29 lipca 2018

Jak badano strukturę Drogi Mlecznej

Przez tysiąclecia ludzie zastanawiali się nad mlecznym szlakiem przecinającym nocne niebo. W epoce nowożytnej Galileusz odkrył, że owa Droga Mleczna składa się z niezliczonej ilości gwiazd. Jednak dopiero w XX wieku astronomom udało się odgadnąć jej formę oraz prawdziwą naturę.


„Moja trzecia obserwacja dotyczy natury Drogi Mlecznej [...] Bez względu na to, w którą jej część skieruję teleskop, znajduję nieskończoną ilość gwiazd, z których kilka jest bardzo dużych i bardzo zastanawiających, jednak liczba małych gwiazd jest niezgłębiona.” Te słowa zostały napisane w 1610 roku przez człowieka, który za pomocą skonstruowanego przez siebie teleskopu badał krainy nie z tego świata – Galileo Galilei.

Kraina, którą opisał jest dosłownie nie z tego świata, a dokument nosi tytuł Sidereus Nuncius (Gwiezdny posłaniec). W nim włoski matematyk i astronom przedstawia swoje obserwacje satelitów Jowisza, ziemskiego Księżyca a także Drogi Mlecznej. Do tego czasu ich natura pozostawała tajemnicą, głównie była przedmiotem mitologii. Grecki filozof przyrody, Demokryt, twierdził już w V w p.n.e., że rozproszony, jarzący się pas na niebie składa się z niezliczonych słabych gwiazd.

Jednak minie prawie 150 lat od odkrycia Galileusza, zanim niebiańska struktura ponownie stanie się przedmiotem badań naukowych. Thomas Wright uważał, że gwiazdy ułożone są na płaskim obszarze podobnym do kamienia szlifierskiego, który rozciąga się na całym niebie. Dla niego Droga Mleczna była jedynie projekcją tego kamienia. Niemiecki filozof Immanuel Kant wykorzystał tę teorię – i bardzo zbliżył się do odkrycia prawdy.

W swojej Powszechnej historii naturalnej i teorii nieba, opublikowanej w 1755 r. objaśnił Drogę Mleczną jako rozległą i bardzo rozcieńczoną warstwę gwiazd. Słońce, Ziemia i wszystkie inne planety były częścią tej warstwy – jednak nie w jej centrum. W zależności od linii widzenia zobaczylibyśmy różną liczbę gwiazd.

W jaki sposób astronomowie dowiedzieli się, czy pozorny widok Drogi Mlecznej na niebie odzwierciedla rzeczywistą strukturę przestrzenną? Statystyki gwiazdowe opracowane pod koniec XVIII wieku przez Friedricha Wilhelma Herschela zapewniały rozwiązanie: Herschel zarejestrował współrzędne i jasności wszystkich gwiazd, które widział przez swój teleskop.  

Jednak przedsięwzięcie się nie powiodło: pomijając nierealność tych pomiarów – np. mimo, że możliwe było określenie pozornej jasności gwiazd, niemożliwym było określenie ich jasności absolutnej, a tym samym odległości – istniał również zasadniczy problem: Droga Mleczna wypełniona jest materią międzygwiazdową, chmurami gazu i pyłu, który pochłaniają światło gwiazd. Przysłania to widok regionu centralnego i uniemożliwia dostrzeżenie struktury nadrzędnej. Z tego powodu statystyki gwiazdowe nigdy nie mogą objąć układu jako całości a zaledwie region wokół Słońca o promieniu około 10 000 lat świetlnych. Przełom nastąpił dopiero w połowie XX wieku, gdy astronomowie nauczyli się patrzeć na niebo za pomocą radioteleskopów.

Wodór jest najbardziej powszechnym pierwiastkiem we Wszechświecie. Jako część materii międzygwiazdowej neutralny wodór (HI) wypełnia przestrzeń między gwiazdami, a tym samym Drogę Mleczną. Oznacza to, że rozkład chmur wodoru wyznacza kształt całego układu, podobnie, jak kości kształtują ludzkie ciało.

W jaki sposób te kosmiczne „kości” mogą być widoczne? Odpowiedzi dostarcza nanowszechświat: w ziemskim stanie wodoru spin jądra atomowego i elektronu wokół niego są przeciwrównoległe. Jeżeli zderzają się dwa atomy wodoru, spin jądra i elektronu może zostać odwrócony, by po pewnym czasie wrócić do swojego podstawowego stanu przeciwrównoległego.

Proces ten uwalnia energię, która jest emitowana jako fala elektromagnetyczna. Linia tej fali leży w zasięgu fal radiowych. Pomimo niezwykle niskiej gęstości materii międzygwiezdnej, atomy nieustannie zderzają się ze sobą, co powoduje, że obszary HI świecą w linii wodoru.

Promieniowanie to przenika przez zasłony pyłu prawie bez przeszkód i może być rejestrowane za pomocą radioteleskopów. Dzięki temu nowemu spojrzeniu na Wszechświat astronomowie byli w stanie odkryć spiralną strukturę Drogi Mlecznej. Jednak w latach ‘70. naukowcy odkryli, że sam wodór nie wystarczy jako wskaźnik morfologii Galaktyki, gdyż np. jest mniej skoncentrowany w ramionach spiralnych, niż oczekiwano. Poszukiwania zatem rozpoczęły się na nowo.

Najważniejszym wskaźnikiem okazały się obłoki molekuł międzygwiazdowych: emitują promieniowanie w linii tlenku węgla (CO2). Teraz stopniowo udoskonalano portret Drogi Mlecznej. W związku z tym Galaktyka (gr. gala czyli mleko) jest spłaszczonym kołem o średnicy 100 000 lat świetlnych i grubości zaledwie 5 000 lat świetlnych. Centrum koła z czarną dziurą jest otoczone sferycznym zgrubieniem gwiazd osadzonym w strukturze o kształcie cygara – poprzeczki.

Około 15 000 l.ś. od centrum rozciąga się pierścień również złożony z pyłowych i gazowych obłoków oraz gwiazd. Galaktyka cechuje się kilkoma ramionami. Większość z nich ma imiona gwiazdozbiorów, w których je obserwujemy: Strzelca, Perseusza, Krzyża, Trzech Kiloprseków, Oriona i Łabędzia.

Układ Słoneczny znajduje się w Ramieniu Oriona, w odległości 26 000 l.ś. od centrum i prawie w płaszczyźnie głównej. Układ, który zawiera blisko 200 mld słońc, otoczony jest sferycznym halo zawierającym tysiące gromad kulistych oraz region sferyczny składający się z bardzo cienkiej plazmy wodoru. Cała Galaktyka rotuje, obiekty bliżej środka obracają się szybciej a te z dala od niego – wolniej. Krzywa tej zróżnicowanej rotacji wykazuje nieprawidłowości, których nie można wyjaśnić jedynie za pomocą widzialnej masy.

Prawdopodobnym jest, że niewidzialna ciemna materia odgrywa tutaj ważną rolę. Astronomowie napotykają jeszcze jeden problem: pomimo rotacji, ramiona spiralne nie rozwijają się, ale utrzymują swój kształt przez miliardy lat. Jednym z wyjaśnień tego zjawiska są fale uderzeniowe, które rozprzestrzeniają się w całym układzie i zagęszczają materię w ramionach spiralnych. Astronomowie wciąż zastanawiają się, co powoduje te fale gęstości. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródłoj:

27 lipca 2018

ALMA obserwuje długotrwałe echo radiowe zasilane przez dżety z GRB

Astronomowie korzystający z ALMA badali kataklizmiczną eksplozję gwiazdy, znaną jako rozbłysk gamma, czyli GRB, i odkryli jej trwałą „poświatę”. Wsteczny szok wywołany przez potężne strumienie GRB uderzające w otaczające szczątki, trwał tysiące razy dłużej, niż oczekiwano. Obserwacje te dostarczają świeżego spojrzenia w fizykę GRB, jednej z najbardziej energetycznych eksplozji we Wszechświecie.


Ta nowonarodzona czarna dziura wypluła jeszcze ulotny, ale niesamowicie intensywny rozbłysk promieni gamma w kierunku Ziemi, gdzie został wykryty przez Neil Gehrels Swift Observatory 19 grudnia 2016 r.

Chociaż promienie gamma po wybuchu zniknęły z pola widzenia zaledwie 7 sekund później, dłuższe fale światła z eksplozji – w tym promieniowanie X, radiowe oraz światło widzialne – nadal świeciły przez tygodnie. Umożliwiło to astronomom zbadanie następującego po tym energetycznego zdarzenia, nazwanego GRB 161219B, przy pomocy wielu naziemnych obserwatoriów.

Wyjątkowe możliwości instrumentów ALMA umożliwiły jednak zespołowi astronomów przeprowadzenie długotrwałego badania tej eksplozji na falach milimetrowych, dzięki czemu uzyskano nowy wgląd w ten szczególny GRB, a także rozmiar i skład jego potężnych dżetów.

ALMA widzi na falach milimetrowych, które przenoszą informacje o tym, jak dżety oddziałują z otaczającym pyłem i gazem, zatem jest to potężny próbnik tych gwałtownych kosmicznych eksplozji.

Obserwacje te umożliwiły astronomom stworzenie pierwszego time-lapse o kosmicznej eksplozji, który pokazał zaskakująco długotrwałą falę uderzeniową pochodzącą z wybuchu odbijającą się echem w dżetach. Na obecnym etapie rozumienia GRB astronomowie spodziewali by się, że wsteczny szok potrwa najwyżej od kilku sekund do minuty. Ten trwał przez większą część dnia.

Wsteczny szok występuje, gdy materia zostanie wydmuchnięta z GRB przez dżety wpadające do otaczającego gazu. Spowalnia to uciekającą materię, wysyłając falę uderzeniową z powrotem w dół dżetu.

Ponieważ dżety powinny trwać nie dłużej, niż kilka minut, wsteczny szok również powinien być krótkotrwały. Teraz jednak wydaje się, że tak nie jest.

Przez dziesięciolecia astronomowie sądzili, że wsteczny szok wytworzy jasny błysk światła widzialnego, który do tej pory był bardzo trudny do znalezienie pomimo starannych poszukiwań. Obserwacje ALMA pokazują, że astronomowie mogli szukać w niewłaściwym miejscu, a obserwacje na falach milimetrowych dają najlepszą szansę na jego uchwycenie.

Zamiast tego, światło z szoku wstecznego świeci najjaśniej na milimetrowych długościach fali, w skali czasowej około jednego dnia, co jest najprawdopodobniej powodem, dla którego było to wcześniej trudne do wykrycia. Podczas, gdy światło milimetrowe powstało w wyniku szoku wstecznego, promieniowanie X i światło widzialne pochodzi z fali uderzeniowej przemieszczającej się przed dżetem. 

To, co było wyjątkowe w tym zdarzeniu to fakt, że gdy wsteczny szok wszedł w dżet, powoli, lecz nieustannie przenosił jego energię do poruszającej się przed strumieniem fali uderzeniowej. Dzięki ALMA astronomowie wiedzą, że ta energia – 85% całkowitej w przypadku GRB 161219B – jest ukryta w wolno poruszającej się materii w samym strumieniu.

Jasna emisja wstecznego szoku zgasła w ciągu tygodnia, a szok przedni świecił, dając ALMA szansę zbadania geometrii dżetu.

Światło widzialne fali uderzeniowej w tym krytycznym momencie, kiedy odpływ wystarczająco zwolnił, by cały strumień stał się widoczny z Ziemi, zostało przyćmione przez pojawiającą się supernową z eksplodującej gwiazdy. Jednak światło supernowej nie przeszkadzało obserwacjom ALMA, umożliwiając astronomom ograniczenie rozwarcia kąta wypływu z dżetu do około 13 stopni. 

Zrozumienie kształtu i czasu trwania wypływu z gwiazdy jest niezbędne do określenia prawdziwej energii wybuchu. W tym przypadku astronomowie stwierdzają, że dżety zawierają tyle energii, ile nasze Słońce wypromieniowuje w ciągu miliarda lat.

Jak zauważają naukowcy, to zaledwie czwarty rozbłysk gamma z przekonującą detekcją wstrząsu zwrotnego na wielu częstotliwościach. Materia wokół zapadającej się gwiazdy była około 3000 razy mniej gęsta, niż gaz otaczający gwiazdy w naszej galaktyce, a nowe obserwacje ALMA sugerują, że takie środowiska o niskiej gęstości są niezbędne do wytwarzania emisji szoku wstecznego, co może tłumaczyć, dlaczego takie sygnatury są rzadkie. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 lipca 2018

Studenci odkrywają fundamenty powstawania najmasywniejszych gwiazd w galaktyce

W unikalnym badaniu studenci Uniwersytetu Arizona przeszukali 101 obłoków gazu, aby znaleźć wśród nich te, które mogą zawierać masywne gwiazdy w pierwszej fazie ich formowania się.


Przez trzy lata Jenny Calahan kierowała badaniami studentów z Uniwersytetu Arizona, aby pomóc w odkryciu tajemnicy, w jaki sposób narodziły się najmasywniejsze gwiazdy w galaktyce.

W astronomii nadal otwartym pozostaje pytanie o formowanie się najmasywniejszych gwiazd. W jaki sposób gwiazdy ważące 8 mas Słońca tworzą się z obłoku gazu i pyłu?

Astronomowie rozumieją ten proces dla gwiazd wielkości naszego Słońca. Cząsteczki w obłokach są przyciągane do siebie i skupiają się razem. Grawitacja je wiąże i gazy przepływają do środka obłoku, gdy ten się zapada. Przez miliony lat gaz jest poddawany tak dużemu ciśnieniu, że zaczyna się palić, a gwiazda rodzi się, gdy w rdzeniu skompresowanego gazu rozpoczyna się fuzja jądrowa.

Teorie na temat tego, ile gazu oraz czasu potrzeba na stworzenie gwiazdy takiej, jak Słońce, można udowodnić dzięki obserwacjom, ponieważ każdy etap życia gwiazdy podobnej do niego – od kolapsu obłoków gazu do wnętrza gwiezdnego jądra, do ekspansji gwiazdy w postaci czerwonego olbrzyma i zapadnięcie się do białego karła – można obserwować w całej galaktyce.

Jednak astronomowie muszą jeszcze zrozumieć, w jaki sposób powstają gwiazdy o masie ponad 8 razy większej, niż Słońce. Gwiazdy tej wielkości pod koniec swojego życia eksplodują w postaci supernowych, pozostawiając po sobie czarne dziury bądź gwiazdy neutronowe.

Istnieje kilka teorii na temat powstawania tych masywnych gwiazd. Jedna z nich dotyczy formowania się masywnych rdzeni. Są to gęste zbiory gazu, kilkakrotnie większe niż gwiazda, którą tworzą. W przypadku masywnych gwiazd jądra muszą być co najmniej 30 razy masywniejsze od Słońca. Jednak są trudności ze znalezieniem takich obiektów.

Inna teoria jest taka, że mało masywne jądra tworzą się wewnątrz gazowego skupiska. Rdzenie o małej masie rosną, konkurując o materię zawartą w skupisku. Ostatecznie jeden z rdzeni rośnie wystarczająco duży, aby utworzyć masywną gwiazdę.

I teraz powstaje pytanie: która z teorii jest poprawna? A może prawdziwe jest połączenie ich obu? Pierwszym krokiem do odpowiedzi na to pytanie jest identyfikacja najwcześniejszej fazy formowania się gwiazd, więc zespół postanowił znaleźć skupiska wykazujące oznaki ruchu zapadającego się gazu, zwanego „napływem”.

Calahan wybrała 101 obiektów z listy ponad 2000 ogromnych, zimnych i pozornie pozbawionych gwiazd obłoków gazu, nazwanych bezgwiezdnymi kandydatami na skupiska (ang. starless clump candidates – SSC).  

Chociaż astronomowie badali w przeszłości SSC, wielu z nich skupiało się na najjaśniejszych i najbardziej masywnych obiektach. Badanie Calahan było wyjątkowe, ponieważ było to tzw. ślepe badanie.

Począwszy od kilkuset do kilku tysięcy mas Słońca, wybrane przez Calahan SSC są reprezentatywną próbką wszystkich obłoków gazowych, które mogą tworzyć masywne gwiazdy.

Korzystając z 12-metrowego radioteleskopu Steward Observatory na Kitt Peak w Arizonie, Calahan wykryła i śledziła fale radiowe emitowane przez gaz molekularny oxomethylium (HCO+), który emituje określoną długość fali radiowej.

SSC badane przez studentów następnie są obserwowane przez radioteleskopy ALMA, które mogą zajrzeć głębiej do gazów i znaleźć gwiazdy lub inne obiekty, których nie można zobaczyć przy użyciu 12-metrowego teleskopu.

Oxomethylium, jedna z najbardziej obfitych molekuł w kosmosie, jest wysoce reaktywnym jonem, który nie przetrwałby w ziemskiej atmosferze. Gdy oxomethlium porusza się w kierunku obserwatora, długości fal się skracają, a gdy się oddala – wydłużają się.

Analizując długości fal, Calahan zidentyfikowała sześć SSC, które wykazały charakterystyczne cechy kolapsu, co sugeruje, że gaz zapada się szybko, a to tłumaczy zaledwie 6% procesu powstawania masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 lipca 2018

Halo młodych galaktyk kluczem do poznania ich ewolucji

Zespół astronomów odkrył nowy sposób na ujawnienie tajemnic powstawania i ewolucji pierwszych galaktyk.


W badaniu opublikowanym niedawno w The Astrophysical Journal Letters główna autorka – Dawn Erb z University of Wisconsin-Milwaukee oraz jej zespół, po raz pierwszy wykorzystali nowe możliwości Obserwatorium Kecka na Mauna Kea do zbadania Q2343-BX418, małej, młodej galaktyki znajdującej się około 10 mld lat świetlnych od Ziemi.

Ta odległa galaktyka jest analogiczna do młodszych galaktyk, które są zbyt słabe, aby mogły być szczegółowo badane, co czyni ją idealnym kandydatem, aby dowiedzieć się więcej o tym, jak galaktyki wyglądały niedługo po narodzinach Wszechświata. 

BX418 przyciąga również uwagę astronomów z powodu swojego gazowego halo, które emituje specjalny rodzaj światła.

W ciągu ostatnich dziesięcioleci astronomowie dowiedzieli się, że gazowe halo otaczające galaktyki świecą szczególnym rodzajem promieniowania ultrafioletowego zwanego emisją Lyman-alfa. 

Zespół Erb użył jednego z najnowszych instrumentów obserwacyjnych – Keck Cosmic Web Imager (KCWI) – aby przeprowadzić szczegółową analizę spektralną gazowego halo BX418. Jego właściwości mogą dostarczyć wskazówek na temat gwiazd tworzących się w galaktykach.

Gaz z halo galaktyki może wpływać do jej wnętrza, co zapewnia paliwo do tworzenia nowych gwiazd. Natomiast wypływ gazu z galaktyki do halo ogranicza jej zdolności do tworzenia gwiazd. Zatem zrozumienie złożonych interakcji zachodzących w gazowym halo jest kluczowe, aby dowiedzieć się, w jaki sposób galaktyki tworzą gwiazdy a także jak ewoluują.

Najnowsze badanie wykorzystujące KCWI dodaje szczegółów i przejrzystości do obrazu galaktyki i jej gazowego halo, do których astronomowie wcześniej nie mieli dostępu. Instrument ten jest specjalnie zaprojektowany do badania delikatnych prądów słabego gazu, które łączą galaktyki, znanych jako kosmiczne sieci.

Zespół Erb wykorzystał ten instrument do zarejestrowania widma emisji Lyman-alfa w halo BX418. Pozwoliło im to na prześledzenie gazu, wyznaczenie jego prędkości i rozmiaru przestrzennego, a następnie na stworzenie trójwymiarowej mapy pokazującej strukturę gazu oraz jego zachowanie.

Dane zespołu sugerują, że galaktyka jest otoczona z grubsza sferycznym wypływem gazu i że istnieją znaczne różnice w zakresie gęstości i prędkości tego gazu.

Na razie badania przeprowadzono dla jednej galaktyki, więc aby przekonać się, czy wyniki te są typowe, należy zbadać więcej galaktyk.

Teraz, gdy zespół odkrył nowy sposób na poznanie właściwości gazowego halo, astronomowie mają nadzieję, że dalsza analiza zebranych danych i symulacje komputerowe modelujące procesy dostarczą dodatkowy wgląd w charakterystykę pierwszych galaktyk we Wszechświecie.

Kiedy astronomowie będą pracować nad bardziej szczegółowym modelowaniem, będą mogli przetestować, w jaki sposób właściwości emisji Lyman-alfa w gazie halo są powiązane z właściwościami samych galaktyk, co następnie powie im coś o tym, jak powstawanie gwiazd w galaktykach wpływa na gaz w halo.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 lipca 2018

Odkryto sobowtóra znanej egzoplanety

Pozory mogą mylić, jeżeli chodzi o planety pozasłoneczne. Astronomowie sfotografowali nową planetę, która wydaje się prawie identyczna z jednym z najlepiej zbadanych gazowych olbrzymów. Jednak sobowtór różni się pod jednym względem: swojego pochodzenia.


Astronomowie odkryli gazowego olbrzyma, który wydaje się bliźniakiem znanej wcześniej planety, jednak prawdopodobnie obydwie planety powstały w zupełnie inny sposób.

Powstające w gwiezdnych żłobkach gazu i pyłu, gwiazdy rodzą się w małych skupiskach, by potem oddalić się od miejsca swoich narodzin. Skupiska te zawierają bardzo różne gwiazdy, od tych niezdolnych do wytwarzania własnej energii (zwanych brązowymi karłami) po masywne gwiazdy, które kończą swoje życie eksplodując jako supernowe. W tym burzliwym gąszczu wokół nowych gwiazd tworzą się planety. A gdy gwiezdny żłobek wyczerpie swój gaz, gwiazdy wraz z planetami opuszczają to miejsce by swobodnie wędrować przez galaktykę. Z tego właśnie powodu astronomowie przypuszczają, że powinny istnieć planety narodzone w tym samym czasie z tego samego gwiezdnego żłobka, ale orbitujące wokół innych gwiazd, które oddalają się od siebie w ciągu eonów, jak dawno zagubione rodzeństwo. 

Jak dotąd planety pozasłoneczne odkryte metodą bezpośredniego obrazowania były pojedyncze, a każda z nich różniła się od innych pod względem wyglądu i wieku. Znalezienie dwóch egzoplanet wyglądających niemal identycznie a jednak powstałych w zupełnie inny sposób, otwiera nowe możliwości zrozumienia tych obiektów. 

Zespół astronomów po raz pierwszy zidentyfikował przypadek takiego planetarnego sobowtóra. Pierwszy obiekt znany jest od dawna. To planeta beta Pictoris b, o masie 13 mas Jowisza, jedna z pierwszych odkrytych metodą bezpośredniego obrazowania już w 2009 roku. Nowy obiekt nosi nazwę 2MASS 0249 c, ma tę samą masę, jasność i widmo, co beta Pictoris b. 

Po odkryciu tego obiektu, z wykorzystaniem Teleskopu Kanadyjsko-Francusko-Hawajskiego (CFHT), naukowcy ustalili, że 2MASS 0249 c oraz beta Pictoris b powstały w tym samym gwiezdnym żłobku. Na pierwszy rzut oka wydaje się, że obiekty te nie tylko są podobne pod względem wyglądu ale są prawdziwymi gwiezdnymi bliźniętami.

Jednak planety mają bardzo różne warunki życia, a mianowicie okrążają gwiazdy różnych typów widmowych. Na przykład ta, którą okrąża beta Pictoris b jest gwiazdą 10 razy jaśniejszą od Słońca, podczas, gdy 2MASS 0249 c krąży wokół pary brązowych karłów, które są 2 000 razy słabsze, niż Słońce. Ponadto orbita beta Pictoris b znajduje się stosunkowo blisko swojej gwiazdy macierzystej, około 9 jednostek astronomicznych od niej (1 jednostka astronomiczna to średnia odległość Ziemia-Słońce), podczas, gdy 2MASS 0249 c krąży w odległości 2 0000 j.a. od swoich gwiazd.

Te drastycznie różne sytuacje wskazują, że czas dojrzewania planet przebiegał zupełnie inaczej. Tradycyjny obraz powstawania gazowych olbrzymów, w którym planety rozpoczynają swoje życie jako skaliste jądra krążące wokół gwiazdy macierzystej i rosnące poprzez gromadzenie gazu z dysku otaczającego młodą gwiazdę, jest prawdopodobny do stworzenia beta Pictoris b. W przypadku gwiazdy macierzystej 2MASS 0249 c, która nie posiada wystarczająco dużego dysku, by stworzyć gazowego olbrzyma, planeta powstała prawdopodobnie z bezpośredniego gromadzenia się gazu z pierwotnego żłobka.

2MASS 0249 c i beta Pictoris b pokazują nam, że natura ma różne sposoby na tworzenie bardzo podobnie wyglądających egzoplanet. Beta Pictoris b prawdopodobnie uformowała się jak większość gazowych olbrzymów, natomiast 2MASS 0249 c wygląda jak mały brązowy karzeł, który powstał w procesie zapadnięcia się obłoku gazu. Obydwa obiekty uważane są za egzoplanety, ale 2MASS 0249 c dowodzi, że taka prosta klasyfikacja może nam przesłaniać skomplikowaną rzeczywistość.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło

19 lipca 2018

Dane z Chandra mogą być pierwszymi dowodami na gwiazdę pożerającą planetę

Przez blisko sto lat astronomowie zastanawiali się nad ciekawą zmiennością młodych gwiazd zamieszkujących konstelację Taurus-Auriga, oddalonych o jakieś 450 lat świetlnych od Ziemi. Jedna gwiazda szczególnie zwróciła uwagę astronomów. Co kilka dziesięcioleci jej światło bledło na krótko przed ponownym rozjaśnieniem.


W ciągu ostatnich lat astronomowie obserwowali coraz częstsze ciemnienie tej gwiazdy i zaczęli zadawać sobie pytanie, co ją tak często przesłania? Odpowiedzią mogą być niektóre z chaotycznych procesów zachodzących we wczesnym etapie rozwoju gwiazdy.

Teraz fizycy zaobserwowali gwiazdę, nazwaną RW Aur A, korzystając z obserwatorium rentgenowskiego Chandra. Znaleźli dowody na to, co mogło spowodować jej ostatnie pociemnienie: zderzenie dwóch małych ciał planetarnych, w następstwie którego wytworzyły się gęste chmury gazu i pyłu. Gdy planetarne szczątki opadły na gwiazdę, wytworzyły grubą zasłonę, tymczasowo osłabiającą światło gwiazdy.

Symulacje komputerowe od dawna przewidywały, że planety mogą opadać na młodą gwiazdę, jednak astronomowie nigdy wcześniej tego nie obserwowali. Jeżeli ich interpretacja danych jest poprawna, po raz pierwszy obserwują młodą gwiazdę pożerającą planetę bądź planety.

Poprzednie przypadki pociemnienia gwiazdy mogły być spowodowane podobnymi rozbiciami albo dwóch planet, bądź dwóch dużych pozostałości po wcześniejszych zderzeniach, które się spotkały i ponownie rozpadły.

Naukowcy badający wczesny rozwój gwiazd często spoglądają w Ciemne Obłoki Taurus-Auriga, skupisko obłoków molekularnych w gwiazdozbiorach Byka i Woźnicy, w których znajdują się gwiezdne żłobki zawierające tysiące gwiazd niemowlęcych. Młode gwiazdy tworzą się z grawitacyjnego rozpadu gazu i pyłu w tych obłokach. Bardzo młode gwiazdy, w przeciwieństwie np. do dojrzałego już Słońca, nadal są otoczone wirującym dyskiem gruzu, a także gazu, pyłu oraz bryłami materii o różnej wielkości, od drobnych ziaren pyłu po kamyki i ewentualnie szczątkowe planety.

Jeżeli spojrzymy na nasz Układ Słoneczny, zobaczymy planety a nie masywny dysk protoplanetarny okrążający Słońce. Czas życia takich dysków wynosi około 5-10 mln lat. W gwiazdozbiorze Byka jest wiele gwiazd, które już utraciły swój dysk, jednak kilka nadal go posiada. Jeżeli chcemy wiedzieć, co dzieje się w końcowych etapach rozpraszania się dysku, konstelacja Byka jest jednym z miejsc, w których możemy to zobaczyć.

Moritz Guenther z MIT oraz jego koledzy koncentrują się na gwiazdach, które są na tyle młode, że nadal posiadają dyski. Szczególnie interesowała ich RW Aur A, która ma kilka milionów lat. RW Aur A jest częścią układu podwójnego, co oznacza, że okrąża inną młodą gwiazdę, RW Aur B. Obydwie gwiazdy mają masę zbliżoną do Słońca.

Od 1937 roku co kilka dziesięcioleci astronomowie odnotowują wyraźne spadki w jasności RW Aur A. Każde takie zdarzenie wydawało się trwać około miesiąca. W 2011 roku gwiazda ponownie przygasła, tym razem na około pół roku. Ostatecznie się rozjaśniła, aby ponownie zniknąć w 2014 r. W 2016 r. gwiazda powróciła do swojej pełnej jasności.

Astronomowie zaproponowali, że pociemnienie jest spowodowane przez strumień gazu przepływający na zewnętrznej krawędzi dysku. Jeszcze inni mają teorię, że wynika ono z procesów zachodzących bliżej centrum gwiazdy.

W styczniu 2017 r. RW Aur A ponownie przygasła i zespół wykorzystał obserwatorium rentgenowskie Chandra do zarejestrowania emisji promieniowania X z gwiazdy.

Promienie rentgenowskie pochodzą od gwiazdy, a ich widmo zmienia się, gdy przechodzą przez gaz w dysku. Astronomowie szukają określonych sygnatur w promieniach X, które gaz pozostawia w widmie rentgenowskim.

W sumie Chandra zgromadziła prawie 14 godzin danych rentgenowskich pochodzących od gwiazdy. Po ich przeanalizowaniu astronomowie otrzymali kilkanaście zaskakujących odkryć: dysk gwiazdy zawiera dużą ilość materii; gwiazda jest znacznie gorętsza, niż się spodziewano; dysk zawiera znacznie więcej żelaza, niż się spodziewano.

Ostatni punkt był najbardziej interesujący dla zespołu. Zwłaszcza widmo rentgenowskie gwiazdy może pokazywać różne pierwiastki, takie jak tlen, żelazo, krzem i magnez, a ilość każdego z nich zależy od temperatury wewnątrz dysku gwiazdy. W tym przypadku jest obserwowane dziesięciokrotnie więcej żelaza, niż powinno być w aktywnych i gorących gwiazdach.

Naukowcy spekulują, że mogą być dwa źródła pochodzenia nadmiaru żelaza. Pierwszym z nich jest zjawisko znane jako pułapka ciśnieniowa pyłu, w której małe ziarna lub cząsteczki, takie jak żelazo, mogą zostać uwięzione w „martwych strefach” dysku. Jeżeli struktura dysku nagle się zmieni, np. gdy gwiazda towarzysz przejdzie obok, powstałe w ten sposób siły pływowe mogą uwolnić uwięzione cząsteczki, tworząc nadmiar żelaza, które może opaść na gwiazdę.

Druga teoria jest bardziej przekonująca dla Guenthera. W tym scenariuszu nadmiar żelaza powstaje, gdy zderzają się dwa planetozymale (małe ciała planetarne), uwalniając grubą chmurę cząsteczek. Jeżeli jedna lub obie planety wykonane są z żelaza, ich zderzenie może uwolnić dużą ilość tego pierwiastka do dysku gwiazdy i tymczasowo zasłonić światło, gdy materia na nią opadnie.

Guenther ma nadzieję na dalsze obserwacje gwiazdy w przyszłości, by móc sprawdzić, czy ilość żelaza otaczającego gwiazdę zmieniła się – pomiar, który może pomóc naukowcom określić wielkość źródła żelaza. Na przykład, jeżeli taka sama ilość żelaza pojawi się powiedzmy w ciągu roku, może to sygnalizować, że żelazo pochodzi ze względnie masywnego źródła, takiego jak kolizja dużych planet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 lipca 2018

Energetyczne młode galaktyki karłowate, które nas otaczają

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że niektóre z małych galaktyk orbitujących wokół Drogi Mlecznej mogą modyfikować wewnętrzną strukturę ich halo ciemnej materii już w pierwszych fazach swojego życia dzięki energii wytwarzanej przez eksplozje supernowych.


Uważa się, że większość materii we Wszechświecie ma postać materii niebarionowej, prawdopodobnie zbudowanej z cząstek, które nie zostały jeszcze odkryte. Gdyby wzajemne oddziaływania grawitacyjne były ważne w procesie formowania się i ewolucji galaktyk, to jak przewidują obecne teorie, galaktyki powinny być otoczone przez wydłużone sferoidy, złożone z cząstek ciemnej materii o określonym rozkładzie, z gęstością wzrastającą wraz ze zbliżaniem się  do centrum.

Jednak jest coraz większa zgoda co do tego, że procesy związane z barionowym składnikiem galaktyk mogą zmieniać rozkład ciemnej materii, czyniąc ją mniej gęstą w centrum.

Obliczenia analityczne oraz symulacje pokazują, że w zasadzie energia z wybuchów supernowych typu II występujących w cyklach związanych z tworzeniem się gwiazd, może wielokrotnie wypychać gaz na zewnątrz. Spowodowałoby to zmianę potencjału grawitacyjnego w centralnych regionach galaktyk, modyfikując rozkład ciemnej materii, która stałaby się mniej gęsta w tych obszarach.

Kluczowe znaczenie ma uchwycenie tego, jak wiele procesów związanych ze śmiercią gwiazd może wpłynąć na właściwości rozkładu ciemnej materii, ponieważ pomaga to astronomom badać teorię ciemnej materii.

W swojej pracy autorzy wykorzystali dokładną determinację ilości gwiazd powstałych we wczesnych fazach życia 16 galaktyk karłowatych będących członkami tzw. Lokalnej Grupy Galaktyk, do których należy także Droga Mleczna. Grupa Lokalna daje wyjątkową możliwość określenia, ile gwiazd uformowało się i umarło w historii swoich galaktyk od najwcześniejszych czasów, ponieważ dzięki temu można badać te układy z wyjątkową dokładnością ze względu na ich bliskie odległości.

Obliczając ilość energii związanej z masywnymi gwiazdami, które, jak się oczekuje, eksplodowały jako supernowe typu II w pierwszych miliardach lat życia tych galaktyk, kiedy Wszechświat miał dopiero ¼ swojego obecnego wieku, autorzy doszli do wniosku, że jeżeli więcej niż 90% tej energii jest wypromieniowane, obserwacje potwierdzają pogląd, że procesy te mogą wywoływać znaczące zmiany w gęstości halo ciemnej materii analizowanych galaktyk. 

Astronomowie nawet ośmielają się przewidzieć, który z tych układów będzie najbardziej obiecujący, a który będzie dodatkowo badany. Przewidują, że wśród galaktyk okrążających Drogę Mleczną największe odchylenia od początkowej struktury halo ciemnej materii powinny występować w stosunkowo jasnych galaktykach karłowatych Rzeźbiarz i Fornax. Natomiast dimmer Draco i Ursa Minor powinny być tymi bardziej zdolnymi do zachowania centralnej gęstości swojej ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 lipca 2018

Hubble i Gaia wykonują najdokładniejsze w historii pomiary ekspansji Wszechświata

Wykorzystując moc i współdziałanie dwóch teleskopów kosmicznych, astronomowie dokonali najbardziej dokładnego pomiaru dotychczasowego tempa ekspansji Wszechświata.

Wyniki dodatkowo uwydatniają różnice między pomiarami tempa ekspansji pobliskiego i odległego, pierwotnego Wszechświata – zanim jeszcze powstały gwiazdy i galaktyki.


Łącząc obserwacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Obserwatorium Kosmicznego Gaia, astronomowie udoskonalili poprzednią wartość stałej Hubble’a – tempo, w jakim Wszechświat się rozszerza od momentu Wielkiego Wybuchu 13,8 mld lat temu.

Ponieważ jednak pomiary stały się bardziej precyzyjne, ustalenie przez zespół stałej Hubble’a coraz bardziej różni się od pomiarów z innego obserwatorium kosmicznego, misji Planck, która przewiduje inną jej wartość. 

Planck odwzorował pierwotny Wszechświat z okresu zaledwie 360 000 lat po Wielkim Wybuchu. Całe niebo jest naznaczone podpisem Wielkiego Wybuchu, zakodowanym w mikrofalach. Planck zmierzył rozmiar zmarszczek w kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła. Drobne szczegóły tych zmarszczek zawierają informacje na temat tego, ile jest ciemnej materii i normalnej materii, trajektorii Wszechświata w tamtym czasie oraz innych parametrów kosmologicznych.

Te pomiary, nadal jeszcze oceniane, pozwalają naukowcom przewidzieć, w jaki sposób wczesny Wszechświat najprawdopodobniej przekształcił by się do stopnia ekspansji, który możemy zmierzyć dzisiaj. Jednak przewidywania te wydają się nie pasować do nowych pomiarów naszego pobliskiego współczesnego Wszechświata.

Po dodaniu nowych danych z Gai i Hubble’a, pojawiają się poważne sprzeczności z danymi z Cosmic Microwave Background (CMB). Sprzeczności dotyczą poglądu naukowców na temat wczesnego i późniejszego Wszechświata.

W 2005 roku Adam Riess ze Space Telescope Science Institute, oraz członkowie zespołu SHOES (Supernova H0 for the Equation of State) postanowili zmierzyć tempo rozszerzania się Wszechświata z niespotykaną dotąd dokładnością. Dzięki połączeniu danych z Gai i Hubble’a, zespół zmniejszył niepewność pomiaru do zaledwie 2,2%.

Ponieważ stała Hubble’a jest potrzebna do oszacowania wieku Wszechświata, wartość ta jest jedną z najbardziej poszukiwanych liczb w kosmosie. Jej nazwa pochodzi od nazwiska amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, który blisko sto lat temu odkrył, że Wszechświat rozszerza się równomiernie we wszystkich kierunkach. Odkrycie to zrodziło współczesną kosmologię.

Wydaje się, że galaktyki oddalają się od nas proporcjonalnie do ich odległości, co oznacza, że im dalej się znajdują, tym szybciej wydają się oddalać. Jest to konsekwencją rozszerzania się przestrzeni, a nie wartość rzeczywistej prędkości kosmicznej. Mierząc wartość stałej Hubble’a w czasie, astronomowie mogą skonstruować obraz naszej kosmicznej ewolucji, wnioskować o stworzeniu Wszechświata i odkryć wskazówki dotyczące jego ostatecznego losu.

Dwie główne metody pomiaru tej liczby dają sprzeczne wyniki. Jedna metoda jest bezpośrednia – zbudowana kosmiczna „drabina odległości” do pomiaru gwiazd w naszym lokalnym wszechświecie. Druga metoda wykorzystuje CMB do pomiaru trajektorii Wszechświata krótko po Wielkim Wybuchu, a następnie wykorzystuje fizykę do opisania Wszechświata i ekstrapolacji do obecnego stopnia ekspansji. Razem, pomiary te powinny dostarczyć kompleksowego testu naszej podstawowej wiedzy na temat tak zwanego „modelu standardowego” Wszechświata. Jednak, kawałki do siebie nie pasują.

Korzystając z Hubble’a oraz nowych danych z Gaia, zespół Reissa zmierzył obecne tempo ekspansji i otrzymał wynik 73,5 km na sekundę na megaparsek. Jednak wyniki Plancka przewidują, że Wszechświat powinien się dzisiaj rozszerzać z prędkością zaledwie 67 km na sekundę na megaparsek. Ponieważ pomiary zespołów stały się bardziej precyzyjne, przepaść między nimi stale się poszerza.

Na przestrzeni lat zespół Reissa udoskonalił wartość stałej Hubble’a, upraszczając i wzmacniając „kosmiczną drabinę odległości”, używaną do dokładnych pomiarów odległości do pobliskich i odległych galaktyk. Porównali oni te odległości z ekspansją Wszechświata mierzoną przez przesunięciem światła z pobliskich galaktyk. Wykorzystując pozorną prędkość ucieczki na każdej odległości, obliczyli stałą Hubble’a. 

Aby ocenić odległości między pobliskimi galaktykami, zespół użył specjalnego typu gwiazd, jako kosmicznego miernika. Te pulsujące gwiazdy zmienne, zwane cefeidami, zmieniają swój blask z prędkościami odpowiadającymi ich wewnętrznej jasności. Porównując wewnętrzną jasność z pozorną jasnością obserwowaną z Ziemi, naukowcy mogą obliczyć odległości do nich.

Gaia dodatkowo udoskonaliła to kryterium poprzez geometryczne pomiary do 50 zmiennych cefeid w Drodze Mlecznej. Pomiary te zostały połączone z precyzyjnymi pomiarami ich jasności uzyskanymi z Hubble’a. Pozwoliło to astronomom dokładniej skalibrować cefeidy, a następnie wykorzystać te widziane poza Drogą Mleczną jako kosmiczne mierniki.

Aby móc poprawnie używać cefeid jako kosmicznych mierników, trzeba znać zarówno ich jasność jak i odległość. Hubble dostarczył informacji o ich jasności a Gaia informacji na temat paralaks, potrzebnych do dokładnego określenia odległości.

„Hubble jest naprawdę niesamowity jako obserwatorium ogólnego przeznaczenia, ale Gaia to nowy złoty standard kalibracji odległości. Jest przeznaczona do pomiaru paralaksy. Dostarcza nowej umiejętności ponownej kalibracji wszystkich pomiarów odległości z przeszłości, i wydaje się potwierdzać naszą poprzednią pracę. Otrzymujemy tę samą odpowiedź na stałą Hubble’a, jeżeli zastąpimy wszystkie poprzednie kalibracje drabiny odległości paralaksami tylko z Gai. Jest to porównanie dwóch bardzo silnych i precyzyjnych obserwatoriów” – mówi Stefano Casertano ze Space Telescope Science Institute i członek zespołu SHOES.

Celem zespołu Reissa jest praca z Gaią, aby przekroczyć próg udoskonalenia stałej Hubble’a do wartości zaledwie 1% na początku lat 20. tego wieku. Tymczasem astrofizycy prawdopodobnie nadal będą borykać się z ponownym przeglądem swoich pomysłów na temat fizyki wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 lipca 2018

Nasza skalista sąsiadka nie jest bliźniaczką Ziemi

Zeszłej jesieni świat podekscytowało odkrycie egzoplanety Ross 128b, która znajduje się zaledwie 11 lat świetlnych od Ziemi. Nowe badania przeprowadzone przez zespół astronomów pod kierownictwem Diogo Souto z brazylijskiego Observatório Nacional, po raz pierwszy określiły szczegółowo skład chemiczny gwiazdy macierzystej tej planety – Ross 128.


Zrozumienie, które pierwiastki i w jakich ilościach obecne są w gwieździe może pomóc naukowcom oszacować budowę egzoplanet, które ją okrążają, a to umożliwi sprawdzenie, na ile są one do podobne Ziemi.

Gwiazda macierzysta egzoplanety, Ross 128, podobnie jak około 70% gwiazd Drogi Mlecznej, jest czerwonym karłem. Jest zatem znacznie chłodniejsza i mniejsza, niż Słońce. W oparciu o wyniki z dużych projektów poszukiwania egzoplanet, astronomowie szacują, że wiele z tych czerwonych karłów posiada co najmniej jedną egzoplanetę. W ciągu ostatnich lat kilka układów planetarnych wokół takich gwiazd było sensacjami prasowymi, w tym Proxima b, planeta okrążająca gwiazdę najbliższą Słońcu, Proximę Centauri oraz siedem planet okrążających TRAPPIST-1, gwiazdę niewiele większą od Jowisza.

Wykorzystując spektroskop APOGEE, zespół przeanalizował widmo gwiazdy w bliskiej podczerwieni, w celu określenia zawartości w niej węgla, tlenu, magnezu, glinu, potasu, wapnia, tytanu i żelaza.

Kiedy gwiazdy są młode, otoczone są rotującymi dyskami gazu i pyłu, z którego powstają planety skaliste. Skład chemiczny gwiazdy może mieć wpływ na zawartość dysku, a co za tym idzie na mineralogię i strukturę wnętrza planet, które z niego powstają. Na przykład ilość magnezu, żelaza i krzemu w planecie będzie kontrolowała stosunek mas jądra i płaszcza planety.

Zespół ustalił, że Ross 128 ma poziom żelaza zbliżony do naszego Słońca. Chociaż nie byli w stanie zmierzyć obfitości krzemu w niej, stosunek żelaza do magnezu w gwieździe wskazuje, że jądro planety Ross 128b, powinno być większe, niż ziemskie.

Ponieważ zespół znał minimalną masę Ross 128b oraz obfitość pierwiastków w gwieździe, był w stanie oszacować zakres promienia planety, którego nie można zmierzyć bezpośrednio ze względu na orientację orbity planety wokół gwiazdy względem Ziemi.  

Poznanie masy i promienia planety jest ważne przy zrozumieniu, z czego jest ona zbudowana, gdyż obydwa pomiary mogą być wykorzystane do obliczenia gęstości planety. Co więcej, kwantyfikując planety w ten sposób, astronomowie zdali sobie sprawę, że planety o promieniu większym, niż 1,7 promienia Ziemi prawdopodobnie otoczone są gazową otoczką, podobnie jak Neptun, a te o mniejszych promieniach są prawdopodobnie bardziej skaliste,  tak jak nasza własna planeta.

Szacowany promień Ross 128b wskazuje, że powinna ona być skalista.

W końcu, mierząc temperaturę Ross 128 i szacując promień planety, zespół był w stanie określić, ile światła gwiazdy odbija się od powierzchni planety, odkrywając, że nasza druga pod względem odległości skalista sąsiadka prawdopodobnie ma umiarkowany klimat, a na jej powierzchni może występować woda w stanie ciekłym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej:

10 lipca 2018

Co rozświetla najjaśniejsze galaktyki?

Od dawna wiadomo, że interakcje pomiędzy galaktykami ma wpływ na ich ewolucję. Są to zjawiska powszechne we Wszechświecie, a większość galaktyk wykazuje oznaki wzajemnego oddziaływania. Najbardziej dramatyczne zderzenia między galaktykami powodują ich świecenie, szczególnie w podczerwieni, a zarazem są one jednymi z najjaśniejszych obiektów na niebie. Ich jasność pozwala badać je na odległościach kosmologicznych, co pozwala astronomom odtworzyć aktywność we wczesnym Wszechświecie.


Za takie zwiększone promieniowanie są odpowiedzialne dwa procesy: intensywne procesy gwiazdotwórcze lub zasilanie supermasywnych czarnych dziur w jądrze galaktyki (AGN – Active Galactic Nuclei czyli aktywne jądra galaktyczne). Chociaż procesy te są bardzo różne i powinny być łatwe do rozróżnienia (AGN emituje znacznie cieplejsze promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie), jednak w praktyce cechy odróżniające obydwa zdarzenia mogą być słabe i/lub zasłonięte przez pył w galaktykach. Dlatego astronomowie często wykorzystują kształt profilu całkowitej emisji galaktyki (jej widmowy rozkład energii – SED), aby ocenić procesy w niej zachodzące. Pył, który pochłania większość promieniowania, także emituje je ponownie na dłuższych falach w podczerwieni a programy komputerowe wykorzystywane przez naukowców mogą na tej podstawie modelować i odkrywać przed nimi liczne struktury fizyczne galaktyk.

Gdyby procesy gwiazdotwórcze były odpowiedzialne za rozświetlanie jasnych galaktyk we wczesnym Wszechświecie, to wiele dzisiejszych gwiazd też mogło powstać w takim środowisku. Jednak jeżeli byłyby zasilane głównie przez AGN, wtedy powinno być obserwowanych więcej dżetów i mniej nowych gwiazd. Astronomowie z CfA przeanalizowali dwadzieścia cztery stosunkowo bliskie, jasne, łączące się galaktyki, aby stwierdzić, jak często i w jakim stopniu aktywność AGN jest odpowiedzialna za ich jasność. Naukowcy uzyskali najdokładniejsze wyniki SED w trzydziestu trzech pasmach widma, zdobyte w siedmiu różnych misjach obserwacyjnych NASA dla tych galaktyk. Następnie wykorzystali nowy kod obliczeniowy, aby dopasować kształt SED i wyliczyć najbardziej prawdopodobną wartość wkładu AGN oraz do zmierzenia szybkości powstawania gwiazd, właściwości pyłu i wielu innych parametrów fizycznych. Naukowcy przetestowali wiarygodność kodu, wykorzystując go w symulacjach łączenia się galaktyk i znaleźli doskonałą zgodność.

Astronomowie stwierdzili, że udział AGN w ich próbce galaktyk sięga nawet 90% całkowitej jasności a w pozostałych przypadkach spada poniżej 20% i jest prawdopodobnie pomijany. Zespół stara się odnieść skalę wkładu AGN do etapu procesu łączenia się układu galaktyk, jednak ich niewielka próbka ograniczyła możliwość uogólnienia wniosków. Naukowcy rozszerzają swoją analizę do kilkuset układów łączących się galaktyk, aby wzmocnić wyciągnięte wnioski.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 lipca 2018

Wielka kolizja, która zmieniła Drogę Mleczną

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył stare i dramatyczne zderzenie się Drogi Mlecznej z mniejszym obiektem, który nazwano galaktyką „Kiełbasa”. Ta kosmiczna katastrofa była definiującym wydarzeniem we wczesnej historii Drogi Mlecznej i przekształciła strukturę naszej galaktyki, kształtując zarówno jej zgrubienie centralne, jak i otoczkę zewnętrzną.


Astronomowie wnioskują, że około 8-10 mld lat temu nieznana galaktyka karłowata uderzyła w Drogę Mleczną. Nie przetrwała ona zderzenia, rozpadła się bardzo szybko a szczątki są teraz wszędzie wokół nas.
Nowe artykuły opisują najważniejsze cechy tego niezwykłego zdarzenia. GyuChul Myeong z Cambridge wraz z kolegami wykorzystali dane z satelity Gaia, która mapuje gwiezdną zawartość Drogi Mlecznej, rejestrując tory gwiazd podczas ich podróży przez naszą galaktykę. Dzięki Gaia astronomowie znają teraz pozycje i trajektorie naszych niebiańskich sąsiadów z niespotykaną dokładnością.
Ścieżki gwiazd z galaktycznej kolizji zasłużyły na pseudonim „Kiełbaski Gai”. Gdy astronomowie nakreślili prędkości gwiazd, ukazał im się właśnie kształt kiełbasy. Gdy mniejsza galaktyka rozpadła się, jej gwiazdy zostały rzucone na bardzo radialne orbity. Są one tym, co pozostało z tego wielkiego połączenia z Drogą Mleczną.
Droga Mleczna kontynuuje zderzenia z innymi galaktykami, takimi jak słaba galaktyka karłowata Strzelca. Jednak galaktyka Kiełbasa była znacznie masywniejsza. Całkowita masa jej gazu, gwiazd i ciemnej materii była ponad 10 mld razy większa, niż masa Słońca. Kiedy Kiełbasa uderzyła w młodą Drogę Mleczną, jej trajektoria spowodowała wiele chaosu. Resztki Kiełbasy rozproszyły się po wewnętrznych częściach naszej galaktyki, tworząc zgrubienie w jej centrum oraz otoczkę gwiezdnego halo.
Symulacje numeryczne mogą odtworzyć te cechy. W symulacjach prowadzonych przez Denisa Erkla i jego współpracowników, gwiazdy z Kiełbasy wchodzą na rozciągnięte orbity, które są dodatkowo wydłużone przez rosnący dysk Drogi Mlecznej, który puchnie i staje się grubszy po kolizji.
Dowody tej galaktycznej przebudowy widoczne są w torach gwiazd odziedziczonych z galaktyki karłowatej. Gwiazdy Kiełbasy skręcają w przybliżeniu w tej samej odległości od centrum Galaktyki. Skręcanie to powoduje, że gęstość w halo Drogi Mlecznej zmniejsza się dramatycznie tam, gdzie gwiazdy zmieniają kierunki. Nowa praca wyjaśnia, w jaki sposób gwiazdy wpadły na tak ciasne orbity.
W nowych badaniach zidentyfikowano również co najmniej osiem dużych, sferycznych skupisk gwiazd zwanych gromadami kulistymi, które zostały dostarczone do Drogi Mlecznej przez Kiełbasę. Małe galaktyki na ogół nie mają własnych gromad kulistych, więc galaktyka Kiełbasa musiała być wystarczająco duża, by pomieścić zbiór gromad.   

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 lipca 2018

Kolejne potwierdzenie teorii względności Einsteina

Wykorzystując wyjątkową czułość Green Bank Telescope (GBT), astronomowie wykonali jeden z najbardziej przekonujących testów przewidywań teorii grawitacji Einsteina. Śledząc dokładnie zachowanie trzech gwiazd w jednym układzie – dwóch białych karłów i jednej bardzo gęstej gwiazdy neutronowej – naukowcy ustalili, że nawet niezwykle zwarte gwiazdy neutronowe „opadają” w takim samym tempie, jak ich mniej gęste odpowiedniki (ten aspekt natury związany jest z tzw. „silną zasadą równoważności”).


Według przewidywań ogólnej teorii względności Einsteina, wszystkie swobodnie spadające obiekty czynią to w tym samym tempie (z tym samym przyspieszeniem w danym polu grawitacyjnym), niezależnie od swojej masy i składu. Teoria ta przeszła testy na Ziemi, jednak wciąż pozostaje aktualne pytanie czy działa tak samo dla jednych z najbardziej masywnych obiektów znanych we Wszechświecie? Międzynarodowy zespół astronomów przeprowadził bardzo rygorystyczny test, aby móc odpowiedzieć na to pytanie. Ich odkrycia pokazują, że teoria grawitacji Einsteina ciągle działa, nawet w jednym z najbardziej ekstremalnych scenariuszy, jaki może zaoferować Wszechświat.

Zabierzcie całe powietrze, a młotek i piórko spadną w tym samym tempie – koncepcja zbadana przez Galileusza w XVII wieku i znakomicie zilustrowana na Księżycu przez astronautę Apollo 15, Davida Scotta.

Podstawy te są znane już w fizyce Newtona, natomiast teoria grawitacji Einsteina wyjaśnia dlaczego tak się dzieje. Do tej pory równania Einsteina przeszły wszystkie testy, od dokładnych badań laboratoryjnych po obserwacje planet w Układzie Słonecznym. Ale alternatywy dla ogólnej teorii względności przewidują, że obiekty zwarte o wyjątkowo silnej grawitacji, takie jak gwiazdy neutronowe, spadają nieco inaczej, niż obiekty o mniejszej masie. Ta różnica, którą alternatywne teorie przewidują, wynikałaby z tak zwanej grawitacyjnej energii wiązania (energii grawitacyjnej, która utrzymuje zwarty obiekt razem). 

W 2011 r. GBT odkrył naturalne laboratorium, które pozwoliło na przetestowanie tej teorii w ekstremalnych warunkach: potrójny układ gwiazd zwany PSR J0337+1715, który znajduje się w odległości ok. 4200 lat świetlnych od Ziemi. Układ ten zawiera gwiazdę neutronową okrążającą białego karła po orbicie zajmującej 1,6 dnia. Dalej od tej pary znajduje się inny biały karzeł z okresem obiegu 327 dni.

Od czasu odkrycia, układ był regularnie obserwowany przez GBT, Westerbork Synthesis Radio Telescope w Holandii oraz Obserwatorium Arecibo w Puerto Rico. GBT spędził ponad 400 godzin obserwując system, zbierając dane i obliczając, jak każdy ze składników porusza się względem drugiego.

W jaki sposób teleskopy były w stanie zbadać ten układ? Ta konkretna gwiazda neutronowa jest w rzeczywistości pulsarem. Wiele pulsarów rotuje z dokładnością, która może rywalizować z najbardziej precyzyjnymi zegarami atomowymi na Ziemi. Jako jeden z najbardziej czułych radioteleskopów na Ziemi, GBT jest przygotowany do wychwytywania słabych impulsów fal radiowych. Gwiazda neutronowa w tym układzie rotuje z okresem 366 razy na sekundę.

Jeżeli alternatywy dla wizerunku grawitacji Einsteina byłyby poprawne, gwiazda neutronowa i wewnętrzny biały karzeł opadałyby różnie w kierunku zewnętrznego białego karła. Wewnętrzny biały karzeł nie jest tak masywny i zwarty, jak gwiazda neutronowa, a zatem ma mniej grawitacyjnej energii wiązania.

Dzięki skrupulatnym obserwacjom i dokładnym obliczeniom zespół był w stanie przetestować grawitację układu za pomocą impulsów samej gwiazdy neutronowej. Naukowcy odkryli, że jakakolwiek różnica w przyspieszeniu między gwiazdą neutronową a wewnętrznym białym karłem jest zbyt mała do wykrycia.

Wynik ten jest dziesięciokrotnie dokładniejszy, niż poprzedni test grawitacji, co czyni dowód silnej zasady równoważności Einsteina jeszcze mocniejszym. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 lipca 2018

NuSTAR potwierdza, że Eta Carinae emituje promienie kosmiczne

Nowe dane uzyskane z misji kosmicznej NuSTAR potwierdziły, że najjaśniejszy i najmasywniejszy układ gwiazd – Eta Carinae – przyspiesza cząsteczki do wysokich energii, a niektóre z nich mogą docierać do Ziemi jako promienie kosmiczne.


Naukowcy wiedzą, że fale uderzeniowe z eksplodujących gwiazd mogą przyspieszać cząstki promieni kosmicznych do prędkości zbliżonych prędkości światła, co jest niesamowitym przyspieszeniem. Podobne procesy muszą występować w innych ekstremalnych środowiskach a analiza wykazuje, że Eta Carinae jest takim właśnie miejscem.

Astronomowie wiedzą, że promienie kosmiczne o energii większej, niż 1 mld elektronowoltów (eV) docierają do nas spoza Układu Słonecznego. Ale ponieważ te cząstki – protony, elektrony i jądra atomowe – wszystkie niosą ładunek elektryczny, więc gdy napotkają pole magnetyczne, zmieniają tor swojego lotu. Powoduje to mieszanie się trajektorii i maskowanie ich pochodzenia.

Eta Carinae znajduje się 7500 lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze nieba południowego – Carina. Jest znana z wybuchu zarejestrowanego w XIX wieku, dzięki czemu przez krótki czas była drugim co do jasności obiektem na niebie. W trakcie wybuchu gwiazda wyrzuciła masywną mgławicę w kształcie klepsydry, ale powód erupcji nadal pozostaje nieznany.

Układ składa się z pary masywnych gwiazd, których mimośrodowe orbity zbliżają je do siebie co 5,5 roku. Gwiazdy mają 90 i 30 mas Słońca, a w momencie największego zbliżenia przechodzą obok siebie w odległości zaledwie 225 milionów kilometrów (średnia odległość Mars – Słońce).

Obydwa składniki Eta Carinae generują potężne wiatry gwiazdowe. Miejsce, gdzie dochodzi do zderzenia tych wiatrów zmienia się podczas cyklu orbitalnego, co powoduje powstawanie okresowego sygnału w promieniach X o niskiej energii, który astronomowie śledzą od ponad dwóch dekad.  

Teleskop promieniowania gamma – Fermi – także obserwuje zmianę w tych promieniach, promieniowaniu, które mieści znacznie więcej energii niż promieniowanie X, pochodzącym ze źródła zlokalizowanego w kierunku Eta Carinae. Jednak ostrość widzenia Fermiego nie jest tak dobra, jak w teleskopach rentgenowskich, więc astronomowie nie mogą potwierdzić związku Eta Carinae z tymi promieniami.

Aby wypełnić lukę między monitorowanymi niskoenergetycznymi promieniami X a obserwacjami Fermiego, Kenji Hamaguchi, astrofizyk z Goddard Space Flight Center w Greenbelt, Maryland, wraz ze współpracownikami zwrócił się ku NuSTAR. Wystrzelony w przestrzeń kosmiczną w 2012 roku, NuSTAR może skupić się na promieniach X o znacznie większej energii, niż jakikolwiek inny teleskop. Wykorzystując nowe dane jak i te archiwalne, zespół przeanalizował obserwacje NuSTAR z okresu od marca 2014 do czerwca 2016 r., włączając w to obserwacje rentgenowskie o niższych energiach z satelity XMM-Newton z tego samego okresu.

Niskoenergetyczne, lub miękkie, promienie X Eta Carinae pochodzą z gazu na styku zderzających się wiatrów gwiazdowych, gdzie temperatury przekraczają 40 mln stopni Celsjusza. NuSTAR wykrywa także źródło emitujące promienie rentgenowskie powyżej 30 000 eV, około trzy razy wyższe, niż można wytłumaczyć falami uderzeniowymi zderzających się wiatrów.

Analiza zespołu pokazuje, że owe twarde promienie rentgenowskie zmieniają się wraz z okresem orbitalnym układu podwójnego gwiazd i pokazują podobny schemat uwalniania energii, jak promieniowanie gamma obserwowane za pomocą Fermiego.

Naukowcy twierdzą, że najlepszym wytłumaczeniem zarówno twardych promieni X jak i promieni gamma są elektrony przyspieszane w gwałtownych falach uderzeniowych wzdłuż granicy zderzających się wiatrów gwiazdowych. Promienie rentgenowskie wykrywane przez NuSTAR oraz promienie gamma wykryte przez Fermiego pochodzą z promieniowania gwiazd, które otrzymało dodatkową energię wskutek interakcji z tymi elektronami.

Część superszybkich elektronów, jak również inne przyspieszone cząstki, musi uciekać z układu i być może wkrótce dotrą na Ziemię, gdzie zostaną wykryte jako promienie kosmiczne.

Astronomowie od pewnego czasu wiedzą, że region wokół Eta Carinae jest źródłem emisji energii wysokoenergetycznych promieni rentgenowskich i promieni gamma. Dopóki NuSTAR nie określił źródła promieniowania i nie pokazał, że pochodzi ono z układu podwójnego badając szczegółowo jego właściwości, pochodzenie tego promieniowania było tajemnicą dla naukowców.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 lipca 2018

100 dni oczekiwania na zaobserwowanie potwierdzonej kolizji gwiazd neutronowych

Zespół astronomów musiał czekać ponad 100 dni, aby zobaczyć pierwszą potwierdzoną kolizję gwiazd neutronowych, która wyłoniła się zza Słońca.


Astronomowie zostali nagrodzeni pierwszym potwierdzonym widokiem wyrzutu materii, która wciąż płynie z kolizji gwiazd neutronowych dokładnie 110 dni po tym, jak zaobserwowano pierwszy kataklizmiczny przypadek ich połączenia się. Obserwacje potwierdzają kluczowe prognozy dotyczące następstw połączeń gwiazd neutronowych.

Do połączenia się dwóch gwiazd neutronowych GW170817 doszło w odległości 130 mln lat świetlnych stąd w galaktyce NGC 4993. Zdarzenie zostało wykryte w sierpniu 2017 roku przez detektor fal grawitacyjnych (Adv-LIGO) oraz dzięki obserwacjom rozbłysków promieniowania gamma (Gamma Ray Burst), co następnie stało się pierwszą w historii zaobserwowaną i wizualną potwierdzoną przez astronomów kolizją gwiazd neutronowych.

Po kilku tygodniach od zdarzenia, gwiazda zniknęła w blasku Słońca, co skutecznie ukryło ją przed astronomami na ponad 100 dni. Po tym czasie gwiazda wyłoniła się zza Słońca. W tym momencie zespół badaczy mógł użyć Kosmicznego Teleskopu Hubble’a aby zobaczyć, że gwiazda nadal emituje potężną wiązkę światła.

Astronomowie początkowo obserwowali ten obiekt w świetle widzialnym, jednak po ponad 100 dniach nie był już tak widziany. Wykryto natomiast strumień materii wyrzucanej pod kątem do nas, jednak z prędkością zbliżoną do prędkości światła. Świadczy to o czymś innym, niż niektórzy wcześniej sugerowali, czyli że materia nie wychodzi w postaci dżetu ale ze wszystkich kierunków.

Gdybyśmy spojrzeli wprost na tę wiązkę, widzielibyśmy potężny wybuch promieniowania gamma. Na tej podstawie można wnioskować, że jest bardzo prawdopodobne, że każda gwiazda neutronowa, która się łączy, wytwarza rozbłysk promieniowania gamma, jednak widzimy tylko jego niewielką część, ponieważ strumień nie tak często ustawia się w ten sposób w stosunku do nas. Fale grawitacyjne są zupełnie nowym sposobem na szukanie tego rodzaju zdarzeń, które mogą być bardziej powszechne, niż nam się wydaje.

Badania te potwierdzają przewidywania dr Gavina Lamba z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Leicester, który uważa, że tego typu zdarzenia wykazują strukturę tych strumieni materii, których prędkość jest zbliżona do prędkości światła. Zachowanie światła pochodzącego z tych dżetów, sposób, w jaki ono rozbłyska a potem znika, może być użyte do określenia prędkości materii w całym strumieniu. Gdy poświata rozjaśnia się, możemy spojrzeć głębiej w strukturę dżetu i badać najszybsze składniki. Pomoże to zrozumieć, w jaki sposób powstają te dżety materii, których prędkość jest bliska prędkości światła i jak są one przyspieszane do tych niewyobrażalnych prędkości.

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...