31 maja 2018

Czy ciemna materia ma ładunek elektryczny?

Każdy z nas słyszał o samochodach elektrycznych czy e-bookach (elektrycznych książkach). Teraz jednak przyszedł czas, aby porozmawiać o elektrycznej ciemnej materii.


Astronomowie zaproponowali nowy model niewidzialnej materii, która jest składnikiem większości materii we Wszechświecie. Badali oni, czy jakiś ułamek cząstek ciemnej materii może mieć ładunek elektryczny.

Julian Munoz z Harvard University w Cambridge oraz jego współpracownik, Avi Loeb z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) w Cambridge, Massachusetts, badają możliwość, że te naładowane cząsteczki ciemnej materii oddziałują ze zwykłą materią poprzez siłę elektromagnetyczną.

Ich praca łączy się z niedawno ogłoszonymi wynikami z Experiment to Detect the Global EoR (Epoch of Reionization), w skrócie (EDGES). W lutym b.r. naukowcy z tego projektu powiedzieli, że wykryli znaczniki radiowe z gwiazd pierwszej generacji oraz możliwe dowody oddziaływania pomiędzy zwykłą i ciemną materią. Niektórzy z astronomów szybko zakwestionowali twierdzenie EDGES.

Dzięki badaniom Munoza oraz Loeba naukowcy są w stanie powiedzieć o historii podstawowej fizyki, niezależnie od tego, jak interpretowane są wyniki EDGES. Natura ciemnej materii jest jedną z największych tajemnic w nauce i trzeba użyć wszelkich nowych danych, aby to uchwycić.

Historia zaczyna się od pierwszych gwiazd, które emitowały promieniowanie ultrafioletowe (UV). Zgodnie z powszechnie przyjętym scenariuszem, światło to oddziaływało z atomami zimnego wodoru w gazie znajdującym się między gwiazdami i pozwalało im wchłonąć mikrofalowe promieniowanie tła (cosmic microwave background – CMB), promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu.

Taka absorpcja powinna doprowadzić do spadku intensywności CMB podczas okresu, który następuje mniej niż 200 mln lat po Wielkim Wybuchu. Zespół EDGES twierdził, że wykrywa dowody na pochłanianie światła CMB, choć musi to jeszcze zostać zweryfikowane przez innych naukowców. Jednak temperatura wodoru w danych EDGES ma wartość około połowy przewidywanej.

Jeżeli EDGES wykryło w tym okresie wodór chłodniejszy, niż przewidywany, to jedna z możliwości jest taka, że został on schłodzony przez ciemną materię.

W czasie, gdy CMB było absorbowane, wszelkie wolne elektrony czy protony związane ze zwykłą materią poruszałyby się z najwolniejszymi możliwymi prędkościami (od tego czasu były podgrzewane promieniowaniem X od pierwszych czarnych dziur). Rozpraszanie naładowanych cząstek jest najskuteczniejsze przy niskich prędkościach. Dlatego jakiekolwiek oddziaływania między zwykłą i ciemną materią w tym czasie byłyby najsilniejsze, gdyby niektóre cząsteczki ciemnej materii były naładowane elektrycznie. Oddziaływanie to spowodowałoby ochłodzenie wodoru, ponieważ ciemna materia jest zimna, potencjalnie pozostawiając sygnaturę obserwacyjną podobną do tej, o której mówi projekt EDGES.

Cząsteczki ciemnej materii niosą ze sobą niewielki ładunek elektryczny – równy jednej milionowej energii elektronu – poprzez mierzalne sygnały z kosmicznego początku. Tak małe ładunki nie są możliwe do zaobserwowania, nawet w największych akceleratorach cząstek.

Tylko niewielkie ilości ciemnej materii o słabym ładunku elektrycznym mogą wyjaśnić dane EDGES. Jeżeli większość ciemnej materii zostałaby naładowana, wówczas cząstki te zostałyby odchylone od regionów położonych blisko dysku naszej własnej Galaktyki, co uniemożliwiłoby ponowne przedostanie się. Nie zgadza się to z obserwacjami pokazującymi, że duże ilości ciemnej materii znajdują się blisko dysku Drogi Mlecznej.  

Naukowcy wiedzą z obserwacji CMB, że protony i elektrony połączyły się we wczesnym Wszechświecie, tworząc neutralne atomy. Tylko niewielka część tych naładowanych cząstek, ok. jednej na kilka tysięcy, pozostała wolna. Munoz i Loeb rozważają możliwość, że ciemna materia działa w podobny sposób. Dane z EDGES oraz podobne eksperymenty mogą być jedynym sposobem na wykrycie kilku pozostałych naładowanych cząstek, ponieważ większość ciemnej materii byłaby neutralna.

Lincoln Greenhill z CfA testuje obecnie twierdzenie obserwacyjne zespołu EDGES. Kieruje projektem LEDA (Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages), który wykorzystuje Long Wavelength Array w Owen's Valley w Kalifornii oraz Socorro w Nowym Meksyku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 maja 2018

Odkryto jedną z najbardziej masywnych gwiazd neutronowych

Wykorzystując pionierskie metody, badacze z Astronomy and Astrophysics Group of the Universitat Politècnica de Catalunya (UPC) oraz z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) znaleźli gwiazdę neutronową o masie około 2,3 mas Słońca – jedną z najbardziej masywnych, jakie dotąd wykryto. Badanie otwiera nową ścieżkę wiedzy na wielu polach astrofizyki i fizyki jądrowej.


Gwiazdy neutronowe (zwane także pulsarami) to gwiezdne pozostałości, które osiągnęły kres swojego ewolucyjnego życia: są wynikiem śmierci gwiazdy o masie ok. 10 do 30 mas Słońca. Pomimo niewielkich rozmiarów (ok. 20 km średnicy), gwiazdy neutronowe mają masę większą, niż Słońce, w związku z czym są wyjątkowo gęste.

Naukowcy zastosowali nowatorską metodę pomiaru masy jednej z najcięższych gwiazd neutronowych znanych do tej pory. Odkryta w 2011 roku i nazwana PSR J2215 + 5135, z masą ok. 2,3 masy Słońca, jest jedną z najbardziej masywnych z ponad 2000 gwiazd neutronowych znanych do tej pory. Chociaż w badaniu opublikowanym w 2011 r. podano dowody na istnienie gwiazdy neutronowej o masie 2,4 masy Słońca, najmasywniejsze gwiazdy neutronowe potwierdzone przez naukowców a zgłoszone w 2010 i 2013 roku, miały masy 2 Słońc.

Badanie prowadził Manuel Linares, badacz z Astronomy and Astrophysics Group (GAA), we współpracy z astronomami Tariq Shahbaz i Jorge Casares z IAC. Naukowcy wykorzystali dane uzyskane z Gran Telescopio Canarias (GTC), największego teleskopu optycznego i podczerwonego na świecie, Teleskopu Williama Herschela (WHT), Teleskopu Isaaca Newtona (ING) i teleskopu IAC-80 w połączeniu z dynamicznymi modelami układów podwójnych gwiazd.

Pionierskie metody pomiaru

Zespół opracował bardziej dokładną, niż do tej pory stosowano, metodę pomiaru masy gwiazd neutronowych w ciasnych układach podwójnych. PSR J2215+5135 jest częścią układu podwójnego, w którym dwie gwiazdy krążą wokół wspólnego środka masy: „normalna” gwiazda (jak Słońce) „towarzyszy” gwieździe neutronowej. Towarzysz jest silnie napromieniowywany przez gwiazdę neutronową.

Im większa gwiazda neutronowa, tym szybciej towarzysz porusza się po orbicie. Nowa metoda wykorzystuje spektralne linie wodoru i magnezu do pomiaru prędkości, z jaką porusza się gwiazda towarzysząca. Pozwoliło to naukowcom po raz pierwszy zmierzyć z obu stron prędkość gwiazdy towarzyszącej (strona napromieniowana oraz zacieniona) i pokazać, że gwiazda neutronowa może mieć ponad 2 masy Słońca.

Nowa metoda może być także zastosowana do reszty tej rosnącej populacji gwiazd neutronowych. W ciągu ostatnich 10 lat teleskop promieni gamma Fermi-LAT odkrył dziesiątki pulsarów podobnych do PSR J2215+5135. Zasadniczo metoda ta może być również stosowana do pomiaru masy czarnych dziur i białych karłów, gdy zostaną odnalezione w podobnych układach podwójnych, w których napromieniowanie ma znaczenie.

Gęstsze, niż jądro atomowe

Możliwość określenia maksymalnej masy gwiazdy neutronowej ma bardzo ważne konsekwencje dla wielu dziedzin astrofizyki, a także dla fizyki jądrowej. Interakcje między nukleonami (protonami i neutronami, które tworzą jądro atomu) w wysokich gęstościach są jedną z największych zagadek w dzisiejszej fizyki. Gwiazdy neutronowe są naturalnym laboratorium do badań najgęstszych i najbardziej egzotycznych stanów materii, jakie możemy sobie wyobrazić.

Wyniki projektu sugerują również, że aby osiągnąć masę 2,3 mas Słońca, odpychanie między cząsteczkami w jądrze gwiazdy neutronowej musi być wystarczająco silne. To wskazywałoby, że mało prawdopodobne jest znalezienie wolnych kwarków lub innych egzotycznych form materii w centrum gwiazdy neutronowej. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 maja 2018

Astronomowie obserwują niezwykłe szczegóły w odległym pulsarze

Zespół astronomów wykonał jedną z obserwacji o najwyższej rozdzielczości w historii astronomii, obserwując dwa intensywne obszary promieniowania oddalone o 20 km od gwiazdy, która znajduje się w odległości 6500 lat świetlnych od Ziemi.


Dostrzeżenie tego można porównać do zobaczenia pchły na powierzchni Plutona przy użyciu naziemnego teleskopu :)

Ta niezwykła obserwacja była możliwa dzięki rzadkiej geometrii oraz właściwościom pary gwiazd krążących wokół siebie. Jedną z nich jest lekka, chłodna gwiazda zwana brązowym karłem, która wykazuje cechy podobne do kometarnego warkocza gazowego. Drugim składnikiem jest egzotyczna, szybko wirująca gwiazda zwana pulsarem (nazwa katalogowa to PSR B1957+20).

Gaz działa jak szkło powiększające znajdujące się przed pulsarem. W zasadzie astronomowie patrzą przez naturalnie występującą lupę, która okresowo pozwala im zobaczyć dwa osobne regiony.

Ten pulsar to szybko rotująca gwiazda neutronowa, z okresem obrotu ponad 600 razy na sekundę. Gdy pulsar rotuje, emituje wiązki promieniowania z dwóch gorących punktów na swojej powierzchni. Intensywne obszary obserwowanego promieniowania są powiązane z wiązkami.

Brązowy karzeł jest gwiazdą o średnicy około ⅓ Słońca. Znajduje się w odległości około 2 milionów km od pulsara (pięciokrotna odległość Ziemia – Księżyc), okrążając go w ciągu nieco ponad 9 godzin. Gwiazdy są połączone grawitacyjnie w taki sposób, że brązowy karzeł jest zawsze zwrócony do pulsara tą samą stroną, tak jak Księżyc do Ziemi.

Promieniowanie pochodzące od pulsara intensywnie ogrzewa jedną stronę dość chłodnego karła do temperatury ok. 6000 K (tyle, co nasze Słońce).

Ładunek pochodzący od pulsara może w ostateczności oznaczać koniec jego towarzysza. Pulsary w tego typu układach podwójnych nazywane są „czarnymi wdowami”. Podobnie jak pająk zjada swojego partnera, pulsar, w odpowiednich warunkach może stopniowo „wyżerać” gaz z karła, aż zostanie całkowicie skonsumowany.

Oprócz tego, że badania te były przeprowadzone z niezwykle wysoką rozdzielczością, wyniki mogą być także kluczem do natury tajemniczych zjawisk znanych jako Fast Radio Bursts (Szybkie Rozbłyski Radiowe – FRB).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 maja 2018

Kosmiczna Mrówka emituje wiązki laserowe

W obserwacjach dokonanych przez kosmiczny teleskop Herschel odkryto rzadkie zjawisko związane ze śmiercią gwiazdy – niezwykłą emisję laserową pochodzącą ze spektakularne Mgławicy Mrówka, która sugeruje obecność układu podwójnego gwiazd, ukrytego w sercu obiektu.


Gdy gwiazdy o małej-średniej ciężkości, takie jak Słońce, zbliżają się do końca swojego życia, stają się gęste, czyli tak zwanymi białymi karłami. W procesie tym odrzucają swoje zewnętrzne warstwy gazu i pyłu w przestrzeń kosmiczną, tworząc kalejdoskop złożonych wzorów, znane jako mgławica planetarna.

Obserwacje dokonane teleskopem Herschela w podczerwieni wykazały, że upadek gwiazdy centralnej w jądrze Mgławicy Mrówka jest jeszcze bardziej spektakularny, niż sugerowałaby to jej kolorowa prezentacja w obrazach widzialnych – takich, jak zdjęcia wykonane Kosmicznym Teleskopem Hubble’a. Jak wykazały nowe dane, Mgławica Ant wysyła także intensywne wiązki emisji laserowej ze swojego serca. 

Podczas, gdy na co dzień lasery mogą oznaczać wizualne efekty specjalne na koncertach, w przestrzeni kosmicznej, w określonych warunkach wykryto emisję skupioną na różnych długościach fal. Znanych jest jedynie kilka takich podczerwonych laserów.

Przypadkowo, astronom Donald Menzel, który jako pierwszy zaobserwował i zaklasyfikował tę szczególną mgławicę planetarną (znaną także jako Menzel 3, na jego cześć) w latach dwudziestych XX w. był także jednym z pierwszych, który sugerował, że w pewnych warunkach naturalne „wzmocnienie światła przez stymulowaną emisję promieniowania” – (ang. light amplification by stimulated emission of radiation), z którego pochodzi akronim „laser” – może występować w mgławicach gazowych. Było to na długo przed odkryciem i pierwszym udanym działaniem laserów w laboratoriach, w 1960 roku. 

Obserwując Menzel 3, widzimy niesamowicie skomplikowaną strukturę złożoną ze zjonizowanego gazu, jednak nie widzimy obiektu w jej sercu, który ten wzór tworzy. Dzięki czułości i szerokiemu zakresowi fal obserwatorium Herschel, astronomowie wykryli bardzo rzadki rodzaj emisji, który umożliwił ujawnienie struktury mgławicy i warunków fizycznych.

Ten rodzaj emisji lasera wymaga bardzo gęstego gazu blisko gwiazdy. Porównanie obserwacji z modelami wykazało, że gęstość laserowej emisji gazu jest około 10 000 razy większa, niż gęstość gazu obserwowanego w typowych mgławicach planetarnych i w płatach samej Mgławicy Ant.

Zwykle obszar blisko martwej gwiazdy – w tym przypadku jest to odległość taka, jak Saturna od Słońca – jest dość pusty, ponieważ większość materii jest wyrzucona na zewnątrz. Cały zalegający gaz wkrótce opadłby na nią.

Jedynym sposobem, aby gaz mógł się utrzymać blisko gwiazdy jest okrążanie jej w postaci dysku. W tym przypadku astronomowie zaobserwowali gęsty dysk w samym środku, który jest zwrócony do nas krawędzią. Takie ułożenie pomaga wzmocnić sygnał lasera. Dysk sugeruje, że biały karzeł ma towarzysza, gdyż trudno jest zdobyć wyrzucony gaz, chyba że gwiazda towarzysząca zwróci go we właściwym kierunku.

Jak dotąd astronomowie nie zaobserwowali tego towarzysza, jednak sądzą, że masa pochodząca od umierającego towarzysza zostanie wyrzucona, a następnie przechwycona przez centralną gwiazdę mgławicy planetarnej, tworząc dysk, gdzie wytwarzana jest emisja laserowa.

Astronomowie wykorzystali teleskop Herschela do scharakteryzowania różnych składników gazu i pyłu w mgławicy wokół starych gwiazd, jednak nie szukali zjawiska lasera. Emisję tę zidentyfikowano już zaledwie w kilku obiektach. Wykrycie go w tej mgławicy planetarnej było jednak niespodzianką.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 maja 2018

Ogromna zjonizowana chmura wodoru w galaktyce Wir

Astronomowie przyglądali się bacznie galaktyce M51, zwanej też Galaktyką Wir, od XIX wieku oraz jej sygnaturze spiralnej struktury informującej o najwcześniejszych debatach nad naturą galaktyk i całego kosmosu.


Jednak nikt – ani okiem nieuzbrojonym, ani przy pomocy silnych instrumentów optycznych – nigdy nie widział tego, co astronomowie Case Western Reserve University zaobserwowali po raz pierwszy przy użyciu odnowionego 75-letniego teleskopu w górach południowo-zachodniej Arizony.

Okazało się, że jest to zjonizowana chmura wodoru wyrzucana z pobliskiej galaktyki, a następnie „ugotowana” przez promieniowanie pochodzące z galaktycznej centralnej czarnej dziury. 

Chris Mihos, profesor astronomii z Case Western Reserve i trójka jego współpracowników pod kierunkiem Aarona Watkinsa oraz kierownika Case Western Reserve Observatory – Paula Hardinga i astronoma Matthew Bershady z University of Wisconsin, napisali o tym odkryciu w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters.

Odkrycie gigantycznej chmury gazu, po raz pierwszy zaobserwowanej przez Watkinsa w 2015 r. i ogłoszonej przez Mihosa na Twitterze w kwietniu, potencjalnie zapewnia astronomom na całym świecie nieoczekiwanie „miejsce w pierwszym rzędzie” do podglądania zachowania czarnej dziury i powiązanej z nią galaktyki, która konsumuje i „przetwarza” wodór.

Astronomowie znają kilka takich chmur w odległych galaktykach, jednak nie w tak bliskiej odległości od nas. Dzięki temu odkryciu mają świetną okazję aby dokładnie zbadać, w jaki sposób gaz jest wyrzucany z galaktyki oraz jak czarne dziury mogą wpływać na duże obszary przestrzeni wokół tych galaktyk.

Ale w jaki sposób astronomowie z Case Western Reserve odkryli coś, co inni przegapili? Częściowo dlatego, że znaleźli się w odpowiednim miejscu z odpowiednim sprzętem, a następnie zwrócili się do kolegi z prośbą o potwierdzenie dodatkowych danych.

Teleskop Burrell'a Schmidta z Case Western Reserve w Warner & Swasey Observatory, jeden z ponad dwóch tuzinów teleskopów badawczych w Kitt Peak National Observatory, w tym National Optical Astronomy Observatory and National Solar Observatory, znajduje się pod ciemnym niebem 100 km na południowy zachód od Tucson w Arizonie.

Chociaż mniejszy i starszy, niż większość teleskopów na Kitt Peak, teleskop Case Western Reserve jest również skonstruowany w taki sposób, aby zapewnić szerokie pole widzenia, jednocześnie chroniąc przed niechcianym światłem rozproszonym.

To, co robi ten teleskop to mierzy bardzo rozproszone światło emitowane przez gaz lub gwiazdy w galaktyce. To wspaniały instrument, który umożliwia astronomom postępy w badaniu słabych obrzeży galaktyk.

Watkins początkowo tworzył obraz galaktyki Wir, aby odwzorować słabe wstęgi gwiazd oderwane przez zderzenia galaktyk. Myśląc, że w tych wstęgach może być także gaz, zespół dopasował do teleskopu specjalny filtr, aby zobaczyć gorący, zjonizowany wodór, który emituje światło na określonej długości fali. 

Odnajdywanie gwiazd jest stosunkowo proste. Jednak gaz nie świeci na wszystkich długościach fali, dlatego m.in. nikt wcześniej tego nie zauważył. Poprzednie badania z użyciem tego rodzaju filtrów wodorowych do poszukiwania zjonizowanego gazu nie były w stanie wykryć emisji tak słabej i znajdującej się tak szeroko wokół M51.

Może się jednak okazać, że obserwowany gaz znajduje się pomiędzy nami a M51. Jak się przekonać, do której galaktyki należy? Astronomowie muszą sprawdzić, z jaką prędkością porusza się chmura. Czy powoli, jak nasza Galaktyka, czy szybko, jak M51?

Astronomowie z CWRU połączyli siły z astronomem Matthew Bershady z University of Wisconsin, aby wykorzystać pobliskie Obserwatorium WIYN do potwierdzenia powiązania chmury z M51. 3,5-metrowy teleskop WIYN został wyposażony w przyrząd zdolny do przyjęcia szczegółowego spektrum chmury do pomiaru jej prędkości. 

Badając spektrum gazu astronomowie byli w stanie powiedzieć, jak szybko się od nas oddala, co potwierdziło, że jest on częścią galaktyki Wir a nie czymś z naszego własnego podwórka.

Rola odkrycia polega na dokładniejszym zrozumieniu, w jaki sposób galaktyki wyrzucają i „przetwarzają” swój gaz i gwiazdy. Zostanie to ustalone w nadchodzących latach, gdy większa liczba astronomów będzie poszukiwać informacji, które były tam od zawsze, nawet jeżeli do tej pory pozostawały niewidoczne. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 maja 2018

Najszybciej rosnąca supermasywna czarna dziura

Astronomowie odkryli najszybciej rosnącą czarną dziurę zaobserwowaną dotąd we Wszechświecie a opisywaną jako potwór, który co dwa dni pochłania masę równoważną naszemu Słońcu.


Astronomowie spojrzeli niemal 12 miliardów lat wstecz do wczesnych ciemnych wieków Wszechświata, kiedy to wielkość supermasywnej czarnej dziury miała około 20 miliardów mas Słońca, a która wzrasta o 1% co milion lat.

Wspomniana czarna dziura rośnie tak gwałtownie, że świeci tysiące razy jaśniej, niż cała galaktyka, dzięki gazowi, który codziennie pochłania, a który generuje duże tarcie oraz wysoką temperaturę. Gdyby taka czarna dziura znajdowała się w naszej Galaktyce, świeciła by 10 razy jaśniej, niż Księżyc w pełni.

Energia emitowana przez tę nowo odkrytą supermasywną czarną dziurę, tak zwany kwazar, promieniowała głównie w świetle ultrafioletowym, ale także promieniowaniem rentgenowskim.

Teleskop SkyMapper w ANU Siding Spring Observatory wykrył promieniowanie w bliskiej podczerwieni, ponieważ fale świetlne w trakcie podróży do Ziemi zostały przesunięte ku czerwieni.

Takie duże i szybko rosnące czarne dziury są niezwykle rzadkie i od kilku miesięcy są poszukiwane przez SkyMapper. Satelita Gaia, który mierzy drobne ruchy ciał niebieskich, pomógł znaleźć tę supermasywną czarną dziurę.

Dr Wolf powiedział, że Gaia potwierdził, że obiekt, który odkryli pozostaje nieruchomy, co oznacza, że jest bardzo od nas oddalony, a co za tym idzie jest potencjalnie dużym kwazarem.

Odkrycie nowej supermasywnej czarnej dziury potwierdzono za pomocą spektrografu zamieszczonego na 2,3-metrowym teleskopie ANU.

Astronomowie nie wiedzą, w jaki sposób ta czarna dziura tak szybko urosła na tak krótkim etapie historii Wszechświata.

Dr Wofl twierdzi, że gdy takie potężne czarne dziury świecą, można je wykorzystać jako “latarnie morskie” służące do obserwowania i badania procesów powstawania pierwiastków we wczesnych galaktykach Wszechświata.

Naukowcy dostrzegają cienie obiektów znajdujących się przed supermasywną czarną dziurą. Takie czarne dziury mogą także być pomocne w oczyszczaniu otaczającej je mgły jonizując część gazów, dzięki czemu Wszechświat w ich otoczeniu staje się bardziej przejrzysty.

Dr Wolf zauważa, że instrumenty, które w ciągu następnej dekady zostaną umieszczone na bardzo dużych naziemnych teleskopach, pozwolą nam bezpośrednio zmierzyć ekspansję Wszechświata dzięki tym bardzo jasnym czarnym dziurom. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 maja 2018

Dziesiątki układów podwójnych z gromad kulistych Drogi Mlecznej będą mogły być wykryte za pomocą detektora LISA

Pierwsze wykrycie fal grawitacyjnych pochodzących ze zderzenia się dwóch czarnych dziur daleko poza naszą Galaktyką otworzyło nowe okno na zrozumienie Wszechświata. Po 14 września 2015 r. nastąpił ciąg detekcji kolejnych fal grawitacyjnych, które miały w sumie cztery źródła, w tym układy podwójne czarnych dziur bądź pary gwiazd neutronowych.


Obecnie budowany jest kolejny detektor, który otworzy to okno szerzej. Oczekuje się, że owo obserwatorium następnej generacji, zwane LISA, znajdzie się w kosmosie w 2034 r. i będzie czułe na fale grawitacyjne o niższej częstotliwości niż te wykrywane przez naziemne detektory LIGO. 

Nowe badania przewidują, że dziesiątki układów podwójnych (pary zwartych obiektów okrążających się wzajemnie) w gromadach kulistych Drogi Mlecznej będą wykrywane za pomocą LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Te układy podwójne zawierają wszystkie kombinacje źródeł: czarne dziury, gwiazdy neutronowe i białe karły. Układy podwójne utworzone z tych gęstych gromad gwiazd będą miały wiele innych właściwości niż te, które powstają w izolacji, z dala od innych gwiazd.

LISA rozszerzy spektrum fal grawitacyjnych, pozwalając naukowcom badać różne typy obiektów, które nie są obserwowane w LIGO. 

W Drodze Mlecznej do tej pory zaobserwowano 150 gromad kulistych. Zespół badaczy przewiduje, że jedna na trzy gromady wyprodukuje źródło dla LISA. Badanie przewiduje również, że około ośmiu układów podwójnych czarnych dziur będzie wykrywalnych przez LISA w naszej sąsiedniej galaktyce Andromedy oraz kolejnych 80 w pobliskiej galaktyce Panny.

Przed pierwszym wykryciem fal grawitacyjnych przez LIGO, gdy w USA budowano podwójne detektory, astrofizycy na całym świecie przez dziesięciolecia pracowali nad teoretycznymi przewidywaniami tego, jakie zjawiska astrofizyczne będzie mógł zaobserwować LIGO. To samo robią teraz angielscy teoretycy, ale dla LISA, który jest budowany przez Europejską Agencję Kosmiczną, z udziałem NASA.

Gromada kulista jest sferyczną strukturą składającą się z setek tysięcy do milionów gwiazd połączonych grawitacyjnie. Gromady te są jednymi z najstarszych populacji gwiazd w galaktyce i są wydajnymi fabrykami podwójnych obiektów zwartych.

Zespół badaczy z Northwestern miał wiele korzyści w prowadzeniu tego badania. W ciągu ostatnich dwudziestu lat Frederic A. Rasio i jego grupa opracowali potężne narzędzie obliczeniowe – jedno z najlepszych na świecie – do realistycznego modelowania gromad kulistych. 

Naukowcy wykorzystali ponad sto w pełni rozwiniętych modeli gromad kulistych o właściwościach podobnych do tych obserwowanych w Drodze Mlecznej. Modele, które zostały stworzone w CIERA, były uruchamiane w Quest, grupie superkomputerów Northwestern. Urządzenie może wykonać symulację trwającą 12 miliardów lat życia gromady kulistej w ciągu kilku dni.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 maja 2018

Bezchmurne niebo planety pozasłonecznej

Astronomowie odkryli atmosferę planety pozasłonecznej, która jest pozbawiona chmur. To przełom w dążeniu do lepszego zrozumienia planet poza Układem Słonecznym.


Międzynarodowy zespół astronomów, kierowany przez dr Nikolaya Nikolova z Uniwersytetu Exeter, odkrył, że atmosfera „gorącego Saturna”, egzoplanety WASP-96b, nie posiada chmur.

Korzystając z 8,2-metrowego Bardzo Dużego Teleskopu ESO (VLT) w Chile, zespół zbadał atmosferę WASP-96b, gdy planeta przeszła przed tarczą swojej macierzystej gwiazdy. Pozwoliło to naukowcom zmierzyć spadek jasności światła gwiazdy, spowodowany przez planetę i jej atmosferę, a tym samym określić skład tej atmosfery.

Podobnie, jak indywidualne odciski palców są unikalne, tak samo atomy i cząsteczki mają unikalne właściwości widmowe, które można wykorzystać do wykrywania ich obecności w obiektach kosmicznych. Widmo WASP-96b pokazuje widmo sodu, który można zaobserwować jedynie w atmosferze wolnej od chmur. 

WASP-96b to typowy gazowy olbrzym o temperaturze 1300 K, podobny do Saturna pod względem masy a rozmiarami przewyższający Jowisz o 20%. Planeta okrąża gwiazdę podobną do Słońca znajdującą się 980 lat świetlnych stąd, w gwiazdozbiorze Feniksa (niebo południowe), w połowie drogi pomiędzy α Piscis Austrini i α Eridani.

Nikolay Nikolov, główny autor badania powiedział: „Obserwowaliśmy ponad dwadzieścia widm tranzytowych planet pozasłonecznych. WASP-96b jest jedyną, która wydaje się całkowicie być pozbawiona chmur i która wykazuje tak czyste widmo sodu.”

Wiadomo, że w niektórych najcieplejszych i najchłodniejszych planetach Układu Słonecznego jak i w egzoplanetach, występują chmury i mgły. Obecność lub brak chmur oraz ich zdolność do blokowania światła odgrywa ważną rolę w całkowitym zbiorze energetycznym atmosfer planetarnych.

Sygnatura sodu widoczna w WASP-96b sugeruje atmosferę wolną od chmur. Obserwacje pozwoliły astronomom zmierzyć obfitość sodu w atmosferze planety oraz stwierdzić, że jest ona podobna do tej w Układzie Słonecznym.

WASP-96b zapewni również badaczom niepowtarzalną okazję określenia w przyszłych obserwacjach ilości innych związków chemicznych, takich jak woda, tlenek węgla czy dwutlenek węgla.

Sód jest siódmym pod względem powszechności pierwiastkiem we Wszechświecie. Na Ziemi związki sodu, takie jak sól, nadają wodzie morskiej słony smak oraz biały kolor na pustyniach. Wiadomo, że w życiu zwierząt sód reguluje aktywność serca oraz metabolizm. Jest także stosowany w technologii, np. w ulicznych lampach sodowych, które dają żółto-pomarańczowe światło.

Astronomowie planują badanie obfitości wody, tlenku węgla i dwutlenku węgla za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, Jamesa Webba oraz teleskopów naziemnych. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

1 maja 2018

Gwiezdny towarzysz supernowej SN 2001ig

Siedemnaście lat temu astronomowie byli świadkami wybuchu supernowej oddalonej od nas o 40 mln lat świetlnych, w galaktyce NGC 7424, która znajduje się w konstelacji nieba południowego – Żuraw. Teraz, w gasnącej poświacie tej eksplozji, kosmiczny teleskop Hubble’a uchwycił pierwszy obraz towarzysza supernowej, który przetrwał wybuch. Obraz ten jest najbardziej przekonującym dowodem na to, że niektóre supernowe pochodzą z układów podwójnych.


Ów towarzysz gwiazdy, która wybuchła jako supernowa, nie był jedynie niewinnym świadkiem wydarzenia. Przejął niemal cały wodór z powłoki gwiazdy, regionu, który przenosi energię z jądra gwiazdy do jej atmosfery. Miliony lat przed tym, nim gwiazda przeszła do etapu supernowej, gwiezdny złodziej stworzył niestabilność w niej, powodując epizodyczny wybuch kokonu i skorupy wodoru przed katastrofą.

Supernowa, nazwana SN 2001ig, jest sklasyfikowana jako supernowa bez powłoki, typu IIb. Ten rodzaj supernowej jest niezwykły, ponieważ większość, lecz nie całość wodoru zniknęła przed wybuchem. Ten rodzaj eksplodującej gwiazdy został po raz pierwszy zidentyfikowany w 1987 r. przez członka zespołu University of California, Berkeley – Alexa Filippenko.

Sposób, w jaki ten typ supernowych traci powłokę – nie jest całkowicie jasny. Początkowo sądzono, że te supernowe pochodzą one od pojedynczych gwiazd z bardzo szybkim wiatrem, który odrzucił zewnętrzna powłokę. Problem polega na tym, że kiedy astronomowie zaczęli szukać gwiazd, z których powstają supernowe, nie znaleźli zbyt wielu takich, które nie posiadają zewnętrznej powłoki.  

Astronomowie byli zaskoczeni tym faktem, ponieważ oczekiwali, że gwiazdy te będą najbardziej masywnymi i najjaśniejszymi. Również liczba supernowych bez powłoki okazała się znacznie większa, niż przewidywano. Fakt ten doprowadził naukowców do stwierdzenia, że wiele gwiazd pierwotnych znajdowało się w układach podwójnych o niższej masie, i postanowili to udowodnić.

Szukanie gwiezdnego towarzysza po wybuchu supernowej nie jest łatwe. Po pierwsze musi znajdować się dość blisko Ziemi, aby Hubble mógł zobaczyć tak słabą gwiazdę. SN 2001ig i jej towarzysz znajdują się w tej granicy. Jednak w tym przedziale odległości nie ma zbyt wielu supernowych. Co ważniejsze, astronomowie muszą znać dokładną pozycję dzięki bardzo precyzyjnym pomiarom.

W 2002 roku, tuż po eksplozji SN 2001ig, naukowcy sprecyzowali dokładną lokalizację supernowej za pomocą Bardzo Dużego Teleskopu ESO (VLT) znajdującego się w Cerro Paranal w Chile. W następstwie tego potwierdzono również jej położenie w Obserwatorium Gemini South w Cerro Pachón, Chile. Obserwacja ta zasugerowała istnienie gwiezdnego towarzysza gwiazdy, która wybuchła potem jako supernowa.

Znając dokładne współrzędne, Stuart Ryder z Australian Astronomical Observatory (AAO) w Sydney oraz jego zespół byli w stanie ustawić teleskop Hubble’a w tej lokalizacji 12 lat później, gdy blask supernowej osłabł. Dzięki znakomitej rozdzielczości Hubble’a udało się znaleźć i sfotografować pozostałego przy życiu towarzysza.  

Przed wybuchem supernowej, okres obiegu gwiazd wokół siebie trwał około jeden rok.

Gdy główna gwiazda eksplodowała, miała znacznie mniejszy wpływ na swojego towarzysza, niż mogłoby się to wydawać.

W 2014 roku Ori Fox ze Space Telescope Science Institute w Baltimore i jego zespół wykryli towarzysza innej supernowej typu IIb, SN 1993J. Jednak uzyskali oni tylko spektrum a nie obraz zdarzenia. Przypadek SN 2001ig jest po raz pierwszy sfotografowanym. 

Być może aż połowa ze wszystkich supernowych pozbawionych powłok ma towarzysza – druga połowa traci zewnętrzną powłokę przez wiatry gwiazdowe. Ryder i jego zespół mają na celu precyzyjne określenie, ile supernowych pozbawionych powłok ma towarzyszy.

Ich kolejnym przedsięwzięciem jest obserwacja supernowych zupełnie pozbawionych powłok, w przeciwieństwie do SN 2001ig oraz SN 1993J, które tylko w 90% ich nie posiadają. Te supernowe całkowicie pozbawione powłok nie wpływają zbytnio na szok z gazem w otaczającym środowiskiem gwiezdnym, ponieważ utraciły swoje zewnętrzne powłoki na długo przed wybuchem. Bez oddziaływania z szokiem zanikają znacznie szybciej. Oznacza to, że zespół będzie musiał czekać dwa lub trzy lata, aby odnaleźć pozostałych przy życiu towarzyszy.

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...