29 marca 2018

Galaktyka bez ciemnej materii?

Astronomowie wykorzystujący dane z Obserwatoriów Gemini oraz Kecka natknęli się na galaktykę, która wydaje się prawie nie mieć ciemnej materii. Ponieważ Wszechświat jest zdominowany przez ciemną materię, która jest podstawą budowy galaktyk, „... to jest zmiana zasad gry” – mówi główny badacz Pieter van Dokkum z Yale University.


Galaktyki i ciemna materia idą w parze, zazwyczaj nie znajdziemy jednego bez obecności drugiego. Kiedy więc naukowcy odkryli galaktykę (NGC1052-DF2), która jest prawie całkowicie pozbawiona tego budulca, byli zszokowani.

„Znalezienie galaktyki bez ciemnej materii jest niespodziewane, ponieważ ta niewidzialna, tajemnicza substancja jest najbardziej dominującym aspektem każdej galaktyki. Przez dziesięciolecia myśleliśmy, że galaktyki rozpoczynają swoje życie jako bąble ciemnej materii. Potem dzieje się cała reszta: gaz opada na halo ciemnej materii, gaz zmienia się w gwiazdy, które powoli się budują, później kończąc jako galaktyka, taka jak na przykład Droga Mleczna. NGC1052-DF2 rzuca wyzwanie standardowym wyobrażeniom o tym, co myśleliśmy na temat sposobu formowania się galaktyk” – mówi Pieter van Dokkum. 

Biorąc pod uwagę jej duże rozmiary oraz słaby wygląd, astronomowie klasyfikują NGC1052-DF2 jako bardzo rozproszoną galaktykę, stosunkowo nowy typ, który po raz pierwszy odkryto w 2015 r. Bardzo rozproszone galaktyki są zaskakująco powszechne. Jednak żadna inna galaktyka tego typu, którą dotąd odkryto, nie była tak uboga w ciemną materię.

Aby spojrzeć jeszcze głębiej na tę unikalną galaktykę, astronomowie wykorzystali spektrograf Gemini Multi Object Spectrograph (GMOS), by uchwycić szczegółowe obrazy NGC1052-DF2, ocenić jej strukturę i potwierdzić, że nie ma ona oznak interakcji z innymi galaktykami.

Bez obrazów z Gemini analizujących morfologię galaktyki, brakowałoby astronomom kontekstu dla pozostałych danych. Także potwierdzenie przez Gemini, że galaktyka nie wchodzi w interakcje z innymi, pomoże im odpowiedzieć na pytania dotyczące warunków, jakie towarzyszyły jej narodzinom.

Van Dokkum i jego zespół po raz pierwszy zaobserwowali NGC1052-DF2 za pomocą Dragonfly Telephoto Array, teleskopu znajdującego się w Nowym Meksyku, który skonstruowali, by znaleźć te upiorne galaktyki. Wygląd NGC1052-DF2 na zdjęciach uzyskanych z Dragonfly Telephoto Array wyraźnie różnił się od tego na zdjęciach z Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Obrazy z Dragonfly przedstawiają blady obiekt podobny do kropelki, podczas gdy dane z SDSS pokazują zbiór stosunkowo jasnych punktowych źródeł.

W celu dalszej oceny tej niespójności, oprócz danych z Gemini, zespół przeanalizował światło z kilku jasnych źródeł w NGC1052-DF2, wykorzystując spektrograf teleskopu Keck Deep Imaging Multi-Object Spectrograph (DEIMOS) oraz spektrografu Low-Resolution Imaging Spectrometer (LRIS), identyfikując 10 gromad kulistych. Gromady te są dużymi, zwartymi grupami gwiazd, które krążą wokół jądra galaktycznego.

Dane spektralne uzyskane z teleskopów Kecka ujawniły, że gromady kuliste poruszały się znacznie wolniej, niż się tego spodziewano. Im wolniej poruszają się obiekty w układzie, tym mniejsza jest jego masa. Obliczenia zespołu pokazują, że cała masa w galaktyce może być przypisana masie gwiazd, co oznacza, że NGC1052-DF2 prawie nie ma ciemnej materii.

Wyniki zespołu wskazują, że ciemną materię można oddzielić od galaktyk. „Odkrycie to pokazuje, że ciemna materia jest realna – istnieje odrębnie, niezależne od innych składników galaktyk” – powiedział van Dokkum.

Gromady kuliste w NGC1052-DF2 oraz jej nietypowa struktura wprawiły astronomów w zakłopotanie, kiedy przyszło określić warunki, w jakich powstała galaktyka.

Jednak naukowcy mają pewne pomysły. NGC1052-DF2 znajduje się w odległości 65 milionów lat świetlnych stąd w gromadzie galaktyk zdominowanej przez olbrzymią galaktykę eliptyczną NGC 1052. Formowanie się galaktyk jest burzliwe i gwałtowne, a van Dokkum sugeruje, że wzrost raczkującej masywnej galaktyki miliardy lat temu być może odegrał rolę w deficycie ciemnej materii w NGC1052-DF2.

Inny pomysł jest taki, że kataklizmiczne wydarzenie w dziwacznej galaktyce, takie jak narodziny niezliczonych masywnych gwiazd, wyrzuciło cały gaz i materię, powstrzymując formowanie się gwiazd.

Możliwości te są jednak spekulacyjne i nie wyjaśniają wszystkich cech obserwowanej galaktyki.

Zespół kontynuuje polowanie na więcej galaktyk z niedoborem ciemnej materii, analizując uzyskane przez Hubble’a obrazy 23 innych rozproszonych galaktyk. Trzy z nich wydają się mieć cechy zbieżne z NGC1052-DF2, które van Dokkum planuje śledzić przez kolejne miesiące w Obserwatorium Kecka.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 marca 2018

Uciekająca gwiazda w Małym Obłoku Magellana

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył rzadką „uciekającą” gwiazdę, która przelatuje przez swoją macierzystą galaktykę z prędkością 133 km/s. Uciekająca gwiazda (oznaczona jako J01020100-7122208) znajduje się w Małym Obłoku Magellana, bliskim sąsiedzie Drogi Mlecznej. Uważa się, że była ona kiedyś składnikiem układu podwójnego gwiazd. Gdy gwiezdny towarzysz eksplodował jako supernowa, olbrzymie ilości uwolnionej energii wyrzuciły J01020100-7122208 w kosmos z dużą prędkością. Owa gwiazda jest pierwszym uciekającym żółtym nadolbrzymem, jaki kiedykolwiek odkryto oraz drugą rozwiniętą uciekającą gwiazdą odkrytą w innej galaktyce.


Po dziesięciu milionach lat podróży przez kosmos gwiazda przekształciła się w żółtego nadolbrzyma, obiekt, jaki widzimy dzisiaj. Jej podróż obejmuje 1,6° na niebie, co stanowi ponad 3 tarcze Księżyca w pełni. Gwiazda będzie nadal pędzić przez przestrzeń kosmiczną, aż wybuchnie jako supernowa za, prawdopodobnie, kolejne trzy miliony lat. Gdy do tego dojdzie, utworzą się cięższe pierwiastki, a powstała w ten sposób pozostałość po supernowej może stworzyć nowe gwiazdy a nawet planety na zewnętrznej krawędzi Małego Obłoku Magellana.

Gwiazda została odkryta i zbadana przez międzynarodowy zespół astronomów pod kierownictwem Kathryn Neugent z Obserwatorium Lowella we Flagstaff w Arizonie. W skład zespołu weszli pracownicy Obserwatoriów: Lowella – Phil Massey i Brian Skiff, Las Campanas (Chile) – Nidia Morrell oraz teoretyk z Uniwersytetu w Genewie – Cyril Georgy. Odkrycia dokonano przy pomocy 4-metrowego teleskopu Blanco w National Optical Astronomy Observatory oraz 6,5-metrowego teleskopu Magellana Obserwatorium Carnegie, znajdującego się w północnym Chile.

Gwiazda Polarna jest żółtym nadolbrzymem, podobnie jak Kanopus, jedna z najjaśniejszych gwiazd nieba południowego. Żółte nadolbrzymy są rzadkimi obiektami, ponieważ faza ich życia jest bardzo krótka. Masywna gwiazda może żyć nawet dziesięć milionów lat, ale sama faza żółtego nadolbrzyma trwa zaledwie 10-100 000 lat, okamgnienie w życiu gwiazdy. Po tym krótkim czasie żółte nadolbrzymy rozszerzają się do ogromnego czerwonego nadolbrzyma, takiego jak Betegeza, o rozmiarach tak dużych, jak sięga orbita Marsa czy nawet Jowisza. Takie gwiazdy ostatecznie kończą swój żywot w spektakularnym wybuchu supernowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 marca 2018

Kepler rozwiązuje zagadkę szybkich i wściekłych eksplozji

Wszechświat jest pełen tajemniczych eksplozji, które zachodzą w ciemnościach. Jeden szczególny rodzaj krótkotrwałego zdarzenia, zwany Fast-Evolving Luminous Transient (FELT), przez dziesięciolecia dezorientował astronomów ze względu na bardzo krótki czas trwania.


Teraz Kosmiczny Teleskop Keplera, zaprojektowany do poszukiwania egzoplanet w całej Galaktyce, był także wykorzystywany do łapania FELTów w działaniu oraz określania ich natury. Wydaje się, że są one nowym rodzajem supernowej.

Zdolność Keplera do precyzyjnego próbkowania nagłych zmian w świetle gwiazdy pozwoliła astronomom szybko dotrzeć do tego modelu w celu wytłumaczenia FELT i wykluczenia alternatywnych wyjaśnień.

Naukowcy wywnioskowali, że źródło błysku pochodzi od gwiazdy, która zapada się, by następnie eksplodować jako supernowa. Duża różnica polega na tym, że gwiazda otoczona jest kokonem wewnątrz jednej lub kilku powłok gazu i pyłu. Kiedy tsunami wybuchowej energii z podmuchu wbija się w powłokę, większość energii kinetycznej natychmiast zamienia się w światło. Wybuch promieniowania trwa zaledwie kilka dni, co stanowi około 1/10 czasu trwania typowej eksplozji supernowej.

W ciągu ostatniej dekady odkryto kilka FELTów, których skale czasowe oraz jasności niełatwo wytłumaczyć tradycyjnymi modelami supernowych. I tylko kilka FELTów zostało zaobserwowanych w badaniach nieba, ponieważ czas ich trwania jest bardzo krótki. W przeciwieństwie do Keplera, który zbiera dane ze skrawka nieba co 30 minut, większość innych teleskopów obserwuje niebo raz na kilka dni. Dlatego często prześlizgują się niewykryte czy też z jednym lub dwoma pomiarami, sprawiając, że zrozumienie fizyki tych wybuchów jest trudne.

Wobec braku większej ilości danych, istniało wiele teorii próbujących wyjaśnić FELT: poświata rozbłysku gamma, supernowa wzmocniona przez magnetar (gwiazdę neutronową z silnym polem magnetycznym) lub nieudaną supernową typu Ia.

W końcu pojawił się Kepler ze swoimi dokładnymi, ciągłymi pomiarami, które pozwoliły astronomom na zarejestrowanie większej ilości szczegółów zdarzenia FELT. Dzięki Keplerowi astronomowie są w stanie połączyć modele z danymi.

„Fakt, że Kepler uchwycił FELT, naprawdę wymusza egzotyczne sposoby, w jaki umierają gwiazdy. Bogactwo danych pozwoliło nam rozwikłać fizyczne właściwości wybuchu, takie jak ilość materii wyrzucanej przez gwiazdę pod koniec jej życia oraz naddźwiękową prędkość wybuchu – po raz pierwszy możemy testować modele FELT z dużą dokładnością i naprawdę połączyć teorię z obserwacjami” – powiedział David Khatami z Uniwersytetu Kalifornia w Berkeley oraz z Lawrence Berkeley National Laboratory.

Odkrycie to jest nieoczekiwanym rozwinięciem unikalnej zdolności Keplera do ciągłego testowania zmian w świetle gwiazd przez kilka miesięcy. Zdolność ta jest potrzebna Keplerowi do odkrywania planet pozasłonecznych, które na krótko przechodzą na tle gwiazd, chwilowo przyciemniając jej blask o mały procent.

Obserwacje Keplera wskazują, że gwiazda odrzuciła powłokę mniej niż rok przed wybuchem supernowej. Daje to spojrzenie na słabo zrozumiałą śmierć gwiazd – FELT najwyraźniej pochodzi od gwiazd, które przechodzą „doświadczenia bliskie śmierci” tuż przed tym, nim umrą, gwałtownie wyrzucając powłoki materii w mini wybuchach, zanim eksplodują całkowicie.

Armin Rest ze Space Telescope Science Institute w Baltimore mówi, że następne kroki będą polegały na znalezieniu większej ilości tych obiektów podczas trwającej misji K2 lub w kolejnej misji tego typu, TESS. Umożliwi to astronomom rozpoczęcie kampanii kontrolnej obejmującej różne długości fali, co ogranicza naturę i fizykę tego nowego rodzaju eksplozji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 marca 2018

Hubble rozwiązuje kosmiczny „kryminał”

Na przedmieściach naszej galaktyki rozgrywa się kosmiczne „przeciąganie liny”. Sprawdzić, kto wygrał może jedynie Kosmiczny Teleskop Hubble’a.


Sprawcami są dwie galaktyki karłowate: Wielki i Mały Obłok Magellana, galaktyki satelitarne okrążające Drogę Mleczną. Ale, podobnie jak krążą wokół Galaktyki, okrążają także siebie wzajemnie. Przeciągają się nawzajem a jedna wyciąga ogromną chmurę gazu ze swojego towarzysza.

Nazwany Ramieniem Prowadzącym, łukowaty zbiór gazu łączy Obłoki Magellana z Drogą Mleczną. Struktura ma rozmiar w przybliżeniu połowę wielkości Galaktyki a jej wiek to około 1-2 miliardy lat. Jego nazwa wzięła się stąd, że kieruje on ruchem Obłoków Magellana.

Olbrzymie stężenie gazu pochłaniane jest przez Drogę Mleczną i karmione nowymi gwiazdami w naszej galaktyce. Ale która galaktyka wyciąga, a której gazem się żywią? Po latach dyskusji, teraz naukowcy mają odpowiedź na tę kryminalną tajemnicę.

Pojawiło się pytanie: gaz pochodzi z Wielkiego czy Małego Obłoku Magellana? Na pierwszy rzut oka wydaje się, że pochodzi z Wielkiego Obłoku Magellana. Jednak astronomowie podeszli do pytania inaczej: z czego wykonane jest Ramię Prowadzące? Ma ono skład Wielkiego Obłoku Magellana, czy Małego Obłoku Magellana?

Badania Andrew Foxa z Instytutu Space Telescope Science w Baltimore, są kontynuacją jego pracy z 2013 r., w której skupił się na końcowym elemencie za Wielkim i Małym Obłokiem Magellana. Gaz w tej strukturze, nazwanej Strumieniem Magellana, pochodzi z obydwu galaktyk karłowatych. Teraz Fox zastanawia się nad jego odpowiednikiem, Ramieniem Prowadzącym. W przeciwieństwie do wyciągającego Strumienia Magellana, to oberwane i postrzępione „ramię” dotarło już do Drogi Mlecznej i przetrwało swoją podróż do dysku galaktycznego.

Ramię Prowadzące jest przykładem  akumulacji gazu w czasie rzeczywistym, procesie gazu opadającego na galaktyki. Jest to bardzo trudne do zobaczenia w galaktykach poza Drogą Mleczną, ponieważ znajdują się zbyt daleko i są zbyt słabe. Jednak ponieważ są to galaktyki znajdujące się na naszym podwórku, mamy dobrą możliwość ich obserwowania.

W nowym rodzaju dochodzenia, Fox i jego zespół wykorzystali zdolność obserwacji Hubble’a w ultrafiolecie do analizy chemicznej gazu w Ramieniu Prowadzącym. Obserwowali światło pochodzące od siedmiu kwazarów, jasnych aktywnych jąder galaktycznych, które znajdują się miliardy lat świetlnych poza tym obłokiem gazu. Używając spektrografu Cosmic Origins Hubble’a, naukowcy zmierzyli, jak to światło jest filtrowane przez obłok.

W szczególności szukali absorpcji światła UV przez tlen i siarkę znajdujące się w obłoku. Są to dobre wskaźniki określające, ile cięższych pierwiastków znajduje się w gazie. Następnie zespół porównał pomiary Hubble’a z pomiarami wodoru wykonanymi przez National Science Foundation w Obserwatorium Green Bank w  Zachodniej Wirginii, a także przez kilka innych radioteleskopów.

Po wielu analizach zespół ostatecznie uzyskał rozstrzygające chemiczne „odciski palców” pasujące do źródła gazu Ramienia Prowadzącego. Odkryli, że gaz pasuje do Małego Obłoku Magellana, co oznacza, że Wielki Obłok Magellana wygrywa przeciąganie liny, ponieważ wyciąga tak dużo gazu od swojego mniejszego towarzysza.

Rozwiązanie to było możliwe tylko dzięki wyjątkowej zdolności rozdzielczej UV teleskopu Hubble’a. Ze względu na efekt filtrowania ziemskiej atmosfery, światło ultrafioletowe nie może być badane z powierzchni Ziemi. Hubble jest jedynym „graczem w mieście”.

Gaz z Ramienia Prowadzącego przechodzi teraz przez dysk Galaktyki, wchodząc w interakcję z własnym gazem Drogi Mlecznej, stając się oberwanym i postrzępionym.

Jest to ważne badanie przypadku, w jaki sposób gaz dostaje się do galaktyk i zaopatruje w paliwo rodzące się gwiazdy. Astronomowie korzystają z symulacji i próbują zrozumieć napływ gazu w innych galaktykach. Ale tutaj, przy przechodzeniu przez dysk Drogi Mlecznej, gaz zostaje przyłapany na gorącym uczynku. Kiedyś w przyszłości planety i układy słoneczne w naszej galaktyce będą mogły powstać z materii, która niegdyś była częścią Małego Obłoku Magellana.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 marca 2018

‘Oumuamua prawdopodobnie przybyła z układu podwójnego gwiazd

Nowe badania wskazują, że ‘Oumuamua, skalisty obiekt zidentyfikowany jako pierwsza potwierdzona międzygwiezdna asteroida, najprawdopodobniej pochodzi z układu podwójnego gwiazd.


W nowym badaniu opublikowanym w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, dr Alan Jackson, naukowiec w Centre for Planetary Sciences na Uniwersytecie Torronto Scarborough w Ontario, Kanada, wraz ze współautorami postanowił sprawdzić, jak efektowne są układy podwójne gwiazd w wyrzucaniu obiektów w przestrzeń kosmiczną. Przyjrzeli się również temu, jak powszechne są takie układy w Galaktyce.

Odkryli oni, że skaliste obiekty, takie jak ‘Oumuamua z dużym prawdopodobieństwem łatwiej mogą uciec z układów podwójnych niż z pojedynczych. Byli także w stanie określić, że obiekty skaliste są wyrzucane z układów podwójnych w porównywalnej ilości, co obiekty lodowe.

Astronomowie są trochę zaskoczeni tym, że pierwszym obiektem międzygwiezdnym, jaki zaobserwowaliśmy, była planetoida. Łatwiej byłoby dostrzec kometę, gdyż Układ Słoneczny opuszcza więcej komet niż planetoid.

Gdy naukowcy ustalili, że układy podwójne obficie wyrzucają obiekty skaliste, i że takich musi być wystarczająco dużo, doszli do wniosku, że ‘Oumuamua najprawdopodobniej pochodzi z takiego właśnie układu. Stwierdzili także, że prawdopodobnie asteroida pochodzi z układu, który zawiera gorącą, stosunkowo dużą gwiazdę, ponieważ taki system miałby więcej obiektów skalistych do wyrzucenia ze swojego bliskiego otoczenia.

Zespół sugeruje, że asteroida została wyrzucona z układu podwójnego podczas procesu formowania się planet. 

‘Oumuamua, co po hawajsku oznacza „pierworodny”, po raz pierwszy została zaobserwowana w Obserwatorium Haleakala na Hawajach 19 października 2017 r. Ma promień 200 metrów i podróżuje z prędkością 30 km/s a w momencie największego zbliżenia do Ziemi znalazła się w odległości 33 mln km.

Gdy obiekt zaobserwowano po raz pierwszy, naukowcy myśleli, że jest to kometa, jeden z niezliczonych lodowych obiektów, które uwalniają gaz, gdy zbliżając się do Słońca zostaną ogrzane. Jednak nie wykazywał on żadnej aktywności przypominającej kometę podczas zbliżania się do Słońca i szybko został sklasyfikowany jako obiekt skalisty, czyli asteroida.

Na podstawie orbity i prędkości obiektu badacze szybko nabrali przekonania, że pochodzi on spoza Układu Słonecznego. Mimośród trajektorii, który wynosi 1,2 oznacza hiperboliczną i otwartą orbitę, a tak duża prędkość znaczy, że nie był związany grawitacyjnie ze Słońcem. W rzeczywistości, jak zauważa Jackson, ‘Oumuamua ma najbardziej ekscentryczną orbitę spośród obiektów, które obserwowano w Układzie Słonecznym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 marca 2018

Wykryto echa radiowe pochodzące od czarnej dziury żywiącej się gwiazdą

Wykryte sygnały radiowe sugerują, że czarna dziura emituje strumień energii proporcjonalny do materii gwiazdowej, którą pochłania.


11 listopada 2014 r. globalna sieć teleskopów odebrała sygnały z odległości 300 mln lat świetlnych od nas, rozbłysk powstały wskutek rozerwania pływowego – wybuch promieniowania elektromagnetycznego, który pojawia się, gdy czarna dziura rozrywa gwiazdę przechodzącą w jej pobliżu. Od czasu odkrycia astronomowie wykorzystywali swoje teleskopy do badania tego rzadkiego zjawiska, aby dowiedzieć się więcej o tym, w jaki sposób czarne dziury pochłaniają materię i regulują wzrost galaktyk.

Naukowcy z MIT oraz Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa wykryli sygnały radiowe ze zdarzenia, które bardzo dokładnie odpowiada sygnałom promieniowania rentgenowskiego pochodzącym z tego samego błysku 13 dni wcześniej. Naukowcy uważają, że te radiowe „echa”, które w ponad 90% przypominają sygnały rentgenowskie z tamtego zdarzenia, są czymś więcej niż przypadkowym zbiegiem okoliczności. Wydają się być dowodem na gigantyczny strumień wysokoenergetycznych cząstek wypływających z otoczenia czarnej dziury, na którą opada gwiezdna materia. 

Dheeraj Pasham, badacz z Instytutu Kavli MIT mówi, że podobne wzorce sugerują, że moc strumienia emitowanego z czarnej dziury jest w jakiś sposób kontrolowana przez tempo, w jakim czarna dziura pożera rozerwaną gwiazdę.

Pasham dodaje także, że naukowcy podejrzewali, że dżety czarnych dziur zasilane są tempem ich akrecji, ale nigdy nie byli w stanie zaobserwować tego związku w obrębie pojedynczego zdarzenia. Można to zaobserwować tylko w chwili, gdy początkowo czarna dziura nie jest aktywna a potem pojawi się w jej pobliżu gwiazda, którą ona rozerwie i pochłonie, otrzymując ogromne ilości paliwa. To dobra okazja aby zbadać takie zjawisko od samego początku.

Opierając się na modelach teoretycznych ewolucji czarnych dziur, w połączeniu z obserwacjami odległych galaktyk, naukowcy mają ogólne rozeznanie w tym, co dzieje się podczas rozerwania gwiazdy: gdy gwiazda zbliża się do czarnej dziury, grawitacja tejże generuje siły pływowe w gwieździe, podobnie jak Księżyc na fale w ziemskich oceanach.

Jednak oddziaływanie grawitacyjne czarnej dziury jest tak silne, że potrafi rozciągnąć gwiazdę i spłaszczyć jak naleśnik, ostatecznie rozrywając ją na kawałki. W efekcie fragmenty rozerwanej gwiazdy opadają i zostają uwięzione w dysku akrecyjnym otaczającym czarną dziurę.

Cały ten proces emituje kolosalne rozbłyski energii w całym spektrum promieniowania elektromagnetycznego. Naukowcy obserwują takie rozbłyski w widmie optycznym, ultrafioletowym i rentgenowskim, a także od czasu do czasu w na falach radiowych. Uważa się, że źródłem emisji promieni X jest ultra-gorąca materia w najbardziej wewnętrznych obszarach dysku akrecyjnego. Promieniowanie ultrafioletowe i optyczne pochodzi prawdopodobnie z odleglejszych obszarów dysku, które ostatecznie także zostaną wciągnięte przez czarną dziurę.

Jednak to, co jest źródłem promieniowania radiowego powstającego podczas rozrywania gwiazdy jak na razie pozostaje tematem dyskusji. 

Niektórzy naukowcy przypuszczają, że tuż po wybuchu gwiazdy fala uderzeniowa rozprzestrzenia się na zewnątrz wzbudzając cząsteczki plazmy w otaczającym ją ośrodku międzygwiezdnym, w procesie emitującym fale radiowe. Jednak w takim przypadku wzorzec emitowanych fal radiowych wyglądałby diametralnie różnie od wzorca promieni rentgenowskich wytwarzanych przez opadające na czarną dziurę odłamki gwiazdy.  

„To, co udało nam się odkryć, zasadniczo podważa tę teorię” – mówi Pasham.

Pasham i jego kolega van Velzen przejrzeli dane dotyczące rozbłysku pochodzącego z pływowego rozerwania gwiazdy odkrytego w 2014 roku przez globalną sieć teleskopów ASASSN (All-sky Automated Survey for Supernovae). Wkrótce po wstępnym odkryciu, liczne teleskopy obserwujące niebo skupiły się na tym zjawisku, które astronomowie nazwali ASASSN-14li. Pasham i van Velzen przeanalizowali dane radiowe z trzech teleskopów obejmujące okres 180 dni wokół momentu odkrycia.

Analizując zebrane dane radiowe naukowcy odkryli wyraźne podobieństwo do wzorów zaobserwowanych wcześniej wśród danych rentgenowskich z tego samego zdarzenia. Kiedy dopasowali dane radiowe do danych rentgenowskich i przesunęli je na osi czasu aby porównać ich podobieństwa, stwierdzili, że dane są identyczne w 90% po przesunięciu o 13 dni.

Jedyne możliwe wytłumaczenie jest takie, że mamy do czynienia z procesem fizycznym, który łączy obydwa te obszary emitujące promieniowanie X i radiowe.

Z tych samych danych wynika, że Pasham i van Velzen obliczyli, że rozmiar obszaru emitującego promieniowanie rentgenowskie był 25 razy większy, niż Słońce, podczas gdy obszar emitujący fale radiowe był 400 000 razy większy od promienia Słońca. Nie jest to przypadek. Najwidoczniej istnieje związek pomiędzy tym małym obszarem rentgenowskim a rozległym obszarem emitującym fale radiowe. 

Zespół sugeruje, że fale radiowe zostały wytworzone przez strumień wysokoenergetycznych cząstek, które zaczęły wypływać z otoczenia czarnej dziury krótko po tym, jak ta zaczęła pochłaniać materię z rozerwanej gwiazdy. Ponieważ obszar dżetu, w którym po raz pierwszy powstały fale radiowe był niesamowicie gęsty, większość z nich została natychmiast pochłonięta przez inne elektrony.

Dopiero gdy elektrony zaczęły się przemieszczać wraz ze strumieniem, fale radiowe mogły uciec, emitując sygnał, który wykryli naukowcy. Wynika z tego, że moc strumienia musi być kontrolowana  przez tempo akrecji, lub prędkość, z jaką czarna dziura pożera fragmenty gwiazdy emitując promieniowanie rentgenowskie.

Ostatecznie wyniki mogą pomóc naukowcom lepiej scharakteryzować fizykę zachowań dżetów – niezbędny składnik w modelowaniu ewolucji galaktyk. Uważa się, że galaktyki rosną poprzez tworzenie nowych gwiazd, a proces ten wymaga niskich temperatur. Kiedy czarna dziura emituje strumień cząstek, w gruncie rzeczy rozgrzewa otaczającą ją galaktykę, czasowo zatrzymując tworzenie się gwiazd. Nowe spojrzenie zespołu na powstawanie dżetów i akrecję czarnych dziur może pomóc uprościć modele ewolucji galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 marca 2018

Naukowcy odkrywają, że promieniowanie kosmiczne jest jeszcze bardziej niebezpieczne

Może to brzmieć jak fabuła filmu science fiction – astronauci podróżujący przez przestrzeń kosmiczną są bombardowani promieniowaniem kosmicznym – jednak ekspozycja na promieniowanie jest faktem naukowym. Podczas, gdy przyszłe misje planują znowu podróżować na Księżyc czy nawet polecieć na Marsa, nowe badania astronomów z University of New Hampshire’s Space Science Center ostrzegają, że ekspozycja na promieniowanie kosmiczne jest znacznie wyższa, niż wcześniej sądzono i może mieć poważne konsekwencje zarówno dla astronautów, jak i dla technologii satelitarnej.


„Promieniowanie oszacowane z pomiarów uzyskanych w ciągu czterech ostatnich lat przekroczyły trendy z poprzednich cykli słonecznych o co najmniej 30%, pokazując, że środowisko promieniowania staje się coraz bardziej silne. Te warunki cząsteczek promieniowania stanowią ważne czynniki środowiskowe dla podróży kosmicznych oraz pogody kosmicznej i muszą być dokładnie przebadane i uwzględnione w planowaniu przyszłych misji na Księżyc, Marsa, planetoidy i dalej” – mówi Nathan Schwadron, profesor fizyki i główny autor badania.

W swoich badaniach naukowcy odkryli, że duże przepływy Galaktycznych Promieni Kosmicznych (Galactic Cosmic Rays – GCR) rosną szybciej i znajdują się na drodze przekraczającej wszelkie inne zarejestrowane czasy w kosmicznej epoce. Podkreślają również, że jedno z najważniejszych zdarzeń Energetycznych Cząsteczek Słonecznych (Solar Energetic Particle – SEP), jakie miało miejsce we wrześniu 2017 r., uwolniło duże dawki promieniowania, które mogą stanowić znaczne zagrożenie zarówno dla ludzi, jak i dla satelitów. Nieekranowani astronauci mogą doświadczyć ostrych skutków, takich jak choroba popromienna lub poważniejszych, długotrwałych problemów zdrowotnych, takich jak rak i uszkodzenie narządów, w tym serca, mózgu i układu nerwowego.

W 2014 r. Schwadron i jego zespół potwierdzili około 20% wzrost dawki promieniowania między jednym minimum słonecznym a drugim. Cztery lata później najnowsze badania pokazują, że obecne warunki przewyższają prognozy o około 10%, wskazując, że środowisko promieniowania pogarsza się bardziej, niż zakładano. Promieniowanie kosmiczne obecnie jest inne, niż było np. w czasie trwania poprzednich misji księżycowych.

Autorzy badania wykorzystali dane z teleskopu CRaTER umieszczonego na Lunar Reconnaissance Orbiter. Obserwacje Lunara pokazują, że dawki promieniowania GCR zwiększają się szybciej, niż wcześniej sądzono. Naukowcy wskazują na wyjątkowo długi okres niedawnego zmniejszenia aktywności słonecznej. Gdy Słońce jest aktywne, plamy słoneczne mogą zintensyfikować jego pole magnetyczne, które przebiega przez Układ Słoneczny w postaci wiatru słonecznego, jak również przez wszystkich astronautów, którzy znajdą się na jego drodze.

Przez większość ery kosmicznej aktywność Słońca spadała i wzrastała jak w zegarku, w 11-letnich cyklach aktywności. Jednak począwszy od 2006 r. naukowcy zaobserwowali najdłuższe minimum słoneczne oraz najsilniejszą aktywność słoneczną obserwowaną w kosmicznej epoce.

Pomimo ogólnego obniżenia, wybuch słoneczny we wrześniu 2017 r. stworzył epizody znaczących SEP i związanego z nimi promieniowania wywołanego przyspieszeniem cząstek przez kolejne koronalne wyrzuty masy (CME).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 marca 2018

Astronomowie odkryli, że galaktyki rotują jak w zegarku

Astronomowie odkryli, że galaktyki rotują z okresem raz na miliard lat, niezależnie od tego, jak duże są.


Jeden obrót Ziemi wokół własnej osi daje nam dzień a jedno okrążenie wokół Słońca daje rok. 

Okres „obrotu” wokół własnej osi galaktyki, niezależnie od tego, czy jest duża czy mała, trwa miliard lat. Używając prostych metod matematycznych można pokazać, że wszystkie galaktyki tej samej wielkości mają taką samą średnią gęstość wewnętrzną.

Odkrycie takiej regularności w galaktykach pomaga astronomom lepiej zrozumieć mechanizmy, które je powodują. Nie ma gęstej galaktyki, która rotuje szybko, podczas gdy inna o tym samym rozmiarze ale o mniejszej gęstości obraca się wolniej.

Zespół astronomów znalazł także dowody na istnienie starszej populacji gwiazd na skraju galaktyk. Bazując na istniejących modelach spodziewali się raczej znaleźć tam młodą populację. Jednak zamiast gazu i nowo utworzonych gwiazd, znaleźli także znaczną populację starszych gwiazd wraz z cienką smugą młodych gwiazd i gazu międzygwiezdnego.

„To ważny rezultat, ponieważ wiedząc, gdzie kończy się galaktyka, astronomowie mogą ograniczyć obserwacje nie tracąc czasu, wysiłku i mocy obliczeniowej komputerów na badanie danych z tego punktu” – powiedział profesor Gerhardt Meurer z UWA International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR).

Dzięki tej pracy wiadomo, że galaktyki rotują raz na miliard lat, wraz z wyraźnym brzegiem, który jest wypełniony gazem międzygwiezdnym oraz starymi i młodymi gwiazdami.

Profesor Meurer powiedział, że następna generacja radioteleskopów wygeneruje ogromne ilości danych, a to, że wiemy, gdzie leży krawędź galaktyki, zmniejszy moc przetwarzania potrzebną do przeszukiwania danych. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 marca 2018

Ogromny obłok pyłu otaczający młodą gwiazdę HR 4796A

Astronomowie wykorzystali Teleskop Hubble’a do odkrycia rozległej, złożonej struktury pyłu o średnicy ok. 150 mld km, otaczającej młodą gwiazdę HR 4796A. Jest już znany jasny, wąski, wewnętrzny pierścień pyłu wokół tej gwiazdy, który mógł powstać wskutek przyciągania grawitacyjnego niewidocznej olbrzymiej planety. Nowo odkryta, ogromna struktura wokół układu może skrywać informacje na temat tego, jak wygląda potencjalny układ planetarny gwiazdy, której wiek szacuje się na 8 milionów lat.


Pole szczątków bardzo drobnego pyłu powstało najprawdopodobniej ze zderzeń pomiędzy rozwijającymi się młodymi planetami w pobliżu gwiazdy, o czym świadczy jasny pierścień pyłowych szczątków w odległości 10 miliardów km od niej. Ciśnienie promieniowania emitowanego z gwiazdy, która jest 23 razy jaśniejsza niż Słońce, wyrzuciło ten pył w kosmos.

Ale dynamika nie kończy się na tym. Rozdęta zewnętrzna struktura pyłu przypomina torus, w który uderzyła ciężarówka. Jest znacznie bardziej rozciągnięta w jednym kierunku, niż w drugim, a więc wygląda na spłaszczoną z jednej strony, nawet po uwzględnieniu jej nachylenia względem nas. Może to być spowodowane ruchem gwiazdy macierzystej przedzierającej się przez ośrodek międzygwiazdowy lub też skutek oddziaływań pływowych od towarzyszącego jej czerwonego karła (HR 4796B), znajdującego się co najmniej 75 mld km od niej.

Pierwsze dowody na obecność dysku odłamków wokół jakiejkolwiek gwiazdy zostały odkryte w 1983 roku za pomocą satelity Infrared Astronomical Satellite. Późniejsze zdjęcia gwiazdy beta Pictoris ujawniły dysk z odłamkami skierowany do nas krawędzią. Pod koniec lat ‘90 ubiegłego stulecia, instrumenty drugiej generacji zamontowane na pokładzie Hubble’a, które umożliwiały blokowanie blasku gwiazdy centralnej, pozwoliły sfotografować więcej dysków otaczających inne gwiazdy. Uważa się, że takie pierścienie szczątków są powszechne wokół gwiazd. Do tej pory sfotografowano 40 takich układów, w dużej mierze dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Hubble’a. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 marca 2018

Nowa teoria dotycząca powstania Księżyca

Nowa teoria olbrzymiego impaktu zakłada, że Księżyc mógł powstać z wyparowanych resztek po kolizji Ziemi z innym ciałem planetarnych rozmiarów.


Większość planetologów jest zgodna co do tego, że Księżyc powstał, kiedy ciało wielkości planety uderzyło w Ziemię już po tym, gdy ta całkowicie się uformowała. Jednak nie zgadzają się co do całej reszty. Teraz grupa badaczy wpadła na pomysł, który przedstawia teorię mówiącą, że jeżeli gigantyczne uderzenie najpierw całkowicie zatarło Ziemię, Księżyc mógł powstać z wyparowanych pozostałości naszej planety.

Najdłużej obowiązująca teoria, opracowana w latach ‘70. proponuje, że obiekt o masie Marsa wystrzelił duże ilości skał na orbitujący pierścień, który łączył się, tworząc Księżyc. Księżyc w większości zbudowany był z materii płaszcza impaktora. Kąt uderzenia nadał układowi Ziemia-Księżyc jego aktualny moment pędu.

Jednak z biegiem lat pojawił się problem z tą teorią. Po pierwsze astronomowie nie znaleźli żadnego chemicznego śladu impaktora. Zamiast tego pomiary stosunków izotopów różnych pierwiastków – takich, jak trzy izotopy tlenu: 16O, 17O i 18O – pokazują, że Księżyc i Ziemia są wykonane z dokładnie tego samego materiału. Jest to dziwne, ponieważ wszystkie inne ciała Układu Słonecznego o znanych proporcjach izotopowych mają własne odrębne sygnatury.

Naukowcy próbowali wymyślić mechanizm, który mógłby zamaskować sygnaturę impaktora lub zmieszać ją z wystarczającą ilością ziemskiej materii tak, aby stały się nie do odróżnienia. Istnieje wiele możliwych mechanizmów: mieszanie podczas i po uderzeniu, bardziej energetyczne uderzenie, które może spowodować, że więcej materii Księżyca przybędzie z Ziemi, czy nawet wiele uderzeń, zamiast pojedynczego.

W 2017 roku naukowcy poszli o krok dalej i zaproponowali radykalnie nowe podejście. Opracowali modele komputerowe pokazujące, że gdy zderzają się dwa obiekty o masie planetarnej, jednym z możliwych rezultatów jest to, że stają się synestią, masą wyparowanego kamienia i metalu, który przybrał kształt torusa z bogatym w metale wybrzuszeniem centralnym. Wybrzuszenie jest ocalałym jądrem planety i jest połączone z zewnętrznym torusem zbudowanym głównie ze skał krzemianowych, które szybko rotują i rozszerzają się poza orbitę księżycową. 

Synestia mogła działać jako ostateczny mikser – impaktor i uderzone ciało osiągnęłyby niemal całkowitą równowagę chemiczną. Naukowcy badali, jak wyglądała ziemska synestia i jak dobrze ich model pasuje do niektórych kluczowych obserwowalnych układów takich, jak Księżyc-Ziemia.

W tym modelu Księżyc tworzy się wewnątrz orbity torusa synestii. W miarę, jak skalna para emituje ciepło i ochładza się, zaczyna kondensować w kropelki ciekłej skały. Kawałki litej skały wyrzucone na orbitę przez uderzenie działają jak substancje aktywne akreujące kropelki rosnące w księżyce, które ostatecznie zlewają się ze sobą. W końcu synestia skurczyła się pod księżycową orbitą, pozostawiając w pełni uformowany, jednak wciąż stopiony Księżyc.

Kluczowym ograniczeniem każdego scenariusza pochodzenia Księżyca jest wyjaśnienie, dlaczego ma on tak mało, w porównaniu do Ziemi, pierwiastków lotnych, takich jak tlen i dwutlenek węgla. Naukowcy oszacowali, że torus synestii osiągnąłby wysoką temperaturę i ciśnienie. W miarę ochładzania, najłatwiejsze do odparowania elementy pozostają w fazie gazowej dłużej, więc mniej z nich trafia do Księżyca.

Jeżeli wydarzenia dotyczące formowania się Księżyca są bardziej prawdopodobne, dlaczego nie widzimy większych księżyców wokół planet typu ziemskiego? Prawdopodobnie dlatego, że nasza próbka jest zbyt mała. Być może trzeba poczekać, aż będziemy mogli badać egzoplanety, aby dowiedzieć się, jak powszechne są duże księżyce.

Do tej pory model synestii wywołał mieszane reakcje w szeregach planetologów. Niektórzy z nich przyjmują to jako potencjalne rozwiązanie ograniczeń teorii olbrzymich uderzeń, ale inni pozostają sceptyczni. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 marca 2018

Gwiazda daje życiodajne tchnienie martwemu towarzyszowi

Obserwatorium kosmiczne Integral było świadkiem rzadkiego zdarzenia: moment, w którym wiatry emitowane przez nadętego czerwonego olbrzyma ożywiły powoli obracającego się towarzysza, jądro martwej gwiazdy, przywracając ją do życia błyskiem promieni X.


Ten rozbłysk promieniowania X po raz pierwszy został wykryty przez Integral 13 sierpnia 2017 r., z nieznanego źródła w kierunku centrum Drogi Mlecznej. Nagłe wykrycie spowodowało masę dalszych obserwacji w ciągu kolejnych tygodni, aby ustalić sprawcę rozbłysku.

Obserwacje wykazały silnie namagnesowaną i wolno obracającą się gwiazdę neutronową, która prawdopodobnie zaczęła karmić się materią z towarzyszącego jej czerwonego olbrzyma.

Gwiazdy o masach od jednej do ośmiu razy większych od Słońca pod koniec swojego życia przekształcają się w czerwone olbrzymy. Ich zewnętrzne warstwy rozszerzają się na miliony kilometrów, a ich gazowe powłoki odrywają się od gwiazdy centralnej przy stosunkowo powolnym ruchu kilkuset km/s.

Nawet większe gwiazdy, 25-30 razy masywniejsze od Słońca, tracą swoje paliwo i wybuchają jako supernowa, czasem zostawiając za sobą wirujące gwiezdne zwłoki z silnym polem magnetycznym, znane jako gwiazda neutronowa. Ten mały rdzeń pakuje masę prawie 1,5 Słońca do kuli o średnicy zaledwie 10 km, co czyni je jednymi z najgęstszych znanych nam obiektów na niebie.

Często się zdarza, że gwiazdy są połączone ze sobą, jednak układ gwiazda neutronowa – czerwony olbrzym jest wyjątkowo rzadką odmianą symbiotycznego układu podwójnego promieniowania X. Znanych jest nie więcej, niż 10 takich układów.

Para ta jest z pewnością osobliwa. Teleskopy NuSTAR i XMM-Newton wykazały, że gwiazda neutronowa wiruje z okresem prawie 2 godzin – bardzo wolno w porównaniu z innymi gwiazdami neutronowymi, które mogą wirować kilka razy na sekundę. Pierwsze pomiary pola magnetycznego gwiazdy ujawniły, że jest ono zaskakująco silne.

Silne pole magnetyczne zwykle wskazuje na młodą gwiazdę neutronową. Wydaje się, że pole magnetyczne zanika w miarę upływu czasu. Czerwony olbrzym z kolei jest znacznie starszy, więc dziwne wydaje się, że para dorastała razem. Możliwe jest, że albo pole magnetyczne gwiazdy neutronowej nie słabnie z czasem, albo uformowała się ona znacznie później w historii układu podwójnego. Oznaczałoby to, że biały karzeł zapadł się do gwiazdy neutronowej w wyniku karmienia czerwonego olbrzyma przez dłuższy czas, zamiast stać się gwiazdą neutronową jako efekt wybuchu krótko żyjącej masywnej gwiazdy jako supernowa.

W układzie młodej gwiazdy neutronowej ze starym czerwonym olbrzymem, w pewnym momencie wiatry od nadętego olbrzyma zaczną opadać na mniejszą gwiazdę, spowalniając jej wirowanie i emitując promieniowanie rentgena.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 marca 2018

Lepszy sposób modelowania gwiezdnych eksplozji

Gwiazdy neutronowe zawierają najgęstszą znaną formę materii. Astrofizycy nie do końca rozumieją, jak materia zachowuje się pod wpływem tak miażdżących gęstości, nie mówiąc już o tym, co się dzieje, gdy dwie gwiazdy neutronowe zderzają się ze sobą lub gdy wybucha masywna gwiazda, tworząc gwiazdę neutronową.


Jednym z narzędzi, jakie naukowcy wykorzystują do modelowania tych potężnych zjawisk jest równanie stanu. W uproszczeniu równanie stanu opisuje, w jaki sposób materia zachowuje się w różnych gęstościach i temperaturach. Temperatury i gęstości występujące podczas tych ekstremalnych zdarzeń mogą się bardzo różnić i mogą pojawiać się dziwne zachowania; np. protony i neutrony mogą układać się w złożone kształty.

Jednak, do tej pory istniało zaledwie około 20 równań stanu, które były łatwo dostępne do symulacji zjawisk astrofizycznych. Jeden z naukowców postanowił rozwiązać ten problem za pomocą kodów komputerowych. W ciągu ostatnich trzech lat rozwijał oprogramowanie typu open-source, które pozwala astrofizykom tworzyć własne równania stanu. W artykule opublikowanym w Physical Review C, wraz z kolegami opisuje ten kod i demonstruje jego działanie poprzez symulacje supernowych o masach 15 i 40 razy większych od Słońca.

Badania mają natychmiastowe zastosowania dla naukowców badających gwiazdy neutronowe, w tym analizujących dane pochodzące z interferometru laserowego LIGO, który po raz pierwszy, w 2017 r. wykrył fale grawitacyjne pochodzące ze zderzenia się gwiazd neutronowych. Świadkiem tego wydarzenia były teleskopy na całym świecie, które wychwyciły fale w świetle widzialnym pochodzący z tego zderzenia.

Równania stanu pomagają astrofizykom badać wyniki fuzji gwiazd neutronowych i dowiadywać się, czy w wyniku kolizji powstanie bardziej masywna gwiazda neutronowa czy też czarna dziura. Im więcej obserwacji z LIGO oraz teleskopów optycznych, tym bardziej naukowcy mogą udoskonalić równanie stanu oraz zaktualizować oprogramowanie, aby astrofizycy mogli generować nowe, bardziej realistyczne równania do przyszłych badań.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

1 marca 2018

Kiedy brązowe karły pozbywają się chmur

Brązowe karły, więksi kuzyni planet olbrzymów, doświadczają zmian atmosferycznych od zachmurzonych po bezchmurne wraz z wiekiem i ochładzaniem się. Zespół astronomów pod kierownictwem Jonathan Gagné z Carnegie, po raz pierwszy zmierzył temperaturę, w której ta zmiana zachodzi w młodych brązowych karłach. Ich odkrycia mogą pomóc lepiej zrozumieć, w jaki sposób olbrzymie planety gazowe, takie jak nasz Jowisz, ewoluowały.


Brązowe karły są zbyt małe, aby podtrzymać w swoim wnętrzu proces syntezy wodoru, która napędza gwiazdy i pozwala im pozostać ciepłymi i jasnymi przez długi czas. Po uformowaniu, brązowe karły powoli ochładzają się i kurczą z czasem – w pewnym momencie przechodzą z etapu bardzo zachmurzonego w etap atmosfery pozbawionej chmur.

Ponieważ swobodnie przemieszczają się w przestrzeni kosmicznej, atmosferyczne właściwości brązowych karłów są znacznie łatwiejsze do zbadania niż atmosfery egzoplanet, gdzie światło gwiazdy centralnej może je całkowicie przytłaczać.

W swoim artykule Gagné wraz ze współpracownikami skupił się na nietypowym czerwonym brązowym karle o nazwie 2MASS J13243553+6358281, którego określono jako jeden z najbliższych nam obiektów o masie planetarnej.

Astronomowie wcześniej sugerowali, że czerwień tego obiektu wskazuje, że był to układ podwójny, jednak odkrycia zespołu badawczego wskazują, że jest to pojedynczy, samotny obiekt o masie planetarnej.

Naukowcy potwierdzili, że jest on częścią grupy około 80 gwiazd o podobnym wieku i składzie chemicznym, dryfujących razem w kosmosie, zwanej grupą AB Doradus, której wiek szacuje się na około 150 milionów lat.

Znając wiek obiektu oraz mierząc jego jasność i odległość, zespół mógł określić jego prawdopodobny promień, masę, i, co najważniejsze, temperaturę obiektu.

Następnie zespół był w stanie porównać tę temperaturę z temperaturą innego, wcześniej zbadanego brązowego karła w tej samej grupie – takiego, który wciąż miał zachmurzoną atmosferę, podczas gdy atmosfera 2MASS J13243553+6358281 była już pozbawiona chmur. Pozwoliło im to ustalić temperaturę, w jakiej atmosfera przechodzi z zachmurzonej w bezchmurną.

Do tej zmiany dochodzi w temperaturze około 1150 K dla obiektów o masach planetarnych, które mają 150 mln lat, tak jak 2MASS J13243553+6358281 i reszta grupy AB Doradus.

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...