30 czerwca 2018

Egzoplanety podobne do Ziemi rzeczywiście są do niej podobne

Nowe badania dostarczyły kolejnych wskazówek na to, że egzoplaneta odległa od nas o 500 lat świetlnych jest jeszcze bardziej podobna do Ziemi.


Kepler-186f to pierwsza zidentyfikowana egzoplaneta wielkości Ziemi poza Układem Słonecznym, która okrąża swoją gwiazdę macierzystą w tzw. ekosferze. Oznacza to, że znajduje się w odpowiedniej odległości od swojej gwiazdy, aby woda w stanie ciekłym mogła istnieć na jej powierzchni.

W badaniu Georgia Tech wykorzystano symulacje do analizy i identyfikacji dynamiki osi obrotu egzoplanety. Dynamika ta określa, jak bardzo planeta przechyla się na swojej osi i jak ten kąt przechyłu ewoluuje z upływem czasu. Nachylenie osi obrotu ma wpływ na pory roku i klimat, od czego jest zależna ilość światła słonecznego padającego na powierzchnię planety.

Naukowcy sugerują, że nachylenie osi Kepler-186f jest bardzo stabilne, podobnie jak Ziemi, co sprawia, że ma ona regularne pory roku i stabilny klimat. Zespół Georgia Tech uważa, że to samo dotyczy egzoplanety Kepler-62f, planety o rozmiarach Ziemi, która krąży wokół gwiazdy odległej od nas o około 1200 lat świetlnych.

Jak ważne jest nachylenie osi obrotu planety dla klimatu? Duża zmienność nachylenia osi może być kluczowym powodem, dla którego Mars przekształcił się miliardy lat temu z wodnego krajobrazu w dzisiejszą jałową pustynię.

Mars znajduje się w strefie zdatnej do zamieszkania w Układzie Słonecznym, jednak nachylenie jego osi obrotu jest bardzo niestabilne, waha się w przedziale od 0 do 60 stopni. Ta niestabilność prawdopodobnie przyczyniła się do rozpadu marsjańskiej atmosfery i odparowania wód powierzchniowych.

Dla porównania, nachylenie osi Ziemi oscyluje łagodnie – od 22,1 do 24,5 stopnia, przechodząc z jednego krańca do drugiego co 10 000 lat.

Kąt orientacji orbity planety wokół gwiazdy macierzystej może być spowodowany oddziaływaniem grawitacyjnym z innymi planetami w tym samym układzie. Gdyby orbita miała oscylować z taką samą prędkością, jak precesja osi obrotu planety, oś obrotu drgała by również w tę i z powrotem, czasem bardzo dramatycznie.

Mars i Ziemia silnie oddziałują na siebie nawzajem, podobnie jak na Merkurego i Wenus. W rezultacie same osie obrotu miałyby taką samą prędkość, jak oscylacja orbitalna, co może powodować duże odchylenie osi. Na szczęście Księżyc kontroluje odchylenia Ziemi. Nasz naturalny satelita zwiększa współczynnik precesji osi obrotu Ziemi i sprawia, że różni się ona od prędkości oscylacji orbitalnej. Z drugiej strony Mars nie ma wystarczająco dużego satelity, aby ustabilizować nachylenie osi.

Wydaje się, że obie egzoplanety są różne od Marsa i Ziemi, ponieważ mają słabsze powiązania z planetami w swoich układach. Jeszcze nie wiadomo, czy posiadają księżyce, jednak obliczenia astronomów pokazują, że nawet bez satelitów osie obrotu Kepler-186f i Kepler-62f pozostałyby niezmienne przez dziesiątki milionów lat.

Promień Kepler-186f jest mniej niż 10% większy od promienia Ziemi, ale jego masa skład i gęstość pozostają tajemnicą. Okrąża swoją gwiazdę macierzystą raz na 130 dni. Według NASA jasność tej gwiazdy widzianej w południe z powierzchni planety byłaby taka, jak jasność Słońca widzianego z Ziemi tuż przed zachodem. Kepler-186f znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia i jest częścią układu złożonego z pięciu planet.

Kepler-62f uważany był za najbardziej podobną do Ziemi egzoplanetę, dopóki naukowcy w 2014r roku nie zauważyli Kepler-186f. Jest około 40% większa niż nasza planeta i prawdopodobnie jest ziemskim lub oceanicznym światem. Znajduje się w konstelacji Lutni i jest najbardziej zewnętrzną planetą wśród pięciu egzoplanet krążących wokół pojedynczej gwiazdy.

Nie oznacza to, że obydwie egzoplanety mają wodę w stanie ciekłym, nie mówiąc już o życiu. Jednak obydwie są względnie dobrymi kandydatami do tego.

Te badania są jednymi z pierwszych, które śledzą stabilność klimatu planet pozasłonecznych i zwiększają zrozumienie tych potencjalnie nadających się do zamieszkania pobliskich światów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 czerwca 2018

Zaobserwowano bezpośrednio pole magnetyczne pozostałości po supernowej 1987A

Po raz pierwszy w historii astronomowie bezpośrednio zaobserwowali magnetyzm w jednym z najbardziej przebadanych obiektów astronomicznych – pozostałości po supernowej 1987A (SN 1987A), umierającej gwiazdy, która pojawiła się na naszym niebie ponad 30 lat temu.


Oprócz imponującego osiągnięcia obserwacyjnego, odkrycie to zapewni wgląd we wczesne stadia ewolucji pozostałości po supernowych i kosmicznego magnetyzmu wewnątrz nich. 

Magnetyzm, który wykryto, jest około 50 000 razy słabszy, niż magnes na lodówkę, a udało się go zmierzyć z odległości 1,6 tryliona kilometrów. Jest to najwcześniejsze możliwe wykrycie pola magnetycznego powstałego po eksplozji masywnej gwiazdy.

SN 1987A została odkryta w lutym 1987 roku przez astronoma Iana Sheltona. Znajduje się w Wielkim Obłoku Magellana, galaktyce karłowatej towarzyszącej Drodze Mlecznej, w odległości 168 000 lat świetlnych od Ziemi. Była to pierwsza obserwacja supernowej dokonana nieuzbrojonym okiem od tej, którą ponad 400 lat wcześniej obserwował Johannes Kepler.  

W ciągu trzydziestu lat od wybuchu supernowej, materia wyrzucona podczas eksplozji, jak również fala uderzeniowa pochodząca od umierającej gwiazdy, przemieszczały się na zewnątrz przez gaz i pył otaczający gwiazdę, nim ta eksplodowała. Dzisiaj, kiedy patrzymy na pozostałość, widzimy pierścienie materii podświetlanej przez rozszerzające się szczątki supernowej i falę uderzeniową.

Korzystając z CSIRO w Paul Wild Observatory, prof. Bryan Gaensler i jego koledzy obserwowali pole magnetyczne, badając promieniowanie pochodzące z obiektu. Analizując właściwości tego promieniowania byli oni w stanie prześledzić pole magnetyczne.

Astronomowie odkryli, że pole magnetyczne pozostałości po supernowej nie było chaotyczne a wykazywało już pewien stopień uporządkowania. Naukowcy wiedzieli, że wraz ze starzeniem się pozostałości, ich pola magnetyczne są rozciągane i układane w uporządkowane wzory. Obserwacja zespołu pokazała, że pozostałość po supernowej może dostarczyć uporządkowanego pola magnetycznego w stosunkowo krótkim czasie 30 lat.

Linie pola magnetycznego Ziemi biegną z północy i południa globu, dzięki czemu kompas wskazuje bieguny naszej planety. Dla porównania, linie pola magnetycznego związane z SN 1987A są jak szprychy koła rowerowego, rozchodzące się od środka na zewnątrz.

Gaensler i jego zespół nadal będzie badać ciągle ewoluującą pozostałość po supernowej. W miarę dalszego rozszerzania się i ewolucji będą obserwować kształt pola magnetycznego, aby zobaczyć, jak się ono zmienia, gdy fala uderzeniowa i obłok gruzów trafią w nową materię.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 czerwca 2018

Test galaktyczny, który wyjaśni istnienie ciemnej materii

Naukowcy z Uniwersytetu w Bonn oraz Uniwersytetu Kalifornijskiego w Irvine wykorzystali wyrafinowane symulacje komputerowe do opracowania testu, który mógłby odpowiedzieć na palące pytanie z dziedziny astrofizyki: czy ciemna materia naprawdę istnieje? Czy prawo grawitacyjne Newtona należy zmodyfikować? Nowe badanie pokazuje, że odpowiedź ukryta jest w ruchu gwiazd w małych galaktykach satelitarnych krążących wokół Drogi Mlecznej.


Korzystając z jednego z najszybszych superkomputerów na świecie, naukowcy symulowali rozkład materii tzw. satelitarnych galaktyk karłowatych. Są to małe galaktyki, które otaczają na przykład Drogę Mleczną czy galaktykę Andromedy.

Naukowcy skupili się na związku zwanym „relacja przyspieszenia radialnego” (RAR – radial acceleration relation). W dyskach galaktyk gwiazdy poruszają się po kołowych orbitach wokół galaktycznego centrum. Przyspieszenie, które zmusza je do ciągłej zmiany kierunku, spowodowane jest przyciąganiem materii w galaktyce. RAR opisuje zależność między tym przyspieszeniem a tym, które spowodowane jest tylko materią widzialną. Pozwala to na wgląd w strukturę galaktyk oraz rozkład ich materii.

Astronomowie po raz pierwszy wykonali symulacje RAR galaktyk karłowatych przy założeniu obecności ciemnej materii. Okazało się, że zachowują się one jak zmniejszone wersje dużych galaktyk. Ale co, jeżeli okaże się, że nie ma ciemnej materii a grawitacja „działa” inaczej, niż przewidywał Newton? W tym przypadku RAR galaktyk karłowatych silnie zależy od odległości od ich macierzystej galaktyki, co nie miałoby miejsca, gdyby ciemna materia istniała.

Ta różnica sprawia, że galaktyki satelitarne są odpowiednimi próbnikami do testowania, czy ciemna materia naprawdę istnieje. Sonda kosmiczna Gaia, która została zaprojektowana do badania gwiazd Drogi Mlecznej i galaktykach satelitarnych w niespotykanych dotąd szczegółach i zebrała dużą ilość danych, może już udzielić odpowiedzi. 

Jednakże rozwiązanie tej zagadki zajmie wiele lat. Pojedyncze pomiary nie wystarczą, aby przetestować niewielkie różnice, które znaleziono w symulacjach. Jednak wielokrotne uważne przyglądanie się tym samym gwiazdom za każdym razem poprawia wyniki. Wcześniej czy później powinno być możliwe ustalenie, czy galaktyki karłowate zachowują się tak, jakby znajdowały się we Wszechświecie z ciemną materią czy też nie.

Jest to najbardziej palący problem współczesnej kosmologii. Istnienie ciemnej materii zasugerował już ponad 80 lat temu szwajcarski astronom Fritz Zwicky, który zdał sobie sprawę, że galaktyki w gromadach poruszają się tak szybko, że w rzeczywistości powinny się od siebie oddalać. Postulował więc obecność niewidocznej ciemnej materii, która ze względu nas swoją masę wywiera wystarczający wpływ grawitacyjny, aby utrzymać galaktyki na obserwowanych orbitach. W latach ‘70 ubiegłego stulecia, jego amerykańska koleżanka, Vera Rubin, odkryła podobne zjawisko w galaktykach spiralnych, takich jak np. Droga Mleczna: rotują one tak szybko, że siła odśrodkowa powinna je rozerwać, jeżeli istniałaby jedynie widoczna materia.

Dzisiaj większość fizyków jest przekonana, że ciemna materia stanowi około 80% masy Wszechświata. Ponieważ nie wchodzi ona w interakcje ze światłem, jest niewidoczna dla teleskopów. Jednak, zakładając, że istnieje, doskonale pasuje do szeregu innych obserwacji – takich, jak rozkład promieniowania tła, poświata Wielkiego Wybuchu. Ciemna materia dostarcza również dobrego wyjaśnienia rozmieszczenia i formacji galaktyk we Wszechświecie. Jednak pomimo licznych prób eksperymentalnych nie ma bezpośredniego dowodu na istnienie ciemnej materii. Doprowadziło to astronomów do hipotezy, że sama grawitacja może zachowywać się inaczej, niż dotąd sądzono. Zgodnie z teorią MOND (MOdified Newtonian Dynamics) przyciąganie pomiędzy dwiema masami jest zgodne z prawem Newtona tylko do pewnego punktu. Przy bardzo małych przyspieszeniach, takich, jak te panujące w galaktykach, grawitacja staje się znacznie silniejsza. Dlatego galaktyki nie rozrywają się ze względu swoją prędkość rotacji, a teoria MOND może zrezygnować z tajemniczego gwiezdnego spoiwa.

Nowe badania otwierają przed astronomami możliwość przetestowania obu tych hipotez w niespotykany dotąd sposób.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 czerwca 2018

Lasery mgławic planetarnych

Masery astronomiczne w kosmosie po raz pierwszy zostały zidentyfikowane ponad pięćdziesiąt lat temu, i od tego czasu były obserwowane w wielu miejscach. Od tego czasu obserwowano także lasery astronomiczne. Niektóre z najbardziej spektakularnych maserów znajdują się w regionach aktywnej formacji gwiazd. W jednym przypadku region emituje tyle energii w pojedynczej linii widmowej, co Słońce w całym spektrum widzialnym. Zazwyczaj promieniowanie maserowe pochodzi z takich cząstek, jak H2O czy OH, które są wzbudzane przez zderzenia i promieniowanie środowiska wokół młodych gwiazd. W 1989 roku emisja maserowa z atomów wodoru została odkryta wokół gwiazdy MWC349.


Okazało się, że to niezwykłe źródło emituje linie o długości fal podczerwonych wystarczająco krótkich, aby zakwalifikować je jako prawdziwe lasery (a nie tylko masery). Dokonano starannego modelowania obiektu i określono szczegółowe warunki wytwarzania laserów i maserów: linie powstają głównie w gęstym dysku zjonizowanego gazu widzianego blisko krawędzi. Od początkowego odkrycia, pomimo wielu poszukiwań, nie znaleziono żadnego innego źródła, które jest równie złożone i dynamiczne w emisji jak MWC349, chociaż znaleziono kilka innych przypadków słabych maserów wodorowych.

Astronom z CfA Rodolfo Montez należał do grupy 15 astronomów korzystających z Kosmicznego Teleskopu Herschel do badania mgławic planetarnych. Nieoczekiwanie odkryli oni dwanaście wodorowych linii laserowych dalekiej podczerwieni w jednej z nich – mgławicy Menzel 3. Chociaż słabe w porównaniu do innych atomowych linii w mgławicy, linie wodoru są znacznie silniejsze, niż się spodziewano. Ich względne linie wytrzymałości pokazują, że nie mogą pochodzić od normalnego zjonizowanego gazu znajdującego się w mgławicach planetarnych, ale raczej z warunków, które sugerują wysokie gęstości lub jakieś inne niezwykłe efekty. Współczynniki linii są bardzo podobne do tych w MWC349, co prowadzi do wniosku, że są to lasery. Ponieważ Menzel 3 (podobnie jak MWC349) ma dysk widziany z boku oraz dwubiegunowy wypływ materii, warunki fizyczne wydają się potwierdzać ten wniosek. Nowy wynik dodaje jeszcze jeden naturalny laser do krótkiej kosmicznej listy, lecz także dodaje tajemnicę: linie radiowe (maserowe) w wodorze w MWC349 i innych źródłach są bardzo silnymi emiterami, jednak w Menzel 3 nie zaobserwowano maserów. Dużo jeszcze trzeba się dowiedzieć o tych obiektach oraz o laserach astrofizycznych. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Przepis na gromady gwiazd

Weź obłok gazu o średnicy 500 lat świetlnych, dodaj 5 milionów lat i przetwarzaj przez miesiąc na superkomputerze.


Gromady gwiazd w rozległych obszarach czasu i przestrzeni całego Wszechświata zostały stworzone w ten sam sposób – ustalili naukowcy z McMaster University.

Naukowcy Corey Howard, Ralph Pudritz i William Harris, autorzy artykułu opublikowanego w Nature Astronomy, użyli wysoce wymyślnych symulacji komputerowych do odtworzenia tego, co dzieje się w gigantycznych obłokach skoncentrowanego gazu, o których wiadomo, że właśnie w powstają skupiska gwiazd, które są powiązane grawitacyjnie.

Najnowsze symulacje śledzące obłok międzygwiazdowego gazu o średnicy 500 lat świetlnych, którego ewolucja trwała 5 milionów lat i była wywołana przez turbulencję, grawitację oraz wpływ intensywnego ciśnienia promieniowania wytwarzanego przez masywne gwiazdy wewnątrz formujących się gromad.

Badania pokazują, w jaki sposób te siły tworzą gęste włókna, które kierują gaz do tego, co ostatecznie staje się superjasną gromadą gwiazd, która może łączyć się z innymi gromadami, tworząc rozległe gromady kuliste.

Większość gwiazd w galaktyce powstaje w gromadach gwiazd w gęstych obłokach molekularnych, zatem jednym z ważniejszych pytań w astronomii jest, w jaki sposób gromady zawierające od setek do milionów gwiazd tworzą się w różnych warunkach. Symulacje naukowców zostały starannie zaprojektowane, aby określić, czy proces ten jest uniwersalny.

Autorzy zaprogramowali dane dla takich zmiennych, jak ciśnienie gazu, turbulencja i siła promieniowania, a następnie uruchomili symulację z wykorzystaniem zasobów SciNet, największego centrum superkomputerowego w Kanadzie.

Po miesiącu program zwrócił gromady gwiazd identyczne z tymi, o których wiadomo, że istnieją w przestrzeni kosmicznej, pokazując, że naukowcom udało się odtworzyć proces formowania się gromad gwiazd, robiąc duży krok w kierunku zrozumienia ich powstawania, który jest od dawna przedmiotem debaty wśród astrofizyków.

Ich praca pokazuje, że w wystarczająco dużym zbiorze gazu, masywna gromada gwiazd jest naturalnym wynikiem. Jeżeli masywne gromady gwiazd odzwierciedlają warunki panujące w galaktykach, w których powstają, można tę wiedzę wykorzystać również do odwzorowania warunków panujących w odległym Wszechświecie.

Wielu naukowców wcześniej twierdziło, że gromady o różnej wielkości oraz w różnym wieku formowały się w różny sposób. Nowe badania pokazują jednak, że wszystkie one formują się tak samo.

Symulacje pokazują, że wynik zależy od początkowego obłoku gazu, który pod wpływem turbulencji, grawitacji i sprzężenia zwrotnego wykona swoją pracę, tworząc w ciągu kilku milionów lat gromady gwiazd o różnych rozmiarach.

Jest to pierwszy przekonujący sposób formowania się gromad gwiazd. Można go stosować na każdą skalę – do małych i dużych gromad gwiazd – i powinno działać w dowolnym czasie w historii Wszechświata oraz dowolnej galaktyce.

Tego typu symulacje byłyby nie do pomyślenia jeszcze 10 lat temu. Sukces tego projektu sugeruje, że podobne badania nad innymi złożonymi problemami, takimi jak tworzenie się całych galaktyk, aż do narodzin poszczególnych pojedynczych gwiazd, mogą wkrótce być w naszym zasięgu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 czerwca 2018

Odkryto układ podwójny gwiazd w Mgławicy Klepsydra

Teleskop SALT odkrył układ podwójny gwiazd w Mgławicy Klepsydra, jednej z najsłynniejszych mgławic, jakie sfotografował Kosmiczny Teleskop Hubble’a.


Mgławica Klepsydra składa się z dwóch płatów gazu w kształcie klepsydry i czegoś, co wydaje się być wpatrzonym w nas okiem. Powłoki gazu tworzą oko otaczające gorącą gwiazdę centralną, która oświetla mgławicę jak neon. Astronomowie od dawna podejrzewali, że osobliwa mgławica została utworzona przez dwie oddziałujące ze sobą gwiazdy w układzie podwójnym, ale do tej pory nikt nie był w stanie tego udowodnić. Odkrycie przez SALT (Southern African Large Telescope) w Mgławicy Klepsydra dwóch gwiazd okrążających się wzajemnie w czasie 18,15 dnia stanowczo rozstrzyga sprawę i daje nowe spojrzenie na to, w jaki sposób mogą powstawać bardzo różnorodne bliskie układy podwójne gwiazd oraz mgławice w kształcie klepsydry.

Dr Miszalski z SAAO wykorzystał teleskop SALT do zbadania gwiazdy centralnej Mgławicy Klepsydra. W sumie wykonano 26 pomiarów, które wykryły jej małe ruchy w naszym kierunku i od nas, spowodowane wpływem grawitacji gwiazdy towarzyszącej. Dzięki metodzie Dopplera ujawniono ukrytego towarzysza krążącego wokół gwiazdy centralnej.  

Współautor badania, Rajeev Manick, przeanalizował pomiary SALT i stwierdził, że towarzysz musi być małą, chłodną gwiazdą około 5 razy lżejszą od Słońca.

Kolejna niespodzianka przyszła z układu podwójnego – stosunkowo duża odległość między tymi gwiazdami jest niezwykła. Współautorka, Joanna Mikołajewska z CAMK w Warszawie, ważnego partnera SALT, mówi: „Poprzedni autorzy sugerowali, że wybuch nowej może tłumaczyć wiele aspektów Mgławicy Klepsydra, jednak o dziwo znaleźliśmy dwie gwiazdy zbyt daleko od siebie, aby było to kiedykolwiek możliwe.”

Okres obiegu wskazuje, że Mgławica Klepsydra powstała w wyniku wzajemnego oddziaływania, którego doświadcza wiele gwiazd w ciasnych układach podwójnych, a nie z wybuchu nowej, jak wcześniej sądzono. W tym scenariuszu chłodniejsza gwiazda opada po spirali do atmosfery swojego większego towarzysza i pomaga uwolnić wspólną atmosferę, którą obecnie widzimy jako mgławicę. Mgławica Klepsydra jest jednym z niewielu takich przypadków, które wykazują okres obiegu powyżej 10 dni, co pomaga astronomom lepiej zrozumieć tę krótką fazę, jakiej doświadcza wiele rodzajów gwiazd podwójnych podczas swojego życia.

Chociaż astronomowie wciąż nie do końca rozumieją, w jaki sposób tworzą się mgławice w kształcie klepsydry, odkrycie tego układu podwójnego znacznie umacnia długo podejrzewany, ale trudny do udowodnienia związek między takim układem gwiazd i kształtem mgławicy. Znanym przykładem jest pozostałość po wybuchu supernowej 1987A, która często jest porównywana z Mgławicą Klepsydra, ze względu na bardzo podobny kształt. Sądzono, że powstała ona w wyniku połączenia się dwóch masywnych gwiazd przed wybuchem supernowej. Proces ten jest podobny do tego, co utworzyło Mgławicę Klepsydra, mają wspólną fizykę, w wyniku której powstały dwie najbardziej niezwykłe mgławice.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 czerwca 2018

„Czerwone bryłki” galaktycznym złotem dla astronomów

Około dziesięć lat temu astronomowie odkryli populację małych, ale masywnych galaktyk zwanych „czerwonymi bryłkami”. Nowe badania wykonane przy użyciu obserwatorium rentgenowskiego Chandra wskazują, że czarne dziury wyciszają formowanie się gwiazd w tych galaktykach i mogły użyć część niewykorzystanego gwiezdnego paliwa do uzyskania niezwykle masywnych proporcji.


Czerwone bryłki zostały odkryte przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a w dużych odległościach od Ziemi, co odpowiada czasowi około 3-4 miliardów lat po Wielkim Wybuchu. Są to pozostałości po pierwszych masywnych galaktykach, które powstały w ciągu zaledwie miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Astronomowie uważają, że są one przodkami olbrzymich galaktyk eliptycznych widzianych w lokalnym Wszechświecie. Masy czerwonych bryłek są podobne do mas olbrzymich galaktyk eliptycznych, ale mają zaledwie 20% ich wielkości. 

Podczas, gdy większość czerwonych bryłek w ciągu miliardów lat połączyła się z innymi galaktykami, mała ich liczba przetrwała tę długą historię praktycznie nietknięta. Stanowią one więc doskonałą sposobność do zbadania, w jaki sposób galaktyki oraz supermasywne czarne dziury w ich jądrach zachowywały się przez miliardy lat izolacji.

Po raz pierwszy Chandra została wykorzystana do badania gorącego gazu w dwóch izolowanych czerwonych bryłkach, oznaczonych MRK 1216 i PGC 032673. Znajdują się one w odległości odpowiednio 295 i 344 mln lat świetlnych od Ziemi, a nie miliardy lat świetlnych, jak ma to miejsce w przypadku pierwszych tego typu znanych obiektów. Gorący gaz emitujący promieniowanie zawiera ślady aktywności generowanej przez supermasywne czarne dziury w każdej z tych galaktyk.

Astronomowie od dawna wiedzą, że materia opadająca w kierunku czarnej dziury może zostać przekierowana na zewnątrz z dużą prędkością pod wpływem intensywnej grawitacji oraz pola magnetycznego. Te szybkie dżety mogą tłumaczyć powstawanie gwiazd. 

Temperatura gorącego gazu jest wyższa w centrum galaktyki MRK 1216, w porównaniu z jej otoczeniem, co wskazuje na niedawne ogrzewanie przez czarną dziurę. Obserwowana jest również emisja radiowa z centrum galaktyki, co jest oznaką dżetów pochodzących z okolic czarnych dziur. Wreszcie emisja promieniowania rentgenowskiego z okolic czarnej dziury jest około sto milionów razy mniejsza, niż teoretyczny limit tempa wzrostu czarnej dziury, zwany granicą Eddingtona, gdzie zewnętrzne ciśnienie promieniowania jest równoważone przez zewnętrzne przyciąganie grawitacyjne. Ten niski poziom emisji promieniowania X jest typowy dla czarnych dziur produkujących dżety. Wszystkie te czynniki dostarczają mocnych dowodów na to, że aktywność generowana przez supermasywne czarne dziury w tych czerwonych galaktykach powstrzymuje formowanie się nowych gwiazd.

Może istnieć jeszcze inny związek pomiędzy gorącym gazem i czarnymi dziurami. Autorzy sugerują, że duża część mas czarnych dziur mogła pochodzić z gorącego gazu otaczającego obydwie galaktyki. Czarne dziury w MRK 1216 i PGC 032673 należą do najmasywniejszych znanych we Wszechświecie, z szacowanymi masami ok. 5 miliardów Słońc. Szacunki te zostały oparte na optycznych obserwacjach prędkości gwiazd w pobliżu centrów obu galaktyk. Masa czarnej dziury w MRK 1216, i prawdopodobnie tej w PGC 032673, stanowi kilka procent łącznej masy wszystkich gwiazd w centralnych regionach tych galaktyk, podczas gdy w większości galaktyk stosunek ten wynosi około dziesięć razy mniej.

Ponadto, gorący gaz wewnątrz oraz wokół PGC 032673 jest blisko dziesięć razy słabszy, niż ten w oraz wokół MRK 1216. Ponieważ wydaje się, że obie galaktyki ewoluowały w izolacji przez ostatnie 13 miliardów lat, różnica ta mogła powstać w wyniku bardziej drastycznych wybuchów w przeszłości z czarnej dziury w PGC 032673, która wyrzuciła więcej gorącego gazu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 czerwca 2018

XMM-Newton znajduje brakującą materię międzygalaktyczną

Po trwających blisko dwadzieścia lat kosmicznych poszukiwaniach, astronomowie korzystający z kosmicznego obserwatorium XMM-Newton znaleźli w końcu dowody na istnienie gorącego, rozproszonego gazu przenikającego kosmos, składnik „normalnej” materii we Wszechświecie.


Podczas, gdy tajemnicza ciemna materia i ciemna energia stanowią odpowiednio około 25% i 70% naszego kosmosu, zwykła materia, która tworzy wszystko, co widzimy – od gwiazd i galaktyk, po planety i ludzi – stanowi tylko około 5%.

Jednak nawet te 5% okazuje się dość trudne do wyśledzenia.

Całkowitą ilość zwykłej materii (określanej przez astronomów barionową) można oszacować na podstawie obserwacji kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła, które jest najstarszą poświatą w historii Wszechświata, sięgającą zaledwie ok. 380 000 lat po Wielkim Wybuchu.

Obserwacje bardzo odległych galaktyk pozwalają astronomom śledzić ewolucję tej materii w pierwszych kilku miliardach lat istnienia Wszechświata. Po tym okresie jednak wydaje się, jakby ponad połowa jej zaginęła.

Jak podkreślają astronomowie, brakujące bariony stanowią największą zagadkę współczesnej astrofizyki.

Przeliczając populację gwiazd w galaktykach we Wszechświecie oraz gaz międzygwiazdowy, który przenika galaktyki – materiał do produkcji gwiazd – wiemy, że stanowi tylko 10% całej zwykłej materii. Dodanie do tego gorącego, rozproszonego gazu w halo otaczającego galaktyki i jeszcze gorętszy gaz, który wypełnia gromady galaktyk będące największymi kosmicznymi strukturami utrzymywanymi razem przez grawitację, podnosi tę liczbę do mniej niż 20%.

Jednak nie jest to zaskakujące: gwiazdy, galaktyki i gromady galaktyk tworzą się w najgęstszych zgrupowaniach kosmicznej sieci, włóknistym rozkładzie zarówno ciemnej jak i zwykłej materii, która rozciąga się w całym Wszechświecie. Podobnie jak te gęste miejsca, istnieją także rzadkie, więc nie jest to najlepsze miejsce do poszukiwania większości kosmicznej materii.

Astronomowie podejrzewali, że „brakujące” bariony muszą się czaić we wszechobecnych włóknach kosmicznej sieci, gdzie materia jest mniej gęsta a zatem trudniejsza do zaobserwowania. Przez lata, korzystając z różnych technik, udało im się zlokalizować znaczną ilość tej międzygalaktycznej materii, zwiększając całkowitą ilość do aż 60%.

Wielu spośród astronomów z całego świata jest na tropie pozostałych barionów od blisko dwóch dziesięcioleci, od kiedy obserwatoria rentgenowskie, takie jak XMM-Newton i Chandra stały się dostępne dla społeczności naukowej.

Obserwując w tej części widma elektromagnetycznego, potrafią wykryć gorący gaz międzygalaktyczny o temperaturze około miliona i więcej stopni, który blokuje promieniowanie rentgenowskie emitowane przez jeszcze bardziej odległe źródła.

W tym projekcie Fabrizio Nicastro, główny autor artykułu wraz ze swoimi współpracownikami wykorzystał XMM-Newton do przyjrzenia się kwazarowi – masywnej galaktyce z supermasywną czarną dziurą w centrum, która aktywnie pochłania materię i świeci jasno w od promieni X po fale radiowe. Obserwowali tego kwazara, który jest odległy od nas o 4 mld lat świetlnych, łącznie przez 18 dni między 2015 a 2017 rokiem. Była to najdłuższa jak dotąd obserwacja rentgenowska tego typu źródła.

Po przejrzeniu danych astronomowie znaleźli ślady tlenu w gorącym gazie międzygalaktycznym znajdującym się pomiędzy nami a odległym kwazarem. To tam właśnie znajdują się ogromne rezerwuary związków chemicznych – w tym tlenu – i właśnie w takiej ilości, w jakiej naukowcy się spodziewali, więc wydaje się, że w końcu można wypełnić lukę brakującej materii barionowej.

Ten niezwykły wynik jest początkiem nowych poszukiwań. Potrzebne są obserwacje różnych źródeł na niebie aby potwierdzić, czy odkrycia te są naprawdę uniwersalne, oraz aby dalej badać stan fizyczny tej długo poszukiwanej materii.

Fabrizio i jego koledzy planują w nadchodzących latach badać więcej kwazarów przy pomocy obserwatoriów XMM-Newton oraz Chandra. Aby w pełni zbadać rozmieszczenie i właściwości tego tak zwanego ciepło-gorącego międzygalaktycznego medium, potrzebne będą bardziej czułe instrumenty, takie jak Athena (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics), który ma zostać wyniesiony na orbitę w 2028 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ESA

Urania

19 czerwca 2018

Odkryto gwiazdę rozrywaną przez rzadki rodzaj czarnej dziury

Kosmiczne obserwatorium XMM-Newton odkryło najlepszego w historii kandydata na bardzo rzadki i nieuchwytny rodzaj zjawiska kosmicznego: czarną dziurę o masie pośredniej, która jest w trakcie rozrywania i pożerania gwiazdy znajdującej się w jej pobliżu.


We Wszechświecie kryją się różne rodzaje czarnych dziur: takie o masach gwiazdowych, które powstają z umierających gwiazd, oraz supermasywne czarne dziury kryjące się w jądrach galaktyk, z masami sięgającymi nawet kilku miliardów Słońc.

Między tymi dwiema skrajnościami znajdują się inni przedstawiciele tego gatunku – czarne dziury o masie pośredniej (intermediate-mass black holes – IMBH). Uważa się, że są to młode, z których powstaną później supermasywne czarne dziury. Są szczególnie nieuchwytne, przez co mamy niewiele kandydatów na te obiekty.

Obecnie zespół badaczy wykorzystując dane z XMM-Newton oraz obserwatorium rentgenowskiego Chandra i Swift odkrył rzadkie, charakterystyczne oznaki aktywności takiego obiektu. Wykryli olbrzymi rozbłysk promieniowania na obrzeżach odległej galaktyki, wyrzucony w momencie, gdy gwiazda przeszła zbyt blisko czarnej dziury i została przez nią pochłonięta.

Uważa się, że tego typu obiekty mogą powstać na różne sposoby. Jednym ze scenariuszy jest połączenie się dwóch masywnych gwiazd leżących w gęstych gromadach gwiazd. Zatem centra takich gromad są doskonałym miejscem na poszukiwanie tych obiektów. Jednakże do czasu, gdy takie czarne dziury się uformują, miejsca te wydają się być pozbawione gazu, przez co czarne dziury pozostają bez materii, którą mogły by pożerać a co za tym idzie, ich otoczenie nie będzie emitowało zbyt wiele promieniowania, a to z kolei sprawia, że są niezwykle trudne do wykrycia.

Jednym ze sposobów na wykrycie IMBH jest czekanie, aż w jej pobliżu znajdzie się gwiazda, którą ona zacznie pożerać, co doprowadzi do emisji promieniowania, które naukowcy będą w stanie zarejestrować. Jednak tego rodzaju zdarzenia do tej pory były widoczne jedynie w centrach galaktyk a nie na ich obrzeżach, jak to miało miejsce w tym przypadku.

Naukowcy przeanalizowali dane z XMM-Newton aby znaleźć ten obiekt. Został zidentyfikowany w obserwacjach dużej galaktyki odległej o 740 mln lat świetlnych stąd, które wykonano w 2006 i 2009 roku w ramach przeglądu galaktyk oraz dodatkowo w danych z Chandra (2006 i 2016) i Swift (2014).

Astronomowie przejrzeli także zdjęcia wykonane przy pomocy innych teleskopów aby zobaczyć, jak emisja ta wyglądała w zakresie optycznym. W 2005 r. dostrzegli rozbłysk tego źródła na dwóch zdjęciach. Okazało się, że jest ono bardziej niebieskie i jaśniejsze, niż kilka lat wcześniej. Porównując wszystkie dane ustalili, że pechowa gwiazda została prawdopodobnie rozerwana w październiku 2003 r. naszego czasu i doprowadziła do przepływu energii, który słabł przez kolejne 10 lat.

Naukowcy uważają, że gwiazda została pochłonięta przez czarną dziurę o masie ok. 50 000 mas Słońca. 

Katalog źródeł rentgenowskich XMM-Newton jest obecnie największym tego typu katalogiem zawierającym ponad pół miliona źródeł. Egzotyczne obiekty, takie jak te odkryte we wspomnianym badaniu, wciąż są tam ukryte i czekają na odkrycie przez naukowców analizujących dane ogromny zbiór danych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 czerwca 2018

Czarna dziura rozrywa pobliską gwiazdę

Po raz pierwszy w historii astronomowie zaobserwowali bezpośrednio powstawanie i ekspansję szybko poruszającego się strumienia wyrzucanej materii, gdy potężna grawitacja supermasywnej czarnej dziury rozerwała gwiazdę błąkającą się zbyt blisko tego kosmicznego potwora.


Astronomowie śledzili to zjawisko przy pomocy radioteleskopów oraz teleskopów obserwujących w podczerwieni. Doszło do niego w parze zderzających się galaktyk Arp 299 w odległości blisko 150 mln lat świetlnych od Ziemi. W jądrze jednej z galaktyk czarna dziura 20 mln razy większa niż Słońce rozszarpała gwiazdę o dwukrotnej masie Słońca, co doprowadziło do uruchomienia łańcucha zdarzeń, który ukazał nam ważne szczegóły tego gwałtownego spotkania.

Dotąd stwierdzono tylko kilka takich przypadków, zwanych TDE (Tidal Disruption Events), chociaż naukowcy postawili hipotezę, że mogą one występować częściej. Teoretycy sugerowali, że materia wyrzucona z rozerwanej gwiazdy tworzy dysk rotujący wokół czarnej dziury, emitując intensywne promieniowanie w zakresie rentgenowskim oraz widzialnym, a także uwalnia strumienie materii z biegunów dysku z prędkością bliską prędkości światła. 

Pierwszy sygnał został zarejestrowany 30 stycznia 2005 roku, gdy astronomowie korzystający z teleskopu Herschela znajdującego się na Wyspach Kanaryjskich odkryli wyraźny impuls w podczerwieni pochodzący z jądra jednej ze zderzających się galaktyk w Arp 299. 17 lipca 2005 r. VLBA pokazał nowe, wyraźne źródło emisji radiowej z tego samego miejsca.

W miarę upływu czasu obiekt świecił jasno w podczerwieni i na falach radiowych, jednak w świetle widzialnym i promieniach X był niewidoczny. Najbardziej prawdopodobne wyjaśnienie jest takie, że gęsty gaz międzygwiazdowy oraz pył w pobliżu centrum galaktyki pochłania promieniowanie rentgenowskie oraz światło widzialne, a następnie emituje je ponownie w podczerwieni.

Dalsze obserwacje z VLBA, VLBI oraz innych radioteleskopów, prowadzone przez niemal dekadę wykazały, że źródło emisji radiowej rozszerza się w jednym kierunku, zgodnie z teorią mówiącą o dżecie. Zmierzona ekspansja wykazała, że materia w dżecie porusza się ze średnią prędkością równą ¼ prędkości światła. Na szczęście fale radiowe nie są pochłaniane przez jądro galaktyki i także z niego są odbierane na Ziemi.

Do obserwacji tych wykorzystano wiele anten radioteleskopów oddalonych od siebie o tysiące kilometrów, dzięki czemu uzyskano lepszą zdolność rozdzielczą, możliwość dostrzeżenia drobnych szczegółów, potrzebnych do wykrycia ekspansji tak odległego obiektu. Cierpliwe lata gromadzenia danych nagrodziły astronomów dowodami na to, że faktycznie obserwują dżet.

Większość galaktyk posiada w swoich jądrach supermasywne czarne dziury o masach od milionów do miliardów mas Słońca. Kiedy takie supermasywne czarne dziury aktywnie przyciągają materię z otoczenia, tworzy się dysk wokół czarnej dziury a superszybkie strumienie cząstek są wystrzeliwane w postaci dżetów na zewnątrz. Jest to zjawisko obserwowane w galaktykach radiowych i kwazarach.

Przez większość czasu supermasywne czarne dziury nie pożerają niczego, więc są w spokojnym stanie. Zdarzenia związane z TDE mogą zapewnić astronomom wyjątkową okazję do pogłębienia ich wiedzy na temat formowania się i ewolucji dżetów w okolicach tych potężnych obiektów.

Z uwagi na pył pochłaniający promieniowanie w zakresie widzialnym, to konkretne zdarzenie może stanowić zaledwie wierzchołek góry lodowej tego, co do tej pory było ukrytą populacją tego typu zdarzeń. Poszukując ich za pomocą teleskopów podczerwonych oraz radioteleskopów astronomowie mogą być w stanie odkryć ich o wiele więcej.

Zdarzenia takie mogły częściej występować w odległym Wszechświecie, zatem ich badanie może pomóc naukowcom w zrozumieniu środowiska, w którym galaktyki powstały miliardy lat temu.

Odkrycie to, jak potwierdzają naukowcy, było niespodzianką. Początkowy rozbłysk w podczerwieni został odkryty w ramach projektu poszukiwania supernowych w parach zderzających się galaktyk. W Arp 299 obserwowano liczne eksplozje gwiazd a sam obiekt nazwano „fabryką supernowych”. Nowy obiekt pierwotnie uznany był za wybuch supernowej. Dopiero w 2011 roku, sześć lat po odkryciu, część obiektu emitująca fale radiowe zaczęła wykazywać rozciągłość. Późniejsze monitorowanie wykazało, że ekspansja rośnie, potwierdzając, że jest to dżet a nie supernowa.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 czerwca 2018

Jedna czarna dziura czy dwie? Próby wyjaśnienia zagadki właściwości AGN

Naukowcy z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Santa Cruz (UCSC) uważają, że to obłoki pyłu, a nie podwójne czarne dziury mogą wyjaśnić właściwości występujące w aktywnych jądrach galaktycznych (active galactic nuclei – AGN). Wyniki zespołu zostały opublikowane 14 czerwca w miesięczniku Royal Astronomical Society.


Wiele dużych galaktyk posiada w swoim wnętrzu AGN, mały, jasny, centralny region zasilany materią, która opada po spirali na supermasywną czarną dziurę. Gdy takie czarne dziury energicznie pochłaniają materię, zostają otoczone gorącym, szybko poruszającym się gazem.  

Emisja z gazu jest najlepszym źródłem informacji na temat masy centralnej czarnej dziury i tego, jak ona wzrasta. Charakter tego gazu jest jednak słabo poznany. W szczególności występuje mniejsza niż oczekiwana emisja z gazu poruszającego się z pewnymi prędkościami. Rozpad prostych modeli spowodował, że niektórzy astronomowie zaczęli myśleć, że AGN może mieć dwie a nie jedną czarną dziurę w swoim wnętrzu.

Nowa analiza przeprowadzona przez naukowców z UCSC wyjaśnia wiele z pozornej złożoności i zmienności w emisji z regionu, jako wynik małych obłoków pyłu, które mogą częściowo zasilać najgłębsze obszary AGN. Okazuje się, że wiele właściwości aktywnych jąder galaktycznych można wytłumaczyć małymi obłokami pyłu, które powodują zmiany w tym, co widzimy.

Współautor publikacji, Peter Harrington wyjaśnia, że gaz opadający w kierunku centralnej czarnej dziury galaktyki tworzy płaski dysk akrecyjny, a przegrzany gaz z tego dysku emituje intensywne promieniowanie cieplne. Część tego światła jest ponownie przetworzona (pochłonięta i ponownie emitowana) przez wodór oraz inne gazy wirujące nad dyskiem akrecyjnym w tym regionie. Nad i pod nim to obszar pyłu.

Kiedy pył przekroczy pewien próg, zostaje poddany silnemu promieniowaniu z dysku akrecyjnego. Autorzy publikacji uważają, że jest ono tak intensywne, że wydmuchuje pył z dysku, powodując odpływ obłoków pyłu rozpoczynający się na zewnętrznej krawędzi obszaru.

Skutek obłoków pyłu na emitowanym świetle jest taki, że światło docierające zza nich wygląda na słabsze i bardziej poczerwienione, tak jak ziemska atmosfera sprawia, że zachodzące Słońce wydaje się być słabsze i bardziej czerwone. Gaskell i Harrington opracowali kod komputerowy do modelowania efektów tych obłoków pyłowych w obserwacjach regionu.

Obaj naukowcy pokazują również, że poprzez włączenie do swojego modelu obłoków pyłowych, mogą odtwarzać wiele cech emisji z regionu, który od dawna intryguje astrofizyków. Zamiast gazu mającego zmienny, asymetryczny rozkład, który jest trudny do wyjaśnienia, gaz jest po prostu jednolitym, symetrycznym, burzliwym dyskiem wokół czarnej dziury. Widoczne asymetrie i zmiany spowodowane są chmurami pyłu przechodzącymi przed regionem, co sprawia, że regiony za nim wydają się słabsze i bardziej czerwone.

Badacze uważają, że jest to bardziej naturalne wyjaśnienie asymetrii i zmian, niż inne egzotyczne teorie, takie jak sugerowane podwójne czarne dziury. Wyjaśnienie to pozwala zachować prostotę modelu standardowego AGN, w którym materia po spirali opada na pojedynczą czarną dziurę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 czerwca 2018

Gwiazdy neutronowe i materia kwarkowa

Materia kwarkowa – ekstremalnie gęsta faza materii złożona z subatomowych cząsteczek, zwanych kwarkami – może istnieć we wnętrzach gwiazd neutronowych. Może być także na krótką chwilę stworzona w ziemskich laboratoriach, takich jak np. Wielki Zderzacz Hadronów w CERN. Zbiorcze zachowanie materii jednak nie jest tak łatwe do opisania. Podczas wykładu, który odbył się w minionym tygodniu w CERN, Aleksi Kurkela z Uniwersytetu Stavanger w Norwegii wyjaśnił, w jaki sposób dane o gwiazdach neutronowych pozwoliły jemu i jego współpracownikom nałożyć ciasne ograniczenia na zachowanie materii w tej ekstremalnej formie.


Kurkela i współpracownicy wykorzystali właściwość gwiazdy neutronowej wyprowadzonej na podstawie pierwszej obserwacji z LIGO i Virgo, które wykryły fale grawitacyjne emitowane w momencie połączenia się dwóch gwiazd neutronowych. Właściwość ta opisuje sztywność gwiazdy w reakcji na naprężenia spowodowane przyciąganiem grawitacyjnym gwiazdy towarzysza. 

Do zbiorczego opisania materii kwarkowej fizycy na ogół stosują równania stanu, które odnoszą ciśnienie stanu materii do innych właściwości stanu. Ale muszą jeszcze wymyślić unikalne równanie stanu dla materii kwarkowej. Na razie udało im się jedynie wprowadzić rodziny takich równań. Wprowadzając wartości pływowe odkształcalności gwiazd neutronowych obserwowanych przez LIGO i Virgo w pochodną rodzin równań stanu dla materii kwarkowej gwiazdy neutronowej, Kurkela i jego współpracownicy mogli znacząco zmniejszyć rozmiar rodziny równań. Taka zmniejszona rodzina zapewnia bardziej rygorystyczne ograniczenia zbiorowych właściwości materii kwarkowej oraz bardziej ogólnie na materię jądrową o wysokich gęstościach, niż były wcześniej dostępne.

Mając takie wyniki, naukowcy odwrócili problem i wykorzystali ograniczenia kwark-materia, aby wywnioskować właściwości gwiazd neutronowych. Wykorzystując to podejście, zespół otrzymał związek między promieniem i masą gwiazdy neutronowej i odkrył, że maksymalny promień gwiazdy o masie 1,2 masy Słońca powinien wynosić około 10 do 14 km.  

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 czerwca 2018

Zderzenia martwych gwiazd rozsiewają ciężkie metale w małych galaktykach

Naukowcy z Caltech po raz pierwszy odkryli, że łączące się pary gwiazd neutronowych (wypalone jądra gwiazd, które eksplodowały), tworzą większość ciężkich pierwiastków w małych galaktykach karłowatych. Ciężkie pierwiastki, takie jak srebro i złoto, są kluczowe dla formowania się planet, a nawet samego życia. Badając galaktyki karłowate, naukowcy mają nadzieję dowiedzieć się więcej o podstawowych źródłach ciężkich pierwiastków dla całego Wszechświata.


Pochodzenie najcięższych pierwiastków układu okresowego, w tym 95% całego złota na Ziemi, było od dziesięcioleci przedmiotem debat. Obecnie wiadomo, że najcięższe pierwiastki powstają, gdy jądra atomów w gwiazdach przechwytują cząsteczki zwane neutronami. Dla większości starych gwiazd, włącznie z tymi znajdującymi się w galaktykach karłowatych z tego badania, proces zachodzi szybko, i dlatego nazywany jest „procesem r”, gdzie „r” oznacza „szybki” (ang. rapid).

Istnieją dwa wyróżnione miejsca, w których teoretycznie istnieje proces r.  Pierwszym potencjalnym miejscem jest wybuch supernowej, która wytwarza duże pola magnetyczne – magnetorotacyjna supernowa. Drugie to łączące się lub zderzające dwie gwiazdy neutronowe. W sierpniu 2017 roku LIGO oraz inne naziemne teleskopy wykryły jedną z takich kolizji gwiazd neutronowych, które tworzyły najcięższe pierwiastki. Jednakże bycie świadkiem tylko jednego wydarzenia nie mówi astronomom, gdzie większość z nich powstaje w galaktykach.

Aby przyjrzeć się produkcji ciężkich pierwiastków w galaktykach jako całości, naukowcy z Caltech zbadali kilka pobliskich galaktyk karłowatych za pomocą teleskopu Kecka znajdującego się na Mauna Kea na Hawajach. Podczas, gdy Droga Mleczna jest uważana za przeciętną galaktykę pod względem rozmiarów, galaktyki karłowate, które krążą wokół niej, mają około 100 000 razy mniejszą masę gwiazdową, niż Galaktyka. Naukowcy przyjrzeli się temu, kiedy powstały najcięższe pierwiastki w galaktykach. Supernowe magnetorotacyjne mają tendencję do występowania bardzo wcześnie we Wszechświecie, podczas gdy łączenie się gwiazd neutronowych następuje później.

Wyniki tych badań dostarczają nowych dowodów na to, że dominujące źródła procesu r w galaktykach karłowatych występują na stosunkowo długich skalach czasowych – to znaczy, że zostały stworzone później w historii Wszechświata. To właśnie opóźnienie w produkcji ciężkich pierwiastków identyfikuje zderzenia się gwiazd neutronowych jako ich główne źródło.

Profesor astronomii w Caltech i współautor tego opracowania, Evan Kirby, wyjaśnia: „Badanie to opiera się na koncepcji archeologii galaktycznej, która wykorzystuje pierwiastki obecne w gwiazdach do ‘wykopania’ dowodów historii produkcji pierwiastków w galaktykach. Konkretnie, mierząc stosunek pierwiastków w gwiazdach w różnym wieku, jesteśmy w stanie powiedzieć, kiedy powstały one w galaktyce.”

Astronomowie często badają galaktyki karłowate, które są dla nich sposobem na poznanie galaktyk w ogóle. Ponieważ są one małe, mają mniej skomplikowane historie, które są łatwiejsze do odczytania, niż ich większych odpowiedników.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 czerwca 2018

Rozbieżności w danych mogą mieć wpływ na nasze rozumienie Wszechświata

Jedną z nierozwiązanych zagadek nauki jest to, że ekspansja Wszechświata wydaje się przyspieszać. Niektórzy naukowcy twierdzą, że jest to spowodowane obecnością teoretycznej ciemnej energii, która przeciwdziała przyciąganiu grawitacji. Inni natomiast uważają, że dawno już zaakceptowana teoria grawitacji Einsteina może wymagać modyfikacji.


Gdy astrofizycy szukają odpowiedzi w stertach danych zebranych z obserwacji, odkrywają, że sprzeczności w nich zawarte mogą ostatecznie doprowadzić do prawdy.  

Dr Mustapha Ishak-Boushaki, profesor astrofizyki w School of Natural Sciences and Mathematics na University of Texas w Dallas, oraz jego doktorant Weikang Lin opracowali nowe narzędzie matematyczne, które identyfikuje i kwantyfikuje niespójności w danych kosmologicznych zebranych podczas różnych misji i eksperymentów naukowych. Ich odkrycia mogą rzucić nowe światło na zagadkę przyspieszenia kosmicznej ekspansji oraz mieć znaczący wpływ na nasze rozumienie Wszechświata.

Astrofizycy używają standardowego modelu kosmologicznego do opisu historii, ewolucji i struktury Wszechświata. Na jego podstawie mogą obliczyć wiek Wszechświata czy prędkość jego ekspansji. Model zawiera równania, które opisują ostateczny los Wszechświata – to, czy nadal będzie się on rozszerzał, czy w końcu jego ekspansja ulegnie spowolnieniu z powodu grawitacji a on sam zapadnie się w tzw. Wielkim Kolapsie.

Istnieje kilka zmiennych – zwanych parametrami kosmologicznymi – osadzonych w równaniach tego modelu. Wartości liczbowe parametrów określane są na podstawie obserwacji i obejmują takie czynniki, jak to jak szybko galaktyki oddalają się od siebie, gęstości materii, energii i promieniowania we Wszechświecie.

Jednak jest pewien problem z tymi parametrami. Ich wartości są obliczane przy użyciu zestawów danych z wielu różnych eksperymentów, a czasem nie zgadzają się one ze sobą. Efekt? Systematyczne błędy w zbiorach danych lub przypadkowość w modelu standardowym.

Zespół UT Dallas opracował nowy wskaźnik, zwany indeksem nieścisłości (Index of Inconsistency – IOI), który daje wartość liczbową stopnia nieścisłości między dwoma lub więcej zestawami danych. Porównywania z IOI większą, niż 1 uważane są za nieścisłe, a te z IOI powyżej 5 są klasyfikowane jako bardzo niespójne.

Dla przykładu naukowcy wykorzystali swoje IOI do porównania pięciu różnych technik określania stałej Hubble’a, która jest powiązana z tempem rozszerzania się Wszechświata. Jedna z tych technik – określana jako pomiar lokalny – polega na pomiarze odległości do stosunkowo bliskich supernowych. Inne techniki polegają na obserwacjach różnych zjawisk na znacznie większych odległościach.

Astronomowie odkryli, że istnieje zgodność czterech z pięciu modeli, ale stała Hubble’a mierzona na podstawie lokalnych supernowych jest niezgodna. Największe różnice widoczne są pomiędzy lokalnymi pomiarami supernowych a pomiarami satelity Planck, który charakteryzował kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła.

Żeby było ciekawiej, w celu określenia stałej Hubble’a na podstawie pomiarów lokalnych supernowych wykorzystano różne metody i zawsze prowadziły one do tej samej wartości, która jednak odstaje od tej określonej na podstawie danych z Plancka oraz innych eksperymentów.

Ishak-Boushaki oraz Lin także zastosowali swoje narzędzie IOI do pięciu zbiorów danych obserwacyjnych związanych z wielkoskalową strukturą Wszechświata. Parametry kosmologiczne wyliczone przy użyciu tych pięciu zbiorów bardzo się nie zgadzały, zarówno indywidualnie jak i zbiorowo, z parametrami określonymi na podstawie obserwacji z Plancka.

Jest to bardzo intrygujące i informuje nas o tym, że Wszechświat obserwowany na dużych skalach zachowuje się inaczej, niż Wszechświat w naszym bliskim otoczeniu. To z kolei prowadzi do pytania, czy teoria grawitacji Einsteina obowiązuje na każdej skali Wszechświata?

Naukowcy z UT Dallas udostępnili swoje narzędzie IOI innym naukowcom. Ishak-Boushaki powiedział, że Dark Energy Science Collaboration, część projektu Large Synoptic Survey Telescope, wykorzysta to narzędzie w celu poszukiwania niezgodności między zbiorami danych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 czerwca 2018

Gromady kuliste o 4 miliardy lat młodsze, niż sądzono?

Jak donoszą naukowcy z University of Warwick, gromady kuliste mogą być nawet 4 mld lat młodsze, niż wcześniej sądzono.


Składające się z setek tysięcy gwiazd  gęsto upakowanych w ciasną kulę, gromady kuliste uważane były za prawie tak stare, jak sam Wszechświat. Jednak dzięki nowo opracowanym modelom badawczym wykazano, że mogą one być w wieku 9 mld, a nie 13 mld, jak wcześniej zakładano.

Odkrycie to stawia pod znakiem zapytania obecne teorie dotyczące tego, w jaki sposób powstały galaktyki, w tym Droga Mleczna, wokół której krąży 150-180 gromad kulistych.

Zaprojektowane do ponownego zbadania ewolucji gwiazd, nowe modele BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis) uwzględniają szczegóły ewolucji gwiazd podwójnych w gromadach kulistych i służą do badania barw światła ze starych populacji układów podwójnych, a także śladów pierwiastków chemicznych w widmie.

W procesie ewolucyjnym układu gwiazd podwójnych jeden składnik powiększa się, przechodząc do fazy olbrzyma, podczas gdy oddziaływanie grawitacyjne drugiego z nich usuwa atmosferę olbrzyma złożoną z wodoru i helu oraz innych pierwiastków. Astronomowie uważają, że gwiazdy te powstają w tym samym czasie, co sama gromada kulista.

Dzięki zastosowaniu modeli BPASS i obliczaniu wieku układów podwójnych gwiazd, naukowcy byli w stanie wykazać, że gromada kulista, której te gwiazdy są częścią, nie była tak stara, jak sugerowały to wcześniejsze modele.

Modele BPASS, opracowane we współpracy z dr JJ Eldridgem z University of Auckland, już wcześniej okazały się skuteczne w badaniu właściwości młodych gwiezdnych populacji w różnorodnych środowiskach od wnętrza Drogi Mlecznej aż do krawędzi obserwowalnego Wszechświata. 

Ustalanie wieku gwiazd zawsze opierało się na porównywaniu obserwacji z modelami, które zawierają naszą wiedzę na temat tego, w jaki sposób powstają i ewoluują gwiazdy. To zrozumienie zmieniło się z biegiem czasu i naukowcy coraz bardziej są świadomi wpływu układów wielokrotnych – interakcji zachodzących między gwiazdami w takich układach oraz między układami a ich otoczeniem.  

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE , naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgła...