowcy z powodzeniem odróżnili węgiel-13 od węgla-12, ponieważ absorbuje on promieniowanie o nieco innych barwach. Astronomowie spodziewali się, że około 1 na 70 atomów węgla będzie węglem-13, ale w przypadku tej planety wydaje się, że jest to dwa razy więcej. Pomysł jest taki, że większa ilość węgla-13 jest w jakiś sposób związana z formowaniem się egzoplanet.

Paul Mollière z Instytutu Astronomii Maxa Plancka wyjaśnia: Planeta znajduje się ponad 150 razy dalej od swojej gwiazdy macierzystej niż Ziemia od Słońca. W tak dużej odległości prawdopodobnie utworzyły się lody z większą ilością węgla-13, powodując wyższą frakcję tego izotopu w dzisiejszej atmosferze planety. Przypuśćmy, że wzbogacenie w węgiel-13 jest związane z zamrożeniem CO w tworzących planety dyskach protoplanetarnych. W takim przypadku mogłoby to oznaczać, że planety Układu Słonecznego nie zgromadziły dużo lodu bogatego w węgiel-13. Powodem może być fakt, że w Układzie Słonecznym odległość, poza którą CO zaczyna zamarzać z fazy gazowej, znana jako linia śniegu CO, leży poza orbitą Neptuna. Dlatego też lody CO rzadko wchodziły w skład planet Układu Słonecznego, co prowadzi do wyższego stosunku izotopów. Mollière napisał oprogramowanie do analizy danych i przyczynił się do interpretacji wyników.

Sama egzoplaneta, TYC 8998-760-1 b, została odkryta zaledwie dwa lata temu (2019) przez dr. Alexandra Bohna, współautora artykułu.

Ignas Snellen, profesor w Lejdzie, który od lat jest siłą napędową tego tematu, jest przede wszystkim dumny: Oczekuje się, że w przyszłości izotopy jeszcze bardziej pomogą zrozumieć dokładnie jak, gdzie i kiedy tworzą się planety. Ten wynik to dopiero początek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 lipca 2021

Odkryto aktywność w największej komecie, jaką kiedykolwiek znaleziono

Nowo odkryty gość z zewnętrznych krawędzi naszego Układu Słonecznego okazał się być największą znaną kometą w historii. O obiekcie, który nazwano kometą C/2014 UN271 Bernardinelli-Bernstein na cześć jej odkrywców, po raz pierwszy poinformowano w sobotę, 19 czerwca 2021 roku. C/2014 UN271 została znaleziona dzięki ponownemu przetworzeniu zdjęć z czteroletnich danych zebranych w przeglądzie Dark Energy Survey, który był prowadzony przy użyciu 4-metrowego teleskopu Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile w latach 2013-2019. W momencie ogłoszenia nie było żadnych przesłanek by sądzić, że jest to aktywny świat. C/2014 UN271 nadlatywała z zimnych, zewnętrznych krańców Układu Słonecznego, więc potrzebne było szybkie obrazowanie, aby się dowiedzieć, kiedy ten wielki, nowo odkryty świat zacznie pokazywać warkocz kometarny.

Kometa C/2014 UN271 (Bernardinelli-Bernstein), widoczna na syntetycznej kolorowej kompozycji obrazów wykonanej za pomocą 1-metrowego teleskopu LCO. Źródło: LOOK/LCO

Las Cumbres Observatory było w stanie dość szybko określić, czy obiekt stał się aktywną kometą w ciągu trzech lat od momentu, gdy został po raz pierwszy dostrzeżony przez DES. Ponieważ nowy obiekt znajdował się tak daleko na południu i był dość słaby, wiedzieliśmy, że nie będzie wielu innych teleskopów, które mogłyby go zaobserwować – mówi dr Tim Lister, Staff Scientist w Las Cumbres Observatory (LCO). Na szczęście LCO posiada sieć zrobotyzowanych teleskopów na całym świecie, szczególnie na półkuli południowej, i byliśmy w stanie szybko uzyskać obrazy z teleskopów LCO w Afryce Południowej – wyjaśnia Tim Lister.

Obrazy z jednego z 1-metrowych teleskopów LCO, znajdującego się w Południowoafrykańskim Obserwatorium Astronomicznym (SAAO), napłynęły około godziny 21.00 Czasu Pacyficznego Letniego (UTC-7) w poniedziałek 22 czerwca. Astronomowie z Nowej Zelandii jako pierwsi zauważyli nową kometę.

Analiza obrazów z LCO wykazała rozmytą komę wokół obiektu, co wskazuje, że był on aktywny i rzeczywiście był kometą, mimo, że wciąż znajduje się w niezwykłej odległości blisko 3 mld km, czyli ponad dwukrotnie większej niż odległość Saturna od Słońca.

Szacuje się, że kometa ma ponad 100 km średnicy, czyli jest ponad trzykrotnie większa od kolejnego największego znanego nam jądra komety, komety Hale’a-Boppa, która została odkryta w 1995 roku. Nie oczekuje się, że kometa ta stanie się jasna i widoczna nieuzbrojonym okiem: pozostanie obiektem teleskopowym, gdyż jej najbliższa odległość od Słońca nadal będzie poza orbitą Saturna. Ponieważ kometa C/2014 UN271 została odkryta tak daleko, astronomowie będą mieli ponad dekadę na jej zbadanie. Największe zbliżenie do Słońca kometa osiągnie w styczniu 2031 roku.

Tim Lister i inni astronomowie z Projektu LCO Outbursting Objects Key (LOOK) będą więc mieli mnóstwo czasu, aby wykorzystać teleskopy LCO do badania komety C/2014 UN271. Projekt LOOK kontynuuje obserwacje zachowania dużej ilości komet i tego, jak zmienia się ich aktywność w miarę zbliżania się do Słońca. Naukowcy wykorzystują również zdolność szybkiego reagowania LCO, aby uzyskać obserwacje bardzo szybko, gdy kometa wybuchnie.

Obecnie istnieje wiele przeglądów, które monitorują każdej nocy fragmenty nieba. Przeglądy te mogą dostarczać ostrzeżenia, jeżeli któraś z komet nagle zmieni jasność. Wtedy można uruchomić zmotoryzowane teleskopy LCO, aby uzyskać bardziej szczegółowe dane i dłuższe spojrzenie na zmieniającą się kometę, podczas gdy przegląd przeniesie się na inny obszar nieba. Teleskopy LCO pozwalają na uzyskanie obrazów zdarzenia w ciągu zaledwie 15 minut od alarmu. Pozwala to badać wybuchy w komet w miarę ich rozwoju.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:


Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE , naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgła...