20 grudnia 2016

Betelgeza rotuje szybciej, niż spodziewali się astronomowie

Astronom J. Craig Wheeler z Uniwersytetu w Teksasie uważa, że Betelgeza, jasna czerwona gwiazda z ramienia Oriona, może mieć bardziej interesującą przeszłość, niż nam się dotychczas wydawało. Pracując z międzynarodową grupą studentów znalazł dowody na to, że czerwony nadolbrzym mógł powstać jako gwiazda podwójna, a potem wchłonął swojego towarzysza. Badania zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Jak na tak dobrze znaną gwiazdę, Betelgeza jest dość tajemnicza. Astronomowie wiedzą, że jest ona czerwonym nadolbrzymem, masywną gwiazdą u kresu swojego życia i tak rozdętą, że jej rozmiar obecnie jest wiele razy większy, niż był oryginalnie. Któregoś dnia wybuchnie jako supernowa ale nikt nie wie, kiedy to nastąpi.

Nowy klucz do przyszłości Betelgezy ma związek jej rotacją. Gdy gwiazda rozdyma się, stając się nadolbrzymem, jej tempo rotacji powinno zwalniać. Z obserwacji wynika, że Betelgeza wiruje 150 razy szybciej niż jakakolwiek pojedyncza gwiazda. Do badania Betelgezy Wheeler wraz ze studentami z zespołu użył programu do modelowania komputerowego, zwanego MESA. Po raz pierwszy użyto go do modelowania tempa rotacji wspomnianego czerwonego nadolbrzyma.

Wheeler, próbując wyjaśnić zaskakujące tempo rotacji Betelgezy zaczął spekulować: “Załóżmy, że Betelgeza miała towarzysza, gdy już powstała. Załóżmy, że krążył on po jej orbicie, której rozmiary były porównywalne z dzisiejszą wielkością Betelgezy. Potem Betelgeza przeszła w stan czerwonego nadolbrzyma, pochłaniając swojego towarzysza.”

Astronom wyjaśnia, że moment pędu gwiezdnego towarzysza mógł zostać przeniesiony do zewnętrznej otoczki Betelgezy, przyspieszając w ten sposób jej rotację. Z jego szacunków wynika, że towarzysz naszego nadolbrzyma miał masę Słońca, co by tłumaczyło aktualne tempo rotacji na poziomie 15 km/s. Chociaż jest to ciekawy pomysł, na razie nie ma dowodów potwierdzających tę teorię.

Jeżeli Betelgeza pochłonęła swojego towarzysza, jest bardzo prawdopodobnym, że wydarzenie takie skutkowałoby wyrzuceniem materii w przestrzeń. Wiedząc, z jaką prędkością materia odrywa się od czerwonego nadolbrzyma (około 10 km/s) Wheeler stwierdził, że jest w stanie oszacować, w jakiej odległości od Betelgezy materia powinna się dzisiaj znajdować. Przeglądając literaturę dotyczącą Betelgezy zauważył, że za gwiazdą znajduje się powłoka materii, nieznacznie tylko bliżej, niż to, co odgadł.

Zdjęcie Betelgezy w podczerwieni uzyskane w 2012 roku przez Leen Decin z University of Leuven w Belgii przy pomocy teleskopu Herschela pokazuje dwie wzajemnie ze sobą oddziałujące powłoki materii po jednej stronie gwiazdy. Są różne interpretacje tego, co widać na zdjęciu. Jedna z nich sugeruje, że materia tworzy łuk wywołany falą uderzeniową powstałą w wyniku przepychania się atmosfery Betelgezy przez ośrodek międzygwiazdowy.

Nikt nie jest pewien do końca, co wywołało tę strukturę ale na pewno coś się stało około 100.000 lat temu, gdy Betelgeza przechodziła w stan czerwonego nadolbrzyma. Fakt połknięcia towarzysza przez Betelgezę może tłumaczyć jej ogromne tempo rotacji oraz powłoki materii, które obserwujemy.

Wheeler wraz ze swoim zespołem kontynuuje badania nad Betelgezą. Do badania planują wykorzystać astrosejsmologię. Będą szukać fal dźwiękowych docierających z powierzchni gwiazdy aby zbadać, co dzieje się w jej wnętrzu. Korzystając z MESA spróbują się dowiedzieć, co by było, gdyby Betelgeza jednak posiadała towarzysza, który został przez nią pochłonięty.

Źródło:
Obserwatrium McDonalda

Opracowanie:

Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

9 grudnia 2016

Odkryto najmasywniejszy układ podwójny gwiazd neutronowych w projekcie Einstein@home

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył najbardziej masywny układ podwójny gwiazd neutronowy dzięki projektowi przeliczania rozproszonego Einstein@home, z danych uzyskanych z radioteleskopu w Arecibo.

Prawie 25.000 lat świetlnych stąd, dwie martwe gwiazdy, każda z nich znacznie masywniejsza niż nasze Słońce, lecz o średnicy zaledwie 20 km, orbitują wokół siebie w czasie krótszym, niż 5 godzin. Ta niezwykła para skrajnych obiektów, znanych jako gwiazdy neutronowe, została odkryta przez międzynarodowy zespół naukowców - w tym także badaczy z Max Planck Institute for Radio Astronomy - oraz wolontariuszy z projektu przeliczania rozproszonego Einstein@home. Ich odkrycie jest najnowszym dodatkiem do krótkiej listy zaledwie 14 układów podwójnych tego typu oraz najbardziej masywnym z nich.

Układ podwójny gwiazd neutronowych jest ważnym kosmicznym laboratorium umożliwiającym niektóre z najbardziej precyzyjnych testów ogólnej teorii względności Einsteina. Odgrywają także istotną rolę jako potencjalne źródła fal grawitacyjnych dla detektorów LIGO. Gwiazdy neutronowe są wysoko namagnesowanymi oraz bardzo gęstymi pozostałościami po wybuchach supernowych. Jak szybko wirujące kosmiczne latarnie morskie, emitują wiązki promieni radiowych w przestrzeń kosmiczną. Jeżeli zdarzy się tak, że Ziemia znajdzie się na linii jednej z takich wiązek, wielkie radioteleskopy mogą wykryć gwiazdę neutronową jako pulsujące źródło niebieskie: pulsara radiowego.

Większość z prawie 2.500 znanych pulsarów radiowych występuje pojedynczo. Tylko 255 występuje w układach podwójnych, w towarzystwie gwiazdy i zaledwie co dwudziesty z nich orbituje wokół innej gwiazdy neutronowej. Tak rzadkie układy podwójne gwiazd neutronowych są idealnymi laboratoriami dla fundamentalnej fizyki, umożliwiającymi pomiary, które nie są możliwe do wykonania w jakimkolwiek ziemskim laboratorium. Dlatego naukowcy potrzebują tak dużych radioteleskopów, jak ten w Arecibo oraz danych z analitycznych “maszyn”, takich, jak Einstein@home, aby dowiedzieć się, jak wiele z tych ciekawych obiektów jest prawdopodobnych.

Nowe odkrycie zostało dokonane dzięki wykorzystaniu danych z radioteleskopu Arecibo. Konsorcjum PALFA i międzynarodowy zespół naukowców prowadzili badania nieba w poszukiwaniu nowych pulsarów radiowych. Przegląd PALFA odkrył dotąd 171 takich pulsarów. Dane są również analizowane przez projekt przeliczania rozproszonego Einstein@home, który dokonał 31 z tych odkryć.

Einstein@home łączy moc obliczeniową ponad 40.000 ochotników z całego świata na ich 50.000 laptopach, komputerach i smartfonach. Projekt jest jednym z największych rozproszonych a jego moc obliczeniowa 1,7 PetaFlop/s stawia go wśród 60 największych superkomputerów na świecie. Po pierwszym odkryciu układu podwójnego przez Einstein@home w lutym 2012 roku, naukowcy PALFA obserwowali układ kilkakrotnie przy użyciu radioteleskopu Arecibo, precyzyjnie mierząc orbitę pulsara radiowego, który wiruje 37 razy na sekundę. Ich obserwacje pokazały, że obiekt zwany PSR J1913+1102 składa się z dwóch gwiazd obiegających się w czasie krótszym, niż 5 godzin po nieco eliptycznej orbicie.

Naukowcy wywnioskowali, że pole magnetyczne tego pulsara jest kilka milionów razy większe od ziemskiego. Jest stosunkowo słabe jak na gwiazdę neutronową i wskazuje na akrecję materii z gwiazdy towarzyszącej w odległej przeszłości. Epizod ten mógł mieć również wpływ na to, że orbita układu stała się bardziej kołowa. Obserwowana eliptyczność orbity może świadczyć o wybuchach towarzysza jako supernowa, po czym została gwiazda neutronowa. Wybuch supernowej nie zakłócił układu podwójnego, ale przyczynił się do eliptyczności jego orbity.

Badacze zmierzyli efekt ogólnej teorii względności Einsteina w układzie podwójnym. Podobnie jak orbita Merkurego wokół Słońca, eliptyczna orbita pulsara radiowego rotuje z upływem czasu. Ale podczas, gdy orbita Merkurego zmienia się zaledwie o 0,0001 stopnia rocznie, orbita J1913+1102 zmienia się 47.000 razy szybciej: 5,6 stopnia na rok. Skala tego zjawiska zależy od łącznej masy pulsara i jego towarzysza, co umożliwia pomiary tej wielkości.

Przy całkowitej masie 2,88 masy Słońca, odkrycie to bije aktualny rekord całkowitej masy znanych układów podwójnych gwiazd neutronowych. Naukowcy spodziewają się, że pulsar jest cięższy od swojego towarzysza, ale na podstawie bieżących obserwacji nie są w stanie określić masy poszczególnych składników układu. Dalsze obserwacje pozwolą na wykonanie tych pomiarów.

Jeżeli pulsar rzeczywiście okaże się być bardziej masywny niż towarzysz, układ ten będzie różnił się znacznie od wszystkich innych znanych układów podwójnych gwiazd neutronowych. W takim przypadku będzie to najbardziej znane laboratorium do testowania teorii grawitacji alternatywnej do ogólnej teorii względności Einsteina.

Gdy gwiazdy neutronowe krążą wokół siebie, ich orbity się kurczą, ponieważ układ emituje fale grawitacyjne. Pomiary tego efektu mogą pozwolić na określenie masy zarówno pulsara jak i jego towarzysza. Naukowcy mają zamiar dowiedzieć się więcej na temat mało znanej ewolucji tego typu układów podwójnych oraz nieznanych właściwości materii w gęstych jądrach atomowych. Odkrycia takie jak to, są także interesujące dla ery astronomicznej fal grawitacyjnych, która rozpoczęła się we wrześniu 2015 roku pierwszą bezpośrednią detekcją fal grawitacyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instytut Alberta Einsteina w Hannowerze

Urania - Postępy Astronomii

8 grudnia 2016

Czy zaobserwowana gwiazda neutronowa potwierdza 80-letnie kwantowe przewidywania?

Naukowcy przez dekady szukali potwierdzenia dziwnego efektu kwantowego pierwszy raz przewidzianego już w 1936 roku. Czy w końcu znaleźli dowód potwierdzający go?

Zespół astronomów twierdzi, że gwiazda neutronowa zlokalizowana 300 lat świetlnych od nas może być dowodem na istnienie wirtualnych cząstek elementarnych, które pojawiają się i od razu przestają istnieć. Takie wnioski wysunęli po obserwacjach tej gwiazdy. Odkrycie to zweryfikowało prognozy sprzed 80 lat dotyczące fundamentalnej teorii kwantowej, która opisuje dziwny świat bardzo małych cząstek. Jednak nie wszyscy są przekonani, że naukowcy mają niezbite dowody na potwierdzenie.

Gdy Paul Dirac napisał równanie elektrodynamiki kwantowej (quantum electrodynamics - QED), sformułował fundamentalną teorię fizyki, która leży u podstaw naszej wiedzy na temat cząstek elementarnych. W 1928 roku prognozowano, że każda cząstka ma partnera antymaterii (cząstkę o tej samej masie ale przeciwnym ładunku).

Fizyk Carl Anderson odkrył antycząstkę elektronu, zwaną pozytonem, za co potem otrzymał Nagrodę Nobla. Jednym z założeń QED jest, że próżnia przestrzeni może roić się od cząstek tymczasowych. Ze względu na niepewność zmienności świata kwantowego, cząstki elementarne powinny pojawiać się wraz ze swoimi anty-partnerami i natychmiast wzajemnie anihilować. W 1936 roku fizycy doszli do wniosku, że te tak zwane wirtualne cząstki, które istnieją zaledwie niewielki ułamek sekundy, mogą mieć wymierny wpływ na światło, obracając jego polaryzację w taki sam sposób, jak ciekłe kryształy w wyświetlaczach LCD. Ten efekt kwantowy znany jest jako dwójłomność próżni. Chociaż istnienie dwójłomności próżni okazało się trudne do bezpośredniego udowodnienia, fizycy ogólnie przyjęli, że jest to realne.

Gwiazdy neutronowe jak kosmiczne laboratorium
Do pomiaru dwójłomności próżni wymagane jest niezwykle silne pole magnetyczne, czego obecnie nie da się uzyskać w laboratorium. Ale mamy kosmiczne laboratorium, jakim są gwiazdy neutronowe. Są to bardzo gęste pozostałości po jądrach masywnych gwiazd o potężnych polach magnetycznych, wzmacniające efekt dwójłomności próżni do mierzalnego poziomu. Roberto Mignani z Narodowego Instytutu Astrofizyki w Mediolanie oraz z Uniwersytetu Zielonogórskiego, wraz z kolegami wykorzystał Bardzo Duży Teleskop (VLT) w Chile do obserwacji jasnej, pobliskiej gwiazdy neutronowej RX J1856.5-3754.

Nie wiemy, jak gwiazda jest zorientowana w stosunku do Ziemi - czy rotuje krawędzią do naszej linii pola widzenia czy też kieruje tylko jeden ze swoich biegunów w naszą stronę. Potwierdzenia na dwójłomność próżni mogą mieć związek ze sposobem jej obserwacji. Powierzchnia gwiazdy neutronowej jest tak gorąca, że chociaż emituje światło widzialne, najsilniej świeci w promieniach rentgenowskich. Zatem gdy dwójłomność nie ma wpływu na światło widzialne, będzie znacznie bardziej wpływać na promieniowanie rentgenowskie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Sky and Teleskope

Urania - Postępy Astronomii

26 listopada 2016

Najsłabsza galaktyka satelitarna Drogi Mlecznej odkryta

Badacze z Tohoku University kierowali międzynarodowym zespołem w odkryciu ekstremalnie słabej satelitarnej galaktyki karłowatej Drogi Mlecznej. Odkrycie to było częścią Subaru Strategic Survey, badania mającego na celu zmaksymalizowanie wyszukiwania galaktyk satelitarnych Drogi Mlecznej. W badaniach wykorzystywana jest Hyper Suprime-Cam (HSC) - duża kamera cyfrowa na 8,2-metrowym teleskopie Subaru.

Absolwent Tohoku University, Daisuke Homma odkrył wraz z międzynarodowymi współpracownikami galaktykę, którą nazwano Virgo I. Znajduje się ona w kierunku gwiazdozbioru Panny (łac. Virgo), ma jasność absolutną -0,8 magnitudo i być może jest najsłabszą odkrytą galaktyką satelitarną. Odkrycie to sugeruje, że istnieje duża liczba jeszcze nieodkrytych galaktyk satelitarnych w halo Drogi Mlecznej i zapewnia ważny wgląd w formowanie się galaktyk poprzez hierarchiczne gromadzenie się ciemnej materii.

Obecnie zidentyfikowano prawie 50 galaktyk satelitarnych Drogi Mlecznej. Około czterdzieści z nich jest słabe i rozmyte i należą do tak zwanej grupy “karłowatych galaktyk sferycznych”. Wiele współcześnie odkrywanych galaktyk karłowatych, zwłaszcza tych widzianych w systematycznych przeglądach fotometrycznych takich, jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS) czy Dark Energy Survey (DES), ma bardzo słabą jasność absolutną w paśmie widzialnym poniżej -8 mag. Te obiekty nazywane są “bardzo słabymi galaktykami karłowatymi”. Jednakże poprzednie poszukiwania wykorzystywały teleskopy o średnicy 2,5-4 metrów, więc zostały zidentyfikowane tylko satelity stosunkowo bliskie Słońca lub te o większej magnitudo.

Połączenie dużej apertury (8,2-metra) teleskopu Subaru i rozległego pola widzenia kamery HSC jest atutem w tym badaniu. To umożliwia efektywne poszukiwania bardzo słabych satelitarnych galaktyk karłowatych na dużym obszarze nieba. Pierwszym krokiem w poszukiwaniu nowych galaktyk karłowatych jest określenie gęstości gwiazd na niebie, używając danych fotometrycznych. Kolejny krok to ocenienie, że nadmierna gęstość nie jest wynikiem przypadkowych zestawień niepowiązanych gęstych obszarów na linii pola widzenia ale prawdziwym układem gwiazd. Standardową metodą dokonania tego jest szukanie charakterystycznego rozkładu gwiazd na wykresie kolor-magnitudo (porównywalnym do diagramu H-R).

Odkrycie Virgo I
Zespół badaczy ma dokładnie zbadane wcześniejsze dane z Subaru Strategic Survey wraz z kamerą HSC. Odkryli pozorną gęstość gwiazd w Pannie o bardzo wysokim znaczeniu statystycznym, pokazującą charakterystyczną próbkę starożytnych systemów gwiezdnych na diagramie kolor-magnitudo. Co zaskakujące, Virgo I jest jedną z najsłabszych galaktyk satelitarnych o jasności absolutnej -0,8 mag w zakresie fal optycznych. Jest to faktycznie galaktyka, gdyż przestrzennie jej promień wynosi 124 lata świetlne - więcej, niż gromady kuliste o porównywalnej jasności.

Najsłabszymi galaktykami satelitarnymi zidentyfikowanymi do tej pory były Segue 1, odkryta przez SDSS (-1,5 mag) i Cetus II, odkryta przez DES (0,0 mag). Ta druga wciąż oczekuje na potwierdzenie, ponieważ jest zbyt zwarta jak na galaktykę. Virgo I może okazać się ostatecznie najsłabszą dotąd odkrytą galaktyką satelitarną. Znajduje się w odległości 280.000 lat świetlnych od Słońca. Tak odległa galaktyka o tak słabej jasności nie została zidentyfikowana we wcześniejszych przeglądach. Jest poza zasięgiem SDSS, który poprzednio badał ten obszar w kierunku konstelacji Panny.

Źródło:
Subaru Teleskop

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

11 listopada 2016

Uchwycić nieuchwytne

Pierwszy raz współpracując razem, kosmiczne teleskopy Spitzer i Swift połączyły siły aby obserwować zjawisko mikrosoczewkowania w chwili, gdy odległa gwiazda jaśnieje dzięki polu grawitacyjnemu innego obiektu kosmicznego. Technika mikrosoczewkowania jest używana do poszukiwania mało masywnych ciał krążących wokół gwiazd, na przykład planet. W tym przypadku obserwacje pokazały brązowego karła.

Brązowe karły są uważane za brakujące ogniwo pomiędzy planetami i gwiazdami, z masami powyżej 80 mas Jowisza. Jednak centrum brązowego karła nie jest wystarczająco gorące czy gęste, aby wygenerować energię w postaci fuzji termojądrowej, jak to ma miejsce w przypadku gwiazd. Co ciekawe, naukowcy odkryli, że dla gwiazd o masie zbliżonej do Słońca, mniej niż 1% posiada brązowego karła na orbicie o promieniu 3 AU (jednostek astronomicznych). Zjawisko to jest nazywane “pustynią brązowego karła”.

Nowo odkryty brązowy karzeł krążący wokół macierzystej gwiazdy może zamieszkiwać tę pustynię. Spitzer i Swift obserwowały zjawisko mikrosoczewkowania po tym, jak obiekt został dostrzeżony w eksperymencie OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment - eksperyment optycznego soczewkowania grawitacyjnego). Odkrycie tego brązowego karła o nazwie OGLE-2015-BLG-1319 było pierwszą obserwacją zjawiska mikrosoczewkowania wykonaną przy jednoczesnej współpracy dwóch teleskopów kosmicznych.

Astronomowie chcą zrozumieć, w jaki sposób brązowe karły formują się wokół gwiazd, oraz dlaczego istnieje luka, w której one się znajdują w stosunku do swoich gwiazd macierzystych. “Możliwe, że ‘pustynia’ nie jest tak sucha, jak myśleliśmy” - mówi Yossi Shvartzvald z Jet Propulsion Laboratory.

Czym jest mikrosoczewkowanie?
W zjawisku mikrosoczewkowania źródłowa gwiazda tła służy jako latarka. Gdy masywny obiekt przechodzi przed gwiazdą tła na linii pola widzenia, gwiazda tła jaśnieje, ponieważ obiekt pierwszoplanowy odchyla i skupia jej światło. W zależności od masy obiektu gwiazda tła może na krótko ukazać się jako nawet tysiąc razy jaśniejsza niż jest w rzeczywistości.

Jednym ze sposobów na lepsze zrozumienie właściwości systemu soczewkującego jest obserwowanie zjawisk mikrosoczewkowania z więcej niż jednego punktu obserwacyjnego. Mając wiele teleskopów do zapisu pojaśnienia gwiazdy tła, astronomowie mogą wykorzystać paralaksę (pozorna różnica w położeniu obiektu widzianego z dwóch punktów w przestrzeni - gdy trzymasz palec przed nosem i patrzysz na niego raz prawym raz lewym okiem, wydaje się zmieniać swoje położenie na tle dalszego obiektu. Gdy patrzysz jednocześnie obojgiem oczu - palec znajduje się w tym samym miejscu). W kontekście mikrosoczewkowania, obserwowanie tego samego zdarzenia z dwóch lub więcej znacznie oddalonych od siebie lokalizacji, spowoduje różne typy powiększenia.

Nowe badania
Spitzer obserwował układ podwójny zawierający brązowego karła w lipcu 2015 r., przez dwa ostatnie tygodnie kampanii obserwacyjnej mikrosoczewkowania wykonywanej przez kosmiczne teleskopy. Podczas gdy Spitzer znajduje się w odległości 1 AU od Słońca, na orbicie okołosłonecznej, podążając za Ziemią, Swift krąży na niskiej orbicie okołoziemskiej. Swift również obserwował układ podwójny pod koniec czerwca 2015 r. w tej kampanii, przez mikrosoczewkowanie, pierwszy raz obserwując tego typu zjawisko. Ponieważ Swift nie znajduje się daleko w porównaniu z teleskopami naziemnymi, zjawisko paralaksy w tym przypadku nie mogło być zastosowane. Dlatego naukowcy zdecydowali się połączyć obserwacje razem z obserwacjami Spitzera.

Łącząc dane obserwacyjne z teleskopów naziemnych oraz kosmicznych, naukowcy ustalili, że nowo odkryty brązowy karzeł jest 30-65 razy masywniejszy od Jowisza. Odkryli także, że ów brązowy karzeł krąży wokół karła typu K, gwiazdy o masie około połowy masy Słońca. Astronomowie w oparciu o dane odkryli dwie możliwe odległości pomiędzy brązowym karłem a jego gwiazdą macierzystą: 0,25 AU i 45 AU. Odległość 0,25 AU umieściła by ten układ w pustyni brązowego karła.

Źródło:
Spitzer

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

8 listopada 2016

Odległe galaktyki widoczne dzięki soczewkowaniu grawitacyjnemu

Nigdy wcześniej nie wykonano astrofizycznych pomiarów światła tak wysokiej energii z tak daleka. Około 7 miliardów lat temu doszło do potężnej eksplozji czarnej dziury w centrum Galaktyki. Efektem był wybuch promieniowania gamma o wysokim natężeniu. Wiele teleskopów, w tym także MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope), uchwyciło to światło. Przy okazji było to kolejne potwierdzenie Ogólnej Teorii Względności Einsteina, gdyż promienie światła po drodze na Ziemię napotkały mniej odległą galaktykę, co spowodowało ich odchylenie w procesie tak zwanego soczewkowania grawitacyjnego.

Obiekt QSO B0218+357 jest blazarem, typem czarnej dziury. Badacze zakładają, że w centrum każdej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura. Czarne dziury, na które ciągle opada materia, nazywamy aktywnymi czarnymi dziurami. Emitują one ekstremalnie jasne dżety. Gdy taki wybuch zostanie skierowany w stronę Ziemi, używamy pojęcia blazar.

QSO B0218+357 został odkryty 14 lipca 2014 roku przez Large Area Telescope (LAT) satelity Fermi. Zdarzenie to miało miejsce 7 miliardów lat temu. Tuż po pierwszym wykryciu blazara, wszystkie teleskopy naziemne obserwujące w promieniach gamma zostały skierowane w tamtą stronę. Wśród nich był też MAGIC, znajdujący się na Wyspach Kanaryjskich, który specjalizuje się w obserwacjach promieniowania gamma wysokich energii. Może uchwycić fotony, których energia jest 100 miliardów razy wyższa niż fotonów emitowanych przez nasze Słońce oraz tysiąc razy wyższa, niż zmierzona przez Fermi-LAT.

Ponieważ w tym czasie trwała pełnia Księżyca, MAGIC nie mógł prowadzić obserwacji. 11 dni później nadarzyła się okazja. Jednak promienie gamma emitowane przez QSO B0218+357 nie były dokładnie skierowane na Ziemię. Miliard lat po wyruszeniu, osiągnęły galaktykę B0218+357G. I tutaj pojawia się Ogólna Teoria Względności Einsteina. Pokazuje ona, że duże masy we Wszechświecie, jak na przykład galaktyki, uginają światło obiektu znajdującego się za nimi. Dodatkowo, światło jest ogniskowane jakby przez olbrzymią soczewkę optyczną, przez co obiekt wydaje się być jaśniejszy ale także nieco zniekształcony. Promienie światła potrzebują także różnych okresów czasu aby przejść przez soczewkę, w zależności od kąta obserwacji.

Owo soczewkowanie grawitacyjne było powodem, dzięki któremu MAGIC był zdolny do mierzenia QSO B0218+357 - najodleglejszego obiektu obserwowanego w widmie wysokoenergetycznego promieniowania gamma. Dzięki obserwacjom przeprowadzonym w 2012 z teleskopu Fermi oraz innych teleskopów radiowych astronomowie widzieli, że drugi sygnał nadejdzie 11 dni później. “Pierwszy raz byliśmy w stanie stwierdzić, że wysokoenergetyczne fotony były odchylane przez soczewkę grawitacyjną” - mówi Julian Sitrek z Uniwersytetu Łódzkiego, który przewodził badaniami.

Fakt, że promieniowanie gamma o tak wysokiej energii z odległego ciała niebieskiego osiągnęło atmosferę ziemską, wcale nie jest taki oczywisty. Wiele promieni gamma jest traconych w wyniku oddziaływania z fotonami pochodzącymi z galaktyk czy gwiazd, i mają niższą energię. Wraz z obserwacjami MAGIC część Wszechświata, obserwowana w promieniach gamma, podwoiła się.

Źródło:
phys.org

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

30 października 2016

Młody układ gwiezdny uchwycony w akcie tworzenia

Po raz pierwszy w historii astronomowie zobaczyli fragmentujący się gazowy dysk materii wokół młodej gwiazdy w układzie wielokrotnym. Naukowcy spodziewali się zobaczyć taki proces w działaniu, spowodowany przez niestabilność grawitacyjną, ale nowe obserwacje z ALMA i VLA ukazały proces w akcji.

Badania bezpośrednio potwierdzają wniosek, że istnieją dwa mechanizmy tworzenia się układów wielokrotnych gwiazd. Jest to fragmentacja dysków protoplanetarnych (taka, jaką widzimy w tym przypadku), oraz rozdrobnienie większych obłoków gazu i pyłu, z których powstają młode gwiazdy.

Gwiazdy formują się w gigantycznych obłokach gazu i pyłu w czasie, gdy materia w chmurze zapada się grawitacyjnie w gęste jądra, które zaczynają czerpać dodatkową materię do wewnątrz. Opadająca materia formuje dysk rotujący wokół młodej gwiazdy. Ostatecznie młoda gwiazda gromadzi wystarczającą ilość masy, aby wytworzyć temperaturę i ciśnienie w swoim centrum, które wywołają reakcje termojądrowe.

Wcześniejsze badania wskazywały, że układy wielokrotne zwykle mają towarzysza, w stosunkowo bliskiej odległości (około 500-krotna odległość Ziemia - Słońce), bądź znacznie dalszej, ponad 1000-krotna odległość Ziemia - Słońce. Astronomowie sądzą, że różnice w odległościach są wynikiem różnych mechanizmów formacji. Większe dystanse w układach formują się podczas, gdy wielkie obłoki fragmentują się w trakcie turbulencji, a współczesne obserwacje potwierdzają to założenie.

Ciaśniejsze układy są efektem fragmentacji mniejszych dysków okrążających młode protogwiazdy, ale wnioski te oparto głównie na względnej bliskości gwiezdnych towarzyszy. Teraz astronomowie mogą obserwować taką fragmentację dysku.

Astronomowie z Uniwersytetu Arizona używali radioteleskopów ALMA i VLA do badania młodego, potrójnego układu gwiazd zwanego L1448 IRS3B, znajdującego się w obłoku gazu w gwiazdozbiorze Perseusza, oddalonego około 750 lat świetlnych od Ziemi. Najbardziej centralna z układu gwiazda jest oddalona od dwóch pozostałych odpowiednio o 61 i 183 odległości Ziemia - Słońce. Wszystkie trzy gwiazdy są otoczone przez dysk materii, które ALMA ukazuje jako spiralną strukturę świadczącą o niestabilności w dysku.

Naukowcy sądzą, że cały dysk ma mniej niż 150.000 lat. Ich analizy zakładają, że jest on niestabilny a najbardziej od siebie oddalone protogwiazdy mogły powstać zaledwie 10.000-20.000 lat temu. Astronomowie wnioskują, że badając dalej układ L1448 IRS3B, otrzymają bezpośrednie obserwacyjne dowody na to, że fragmentacja dysku może produkować młode układy wielokrotne gwiazd na bardzo wczesnym etapie ich rozwoju.

Źródło:
ALMA Observatory

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

22 października 2016

Najstarszy znany dysk protoplanetarny

Grupa społeczności naukowców i zawodowych astronomów, w tym Jonathan Gagné z Carnegie, połączyła siły by odkryć niezwykłe „łowisko” egzoplanet. Odkryli oni gwiazdę otoczoną przez najstarszy znany dysk protoplanetarny.

Kierowany przez Stevena Silverberga z Universytetu Oklahoma zespół opisał nowo zidentyfikowanego czerwonego karła z gorącym dyskiem protoplanetarnym, powiązanym z młodym układem planetarnym. Dyski protoplanetarne wokół czerwonych karłów takich jak te są rzadkością, ale gwiazda o nazwie AWI0005x3s wydaje się posiadać trwały dysk przez wyjątkowo długi czas. Odkrycie zostało opublikowane w The Astrophysical Journal Letters.

Większość tego typu dysków zanika w czasie krótszym niż 30 milionów lat. Ten czerwony karzeł jest kandydatem na członka asocjacji gwiezdnej Carina, z czego wynika, że ma 45 milionów lat (jak reszta gwiazd w grupie). To jest najstarszy układ czerwonego karła z dyskiem, jaki astronomowie obserwują w podobnej asocjacji.

Odkrycia dokonała społeczność naukowców z Disk Detective, projektu kierowanego przez dr Marca Kuchnea z NASA/GSFC, który jest przeznaczony do znajdywania nowych dysków protoplanetarnych. Projekt polega na tym, że użytkownicy dokonują klasyfikacji, przeglądając dziesięciosekundowe filmy, z danymi z przeglądów NASA, w tym misji Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) i projektu Two-Micron All Sky Survey (2MASS). Od czasu uruchomienia strony projektu w czerwcu 2014 roku, ponad 30.000 naukowców uczestniczyło w tym projekcie, wykonując około 2 miliony klasyfikacji obiektów niebieskich.

Bez pomocy społeczności i naukowców badania tych obiektów były by trudne. Misja WISE sama tylko odkryła 747 milionów obiektów, spośród których spodziewanych jest, że kilka tysięcy będzie posiadać dyski protoplanetarne.

Ustalenie wieku gwiazdy może być trudne lub niemożliwe. Jednakże asocjacja Carina, w której znaleziono tego czerwonego karła, jest grupą gwiazd poruszających się przez Galaktykę, co wskazuje, że wszystkie powstały mniej więcej w tym samym czasie, w jednym miejscu. Astronomowie opracowali test, który pokazał tego nowo odkrytego czerwonego karła oraz jego dysk jako prawdopodobną część asocjacji Carina, co było kluczowe w ustaleniu jego zaskakującego wieku.

Zaskakującym jest zaobserwowanie dysku protoplanetarnego wokół gwiazdy, która może mieć 45 milionów lat, ponieważ zwykle zanikają one w przeciągu kilku milionów lat. Potrzebne będzie więcej obserwacji aby określić, czy gwiazda jest naprawdę tak stara, jak szacują astronomowie, a jeżeli okaże się że tak, z pewnością stanie się ona punktem odniesienia dla rozumienia czasu życia dysków. Wiedza, że gwiazda i jej dysk są tak stare, może pomóc naukowcom zrozumieć, dlaczego dyski wokół karłów typu M są taką rzadkością.

Ta gwiazda, jak i jej dysk, są interesujące jeszcze z innego powodu: możliwość, że posiada planety pozasłoneczne. Większość z odkrywanych przez teleskopy planet pozasłonecznych znajduje się w dyskach podobnych do tego przy czerwonym karle. Co więcej, gwiazda ta jest tego samego typu widmowego, co Proxima Centauri, najbliższa sąsiadka Słońca, która posiada egzoplanetę, słynną Proxima B.

Źródło:
phys.org

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

16 października 2016

Rozwój supermasywnych czarnych dziur napędzany gęstymi gazowymi dyskami

Zespół naukowców z Uniwersytetu w Tokio oraz ich współpracownicy, korzystając z teleskopów ALMA i innych, obserwujących kosmos na falach radiowych wykazał, że gęste molekularne dyski gazowe o rozmiarach kilkuset lat świetlnych, zlokalizowane w centrach galaktyk dostarczają gaz do znajdujących się tam supermasywnych czarnych dziur. Odkrycie to ujawnia ważne informacje na temat rozwoju czarnych dziur na przestrzeni czasu.

Supermasywne czarne dziury ponad milion razy masywniejsze od Słońca istnieją w centrach wielu galaktyk, ale nie jest jasne, jak do tego doszło. Znany był związek pomiędzy tempem, w jakim gwiazdy powstają w centralnych obszarach galaktyk a ilością gazu, który wpada do supermasywnych czarnych dziur. Doprowadziło to niektórych naukowców do sugestii, że aktywność zaangażowana w formowanie się gwiazd napędza rozwój czarnych dziur.

Badacze z Tokio odkryli po raz pierwszy, korzystając z danych uzyskanych z ALMA oraz z innych teleskopów, że gęste gazowe dyski molekularne zajmują regiony o rozmiarach kilku lat świetlnych w centrach galaktyk, dostarczając gaz bezpośrednio do czarnych dziur. Zespołowi udało się także wyjaśnić, zgodnie z modelem teoretycznym, że obserwowane rzeczywiste zmiany w poziomach gazu były wynikiem rosnącej ilości gazu opadającego do supermasywnych czarnych dziur wewnątrz gazowych dysków wzmacnianych przez silne turbulencje generowane przy wybuchu supernowych, gdy gwiazd znajdująca się wewnątrz gęstego dysku gazowego umiera.

Źródło:
Astronomy Now

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

11 października 2016

Hubble zagląda do centrum galaktyki spiralnej

Zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a pokazuje centralny obszar galaktyki spiralnej NGC 247. Jest to stosunkowo mała galaktyka w gwiazdozbiorze Wieloryba. Znajduje się 11 milionów lat świetlnych od nas i należy do tak zwanej Grupy Rzeźbiarza, luźnego zbioru galaktyk, która zawiera także bardziej znaną galaktykę NGC 253, zwaną Galaktyką Rzeźbiarz.

Jądro NGC 247 jest widoczne na tym zdjęciu jako jasne, białe skupisko otoczone mieszanką gwiazd, gazu i pyłu. Pył formuje ciemne skupiska i filamenty krzyżujące się na tle gwiazd, podczas gdy gaz jest formowany w jasne pętelki zwane regionami H II, rozsiane głównie w ramionach galaktyk i na obszarach zewnętrznych.

Galaktyka ta ukazuje jedną szczególnie niezwykłą i tajemniczą cechę, której nie widać na tym zdjęciu ale widoczna jest wyraźnie w szerokim przeglądzie galaktyk, takim jak obrazy z 2,2-metrowego teleskopu ESO MPG/ESO. Północna część dysku NGC 274 zawiera pozorną pustkę, lukę w zwykłym roju gwiazd i regionach H II, obejmującą prawie ⅓ całkowitej długości galaktyki.

Obszary te to gwiazdy w próżni ale bardzo różne od tych dookoła. Są znacznie starsze a w rezultacie dużo słabsze i bardziej czerwone. Oznacza to, że powstawanie gwiazd odbywa się w prawie całym dysku galaktyki, jak gdyby były zatrzymane w regionie próżni i nie przydarzyły się przez około miliard lat. Chociaż astronomowie nadal nie mają pewności, jak powstaje próżnia, ostatnie badania sugerują, że może być spowodowana oddziaływaniem grawitacyjnym z częścią innej galaktyki.

Źródło:
NASA

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

4 października 2016

Pulsary milisekundowe

Gdy gwiazda o masie około dziesięciu mas Słońca kończy swoje życie, wybucha jako supernowa pozostawiając po sobie gwiazdę neutronową. Gwiazdy neutronowe mają masy od jednej do kilkunastu mas Słońca, ale ich średnica to zaledwie kilkadziesiąt kilometrów. Wirują bardzo szybko a gdy są związane polem magnetycznym, naładowane cząsteczki emitują promieniowanie elektromagnetyczne w sposób przypominający latarnię morską. Promienie te czasem “omiatają” Ziemię z ogromną regularnością kilku sekund, lub nawet szybciej. Ten rodzaj gwiazd neutronowych nazywamy pulsarami. Są one dramatycznymi, potężnymi sondami supernowych, ich przodków i posiadaczy materii jądrowej w ekstremalnych warunkach, jakie istnieją w tych gwiazdach.

Pulsary milisekundowe to takie, które wirują bardzo szybko, z prędkością kilkuset obrotów na sekundę. Astronomowie wywnioskowali, że obiekty te muszą zwiększać swoją szybkość rotacji poprzez akrecję materii z pobliskiego gwiezdnego towarzysza. Obecnie znanych jest blisko 3.000 pulsarów milisekundowych. Około 5% z nich znajduje się w gromadach kulistych. Ich zatłoczone środowisko stwarza idealne warunki do formowania się gwiazd podwójnych, a prawie 80% pulsarów w gromadach kulistych to pulsary milisekundowe. Gromada kulista 47 Tucanae (47 Tuc) zawiera ich 25.

Astronom Maureen van den Berg z Center for Astrophysics był częścią zespołu astronomów badającego cztery niezwykłe podwójne pulsary milisekundowe w 47 Tuc, których parametry orbitalne były nieznane. Orbity są kluczem do zrozumienia ewolucji i powstawania pulsarów, ich transferu masy czy tempa przyspieszania a nawet sprecyzowania mas gwiazd. Naukowcy przeanalizowali dane radiowe z 519 obserwacji 47 Tuc, zgromadzone w ciągu 16 lat. Najkrótszy okres pulsara w tym zestawie wynosi 0,15 dnia, najdłuższy zaś 10,9 dnia, z orbitą bardziej kołową, niż ziemska. Astronomowie szacują, że pulsar podwójny powstaje prawdopodobnie wtedy, gdy gwiazda neutronowa napotka gwiazdę podwójną, przechwyci jej towarzysza a następnie rozpocznie proces akrecji materii od niego, aby stać się pulsarem. Inny, również prawdopodobny scenariusz jest taki, że podwójna para formuje się oraz razem ewoluuje. Naukowcy zakończyli podobne analizy dla trzech innych obiektów. Wyniki, pierwszy z serii artykułów dotyczących pulsarów milisekundowych w 47 Tuc, charakteryzują po raz pierwszy cztery z tych pulsarów, w tym jeden z najbardziej nietypowych, i dostarczają informacji, w jaki sposób obiekty te powstają oraz o warunkach środowiska wewnątrz gromad kulistych.

Źródło:
phys.org

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

27 września 2016

Mało masywne obiekty mogą pomóc udoskonalić teorię planetarnej ewolucji

Gdy gwiazda jest młoda, często jeszcze jest otoczona rotującym dyskiem gazu i pyłu, z którego mogą powstać planety. Astronomowie chcieliby odnaleźć takie dyski, aby móc uchwycić gwiazdę w momencie formowania się planet. Niezwykłym jest znalezienie takich dysków wokół brązowych karłów i gwiazd o małych masach. Zespół astronomów kierowanych przez Anne Boucher z Université de Montréal odkrył cztery nowe obiekty o niskiej masie, otoczone dyskami. Wyniki zostaną opublikowane w The Astrophysical Journal.

Trzy spośród czterech odkrytych obiektów są dość małe. Ich masy wahają się w przedziale między 13 a 18 mas Jowisza. Czwarty to już 120 mas Jowisza (Słońce ma masę ponad 1000 mas Jowisza). Znalezienie dysków wokół mało masywnych układów jest bardzo interesujące. Ponieważ obiekt istnieje poniżej pewnej granicy, którą definiuje się gwiazdę, i ciągle posiada dysk, co może oznaczać formowanie się planet, które mówi nam wiele o gwiezdnej i planetarnej ewolucji.

W dysku protoplanetarnym ziarna pyłu zderzają się i łączą tworząc cegiełki, które rosną w głazy, zwiększając rozmiary do planetoid - planetarnych zarodków - aż wreszcie do skalistych planet typu ziemskiego (niektóre z nich stają się jądrami dla gazowych olbrzymów). Astronomowie są w stanie zidentyfikować te typy dysków, w których rodzą się planety, ponieważ gwiazdy podgrzewają otaczający pył, co pozwala je obserwować przez teleskop z użyciem kamer na podczerwień.

Okazuje się, że w niektórych dyskach proces formowania planet już się zakończył. Dyski te złożone są z resztek pozostawionych z procesu zderzania się podczas formowania się planet, i kolejnych zderzeń powstałych już planet. Cały czas chłodniejszy, cieńszy pierścień otacza gwiazdę. Niektóre dyski stanowią nawet etap pośredni pomiędzy dyskami protoplanetarnymi a fazą pyłowej pozostałości.

Bardzo ważnym jest dla astronomów rozróżnienie między tymi typami dysków, bo wtedy lepiej wytyczyć ścieżkę narodzin i zmian w czasie systemów planetarnych, w tym naszego Układu Słonecznego. Zespół badaczy był w stanie ustalić, że wszystkie dyski otaczające cztery nowo odkryte mało masywne obiekty były w fazie formowania planet. Żaden nie był w tej drugiej fazie. Co ciekawe, dwa z nich są prawdopodobnie w wieku 42-45 milionów lat, co czyni je najstarszymi obiektami otoczonymi dyskami protoplanetarnymi.

Astronomowie muszą się jeszcze wiele nauczyć o dyskach protoplanetarnych wokół mało masywnych obiektów. Mają nadzieję prowadzić dalsze badania nad nimi by mieć możliwość dowiedzenia się, jakie procesy w nich zachodzą i czy będą dobrym celem dla łowców planet.

Źródło:
phys.org

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

22 września 2016

Co z ciemną materią?

W późnych latach ‘70 ubiegłego stulecia, astronomowie Vera Rubin i Albert Bosma niezależnie odkryli, że galaktyki spiralne rotują niemal ze stałą prędkością. Prędkość gwiazd i gazu wewnątrz galaktyki nie zmniejsza się wraz z promieniem, tak jak można by tego oczekiwać zgodnie z prawem Newtona czy poprzez rozkład widzialnej materii, lecz pozostaje stała. Takie płaskie krzywe rotacji są zwykle przypisywane niewidzialnej ciemnej materii otaczającej galaktyki.

Teraz zespół badaczy pod przewodnictwem Case Western Reserve University odnalazł nowe powiązania w galaktykach spiralnych i nieregularnych. Oto przyspieszenie obserwowane w krzywej rotacji jest ściśle skorelowane z przyspieszeniem grawitacyjnym przewidywanym tylko z widoczną masą a nie z ciemną materią. Odkrycia dokonano spośród 153 galaktyk spiralnych i nieregularnych, począwszy od gigantów, po karły, tych z masywnym centralnym zgrubieniem czy bez niego. Były tam również galaktyki składające się głównie z gwiazd bądź też prawie z samego gazu. Astronomowie twierdzą, że owa zależność, jaką odkryli, jest nowym naturalnym prawem. Ustalenia te mogą doprowadzić do innego pojmowania wewnętrznej dynamiki galaktyk.

Krzywa rotacji galaktyk została tradycyjnie wyjaśniona ad hoc poprzez hipotezy, że galaktyki są otoczone ciemną materią. Relacja odkryta przez zespół astronomów jest poważna i może być zgubnym wyzwaniem dla tej hipotezy, ponieważ pokazuje, że krzywe rotacji są dokładnie określone tylko przez rozkład zwykłej materii. Nic w standardowym modelu kosmologicznym tego nie przewiduje, i jest prawie niemożliwe aby wyobrazić sobie, jak ten model może być zmodyfikowany, by wyjaśnić bez odrzucenia całkowicie ciemnej materii.

Astronomowie prowadzili badania przez dziesięć lat. Zdjęcia w bliskiej podczerwieni zgromadzone przez teleskop Spitzera w ciągu pięciu lat pozwoliły im ustalić relację i pokazać, że zachodzi ona dla wszystkich 153 badanych galaktyk. Kluczem jest to, że światło w bliskiej podczerwieni emitowane przez gwiazdy jest bardziej miarodajne, niż światło widzialne, przy przekształceniu go w masę.

Naukowcy sporządzili wykres przyspieszenia radialnego obserwowanego w krzywych rotacji publikowanych przez wielu astronomów na przestrzeni 30 lat, w stosunku do przyspieszenia przewidywanego z obserwowanego obecnie rozkładu zwykłej materii. Obydwa pomiary pokazały pojedyncze, skrajnie mocne korelacje, nawet jeżeli ciemna materia hipotetycznie ma dominować grawitację. Prawo to wynika z uniwersalnej siły, jaką jest hipoteza MOND (Modified Newtonian Dynamics - zmodyfikowana dynamika newtonowska). Ale może to być też coś w rodzaju ciemnej materii, jak na przykład nadciekła ciemna materia.

Źródło:
phys.org

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

4 września 2016

XMM-Newton ujawnia wybuchową przeszłość Drogi Mlecznej

Gigantyczny bąbel otaczający centrum Drogi Mlecznej pokazuje, że sześć milionów lat temu supermasywna czarna dziura w naszej Galaktyce była w ogniu gwałtownych energii. Rzuca to również światło na ukryte miejsce “brakującej” materii Galaktyki. Oprócz tajemniczej ciemnej materii astronomowie musieli jeszcze znaleźć zwykłą - tak zwaną barionową - materię w Drodze Mlecznej. Było to możliwe m.in. dzięki XMM-Newton.

Dokładna analiza archiwalnych obserwacji wykazała, że istnieje ogromna ilość rozproszonej barionowej materii w Galaktyce. XMM-Newton odnalazł ją w postaci gazu o temperaturze miliona stopni, który przenika zarówno dyski Galaktyki, gdzie znaleziono większość gwiazd, jak również sferyczny obłok otaczający całą Drogę Mleczną. Obłok ten jest ogromny. Nasze Słońce znajduje się w odległości 26.000 lat świetlnych od centrum Galaktyk, natomiast obłok rozciąga się na co najmniej 200.000 - 650.000 lat świetlnych.

Fabrizio Nicastro, z Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astronomico di Roma, Włochy i jego koledzy, od ponad 15 lat byli na tropie brakujących barionów. Ich odkrycie pokazuje, że w Galaktyce jest wystarczająca ilość gorącego gazu, który jest za nie odpowiedzialny. Ponieważ nie emitują światła widzialnego, przez tak długi czas nie można było ich wykryć. Astronomowie odkryli je dzięki temu, że tlen w obłoku pochłania promienie rentgenowskie na bardzo specyficznej długości fali światła emitowanego przez odleglejsze ciała niebieskie.

Przeglądając dane XMM-Newton astronomowie odkryli coś jeszcze. Według fizyki grawitacyjnej gęstość gazu powinna zmniejszać się od centrum Galaktyki do jej brzegów. Tymczasem okazało się, że jest inaczej. Nicastro spędził trzy miesiące analizując dane w tym modelu. Próbując wszystkiego innego, przeniósł pik gęstości poza centrum Drogi Mlecznej. W odległości około 20.000 lat świetlnych od centrum model pasuje lepiej. Odległość ta równa jest wielkości dwóch dużych “balonów” promieniowania gamma, które rozciągają się na dziesiątki tysięcy lat świetlnych centrum naszej Galaktyki. Zostały odkryte w 2010 roku przez obserwatorium promieni gamma Fermi.

Nicastro skonstruował inny model gęstości, w którym centralny bąbel niskiej gęstości gazu rozciągał się na odległość 20.000 lat świetlnych. Gdy zastosował ten model do danych rentgenowskich, okazało się, że wszystko idealnie pasuje. Obserwacje te nasuwają wniosek, że coś wycisnęło gaz z centrum Galaktyki na zewnątrz, tworząc gigantyczną bańkę. Astronomowie wiedzą, że w centrum Drogi Mlecznej znajduje się uśpiona supermasywna czarna dziura. Ale bąbel sugeruje, że jeszcze 6 milionów lat temu było inaczej.

Supermasywna czarna dziura rwie gwiazdy i obłoki gazowe na kawałki, połykając zawartość. W tym procesie obiekty nagrzewają się i uwalniają ogromne ilości energii, która mogła otworzyć bąbel. Spoglądając szerzej na Wszechświat astronomowie widzą, że niewielki procent galaktyk posiada bardzo jasne jądro. Nazywane są aktywnymi jądrami galaktyk, i w wyniku badań astronomicznych wiemy już, nasza Galaktyka miła kiedyś takie.

Sześć milionów lat później, fala uderzeniowa wytworzona w wyniku tej aktywności przekroczyła rozmiar 20.000 lat świetlnych tworząc bąbel, który zobaczył XMM-Nwton. Tymczasem supermasywnej czarnej dziurze brakło pożywienia w okolicy i znowu zamilkła. Według Nicastron owo odkrycie jest silnym dowodem na to, że w przeszłości Droga Mleczna była bardziej aktywna, niż teraz.

Źródło:
ESA

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

28 sierpnia 2016

ALMA odkrywa bogactwo wewnątrz dysków gazowych wokół większych gwiazd

Astronomowie korzystający z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) zbadali dziesiątki młodych gwiazd podobnych do Słońca oraz innych, prawie dwukrotnie większych i odkryli, że te większe posiadają bogate zbiory tlenku węgla w swoich dyskach pyłowych. W odróżnieniu od nich, mało masywne gwiazdy podobne do Słońca mają dyski pyłowe praktycznie pozbawione gazu.

Odkrycie to stoi w sprzeczności z oczekiwaniami astronomów, którzy utrzymują, że silniejsze promieniowanie większych gwiazd powinno znieść gaz z ich obłoków pyłowych szybciej, niż stosunkowo łagodne promieniowanie mniejszych gwiazd. Może ono być także nowym spojrzeniem na proces formowania się planet olbrzymów wokół młodych gwiazd.

Dyski pyłowe znajdują się wokół gwiazd, które tracą swoje napełnione gazem dyski protoplanetarne, i rozpoczynają proces formowania się planet, asteroid, komet i innych planetozymali. Wokół młodych gwiazd wiele z tych nowo powstałych obiektów jeszcze osiada na orbitach i zderzając się produkuje wystarczającą ilość gruzu, by mógł powstać drugi dysk pyłowy.

Wcześniejsze pomiary spektroskopowe dysków pyłowych wykazały, że niektóre z nich miały nieoczekiwaną sygnaturę chemiczną, sugerującą nadmiar tlenku węgla. Odkrycie to było zaskakujące, ponieważ astronomowie wierzą, że gaz ten dawno powinien był zniknąć.

W poszukiwaniu wskazówek, dlaczego niektóre gwiazdy zachowują dysk bogaty w gaz, Jesse Lieman-Sifry i jego zespół przebadał 24 układy gwiazdowe w asocjacji OB gwiazdozbiorów Skorpiona i Centaura. To luźne gwiezdne skupiska znajdujące się kilkaset lat świetlnych od Ziemi, zawierające setki mało masywnych i średnio masywnych gwiazd. Nasze Słońce jest zaliczane do gwiazd mało masywnych.

Astronomowie zawęzili zakres poszukiwań do gwiazd w wieku około 10 milionów lat - na tyle starych, aby mogły wytworzyć pełen układ planetarny wraz z dyskiem pyłowym - i wykorzystali ALMA do zbadania błysków na submilimetrowej długości fali, pochodzących od tlenku węgla znajdującego się w gwiezdnych dyskach pyłowych.

Zespół prowadził badania w sumie przez sześć nocy pomiędzy grudniem 2013 r. a grudniem 2014 r., obserwując przez zaledwie 10 minut każdej nocy. W czasie tych badań osiągnięto najbardziej obszerne jak do tej pory pomiary interferometryczne na milimetrowych długościach fali.

Posiadając niewiarygodnie bogaty zbiór obserwacji, astronomowie znaleźli najbogatszy w gaz dysk w pojedynczym badaniu. Spośród próbki 24 dysków, naukowcy zauważyli trzy, które wykazywały silną emisję tlenku węgla. Ku ich zaskoczeniu, wszystkie trzy bogate w gaz dyski otaczały gwiazdy około dwukrotnie masywniejsze od Słońca. W żadnej z szesnastu mniejszych, podobnych do Słońca gwiazd z próbki nie ujawniono dysku z większym zapasem tlenku węgla. Obserwacje te sugerują, że bardziej prawdopodobne jest istnienie dysków ze złożami gazu wokół większych gwiazd, niż wokół tych podobnych do Słońca.

Odkrycie to jest sprzeczne z intuicją, ponieważ bardzo masywne gwiazdy zalewają swoje układy planetarne energetycznym promieniowaniem ultrafioletowym, które powinno zniszczyć dwutlenek węgla zalegający w ich dyskach pyłowych. Jednakże te nowe badania pokazują, że większe gwiazdy w jakiś sposób są zdolne zachować lub uzupełniać swoje zapasy tlenku węgla, m.in. poprzez zderzenia komet bądź odparowywania płaszcza lodowego ziaren pyłu.

Fakt istnienia tego gazu może mieć ważne znaczenie w procesie formowania się planet. Tlenek węgla jest głównym składnikiem atmosfery planet olbrzymów. Jego obecność w dysku pyłowym może oznaczać, że inne gazy, w tym wodór, też są obecne, ale być może w znacznie niższym stężeniu. Astronomowie przypuszczają, że jeżeli niektóre dyski pyłowe są w stanie utrzymać znaczne ilości gazu, może to zmienić przewidywany termin formowania się planet olbrzymów wokół młodych gwiazd.

Przyszłe obserwacje wysokiej rozdzielczości tych dysków bogatych w gaz mogą pozwolić astronomom wywnioskować lokalizację gazu w dysku, które mogą pomóc zrozumieć jego pochodzenie. Jeżeli gaz powstaje w wyniku zderzeń planetozymali, astronomowie powinni się skoncentrować na regionach dysku, w których do nich dochodzi. ALMA jest jedynym instrumentem zdolnym do uzyskiwania tego rodzaju zdjęć w wysokiej rozdzielczości.

Według Lieman-Sifry dyski te są tak różnorodne, jak układy planetarne im towarzyszące. Odkrycie, że niektóre dyski pyłowe wokół większych gwiazd zachowują tlenek węgla dłużej, niż te podobne do Słońca może zapewnić wgląd w to, jaką rolę odgrywa ten gaz w procesie firmowania się układów planetarnych.

Źródło:
ALMA Observatory

Urania -Postępy Astronomii

25 sierpnia 2016

Zaobserwowano masywną gwiazdę na wczesnym etapie życia

Astronomowie zaobserwowali rzadki przykład ekstremalnie masywnej gwiazdy na wczesnym etapie swojego życia, uzyskując nowe spojrzenie na to, w jaki sposób duże gwiazdy powstają i ewoluują.

Gwiazda znajduje się w odległości 11.000 lat świetlnych od Ziemi, ma masę 30 mas Słońca i ciągle rośnie. Astronomowie odkryli, że gwiazda nadal jest w procesie zbierania materii z macierzystego obłoku gazu i pyłu, co oznacza, że jest jeszcze dzieckiem w kosmicznych kategoriach i przypuszcza się, że będzie jeszcze bardziej masywna gdy “dorośnie”. Tego typu młode gwiazdy znane są jako protogwiazdy.

Ze względu na ich niezwykle duże rozmiary, protogwiazdy takie jak ta są dość ciężkie do zlokalizowania w naszej Galaktyce i trudne do badania, ponieważ żyją szybko, umierają młodo i znajdują się na ogół bardzo daleko od nas.

Przeciętna gwiazda, taka jak nasze Słońce, formuje się przez miliony lat. Masywne gwiazdy powstają znacznie szybciej - rzędu 100.000 lat. Wypalają swoje paliwo także znacznie szybciej niż przeciętne gwiazdy, więc ich całkowita długość życia jest również krótsza, co powoduje, że trudno je zaobserwować gdy są jeszcze gwiezdnymi noworodkami.

Astronomowie byli zdolni nie tylko uchwycić gwiazdę podczas kluczowego etapu jej powstawania. Ich wyniki pokazały, że masywne gwiezdne ciała, takie jak ta gwiazda powstają z wirującego dysku gazu i pyłu. Proces jest bardzo podobny do tego, jaki zachodził podczas formowania się znacznie mniejszych gwiazd, jaką jest na przykład nasze Słońce.

Korzystając z radioteleskopów Submillimeter Array (SMA) na Hawajach i Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku astronomowie znaleźli tę nową protogwiazdę w podczerwonym ciemnym obłoku, który jest idealnym rejonem do powstawania gwiazd ponieważ jest bardzo zimny i gęsty.

Z grubymi otaczającymi obłokami gazu i pyłu, obszary te są trudne do zaobserwowania z pomocą teleskopów. Jednak astronomowie byli w stanie zajrzeć przez gęste chmury i dokonać pomiaru promieniowania emitowanego z pyłu wokół gwiazdy oraz ich związków chemicznych. Wyniki badań wykazały obecność tzw. dysku keplerowskiego, który rotuje znacznie szybciej w centrum. Ten typ rotacji jest widoczny również w Układzie Słonecznym - planety wewnętrzne okrążają Słońce szybciej, niż planety zewnętrzne. Odkrycie takiego dysku wokół masywnej gwiazdy sugeruje, że powstają one w podobny sposób jak mniej masywne, takie jak np. Słońce.

Źródło:
space.com

Urania - Postępy Astronomii

21 sierpnia 2016

Nowa "strefa Złotowłosej" dla planet zdolnych do zamieszkania

Przez dziesięciolecia astronomowie uważali, że głównym czynnikiem przy określeniu, czy dana planeta jest zdolna podtrzymać życie jest jej odległość od gwiazdy macierzystej. W naszym Układzie Słonecznym, na przykład, Wenus znajduje się zbyt blisko a Mars zbyt daleko od Słońca, natomiast Ziemia jest we właściwym miejscu. Dystans ten naukowcy określają mianem ekostrefy lub strefy Złotowłosej.

Naukowcy sądzili także, że planety były zdolne do samoregulacji swojej wewnętrznej temperatury przez osłonę konwekcyjną - podpowierzchniowe przesuwanie się skał spowodowane wewnętrznym ogrzewaniem i chłodzeniem. Na początku planeta może być zbyt zimna lub zbyt gorąca, ale w końcu ustabilizuje się do odpowiedniej temperatury.

Nowe badania, których wyniki opublikowano 19 sierpnia b.r. w Science Advances sugerują, że sama ekosfera nie jest wystarczająca do podtrzymania życia. Potrzeba czegoś jeszcze. Planeta od początku musi posiadać właściwą temperaturę wewnętrzną.

Jeżeli zbierzemy wszystkie dane na temat ewolucji Ziemi na przestrzeni ostatnich kilku miliardów lat okaże się, że płaszcz konwekcyjny ma raczej obojętny wpływ na temperaturę wewnętrzną. Brak mechanizmu samoregulującego ma ogromne znaczenie dla zdolności do zamieszkania na planecie. Badania nad powstawaniem planet sugerują, że planety typu ziemskiego formują się w procesie wielokrotnych olbrzymich zderzeń a rezultat tych wysoce przypadkowych procesów jest bardzo zróżnicowany.

Taka różnorodność rozmiarów i temperatury wewnętrznej nie utrudniła by ewolucji planetarnej, jeżeli posiada ona samoregulujący się płaszcz konwekcyjny. Oceany i kontynenty nie istniałyby, gdyby wewnętrzna temperatura Ziemi nie była w ustalonym zakresie, co oznacza, że na początku swojej historii nie mogła być ani zbyt niska ani zbyt wysoka. Wniosek jest taki, że aby na planecie mogły zaistnieć warunki do powstania życia, od początku musi ona mieć właściwą temperaturę.

Źródło:
Yale University

Urania - Postępy Astronomii

15 sierpnia 2016

Hubble odkrywa parę galaktyk pochodzącą z kosmicznego pustkowia

Kosmiczny Teleskop Hubble’a odkrył dwie małe galaktyki karłowate, które przywędrowały z odległego kosmicznego pustkowia w zatłoczone rejony wypełnione galaktykami. Po trwającym miliardy lat spokoju, galaktyki gotowe są na “burzę” narodzin nowych gwiazd. Owe zdjęcia z Hubble’a mogą być przebłyskami tego, jakimi galaktyki karłowate mogły być w przeszłości. Badanie tych i podobnych im galaktyk może dostarczyć dalszych wskazówek dotyczących powstawania i ewolucji galaktyk karłowatych.

Obserwacje z Hubble’a sugerują, że obie galaktyki, zwane Pisces A i Pisces B, spędziły większość czasu swojego istnienia w Lokalnej Pustce, regionie Wszechświata słabo “usianego” galaktykami. Obszar ten ma rozmiar około 150 milionów lat świetlnych.

Pod wpływem stałej grawitacyjnej samotne galaktyki karłowate trafiły w region bardziej zatłoczony, w gęsty międzygalaktyczny gaz. W tym bogatym w gaz środowisku powstawanie gwiazd mogło zostać wywołane przez jego opadanie na galaktyki, gdy te sunęły przez gęstszy region. Inny scenariusz jest taki, że para napotkała na swojej drodze gazowe włókno, które skompresowało gaz w galaktykach i rozpoczęło proces powstawania gwiazd. Bazując na lokalizacji galaktyk zespół astronomów ustalił, że znajdują się one na skraju pobliskiego włókna gęstego gazu. Każda z tych galaktyk zawiera około 10 milionów gwiazd.

Jeżeli prawdą jest, że galaktyki te spędziły większość swojego życia w pustce, środowisko to zwolniłoby proces ich ewolucji. Dowodem na przebywanie w galaktycznej pustce jest zawartość wodoru w nich, która jest znacznie wyższa w porównaniu z podobnymi galaktykami. W przeszłości galaktyki zawierały większe stężenie wodoru jako paliwa niezbędnego w procesie tworzenia się gwiazd. Jednakże galaktyki te wydają się utrzymywać bardziej prymitywny skład, zamiast wzbogaconej kompozycji, jaką mają te współczesne, ze względu na mniej energiczny proces formowania się gwiazd w ich przeszłości. Są one również bardziej zwarte w porównaniu z galaktykami w naszym sąsiedztwie, w których proces powstawania gwiazd był bardziej typowy.

Galaktyki karłowate są małe i słabe, zatem znalezienie ich jest bardzo trudne. Astronomowie odnajdują je przy użyciu radioteleskopów przeznaczonych do pomiaru zawartości wodoru w Drodze Mlecznej. Obserwacje przechwytują tysiące małych bąbli gęstego wodoru. Większość z nich to gazowe obłoki wewnątrz naszej Galaktyki, ale astronomowie zidentyfikowali około 30-50 takich bąbli jako prawdopodobne galaktyki. Naukowcy wykorzystali teleskop WIYN znajdujący się w Arizonie, aby zbadać w świetle widzialnym 15 z najbardziej obiecujących kandydatów. Na podstawie tych obserwacji wybrali dwa, które były najbardziej prawdopodobnymi kandydatami na pobliskie galaktyki i analizowali je, używając Advanced Camera for Surveys teleskopu Hubble’a. Pozwoliło to astronomom potwierdzić, że Pisces A i Pisces B to rzeczywiście galaktyki karłowate.

Teleskop Hubble’a jest idealnie dostosowany do badania pobliskich, słabych galaktyk karłowatych, ponieważ może analizować poszczególne gwiazdy i pomóc astronomom oszacować galaktyczne odległości. Jest to ważne do określenia jasności, a przy tych obserwacjach Hubble’a także do obliczenia, jak daleko galaktyki znajdują się od najbliższych pustek. Pisces A leży w odległości 19 milionów lat świetlnych od Ziemi a Pisces B około 30 milionów lat świetlnych stąd.

Analiza kolorów gwiazd pozwoliła astronomom na prześledzenie historii powstawania obu galaktyk. Każda z nich zawiera około 20-30 jasnych, niebieskich gwiazd, co znaczy, że są bardzo młode - mniej niż 100 milionów lat. Naukowcy szacują, że mniej niż 100 milionów lat temu podwoiły one swoje tempo formowania się gwiazd. Powstawanie gwiazd może zostać znowu spowolnione, jeżeli galaktyki staną się galaktykami satelitarnymi innych, znacznie większych.

Źródło:
Hubblesite

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Urania - Postępy Astronomii

10 sierpnia 2016

Samotna młoda gwiazda

Samotna na kosmicznej drodze, z dala od jakiegokolwiek znanego obiektu astronomicznego, młoda, niezależna gwiazda znajduje się na etapie ogromnego tempa wzrostu.

Niezwykły obiekt, zwany CX330, po raz pierwszy został zaobserwowany jako źródło promieni rentgenowskich w 2009 roku przez Chandra X-Ray Observatory, w czasie badania zgrubienia centralnego Drogi Mlecznej. Dalsze obserwacje wykazały, że obiekt ten emitował również światło widzialne. Mając jedynie takie wskazówki, astronomowie nie mogli stwierdzić, co to za obiekt.

Gdy naukowcy zbadali obrazy w podczerwieni tego obszaru, uzyskane dzięki Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), zdali sobie sprawę z tego, że wokół obiektu znajduje się dużo gorącego pyłu, który musiał być ogrzewany przez wybuch.

Porównując dane z WISE z 2010 r. z danymi uzyskanymi dzięki teleskopowi Spitzer w 2007 roku astronomowie ustalili, że CX330 jest prawdopodobnie młodą gwiazdą, która wybuchała przez kilka lat. W rzeczywistości w okresie trzech lat jej jasność wzrosła kilkaset razy.

Astronomowie przejrzeli dane dotyczące obiektu uzyskane z różnych obserwatoriów, w tym naziemnego SOAR, oraz teleskopów Magellan i Gemini. Wykorzystali także duże teleskopy do przeglądu, takie jak VW i OGLE-IV, aby zmierzyć intensywność światła emitowanego z CX330. Dzięki połączeniu danych z różnych rodzajów obserwacji wyłonił się wyraźny obraz tego obiektu.

Zachowanie samotnej gwiazdy przypomina to FU Orionis, młodej wybuchającej gwiazdy, która miała wstępny trzymiesięczny wybuch w latach 1936-1937. Jednak CX330 jest bardziej zwarta, cieplejsza i bardziej masywna, niż obiekty podobne do FU Orionis. Bardziej wyizolowana gwiazda wyrzuca szybsze dżety materii, które utrzymują gaz i materię wokół niej. Gaz prawdopodobnie ogrzewa się do punktu, w którym jonizuje się, co prowadzi do szybkiego zwiększenia prędkości, z jaką materia opada na gwiazdę.

Najbardziej zaskakujące dla astronomów rzadkie obiekty FU Orionis oraz podobne do nich, położone są w rejonie formowania się gwiazd. Młode gwiazdy zwykle tworzą się i żywią z otaczającego je bogatego regionu gazu i pyłu w obłoku gwiazdotwórczym. Najbliższy CX330 podobny region gwiazdotwórczy znajduje się ponad 1000 lat świetlnych od niej.

Możliwe jest, że wszystkie te gwiazdy przechodziły przez dramatyczną fazę rozwoju w młodości, ale wybuchy są zbyt krótkie w kosmicznej skali dla ludzkich możliwości obserwowania ich.

Co spowodowało, że CX330 jest tak odizolowana? Jeden z pomysłów jest taki, że gwiazda powstała w obszarze formowania się gwiazd, ale została stamtąd wyrzucona. Jednak astronomowie twierdzą, że jest to mało prawdopodobne. Ponieważ CX330 jest w młodzieńczej fazie rozwoju (wiek około 1 miliona lat) i wciąż żywi się dyskiem otaczającym ją, musiała więc powstać w pobliżu swojej obecnej lokalizacji.

CX330 może pomóc astronomom badać drogę formowania się gwiazd w różnych okolicznościach. Jeden ze scenariuszy jest taki, że gwiazdy tworzą się w burzliwych procesach. W tym hierarchicznym modelu, krytyczna gęstość gazu w chmurze powoduje, że obłok grawitacyjnie zapada się w gwiazdę. Inny model sugeruje, że gwiazdy powstają jako mało masywne jądra, które walczą o masę materii pozostawioną w obłoku. CX330 bardziej naturalnie pasuje do pierwszego scenariusza.

Istnieje jeszcze taka możliwość, że w bezpośrednim sąsiedztwie CX330 znajdują się gwiazdy o masach pośrednich, ale jeszcze ich nie odkryto. Podczas ostatnich jej obserwacji w sierpniu 2015 roku, CX330 była jeszcze w fazie wybuchów. Astronomowie planują kontynuowanie badań obiektu, również przy użyciu przyszłych teleskopów, które pozwolą go obserwować na różnych długościach fali.

Źródło:
Spitzer

28 lipca 2016

Astronomowie zbadali atmosferę egzoplanety rozmiarów Ziemi

Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a astronomowie przeprowadzili pierwsze badania atmosfery planet o rozmiarach Ziemi, krążących wokół innej gwiazdy i na dwóch z nich znaleźli wskazówki świadczące o tym, że może na nich istnieć życie.

Astronomowie odkryli, że jest mało prawdopodobne, by egzoplanety TRAPPIST-1b i TRAPPIST-1c, znajdujące się około 40 lat świetlnych od Ziemi, posiadały zdominowane przez wodór atmosfery zwykle spotykane u gazowych olbrzymach.

Brak powłoki wodorowo-helowej zwiększa szanse na powstanie życia na owych planetach. Jeżeli posiadałyby znaczącą powłokę wodorowo-helową, nie byłoby możliwe, aby którakolwiek z nich mogła podtrzymać potencjalne życie, ponieważ gęsta atmosfera działała by jak szklarnia.

Julien de Wit z Massachusetts Institute of Technology w Cambridge kierowała zespołem astronomów, którzy obserwowali planety w bliskiej podczerwieni przy użyciu Wide Field Camera 3 teleskopu Hubble’a. Naukowcy użyli spektroskopii, aby zbadać skład chemiczny atmosfery planet pozasłonecznych. Chociaż skład atmosfery jest jeszcze nieznany, niskie stężenie wodoru i helu powoduje, że astronomowie czują podekscytowanie. Te początkujące obserwacje z Hubble’a są obiecującym krokiem w kierunku poznania tajemnic pobliskich światów, możliwości dowiedzenia się czy są one skaliste jak Ziemia i zdolne do podtrzymania życia.

Planety, o których mowa, krążą wokół czerwonego karła w wieku przynajmniej 500 milionów lat. Zlokalizowane są w kierunku gwiazdozbioru Wodnika. Zostały odkryte w 2015 roku podczas szeregu obserwacji wykonywanych belgijskim zautomatyzowanym teleskopem TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope (TRAPPIST), który znajduje się w Europejskim Obserwatorium Południowym (ESO) w La Silla, w Chile.

TRAPPIST-1b okrąża swoją gwiazdę w czasie 1,5 doby a TRAPPIST-1c w ciągu 2,4 doby. Planety krążą 20-100 razy bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia wokół Słońca. Ponieważ gwiazda jest znacznie słabsza niż Słońce, astronomowie przypuszczają, że przynajmniej jedna z nich (jeżeli nie obydwie) mogą znajdować się w tak zwanej ekostrefie, czyli strefie zdolnej do zamieszkania, w której umiarkowane temperatury mogłyby umożliwić istnienie wody w stanie ciekłym.

4 maja astronomowie skorzystali z rzadkiej okazji, jaką był tranzyt obydwu planet przed tarczą gwiazdy, w czasie kilku minut po sobie, aby zmierzyć światło gwiazd filtrowane przez atmosferę planet. Do takiego podwójnego tranzytu dochodzi raz na dwa lata. Pozwoliło to na połączenie sygnałów wskazujących skład chemiczny atmosfery obu planet.

Obserwacje z przyszłych teleskopów, w tym Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba pomogą astronomom ustalić pełen skład chemiczny atmosfer egzoplanet oraz znaczników biologicznych, takich, jak np. dwutlenek węgla i ozon oraz para wodna i metan. Webb również przeanalizuje temperaturę oraz ciśnienie na powierzchni planety - kluczowych czynników w ocenie, czy może na niej powstać życie.

Obydwie planety są pierwszymi światami o rozmiarach Ziemi odkrytymi w projekcie poszukiwania planet nadających się do zamieszkania Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars (SPECULOOS), który przeszukuje ponad 1000 pobliskich czerwonych karłów w celu znalezienia planet o rozmiarach ziemskich. Do tej pory przeanalizowano zaledwie 15 spośród nich.

Źródło: Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

3 lipca 2016

Kosmiczne fajerwerki w pobliskiej galaktyce karłowatej

Kosmiczny Teleskop Hubble’a pokazuje kosmiczne fajerwerki z pobliskiej, małej galaktyki karłowatej.

Jest to efekt narodzin gwiazd, które zapalają jeden z końców maleńkiej galaktyki Kiso 5639. Owa galaktyka karłowata ma kształt spłaszczonego naleśnika, ale ponieważ jej krawędź jest nachylona, przypomina rakietę z niesamowitą płonącą głową i długim, usianym gwiazdami ogonem.

Kiso 5639 jest rzadkim, bliskim przykładem podłużnych galaktyk, które występują w dużych ilościach na większych odległościach, na jakich obserwujemy Wszechświat we wczesnym etapie istnienia. Astronomowie sugerują, że te szaleńcze narodziny gwiazdy wzbudził międzygalaktyczny gaz opadający na jeden z krańców galaktyki podczas jej dryfowania przez kosmos.

Obserwacje wczesnego Wszechświata, takie jak Ultragłębokie Pole Hubble’a pokazują, że około 10% wszystkich galaktyk ma taki kształt. Nazywa się je “kijankami”. Ale w badaniach pobliskiego Wszechświata pojawiło się tylko kilka tych niezwykłych galaktyk, w tym Kiso 5639. Rozwój pobliskich galaktyk kijanek, tworzących gwiazdy, pozostaje w tyle za innymi galaktykami, które spędziły miliardy lat rozbudowując się w galaktyki spiralne, widziane dzisiaj.

Astronom Debra Elmegreen z Vassar College w Poughkeepsie w Nowym Jorku, wykorzystała kamerę planetarną Wide Field Planetary Camera 3 teleskopu Hubble’a do przeprowadzenia szczegółowego badania Kiso 5639. Obrazy w różnych filtrach ukazują informacje o obiekcie przez wnikliwe analizowanie składowych kolorów jej światła. Rozdzielczość Hubble’a pomogła Elmegreen i jej zespołowi analizować ogromne bryły tworzące gwiazdy w Kiso 5639, oraz określić masy i wiek jej gromad gwiazd.

Międzynarodowy zespół astronomów wybrał Kiso 5639 spośród badań spektroskopowych 10 pobliskich galaktyk kijanek, obserwowanych z Grand Canary Telescope w La Palma w Hiszpanii, wraz ze współpracownikami z Instituto de Astrofísica de Canarias. Obserwacje wykazały, że w większości tych galaktyk rozkład gazu nie jest jednolity. Jasny gaz z przodu galaktyki zawiera mniej ciężkich pierwiastków, takich jak węgiel i tlen, niż inne galaktyki. Gwiazdy składają się głównie z wodoru i helu, ale wytwarzają inne, cięższe pierwiastki. Kiedy gwiazdy umierają, uwalniają swoje ciężkie pierwiastki wzbogacając otaczający gaz.

Hubble ukazuje szczegółowy widok szalonych, gwiazdotwórczych galaktyk. Teleskop odkrył kilkadziesiąt gromad gwiazd w galaktycznej gwiazdotwórczej głowie o rozmiarach 2700 lat świetlnych. Średni wiek gromady to mniej niż 1 milion lat a masa jest trzy do sześciu razy większa, niż reszta galaktyki. W pozostałej części również powstają gwiazdy, ale odbywa się to na znacznie mniejszą skalę. Gromady gwiazd w galaktyce mają od kilku milionów do kilku miliardów lat.

O wiele więcej niż się spodziewano po tak małej galaktyce, powstaje gwiazd z jej przodu. Astronomowie sądzą, że powstawanie gwiazd jest wyzwalane przez trwającą ciągle akrecję gazu ubogiego w metal na pozostającą w spoczynku część galaktyki karłowatej. Hubble ukazał również gigantyczne dziury rozsiane po całym przodzie galaktyki wybuchających gwiazd. Otwory te nadają przodowi galaktyki wygląd szwajcarskiego sera, gdyż liczne wybuchy supernowych wyryły otwory bardzo podgrzewające gaz. Na podstawie symulacji Daniela Ceverino z Centrum Astronomii Uniwersytetu w Heidelbergu w Niemczech oraz innych członków zespołu obserwacje wykazują, że mniej niż milion lat temu na przednia część Kiso 5639 napotkała włókno gazu, które spadło dużą bryłą materii na galaktykę, podsycając energiczne narodziny gwiazd. Debra Elmegreen spodziewa się, że w przyszłości pozostała część galaktyki dołączy do kosmicznych fajerwerków.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

23 czerwca 2016

Nieaktywna czarna dziura pożera gwiazdy, stając się rentgenowską latarką

Około 3,9 miliarda lat temu, w sercu ogromnej galaktyki, intensywne pływy z monstrualnej czarnej dziury rozerwały gwiazdę, która zbytnio się do niej zbliżyła. Podczas tego zdarzenia wytworzyło się promieniowanie rentgenowskie, które dotarło do Ziemi 28 marca 2011 roku i było obserwowane m.in. przez satelitę NASA Swift. W ciągu kilku dni naukowcy stwierdzili, że wybuch, znany obecnie jako Swift J1644+57 to nic innego, jak poświata od rozerwanej gwiazdy oraz gwałtownego rozgrzania się wcześniej nieaktywnej czarnej dziury.

Teraz naukowcy wykorzystując archiwalne dane z teleskopów Swift, XMM-Newton oraz Suzaku zidentyfikowali echa rozbłysków rentgenowskich wybuchających podczas tego zdarzenia. Zespół astronomów wykorzystał owe pogłosy po raz pierwszy do mapowania przepływu gazu w pobliżu nowo aktywowanej czarnej dziury.

Astronomowie jeszcze nie wiedzą, co powoduje rozbłyski promieniowania rentgenowskiego w pobliżu czarnej dziury, ale mogą wykryć jego echo. Technika, za pomocą której to wykrywają nazywa się mapowaniem pogłosu (echa) rentgenowskiego. Metody tej w przeszłości użyto do badania stabilnych dysków wokół czarnych dziur, ale pierwszy raz wykorzystaną ją do nowo powstałego dysku wytworzonego przez zakłócenia pływowe.

Szczątki gwiazdy opadają w kierunku czarnej dziury tworząc dysk akrecyjny. Tam gaz jest kompresowany i podgrzewany do temperatury milionów stopni, zanim w końcu rozleje się wokół horyzontu zdarzeń czarnej dziury, punktu, spoza którego nic nie może uciec, a którego astronomowie nie mogą obserwować. Dysk akrecyjny Swift J1644+57 był grubszy, bardziej chaotyczny, niż stabilne dyski, które miały czas na osiedlenie się.

Niespodzianką w badaniach jest fakt, że wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie pojawia się z wewnętrznej części dysku akrecyjnego. Astronomowie sądzili, że większość tych emisji pochodzi z wąskiego strumienia cząstek przyspieszanych do prędkości bliskich prędkości światła. W balazarach, najbardziej świecącej klasie galaktyk zasilanych przez czarne dziury, to dżety wytwarzają większość wysokoenergetycznej emisji.

Astronomowie obserwują dżet ze Swift J1644+57, ale promienie rentgenowskie pochodzą ze zwartego regionu w pobliżu czarnej dziury, u podstaw stromego leja opadającego gazu. Gaz wytwarzający echa płynie na zewnątrz wzdłuż powierzchni leja z szybkością odpowiadającą połowie prędkości światła.

Promienie X pochodzące z pobliża czarnej dziury pobudzają jony żelaza w wirującym gazie, doprowadzając do jego fluktuacji z charakterystycznym blaskiem wysokich energii, zwanych żelazową emisją linii K. Gdy rozbłysk rentgenowski słabnie, gaz zawraca z krótkim opóźnieniem, w zależności od odległości od źródła. Bezpośrednie światło z flary ma inne właściwości niż echa, a astronomowie mogą wykryć pogłosy monitorując, w jaki sposób jasność zmienia się w różnych energiach rentgenowskich. Astronomowie szacują, że masa czarnej dziury Swift J1644+57 jest około milion razy większa od masy Słońca, ale nie zmierzyli jej spinu.

Źródło:
NASA

Urania - Postępy Astronomii

19 czerwca 2016

ALMA obserwuje tlen w galaktyce z początków Wszechświata

Astronomowie korzystający z radioteleskopów Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) wykryli wyraźną emisję tlenu w galaktyce SXDF-NB1006-2, która znajduje się w odległości 13,1 miliarda lat świetlnych od Ziemi. Jest to najbardziej odległy tlen, jaki do tej pory wykryto. Tlen w tej galaktyce wydaje się być jonizowany przez wiele młodych, olbrzymich gwiazd. Jego obserwacje są pomocne w zrozumieniu dość niejasnej epoki wczesnego Wszechświata, tzw. „ery rejonizacji”.

SXDF-NB1006-2 ma przesunięcie ku czerwieni równe 7,2 co oznacza, że widzimy ją zaledwie 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Astronomowie chcą dowiedzieć się więcej o ciężkich pierwiastkach występujących w galaktyce, które mogą im powiedzieć coś o poziomie aktywności formowania się gwiazd, czyli o wspomnianej kosmicznej rejonizacji. W astronomii ciężkimi pierwiastkami nazywa się te wszystkie, które są cięższe od wodoru, helu i litu.

Wokół nas we Wszechświecie znajdują się różne pierwiastki. Jednakże tuż po Wielkim Wybuchu, 13,8 mld lat temu, istniały tylko te najlżejsze, czyli wodór, hel i lit. Cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen powstały w gwiazdach i gromadziły się we Wszechświecie wraz z upływem czasu.

Zanim powstały pierwsze ciała niebieskie, kosmos wypełniony był elektrycznie obojętnym gazem. Obiekty te emitowały silne promieniowanie a zaczęły jonizować obojętny gaz dopiero kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu. To jest właśnie kosmiczna rejonizacja. Stan całego Wszechświata zmienił się dramatycznie w tym okresie. Jednak proces ten jest objęty głęboką ciemnością. To, jaki rodzaj obiektów spowodował erę rejonizacji było przedmiotem dyskusji.

Astronomowie spodziewają się, że emisja ze zjonizowanego tlenu jest na tyle silna, że mogą ją zaobserwować nawet z odległości 13 miliardów lat świetlnych, ponieważ japoński satelita podczerwony AKARI wykrył bardzo jasną emisję w Wielkim Obłoku Magellana, który ma środowisko podobne do wczesnego Wszechświata.

Wykrycie emisji ze zjonizowanego tlenu w bardzo odległych galaktykach było nowym wyzwaniem dla ALMA. Naukowcy przeprowadzili symulacje komputerowe aby sprawdzić, czy jest możliwe wykrycie przez sieć ALMA zjonizowanego tlenu. Ponieważ wyniki były pozytywne, zdecydowano się na użycie tych radioteleskopów. Jest to najodleglejszy wykryty tlen i zarazem mocny dowód na istnienie tlenu w bardzo wczesnym Wszechświecie, zaledwie 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Zespół szacuje, że obfitość tlenu w SXDF-NB1006-2 jest dziesięć razy mniejsza niż w Słońcu. Nie jest to zaskoczeniem dla astronomów, gdyż cięższe pierwiastki powstają w gwiazdach a obserwowalna galaktyka jest w na tyle wczesnym etapie życia, że niewielka liczba gwiazd miała możliwość rozprzestrzenić w niej tlen i inne pierwiastki.

Obserwacje wykazują, że ilość ciężkich pierwiastków stanowi około 10% tego, co możemy znaleźć w obecnym Wszechświecie, ale ilość pyłu powstała z cięższych pierwiastków wydaje się być znacznie mniejsza, niż powinna. Astronomowie nie wykryli jednak żadnej emisji węgla w tej galaktyce. Może to sugerować, że prawie cały gaz w jej wnętrzu jest zjonizowany.

Emisja od zjonizowanego tlenu wskazuje na dużą liczbę olbrzymich gwiazd, kilkadziesiąt razy cięższych od Słońca, które powstały w galaktyce i emitują silne promieniowanie ultrafioletowe. Braki pyłu i węgla w galaktyce są niezwykle ważne dla kosmicznej ery rejonizacji. Umożliwiają silne promieniowanie jonizujące pozwalające mu wydostać się poza galaktykę i jonizowanie gazu w jej otoczeniu. SXDF-NB1006-2 byłaby prototypowym źródłem emisji odpowiedzialnym za kosmiczną erę jonizacji. Nowe obserwacje ALMA już się rozpoczęły.

Źródło:
ALMA

Urania - Postępy Astronomii

16 czerwca 2016

Czy wszechświat rozszerza się szybciej, niż dotychczas sądzono?

Zespół astronomów korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a odkrył, że Wszechświat rozszerza się 5-9% szybciej, niż sądzono.

Według Adama Riessa, lidera grupy badawczej oraz laureata nagrody Nobla, odkrycie to może pomóc zrozumieć m.in. ciemną materię czy ciemną energię. Istnieje kilka wyjaśnień nadmiernej prędkości Wszechświata. Jedną z możliwości jest fakt, że ciemna energia, która, jak wiadomo, powoduje przyspieszanie ekspansji Wszechświata, może także powodować odpychanie się galaktyk od siebie z jeszcze większą, bądź rosnącą, intensywnością.

Inny pomysł naukowców jest taki, że kosmos we wczesnych etapach istnienia zawierał cząstkę, która poruszała się z prędkością światła. Tak szybkie cząstki zwane są “ciemnym promieniowaniem” i zalicza się do nich, znane już wcześniej, neutrina.
Wzrost tempa przyspieszenia ekspansji może również oznaczać, że ciemna materia posiada jakieś dziwne, nieznane cechy. Ciemna materia jest podstawą Wszechświata, na której galaktyki się budowały, aż do struktur wielkoskalowych, jakie obserwujemy dzisiaj. No i wreszcie fakt ten może być informacją, że teoria grawitacji Einsteina jest niekompletna. Zespół Riessa dokonał udoskonalenia metody obserwacyjnej poprzez rozwój innowacyjnych technik, które poprawiły dokładność pomiarów odległości do odległych galaktyk, której błąd to zaledwie 2,4%.

Pomiary te mają zasadnicze znaczenie w wykonywaniu bardziej precyzyjnych obliczeń tego, jak szybko rozszerzał się Wszechświat wraz z upływem czasu, czyli obliczenia stałej Hubble’a. Poprawiona wartość stałej Hubble’a wynosi 73,2 km na sekundę na megaparsek (1 megaparsek = 3,26 miliona lat świetlnych). Nowa wartość oznacza, że odległość pomiędzy obiektami kosmicznymi podwoi się w ciągu kolejnych 9,8 miliarda lat.

Ta subtelna kalibracja zawiera zagadkę, ponieważ niecałkowicie dopasowano przewidywane tempo ekspansji dla Wszechświata z jego trajektorią tuż po Wielkim Wybuchu. Pomiary promieniowania po Wielkim Wybuchu wykonane przez satelity NASA (WMAP) i ESA (Planck) dostarczyły prognozy dla stałej Hubble’a wynoszące odpowiednio 5% i 9%. Porównywanie tempa ekspansji Wszechświata oceniając dane z WMAP, Plancka i HST jest jak budowanie mostu. Na odległym brzegu znajdują się obserwacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła wczesnego Wszechświata. Na pobliskim brzegu są pomiary wykonywane przez astronomów za pomocą teleskopu Hubble’a. Oczekuje się, że pomiary i obserwacje się pokryją. Obecnie jednak tak nie jest i astronomowie chcą wiedzieć, dlaczego.

Obserwacje z Hubble’a zostały przeprowadzone przez zespół Supernovae H0 for the Equation of State (SH0ES), którego zadaniem jest ustalenie stałej Hubble’a z dokładnością, która pozwoli na lepsze zrozumienie zachowania się Wszechświata. Zespół Riessa dokonał ulepszeń poprawiając “drabinę” odległości kosmicznych, wykorzystywaną przez astronomów do wykonywania dokładnych pomiarów odległości do galaktyk bliskich i odległych od Ziemi. Zespół porównał te odległości z tempem rozszerzania się Wszechświata, poprzez pomiary światła od uciekających galaktyk. Użyli obu wartości do obliczenia stałej Hubble’a,

Jednymi z najbardziej niezawodnych kosmicznych mierników na krótkich dystansach są cefeidy, pulsujące gwiazdy zmienne. Astronomowie skalibrowali tę miarkę wykorzystując metodę paralaksy, tę samą, którą geodeci wykorzystują do pomiarów odległości na Ziemi. Wykorzystując Wide Field Camera 3 (WFC3) z Hubble’a astronomowie mogą dokonać znacznie dalszych pomiarów paralaksy niż było to możliwe dotychczas, aż na drugą stronę Drogi Mlecznej, do odległych cefeid.

Aby obliczyć dokładne odległości do pobliskich galaktyk, zespół szukał takich, które zawierają nie tylko cefeidy ale także inne wiarygodne mierniki, na przykład supernowe typu Ia. Do tej pory zespół Riessa zmierzył około 2.400 cefeid w 19 galaktykach, co stanowi największy wzorzec pomiarów spoza Drogi Mlecznej. Porównując jasność obserwowalną obu typów gwiazd w pobliskich galaktykach, astronomowie mogli dokładnie zmierzyć ich prawdziwą jasność, a co za tym idzie, dokładnie określić odległość do około 300 supernowych typu Ia znajdujących się w odległych galaktykach.

Zespół SH0ES nadal korzysta z teleskopu Hubble’a do pomiarów stałej Hubble’a, aby osiągnąć dokładność rzędu 1%. Aktualnie teleskopy, takie jak satelita Gaia, przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) czy obserwatorium podczerwone oraz Wide Field Infrared Space Telescope (WFIST), także mogę pomóc astronomom wykonać lepsze pomiary tempa ekspansji.

Źródło:
Hubblesite

Urania - Postępy Astronomii

3 czerwca 2016

Kepler-62f - czyżby posiadała życie?

Astronomowie badający egzoplanetę Kepler-62f sądzą, że może być zdolna do zamieszkania.

Kepler-62f - egzoplaneta krążąca wokół gwiazdy znajdującej się 1200 lat świetlnych od Ziemi, w kierunku gwiazdozbioru Lutni. Została odkryta w misji Kepler w roku 2013. Zespół astronomów sugeruje, że planeta ta może być zdolna do zamieszkania. Dane z Keplera sugerują, że 62f jest planetą skalistą i może posiadać oceany. Jest 40% większa od Ziemi i krąży wokół gwiazdy mniejszej i chłodniejszej niż nasze Słońce.

Układ, w którym krąży Kepler-62f posiada 5 planet a ona sama krąży najdalej od swojej macierzystej gwiazdy. Zespół astronomów z wydziału astronomii i fizyki UCLA zastosował różne metody modelowania w celu określenia, czy 62f może być zdolna do zamieszkania. Jeżeli planeta posiada atmosferę, kluczowe okaże się, czy zawiera ona dwutlenek węgla, który jako gaz cieplarniany może mieć znaczący wpływ na temperaturę powierzchni a zatem także wpływ na jej zdolność do zamieszkania.

Atmosfera Ziemi składa się w 0,04% z CO2. 62f prawdopodobnie potrzebowałaby więcej dwutlenku węgla, aby móc podtrzymać życie. Wymagałoby to też innych właściwości atmosfery. Badania modelują parametry dotyczące stężenia dwutlenku węgla, gęstości atmosfery i charakterystykę orbitalną. Astronomowie prowadzą symulacje komputerowe bazując na tym, czy Kepler-62f posiada: atmosferę, której grubość mieści się pomiędzy atmosferą Ziemi a 12 razy większą, stężenie dwutlenku węgla w niej oraz bada kilka różnych kombinacji ustawień orbity. Naukowcy odkryli, że istnieją różne scenariusze, które mogą spowodować, że 62f może być zdolna do zamieszkania.

Astronomowie twierdzą, że Kepler-62f będzie zdolna do zamieszkania przez cały rok, jeżeli jej atmosfera będzie 5 razy grubsza niż atmosfera Ziemi i w całości składająca się z CO2. Oznacza to, że stężenie dwutlenku węgla byłoby 2500 razy większe, niż w naszej atmosferze. Jedną z cech czyniących 62f zdolną do zamieszkania również jest jej orbita.

Naukowcy wykonali swoje obliczenia ewentualnego kształtu orbity planety przy użyciu istniejącego już modelu komputerowego o nazwie HNBody i wykorzystali istniejące globalne modele klimatyczne do symulacji jej klimatu. Był to pierwszy raz, gdy astronomowie połączyli wyniki z dwóch różnych modeli badań egzoplanet.

Istnieje ponad 2300 potwierdzonych egzoplanet a kilka tysięcy jest kandydatami, ale tylko o kilkunastu wiadomo, że znajdują się w ekostrefie, co oznacza, że krążą wokół swojej gwiazdy w odległości, która mogłaby zapewnić im ciepło wystarczające do zachowania wody w stanie ciekłym na powierzchni. Na razie nie możemy sprawdzić, czy na tych egzoplanetach może istnieć życie. Może się to zmienić, gdy instrumenty takie, jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba będą w stanie zajrzeć w atmosfery egzoplanet i powiedzieć nam coś o bio-markerach, które mogą być w nich obecne.

Źródło:
UCLA

Urania - Postępy Astronomii

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

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