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

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

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