6 grudnia 2015

Gwiezdny olbrzym bogaty w lit

Grupa Argentyńskich astronomów z obserwatorium Córdoba ogłosiła odkrycie nowej, wyjątkowo młodej olbrzymiej gwiazdy bogatej w lit. Olbrzym otrzymał oznaczenie KIC 9821622.

Wykorzystując dane uzyskane ze spektrografu wysokiej rozdzielczości GRACES z teleskopu Gemini na Hawajach, naukowcy byli w stanie określić obfitość chemiczną 23 pierwiastków tej gwiazdy, jak również wyznaczyć jej masę, promień oraz wiek. Wyniki obserwacji zostały opublikowane w grudniowym wydaniu Astronomy & Astrophysics.

Z ustaleń astronomów wynika, że KIC 9821622 jest obfitym w lit, średnio masywnym olbrzymem (ok. 1,64 masy Słońca), zlokalizowanym około 5300 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazdy bogate w lit są bardzo rzadkie. Szacuje się, że zaledwie 1-2% obserwowalnych olbrzymów zawiera tyle litu ile ma KIC 9821622. Gwiazda była obserwowana jako jeden z pierwszych naukowych celów testowych dla spektrografu GRACES (Gemini Remote Access to CFHT ESPaDOnS Spectrograph). Obserwacje przeprowadzono w lipcu 2015 r.

Okazało się również, że oprócz obfitości w lit, KIC 9821622 jest bogata w węgiel, azot i tlen. Astronomowie wyznaczyli także spoktroskopowo podstawowe parametry gwiazdy, takie jak rzeczywista temperatura, powierzchniowa grawitacja czy metaliczność.

Gwiazdy tracą swój lit wkrótce po powstaniu, w procesie syntezy jądrowej. Pierwiastek ten nie jest normalnie przetwarzany. Tak więc zaskakujące dla astronomów jest to, w jaki sposób gwiezdne olbrzymy mogą być bogate w lit. Jednym z sugerowanych wyjaśnień może być fakt że zjawisko to jest powodowane przez akrecję planet lub brązowych karłów. Takie "pochłanianie" planet przez gwiazdę może skutkować ciągłym gwałtownym dopływem świeżego litu.

Jednakże na razie nie znaleziono żadnych śladów świadczących o tym, że gwiazdę okrążała planeta oraz nie ma wskazówek pozwalających sądzić, że należy ona do układu podwójnego, co mogłoby poprzeć tę hipotezę. Astronomowie doradzają obserwacje tej gwiazdy na większych długościach fali, takich jak średnia podczerwień i fale submilimetrowe. Są oni przekonani, że akrecja planety skutkowałaby utworzeniem się powłoki wyrzuconej materii, która może być wykryta jako nadwyżka w podczerwieni.

Zespół, który odkrył KIC 9821622 podkreśla, że potrzebne są dalsze jej obserwacje. Pokazuje również jak ważna jest chemiczna charakterystyka gwiazd bogatych w lit. Badanie zawartości litu w fotosferze gwiazd może być ważnym narzędziem dla zrozumienia ich ewolucji.

KIC 9821622 z całą pewnością jest ciekawym obiektem wartym dalszych obserwacji, aby odkryć prawdziwe mechanizmy odpowiedzialne za te anormalne obfitości. Analiza chemiczna wyższej rozdzielczości większości z tych młodych gwiezdnych olbrzymów może także pomóc zrozumieć ich pochodzenie.

Źródło: Phys.org

Urania - Postępy Astronomii

Hubble widzi powiększony obraz najsłabszej galaktyki wczesnego Wszechświata

Korzystając z połączonej mocy obserwacyjnej kosmicznych teleskopów NASA - Hubble i Spitzer - astronomowie odkryli najsłabszy obiekt widziany we wczesnym Wszechświecie. Istniał około 400 milionów lat po Wielkim Wybuchu, 13,8 miliarda lat temu. Zespół nadał obiektowi kryptonim Tayna, co oznacza "pierworodny" w języku Aymara, którym posługują się ludy zamieszkujące Andy i region Altiplano w Ameryce Południowej.

Chociaż Hubble i Spitzer wykrywały już inne galaktyki, znajdujące się w rekordowych odległościach, obiekt ten stanowi mniejszą i słabszą klasę nowo tworzących się galaktyk, które do tej pory w dużej mierze "uchylały się" przed odkryciem. Te bardzo słabe obiekty bardziej mogą być reprezentantami wczesnego Wszechświata i dostarczają nowego spojrzenia na powstawanie i ewolucję pierwszych galaktyk.

Dzięki tym odkryciom astronomowie są w stanie po raz pierwszy poznać właściwości bardzo słabych obiektów powstałych wkrótce po Wielkim Wybuchu. Obiekt ten jest częścią 22 odkrytych młodych galaktyk z początków istnienia Wszechświata, położonych niemalże na obrzeżach obserwowanego kosmosu. Dzięki temu badaniu znacznie zwiększy się liczba znanych bardzo odległych galaktyk.

Nowy obiekt jest porównywalny rozmiarami z Wielkim Obłokiem Magellana (LMC), niewielką galaktyką satelitarną naszej Drogi Mlecznej. Gwiazdy w nim tworzą się bardzo szybko, dziesięć razy szybciej niż w Wielkim Obłoku Magellana. Obiekt ten może być rosnącym jądrem, prawdopodobnie przekształcającym się w pełnowymiarową galaktykę.

Małe i słabe galaktyki mogą być obserwowane jedynie dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego. W ramach swojego programu Frontier Fields, HST obserwuje ogromną gromadę galaktyk, MACS J0416.1-2403, znajdującą się w odległości około 4 miliardów lat świetlnych od nas i mającą masę milion miliardów słońc. Ta olbrzymia gromada działa jak silna naturalna soczewka, zakrzywiając i powiększając światło znacznie bardziej odległych obiektów znajdujących się poza nią. Grawitacja gromady wzmacnia światło odległej protogalaktyki, powodując że wygląda na 20 razy jaśniejszą, niż w rzeczywistości jest.

Odległość do tego obiektu obliczono dzięki połączonym obserwacjom z Hubble’a i Spitzera. Rozszerzanie się Wszechświata powoduje, że światło z odległych galaktyk jest poczerwienione wraz ze wzrostem odległości. Chociaż wiele nowych gwiazd w galaktykach jest niebiesko-białych, ich światło zostaje przesunięte ku czerwieni, co mierzą Hubble i Spitzer. Pochłaniane przez ingerujący, zimny, międzygalaktyczny wodór sprawia, że również galaktyki wydaja się bardziej czerwone.

Odkrycie to sugeruje, że bardzo wczesny wszechświat będzie ważnym celem obserwacji i odkrywania młodych galaktyk, przyszłego Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Astronomowie sądzą, że będą mogli zobaczyć początkowe etapy narodzin galaktyk wkrótce po Wielkim Wybuchu.

Źródło: Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

11 listopada 2015

Hubble odkrywa, że gwiazdy zgrubienia centralnego galaktyki mogą być starsze od gwiazd dysku

Korzystając z danych uzyskanych z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a astronomowie odkryli plany wczesnego etapu budowy naszej Galaktyki.

Zaglądając w głąb zgrubienia centralnego ośrodka gwiazd Drogi Mlecznej naukowcy Hubble’a odkryli po raz pierwszy populację starożytnych białych karłów - tlących się pozostałości po niegdyś tętniących życiem gwiazdach, które kiedyś zajmowały jądro Galaktyki. Odnalezienie tych resztek może wreszcie dać astronomom cenne wskazówki dotyczące tego, w jaki sposób powstała nasza Galaktyka na długo przed tym, jak narodziły się Ziemia i Słońce.

Białe karły zawierają informacje dotyczące historii minionej epoki. Są cennym źródłem informacji na temat gwiazd, które istniały 12 miliardów lat temu, czyli niedługo po powstaniu Wszechświata. Później gwiazdy te uległy spaleniu przekształcając się w białe karły. Analiza danych uzyskanych z Hubble’a popiera tezę, że centralne zgrubienie Drogi Mlecznej powstało jako pierwsze, później kolejne gwiazdy rodziły się bardzo szybko - w mniej niż 2 miliardy lat. Reszta rozległego dysku galaktycznego gwiazd drugiej i trzeciej generacji rosła wolniej na obrzeżach otaczających zgrubienie centralne.

Ważnym jest, byśmy obserwowali zgrubienie centralne naszej Galaktyki, gdyż jest to jedyny taki obszar, który możemy badać bardzo szczegółowo. Owszem, możemy obserwować zgrubienia centralne innych galaktyk, ale nie jesteśmy w stanie analizować tak słabych gwiazd, jakimi są białe karły. Zgrubienie centralne Drogi Mlecznej zawiera gwiazdy mające masę stanowiącą niemal ¼ masy całej Galaktyki. Charakterystyka właściwości gwiazd zgrubienia może dostarczyć istotnych informacji dotyczących zrozumienia powstania całej Drogi Mlecznej oraz wielu innych, jej podobnych, bardziej odległych galaktyk.

Badanie Hubble’a ukazało również nieco więcej małomasywnych gwiazd w zgrubieniu, w porównaniu do tych z populacji w dysku galaktycznym. Sugeruje to, że środowisko zgrubienia może być różne od środowiska w dysku, czego efektem jest różny mechanizm tworzenia się gwiazd. Obserwacje były na tyle czułe, że astronomowie użyli danych by wykryć słaby blask białych karów. Zespół oparł swoje wyniki na analizie 70 najgorętszych karłów wykrywalnych przez HST w małym rejonie zgrubienia spośród dziesiątków tysięcy gwiazd.

Białe karły są małe i ekstremalnie gęste. Mają rozmiary Ziemi ale są 200.000 razy bardziej gęste. Łyżeczka materii białego karła ważyłaby około 15 ton. Ich małe rozmiary powodują, że są wyzwaniem obserwacyjnym. Astronomowie wykorzystują ostre zdjęcia z Hubble’a by oddzielić gwiazdy zgrubienia od niezliczonych gwiazd pierwszoplanowych naszej Galaktyki, śledząc ich ruch w czasie. Zespół wykonał tę pracę analizując zdjęcia z Hubble’a tego samego obszaru 240.000 gwiazd uzyskane na przestrzeni 10 lat. Długi horyzont czasowy pozwolił astronomom na dokonanie bardzo precyzyjnych pomiarów ruchu gwiazd i wybranie 70.000 gwiazd ze zgrubienia centralnego. Znajdujące się tam gwiazdy poruszają się w innym tempie niż gwiazdy w dysku, co pozwala na ich zidentyfikowanie.

Astronomowie zidentyfikowali białe karły analizując kolory gwiazd zgrubienia i porównując je z założeniami teoretycznymi. Niewielkie białe karły ukazują się jako bardziej niebieskie w stosunku do gwiazd podobnych do Słońca.

Źródło: Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

1 listopada 2015

Ogromne planety w dyskach protoplanetarnych nowo narodzonych gwiazd

Zespół amerykańskich astronomów wysunął hipotezę, że spiralne dyski okrążające młode gwiazdy mogą być dowodem na to, że wewnątrz tych dysków krążą ogromne, niewidoczne jeszcze planety.

Chociaż astronomowie skatalogowali tysiące planet krążących wokół innych gwiazd, zaobserwowanie początkowego stadium tworzenia się egzoplanet jest bardzo trudne, gdyż powstają one w dysku gazu i pyłu otaczającego nowo narodzoną gwiazdę. Dysk ten nazywamy protoplanetarnym.

Wnioski, że planety mogą zdradzać swoją obecność modyfikując dysk protoplanetarny w dużej mierze opierają się na szczegółowym modelowaniu komputerowym pokazującym, w jaki sposób ewoluuje dysk gazowo-pyłowy wokół nowo narodzonej gwiazdy. Modelowanie to zostało przeprowadzone przez dwa zespoły NASA pod kierownictwem Ruobinga Donga z Lawrence Berkeley National Laboratory i Zhaohuana Zhu z Princeton University. Wyniki ich badań zostały opublikowane 5 sierpnia w The Astrophysical Journal Letters.

Trudno jest dostrzec podejrzewaną planetę w jasnym dysku protoplanetarnym otaczającym młodą gwiazdę. Jeżeli na podstawie badań astronomowie mogą określić cechy struktury dysku oraz przekonać się, że są one stworzone przez planetę, której nie widać, byłby to niezbitym dowodem na to, jak powstają planety. Taka metoda odkrywania planet pozasłonecznych różni się znacznie od tych stosowanych do tej pory. Może ona pomóc astronomom odkrywać planety w początkowych fazach cyklu tworzenia się oraz określić kiedy, jak i gdzie powstają.

Luki i pierścienie obserwowane w innych dyskach protoplanetarnych sugerują niewidoczne planety osadzone w dysku. Jednak luki, prawdopodobnie “oczyszczone” przez grawitację planety często nie pomagają określić jej położenia, również dlatego, że układ wielu planet może tworzyć wspólną lukę co sprawia, że trudno jest oszacować także ich ilość i masy.

Naziemne teleskopy sfotografowały dwa ogromne spiralne ramiona wokół dwóch młodych gwiazd SAO 206462 i MWC 758. Kilka innych pobliskich gwiazd także wykazuje jakby spirlane struktury. Jeżeli dysk protoplanetarny był bardzo masywny, miał wystarczająco dużo własnej grawitacji by stać się niestabilnym i stworzyć wzory przypominające fale. Jednak dyski wokół SAO 206462 i MWC 758 mają masę prawdopodobnie stanowiącą kilka procent masy swoich macierzystych gwiazd a zatem są stabilne grawitacyjnie.

Zespół stworzył symulację komputerową dynamiki dysku oraz tego, w jaki sposób promieniowanie gwiazdy się rozchodzi w dysku zawierającym planetę. Modelowanie to tworzy struktury spiralne bardzo podobne do tych obserwowanych. Wzajemne oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy dyskiem i planetą tworzy regiony, w których gęstość gazu i pyłu wzrasta. Rotacja różnicowa dysku wokół gwiazdy rozmywa te zbyt gęste regiony w spiralne fale. Teraz astronomowie wiedzą, w jaki sposób planety tworzą ramiona spiralne dysku. Symulacje te również wskazują, że ramiona spiralne dostarczają informacji nie tylko na temat niewidocznej planety ale również dotyczące jej położenia i masy. Wynika z nich także, że gdyby nie było tam planet, dysk byłby “gładki”. Aby ogromne ramiona spiralne widoczne w układach SAO 206462 i MWC 758 mogły powstać, dyski powinny zawierać ogromne planety, przynajmniej dziesięciokrotnie masywniejsze niż Jowisz, największa planeta Układu Słonecznego.

Pierwsza planeta krążąca wokół zwykłej gwiazdy (nie pulsara) została odkryta w 1995 r. Dzięki naziemnym teleskopom oraz misji Kepler astronomowie skatalogowali już kilka tysięcy egzoplanet. Ponieważ jednak planety te znajdują się w dość starych układach gwiazdowych, nie daje to bezpośrednich wskazówek, w jaki sposób one powstają. Jest wiele teorii dotyczących tworzenia się planet, jednak jest bardzo niewiele prac bazujących na bezpośrednich obserwacjach potwierdzających te hipotezy.

Źródło: NASA

Urania-Postępy Astronomii

28 października 2015

Dżety z supermasywnej czarnej dziury

Dzięki nowym wynikom badań uzyskiwanym podczas obserwacji z misji NASA: SWIFT i NuSTAR dziwne i zaskakujące zachowania czarnych dziur są coraz mniejszą tajemnicą dla astronomów. Te dwa teleskopy uchwyciły supermasywną czarną dziurę w samym środku ogromnego wybuchu w promieniach rentgenowskich.

Wyniki obserwacji sugerują, że supermasywne czarne dziury wysyłają wiązki promieni rentgenowskich, gdy otaczające je korony - źródło niezwykle energetycznych cząstek - strzelają, bądź wylatują z dala od czarnych dziur. Po raz pierwszy w historii naukowcom udało się połączyć zjawisko wystrzelenia korony z takim rozbłyskiem. Pomoże to zrozumieć, co zasila te supermasywne czarne dziury jako jedne z najjaśniejszych obiektów we Wszechświecie.

Supermasywne czarne dziury nie wypromieniowują żadnego światła, jednak często są otoczone dyskiem gorącej, świecącej materii. Grawitacja czarnej dziury wciąga gaz do siebie ogrzewając materię, co powoduje jej świecenie w różnych typach światła. Innym źródłem promieniowania w pobliżu czarnej dziury jest korona, która powstała z wysokoenergetycznych cząsteczek generujących światło rentgenowskie, jednak szczegóły dotyczące jej wyglądu i tego, jak powstała, nie są jasne.
Astronomowie uważają, że korony mogą mieć jedną z dwóch możliwych konfiguracji. Pierwszą z nich jest model “latarni”, który zakłada że są to kompaktowe źródła światła podobne do żarówki umiejscowione pod i nad czarną dziurą, wzdłuż jej osi obrotu. Drugi model proponuje, że rozkład korony jest rozproszony, bardziej jak ogromna chmura wokół czarnej dziury lub jako warstwy spowijające dysk otaczający materię. W rzeczywistości jest możliwe również to, że korony przełączają się pomiędzy tymi dwiema konfiguracjami latarni i warstw.

Nowe dane obserwacyjne potwierdzają model “latarni” i wykazują w jaki sposób tego rodzaju korony się poruszają. Obserwacje rozpoczęły się gdy Swift monitorując niebo w poszukiwaniu kosmicznych wybuchów promieniowania X i gamma uchwycił duży rozbłysk pochodzący z czarnej dziury zwanej Markarian 335 (Mrk 335), zlokalizowanej 324 miliony lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Pegaza. Owa supermasywna czarna dziura znajdująca się w jądrze galaktyki była jednym z najjaśniejszych źródeł promieniowania X na niebie.

We wrześniu 2014 roku Swift uchwycił Mrk 335 podczas ogromnego błysku. Zespół badaczy Switf zwrócił się do zespołu NuSTAR aby ten skierował teleskop na obiekt, jako część programu “potencjalny obiekt”. Osiem dni później gdy NuSTAR spogląda na obiekt, był świadkiem zjawiska słabszej o połowę jasności flary. Po dokładnej analizie danych astronomowie zdali sobie sprawę, że są świadkami wyrzutu i ostatecznego zapadnięcia się korony czarnej dziury. Korona, początkowo wewnątrz, następnie zaczyna startować jako dżet z czarnej dziury. Naukowcy nadal nie wiedzą, w jaki sposób dżety formują się w czarnych dziurach, ale możliwym jest że korona tworzy podstawę strumienia, zanim ten opadnie.

W jaki sposób badacze mogą stwierdzić ruch korony? Otóż emituje ona światło w promieniach X, które różnią się od światła pochodzącego z dysku wokół czarnej dziury. Analizując widmo światła promieniowania rentgenowskiego pochodzącego od Mrk 335 poprzez zakres długości fal, naukowcy mogliby potwierdzić, że rozjaśnienie korony było spowodowane jej ruchem. Korony mogą poruszać się bardzo szybko. Ruch tej związanej z Mrk 335, według naukowców, stanowi ok. 20% prędkości światła. Gdy tak się dzieje, a korona wylatuje w naszym kierunku, jej światło jest rozjaśniane w efekcie zwanym relatywistycznym przyspieszeniem Dopplera. Podsumowując wszystkie te wyniki astronomowie wnioskują, że rozbłyski promieniowania X są efektem wyrzutu korony.

Źródło:
NuSTAR

Urania - Postępy Astronomii

12 sierpnia 2015

Planeta rozmiarów Urana odkryta dzięki mikrosoczewkowaniu grawitacyjnemu

Zespoły astronomów obsługujących Kosmiczny Teleskop Hubble’a oraz z Obserwatorium W.M. Keck na Hawajach zaobserwowali niezależnie i potwierdzili obecność planety rozmiarów Urana krążącej wokół odległej gwiazdy. Planeta została odkryta metodą mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Rozpoczyna się nowy etap odkrywania planet pozasłonecznych: planet krążących wokół macierzystej gwiazdy w takiej odległości, w jakiej Jowisz czy Saturn okrążają Słońce. Większość skatalogowanych do tej pory egzoplanet krąży bardzo blisko swoich gwiazd, ponieważ obecne techniki obserwacyjne pozwalają na odkrywanie planet o orbitach krótkookresowch. Dzięki metodzie mikrosoczewkowania grawitacyjnego możliwe jest odkrywanie bardziej zimnych i odległych planet krążących po orbitach długookresowych.

Układ, o którym mowa otrzymał nazwę OGLE-2005-BLG-169 i został odkryty w 2005 roku, w projektach: OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), MicroFUN (Microlensing Follow-Up Network) oraz przez członków MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) - grupy, która poszukuje planet pozasłonecznych metodą mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Bez jednoznacznej identyfikacji i scharakteryzowania pierwszoplanowej gwiazdy, astronomom trudno było określić właściwości planety towarzyszącej. Korzystając z Teleskopu Hubble’a i Keck’a dwa zespoły astronomów odkryły, że układ posiada planetę rozmiarów Urana krążącą w odległości prawie 600 milionów km od swojej gwiazdy - nieznacznie mniej, niż wynosi odległość Jowisza od Słońca. Gwiazda układu ma około 70% masy Słońca.

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne jest najpotężniejszym narzędziem pozwalającym odkrywać planety pozasłoneczne, które nie mogą być dostrzeżone przez większość teleskopów. Planety są małe i słabe w porównaniu z ich gwiazdami. Zaledwie kilka może być bezpośrednio obserwowanych poza naszym Układem Słonecznym. Astronomowie często opierają się na dwóch technikach poszukiwania planet pozasłonecznych. Pierwszą jest wykrywanie planet przez subtelne przyciąganie grawitacyjne gwiazdy macierzystej przez planetę. Druga metoda polega na badaniu słabych zmian jasności blasku gwiazdy, gdy planeta przechodzi przed jej tarczą. Obydwie metody są skuteczne w przypadku planet bardzo masywnych lub krążących dość blisko swojej gwiazdy. W tym przypadku astronomowie mogą określić ich okres orbitalny wynoszący od kilku godzin do kilku lat.

Aby w pełni zrozumieć budowę odległych układów planetarnych astronomowie muszą zrobić mapę całego rozkładu planet wokół gwiazdy. Muszą zatem szukać planet krążących wokół swoich gwiazd w odległości podobnej do tej, w jakiej Jowisz okrąża Słońce, i dalszych. Mikrosoczewkowanie wykorzystuje przypadkowy ruch gwiazd, które na ogół są zbyt małe, by je zauważyć bez dokładnych pomiarów. Jeżeli jedna gwiazda przechodzi niemal dokładnie na tle dalszej gwiazdy, grawitacja bliższej gwiazdy działa jak gigantyczna soczewka powiększając obraz gwiazdy tła. Jeżeli gwiazda soczewkująca posiada planetę, może to powodować zmiany jasności gwiazdy soczewkowanej (gwiazdy tła). Ta zmiana jasności może pozwolić wykryć planetę, która jest zbyt słaba aby móc ją zaobserwować przy pomocy teleskopu. Czas trwania całego procesu mikrosoczewkowania wynosi kilka miesięcy, podczas gdy zmiany jasności wywołane przez planetę trwają od kilku godzin do kilku dni.

Wstępne dane z mikrosoczewkowania OGLE-2005-BLG-169 wykazały gwiazdę soczewkującą oraz gwiazdę tła posiadającą planety. Ze względu na efekt rozmycia spowodowany ziemską atmosferą liczba gwiazd niepowiązanych miesza się z gwiazdami pierwszego planu oraz gwiazdami tła w polu zatłoczonym przez obiekty świecące, w kierunku centrum Galaktyki. Wyraźne zdjęcia uzyskane przy pomocy teleskopu Hubble’a oraz Obserwatorium Kecka pozwoliły astronomom oddzielić gwiazdy tła od ich sąsiedztwa w bardzo gęsto usianym gwiazdami polu, w kierunku centrum Drogi Mlecznej. Pomimo, że zdjęcia z Hubble’a zostały wykonane 6,5 roku po zdarzeniu soczewkowania, obydwie gwiazdy były wciąż na tyle blisko siebie na niebie, że ich obrazy połączyły się w coś, co wyglądało jak wydłużony gwiezdny obraz.

Astronomowie mogą mierzyć zmiany jasności obydwu gwiazd na podstawie tych “wydłużonych” obrazów. W połączeniu z informacjami krzywej blasku mikrosoczewki, jasność soczewki pokaże masę i separację orbity planety i jej gwiazdy macierzystej, jak również odległość tego układu od Ziemi. Obserwacje uzyskane z Near Infrared Camera 2 (NIRC2) zamieszczonej na teleskopie Keck 2 ponad 8 lat po zdarzeniu mikrosoczewkowania pozwoliły na dokładne pomiary względnego ruchu obu gwiazd.

Źródło: Hubble

Urania - Postępy Astronomii

14 lipca 2015

Przerośnięta czarna dziura w typowej galaktyce

Zespół astronomów odkrył czarną dziurę, która rosła znacznie szybciej niż galaktyka, w centrum której się znajduje. Odkrycie to podważa dotychczasowe założenia dotyczące rozwoju galaktyk.

Wspomniana czarna dziura została pierwotnie odkryta przy pomocy Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz dzięki przeglądowi Sloan Digital Sky Survey i misjom XMM-Newton oraz Chandra.

Międzynarodowy zespół astrofizyków uzupełnił obserwacje tej czarnej dziury za pomocą 10-metrowego teleskopu Keck’a na Hawajach. To, co odkryli było dla nich zaskakujące. Dane zebrane z nowego instrumentu ukazały gigantyczną czarną dziurę w przeciętnej galaktyce o nazwie CID-947. Wiek obserwowanej galaktyki to niespełna 2 miliardy lat. Czarna dziura w jej wnętrzu ma masę blisko 7 miliardów mas Słońca i jest jedną z najbardziej masywnych odkrytych dotąd. Jednakże nie masa samej czarnej dziury zaskoczyła astronomów a masa galaktyki, w której się znajduje. Z obserwacji wynika, że w galaktyce o niewielkich rozmiarach istnieje gigantyczna czarna dziura. Takie same wyniki obliczeń uzyskały dwa niezależne zespoły badawcze, co potwierdza obserwacje.

Dotychczas astronomowie sądzili, że czarne dziury i ich galaktyki powstają mniej więcej jednocześnie a potem proces “karmienia się” czarnych dziur materią z okolicy zostaje zatrzymany, by mogły powstać gwiazdy. Najnowsze wyniki sugerują, że procesy te przebiegają inaczej, przynajmniej we wczesnym Wszechświecie. Większość galaktyk, włączając w to naszą Drogę Mleczną, posiada w swoim centrum czarną dziurę o masie milionów czy miliardów mas Słońca. Obserwowana młoda czarna dziura ma masę wynoszącą 10% masy galaktyki, w której się znajduje. Jest to o tyle zaskakujące, że większość obserwowanych czarnych dziur ma masę 0,2 - 0,5% masy swojej galaktyki. Wynik ten sugeruje, że wspominana czarna dziura rosła znacznie szybciej, niż CID-947, co jest sprzeczne z dotychczasowymi modelami galaktyk.

Dzięki analizie danych z teleskopu Chandra astronomowie doszli do wniosku, że owa czarna dziura zakończyła już swój proces wzrostu. Jednakże inne dane wskazują, że powstawanie nowych gwiazd w galaktyce nie zakończyło się jeszcze. Galaktyka może kontynuować swój wzrost w przyszłości ale związek pomiędzy masą czarnej dziury i gwiazd pozostanie wyjątkowo ścisły. Naukowcy uważają, że CID-947 może być prekursorem najbardziej ekstremalnych, masywnych systemów, które obserwujemy w dzisiejszym lokalnym Wszechświecie, takich jak na przykład galaktyka NGC 1277 w gwiazdozbiorze Perseusza, odległa od Drogi Mlecznej o około 220 milionów lat. Astronomowie mają nadzieję na uzyskanie dodatkowych powiązań między czarnymi dziurami i galaktykami, dzięki obserwacjom z radioteleskopu ALMA w Chile.

Źródło: Chandra

Urania - Postępy Astronomii

2 lipca 2015

Monstrualna czarna dziura obudziła się po 26 latach.

W ciągu minionego tygodnia satelita Integral zaobserwował wyjątkowo jasny rozbłysk światła o wysokiej energii, wytworzony przez czarną dziurę “pożerającą” materię ze swojego gwiezdnego towarzysza.

Występowanie promieni X i gamma wskazuje na jedne z najbardziej ekstremalnych zjawisk we Wszechświecie, jakimi mogą być eksplozje gwiazd, potężne wybuchy czy czarne dziury żywiące się materią ze swojego otoczenia. W przeciwieństwie do spokojnego nieba, jakie widzimy naszymi oczyma, niebo widziane w promieniowaniu o wysokich energiach jest dynamicznym “pokazem świateł” z różnych źródeł, począwszy do takich, które zmieniają swoją jasność dramatycznie w ciągu kilku minut aż po te, które zmieniają się w skali czasowej lat a nawet dziesięcioleci.

15 czerwca 2015 r. astronomowie zauważyli promieniowanie rentgenowskie oraz gamma pochodzące od znajomego obiektu, który powrócił na kosmiczną scenę: V404 Cygni - układu zawierającego czarną dziurę i gwiazdę, okrążające się wzajemnie. Para znajduje się w naszej Galaktyce, w odległości zaledwie 8.000 lat świetlnych od Ziemi, w gwiazdozbiorze Łabędzia. W tym typie układu podwójnego materia przepływa od gwiazdy i opada w kierunku czarnej dziury gromadząc się na dysku gdzie zostaje podgrzana świecąc jasno w świetle widzialnym, ultrafioletowym i w promieniach X, zanim po spirali opadnie na czarną dziurę.

Pierwsze sygnały odrodzonej aktywności V404 Cygni zostały dostrzeżone przez detektor satelity Swift nazwany Burst Alert Telescope, który wykrył nagły wybuch promieni gamma. Rozpoczęto wówczas obserwacje w promieniach X. Wkrótce potem, MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image - przyrząd śledzący całe niebo w promieniach X), część Japońskiego Modułu Eksperymentalnego zamieszczonego na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, zaobserwował “flarę” promieniowania rentgenowskiego z tego samego obszaru nieba.

Te pierwsze detekcje wykonane zostały w ramach masowej kampanii obserwacyjnej w której brały udział naziemne teleskopy i obserwatoria kosmiczne, polegającej na monitorowaniu V404 Cygni na różnych długościach fal całego spektrum elektromagnetycznego. Integral obserwował czarną dziurę 17 czerwca. W źródle tym wystąpiły powtarzające się jasne błyski światła w skali czasowej krótszej niż jedna godzina co jest rzadko spotykane w układach z czarnymi dziurami. Obiekt w tym momencie jest najjaśniejszy w dziedzinie rentgenowskiej - świeci pięćdziesiąt razy jaśniej, niż Mgławica Krab, którą do tej pory uważano za najjaśniejszą na “wysokoenergetycznym niebie”. Układ V40 Cygni nie był tak jasny i aktywny od 1989 roku, kiedy zaobserwował go japoński satelita promieni X - Ginga - oraz instrumenty do pomiarów wysokiej energii na stacji kosmicznej MIR.

Źródło:
ESA

Urania - Postępy Astronomii

25 czerwca 2015

Promienie gamma uciekają z ergosfery czarnej dziury?

Symulacje komputerowe wykonane przez specjalistów z NASA pokazują, że cząsteczki ciemnej materii zderzające się ze sobą w ekstremalnym polu grawitacyjnym mogą wytwarzać silne, teoretycznie możliwe do zaobserwowania promieniowanie gamma.

Wykrycie tej emisji będzie stanowić dla astronomów nowy krok do zrozumienia natury zarówno czarnych dziur jak i ciemnej materii - tajemniczej substancji, która stanowi większość masy Wszechświata, a która nie odbija, nie pochłania ani nie emituje światła. Astronomowie nadal nie wiedzą czym jest ciemna materia, wiedzą natomiast że oddziałuje ona z resztą Wszechświata poprzez grawitację, co oznacza że powinna się gromadzić wokół supermasywnych czarnych dziur. Przyciąganie czarnej dziury wzmacnia energię i ilość zderzeń pomiędzy cząsteczkami ciemnej materii, co może prowadzić do wytworzenia promieniowania w zakresie najwyższych energii - gamma.

W badaniach opublikowanych w "The Astrophysical Journal" 23 czerwca b.r. Jeremy Schnittman, astrofizyk z Goddard Space Flight Center NASA, opisując wyniki symulacji komputerowej przeanalizował orbity setek milionów cząsteczek ciemnej materii oraz zasymulował powstawanie promieni gamma w trakcie ich zderzeń w sąsiedztwie czarnej dziury. Odkrył, że energia ucieczki niektórych promieni gamma znacznie przewyższa tę, która była wcześniej postrzegana jako górne ograniczenie teoretyczne.

W symulacji tej ciemna materia przybiera formę słabo oddziałujących masywnych cząstek (tzw. WIMPów, od ang. "Weakly Interacting Massive Particles"). Obecnie uważa się, że ciemna materia to właśnie WIMPy. W tym modelu WIMPy zderzają się ze sobą, wzajemnie anihilując, zmieniając się w promieniowanie gamma, najbardziej energetyczną postać światła. Zderzenia te w naturalnych warunkach są niezwykle rzadkie. W ciągu ostatnich kilku lat teoretycy wrócili do traktowania czarnych dziur jako centrów skupisk ciemnej materii, gdzie WIMPy mogą być masowo rozpędzane w sposób zwiększający zarówno częstotliwość występowania jak i energię pojedynczej kolizji.

Pomysł jest odmianą procesu Penrose’a, po raz pierwszy zdefiniowanego w 1969 roku przez brytyjskiego astrofizyka Sir Rogera Penrose’a jako mechanizm pozwalający uzyskać energię z wirującej czarnej dziury. Im szybciej czarna dziura wiruje, tym większy jest potencjalny zysk energetyczny. Cały ten proces zachodzi wewnątrz horyzontu zdarzeń czarnej dziury, granicy spoza której nic nie może się wydostać, w regionie zwanym ergosferą. W niej rotacja czarnej dziury rozciąga czasoprzestrzeń zmuszając wszystko do poruszania się w jednym kierunku z prędkością bliską prędkości światła. Tworzy to naturalne laboratorium, niemożliwe do uzyskania na Ziemi. Im szybciej wiruje czarna dziura tym większa jej ergosfera. Pozwala to na zajście wysokoenergetycznych zderzeń dalej, niż horyzont zdarzeń i zwiększa szanse na to, że powstałe w ten sposób promieniowanie gamma będzie mogło uciec z czarnej dziury.

Wcześniejsze badania zawierały uproszczone założenia dotyczące tego, w którym miejscu najbardziej prawdopodobne jest zachodzenie kolizji między WIMPami. Rezygnacja z tych założeń pozwala na wypracowanie bardziej kompletnych modeli obliczeniowych (typu Monte Carlo) polegających na śledzeniu ogromnej liczby cząstek jakie zbierają się w pobliżu wirującej czarnej dziury, wzajemnie na siebie oddziałując czy poprzez śledzenie położenia i właściwości setek milionów losowo rozmieszczonych cząstek, które się zderzają i anihilują w pobliżu czarnej dziury. Nowy model ukazuje procesy, które wytwarzają promieniowanie gamma o dużo wyższych energiach dając prawdopodobieństwo ich ucieczki i detekcji większe niż do tej pory.

Korzystając z rezultatów tych obliczeń Schnittman stworzył symulację ukazującą błysk promieniowania gamma widziany przez odległego obserwatora patrzącego wzdłuż równika czarnej dziury. Światło o najwyższej energii pojawia się w centrum regionu w kształcie półksiężyca po stronie czarnej dziury wirującej w naszym kierunku. Jest to rejon, gdzie promieniowanie gamma ma największą szansę na wydostanie się z ergosfery i bycie wykrytym przez teleskopy.

Źródło:
NASA

Urania - Postępy Astronomii

17 czerwca 2015

Seria eksplozji w pobliżu supernasywnej czarnej dziury

Dzięki danym uzyskanym z kosmicznego teleskopu Chandra, astronomowie zdobyli dowody na to, że supermasywna czarna dziura wybuchała wielokrotnie na przestrzeni 50 milionów lat.

Naukowcy odkryli historię wybuchającej czarnej dziury badając NGC 5813, grupę galaktyk zlokalizowaną 105 mln lat świetlnych od Ziemi. Te obserwacje z teleskopu Chandra są najdłużej trwającymi w historii wykonanymi na grupie galaktyk i zajęły ponad tydzień. Zdjęcie jest połączeniem obrazów wykonanych w promieniach rentgenowskich (kolor fioletowy) oraz w świetle widzialnym (kolory czerwony, zielony i niebieski). Grupa galaktyk przypomina gromadę galaktyk, ale jest mniej liczna - składa się z kilkudziesięciu galaktyk. Podobnie jak gromada, grupa galaktyk jest najczęściej otoczona kokonem gorącego gazu, który emituje promieniowanie X.


Wirowanie czarnej dziury, połączone ze spiralnym opadaniem gazu w jej kierunku (akrecją) może wytworzyć rotujące, ciasno nawinięte pola magnetyczne. Powoduje ono wyrzut dużej części gazu napływającego z pobliskiej czarnej dziury w formie wysoce energetycznego, poruszającego się z relatywistyczną prędkością strumienia materii.

Naukowcy byli w stanie określić czas trwania wybuchu czarnej dziury badając gigantyczną bańkę gazu w NGC 5813, o temperaturze wielu milionów stopni. Bańka taka powstaje, gdy dżety z supermasywnej czarnej dziury wywołają falę uderzeniową. Rozpycha ona gaz tworząc ogromną dziurę (pustkę). Ostatnie obserwacje Chandry wykryły trzy pary takich dziur po obu stronach dysku akrecyjnego (oprócz dwóch odkrytych poprzednio). Odpowiadają one trzem wyraźnym wybuchom w pobliżu centralnej czarnej dziury. Jest to największa liczba takich pustek odkryta kiedykolwiek w grupie czy gromadzie galaktyk. Podobnie jak bąbel rzadkiego powietrza umieszczony na powierzchni wody unosi się i ekspanduje, wielki ubytek materii w NGC 5813 także hydrostatycznie unosi się, oddala od czarnej dziury i zwiększa objętość.

Aby lepiej zrozumieć specyfikę wybuchów tej czarnej dziury, astronomowie badali trzy pary “bąbli” i odkryli, że ilość energii koniecznej do wytworzenia takiej pary w pobliżu czarnej dziury jest niższa, niż energia która wyprodukowała dwie wcześniejsze pary. Wiemy jednak, że tempo produkcji energii jest takie samo dla wszystkich par. Wskazuje to, że wybuchy powiązane z wewnętrzną parą bąbli wciąż trwają. Każda z par jest powiązana z szokiem widocznym jako ostra krawędź na zdjęciu w promieniach X. Ten szok, analogiczny do fali uderzeniowej naddźwiękowego samolotu, ogrzewa gaz zapobiegając ochłodzeniu większości z pustek i tworzy dużą liczbę nowych gwiazd. Bliższe badania ujawniają, że fronty uderzeniowe są w rzeczywistości nieco rozmyte (nieostre). Może być to spowodowane przez turbulencje w gorącym gazie. Astronomowie określili prędkość ekspandującego gazu na 258.000 km/h, co jest zgodne z przewidywaniami modeli teoretycznych i szacunkami opartymi na obserwacjach rentgenowskich gorącego gazu w pozostałych grupach i gromadach galaktyk.

Źródło:
Chandra

Urania - Postępy Astronomii

9 czerwca 2015

Młody układ słoneczny wokół pobliskiej gwiazdy

Międzynarodowy zespół astronomów, którymi kieruje Thayne Currie z Subaru Telescope, korzystając z teleskopu Gemini, odkrył młody układ planetarny, który wydaje się bardzo podobny do wczesnego Układu Słonecznego.

Zdjęcia ukazują dysk otaczający gwiazdę podobną do protosłońca, w środowisku zbliżonym do słonecznego. Wiele wskazuje na to, że dysk został ukształtowany przez przynajmniej jedną niewidoczną planetę systemu o rozmiarach zbliżonych do naszego Pasa Kuipera, który może zawierać pył i cząsteczki lodu. Dzięki tym obserwacjom astronomowie będą mogli zrozumieć proces wczesnego formowania się Słońca i planet.


Gwiazda, o której mowa to HD 115600. Astronomowie podają pewną ciekawostkę, a mianowicie, że dysk znajduje się prawie dokładnie w takiej samej odległości od swojej gwiazdy, jak Pas Kuipera od Słońca, i otrzymuje podobną ilość światła. Sama gwiazda jest nieznacznie bardziej masywna niż Słońce i należy do grupy gwiazd liczących między 10 a 20 milionów lat, zwanej asocjacją Skorpiona-Centaura (Scorpius–Centaurus OB association - kilkuset najbliższych Słońcu gwiazd typu B). Obłok, w którym powstała ta gwiazda jest zbliżony wielkością i składem chemicznym do mgławicy, w której powstało Słońce 4,5 miliarda lat temu.

Z pomiarów położenia dysku wokół gwiazdy-progenitora wynika, że nie jest on sferyczny ale posiada jeden z największych znanych mimośrodów. Możliwe, że jest to spowodowane efektem grawitacyjnym masywnej egzoplanety. Korzystając z modeli, które przewidują jak planety o różnej masie i proporcjach orbity kształtują dysk, zespół obliczył, jakiej wielkości planeta mogłaby zakłócić formowanie się dysku wokół HD 115600. Okazało się, że istnienie 1-2 planet-olbrzymów (typu Jowisza czy Saturna) może wyjaśnić kształt dysku. Inne obserwacje wskazują, że dysk ten ma skład chemiczny podobny do Pasa Kuipera. Jego widmo wykazuje kilka rodzajów pyłu oraz składniki główne analogiczne do Pasa Kuipera - lód i krzemiany. Oszacowano, że dysk ten ma także wysokie albedo w porównaniu do innych dysków protoplanetarnych co sugeruje, że zawiera on dużo składników zbliżonych zdolnością odbijania światła do lodu.

Astronomowie mają nadzieję, że dzięki instrumentom teleskopu Subaru będzie możliwe odkrywanie coraz większej liczby dysków podobnych do Pasa Kuipera oraz młodych planet, a co za tym idzie - znalezienie odpowiednika “młodej Ziemi” (co jest jednym z celów zespołu Subaru).

Źródło:
Subaru Telescope

Urania - Postępy Astronomii

26 maja 2015

WISE odkrywa najbardziej świecącą galaktykę we Wszechświecie

Dzięki należącej do NASA misji WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) astronomowie odkryli najjaśniej świecącą w podczerwieni galaktykę wśród obserwowanych we Wszechświecie.

Odległa galaktyka świecąca z mocą 300 bilionów słońc została odkryta dzięki danym uzyskanym z misji WISE. Emituje ona największe ilości światła podczerownego, jakie udało się do tej pory zaobserwować i należy do klasy obiektów niedawno odkrytych przez WISE - nadzwyczaj jasno świecące galaktyki w podczerwieni lub inaczej ELIRG  (ang. Extremely Luminous Infrared Galaxies). Obserwujemy bardzo intensywną fazę ewolucji galaktyki. Jej oślepiające światło może być efektem gwałtownego wzrostu czarnej dziury znajdującej się w jej centrum. WISE J224607.57-052635.0, bo o niej tutaj mowa, może posiadać czarną dziurę pochłaniającą gaz. Gdy na dysk rotujący wokół supermasywnej czarnej dziury opada gaz i materia, zostają podgrzane do temperatury milionów stopni. Skutkuje to wybuchami w wysokich enegiach, świetle widzialnym, ultrafioletowym i promieniach rentgenowskich. Światło widzialne jest blokowane przez otaczający czarną dziurę pyłowy kokon. Gdy pył zostanie wystarczająco podgrzany, zacznie promieniować światło podczerwone.


Supermasywne czarne dziury są powszechne w jądrach galaktyk, ale znalezienie tak dużej tak daleko w kosmosie jest rzadkością. Ponieważ światło z tej galaktyki podróżowało do nas 12,5 mld lat, astronomowie obserwują obiekt takim, jakim był on w dalekiej przeszłości. Wtedy, gdy Wszechświat miał zaledwie 10% obecnego wieku, a wspomniana czarna dziura była miliardy razy masywniejsza niż nasze Słońce. Nowe badania określają trzy powody, dla których czarne dziury w ELIRG mogły stać się tak masywne. Po pierwsze - czarna dziura “urodziła się” większa, niż dotychczas sądzono. Pozostałe dwa powody obejmują złamanie tzw. limitu Eddingtona akrecji na czarne dziury. Gdy czarna dziura pochłania gaz opadający na nią, podgrzewa go i emituje promieniowanie. Ciśnienie światła faktycznie popycha gaz, tworząc ograniczenie, jak szybko czarna dziura może pochłaniać materię. Jeżeli czarna dziura złamie tę granicę, może teoretycznie rozrastać się w bardzo szybkim tempie.

Astronomowie już wcześniej obserwowali łamanie limitu Eddingtona przez czarne dziury, jednakże badana czarna dziura musiałaby złamać ten limit po wielokroć by stać się tak ogromną w tak krótkim czasie (nieco ponad 1 mld lat od Wielkiego Wybuchu). Inną opcją jest to, że granica Eddingtona nie istnieje, bądź też czarna dziura wiruje wolniej, niż do tej pory zakładano. Wtedy ciśnienie promieniowania byłoby mniejsze a granica Eddingtona mogłaby ulec dalszemu przesunięciu. Jeżeli czarna dziura wiruje wolniej, nie jest w stanie szybko wyrzucać materii, która na nią opada, w wyniku czego przyjmuje jej więcej niż ta wirująca szybciej.

Potrzeba kolejnych badań by wyjaśnić zjawisko tych niezwykle jasno świecących galaktyk. Zespół naukowców ma w planach dokładniejsze określenie masy centralnych czarnych dziur. Poznanie jej pomoże odkryć historię ELIRG oraz innych galaktyk we wczesnym wieku Wszechświata.

Źródło: 

7 maja 2015

Astronomowie zaobserwowali najodleglejszą galaktykę

Międzynarodowy zespół astronomów kierowany przez naukowców z uniwersytetów Yale i California zaobserwował galaktykę, która istniała gdy Wszechświat miał zaledwie 5% swojego obecnego wieku - 13,8 mld lat. Zespół odkrył wyjątkowo jasną galaktykę znajdującą się w odległości ponad 13 miliardów lat świetlnych od Ziemi. Jej dokładną odległość wyznaczono korzystając z połączonych danych z kosmicznych teleskopów Hubble’a i Spitzera oraz naziemnych teleskopów Kecka na Hawajach. Obserwacje potwierdziły, że jest to najodleglejsza galaktyka, do której wyznaczono odległość.

Galaktyka EGS-zs8-1 została zidentyfikowana na zdjęciach z Hubble’a i Spitzera na podstawie obrazów w poszczególnych kolorach jako jeden z najjaśniejszych i najmasywniejszych obiektów młodego Wszechświata. Jej masa jest szacowana na 15% masy Drogi Mlecznej, ale galaktyka ta uformowała się w bardzo młodym wszechświecie, a czas jej powstania wyniósł zaledwie 670 milionów lat. Nowe pomiary odległości pozwalają astronomom sądzić, że galaktyka formowała gwiazdy bardzo szybko, około 80 razy szybciej, niż nasza Galaktyka obecnie (a jest to postęp jednej nowej gwiazdy na rok). Obecnie jedynie garstka galaktyk ma tak dokładnie zmierzoną odległość w tak wczesnych etapach istnienia kosmosu. Każdy potwierdzony pomiar pomaga lepiej zrozumieć jak się formowały pierwsze populacje galaktyk we wczesnym wszechświecie. Tylko największe teleskopy są wystarczająco czułe, by uchwycić obrazy obiektów na tak dużych odległościach (odpowiadających przesunięciu ku czerwieni z = 7.7). Odkrycie było możliwe dzięki zastosowaniu nowego spektroskopu MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer For Infra-Red Exploration) zainstalowanego na teleskopie KECK I, który pozwolił badać efektywnie widma kilku galaktyk jednocześnie.

Pomiary galaktyk na tak ekstremalnych odległościach i ich charakterystyka jest głównym celem naukowym astronomów na przyszłe dekady. Obserwując EGS-zs8-1 widzimy ją w czasie, gdy Wszechświat był w trakcie bardzo istotnych zmian: wodór pomiędzy galaktykami przechodził ze stanu nieprzeźroczystego w przeźroczysty co oznacza, że młode gwiazdy we wczesnych galaktykach były motorem rejonizacji. Połączone obserwacje z trzech teleskopów dają wgląd w naturę niemowlęcego Wszechświata i potwierdzają, że tak masywne galaktyki istniały już we wczesnej historii kosmosu, ale ich fizyczne właściwości bardzo się różniły od tych, które obserwujemy dziś wokół nas. Astronomowie teraz mają bardzo silne dowody na to, że osobliwości kolorów wczesnych galaktyk obserwowanych na zdjęciach z teleskopu Spitzera są spowodowane bardzo szybkim formowaniem się masywnych, młodych gwiazd, które oddziaływały z pierwotnym gazem w tych galaktykach.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

1 maja 2015

Tajemnicza poświata rentgenowska z wnętrza Drogi Mlecznej

Zaglądając do wnętrza Drogi Mlecznej teleskop NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) dostrzegł tajemniczą poświatę wysokoenergetycznych promieni X, które mogą być, jak mówią astronomowie, “krzykiem” martwych gwiazd pożeranych przez ich gwiezdnych towarzyszy. Dzięki NuSTAR mamy możliwość zobaczenia zupełnie nowych fragmentów centrum naszej Galaktyki.

Centrum naszej Galaktyki zawiera młode i stare gwiazdy, małe czarne dziury i inne odmiany gwiezdnych pozostałości, w całości będących pod wpływem supermasywnej czarnej dziury zwanej Sagittarius A*. NuSTAR jest pierwszym teleskopem zdolnym do uchwycenia wyraźnego obrazu tego regionu w wysokich energiach (promieniowaniu rentgenowskim). Nowe obrazy ukazują rejon wokół supermasywnej czarnej dziury o średnicy około 40 lat świetlnych. Astronomowie byli zaskoczeni tymi zdjęciami ukazującymi nieoczekiwane istnienie rozciągłych źródeł wysokoenergetycznego promieniowania X dominujących nad zwykłą aktywnością gwiazdową. Prawie wszystko, co może emitować promieniowanie rentgenowskie znajduje się w centrum Drogi Mlecznej. Obszar ten jest wypełniony także źródłami niskoenergetycznego promieniowania X, ale ich emisja jest bardzo słaba w porównaniu z tym, co obserwujemy z danych NuSTAR, więc nowy sygnał się odróżnia od wcześniejszych.
Astronomowie mają cztery teorie wyjaśniające tę zaskakującą poświatę rentgenowską, z których trzy dotyczą gwiezdnych pozostałości. Gdy gwiazdy umierają, nie zawsze "odchodzą w ciszy". W odróżnieniu od naszego Słońca, zapadajace się gwiazdy będące częścią układu podwójnego mogą wysysać materię ze swoich towarzyszy. Ten swoisty proces “zombie” (karmienia się) różni się zależnie od gwiazdy - towarzysza, ale jego wynikiem może być erupcja promieni X. Według jednej z teorii takim gwiezdnym zombie może być funkcjonujący pulsar, czyli wg jednego ze scenariuszy powstawania supernowych zapadnięta pozostałość po masywnej gwieździe. Wiruje z bardzo dużą prędkością wysyłając w przestrzeń dwie przeciwległe wiązki promieniowania. Gdy pulsar wiruje, wiązka promieni omiata niebo i czasem jest przechwytywana na Ziemi niczym sygnał z latarni morskiej. Być może jesteśmy świadkami obserwacji sygnałów pochodzących od ukrytej do tej pory populacji pulsarów w centrum Galaktyki. Fakt ten może oznaczać, że jest coś wyjątkowego w samym centrum Drogi Mlecznej.

Według innej teorii kandydatem jest biały karzeł - zapadnięta, wypalona pozostałość gwiazdy zbyt mało masywnej, by mogła eksplodować jako supernowa. Nasze Słońce jest tego typu gwiazdą i jego przeznaczeniem jest stać się białym karłem. Ponieważ białe karły są bardzo gęste, mają silną grawitację i mogą produkować wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie.

Następna teoria przewiduje istnienie czarnej dziury która powoli żywi się swoim gwiezdnym towarzyszem. Gdy materia opada na czarną dziurę emituje właśnie promienie X.

Ostatnia z teorii głosi, że źródłem wysokoenergetycznego promieniowania nie jest pozostałość po gwieździe a promieniowanie kosmiczne. Może ono pochodzić od supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum Galaktyki, która pochłania materię opadającą na nią. Gdy promieniowanie kosmiczne oddziałuje się z gęstym gazem krążącym wokół czarnej dziury, emituje promieniowanie X.

Teorie te jednak nie są w pełni zgodne z obserwacjami. Potrzeba więcej obserwacji, a do tego czasu naukowcy będą przeglądali swoje scenariusze i wymyślali nowe modele mogące wyjaśnić, co wywołuje tego typu błyski promieniowania rentgenowskiego.

Źródło:
NuSTAR

Urania - Postępy Astronomii

4 kwietnia 2015

Widmowe stuktury w pobliżu kwazarów

Kosmiczny Teleskop Hubble’a sfotografował niewyraźne, krótkotrwałe widmowe struktury w pobliżu martwych kwazarów. Astronomowie sądzą, że są one oświetlane potężnym promieniowaniem ultrafioletowym pochodzącym z czarnej dziury znajdującej się wewnątrz galaktyki.

Najbardziej aktywne jądra galaktyk nazywane są kwazarami. Materia opadająca na jądro ogrzewa się, świecąc jak potężny reflektor w przestrzeń kosmiczną. Wiązka jest tworzona przez dysk świecącego, przegrzanego gazu otaczającego czarną dziurę. Mimo wszystko kwazary obserwowane teraz nie są na tyle jasne, by wyjaśnić to, co widzimy. Jest to “zapis” czegoś, co wydarzyło się w przeszłości. Obserwując te świecące struktury astronomowie mogą wnioskować, że w przeszłości kwazary emitowały więcej energii lub zmieniają się one bardzo szybko, czego nie powinny robić. Jednym z wyjaśnień może też być para czarnych dziur, które krążą wokół siebie zasilając kwazary, co powoduje zmiany ich jasności.

Wiązka kwazara spowodowała, że niewidoczne włókna zaczęły świecić w tak zwanym procesie fotojonizacji. Atomy tlenu we włóknach pochłaniają światło kwazara i ponownie, powoli emitują je przez wiele tysięcy lat. Innymi cząstkami wykrytymi w tych włóknach są: wodór, hel, azot, siarka i neon. Ciężkie pierwiastki występują w niewielkiej ilości co sugeruje, że gaz powstał na obrzeżach galaktyki a nie w jej jądrze. Astronomowie uważają, że zielone włókna widoczne na zdjęciu są gazem rozwiewanym przez silne pole grawitacyjne wywołane połączeniem się dwóch galaktyk. Ogromne na dziesiątki tysięcy lat świetlnych struktury nie opadają na czarną dziurę lecz zamiast tego powoli okrążają swoją galaktykę długo po tym, jak proces łączenia się został zakończony. Naukowcy obserwują poskręcane pasma pyłu łączącego się z gazem co dokładnie odpowiada matematycznemu modelowi tego, w jaki sposób materia zawija się w galaktyce. Możemy obserwować jak mała, bogata w gaz galaktyka połączyła się z większą około 1,5 miliarda lat temu. Widmowe struktury znajdują się na tyle daleko poza galaktyką, że mogą nie świecić aż miną dziesiątki tysięcy lat od wybuchu kwazara, i podobnie również znikną tysiące lat po tym, jak sam kwazar zniknie. Taki jest okres czasu, jaki by zajął światłu kwazara dotarcie do nich.

Pierwszy raz zieloną widmową strukturę zaobserwowała w roku 2007 niemiecka nauczycielka Hanny van Arkel. Odkryła ją w projekcie Galaxy Zoo. Potem zespół 200 wolontariuszy przeglądał 15.000 zdjęć galaktyk zawierających kwazary. Po wyselekcjonowaniu odpowiednich kandydatów zespół badał te galaktyki spektroskopowo. Kontynuując obserwacje w Obserwatorium Kitt Peak oraz w Obserwatorium Licka zespół wybrał 20 galaktyk, które zawierają gaz zjonizowany promieniowaniem z kwazara a nie z energii powstających gwiazd a obłoki rozciągają się na ponad 30.000 lat świetlnych poza granice galaktyk. Osiem z tych obłoków było bardziej energetycznych niż sugerowała by na to obserwowalna ilość promieniowania pochodzącego od kwazara. Jasność kwazarów wynosi zaledwie 1/10 tego, co jest potrzebne do fotojonizacji gazu. Astronomowie sądzą, że zmiany jasności są regulowane przez tempo, w jakim materia opada na centralną czarną dziurę. Jeżeli dwie czarne dziury krążą wokół siebie, mogą zakłócać opadanie gazu na każdą z nich, co powoduje rozbłyski promieniowania.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

24 marca 2015

Pierścienie wokół Chirona

Najnowsze badania wykazują, że wokół planetoidy Chiron mogą występować pierścienie podobne do tych, jakie posiada Saturn. Jeśli wyniki się potwierdzą, będzie to drugi obiekt tego typu w Układzie Słonecznym.

Znamy tylko pięć ciał niebieskich, które posiadają pierścienie. Najbardziej znanym jest Saturn. Poza tym są to Jowisz, Uran i Neptun. Piątym członkiem tej grupy jest Chariklo, planetoida z grupy Centaurów, obiektów posiadających cechy zarówno planetoid jak i komet. Naukowcy dopiero niedawno wykryli pierścienie wokół Chariklo. Do tej pory sądzono, że Centaury są mało aktywne by mogły posiadać takie sruktury. Teraz astronomowie z Massachusetts Institute of Technology (MIT) i innych ośrodków odkryli system pierścieni także wokół Chirona.

W listopadzie 2011 roku astronomowie obserwowali zakrycie gwiazdy przez Chirona. Z analizy tego zjawiska szacują, że planetoida może posiadać dysk pyłu krążącego wokół niej. Przypuszczają, że jest to układ pierścieni, kolista powłoka gazu lub symetryczny strumień materii strzelający z powierzchni Centaura.
Chiron został odkryty w 1977 roku jako pierwszy przedstawiciel grupy Centaura, obiektów krążących między orbitami Jowisza i Plutona i mające cechy zarówno z palnetoid jak i komet. Do tej pory astronomowie uważali obiekty te za uśpione. Szacuje się, że jest 44 000 Centaurów. Począwszy od lat 80 ubiegłego stulecia astronomowie obserwowali przy Centaurach wzorce rozjaśnienia, jak również aktywność zbliżoną do kometarnej. Korzystając z teleskopów Infrared Telescope Facility na Mauna Kea i sieci teleskopów Las Cumbres Observatory Global Telescope na Haleakala astronomowie zbadali dokładniej Chirona. W 2010 roku zespół rozpoczął wyznaczanie orbity planetoidy i pobliskich gwiazd, by sprecyzować, kiedy dokładnie Centaur może przejść przed tarczą gwiazdy wystarczająco jasnej, by można było zarejestrować tranzyt. Wyznaczyli, że do takiego zakrycia dojdzie 29 listopada 2011 roku i zarezerwowali czas na dwóch dużych teleskopach w nadziei zarejestrowania cienia Chirona.

Grupa astronomów poddała analizie wyniki pomiarów światła i odkryła coś nieoczekiwanego. Ciało nie posiadające otoczki z materii całkowicie blokuje blask gwiazdy. W tym jednak przypadku zaobserwowali symetryczne charakterystyczne punkty w pobliżu początku i końca zakrywanej gwiazdy, co sugeruje że jakaś materia, na przykład pył, może blokować część jej światła. Na podstawie tych obserwacji astronomowie sądzą, że Chiron może emitować symetryczne strumienie gazu i pyłu. Nie wyklucza się także, że może to być powłoka lub pierścień gazu i pyłu. Potrzeba jednak większej ilości obserwacji aby określić naturę tych tworów. Najlepszym rozwiązaniem byłoby prowadzenie obserwacji jednego zakrycia z różnych miejsc na Ziemi.

Źródło: MIT

14 marca 2015

Soczewkowana supernowa

Dzięki danym uzyskanym z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a astronomowie otrzymali zdjęcie odległej supernowej, podzielone na cztery obrazy. Wielokrotny obraz eksplodującej gwiazdy powstał dzięki tak zwanemu soczewkowaniu grawitacyjnemu. Efekt ten jest widoczny gdy pomiędzy obserwatorem (w tym wypadku HST) a obiektem obserwowanym (tu supernowa) znajdzie się obiekt o silnej grawitacji. Jest nim galaktyka eliptyczna o potężnej grawitacji leżąca w gromadzie galaktyk. Silne pole grawitacyjne zarówno galaktyki jaki i gromady powoduje zakrzywienie światła od supernowej w taki sposób, że otrzymujemy obraz czterech gwiazd ułożonych w krzyż, zwany Krzyżem Einsteina, który przewidział to zjawisko.

Ten wyjątkowy obraz pomoże astronomom udoskonalić swoje oszacowania dotyczące ilości i rozmieszczenia ciemnej materii w galaktyce soczewkującej oraz gromadzie. Ciemnej materii nie można obserwować bezpośrednio, ale sądzi się, że stanowi większość masy Wszechświata. Owe galaktyka i gromada galaktyk, zwane MACS J1149.6+2223 znajdują się w odległości 5 miliardów lat świetlnych od nas. Supernowa poza nimi leży 9,3 miliarda lat świetlnych stąd.

Chociaż astronomowie odkryli dziesiątki zwielokrotnionych obrazów galaktyk i kwazarów, do tej pory nie widzieli soczewkowanej supernowej. Przypuszczają, że będą mieli rzadką możliwość zobaczenia swojego rodzaju powtórki z wybuchu tej supernowej. Gwiazda mogła pojawić się 20 lat temu w innej części gromady i spodziewa się, że ponownie będzie widoczna w ciągu najbliższych pięciu lat gdy już nie będzie za gromadą galaktyk. Przypuszczenia te oparte są na modelowaniu komputerowym gromad opisujące różne drogi światła supernowej, które przechodzi przez labirynt ciemnej materii w galaktycznym zgrupowaniu. Światło każdego z czterech obrazów ma inną drogę do przebycia przez gromadę i dociera do Ziemi w różnym czasie. Jest to spowodowane na przykład tym, że światło jednego obrazu przechodzi przez łuki utworzone przez grawitację gęstej ciemnej materii w gromadzie galaktyk. Cztery obrazy uzyskane przez Hubble’a docierały do niego na przestrzeni kilku tygodni. Mierząc opóźnienie między nimi astronomowie otrzymają informacje na temat rodzaju zakrzywienia przestrzeni, którą porusza się światło supernowej. Pomoże to dopasować model mapowania masy gromady.

Zespoły astronomów poszukują silnie powiększonych supernowych od 2013 roku. Ten obiekt jest najbardziej spektakularnym odkryciem. Supernowa pojawia się jako obiekt 20 razy jaśniejszy niż powinna wynosić jego naturalna jasność, dzięki nałożeniu się na siebie dwóch soczewek. Dominującym efektem soczewki jest gromada galaktyk, która skupia światło supernowej wzdłuż co najmniej trzech oddzielnych ścieżek. Drugi efekt soczewkowania następuje, gdy jedna z tych ścieżek trafia na galaktykę eliptyczną znajdującą się w gromadzie. Astronomowie nadali supernowej przydomek Refsdal na cześć norweskiego astronoma Sjur Refsdala, który zaproponował użycie przesunięcia czasowego obrazów soczewkowanych supernowych do pomiaru ekspansji Wszechświata.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

28 lutego 2015

Chandra odkrywa intrygującego przedstawiciela rodziny czarnych dziur

Nowo odkryty obiekt kosmiczny może dostarczyć astronomom odpowiedzi na niektóre wieloletnie pytania dotyczące ewolucji czarnych dziur i ich wpływu na swoje otoczenie. Odkrycia dokonano dzięki Obserwatorium Chandra.

Obiekt, o którym mowa to NGC-2276-3c, znajdujący się w ramieniu spiralnym galaktyki NGC 2276 leżącej w odległości około 100 milionów lat świetlnych od Ziemi. NGC-2276-3c wydaje się być tym, co astronomowie nazywają “czarną dziurą o masie pośredniej” (ang. intermediate-mass black hole IMBH). Przez wiele lat astronomowie odkryli jednoznaczne dowody na istnienie małych czarnych dziur o masach od pięciu do trzydziestu mas Słońca. Mamy również wiele informacji na temat tak zwanych supermasywnych czarnych dziur, które znajdują się w jądrach galaktyk i mają masy rzędu milionów a nawet miliardów mas Słońca.

Jak sugeruje ich nazwa, IMBH reprezentują klasę czarnych dziur leżących pomiędzy tymi dwiema grupami, o masie w zakresie od kilkuset do kilku tysięcy mas Słońca. Jednym z powodów, dla których IMBH są ważne jest to, że mogą one być materiałem, z których w młodym Wszechświecie powstały supermasywne czarne dziury. Aby dowiedzieć się więcej na temat NGC-2276-3c astronomowie obserwowali ją jednocześnie w promieniach X dzięki teleskopowi Chandra, jak również w promieniach radiowych, korzystając z sieci VLBI. Dane z obu teleskopów, wraz z obserwowaną zależnością pomiędzy jasnością radiową i rentgenowską pochodzącą od źródeł zasilanych przez czarne dziury, zostały wykorzystane do oszacowania jej masy. Uzyskano wynik około 50000 mas Słońca, co plasuje obiekt w zakresie IMBH. Według astronomów badających IMBH obiekty te są połączeniem między czarnymi dziurami o masach gwiazdowych i supermasywnymi czarnymi dziurami. Obiekty te tworzą zatem jedną wielką rodzinę czarnych dziur.

Oprócz niezwykłej masy obiektu, NGC-2276-3c posiada kolejną zaskakującą właściwość, otóż wyprodukował on silny strumień radiowy rozciągający się na 2000 lat świetlnych. Region wzdłuż dżetu, którego długość sięga 1000 lat świetlnych od NGC-2276-3c wydaje się nie zawierać młodych gwiazd. Prowadzi to wniosku, że IMBH może mieć tak silny wpływ na swoje środowisko, iż dżet mógł wyczyścić ubytek w gazie i stłumić powstanie nowych gwiazd. Dalsze badania nad strumieniem z NGC-2276-3c mogą pokazać, że w młodym Wszechświecie supermasywne czarne dziury powstały z obiektów IMBH znajdujących się w ich otoczeniu. Zlokalizowanie IMBH w ramieniu spiralnym galaktyki rodzi kolejne pytanie: czy powstał on w jej centrum, czy pochodzi z galaktyki karłowatej, która w przeszłości zderzyła się i połączyła z NGC 2276? IMBH w NGC 2276 jest ultraświecącym źródłem rentgenowskim. Setki podobnych źródeł wykryto w ciągu ostatnich 30 lat, jednakże ich natura wciąż jest przedmiotem debat. Badania wykazują, że rokrocznie w NGC 2276 powstają nowe gwiazdy o masie od pięciu do piętnastu mas Słońca. Może to być wynikiem kolizji z galaktyką karłowatą, co może wyjaśniać pochodzenie IMBH.

Źródło:
Chandra

Urania - Postępy Astronomii

22 lutego 2015

Czy na planetach krążących wokół czerwonych karłów może istnieć życie?

Czerwone karły to najczęstszy typ gwiazd, jakie występują w kosmosie. Szacuje się, że 70% wszystkich gwiazd to właśnie czerwone karły. Liczba planet, które mogą krążyć wokół nich powoduje, że stają się potencjalnie dobrymi kandydatami, na których można szukać oznak życia pozaziemskiego.

Poprzednie badania nad planetami krążącymi wokół czerwonych karów sugerowały, że są one wystarczająco ciepłe, by mogło na nich powstać życie, ale mogą być także całkowicie wyschnięte, bez śladów wody. Według nowych badań, których wyniki opublikowano 12 listopada w The Astrophysical Journal Letters okazuje się, że planety te są na tyle wilgotne, by mogło na nich powstać życie. Jak wiadomo badania nad tym czy odległe światy mogą być nosicielami życia koncentrują się na zbadaniu, czy obiekt posiada wodę w stanie ciekłym, ponieważ tam gdzie istnieje życie na Ziemi, znajdziemy wodę, nawet kilometry pod powierzchnią. Naukowcy koncentrują się najczęściej na ekosferze, czyli takim miejscu wokół gwiazdy, gdzie istnieją odpowiednie warunki do powstania życia, czyli tam, gdzie nie jest ani za gorąco ani za zimno.

Czerwony karzeł, zwany także gwiazdą typu M to obiekt o masie ok. ⅕ masy Słońca i około 50 razy od niego mniejszy. Według danych z kosmicznego teleskopu Keplera wynika, że co najmniej połowa z odkrytych przezeń czerwonych karłów posiada skaliste planety o masach o połowy do ¼ masy Ziemi. Ostatnie wyniki badań sugerują, że planety krążące w ekosferze czerwonych karłów mogą gromadzić duże ilości wody. W rzeczywistości każda planeta może posiadać 25 razy więcej wody niż Ziemia.

Ekosfera wokół czerwonego karła znajduje się w odległości bliższej, niż krąży Merkury wokół Słońca, ponieważ gwiazdy te są znacznie słabsze od naszej dziennej gwiazdy. Taka bliskość sprawia, że planety są atrakcyjne dla astrobiologów, ponieważ krążąc wokół gwiazdy częściej przechodzą przed jej tarczą, dzięki czemu są łatwiejsze do wykrycia niż planety znajdujące się na dalszych orbitach. Jednakże jeżeli planeta krąży zbyt blisko swojej macierzystej gwiazdy, jej siły grawitacyjne będą powodować, że planeta będzie zwrócona cały czas tą samą stroną w kierunku gwiazdy, jak to ma miejsce w przypadku naszego Księżyca. W tym przypadku na jednej stronie planety cały czas panuje dzień a na drugiej - noc. Tak ekstremalne różnice temperatur mogą spowodować, że woda albo będzie zamarznięta albo wyparuje. Życie w postaci jaką znamy nie może występować na stronie dziennej takiej planety, choć dostarczane jest do niej światło słoneczne konieczne do zaistnienia fotosyntezy, bo nie ma tam wody służącej jako zaczątek życia.

Aby się przekonać jaka na prawdę może być “pływowo zablokowana” planeta nadająca się do zamieszkania, astronomowie opracowali globalny model klimatu planety w 3D, który symuluje zależność pomiędzy atmosferą, oceanem, lodowym morzem i lądem a także model 3D warstwy lodu na tyle dużej, by pokryć całe kontynenty. Symulowali także czerwonego karła o temperaturze około 1300oC i odkryli, że cała woda z planety krążącej wokół niego jest uwięziona po nocnej stronie. Najbliższa naszemu Słońcu gwiazda - Proxima Centauri jest czerwonym karłem ale nie jest pewne, czy posiada planety. Naukowcy przeprowadzili symulację planet o rozmiarach i ciężarze Ziemi, do których dociera od 63 do 77% światła słonecznego, jak to ma miejsce na naszej planecie. Modelowali także super-Ziemie, planety o masie 50% ziemskiej i posiadające 38% większą grawitację, ponieważ odnaleźli podobne super-Ziemie krążące wokół czerwonych karłów. Jednym z przykładów jest Gliese 667 Cb, super-Ziemia 4,5 razy masywniejsza od naszej planety, krążąca wokół czerwonego karła Gliese 667 C, leżącego w odległości około 22 lata świetlne od Słońca. Planeta krąży po takiej orbicie, że otrzymuje ⅔ ilości światła, jakie dociera do Ziemi.

Astronomowie przygotowali modele trzech różnych typów budowy tych planet. Jeden to wodny świat bez kontynentów i mających globalny ocean o różnych głębokościach. Drugim był świat, na którym po nocnej stronie był kontynent a dzienną zalewał ocean. Ostatni model przypominał Ziemię z jej kontynentami i oceanami. Planety posiadały atmosferę podobną do ziemskiej, ale naukowcy testowali też niższy poziom emisji gazów cieplarnianych, dwutlenku węgla, który wychwytuje gorąco i pozwala utrzymać ciepłotę planety. Odkryli, że istnienie super-Ziemi w całości pokrytej wodą i takiej, która posiada kontynenty jak Ziemia jest mało prawdopodobne, ponieważ woda będzie uwięziona po ich nocnej stronie. Dzieje się tak dlatego, że wiatry oceaniczne przenoszą ciepło ze strony dziennej na nocną. Ponadto odkryli, że jeżeli pokrywa kontynentalna obejmuje większość nocnej części planety to mogą ją pokrywać lodowce o grubości dochodzącej nawet do 1000 metrów.

Źródło:
IOP science

Urania - Postępy Astronomii

29 stycznia 2015

Gazowe mini-Neptuny zdatne do zamieszkania?

Większość gwiazd w naszej galaktyce to obiekty małomasywne, zwane także karłami typu M. Mniejsze i ciemniejsze niż nasze Słońce, posiadające w bliższej odległości od siebie ekosferę, są dobrym celem do badań i znalezienia potencjalnych planet zdatnych do zamieszkania. Astronomowie spodziewają się znaleźć w nadchodzących latach więcej planet podobnych do Ziemi lub tzw. super-ziemie znajdujące się w ekosferach tych gwiazd. Ważne aby się dowiedzieć, czy jest możliwe istnienie życia na tych planetach. Super-ziemia to planeta masywniejsza od Ziemi, ale mniej masywna niż gazowe olbrzymy takie jak Neptun czy Uran.

Ponieważ planety, które krążą wokół karłów typu M w ich ekosferze, znajdują się znacznie bliżej swoich macierzystych gwiazd niż Ziemia od Słońca, to siły pływowe działające na ich powierzchniach są również silniejsze. Odpowiedzialna za nie jest siła grawitacyjna gwiazdy. W przypadku Ziemi za siły pływowe odpowiedzialne są Słońce i Księżyc. Przez ich działanie na Ziemi występują przypływy i odpływy wód oceanicznych. Siły te powodują tarcie we wnętrzu planety wydzielające ogromne ilości energii. Jej wynikiem może być aktywność wulkaniczna na powierzchni planety, a w niektórych przypadkach może powodować jej podgrzanie w wyniku czego wyparują oceany niwecząc szansę na powstanie życia. Taki wpływ gwiazdy może także zmniejszyć szanse na powstanie życia na planetach krążących wokół małomasywnych gwiazd. Karły typu M gdy są młode, są jasne i emitują ogromne ilości wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego oraz ultrafioletowego. Może to powodować podgrzewanie górnych warstw atmosfery planety co prowadzi do powstawania silnych wiatrów, które ją całkowicie osłabiają. W wyniku tego cała woda może zostać usunięta z powierzchni w ciągu zaledwie kilkuset milionów lat od momentu powstania planety.
Dzięki modelowaniu komputerowemu astronomowie doszli do wniosku, że siły pływowe i ucieczka atmosfery mogą czasami tak ukształtować planetę, że ta stanie się mini-Neptunem, potencjalnie nadającym się do zamieszkania globem. Jak dochodzi do takiej transformacji? Mini-Neptuny tworzą się zazwyczaj z dala od swoich macierzystych gwiazd, z cząsteczek lodu połączonych z wodorem i helem w postaci gazowej, w ogromnych ilościach, tworząc lodowe lub skaliste jądro otoczone masywną gazową atmosferą. Siły pływowe mogą spowodować migrację mini-Neptuna w pobliże jej macierzystej, gorącej gwiazdy, do ekosfery, gdzie będzie narażona na silne działanie promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego. Proces ten może prowadzić do utraty gazów z atmosfery, czasem pozostawiając wolny od wodoru zimny, skalisty glob krążący w ekosferze. Astronomowie nazywają taki twór “odparowanym jądrem zdatnym do zaistnienia na nim życia”. Planeta taka może na swojej powierzchni posiadać wodę, ponieważ jej jądro jest bogate w lód.

Aby planeta była zdatna do zamieszkania musi być spełnionych jeszcze kilka innych warunków. Jednym z nich jest powstanie w atmosferze możliwości recyklingu składników odżywczych na całym globie. Innym warunkiem jest odpowiedni czas. Jeżeli planeta zacznie tracić wodór i hel zbyt wolno w trakcie jej formowania się, pokrywa gazowa zacznie dominować i skalisty, ziemski świat nie będzie mógł powstać. Natomiast jeżeli planeta straci wodór zbyt szybko może się okazać, że cała woda uleci w przestrzeń. Wynika z tego że transformacja z mini-Neptuna w planetę podobną do Ziemi może być drogą do powstania warunków sprzyjających rozwojowi życia na planetach krążących wokół karła typu M. Jednak to, czy planety te są zdatne do życia dowiemy się z przyszłych badań.

Źródło:
Astrobiology

Urania - Postępy Astronomii

18 stycznia 2015

Wiatr galaktyczny z jądra Drogi Mlecznej jest rozpędzany do 3 mln km/h

Jakieś 3 miliony lat temu w jądrze naszej Galaktyki miał miejsce ogromny wybuch, w wyniku którego gaz i materia zostały wyrzucone zeń z prędkością 3 milionów km/h. Teraz dzięki teleskopowi Hubble’a astronomowie są świadkami jego następstw. Kłęby chmur gazu wznoszą się na wysokość 30.000 lat świetlnych nad i pod płaszczyznę dysku Drogi Mlecznej. Ogromne struktury zostały odkryte pięć lat temu jako poświata promieniowania gamma zwrócona w kierunku centrum Galaktyki. Podobny balon zaobserwowano również w promieniach rentgenowskich i falach radiowych. Jednak dopiero dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Hubble’a astronomowie byli w stanie po raz pierwszy zmierzyć prędkość i skład tego tworu. Teraz próbują obliczyć masę materii wydmuchiwanej z Galaktyki, co pozwoli ustalić przyczynę tego wybuchu.

Astronomowie rozpatrują dwa możliwe scenariusze pochodzenia tych dwubiegunowych płatków: burza lub nowo rodzące się gwiazdy w Drodze Mlecznej, bądź też wybuch supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w jej centrum. Naukowcy już widywali wiatr gazowy złożony ze strumienia naładowanych cząstek emanujący z jąder innych galaktyk, jednak jeżeli chodzi o naszą własną jest to widok unikalny. Dzięki temu, że zjawisko zaobserwowano w odległości zaledwie 25.000 lat świetlnych od nas, w naszej Galaktyce to astronomowie mogą dokładnie badać jego szczegóły oraz strukturę. Mogą zobaczyć jak duże są pęcherzyki i zmierzyć je sprawdzając przy okazji, jaką część nieba pokrywają.

Bąble Fermiego, bo tak nazwano tę strukturę zostały pierwszy raz dostrzeżone w 2010 roku przy pomocy Fermi Gamma-ray Space Telescope. Detekcja promieniowania gamma o wysokiej energii sugeruje, że gwałtowne wydarzenie w jądrze galaktyki rozpoczęło agresywny wyrzut gazu w przestrzeń kosmiczną. Aby zdobyć więcej informacji na jego temat astronomowie użyli spektrografu Hubble’a Cosmic Origins Spectrograph (COS) do zbadania światła ultrafioletowego pochodzącego z odległego kwazaru znajdującego się w północnej bańce. Światło docierające do nas z płatka niesie informacje o prędkości, składzie i temperaturze gazu rozszerzającego się wewnątrz bańki, które mogą być potwierdzone jedynie przez COS. Widma badane przez COS wykazują, że pędzi on z prędkością około 3 milionów km/h.

Dzięki danym z COS astronomowie mogli po raz pierwszy zmierzyć skład materii przetwarzanej w gazowy obłok. Wykryto w nim krzem, węgiel i aluminium, co oznacza że gaz jest wzbogacony o ciężkie pierwiastki wytwarzane wewnątrz gwiazd czy też będące pozostałością z czasu formowania się gwiazd. Pomiary temperatury wskazują na 17.500 stopni C, czyli znacznie mniej niż większość supergorącego wypływającego gazu, którego temperaturę szacuje się na 18.000 stopni. Jest to pierwszy wynik badania dwudziestu odległych kwazarów, których światło przechodzi wewnątrz lub na zewnątrz Bąbli Fermiego. Analiza pełnej próbki wykaże, ile masy jest w rzeczywistości wyrzucane. Następnie astronomowie mogą porównać wypływającą masę z prędkościami w różnych miejscach pęcherzy by określić ilość energii potrzebnej do napędzenia wybuchu i ewentualnie jego pochodzenia. Jeden ze scenariuszy sugeruje, że gwiazda bądź grupa gwiazd opada na supermasywną czarną dziurę wewnątrz Galaktyki. W trakcie tego procesu supergorący gaz jest wypychany w przestrzeń kosmiczną. Ponieważ bąble żyją krótko w porównaniu z wiekiem Galaktyki, sugeruje to że zjawisko może być powtarzalne w historii naszej Drogi Mlecznej. Cokolwiek powoduje jej wyzwalanie prawdopodobnie pojawia się epizodycznie, być może jedynie wtedy, gdy czarna dziura pożera stężoną materię. Wiatr galaktyczny jest powszechny w procesie formowania się gwiazd w galaktykach, takich jak M82, które tworzą gwiazdy w swoich jądrach. Pomimo, że w Drodze Mlecznej powstaje obecnie niewiele gwiazd, rzędu 1-2 rocznie, w pobliżu jądra Galaktyki rejestrowane jest wysokie natężenie ich powstawania.



Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

8 stycznia 2015

Kolejne planety w strefie zamieszkałej odkryte dzięki misji Kepler

Kosmiczny Teleskop Keplera monitoruje ponad 150.000 gwiazd. Spośród ponad 4.000 kandydatów na planety oczekujących na dalsze badania - 1.000 zostało już potwierdzonych. Wśród nich osiem stanowią obiekty wielkości Ziemi krążące wokół gwiazd podobnych do Słońca, w tak zwanej ekostrefie (habitable zone - taka strefa wokół gwiazdy, w której na planecie krążącej w tym rejonie może występować woda w stanie ciekłym). Dwie z tych planet są prawdopodobnie skaliste (tak jak Ziemia).

Aby ustalić, czy planeta składa się ze skał, wody czy gazu naukowcy muszą znać jej rozmiar oraz masę. Jeśli nie mogą bezpośrednio ustalić masy, mogą wywnioskować z czego jest zbudowana na podstawie jej rozmiaru. Dwie spośród potwierdzonych planet - Kepler-438b i Kepler-442b mają około 1,5 średnicy Ziemi. Kepler-438b znajduje się w odległości 475 lat świetlnych od nas, ma 12% większą średnicę niż Ziemia i okrąża swoja macierzystą gwiazdę w czasie 35,2 dnia. Natomiast Kepler-442b to planeta 33% większa od Ziemi, oddalona od nas o 1100 lat świetlnych, okrążająca swoją gwiazdę raz na 112 dni. Obie planety krążą wokół gwiazd mniejszych i chłodniejszych niż nasze Słońce (czerwone karły). W efekcie ich ekostrefy znajdują się bliżej nich niż ma to miejsce w przypadku naszej dziennej gwiazdy. Dzięki misji Kepler odkrywa się coraz więcej planet podobnych do naszej planety, a badacze misji szukają bliźniaczki Ziemi krążącej wokół gwiazdy podobnej do Słońca. Astronomowie z NASA chcą się przekonać, jak często planety skaliste typu ziemskiego krążące wokół gwiazdy podobnej do Słońca i będące w strefie zamieszkałej występują w kosmosie.



Źródło: NASA

Urania - Postępy Astronomii

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...