30 sierpnia 2018

ALMA obserwuje potężną galaktykę we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie uzyskali najbardziej szczegółowy anatomiczny wykres potężnej galaktyki, która znajduje się 12,4 mld lat świetlnych stąd. Korzystając z ALMA, zespół wykazał, że obłoki molekularne w galaktyce są wysoce niestabilne, co prowadzi do niekontrolowanego tworzenia gwiazd. Potężne galaktyki uważane są za przodków olbrzymich galaktyk eliptycznych w obecnym Wszechświecie, dlatego więc odkrycia te otwierają drogę do zrozumienia procesów powstawania i ewolucji tego typu galaktyk.


Potężne galaktyki tworzą gwiazdy w zadziwiającym tempie – 1000x szybciej, niż ma to miejsce w naszej galaktyce. Dlaczego jednak są one tak aktywne? Aby rozwiązać ten problem, naukowcy muszą poznać środowisko wokół gwiezdnych żłobków. Obrazowanie szczegółowych map obłoków molekularnych jest ważnym krokiem we wstępnym zapoznaniu się z tymi kosmicznymi potworami.

Astronomowie celowali w kapryśną galaktykę COSMOS-AzTEC-1. Odkryto ją po raz pierwszy przy użyciu teleskopu Jamesa Clerka Maxwella zlokalizowanego na Hawajach, a później z pomocą teleskopu Large Millimeter Telescope w Meksyku odkryto ogromną ilość tlenku węgla w galaktyce i ujawniono jej ukrytą gwiazdotwórczość. Obserwacje LMT mierzyły także odległość do galaktyki, na podstawie których stwierdzono, że wynosi ona 12,4 mld lat świetlnych.

Badacze odkryli, że COSMOS-AzTEC-1 jest bogata w składniki gwiazd, ale wciąż trudno było odkryć naturę kosmicznego gazu w galaktyce. Zespół wykorzystał wysoką rozdzielczość i czułość ALMA do obserwacji tej potężnej galaktyki i uzyskania szczegółowej mapy rozkładu i ruchu gazu. Dzięki najbardziej rozbudowanej konfiguracji anten ALMA wynoszącej 16 metrów, uzyskano mapę gazu molekularnego o największej rozdzielczości tej odległej potężnej galaktyki.

Astronomowie odkryli, że istnieją dwa duże obłoki oddalone o kilka tysięcy lat świetlnych od centrum galaktyki. W najbardziej odległych galaktykach gwiazdotwórczych gwiazdy aktywnie tworzą się w centrum. Zaskakujące więc było odnalezienie obłoków poza centrum.  

Naukowcy zbadali następnie naturę gazu w COSMOS-AzTEC-1 i odkryli, że obłoki w niej są bardzo niestabilne, co jest niezwykłe. W typowej sytuacji grawitacja wewnętrzna oraz zewnętrzne ciśnienie w obłokach są zrównoważone. Gdy grawitacja pokona ciśnienie, obłok gazu zapada się i tworzy gwiazdy w szybkim tempie. Następnie gwiazdy i supernowe wybuchają razem, co zwiększa ciśnienie zewnętrzne. W rezultacie grawitacja i ciśnienie osiągają zrównoważony stan, a tworzenie się gwiazd przebiega w umiarkowanym tempie. W ten sposób powstawanie gwiazd w galaktykach wykazuje niekontrolowane tworzenie się gwiazd i przekształcają się one w potężne galaktyki.  

Zespół oszacował, że gaz w COSMOS-AzTEC-1 zostanie całkowicie wykorzystany za 100 mln lat, czyli 10 razy szybciej, niż w innych galaktykach tworzących gwiazdy.

Dlaczego jednak gaz w COSMOS-AzTEC-1 jest tak niestabilny? Badacze nie mają jeszcze ostatecznej odpowiedzi, ale możliwą przyczyną jest łączenie się galaktyk. Zderzenie galaktyki mogło skutecznie przetransportować gaz na niewielki obszar i spowodować intensywne powstawanie gwiazd.

W tej chwili astronomowie mają dowód na połączenie się tej galaktyki. Obserwując inne podobne galaktyki przy pomocy ALMA chcą odkryć związek z między łączeniem się galaktyk i potężnymi galaktykami. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 sierpnia 2018

Gemini potwierdza zaobserwowanie najodleglejszej radiogalaktyki

Przy pomocy teleskopu Gemini zespół astronomów z Brazylii, Włoch, Holandii i Wielkiej Brytanii odkrył najodleglejszą znaną do tej pory galaktykę radiową znajdującą się w odległości 12,5 mld lat świetlnych stąd, kiedy wiek Wszechświata stanowił zaledwie 7% obecnego.


Zespół wykorzystał dane spektroskopowe z Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS-N) do pomiaru przesunięcia ku czerwieni galaktyki zidentyfikowanej jako J1530+1049, które wynosi z=5,72. Jest to największe przesunięcie ku czerwieni jakiejkolwiek znanej galaktyki radiowej. Przesunięcie ku czerwieni galaktyki mówi astronomom o jej odległości. Galaktyki o większych odległościach oddalają się od nas z większą prędkością, a ruch ten powoduje, że światło galaktyki przesuwa się dalej ku czerwieni. A ponieważ światło ma skończoną prędkość, potrzebuje czasu, aby dotrzeć do nas a bardziej odległe galaktyki są również widoczne we wcześniejszych czasach w historii Wszechświata.

W widmie TGSS J1530+1049 astronomowie znaleźli pojedynczą linię emisyjną wodoru, znaną jako Lyman-alfa. Obserwowane przesunięcie tej linii pozwoliło im oszacować odległość do galaktyki. 

Stosunkowo mały rozmiar obszaru emisji radiowej w TGSS J1530+1049 wskazuje, że radiogalaktyka jest dość młoda jak na tak wczesną epokę. Tak więc galaktyka jest wciąż na etapie tworzenia się. Emisja radiowa w tego rodzaju galaktyce jest napędzana przez supermasywną czarną dziurę, która zasysa materię z otaczającego ją środowiska. Odkrycie najodleglejszej galaktyki radiowej potwierdza, że czarne dziury mogą szybko przybierać ogromne masy w bardzo wczesnym Wszechświecie.

Zmierzone przesunięcie ku czerwieni do TGSS J1530+1049 plasuje obiekt blisko końca Epoki Rejonizacji, kiedy większość neutralnego wodoru we Wszechświecie została zjonizowana przez wysokoenergetyczne fotony z młodych gwiazd i innych źródeł promieniowania. Odległe radiogalaktyki mogą być używane jako narzędzia w celu uzyskania więcej informacji na temat tego okresu.  

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 sierpnia 2018

Znajdując czarne dziury o masach pośrednich

Naukowcy podjęli ważne kroki w celu znalezienia czarnych dziur, które nie są ani bardzo małe ani ekstremalnie duże. Znalezienie tych niezwykłych czarnych dziur o masie pośredniej może pomóc astronomom lepiej zrozumieć, czym są „nasionka” największych czarnych dziur we wczesnym Wszechświecie.


Czarne dziury, które mają masy od stu do kilkuset tysięcy Słońc nazywane są „czarnymi dziurami o masach pośrednich” (IMBH – intermediate mass). Ich masa mieści się pomiędzy dobrze udokumentowanymi i często badanymi czarnymi dziurami o masach gwiazdowych oraz supermasywnymi czarnymi dziurami, które znajdują się w centralnych regionach masywnych galaktyk.

Chociaż w ostatnich latach odnotowano kilka możliwych IMBH, astronomowie wciąż próbują ustalić, jak powszechne są i czego uczą nas ich właściwości na temat powstawania pierwszych supermasywnych czarnych dziur.

Jeden zespół naukowców wykorzystał duży przegląd Chandra COSMOS-Legacy (Cosmic Evolution Survey), aby zbadać galaktyki karłowate, które mają mniej niż 1% masy gwiazd Drogi Mlecznej. Scharakteryzowanie tych galaktyk było możliwe dzięki bogatemu zbiorowi danych dostępnych dla pola COSMOS na różnych długościach fal. 

Dane z Chandra były kluczowe dla tego wyszukiwania, ponieważ jasne, punktowe źródło emisji promieniowania rentgenowskiego w pobliżu centrum galaktyki jest wyraźnym znakiem obecności czarnej dziury. Promienie X są wytwarzane przez gaz podgrzany do milionów stopni dzięki ogromnym siłom grawitacyjnym i magnetycznym w pobliżu czarnej dziury.

Zespół zidentyfikował 40 rosnących czarnych dziur w galaktykach karłowatych. Dwanaście z nich znajduje się na dużych odległościach, ponad 5 mld lat świetlnych od Ziemi, a najodleglejsza – 10,9 mld lat świetlnych stąd. Jest to najodleglejsza rosnąca czarna dziura w galaktyce karłowatej, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Natomiast jedna z galaktyk karłowatych jest najmniej masywną znaną galaktyką, która ma w sobie rosnącą czarną dziurę.  

Większość z tych źródeł to prawdopodobnie IMBH o masach od dziesięciu tysięcy do stu tysięcy razy większych, niż Słońce. Jednym z kluczowych rezultatów tych badań jest fakt, że ułamek galaktyk zawierających rosnące czarne dziury jest mniejsza dla mniej masywnych galaktyk niż dla ich masywniejszych odpowiedników. 

Drugi zespół, kierowany przez Igor Chilingarian z CFA, znalazł oddzielną, ważną próbkę możliwych IMBH w galaktykach, które są nam bliższe. W ich próbce najdalszy kandydat na IMBH znajduje się w odległości 2,8 mld lat świetlnych od Ziemi, a około 90% kandydatów, które znaleźli, znajduje się w odległości nie większej, niż 1,3 mld lat świetlnych stąd. 

Dzięki danym ze Sloan Digital Sky Survey (SDSS), znaleźli galaktyki z sygnaturą świetlną rosnących czarnych dziur, a następnie oszacowali ich masy. Wybrali 305 galaktyk z właściwościami, które sugerowały, że czarna dziura o masie mniejszej, niż 300 000 mas Słońca czaiła się w centralnych regionach każdej z tych galaktyk.

Tylko 18 członków z tej listy miało wysokiej jakości obserwacje rentgenowskie, które pozwoliłyby potwierdzić, że źródłem są czarne dziury. Detekcje z Chandra i XMM-Newton uzyskano dla dziesięciu źródeł, pokazując, że około połowa z 305 kandydatów na IMBH może wyraźnie nimi być. Masy dla dziesięciu źródeł wykrytych za pomocą obserwacji promieni X określono pomiędzy 40 000 a 300 000 mas Słońca.

IMBH mogą wyjaśnić, w jaki sposób supermasywne czarne dziury mogły powstać tak szybko po Wielkim Wybuchu. Jedno z wiodących wyjaśnień jest takie, że supermasywne czarne dziury rosną w miarę upływu czasu od najmniejszych, zawierających około 100 mas Słońca. Niektóre z nich powinny się połączyć, aby utworzyć IMBH. inne wyjaśnienie jest takie, że powstają bardzo szybko po rozpadzie olbrzymiego obłoku gazu o masie równej setkom tysięcy mas Słońca. 

Inna możliwość jest taka, że obydwa mechanizmy faktycznie występują. Obydwa zespoły zgadzają się, że aby wyciągnąć ostateczne wnioski, potrzebna jest znacznie większa próbka czarnych dziur, która będzie możliwa do uzyskania dzięki przyszłym misjom kosmicznym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło: 

10 sierpnia 2018

Omega Centauri niezdatna do podtrzymywania życia

Poszukiwanie życia w rozległym Wszechświecie jest przytłaczającym zadaniem, ale jedno miejsce astronomowie mogą wykreślić ze swojej listy.


Według badań przeprowadzonych przez naukowców jest mało prawdopodobne, aby Omega Centauri – gęsto upakowana gromada gwiazd na naszym galaktycznym podwórku – była domem dla planet nadających się do zamieszkania.

W poszukiwaniu egzoplanet zdatnych do zamieszkania, Omega Centauri, największa gromada kulista w Drodze Mlecznej, wydawała się dobrym do tego miejscem. Składająca się z blisko 10 mln gwiazd gromada leży prawie 16 000 lat świetlnych od Ziemi, co czyni ją widoczną nieuzbrojonym okiem i stosunkowo bliskim celem do obserwacji dla Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Mając do dyspozycji 470 000 gwiazd we wszystkich kolorach tęczy w sercu Omega Centauri, astronomowie skupili się na 350 000, których barwa – wskaźnik ich temperatury oraz wieku – oznacza, że mogą potencjalnie posiadać planety zdatne do zamieszkania.

Dla każdej z gwiazd obliczyli strefę zdatną do zamieszkania (ekostrefę) – obszar orbitalny wokół każdej gwiazdy, w którym planeta skalista może posiadać wodę w stanie ciekłym będącą kluczowym składnikiem życia w takiej formie, jaką znamy. Ponieważ większość gwiazd w sercu Omega Centauri to czerwone karły, ich ekostrefy znajdują się znacznie bliżej gwiazdy, niż ma to miejsce w przypadku Słońca.

Jądro Omega Centauri może potencjalnie być wypełnione mnóstwem ciasnych układów planetarnych, które posiadają planety zdatne do zamieszkania w pobliżu gwiazd macierzystych. Przykładem takiego układu jest TRAPPIST-1, miniaturowa wersja Układu Słonecznego, który znajduje się 40 lat świetlnych stąd i jest obecnie postrzegany jako jedno z najbardziej obiecujących miejsc do poszukiwania obcego życia.

W końcu jednak przyjemna natura gwiazd w Omega Centauri zmusiła badaczy do stwierdzenia, że takie układy planetarne, choćby zwarte, nie mogą istnieć w jądrze gromady. Podczas, gdy nasze Słońce znajduje się w odległości 4,27 lat świetlnych od najbliższego sąsiada, średnia odległość między gwiazdami w jądrze Omega Centauri wynosi 0,16 roku świetlnego, co oznacza, że będą się spotykać ze sobą mniej więcej raz na milion lat, co jest niesprzyjające istnieniu planet zdatnych do zamieszkania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 sierpnia 2018

Zbyt gorące na planety, zbyt chłodne na gwiazdy

Astronomowie odkryli obiekty, które są zbyt gorące, by być planetami jednak zbyt chłodne, aby być gwiazdami. Na szczęście ich atmosfery mają tzw. „strefę złotowłosej”, czyli są odpowiednie do posiadania wody.


Bardzo gorące Jowisze są nową klasą egzoplanet, które astronomowie coraz częściej odnajdują rozsiane po kosmosie. Te niesamowicie gorące gazowe olbrzymy znajdują się znacznie bliżej swoich macierzystych gwiazd, niż Merkury od Słońca, co oznacza, że planeta zwraca się do gwiazdy zawsze tą samą stroną. To z kolei powoduje, że temperatury po dziennej stronie przekraczają 1900 oC, podczas, gdy w nocy spadają do 1000 oC. Co więcej, bardzo gorące Jowisze mają unikalne cechy atmosferyczne, które nie występują na innych planetach tego typu, takie jak wyraźny brak większości cząsteczek.

Pomimo intrygującej natury tych dziwnych, piekielnych światów, naukowcy wciąż niewiele o nich wiedzą. W swoich badaniach międzynarodowy zespół naukowców modelował atmosfery czterech znanych bardzo gorących Jowiszy, które wcześniej badano za pomocą teleskopów kosmicznych Hubble i Spitzer. 

Zespół odkrył w szczególności, że dzienna strona egzoplanet jest tak skrajna, że ciepło może rozdzielić większość typów cząsteczek na ich podstawowe składowe. A ponieważ cząsteczki te się rozpadają, pozostają ukryte przed wzrokiem nawet najbardziej zaawansowanych obserwatoriów. Doprowadziło to naukowców do zaskakującej konkluzji: atmosfera po dziennej stronie bardzo gorącego Jowisza bardziej przypomina gwiazdę niż planetę.

Choć wynik ten sam w sobie jest interesujący, pomaga też wyjaśnić, dlaczego astronomowie wykrywają jedynie cząsteczki wody na granicy dzień-noc bardzo gorących Jowiszów. Zespół odkrył, że gdy atomy wodoru i tlenu dotrą do chłodniejszej, nocnej części planety, ulegną rekombinacji, tworząc wodę. Ponieważ strona nocna jest zbyt ciemna, by ją obserwować, astronomowie mogą wykryć cząsteczki wody tylko na granicy dzień-noc.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Najszybciej rosnąca supermasywna czarna dziura w znanym Wszechświecie

Z początkiem bieżącego roku zespół astronomów odkrył najszybciej rosnącą supermasywną czarną dziurę w znanym Wszechświecie. 


Ta supermasywna czarna dziura, czyli kwazar, jest 20 mld razy masywniejsza od Słońca i znajduje się 12,5 mld lat świetlnych stąd. Rozszerza się w tempie 1% na milion lat i pochłania masę równoważną naszemu Słońcu co dwa dni. Jej oficjalna nazwa to SMSS J215728.21-360215.1, ale przez zespół naukowców potocznie zwana jest głodnym potworem.

Dwoje studentów z Uniwersytetu w Melbourn, którzy są członkami tego zespołu, jako pierwszych zaobserwowało tego potwora korzystając ze zdalnie sterowanego 2,3-metrowego teleskopu w Obserwatorium Siding Springs w Nowej Południowej Walii w Australii.

Głównym celem projektu SkyMapper jest odnalezienie na niebie południowym kwazarów z wczesnego Wszechświata oraz zbadanie ich cech. Dane, których astronomowie używają do odnajdywania kandydatów na kwazary pochodzą ze SkyMapper Southern Sky Survey (SMSS), który zawiera kompleksowy cyfrowy przegląd całego południowego nieba.

Najnowsze dane z SMSS obejmują około 300 mln obiektów. Aby uzyskać listę kandydatów, którymi naukowcy są zainteresowani, zespół przeszukuje ten ogromny zbiór danych za pomocą algorytmów znajdujących obiekty odpowiadające ich kryteriom, takie jak jasność i barwa. Po otrzymaniu takiej listy astronomowie muszą określić, czy są to kwazary czy nie. Do tego celu używają spektrografu na teleskopie ANU.

Tego wieczora, gdy dokonano odkrycia, astronomowie otrzymali listę 12 kandydatów, które miały wysokie prawdopodobieństwo, że są kwazarami o dużym przesunięciu ku czerwieni. Było jednak coś, co nie pomagało w obserwacjach: Księżyc w pełni. Przez pół nocy nie udało się dokonać żadnych obserwacji.

Gdy Księżyc oddalił się od regionu na niebie, który mieli obserwować, astronomowie zaczęli przeglądać kandydatów z listy. Wtedy właśnie znaleźli głodnego potwora. Używając samego teleskopu, nie byli w stanie stwierdzić, co to jest. Dopiero gdy do analizy użyli spektrografu, zdali sobie sprawę, że znaleźli coś wyjątkowego. Po kilkudniowych analizach obiektu okazało się, że głodny potwór jest zupełnie nowym odkryciem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 sierpnia 2018

Znikający duch dawno zmarłej gwiazdy

Termin „pozostałość po supernowej” odnosi się do wszystkich resztek po gwieździe, która eksplodowała jako supernowa. Czerwone włókna widoczne na zdjęciu należą do pozostałości po supernowej znanej jako HBH 3, którą po raz pierwszy zaobserwowano w 1966 r. przy użyciu radioteleskopów. Fragmenty pozostałości także emitują promieniowanie w zakresie optycznym. Gałęzie świecącej materii są najprawdopodobniej gazem molekularnym, który został wzbudzony falą uderzeniową generowaną przez supernową. Energia z wybuchu pobudziła cząsteczki i spowodowała, że zaczęły one emitować promieniowanie w podczerwieni.


Biała formacja przypominająca chmurę jest częścią kompleksu regionów gwiazdotwórczych, nazwanych po prostu W3, W4 i W5. Jednakże regiony te sięgają znacznie poza krawędź tego zdjęcia. Zarówno białe obszary gwiazdotwórcze, jak i czerwone włókna oddalone są o około 6400 lat świetlnych i znajdują się w Drodze Mlecznej.

HBH 3 ma średnicę około 150 lat świetlnych, co sprawia, że jest jedną z największych znanych pozostałości po supernowej. Jest to prawdopodobnie również jedna z najstarszych pozostałości: astronomowie szacują, że pierwotna eksplozja miała miejsce od 80 000 do aż 1 miliona lat temu.

W 2016 r. teleskop Fermi, obserwujący w zakresie promieniowania gamma, wykrył promieniowanie gamma pochodzące z regionu w pobliżu HBH 3. Emisja ta może pochodzić z gazu w jednym z sąsiednich regionów gwiazdotwórczych, wzbudzonych przez silne cząsteczki wyemitowane przez wybuch supernowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

4 sierpnia 2018

Zaobserwowano obiekt, który jest na granicy olbrzymiej planety i brązowego karła

Astronomowie korzystający z VLA dokonali pierwszej radiowej detekcji obiektu o masie planetarnej, który znajduje się poza Układem Słonecznym. Obiekt, kilkanaście razy masywniejszy od Jowisza, jest zaskakująco silną elektrownią magnetyczną podróżującą przez kosmos bez towarzystwa jakiejkolwiek gwiazdy macierzystej. Jest dokładnie na granicy planety olbrzyma i brązowego karła.


Brązowe karły są zbyt masywnymi obiektami, by można je uznać za planety, jednak nie na tyle masywnymi, aby podtrzymać syntezę jądrową wodoru w swoich jądrach – proces, który zasila gwiazdy. W latach ‘60 ubiegłego stulecia teoretycy sugerowali, że takie obiekty będą istnieć, jednak nie odkryto żadnego z nich przed rokiem 1995. Pierwotnie uważano, że nie emitują one fal radiowych, ale w 2001 r. VLA odkryło rozbłysk radiowy, w którym ujawniono silną aktywność magnetyczną.

Kolejne obserwacje wykazały, że niektóre brązowe karły mają bardzo potężne zorze, podobne do tych obserwowanych na planetach olbrzymach w Układzie Słonecznym. Zorze obserwowane na Ziemi są wywoływane wiatrem słonecznym oddziałującym z polem magnetycznym naszej planety. Jednak samotne brązowe karły nie mają wiatru słonecznego od pobliskiej gwiazdy, z którym mogłyby wchodzić w interakcje. Nie jest jasne, w jaki sposób powstają zorze na brązowych karłach, ale naukowcy sądzą, że jedną z możliwości jest planeta bądź księżyc, który okrążając brązowego karła, oddziałuje z jego polem magnetycznym, tak jak ma to miejsce w przypadku Jowisza i jego satelity Io.

Dziwny obiekt z najnowszego badania, nazwany SIMP J01365663+0933473, posiada pole magnetyczne ponad 200-krotnie silniejsze, niż Jowisz. Pierwotnie został wykryty w 2016 r. jako jeden z pięciu brązowych karłów, które naukowcy badali za pomocą VLA, aby zdobyć nową wiedzę na temat pól magnetycznych i mechanizmów, dzięki którym niektóre z najciekawszych obiektów mogą wytwarzać silną emisję radiową. Masy brązowych karłów są trudne do mierzenia, a obiekt wtedy był uważany za starego i znacznie bardziej masywnego brązowego karła.

W zeszłym roku niezależny zespół naukowców odkrył, że SIMP J01365663+0933473 był częścią bardzo młodej grupy gwiazd. Jego młody wiek oznaczał, że w rzeczywistości był on tak mało masywny, że mógł być swobodnie płynącą planetą – tylko 12,7 razy masywniejszą i 1,22 razy większą, niż Jowisz. Mający 200 mln lat i znajdujący się 20 lat świetlnych od Ziemi, obiekt ma temperaturę 825oC. Dla porównania temperatura powierzchni Słońca to 5500oC.

Różnica pomiędzy gazowym olbrzymem a brązowym karłem pozostaje tematem gorących dyskusji wśród astronomów, ale jedną z zasad, które stosują, jest masa, poniżej której kończy się fuzja deuteru, znana jako „granica spalania deuteru”, około 13 mas Jowisza.

Jednocześnie zespół z Caltech, który pierwotnie wykrył emisję radiową w 2016 r., zaobserwował ją ponownie w nowym badaniu na jeszcze wyższych częstotliwościach radiowych i potwierdził, że jego pole magnetyczne było nawet silniejsze, niż pierwotnie zmierzono. 

Obserwacje VLA dostarczyły zarówno pierwszej detekcji radiowej, jak i pierwszego pomiaru pola magnetycznego możliwego obiektu o masie planetarnej poza Układem Słonecznym.

Takie silne pole magnetyczne stanowi duże wyzwanie dla zrozumienia mechanizmu dynamo, które wytwarza pole magnetyczne w brązowych karłach i planetach pozasłonecznych i pomaga zasilać zorze polarne, które astronomowie obserwują.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 sierpnia 2018

Gwiazda, która nie umrze

Co się stanie, gdy gwiazda zachowa się, jakby eksplodowała, ale wciąż tam pozostanie?


Około 170 lat temu astronomowie byli świadkami wielkiej eksplozji Eta Carinae, jednej z najjaśniejszych znanych gwiazd w galaktyce Drogi Mlecznej. Podmuch uwolnił tyle energii, co standardowy wybuch supernowej. 

Jednak Eta Carinae przeżyła.

Wyjaśnienie wybuchu umyka astrofizykom. Nie mogą użyć wehikułu czasu, aby przenieść się do XIX wieku, aby móc zaobserwować wybuch przy użyciu nowoczesnych technologii.

Jednak astronomowie mogą skorzystać z naturalnej „maszyny czasu” dzięki temu, że światło podróżuje w przestrzeni ze skończoną prędkością. Zamiast podążać prosto w kierunku Ziemi, część światła z wybuchu odbiła się od pyłu międzygwiezdnego i właśnie dotarła do Ziemi. Efekt ten nazywa się odbiciem świetlnym. Światło zachowuje się jak zagubiona pocztówka, która odnajduje się 170 lat później.

Przy użyciu naziemnych teleskopów naukowcy wykonali współczesną analizę astronomiczną opóźnionego światła i znaleźli niespodziankę. Nowe pomiary wybuchu z lat 40. XIX w. ujawniają ekspansję materii z rekordową prędkością, ponad 20-krotnie większą, niż oczekiwali astronomowie. Obserwowane prędkości są podobne do najszybszej materii wyrzucanej przez falę uderzeniową w czasie eksplozji supernowej a nie do stosunkowo powolnych i delikatnych wiatrów, które powinny towarzyszyć śmierci masywnej gwiazdy.

Na podstawie tych danych naukowcy sugerują, że wybuch mógł być wywołany przedłużającą się walką pomiędzy trzema gwiezdnymi siostrami, gdzie zginęła jedna z nich, a dwie pozostały w układzie podwójnym. Walka ta mogła zakończyć się gwałtowną eksplozją, kiedy Eta Carinae pożarła jednego ze swoich dwóch towarzyszy, wystrzeliwując w kosmos ponad 10 mas Słońca. Wyrzucona masa wytworzyła gigantyczne dwubiegunowe płatki, kształtem przypominające hantle, jakie widzimy na współczesnych zdjęciach.

Odbicia świetlne zostały wykryte w świetle widzialnym na zdjęciach uzyskiwanych od 2003 r. za pomocą teleskopu o średnim rozmiarze na Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile. Używając większych teleskopów – Magellana w Carnegie Institution for Science's Las Campanas Observatory oraz Gemini South Observatory (obydwa w Chile), zespół wykorzystał również spektroskopię do analizy światła, co pozwoliło im zmierzyć tempo ekspansji obiektu. Z pomiarów wynika, że materia porusza się z prędkością 32 mln km/h (z taką prędkością podróż z Ziemi do Plutona zajęłaby kilka dni).

Obserwacje sugerują nowe wskazówki dotyczące tajemnicy otaczającej gigantyczne wstrząsy, które w tamtym czasie uczyniły Eta Carinae drugą pod względem jasności gwiazdę widzianą na ziemskim niebie w latach 1837-1858. Dane wskazują, w jaki sposób mogła ona stać się najjaśniejszą i najmasywniejszą gwiazdą Drogi Mlecznej.

Masywne gwiazdy zwykle osiągają koniec swojego życia w zdarzeniu szoku, gdy ich jądra zapadają się, tworząc gwiazdę neutronową bądź czarną dziurę. Astronomowie obserwują to zjawisko jako wybuch supernowej. Zatem w jaki sposób gwiazda wybucha w zdarzeniu szoku, jednak nie zostaje całkowicie rozerwana? Jakieś gwałtowne zdarzenie musiało rzucić na gwiazdę odpowiednią ilość energii, powodując odrzucenie jej zewnętrznych warstw. Jednak ta energia nie wystarczyła, by całkowicie unicestwić gwiazdę.

Jedną z możliwości takiego stanu jest połączenie się dwóch gwiazd, ale trudno byłoby znaleźć scenariusz, który mógłby dopasować wszystkie dane Eta Carinae.

Naukowcy sugerują, że najprostszym sposobem wyjaśnienia szerokiego zakresu obserwowanych faktów otaczających erupcję jest interakcja trzech gwiazd, które wymieniają między sobą masę.

Jeżeli tak jest, obecny pozostały układ podwójny musiał w fazie początkowej być układem trzech gwiazd. „Powodem, dla którego sugerujemy, że członkowie zwariowanego układu potrójnego współdziałają ze sobą jest to, że to najlepsze wytłumaczenie tego, jak współcześni towarzysze tak szybko utracili warstwy zewnętrzne przed bardziej masywnym rodzeństwem” – powiedział Nathan Smith z Uniwersytetu Arizona. 

W proponowanym przez zespół scenariuszu dwie gwiazdy orbitują blisko siebie a trzeci towarzysz krąży dalej. Kiedy masywniejsza gwiazda układu podwójnego zbliża się do końca swojego życia, zaczyna się rozszerzać i zrzucać większość materii na nieco mniejsze rodzeństwo.

Rodzeństwo ma teraz masę około 100 razy większą, niż Słońce i jest niezwykle jasne. Trzecia gwiazda, obecnie o masie zaledwie 30 Słońc, została pozbawiona warstwy wodoru, odsłaniając gorące jądro helowe.

Jak wiadomo, gorące jądra helowe gwiazd stanowią zaawansowany etap ewolucji w życiu masywnych gwiazd. Wiemy, że bardziej masywne gwiazdy żyją szybciej i intensywniej a mniej masywne dłużej i spokojniej. W związku z tym masywny towarzysz wydaje się być bardziej zaawansowany ewolucyjnie, pomimo tego, że jest teraz znacznie mniej masywnym od tej, którą okrąża. Jedynym wyjaśnieniem jest transfer masy.

Transfer masy zmienia równowagę grawitacyjną układu, a gwiazda z jądrem helowym odsuwa się dalej od swojej potwornej siostry. Gwiazda wędruje tak daleko, że grawitacyjnie współdziała z trzecią. Po kilku krótkich przejściach gwiazda łączy się z cięższym partnerem, produkując wypływ materii. 

W początkowych etapach fuzji, gdy dwie gwiazdy zbliżają się coraz bardziej, wyrzut jest gęsty i rozwija się stosunkowo wolno. Później, wybuchowe zdarzenia pojawiają się, gdy dwie wewnętrzne gwiazdy w końcu łączą się ze sobą, wystrzeliwując materię poruszającą się 100 razy szybciej. Materia chwyta powolny wyrzut i uderza w niego, ogrzewając materię i powodując jej świecenie. Ta świecąca materia jest źródłem światła głównego historycznego wybuchu obserwowanego przez astronomów półtora wieku temu. 

Tymczasem mniejsza gwiazda z jądrem helowym osadza się na eliptycznej orbicie, przechodząc przez zewnętrzne warstwy gigantycznej gwiazdy co 5,5 roku. Owa interakcja generuje fale uderzeniowe emitujące promieniowanie X.

Lepsze zrozumienie fizyki wybuchu Eta Carinae może pomóc rzucić światło na skomplikowane interakcje gwiazd podwójnych i układów wielokrotnych, które są kluczem do zrozumienia ewolucji i śmierci masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

2 sierpnia 2018

Po supernowej Keplera nic nie zostało

Z badań naukowców wynika, że eksplozja, którą zaobserwował Johannes Kepler w 1604 r. była następstwem połączenia się dwóch pozostałości po gwiazdach.  


Supernowa Keplera, z której przetrwała tylko pozostałość po supernowej, wybuchła w gwiazdozbiorze Wężownika, w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, 16 300 lat świetlnych od Słońca. Międzynarodowy zespół badaczy próbował znaleźć gwiazdę, która mogła należeć do układu podwójnego, w którym doszło do eksplozji.

W takich układach, gdzie przynajmniej jedna gwiazda (o większej masie) osiągnie koniec swojego życia i staje się białym karłem, druga może rozpocząć transfer swojej materii do momentu osiągnięcia pewnej granicy, zwanej granicą Chandrasekhara (1,44 masy Słońca). Proces ten prowadzi do zapłonu węgla w białym karle, czego efektem jest eksplozja, która może wzmocnić jego jasność nawet 100 000 razy. Takie krótkie i gwałtowne zjawisko znane jest jako supernowa. Czasem można ją obserwować nieuzbrojonym okiem z Ziemi, jak miało to miejsce w przypadku supernowej Keplera (SN 1604), zaobserwowanej przez niemieckiego astronoma w 1604 r.

SN 1604 powstała z eksplozji białego karła, który był składnikiem układu podwójnego. To właśnie dlatego astronomowie poszukiwali jego towarzysza, od którego karzeł pobierał materię, co z kolei doprowadziło do jego eksplozji, która powinna zwiększyć jasność i prędkość takiego towarzysza a nawet zmodyfikować jego skład chemiczny. W związku z tym zespół poszukiwał gwiazd z pewnymi anomaliami, które pozwoliłyby zidentyfikować jednego z nich jako towarzysza białego karła.

Aby przeprowadzić swoje badania, naukowcy wykorzystali zdjęcia wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. „Celem było ustalenie ruchu własnego 32 gwiazd znajdujących się w pobliżu centrum pozostałości po supernowej, która istnieje do dzisiaj” – mówi Luigi Bedin, badacz z Osservatorio Astronomico di Padova. Wykorzystano również dane uzyskane za pomocą przyrządu FLAMES zainstalowanego 8,2-metrowym VLT ESO do scharakteryzowania gwiazd oraz określenia ich odległości i prędkości radialnej względem Słońca. Gwiazdy znajdujące się w polu supernowej Keplera są słabe i możliwe do obserwacji jedynie z półkuli południowej za pomocą dużych teleskopów, takich jak m.in. VLT.

SN 1604 jest jedną z pięciu tzw. historycznych supernowych typu termojądrowego. Pozostałe cztery to supernowa Tycho Brahe, opisana przez duńskiego astronoma w 1572 roku, SN 1006 (badana przez ten zespół w 2012 r.), SN 185 (która może być źródłem pozostałości RCW86), oraz niedawno odkryta SNIa G1.9 + 03, która eksplodowała w naszej galaktyce około roku 1900 i była widoczna jedynie z półkuli południowej.

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...