29 grudnia 2017

Dane z satelity Herschel łączą tajemnicze wiatry kwazarów z gwałtownymi wybuchami gwiazd

Astronomowie wykorzystali kosmiczne obserwatorium Herschela, aby rozwiązać nurtującą ich od dziesięcioleci zagadkę pochodzenia potężnych, chłodnych wiatrów gazowych w gorącym otoczeniu kwazarów. Dowody łączące te potężne wiatry z formowaniem się gwiazd w galaktykach, w których znajdują się kwazary, mogą również pomóc w rozwiązaniu zagadki, dlaczego rozmiar galaktyk we Wszechświecie wydaje się być ograniczony.


Od czasu odkrycia w latach ‘60, kwazary stały się skarbnicą pytań, na które mieli odpowiedzieć astronomowie. Owe źródła energetyczne – do 10 000 razy jaśniejsze, niż Droga Mleczna – są jądrami odległych galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami w swoich wnętrzach. Gdy gaz jest pociągany do dysku akrecyjnego w kierunku czarnej dziury, rozgrzewa się do bardzo wysokich temperatur i emituje energię w całym spektrum elektromagnetycznym, od promieniowania radiowego po X – w ten sposób rodzi się charakterystyczna jasność kwazaru.

Przez pięć dekad astronomowie badali spektrum kwazarów, aby odkryć pochodzenie emitowanego promieniowania elektromagnetycznego i prześledzić drogę, jaką przebyło światło aby do nas dotrzeć.

Cennym narzędziem do zrozumienia tej podróży są linie absorpcji widm promieniowania kwazarów. Linie te wskazują zakres długości fal, które zostały zaabsorbowane, gdy promieniowanie podróżowało od źródła do obserwatora, dając wskazówki dotyczące materii, przez jaką przechodziło. Z biegiem czasu badania tych linii pozwoliły prześledzić skład galaktyk i chmur gazowych, które leżą między nami a tymi odległymi świetlnymi obiektami, ale jeden zestaw linii absorpcyjnych pozostaje niewyjaśniony.

Astronomowie zaobserwowali linie absorpcyjne w wielu kwazarach, które wskazują na pochłanianie w drodze przez chłodny gaz z ciężkimi pierwiastkami, takimi jak węgiel, magnez i krzem. Linie te sygnalizują, że światło przechodziło przez wiatry zimnego gazu podróżując z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę w galaktykach zawierających kwazary. Chociaż wiedza, że wiatry istnieją, nie jest niczym nowym, ich pochodzenie oraz fakt, dlaczego są w stanie osiągnąć tak imponujące prędkości, pozostają nieznane.

Teraz astronom Peter Barthel i jego doktorant Pece Podigachoski, obydwaj z Groningen University Kapteyn Institute, wraz ze współpracownikami – Belinda Wilkes z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (USA) i Martin Haas z Ruhr-Universität Bochum (Niemcy) – rzucają światło na pochodzenie zimnych wiatrów. Korzystając z danych uzyskanych z obserwatorium Herschela, po raz pierwszy wykazali, że wytrzymałość linii absorpcyjnych metalu jest powiązana z szybkością formowania się gwiazd w galaktyce zawierającej kwazar. Poszukując tej tendencji, astronomowie są w stanie powiedzieć z pewnym przekonaniem, że formowanie się gwiazd w galaktyce zawierającej kwazar może być mechanizmem napędzającym te tajemnicze i potężne wiatry.

„Identyfikacja tej tendencji do dużego formowania się gwiazd, która ściśle jest powiązana z potężnymi wiatrami kwazarowymi, jest dla nas ekscytującym odkryciem. Naturalnym wytłumaczeniem tego jest fakt, że wiatry są napędzane wybuchami gwiazd i wytwarzane przez supernowe, które znane są z wielkiej częstotliwości w okresach ekstremalnego powstawania gwiazd” – wyjaśnia Pece Podigachoski.

Ten związek nie tylko rozwiązuje jedną zagadkę dotyczącą kwazarów, ale może również przyczynić się do odkrycia jeszcze większej tajemnicy: dlaczego rozmiary galaktyk obserwowanych we Wszechświecie wydają się być ograniczone, chociaż teoria tego nie przewiduje.

„Oprócz pytania o to, które procesy są odpowiedzialne za wiatry gazowe, ich efekt netto jest bardzo ważnym tematem w dzisiejszej astrofizyce. Chociaż teorie przewidują, że one mogą rosnąć do bardzo dużych rozmiarów, nie zaobserwowano olbrzymich galaktyk. Wydaje się, że istnieje proces, który działa jak hamulec na tworzenie takich galaktyk: na przykład mogą być za to odpowiedzialne wiatry gazowe” – wyjaśnia Peter Barthel.

Teoria przewiduje, że galaktyki powinny być w stanie urosnąć do masy stukrotnie większej, niż kiedykolwiek obserwowano. Fakt, że we Wszechświecie występuje deficyt „potworów”, oznacza, że istnieje proces wyczerpujący rezerwy galaktycznego gazu, zanim te będą w stanie osiągnąć swój pełny potencjał. Istnieją dwa mechanizmy, które mogą prowadzić do tego wyczerpania się gazu: pierwszy to wiatry supernowej powiązane z wybuchami gwiazd, a drugi to wiatry związane z supermasywną czarną dziurą, która znajduje się w sercu każdego kwazaru. Chociaż obydwa mechanizmy odgrywają rolę, dowody zależności między wiatrem zimnego gazu a tempem powstawania gwiazd znalezione przez zespół sugerują, że w przypadku kwazarów, tworzenie gwiazd, które wymaga stałej odstawy zimnego gazu, może być kluczowym winowajcą w ocaleniu galaktyki gazu i tłumieniu jej zdolności do wzrostu następnej generacji gwiazd.

„Jest to ważny wynik dla nauki o kwazarach opierający się na wyjątkowych możliwościach Herschela obserwującego światło w dalekiej podczerwieni oraz na falach submilimetrowych, umożliwiając szczegółową wiedzę na temat szybkości powstawania gwiazd w obserwowanych galaktykach, które były potrzebne do tego odkrycia” – wyjaśnia Göran Pilbratt, Herschel Project Scientist w ESA. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 grudnia 2017

Kosmiczna latarnia mogłaby nam pomóc lepiej zrozumieć los Wszechświata

Nowe badania dostarczyły lepszy wgląd w linie emisyjne galaktyk wykorzystywane w kilku bieżących i nadchodzących badaniach, by pomóc nam lepiej zrozumieć tworzenie się i przeznaczenie Wszechświata.


Dążenie do określenia natury zarówno ciemnej materii jak i ciemnej energii skłoniło naukowców do przyjęcia nowych znaczników wielkoskalowej struktury Wszechświata, takich jak linie emisyjne galaktyk. Galaktyki te przedstawiają silne linie emisyjne z gazu podgrzewanego przez nowo utworzone gwiazdy.

Główna autorka badania, Violeta Gonzalez-Perez z Institute of Cosmology and Gravitation (ICG) Uniwersytetu Portsmouth, powiedziała: „Galaktyki to kosmiczne latarnie, które pokazują małe fragmenty kosmicznej historii, informujące nas o zmianach w czasoprzestrzennej strukturze Wszechświata. Silne tworzenie się nowych gwiazd w galaktykach pozostawia w ich widmach charakterystyczny ślad, który pozwala na precyzyjne określenie odległości do nich. Co więcej, ponieważ młode gwiazdy są bardzo jasne, galaktyki o silnej formacji gwiazd mogą być widoczne na przestrzeni kosmicznego czasu. To dwie cechy, które sprawiają, że linie emisyjne galaktyk są doskonałymi znacznikami kosmologicznymi przez długi okres czasu.”

Jednak obecne próbki linii emisyjnych galaktyk są niewielkie, a ich charakterystyka nie jest dobrze poznana. Modelowanie obliczeniowe jest jedynym sposobem, aby spróbować zrozumieć wszystkie procesy związane z tworzeniem się i ewolucją tych galaktyk.

Astronomowie z Institute of Cosmology and Gravitation zbadali charakterystykę linii emisyjnych galaktyk poprzez eksperymenty na superkomputerze Distributed Research utilising Advanced Computing (DiRAC) Uniwersytetu Durham.

Eksperymenty obliczeniowe koncentrowały się wokół czasu, w jakim Wszechświat przeszedł od dominacji materii do dominacji ciemnej energii, tak jak ma to miejsce obecnie. Odkryli, że większość linii emisyjnych galaktyk znajduje się w centrach grawitacyjnych studni potencjału, z masami równymi jedenastu miliardom mas Słońca. Obecne modele numeryczne powstawania i ewolucji galaktyk pokazują również, że linie emisyjne galaktyk śledzą podstawowe potencjały grawitacyjne w inny sposób, niż galaktyki wyselekcjonowane na podstawie ich masy gwiazdowej.

Następnie porównali swoje wyniki z oczekiwaniami z badań przeglądów SDSS-IV/eBOSS oraz Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Obydwa badania mają na celu pomiar wpływu ciemnej energii na ekspansję Wszechświata.

Dr Gonzalez-Perez powiedziała: „To porównanie poprawi nasze zrozumienie tworzenia się i ewolucji galaktyk i umożliwi naukowcom stworzenie bardziej realistycznego modelu mechanizmów produkujących linie emisyjne galaktyk.”

Astronomowie spodziewają się, że następnego lata przegląd SDSS-IV/eBOSS uzyska pierwsze kosmologiczne wyniki z tych znaczników. W nadchodzących latach DESI rozszerzy wykorzystanie linii emisyjnych galaktyk jako znaczników kosmologicznych. DESI ujrzy pierwsze światło 2019 roku i będzie mierzyć widma 35 milionów galaktyk, co będzie stanowić osiem razy więcej, niż wykazuje obecnie SDSS. W 2021 roku Euklides zacznie zbierać widma dla 50 milionów źródeł, koncentrując się wyłącznie na liniach emisyjnych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 grudnia 2017

Odkryto masywne pierwotne galaktyki pływające w rozległym oceanie ciemnej materii

Astronomowie oczekują, że pierwsze galaktyki, które powstały zaledwie kilkaset milionów lat po wielkim wybuchu, będą miały wiele podobieństw z niektórymi galaktykami karłowatymi, jakie dzisiaj widzimy w pobliskim Wszechświecie. Owe wczesne aglomeracje kilku miliardów gwiazd staną się następnie blokami większych galaktyk, które zdominowały Wszechświat po pierwszych kilku miliardach lat.


Prowadzone obecnie obserwacje przy użyciu ALMA odkryły jednak zaskakujące przykłady masywnych, wypełnionych gwiazdami galaktyk, widziane w okresie, gdy Wszechświat miał mniej niż miliard lat. Sugeruje to, że mniejsze galaktyczne bloki można było dość szybko złożyć w duże galaktyki.

Najnowsze obserwacje ALMA przesuwają jeszcze dalej epokę formowania się masywnych galaktyk, identyfikując dwie olbrzymie galaktyki widoczne, gdy Wszechświat miał zaledwie 780 milionów lat, czyli zaledwie 5% obecnego wieku. ALMA ujawniła również, że te niezmiernie duże galaktyki znajdują się w jeszcze bardziej masywnej strukturze kosmicznej, halo ciemnej materii o masie równej kilku bilionom Słońc.

Dwie galaktyki znajdują się w tak bliskiej odległości od siebie – bliżej, niż odległość od Ziemi do centrum Galaktyki – że wkrótce połączą się, tworząc największą galaktykę, jaką kiedykolwiek obserwowano w tym okresie historii kosmosu. Odkrycie to dostarcza nowych informacji na temat powstawania dużych galaktyk oraz roli, jaką ciemna materia odgrywa w tworzeniu najbardziej masywnych struktur we Wszechświecie.

„Dzięki tym znakomitym obserwacjom ALMA astronomowie widzą najbardziej masywną galaktykę, jaką znamy z pierwszych miliardów istnienia Wszechświata w procesie składania się” – powiedział Dan Marrone, profesor astronomii na Uniwersytecie Arizona w Tucson, oraz główny autor publikacji.

Astronomowie widzą te galaktyki w epoce kosmicznej historii znanej jako epoka rejonizacji, kiedy większość przestrzeni międzygalaktycznej była przesłonięta mgłą zimnego gazu wodorowego. W miarę formowania się większej liczby gwiazd i galaktyk ich energia ostatecznie zjonizowała wodór między galaktykami, odsłaniając Wszechświat, jaki widzimy obecnie.

„Zwykle postrzegamy to jako czas, kiedy małe galaktyki ciężko pracują, aby mieć się z daleka od neutralnego ośrodka międzygalaktycznego. Adaptacja dowodów obserwacyjnych z użyciem ALMA pomogła jednak zmienić tę historię i nadal cofa czas, w którym prawdziwie masywne galaktyki pojawiły się we Wszechświecie” – powiedział Marrone.

Galaktyki, które Marrone i jego zespół badali, znane pod wspólną nazwą SPT0311-58, zostały pierwotnie zidentyfikowane jako pojedyncze źródło, przez National Science Foundation’s South Pole Telescope. Te obserwacje wskazywały, że obiekt ten był bardzo odległy i świecił jasno w świetle podczerwonym, co oznacza, że był bardzo zapylony i prawdopodobnie przechodził przez wybuch formujących się gwiazd. Kolejne obserwacje ALMA ukazały odległość i podwójną naturę obiektu, wyraźnie rozdzielając parę wzajemnie oddziałujących galaktyk.

Aby wykonać tę obserwację, ALMA otrzymała pomoc od soczewki grawitacyjnej, która zapewniła obserwacyjny impuls dla teleskopu. Soczewki grawitacyjne powstają, gdy wkraczający masywny obiekt, taki jak galaktyka lub gromada galaktyk, zakrzywia światło z odległych galaktyk. Zniekształcają one jednak wygląd badanego obiektu, co wymaga skomplikowanych modeli komputerowych do rekonstrukcji obrazu, aby wyglądał tak, jak w postaci niezmienionej.

Proces ten dostarczył intrygujących szczegółów na temat galaktyk, pokazując, że większa z nich tworzy gwiazdy z szybkością 2 900 mas Słońca rocznie. Mieści w sobie również około 270 miliardów mas Słońca w gazie i prawie 3 miliardy razy więcej, niż masa Słońca, w postaci pyłu. „To ogromna ilość pyłu, biorąc pod uwagę młody wiek układu”, zauważył Justin Spilker, niedawny absolwent Uniwersytetu w Arizonie a obecnie doktor habilitowany na Uniwersytecie Teksańskim w Austin.

Astronomowie ustalili, że szybkie formowanie się gwiazd w galaktyce najprawdopodobniej nastąpiło w wyniku bliskiego spotkania z jej nieco mniejszym towarzyszem, który ma już około 35 miliardów mas Słońca i zwiększa tempo wybuchania gwiazd z szybkością 540 mas Słońca rocznie.  

Naukowcy uważają, że galaktyki z tej epoki są bardziej chaotyczne niż te, które widzimy w pobliskim Wszechświecie. Ich bardziej pogmatwane kształty będą wywołane ogromnym zapasem gazu opadającego na nie, a także ich ciągłym oddziaływaniem i łączeniem się z sąsiadami. 

Nowe obserwacje pozwoliły także badaczom na stwierdzenie obecności naprawdę masywnego halo ciemnej materii otaczającej obie galaktyki. Ciemna materia zapewnia przyciąganie grawitacyjne, które powoduje, że Wszechświat zapada się w struktury (galaktyki, grupy, gromady galaktyk itp).

Porównując swoje obliczenia z aktualnymi prognozami kosmologicznymi, naukowcy odkryli, że halo to jest jednym z najbardziej masywnych, co powinno istnieć w tym czasie.

„Jest więcej galaktyk odkrytych przez South Pole Telescope, które obserwujemy i jest o wiele więcej danych z przeglądów, które dopiero zaczynamy analizować. Mamy nadzieję, że uda nam się znaleźć więcej takich obiektów, być może jeszcze bardziej odległych, aby lepiej zrozumieć tę populację ekstremalnie zapylonych galaktyk, a zwłaszcza ich związek z wielką populacją galaktyk w tej epoce” – powiedział Joaquin Vieira z Uniwersytetu Illinois w Urbana-Campaign.

„W każdym razie, nasza kolejna runda obserwacji ALMA powinna pomóc nam zrozumieć, jak szybko te galaktyki zebrały się razem i poprawić nasze zrozumienie dotyczące formowania się masywnych galaktyk podczas rejonizacji” – dodaje Marrone.  

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 grudnia 2017

Obserwacje radiowe wskazują na prawdopodobne wyjaśnienie zjawiska łączenia się gwiazd neutronowych

Trzy miesiące obserwacji w oparciu o National Science Foundation’s Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) pozwoliły astronomom na wyodrębnienie najbardziej prawdopodobnego wyjaśnienia tego, co stało się po gwałtownej kolizji dwóch gwiazd neutronowych w galaktyce oddalonej od nas o 130 miliony lat świetlnych. To, czego się nauczyli oznacza, że będą mogli zobaczyć i zbadać więcej takich kolizji.


17 sierpnia 2017 roku obserwatoria fal grawitacyjnych LIGO i VIRGO połączyły się, aby zbadać słabe zmarszczki czasoprzestrzeni spowodowane połączeniem się dwóch supergęstych gwiazd neutronowych. Było to pierwsze potwierdzone wykrycie takiej fuzji i zaledwie piąta bezpośrednia detekcja fal grawitacyjnych, przewidziana przeszło sto lat temu przez Alberta Einsteina.

Oprócz fal grawitacyjnych zaobserwowano wybuch promieniowania gamma, promieniowania rentgenowskiego oraz światła widzialnego. 2 września VLA wykrył pierwsze fale radiowe pochodzące z tego zdarzenia. Był to pierwszy przypadek zaobserwowania jakiegokolwiek obiektu astronomicznego emitującego zarówno fale grawitacyjne jak i elektromagnetyczne.

Czas i siła promieniowania elektromagnetycznego o różnej długości fali dały naukowcom wskazówki na temat natury zjawisk powstałych w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych. Przed sierpniowym wydarzeniem teoretycy przedstawili kilka teorii dotyczących tych zjawisk. Teraz stało się ono dobrą okazją do porównania przewidywań modeli z faktycznymi obserwacjami.

Astronomowie korzystający z VLA wraz z Australia Telescope Compact Array oraz Giant Metrewave Radio Telescope w Indiach, regularnie od września obserwowali obiekt. Teleskopy radiowe pokazały, że emisja radiowa stale zyskuje na sile. Na tej podstawie badacze zidentyfikowali najbardziej prawdopodobne scenariusze dla następstw tego zderzenia. 

„Stopniowe rozjaśnianie sygnału radiowego wskazuje, że widzimy szerokokątny wypływ materii, poruszający się z prędkością porównywalną do prędkości światła, pochodzący z połączenia się gwiazd neutronowych” – powiedział Kunal Mooley, doktorant prowadzony przez Caltech, obecnie z National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

Obserwowane pomiary pomagają astronomom w ustaleniu kolejności zdarzeń wywołanych kolizją gwiazd neutronowych.

Początkowe połączenie dwóch supergęstych obiektów wywołało eksplozję, zwaną kilonowa, która wypchnęła kulistą powłokę śmierci na zewnątrz. Gwiazdy neutronowe zapadły się w pozostałość, prawdopodobnie w czarną dziurę, której potężna grawitacja zaczęła przyciągać do siebie materię. Materia ta tworzy szybko wirujący dysk, który wytwarza parę wąskich, superszybkich strumieni materii wypływających na zewnątrz z jego biegunów. Gdyby jeden z dżetów był skierowany w stronę Ziemi, widzielibyśmy krótkotrwały rozbłysk gamma. Ale tak nie było.

Niektóre z pomiarów sierpniowego zdarzenia sugerowały zamiast tego, że jeden z dżetów mógł być nieco  z dala od Ziemi. Model ten tłumaczyłby fakt, że promieniowanie radiowe i rentgenowskie były widoczne dopiero po pewnym czasie od zaistnienia kolizji.

„Ten prosty model – dżetu bez struktury – pozwoliłby, aby emisja promieniowania radiowego i rentgenowskiego powoli stawała się coraz słabsza. Kiedy obserwowaliśmy wzmocnienie emisji radiowej, zdaliśmy sobie sprawę, że wyjaśnienie wymaga innego modelu” – powiedziała Alessandra Corsi z Texas Tech University.

Astronomowie spojrzeli na model opublikowany w październiku przez Mansi Kasliwal z Caltech i jego kolegów, który następnie został opracowany przez Ore Gottlieb z Tel Aviv University i jego kolegów. W modelu tym dżet nie wychodzi z kuli pozostałości po eksplozji. Zamiast tego gromadzi otaczającą materię, gdy porusza się na zewnątrz, tworząc szeroki „kokon”, który pochłania energię dżetu.

Astronomowie popierali ten scenariusz bazując na informacjach zebranych podczas korzystania z radioteleskopów. Wkrótce po wstępnych obserwacjach miejsca połączenia, coroczna podróż Ziemi wokół Słońca umieściła obiekt zbyt blisko Słońca na niebie, aby móc go obserwować przez teleskopy rentgenowskie i optyczne. Od tygodni teleskopy radiowe były jedynym sposobem na dalsze gromadzenie danych dotyczących tego wydarzenia.

Mooley i jego koledzy opublikowali pracę ze swoimi pomiarami radiowymi, ich ulubionym scenariuszem tego wydarzenia oraz tę prognozę, 30 listopada. Chandra miała obserwować obiekt 2 i 6 grudnia. „7 grudnia pojawiły się wyniki z Chandra a emisja promieniowania X rozjaśniła się tak, jak przewidzieliśmy” – powiedział Gregg Hallinan z Caltech.

„Zgodność pomiędzy danymi radiowymi i rentgenowskimi sugeruje, że promieniowanie X pochodzi z tego samego wypływu, który wytwarza fale radiowe” – powiedział Mooley.

„Było to bardzo ekscytujące, gdy nasza prognoza została potwierdzona. Ważną implikacją modelu kokonu jest to, że powinniśmy być w stanie dostrzec znacznie więcej tych kolizji poprzez wykrywanie ich fal elektromagnetycznych a nie tylko grawitacyjnych” – powiedział Hallinan.   

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 grudnia 2017

Kosmiczny filament sonduje gigantyczną czarną dziurę w naszej galaktyce

Centrum naszej galaktyki było intensywnie badane przez wiele lat, jednak wciąż przed naukowcami skrywa w sobie tajemnice. Struktura przypominająca węża czająca się w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w naszej galaktyce jest najnowszym odkryciem dręczącym astronomów.


W 2016 roku Farhad Yusef-Zadeh z Uniwersytetu Northwestern poinformował o odkryciu przy użyciu Very Large Array (VLA) niezwykłego filamentu w pobliżu centrum Drogi Mlecznej. Filament ma długość około 2,3 lat świetlnych i zakrzywia się wskazując na supermasywną czarną dziurę, zwaną Sagittarius A* (Sgr A*), znajdującą się w centrum Galaktyki.

Teraz, inny zespół zastosował pionierską technikę, aby stworzyć najwyższą jakość uzyskanego obrazu tego zakrzywionego obiektu.

„Dzięki naszemu ulepszonemu obrazowi możemy śledzić ten filament znacznie bliżej czarnej dziury w centrum Galaktyki, a teraz będącego wystarczająco blisko by pokazać nam, że pochodzi stamtąd. Jednak wciąż mamy dużo pracy do wykonania, aby dowiedzieć się, jaka jest prawdziwa natura tego filamentu” – powiedział Mark Morris z University of California, Los Angeles, który kierował badaniem.

Naukowcy rozważali trzy główne wyjaśnienia natury filamentu. Pierwsze jest takie, że powstał on przez szybkie cząstki wyrzucone z supermasywnej czarnej dziury. Wirująca czarna dziura w połączeniu z gazem wpadającym do środka może wytworzyć obracającą się pionową wieżę pola magnetycznego, która zbliża się, a nawet przecina horyzont zdarzeń, czyli punkt, z którego nie ma powrotu dla opadającej materii. Wewnątrz tej wieży cząstki będą przyspieszane i emitować fale radiowe krążąc wokół linii pola magnetycznego i prądu z dala od czarnej dziury.

Drugie, bardziej fantastyczne wyjaśnienie polega na tym, że filament to struna kosmiczna, teoretyczne, jak dotąd nie wykryte obiekty, które są długimi, niezwykle cienkimi obiektami niosącymi masę i prąd elektryczny. Wcześniej teoretycy przewidywali, że struny, jeżeli istnieją, będą migrowały do centrów galaktyk. Jeżeli struna porusza się wystarczająco blisko centralnej czarnej dziury, może zostać przechwycona, gdy jej część przekroczy horyzont zdarzeń.

Ostateczna opcja jest taka, że pozycja i kierunek filamentu zrównującego się z czarną dziurą są po prostu przypadkowymi superpozycjami i nie ma prawdziwego powiązania między nimi. Sugerowałoby to, że jest on jak dziesiątki innych znanych filamentów znalezionych dalej od centrum Drogi Mlecznej. Jednak, taki zbieg okoliczności jest mało prawdopodobny, aby wydarzyć się przez przypadek.

„Część dreszczyku w nauce przeplata się z zagadką, która nie jest łatwa do rozwiązania. Chociaż jeszcze nie mamy odpowiedzi to droga do jej znalezienia jest fascynująca. Wynik ten motywuje astronomów do budowy radioteleskopów nowej generacji z najnowocześniejszą technologią” – powiedział Jun-Hui Zhao z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics w Cambridge, Massachusetts, współautor badania.

Każdy z badanych scenariuszy byłby intrygujący, gdyby został udowodniony. Na przykład, jeżeli filament jest wytworzony przez cząsteczki wyrzucane przez Sgr A*, odkryło by to ważne informacje o polu magnetycznym w tym szczególnym środowisku, pokazując, że jest ono gładkie i uporządkowane a nie chaotyczne.

Druga opcja, kosmiczna struna, dostarczyłaby pierwszego dowodu na wysoce spektakularny pomysł z dogłębnymi implikacjami dla zrozumienia grawitacji, czasoprzestrzeni i samego Wszechświata.

Dowód na to, że cząsteczki są magnetycznie wyrzucane z czarnej dziury, wynikałby z obserwacji, że cząsteczki znajdujące się dalej od Sgr A* są mniej energetyczne niż te w jej pobliżu. Test na pomysł z kosmicznymi strunami będzie wykorzystywał przewidywania teoretyków, że powinna się ona poruszać z ogromną prędkością, zbliżoną do prędkości światła. Obserwacje kontrolne z wykorzystaniem VLA powinny być w stanie wykryć odpowiednią zmianę położenia filamentu.

Nawet jeżeli filament nie jest fizycznie związany z Sgr A*, jego łukowy kształt wciąż jest niezwykły. Łuk pokrywa się i może być spowodowany falą uderzeniową, podobną do huku akustycznego, gdzie fala uderzeniowa z wybuchającej gwiazdy zderza się z silnymi wiatrami odrywającymi się od masywnych gwiazd otaczających centralną czarną dziurę.

„Będziemy polować, dopóki nie będziemy mieć solidnego wytłumaczenia dla tego obiektu. Zamierzamy teraz stworzyć jeszcze lepsze, bardziej odkrywcze obrazy” – powiedział Miller Goss, z National Radio Astronomy Observatory w Socorro, New Mexico, współautor badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 grudnia 2017

Astronomowie opisują, w jaki sposób Układ Słoneczny uformował się z bańki wokół gigantycznej gwiazdy

Pomimo wielu imponujących odkryć dokonanych przez ludzkość na temat Wszechświata, naukowcy wciąż nie są pewni historii narodzin naszego Układu Słonecznego.


Naukowcy z Uniwersytetu Chicago opracowali obszerną teorię dotyczącą tego, jak nasz Układ Słoneczny mógł się uformować w rozproszonych przez wiatr gwiazdowy bąblach wokół gigantycznej, od dawna martwej gwiazdy. Opublikowane 22 grudnia w Astrophysical Journal badanie zajmuje się dręczącą kosmiczną tajemnicą dotyczącą obfitości dwóch pierwiastków w Układzie Słonecznym, w porównaniu z resztą Galaktyki.

Powszechna teoria głosi, że Układ Słoneczny powstał miliardy lat temu w pobliżu supernowej. W nowym scenariuszu natomiast rozpoczyna się on od gwiezdnego olbrzyma, gwiazdy typu Wolfa-Rayeta, około 40-50 razy większej, niż Słońce. Pali się najgoręcej ze wszystkich gwiazd, produkując mnóstwo pierwiastków, które są wyrzucane z powierzchni w intensywnym wietrze gwiazdowym. Gdy gwiazda Wolfa-Rayeta traci masę, wiatr gwiazdowy przedziera się przez otaczającą go materię formując się w strukturę bańki o gęstej powłoce.

„Skorupa takiej bańki jest dobrym miejscem do produkcji gwiazd, ponieważ gaz i pył zostają uwięzione wewnątrz, gdzie mogą się skupiać w gwiazdy” – powiedział Nicolas Dauphas, profesor na Wydziale Nauk Geograficznych. Autorzy szacują, że od 1 do 16% wszystkich gwiazd podobnych do Słońca może powstawać w takich właśnie gwiezdnych żłobkach.

Różni się to od hipotezy supernowej wyrzucającej dwa izotopy, które występują w dziwnych proporcjach we wczesnym Układzie Słonecznym, w porównaniu do reszty Galaktyki. Meteoryty pozostałe po wczesnym Układzie Słonecznym mówią nam, że było dużo aluminium-26. Ponadto badania, w tym badanie Dauphasa z 2015 roku oraz byłego studenta, coraz częściej sugerują, że mamy mniej izotopu żelaza-60.

Supernowe produkują obydwa izotopy. „Nasuwa się pytanie, dlaczego jeden został wstrzyknięty do Układu Słonecznego, a drugi nie” – powiedział współautor Vikram Dwarkadas, profesor nadzwyczajny z Astronomii i Astrofizyki. To doprowadziło ich do gwiazd Wolfa-Rayeta, które uwalniają dużo aluminium-26, ale nie żelazo-60.

„Chodzi o to, że aluminium-26 wyrzucony z gwiazd Wolfa-Rayeta jest przenoszony na zewnątrz na ziarnkach pyłu uformowanego wokół gwiazdy. Owe ziarna mają wystarczającą siłę, by przebić się przez jedną stronę powłoki, gdzie są w większości zniszczone – zatrzymując aluminium wewnątrz powłoki” – powiedział Dwarkadas. Ostatecznie część powłoki zapada się do wewnątrz pod wpływem grawitacji, tworząc Układ Słoneczny.

Jeżeli chodzi o olbrzyma Wolfa-Rayeta: jego życie skończyło się dawno temu, prawdopodobnie w eksplozji supernowej lub bezpośrednio w kolapsie do czarnej dziury. Bezpośrednie zapadanie się do czarnej dziury wytworzyło by niewiele żelaza-60. Gdyby to była supernowa, żelazo-60 powstałe w wyniku eksplozji mogło nie przeniknąć przez ściany bańki lub nie było równomiernie rozprowadzone.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Chicago

Urania

21 grudnia 2017

Astronomowie rzucają światło na formowanie się czarnych dziur i galaktyk

Astronomom wydawało się, że supermasywne czarne dziury mają wpływ na formowanie się gwiazd w galaktykach, ale mechanizm tego, jak to się dzieje, do tej pory nie był jasny.


„Supermasywne czarne dziury są urzekające. Zrozumienie, dlaczego i w jaki sposób wpływają one na swoje galaktyki jest wyjątkową zagadką w ich procesie formowania się” – mówi autor badania, Shelley Wright, profesor fizyki na Uniwersytecie Kalifornijskim w San Diego.

W badaniu opublikowanym 20 grudnia w Astrophysical Journal, Wright, absolwent Andrey Vayner oraz ich koledzy zbadali energetykę otaczającą potężne wiry generowane przez jasną supermasywną czarną dziurę (znaną jako kwazar), w centrum galaktyki 3C 298 znajdującej się 9,3 miliarda lat świetlnych stąd.

„Badamy supermasywne czarne dziury w bardzo wczesnym Wszechświecie, gdy te aktywnie rosną poprzez gromadzenie ogromnych ilości materii gazowej. Podczas gdy czarne dziury same nie emitują światła, gazowa materia jest podgrzewana do ekstremalnych temperatur, czyniąc je najbardziej świecącymi obiektami we Wszechświecie” – mówi Wright.

Badania zespołu z UC San Diego wykazują, że te wiatry wieją przez całą galaktykę i mają wpływ na wzrost gwiazd.

Dzisiaj, sąsiednie galaktyki pokazują, że ich masa jest ściśle skorelowana z masą supermasywnej czarnej dziury. Badania Wrighta i Vaynera wskazują, że 3C 298 nie pasuje do normalnego związku skalowania pomiędzy pobliskimi galaktykami a supermasywnymi czarnymi dziurami, które czają się w ich centrum. Ale, jak pokazują ich badania, we wczesnym Wszechświecie galaktyka 3C 298 jest 100 razy mniej masywna, niż powinna być, biorąc pod uwagę masę jej potwornej, supermasywnej czarnej dziury.

Oznacza to, że masa supermasywnej czarnej dziury jest ustalona na długo przed galaktyką, a potencjalna energetyka z kwazaru jest w stanie kontrolować jej wzrost.

Aby przeprowadzić to badanie, naukowcy z Uniwersytetu Kalifornijskiego wykorzystali wiele najnowocześniejszych obiektów astronomicznych. Pierwszym z nich był instrument Obserwatorium Kecka OSIRIS (OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph – Spektrograf z obrazowaniem w podczerwieni) oraz zaawansowany system optyki adaptywnej. System ten pozwala naziemnym teleskopom uzyskać obrazy o wyższej jakości, korygując rozmycie spowodowane ziemską atmosferą. Powstałe obrazy są tak dobre, jak te uzyskane z kosmosu.

Drugim ważnym obiektem jest ALMA, międzynarodowe obserwatorium w Chile, które jest w stanie wykryć milimetrowej długości fale używając ponad 66 anten w celu uzyskania w wysokiej rozdzielczości obrazów gazu otaczającego kwazar.

„Najprzyjemniejszą częścią badania tej galaktyki było zebranie wszystkich danych z różnych długości fal i technik. Każdy nowy zbiór danych, który uzyskaliśmy od tej galaktyki, odpowiedział na jedno pytanie i pomógł nam połączyć niektóre elementy układanki. Jednocześnie stworzyły nowe pytania dotyczące natury formowania się galaktyki i supermasywnej czarnej dziury” – powiedział Vayner. 

Wright zgadza się, mówiąc, że zbiory danych z obydwu obserwatoriów, Kecka oraz ALMA, były „niesamowicie wspaniałe”, oferując bogactwo nowych informacji o Wszechświecie.

Odkrycia te są pierwszymi wynikami większego badania odległych kwazarów i ich wpływu energetycznego na powstawanie gwiazd i wzrost galaktyk. Vayner i zespół będą nadal opracowywać wyniki na bardziej odległych kwazarach, wykorzystując nowe urządzenia i możliwości Obserwatorium Kecka i ALMA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Obserwatorium Kecka

Urania

19 grudnia 2017

Nowe podejście do wykrywania planet w układzie Alfa Centauri

Astronomowie z Yale ponownie spojrzeli na pobliski układ gwiazd Alfa Centauri i znaleźli nowy sposób, aby zawęzić poszukiwanie planet nadających się do zamieszkania.


Według badań przeprowadzonych przez profesor Debrę Fischer i jej doktorantkę Lily Zhao, w układzie Alfa Centauri mogą znajdować się małe, podobne do Ziemi planety, które wcześniej zostały przeoczone. Jednocześnie badanie wykluczyło istnienie wielu większych planet w tym systemie, które pojawiły się w poprzednich modelach.

„Wszechświat mówi nam, że najczęstszy typ to małe planety, a nasze badania pokazują, że to właśnie te, które najprawdopodobniej krążą wokół Alfa Centauri A i B” – powiedziała Fischer, czołowy ekspert w dziedzinie egzoplanet, która od dekad zajmuje się badaniami w poszukiwaniu odpowiednika Ziemi.

Nowe badanie pojawiło się w czasopiśmie Astronomical Journal. Współautorami są John Brewer i Matt Giguere z Yale oraz Bárbara Rojas-Ayala z Universidad Andrés Bello w Chile.

Układ Alfa Centauri znajduje się w odległości 1,3 parseka (4,24 roku świetlnego) od Ziemi, co czyni go naszym najbliższym sąsiedztwem. W jego skład wchodzą trzy gwiazdy: Centauri A, Centauri B i Proxima Centauri. Odkrycie w zeszłym roku planety podobnej do Ziemi, która krąży wokół Proxima Centauri wywołało nową falę naukowego i publicznego zainteresowania tym układem.

„Ponieważ Alfa Centauri znajduje się tak blisko, jest to pierwszy krok poza nasz Układ Słoneczny. Wokół Alfa Centauri A i B krążą zapewne małe planety skaliste” – powiedziała Fischer.

Wyniki bazują na danych zebranych z bardziej zaawansowanych instrumentów spektrograficznych w obserwatoriach znajdujących się w Chile: CHIRON, spektrograf zbudowany przez zespół Fischer; HARPS, zbudowany przez zespół z Genewy oraz UVES, część Very Large Telescope Array. „Aż do teraz, precyzja naszych instrumentów nie była wystarczająca” – powiedziała Fischer.

Naukowcy badając układ Alfa Centauri zadali sobie pytanie, czy gdyby w ekosferze gwiazdy była mała, skalista planeta to byliby w stanie, na podstawie analizy spektrograficznej ją wykryć? Bardzo często odpowiedź była negatywna.

Zhao, pierwsza autorka badania ustaliła, że w przypadku Alfa Centauri A wciąż można podejrzewać obecność planet o rozmiarach mniejszych, niż 50 mas Ziemi. W przypadku Alfa Centauri B na orbitach mogą znajdować się planety mniejsze, niż 8 Ziem. Wokół Proxima Centauri mogą krążyć planety mające mniej niż połowę masy Ziemi.

Ponadto badanie wyeliminowało możliwość występowania większej liczby dużych planet. Zhao powiedziała, że odbiera to planetom rozmiarów Jowisza możliwość doprowadzenia planetoid do kolizji z planetami podobnymi do Ziemi czy zmiany ich orbit.

Astronomowie przetworzyli istniejące dane w celu wyciągnięcia nowych wniosków. Dzięki temu byli w stanie wykluczyć obecność dużych planet, które mogłyby zagrażać małym, nadającym się do zamieszkania światom oraz zawęzić obszar poszukiwań dla przyszłych badań.

Naukowcy mówią, że ta nowa informacja pomoże astronomom w ustaleniu priorytetów ich wysiłków na rzecz wykrycia dodatkowych planet w układzie. Podobnie, ciągłe wysiłki Fischer i innych badaczy w celu ulepszenia technologii spektrograficznej pomogą zidentyfikować i zrozumieć skład egzoplanet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak 

Źródło:

16 grudnia 2017

Czy następny cel New Horizons ma księżyc?

Nowe analizy zespołu New Horizons sugerują, że następny cel misji w Pasie Kuipera może mieć trzeciego towarzysza.


Naukowcy już tego lata byli podekscytowani tym, że nowy cel New Horizons – obiekt Pasa Kuipera znajdujący się około 1,5 miliarda kilometrów od Plutona – może mieć kształt orzecha, lub nawet mogą to być dwa obiekty krążące wokół siebie. Teraz nowe dane wskazują, że 2014 MU69 może mieć towarzysza: mały księżyc.

Jest to ostatnia teoria pochodząca od zespołu NASA New Horizons, która kontynuuje analizę danych z teleskopu na temat celu przelotu sondy w dzień Nowego Roku 2019. „Tak naprawdę nie będziemy wiedzieć, jak wygląda MU69, dopóki nie przelecimy obok niego, a nawet nie zrozumiemy go w pełni, aż nie nastąpi spotkanie. Ale nawet z daleka, im bardziej go badamy, tym ciekawszy i niesamowity staje się ten mały świat” – powiedział członek zespołu naukowego New Horizons, Marc Buie z Southwest Research Institute w Boulder, Colorado, który zaoferował aktualizację MU69 podczas jesiennego spotkania Amerykańskiej Unii Geofizycznej w Nowym Orleanie.

Dane, które doprowadziły do takich wskazówek dotyczących natury MU69, zebrano w ciągu sześciu tygodni w czerwcu i lipcu, kiedy to zespół podjął trzy próby umieszczenia teleskopów w wąskim cieniu MU69, kiedy przechodził przed gwiazdą (zjawisko zwane zakryciem). Najbardziej wartościowa miała miejsce 17 lipca, kiedy pięć teleskopów rozmieszczonych w Argentynie przez zespół New Horizons znajdowało się we właściwym miejscu i właściwym czasie, aby złapać jego ulotny cień i uchwycić ważne dane dotyczące rozmiaru MU69, jego kształtu i orbity. Dane te bardziej wskazywały, że MU69 może być dwoma obiektami o podobnych rozmiarach czyli tak zwanym układem podwójnym.

Perspektywa, że MU69 może posiadać księżyc, powstała z danych zebranych podczas trwania innego zakrycia z dnia 10 lipca, obserwowanego przez powietrzne obserwatorium NASA Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA). Koncentrując się na oczekiwanym położeniu obiektu, podczas przelotu nad Pacyfikiem, SOFIA wykryło coś, co wyglądało na bardzo krótki spadek jasności gwiazdy. Buie powiedział, że dalsza analiza tych danych, w tym ich zsynchronizowanie z obliczeniami orbity MU69 dostarczonymi przez misję Europejskiej Agencji Kosmicznej GAIA, daje możliwość, że punkcik wykryty przez SOFIA może być kolejnym obiektem okrążającym MU69.

„Układ podwójny z mniejszym księżycem może również pomóc w wyjaśnieniu przesunięć, jakie widzimy w pozycji MU69 podczas tych różnych zakryć. To wszystko jest bardzo sugestywne, ale także kolejny krok w naszej pracy, aby uzyskać wyraźny obraz MU69 przed przelotem New Horizons za rok od teraz” – dodał Buie.

Ten przelot będzie najdalszym w historii eksploracji kosmosu. Antyczny obiekt Pasa Kuipera – MU69, odkryty w 2014 roku, znajduje się ponad 4 miliardy kilometrów od Ziemi. Wydaje się, że ma nie więcej niż 20 km długości lub, jeżeli jest to obiekt podwójny, około 15-20 km średnicy. Podobnie, jak inne obiekty Pasa Kuipera, MU69 daje dokładniejsze spojrzenie na pozostałości antycznego procesu budowania planet, małych światów, które posiadają kluczowe wskazówki dotyczące formowania się zewnętrznego Układu Słonecznego.

„Starania zakryciowe, które Marc Buie i jego zespół prowadzili dla misji New Horizons, były nieocenione w otwarciu nam oczu na bardzo realne możliwości dotyczące tego, że MU69 jest bardziej skomplikowany, niż ktokolwiek podejrzewał i że kryje wiele niespodzianek dla nas na przelot przeddzień i dzień Nowego 2019 Roku. Urok jego eksploracji staje się coraz silniejszy, gdy uczymy się o nim coraz więcej. To po prostu fantastyczne!” – dodał główny badacz New Horizons, Alan Stern, również z Southwest Research Institute.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

15 grudnia 2017

Lepszy sposób na zważenie milionów samotnych gwiazd

W jaki sposób lepiej mierzyć masy samotnych gwiazd? Astronomowie opracowali nową i ulepszoną metodę takiego pomiaru, szczególnie gwiazd z układami planetarnymi.


Uzyskanie dokładnych pomiarów wagi gwiazdy nie tylko odgrywa kluczową rolę w zrozumieniu, w jaki sposób gwiazdy się rodzą, ewoluują i umierają, ale ma również zasadnicze znaczenie w ocenie prawdziwej natury tysięcy egzoplanet, o których teraz wiadomo, że krążą wokół większości innych gwiazd.

Metoda ta jest dostosowana do potrzeb misji Europejskiej Agencji Kosmicznej GAIA, która jest w trakcie mapowania Drogi Mlecznej w trzech wymiarach, oraz do celów badań przyszłego satelity NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), który ma wystartować w przyszłym roku i prowadzić przegląd 200 000 najjaśniejszych gwiazd na niebie, szukając obcych ziem.

„Opracowaliśmy nowatorską metodę ‘ważenia’ samotnych gwiazd. Najpierw wykorzystujemy całe światło gwiazdy i jej paralaksę aby wywnioskować średnicę obiektu. Następnie analizujemy sposób, w jaki światło gwiazdy migota, co pozwala nam zmierzyć jej powierzchnię grawitacyjną. Następnie łączymy to razem, aby uzyskać całkowitą masę gwiazdy” – mówi Keivan Stassun, profesor fizyki i astronomii Uniwersytetu Vanderbilt.

Stassun i jego koledzy – Enrico Corsaro z INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania we Włoszech, Joshua Pepper z Uniwersytetu Leigh oraz Scott Gaudi z Uniwersytetu Stanowego Ohio – opisali metodę oraz zaprezentowali jej dokładność używając 675 gwiazd o znanej masie, w artykule zatytułowanym „Empirical, accurate masses and radii of single stars with TESS and GAIA”, który został zaakceptowany do publikacji w Astronomical Journal.

Tradycyjnie, najdokładniejszą metodą określania masy odległych gwiazd jest mierzenie orbit układów podwójnych. Prawa ruchu Newtona pozwalają astronomom obliczyć masy obu gwiazd, mierząc ich orbity ze znaczną dokładnością. Jednak mniej niż połowa układów gwiezdnych w galaktyce to układy podwójne, a spośród nich zaledwie 20% to czerwone karły, które stały się cennymi łowiskami dla planet pozasłonecznych, więc astronomowie wymyślili wiele innych metod szacowania masy samotnych gwiazd. Metoda fotometryczna, która klasyfikuje gwiazdy według koloru i jasności, jest najbardziej ogólna ale nie jest bardzo dokładna. Asterosejsmologia, która mierzy fluktuacje światła powodowane przez impulsy dźwiękowe podróżujące przez wnętrze gwiazdy, jest bardzo dokładna, ale działa tylko na kilku tysiącach najbliższych, najjaśniejszych gwiazd.

„Nasza metoda pozwala mierzyć masę dużej liczby gwiazd z dokładnością 10% – 25%. W większości przypadków jest to o wiele dokładniejsza, niż w przypadku innych dostępnych metod, a co ważniejsze, można ją zastosować do samotnych gwiazd, więc nie ograniczamy się do układów podwójnych” – powiedział Stassun.

Technika ta jest rozwinięciem tego, co Stasuun opracował cztery lata temu z absolwentką Fabienne Bastien, która jest teraz adiunktem na Pennsylvania State University. Używając specjalnego oprogramowania do wizualizacji danych opracowanego przez zespół astronomów z Uniwersytetu Vanderbilt, Bastien odkryła subtelny wzór migotania światła gwiazd zawierający cenne informacje o grawitacji powierzchniowej gwiazdy.

W zeszłym roku Stassun i jego współpracownicy opracowali empiryczną metodę określania średnicy gwiazdy za pomocą danych z opublikowanego katalogu gwiazd. Polega ona na połączeniu informacji o jasności i temperaturze gwiazdy z danymi paralaksy z misji GAIA (efekt paralaksy to pozorne przesunięcie obiektu spowodowane zmianą punktu widzenia obserwatora).

„Łącząc te dwie techniki, pokazaliśmy, że możemy oszacować masę gwiazd skatalogowanych przez misję Kepler z dokładnością 25% i szacujemy, że zapewni to dokładność 10% dla typów gwiazd, na które misja TESS będzie skierowana” – powiedział Stassun.

Ustalenie masy gwiazdy, która posiada układ planetarny, jest kluczowym czynnikiem w określaniu masy i wielkości planet krążących wokół niej. Błąd wynoszący 100% w ocenie masy gwiazdy, co jest typowe przy zastosowaniu metody fotometrycznej, może spowodować błąd aż do 67% przy obliczaniu masy jej planet. Jest to mniej więcej odpowiednik różnicy pomiędzy Marsem a Ziemią. Jest więc niezwykle ważne, aby właściwie ocenić naturę wszystkich obcych światów, które astronomowie zaczęli wykrywać w ostatnich latach. 

Opracowanie
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 grudnia 2017

Misja marsjańska rzuca światło na ekosferę odległych planet

Jak długo skalista planeta, podobna do Marsa, nadawałaby się do życia, gdyby krążyła wokół czerwonego karła? To skomplikowane pytanie, ale misja NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) może pomóc nam na nie odpowiedzieć.


„Misja MAVEN mówi nam, że Mars utracił znaczną ilość atmosfery na przestrzeni czasu, zmieniając swoją ekosferę. Możemy wykorzystać Marsa, planetę, o której dużo wiemy, jako laboratorium do badania skalistych planet poza Układem Słonecznym, o których jeszcze niewiele wiemy” – mówi David Brain, współwykonawca MAVEN i profesor w Laboratory for Atmospheric and Space Physics na Uniwersytecie Colorado Boulder. 

Podczas jesiennego spotkania Amerykańskiej Unii Geofizycznej, 13 grudnia b.r. w Nowym Orleanie Brian opisał, w jaki sposób spostrzeżenia z misji MAVEN mogą być zastosowane do zamieszkania planet skalistych krążących wokół innych gwiazd.

MAVEN posiada zestaw instrumentów, które mierzyły straty atmosferyczne Marsa od listopada 2014 roku. Badania wskazują, że Mars stracił większość swojej atmosfery w wyniku połączenia procesów chemicznych i fizycznych. Instrumenty pojazdu zostały wybrane w celu określenia, jak bardzo każdy z procesów przyczynia się do całkowitej ucieczki atmosfery.

W ciągu ostatnich trzech lat Słońce przechodziło okres wyższej i niższej aktywności słonecznej, a Mars także doświadczył burz słonecznych, rozbłysków słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy. Owe zmienne warunki dały MAVEN okazję do obserwowania uciekającej atmosfery Marsa.

Brian i jego koledzy zaczęli myśleć o zastosowaniu tych obserwacji do hipotetycznej planety podobnej do Marsa, która orbituje wokół gwiazdy klasy M (czerwony karzeł), najpowszechniejszej klasy gwiazd w Galaktyce.

Naukowcy przeprowadzili wstępne obliczenia na podstawie danych z MAVEN. Podobnie, jak w przypadku Marsa założyli, że planeta może znajdować się na skraju ekosfery swojej gwiazdy. Ponieważ czerwony karzeł jest ciemniejszy niż Słońce, planeta w strefie zdatnej do zamieszkania musiałaby krążyć znacznie bliżej swojej gwiazdy, niż Merkury od Słońca.

Jasność czerwonego karła w najdalszym ultrafiolecie w połączeniu z bliską orbitą oznaczałaby, że hipotetyczna planeta byłaby narażona na promieniowanie UV 5-10 razy większe, niż ma to miejsce w przypadku Marsa. Zwiększa to ilość energii  odpowiedzialnej za ucieczkę atmosfery. W oparciu o dane MAVEN, Brian i współpracownicy oszacowali, w jaki sposób poszczególne procesy ucieczki zareagują na wywołanie UV.

Ich obliczenia wykazują, że atmosfera planety może stracić od 3 do 5 razy więcej naładowanych cząstek. Proces ten nazywany jest ucieczką fotochemiczną, do której dochodzi gdy promienie UV rozbijają cząstki w górnych warstwach atmosfery. 

Wreszcie, hipotetyczna planeta może doświadczyć tej samej ilości ucieczki termicznej. Ucieczka termiczna występuje tylko w przypadku lżejszych cząstek, takich jak wodór. Mars traci swój wodór przez ucieczkę termiczną w górnej części atmosfery. Na egzo-Marsie ucieczka wzrośnie tylko wtedy, gdy wzrost promieniowania UV dociśnie więcej wodoru do górnej warstwy atmosfery.

W sumie szacunki sugerują, że orbitowanie na skraju ekosfery cichej gwiazdy kasy M, inaczej niż w przypadku Słońca, może skrócić okres zdolności do zamieszkania planety o współczynnik około 5 do 20. Dla gwiazdy klasy M okres zamieszkania można zmniejszyć o około 1000 – redukując go zaledwie do mrugnięcia okiem w kategoriach geologicznych. Burze słoneczne mogły zaatakować planetę promieniami tysiąckrotnie intensywniejszymi, niż normalna aktywność Słońca.

Jednak Brian i jego koledzy rozważali szczególnie trudną sytuację w zakresie ekosfery, umieszczając Marsa wokół gwiazdy klasy M. Na innej planecie mogą występować pewne czynniki łagodzące - na przykład aktywne procesy geologiczne, które do pewnego stopnia uzupełniają atmosferę, pole magnetyczne, które chroni atmosferę przed rozbiciem przez wiatr gwiazdowy, lub większy rozmiar, który zapewnia większą grawitację do utrzymania atmosfery.

„Strefa zdolna do zamieszkania jest jednym z większych tematów w astronomii, a te szacunki pokazują jeden ze sposobów wykorzystania informacji o Marsie i Słońcu, aby pomóc w określeniu czynników kontrolujących, czy planety w innych układach mogą być odpowiednie do życia” – powiedział Bruce Jakosky, główny badacz MAVEN na Uniwersytecie Colorado Boulder.  

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA 

7 grudnia 2017

Odkryto najodleglejszą czarną dziurę

Naukowcy odkryli rzadki relikt wczesnego Wszechświata: najodleglejszą supermasywną czarną dziurę. Jest ona 800 milionów razy masywniejsza, niż Słońce, co jest zaskakująco dużą masą jak na jej wiek. 


„Ta czarna dziura urosła znacznie bardziej, niż oczekiwaliśmy, w ciągu zaledwie 690 milionów lat po Wielkim Wybuchu, co kwestionuje nasze teorie na temat powstawania czarnych dziur” – powiedział współautor badania Daniel Stern z Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie, Kalifornia. 

Astronomowie połączyli dane w podczerwieni z  WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) z danymi z naziemnych przeglądów, aby zidentyfikować potencjalne odległe obiekty do obserwacji, a następnie zbadali je za pomocą teleskopów Magellana znajdujących się w Chile. Astronom z Obserwatorium Carnegie, Eduardo Bañados zidentyfikował kandydatów spośród setek milionów obiektów odkrytych przez WISE, które byłyby warte dalszej obserwacji przez teleskopy Magellana. 

We wczesnym Wszechświecie musiały istnieć specjalne warunki, żeby czarne dziury mogły stać się tak duże w tamtym okresie. Jednak jak na razie stanowią one zagadkę. 

Nowo odkryta czarna dziura intensywnie pożera materię w centrum galaktyki – zjawisko zwane kwazarem. Kwazar ów jest szczególnie interesujący, ponieważ pochodzi z czasów, kiedy Wszechświat właśnie zaczynał się wyłaniać z wieków ciemnych. To odkrycie dostarczy podstawowych informacji o Wszechświecie, którego wiek stanowił zaledwie 5% obecnego. 

„Kwazary są najdalszymi i najjaśniejszymi znanymi ciałami niebieskimi i mają kluczowe znaczenie dla zrozumienia wczesnego Wszechświata” – wyjaśnia współautor opracowania, Bram Venemans z Instytutu Astronomii Maxa Plancka w Niemczech.

Wszechświat rozpoczął się jako gorąca zupa cząstek, która szybko rozprzestrzeniła się w okresie zwanym inflacją. Około 400 000 lat po Wielkim Wybuchu cząstki te ochłodziły się i utworzyły neutralny gazowy wodór. Ale Wszechświat pozostał ciemny, bez żadnych źródeł światła, dopóki grawitacja nie skondensowała materii w pierwszych gwiazdach i galaktykach. Energia uwalniana przez te dawne galaktyki powodowała wzbudzenie i jonizację atomów neutralnego wodoru. Od tego czasu gaz pozostaje w tym stanie. Gdy Wszechświat uległ rejonizacji, fotony mogły zacząć swobodnie podróżować w przestrzeni kosmicznej. Dopiero wtedy stał on się przezroczysty dla światła.

Większość wodoru otaczającego nowo odkrytego kwazaru jest neutralna. Oznacza to, że nie tylko jest to najodleglejszy kwazar, ale jest to również jedyny obiekt, jaki możemy zobaczyć z okresu sprzed rejonizacji.

Odległość do kwazaru określona jest przez jego przesunięcie ku czerwieni (miara tego, jak bardzo długość fali światła została rozciągnięta przez rozszerzający się Wszechświat, zanim dotarła ona do Ziemi). Im wyższe przesunięcie ku czerwieni, tym większa odległość i tym dalej astronomowie patrzą w przeszłość obserwując dany obiekt. Ten kwazar ma przesunięcie ku czerwieni wynoszące 7,54 – bazując na odkryciu zjonizowanej emisji węgla z galaktyki macierzystej tej masywnej czarnej dziury. Oznacza to, że światło z tego kwazaru biegło do nas ponad 13 miliardów lat.

Naukowcy przewidują, że na niebie znajduje się od 20 do 100 kwazarów tak jasnych i odległych, jak ten nowo odkryty. Aby znaleźć więcej takich obiektów, astronomowie czekają na misje: ESA Euklides oraz NASA WFIRST.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

4 grudnia 2017

Zagubione gwiazdy Obłoków Magellana

Korzystając z Anglo-Australijskiego Teleskopu (AAT), międzynarodowy zespół astrofizyków potwierdził istnienie gwiazd w Moście Magellana, gazowej strukturze łączącej dwa Obłoki Magellana. Te „zagubione gwiazdy” zostały wydarte z Małego Obłoku Magellana przez grawitacyjne przyciąganie Wielkiego Obłoku Magellana w ich ostatnim bliskim spotkaniu. Nasza Galaktyka, Droga Mleczna, posiada dwie galaktyki satelitarne: Obłoki Magellana.


Widoczne jedynie z południowej półkuli, Mały i Wielki Obłok Magellana wydają się być obiektami odizolowanymi. Są jednak połączone ze sobą strukturą gazową: Mostem Magellana. Materia tego mostu została usunięta z Obłoków Magellana w wyniku silnych oddziaływań grawitacyjnych pomiędzy dwiema małymi galaktykami i Drogą Mleczną.

Używając 3,9-metrowego Anglo-Australijskiego Teleskopu znajdującego się w Obserwatorium Siding Spring (Coonabarabran, Australia) i zarządzanego przez Australijskie Obserwatorium Astronomiczne (AAO), międzynarodowy zespół astrofizyków potwierdził po raz pierwszy wykrycie gwiazd w Moście Magellana. 

Aby dokonać tego fascynującego odkrycia, astronomowie użyli robota „2dF” na AAT razem ze spektrografem AAOmega do pomiaru 1500 gwiazd w tym rejonie nieba. 

„Robot 2fF, który jest pionierem w swojej klasie, pozwala nam obserwować jednocześnie 400 obiektów w obszarze nieba o średnicy 4 Księżyców w pełni. Dzięki temu można uzyskać wysokiej jakości dane tysięcy gwiazd w ciągu zaledwie kilku nocy” – mówi dr Ángel López-Sánchez, astronom w AAO i członek zespołu badawczego.  

Obserwacje w AAT były możliwe dzięki programowi OPTICON z Unii Europejskiej, który umożliwia astronomom z Europy dostęp do obiektów w innych krajach, takich jak AAT w Australii. 

Obserwacje AAT pokazały, że niektóre gwiazdy w regionie, gdzie znajduje się Most Magellana, nie poruszają się z Drogą Mleczną. Zamiast tego ruchy tych gwiazd zgadzają się z ruchem Mostu Magellana. Naukowcy odkryli, że te „zagubione gwiazdy” są bardzo stare, powstały pomiędzy 1 a 10 miliardami lat temu.

Most Magellana powstał zaledwie 200 milionów lat temu, znacznie później, niż związane z nim gwiazdy, co oznacza, że „zaginione gwiazdy” faktycznie powstały Wielkim lub Małym Obłoku Magellana, a następnie zostały usunięte z galaktyk.

Niektóre dynamiczne modele wyjaśniające powstanie i ewolucję Mostu Magellana już przewidywały obecność gwiazd i gazu. Nowe obserwacje potwierdziły jednoznacznie, że jest to prawda. 

„Istotna część gazu i gwiazd w Obłokach Magellana została ‘wydarta’ przez działanie sił grawitacyjnych. Porównując z modelami dynamicznymi można oszacować, że doszło do tego około 200 milionów lat temu, kiedy obie galaktyki karłowate znajdowały się bardzo blisko siebie. To był początek Mostu Magellana” – mówi dr Noelia E. D. Noël, wykładowca fizyki na Uniwersytecie w Surrey, w Wielkiej Brytanii.

Ponadto dane spektroskopowe dostarczone przez AAT zostały również wykorzystane do oszacowania składu chemicznego “zaginionych gwiazd” znalezionych w Moście Magellana. Łącząc kinematykę i skład chemiczny astronomowie potwierdzili jednoznacznie, że gwiazdy te faktycznie powstały w Małym Obłoku Magellana.

Wzajemne oddziaływanie i łączenie się galaktyk były bardzo powszechne we wczesnym Wszechświecie i trwają nadal. Rzeczywiście, ewolucja galaktyk jest zdominowana przez takie spotkania. Oddziaływania takie mogą zniekształcić a nawet drastycznie zmienić morfologię galaktyk. Podczas tych spotkań dochodzi do wymiany materii między galaktykami, powstają nowe regiony formowania się gwiazd, a często gaz i gwiazdy są również usuwane w przestrzeń pomiędzy galaktykami, zwaną ośrodkiem międzygalaktycznym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 grudnia 2017

Sfotografowano parę gigantycznych czarnych dziur w M31?

Wygląda na to, że nawet czarne dziury nie mogą się oprzeć pokusie dodania swoich niezapowiedzianych fotografii. Kosmiczna „fotobomba” znaleziona jako obiekt tła na zdjęciach pobliskiej galaktyki Andromedy ukazała coś, co może być najciaśniejszym układem supermasywnych czarnych dziur, jakie kiedykolwiek widziano. Astronomowie dokonali tego niesamowitego odkrycia korzystając z danych z kosmicznego obserwatorium rentgenowskiego – Chandra oraz naziemnych optycznych – Gemini-North na Hawajach i Palomar Transient Factory w Kalifornii.


To niezwykłe źródło, nazwane LGGS J004527.30+413254.3 (w skrócie J0045+41), było widziane na zdjęciach rentgenowskich oraz optycznych galaktyki Andromedy. Do niedawna naukowcy uważali, że J0045+41 jest obiektem w M31, dużej galaktyki spiralnej, leżącej stosunkowo blisko nas (2,5 miliona lat świetlnych stąd). Nowe dane ujawniły jednak, że obiekt ten znajduje się znacznie dalej, mianowicie w odległości 2,6 mld lat świetlnych od Ziemi.

Astronomowie szukali specjalnego typu gwiazd w M31 i wydawało im się, że znaleźli jedną. Byli jednak zaskoczeni odkryciem czegoś tak dziwnego. Jeszcze dziwniejsze, niż odległość J0045+41 jest to, że prawdopodobnie zawiera parę olbrzymich czarnych dziur okrążających się po bardzo ciasnej orbicie. Szacowana masa całkowita obydwu czarnych dziur wynosi około 200 mas Słońca. 

Wcześniej inny zespół astronomów zaobserwował okresowe zmiany jasności w świetle widzialnym J0045+41, ale sądząc, że obiekt należy do M31, wziął go za parę gwiazd, które okrążają się z okresem 80 dni. 

Intensywność źródła promieniowania rentgenowskiego obserwowanego przez Chandra wykazała, że pierwotna klasyfikacja obiektu była nieprawidłowa. J0045+41 miał być układem podwójnym w M31 zawierającym gwiazdę neutronową lub czarną dziurę, która wyrywa materię od gwiazdy towarzysza – gatunek układu, którego początkowo szukał w galaktyce Dorn-Wallenstein – bądź o wiele masywniejszy i odleglejszy układ zawierający co najmniej jedną, szybko rosnącą supermasywną czarną dziurę. 

Widmo z teleskopu Gemini-North wykonane przez zespół z Uniwersytetu Waszyngtona pokazało, że J0045+41 musi posiadać co najmniej jedną supermasywną czarną dziurę oraz pozwoliło naukowcom oszacować odległość do niego. Widmo dostarczyło także możliwych dowodów na to, że jest tam także druga czarna dziura i porusza się z inną prędkością, niż ta pierwsza, jak się spodziewano, jeżeli obie się wspólnie okrążają.

Następnie zespół wykorzystał Palomar Transient Factory do wyszukania okresowych zmian w świetle J0045+41 i znalazł ich kilka, w tym około 80 i 320 dni. Stosunek pomiędzy tymi okresami odpowiada przewidywanemu przez teoretyczne prace nad dynamiką dwóch wielkich czarnych dziur orbitujących wokół siebie. Są to pierwsze tak mocne dowody na parę czarnych dziur okrążających się.

Naukowcy szacują, że dwie przypuszczalne czarne dziury okrążają się w odległości zaledwie kilkuset razy większej, niż wynosi odległość Ziemia-Słońce, czyli zaledwie 1/100 roku świetlnego. Dla porównania, najbliższa Słońcu gwiazda znajduje się w odległości 4 lat świetlnych. 

Układ taki mógłby powstać w wyniku połączenia się miliardy lat wcześniej dwóch galaktyk, z których każda zawierała supermasywną czarną dziurę. W obecnej chwili bliska separacja dwóch czarnych dziur nieuchronnie zbliża je do siebie, przez co emitują fale grawitacyjne. W zależności od tego, jakie masy mają owe czarne dziury, naukowcy szacują, że zderzą się one ze sobą przynajmniej za 350 a najpóźniej za 360 000 lat.

Jeżeli J0045+41 rzeczywiście zawiera dwie czarne dziury orbitujące blisko siebie, będzie emitować fale grawitacyjne, jednak sygnał taki nie był jeszcze wykryty przez LIGO czy Virgo (detektory fal grawitacyjnych). Jak do tej pory wykryły one połączenie się czarnych dziur o masie nie większej, niż 60 mas Słońca a ostatnio także zderzenie się dwóch gwiazd neutronowych.

Łączenie się supermasywnych czarnych dziur zajmuje znacznie więcej czasu niż tych o masach gwiazdowych. Dlatego fale grawitacyjne z obiektu J0045+41 mogą być łatwiej wykryte przez inny rodzaj urządzenia o nazwie Pulsar Timing Array.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

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...