30 listopada 2018

Tysiące gromad kulistych rozproszonych pośród galaktyk w Warkoczu Bereniki

Wpatrując się w ogromne miasto galaktyk odległe o 300 mln lat świetlnych od nas, przy użyciu teleskopu Hubble’a astronomowie dokonali kompleksowego przeglądu najmniejszych jego członków: 22 646 gromad kulistych.


Przegląd, opublikowany 9 listopada 2018 r. w Astrophysical Journal, pozwolił wykorzystać astronomom pola gromad kulistych do mapowania rozkładu materii i ciemnej materii w Gromadzie Warkocza Bereniki, zawierającej ponad 1000 galaktyk.

Ponieważ gromady kuliste są znacznie mniejsze od całych galaktyk – i bardziej liczniejsze – są znacznie lepszym wskaźnikiem tego, w jaki sposób struktura przestrzeni jest zakrzywiana przez grawitację Gromady Warkocza. W rzeczywistości gromada ta jest jednym z pierwszych miejsc, w którym obserwowane anomalie grawitacyjne były uważane za wskazówki na obecność dużej ilości niewidocznej masy – później nazwanej ciemną materią.

Gromady kuliste przypominają kule śnieżne, które zawierają kilkaset tysięcy starych gwiazd. Są integralną częścią narodzin i rozwoju galaktyk. Około 150 gromad kulistych krąży wokół Drogi Mlecznej, a ponieważ zawierają one najstarsze znane gwiazdy we Wszechświecie, były obecne we wczesnych latach formowania się Galaktyki.

Niektóre gromady kuliste Drogi Mlecznej są widoczne nieuzbrojonym okiem jako „rozmyte gwiazdy”. Jednak w odległości, w jakiej znajduje się Gromada Warkocza Bereniki, gromady kuliste w jej wnętrzu nawet dla teleskopu Hubble’a są tylko punktami światła. Badanie pokazało gromady kuliste rozproszone w przestrzeni pomiędzy galaktykami. Zostały osierocone przez swoje galaktyki macierzyste podczas bliskich przejść jednych galaktyk obok drugich w zatłoczonej gromadzie. Hubble pokazał, że niektóre gromady kuliste ustawiają się wzdłuż linii przypominającej most między galaktykami. Jest to wyraźny dowód na interakcje między galaktykami, w których obiekty wzajemnie odkształcają się grawitacyjnie.

Astronom Juan Madrid z Australian Telescope National Facility w Sydney po raz pierwszy pomyślał o rozkładzie gromad kulistych w Warkoczu, kiedy badał obrazy z Hubble’a pokazujące gromady kuliste rozciągające się aż do krawędzi każdego dowolnego zdjęcia galaktyk w Gromadzie Warkocza.

Oczekiwał na więcej danych z jednego z przeglądów realizowanych przy pomocy Hubble’a, którego celem było pozyskanie danych z całej gromady Warkocza Bereniki – Coma Cluster Treasury Survey. Jednak w połowie programu, w 2006 r. potężna kamera Advanced Camera for Surveys (ACS) uległa awarii (ACS została później naprawiona przez astronautów w 2009 r. w ramach misji serwisowej).

Aby wypełnić luki w danych, Madrid i jego zespół starannie kolekcjonowali liczne zdjęcia przedstawiające gromadę galaktyk, wykonane za pomocą innych programów badawczych Hubble’a. Zdjęcia są archiwizowane w Mikulski Archive for Space Telescopes w Baltimore, Maryland. Madrid stworzył następnie mozaikę centralnego regionu gromady.

Zespół opracował algorytm analizowania zdjęć Gromady Warkocza, na których zebrano co najmniej 100 000 potencjalnych źródeł. Program wykorzystywał barwę gromad kulistych (zdominowaną przez poświatę starzejących się czerwonych gwiazd) oraz sferyczny kształt, aby wyeliminować zbędne obiekty – głównie galaktyki tła niezwiązane z Gromadą Warkocza Bereniki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 listopada 2018

Astronomowie ustalają odległość do Pętli Łabędzia

Pętla Łabędzia (znana również jako Veil Nebula) jest pozostałością po wybuchu supernowej, resztkami wybuchowej śmierci masywnej gwiazdy sprzed około dziesięciu do dwudziestu tysięcy lat. Szczegółowe modelowanie jej włóknistego kształtu sugeruje, że wybuch nastąpił wewnątrz międzygwiezdnej jamy stworzonej przez gwiazdę przodka. Jak to często bywa w astronomii, wiele precyzyjnych właściwości fizycznych obiektu jest określona niedokładnie ze względu na niepewność odległości do niego. Przez dziesięciolecia, bazując na analizach ruchu mgławicy, dokonanych przez Hubble’a w 1937 r. oraz Minkowskiego w 1987 r., astronomowie używali wartości odległości do niej na 2500 lat świetlnych. Wiele ostatnich szacunków dystansu zmieniło się, ale najczęściej przytaczaną wartością jest 1500-2100 lat świetlnych, oszacowaną na podstawie badań z 2005 roku.


W ciągu ostatnich dwóch dekad astronomowie próbowali oszacować dystans mierząc odległości do gwiazd znajdujących się poza lub wewnątrz mgławicy, określając ją na podstawie obserwacji absorpcji linii widmowych pochodzących z mgławicy, ale odległości do tych gwiazd także nie są pewne. Również pomiary paralaksy odległości do niektórych gwiazd były niepewne. Ostatnio podjęto również wysiłki, aby zmierzyć odległość bezpośrednio wykorzystując ruchy gazów mgławicowych, a opublikowane dane sugerują, że odległość jest mniejsza, niż 2500 lat świetlnych.

Gaia wykonała bardzo dokładne pomiary paralaks liniowych, a najnowszy katalog został już opublikowany. Astronom CfA, John Raymond, wraz z czworgiem kolegów zastosował dane Gaia do problemu odległości do Pętli Łabędzia, szukając sygnatur absorpcji z gazu od dwóch tuzinów widm gwiazdowych, tym samym grupując gwiazdy jako obiekty pierwszego planu lub gwiazdy tła. Ich wynik: 2420 lat świetlnych do centralnej części mgławicy, z niepewnością 3,4%. Zidentyfikowali także gwiazdę, której wiatr oddziałuje z pozostałością po supernowej. Nowy wynik pomiaru odległości ma kilka ważnych implikacji. Oznacza to, że supernowa, która wytworzyła Pętlę Łabędzia, miała mniej energii, niż wcześniej sądzono, być może nawet o czynnik 4 (ilość energii, jaką by Słońce emitowało za 6 mld lat). Oznacza to również, że mgławica prawdopodobnie ma kształt niesferyczny, a część wschodnia znajduje się bliżej nas, niż zachodnia i ma średnicę około 20 lat świetlnych. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 listopada 2018

Od promieniowania gamma do promieniowania rentgenowskiego: nowa metoda wyznaczania emisji pulsarów

Opierając się na nowym modelu teoretycznym, zespół naukowców zbadał bogate archiwum danych z obserwatoriów kosmicznych XMM-Newton i Chandra, w celu znalezienia pulsujących emisji promieniowania X z trzech źródeł. Odkrycie, opierające się na wcześniejszych obserwacjach pulsarów w promieniach gamma, dostarcza nowatorskiego narzędzia do badania tajemniczych mechanizmów emisji pulsarów, które będą ważne dla zrozumienia tych fascynujących obiektów i wykorzystania ich w przyszłości w kosmicznej nawigacji.


Latarnie Wszechświata – pulsary – są szybko rotującymi gwiazdami neutronowymi, które emitują wiązki promieniowania. Gdy pulsar obraca się a wiązki naprzemiennie zbliżają się i oddalają od Ziemi, źródło oscyluje między jaśniejszymi i ciemniejszymi stanami, dając sygnał, który wydaje się „pulsować” z okresem kilka milisekund do sekund, a ich regularność rywalizuje nawet z zegarami atomowymi.

Pulsary są niesamowicie gęstymi, niezwykle magnetycznymi reliktami masywnych gwiazd i należą do najbardziej ekstremalnych obiektów we Wszechświecie. Zrozumienie, w jaki sposób zachowują się cząsteczki w tak silnym polu magnetycznym, ma fundamentalne znaczenie dla zrozumienia, jak materia i pola magnetyczne oddziałują bardziej ogólnie.

Pierwotnie wykryto je poprzez emisję fal radiowych, ale obecnie pulsary emitują również inne rodzaje promieniowania, choć zwykle w mniejszych ilościach. Część tej emisji to standardowe promieniowanie cieplne – takie, które emituje wszystko o temperaturze powyżej zera absolutnego. Pulsary wyzwalają promieniowanie cieplne na przykład gdy gromadzą materię od innej gwiazdy.

Ale pulsary emitują także promieniowanie nietermiczne, które często powstaje w najbardziej ekstremalnych środowiskach kosmicznych. W pulsarach promieniowanie nietermiczne może być wytworzone za pomocą dwóch procesów: promieniowania synchrotronu i promieniowania krzywiznowego. Obydwa procesy obejmują naładowane cząstki, które są przyspieszane wzdłuż linii pola magnetycznego, co powoduje emisję promieniowania mogącą zmieniać się w zakresie długości fal od radiowych do promieniowania gamma.

Promieniowanie nietermiczne wynika głównie z promieniowania synchrotronowego, podczas gdy promieniowanie gamma może przechodzić z tak zwanej emisji synchro-krzywiznowej – kombinacji dwóch mechanizmów. Stosunkowo łatwo jest znaleźć pulsary, które emitują promieniowanie gamma – Kosmiczny Teleskop Fermiego wykrył ponad 200 z nich w ciągu ostatniej dekady, dzięki możliwości skanowania całego nieba. Ale stwierdzono, że tylko około 20 pulsuje w nietermicznych promieniach rentgenowskich.

Mając świadomość, że powinno być wiele pulsarów emitujących wcześniej niewykryte nietermiczne promieniowanie X, Diego Torres z Institute of Space Sciences w Barcelonie opracował model, który łączy promieniowanie synchrotronowe i krzywiznowe, aby przewidzieć, czy pulsary wykryte w promieniach gamma mogą również pojawić się w promieniach rentgenowskich.

Model opisuje emisję gamma pulsarów wykrytych przez teleskop Fermiego – w szczególności jasność obserwowaną na różnych długościach fali – i łączą tę informację z trzema parametrami, które określają emisję pulsara. Pozwala to przewidzieć ich jasność na innych długościach fali, na przykład w promieniowaniu X.

Torres nawiązał współpracę z zespołem naukowców pod kierownictwem Jian Li z Deutsches Elektronen Synchrotron w Zeuthen koło Berlina, aby wybrać trzy znane pulsary emitujące promieniowanie gamma, w stosunku do których oczekiwano, w oparciu o modele, że świecą jasno także w promieniowaniu X. Przejrzeli archiwa danych z XMM-Newton i Chandra, aby znaleźć dowody na nietermiczną emisję promieniowania rentgenowskiego pochodzącego od każdego z nich.

Zespół nie tylko odkrył pulsacje rentgenowskie ze wszystkich trzech obiektów, ale także to, że widmo promieni X było prawie takie samo, jak przewidywał model. Oznacza to, że model bardzo dokładnie opisuje procesy emisji w pulsarze.

W szczególności dane XMM-Newton pokazały wyraźną emisję promieniowania rentgenowskiego z PSR J1826-1256 – radiowo cichego pulsara gamma z okresem 110,2 milisekundy. Widmo światła otrzymane z tego pulsara było bardzo bliskie spektrum przewidywanemu przez model. Emisja promieniowania X z pozostałych dwóch pulsarów (obydwa rotują nieco szybciej), została pokazana przy użyciu danych z teleskopu Chandra.

Odkrycie to stanowi już znaczący wzrost całkowitej liczby pulsarów, o których wiadomo, że emitują nietermiczne promieniowanie rentgenowskie. Zespół spodziewa się, że w ciągu najbliższych kilku lat zostanie odkrytych o wiele więcej tych obiektów, ponieważ model można wykorzystać do dokładnego ich wyszukiwania.

Znalezienie kolejnych pulsarów rentgenowskich jest ważne dla ukazania ich właściwości globalnych, w tym charakterystyki populacji. Lepsze zrozumienie pulsarów jest również istotne dla potencjalnego wykorzystania ich dokładnych sygnałów czasowych do przyszłych działań nawigacji kosmicznej.

Rezultatem jest krok w kierunku zrozumienia zależności między emisją pulsarów w różnych częściach widma elektromagnetycznego, umożliwiając w ten sposób przewidywanie jasności pulsara na dowolnej długości fali. To pomoże nam lepiej zrozumieć wzajemne oddziaływanie między cząsteczkami i polami magnetycznymi w pulsarach i poza nimi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 listopada 2018

Gigantyczny relikt rozerwanej galaktyki

Zespół astronomów z Izraela, Stanów Zjednoczonych i Rosji zidentyfikował rozerwaną galaktykę przypominającą olbrzymią kijankę, z eliptyczną głową i długim, prostym ogonem, znajdującą się około 300 mln lat świetlnych od Ziemi. Galaktyka ma długość 1 mln lat świetlnych czyli dziesięć razy więcej, niż Droga Mleczna.


Gdy galaktyki są rozrywane i znikają, ich gwiazdy zostają włączone do masywniejszych galaktyk, bądź są wyrzucane w przestrzeń międzygalaktyczną. „To, co czyni ten obiekt niezwykłym to fakt, że sam ogon ma długość 500 000 lat świetlnych. Gdyby znajdował się w takiej odległości od nas, jak galaktyka Andromedy, leży 2,5 mln lat świetlnych stąd, sięgałby ⅕ odległości do Galaktyki” – mówi prof. R. Michael Rich z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Los Angeles.

Według badań, olbrzymia „kijanka” została stworzona z rozbicia małej, wcześniej niewidocznej galaktyki karłowatej, zawierającej głównie gwiazdy. Kiedy siły grawitacyjne dwóch widocznych galaktyk przyciągnęły gwiazdy w tej galaktyce, te znajdujące się bliżej pary stworzyły „głowę” kijanki. Gwiazdy ocalałe z rozerwanej galaktyki utworzyły jej „ogon”.

„Kijanka” zawiera układ dwóch bliskich, „normalnych” galaktyk, każda o średnicy około 40 000 lat świetlnych. Wraz z innymi galaktykami w pobliżu tworzą one zwartą grupę. Omawiana galaktyka jest częścią grupy galaktyk o nazwie HCG098, która połączy się w jedną w ciągu następnych miliardów lat.

Takie zwarte grupy galaktyk po raz pierwszy zidentyfikował w 1982 roku astronom Paul Hickson, który opublikował katalog 100 takich grup. Zwarte grupy Hicksona są idealne do badania środowiska o dużej gęstości galaktyk, które nie są jądrem gromady galaktyk (gromady zawierają tysiące galaktyk). „Galaktyka kijanka” jest wymieniona jako nr 98 w katalogu Zwartych Grup Hicksona.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 listopada 2018

Gwiazda w Drodze Mlecznej grozi rzadkim rozbłyskiem gamma

Układ gwiazd otoczonych wężowatymi chmurami, nazwany Apep po egipskim bogu chaosu, wkrótce wybuchnie. Naukowcy z Sydney twierdzą, że Apep ma warunki na idealną gwiezdną burzę do stworzenia rozbłysków promieniowania gamma.


Astronomowie z Uniwersytetu Sydney, współpracując z międzynarodowymi naukowcami, odkryli układ gwiazd, którego dotąd nie widziano w naszej galaktyce. Badacze są przekonani, że jedna z gwiazd – odległa od nas o 8000 lat świetlnych – jest pierwszym znanym w Drodze Mlecznej kandydatem do wytworzenia niebezpiecznego rozbłysku promieniowania gamma, jednego z najbardziej energetycznych wydarzeń we Wszechświecie, gdy eksploduje i umrze.

Układ, składający się z pary gwiazd został nazwany przez astronomów Apep, za wężowatym egipskim bogiem chaosu. Jedna z gwiazd znajduje się na skraju potężnej eksplozji jako supernowa.

Odkrycia te są dosyć kontrowersyjne, ponieważ w Drodze Mlecznej nie wykryto dotąd żadnego błysku gamma. Jednak w konstelacji nieba południowego – Węgielnica – położonej tuż pod ogonem Skorpiona, astronomowie odkryli ten wyjątkowy układ gwiazd.

W jego sercu, owinięty w elegancko wyrzeźbiony pióropusz pyłu i gazu, leży potężny układ podwójny gwiazd. Dwie gorące, błyszczące gwiazdy – znane astronomom jako gwiazdy Wolfa-Rayeta – okrążają siebie nawzajem z okresem stu lat.

Ten gwiezdny taniec jest wyrzeźbiony na szybkim wietrze spływającym z gwiazd. Za pomocą spektroskopii astronomowie zmierzyli prędkość wiatrów gwiazdowych i okazało się, że dochodzi ona do 12 mln km/h, czyli około 1% prędkości światła.

Zakrzywiony ogon jest utworzony przez orbitujący układ podwójny gwiazd w środku, które wtłaczają pył w rozprzestrzeniający się wiatr, tworząc wzór przypominający rotujący zraszacz trawników. Ponieważ wiatr rozprzestrzenia się tak bardzo, wyrzuca małe zwoje pyłu, odsłaniając naturę gwiazd w samym sercu układu.

Jednak dane z pióropusza stanowiły zagadkę: wiatr rozprzestrzeniał się dziesięć razy szybciej, niż pył. Według doktora Benjamina Pope'a, współautora pracy, kluczem do zrozumienia dziwacznych zachowań wiatru jest rotacja gwiazd centralnych.

To, co astronomowie znaleźli w układzie Apep, to prekursor supernowej, która wydaje się szybko rotować, tak szybko, że może być bliska rozpadu.

Gwiazdy Wolfa-Rayeta, jak te, które napędzają pióropusz Apep, znane są z tego, że w końcowej fazie życia są bardzo masywne; w każdej chwili mogą eksplodować jako supernowa.

Szybka rotacja umieszcza Apep w zupełnie nowej klasie. Normalne supernowe już są ekstremalnymi zdarzeniami, ale dodanie do tego rotacji może dolać oliwy do ognia.

Naukowcy sądzą, że może to być recepta na doskonałą gwiezdną burzę do stworzenia rozbłysku gamma, który jest najbardziej ekstremalnym zdarzeniem we Wszechświecie, po Wielkim Wybuchu. Na szczęście wygląda na to, że Apep nie jest skierowany w Ziemię, ponieważ uderzenie z rozbłysku gamma z tej odległości może oddzielić ozon z atmosfery, drastycznie zwiększając naszą ekspozycję na promieniowanie UV pochodzące ze Słońca.

Niestety, nie wiemy, czego w przyszłości możemy spodziewać się ze strony Apep. Układ może zwolnić na tyle, by eksplodować jako zwyczajna supernowa, a nie rozbłysk gamma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 listopada 2018

Kolizja galaktyk w gromadzie Abell 1033 przypomina statek kosmiczny Enterprise

Kolizja ukryta w odległej gromadzie galaktyk to smugi gazu przypominające statek kosmiczny Enterprise – kultowy statek z serii Star Trek.


Gromady galaktyk – kosmiczne struktury zawierające setki lub nawet tysiące galaktyk – są największymi obiektami we Wszechświecie utrzymywanymi razem poprzez grawitację. Gaz o temperaturze wielu milionów wypełnia przestrzeń pomiędzy poszczególnymi galaktykami. Masa gorącego gazu jest około sześć razy większa, niż łączna masa wszystkich galaktyk w gromadzie. Ów przegrzany gaz jest niewidoczny dla teleskopów optycznych, jednak świeci bardzo jasno w promieniach X, więc do jego badania niezbędny jest teleskop rentgenowski, taki jak na przykład Obserwatorium Chandra.

Łącząc promieniowanie X z innymi długościami fali, takimi jak fale radiowe, możemy uzyskać pełniejszy obraz tych ważnych kosmicznych obiektów. Nowy, złożony obraz gromady galaktyk Abell 1033, w tym zdjęcia z Chandra (kolor fioletowy) i w emisji radiowej uzyskane dzięki LOFAR (kolor niebieski), właśnie to robi. Przedstawiono również emisję optyczną z SDSS. Gromada ta znajduje się około 1,6 mld lat świetlnych od Ziemi.

Korzystając z danych rentgenowskich oraz radiowych, naukowcy ustalili, że Abell 1033 to właściwie dwie gromady galaktyk w procesie zderzania. To niezwykle energetyczne zdarzenie, wywołało turbulencje i fale uderzeniowe podobne do uderzeń akustycznych wytwarzanych przez samolot poruszający się z prędkością naddźwiękową.

W Abell 1033 zderzenie wchodziło w reakcję z innym energetycznym procesem kosmicznym – wytwarzaniem strumieni cząstek o dużej prędkości przez materię, która opada na supermasywną czarną dziurę, w tym przypadku zlokalizowaną w galaktyce znajdującej się w jednej z gromad. Emisja radiowa jest wytwarzana przez elektrony wirujące wokół linii pola magnetycznego, proces zwany emisją synchrotronu.

Elektrony w dżetach poruszają się z prędkością zbliżoną do prędkości światła. Gdy galaktyka wraz ze swoją czarną dziurą przesunęła się w kierunku dolnej części obrazu, dżet z prawej strony zwolnił, gdy zderzył się z gorącym gazem w drugiej gromadzie galaktyk. Strumień po lewej nie zwalniał, ponieważ napotkał znacznie mniej gorącego gazu, nadając dżetowi zniekształcony wygląd, a nie linii prostej, którą zwykle się obserwuje.

To zdjęcie Abell 1033 stanowi również przykład „pareidolii”, zjawiska psychologicznego, w którym znajome kształty i wzory są widziane w przypadkowych rzeczach. W Abell 1033 struktury tworzą niesamowite podobieństwo do fikcyjnego statku kosmicznego Enterprise ze Star Trek.

Jeżeli chodzi o badania astrofizyczne, szczegółowe studiowanie obrazu, że energia elektronów w „sekcji spodka” i szyjka emisji radiowej w kształcie statku kosmicznego w Abell 1033 jest wyższa, niż w „sekcji napędu gwiezdnego” w kierunku lewo-dół. Sugeruje to, że elektrony wytwarzające emisję radiową zwykle tracą znaczne ilości energii w ciągu dziesiątek, a nawet setek milionów lat, kiedy promieniują. Emisja radiowa byłaby wówczas niewykrywalna. Jednak znacznie rozszerzona emisja radiowa obserwowana w Abell 1033, rozciągająca się na około 500 000 lat świetlnych oznacza, że energetyczne elektrony są obecne w większych ilościach i mają wyższe energie, niż wcześniej sądzono. Jeden z pomysłów jest taki, że elektrony otrzymały dodatkowy zastrzyk energii poprzez dodatkowe wstrząsy i turbulencje.

Inne źródła emisji radiowej na obrazie, oprócz obiektu w kształcie statku kosmicznego, to krótsze dżety z innej galaktyki i „radiowy feniks”, składające się z chmury elektronów, które osłabły w emisji radiowej, a następnie zostały jeszcze raz zasilone, gdy fale uderzeniowe skompresowały obłok. Spowodowało to, że obłok ponownie rozbłysnął na częstotliwościach radiowych.

Zespół, który wykonał badania, wykorzysta obserwacje z Chandra i LOFAR, aby szukać dalszych przykładów zderzających się gromad galaktyk ze zniekształconą emisją radiową, aby pogłębić swoją wiedzę na temat tych energetycznych obiektów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 listopada 2018

Odkryto nieuchwytną gwiazdę kryjącą się za supernową typu Ic

Astronomowie nareszcie mogli odkryć długo poszukiwanego prekursora określonego typu eksplodującej gwiazdy, przeczesując archiwalne dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Uważa się, że supernowa typu Ic wybuchnie, gdy jej masywna gwiazda zostanie pozbawiona zewnętrznych warstw wodoru i helu. 


Te gwiazdy mogą należeć do najbardziej masywnych znanych – co najmniej 30 razy masywniejszych, niż Słońce. Oczekuje się, że nawet po zrzuceniu części materii w późnym okresie życia będą nadal duże i jasne. Do tej pory pozostawało więc tajemnicą, dlaczego astronomowie nie byli w stanie uchwycić takiej gwiazdy na zdjęciach sprzed eksplozji.

Wreszcie, w 2017 roku astronomowie mieli szczęście. Pobliska gwiazda zakończyła swoje życie jako supernowa typu Ic. Dwa zespoły astronomów przeglądały obrazy z Hubble’a, aby odkryć przypuszczalna gwiazdę prekursora na zdjęciach sprzed eksplozji, wykonanych w 2007 r. Supernowa, skatalogowana jako SN 2017 ein, pojawiła się w pobliżu centrum pobliskiej galaktyki spiralnej NGC 3938, znajdującej się w około 65 mln lat świetlnych stąd.

Astronomowie mieli szczęście, że gwiazda znajdowała się w pobliżu i była bardzo jasna (5-10 razy jaśniejsza od innych supernowych typu Ic), co mogło ułatwić im jej odnalezienie. Badacze zaobserwowali wiele supernowych typu Ic, ale znajdują się one zbyt daleko, aby Hubble mógł je analizować. Wygląda na to, że większość supernowych typu Ic jest mniej masywna, i dlatego mniej jasna, i to może być powód, dla którego naukowcy nie byli w stanie ich wykryć.

Analizy barw obiektu wskazują, że jest on niebieski i bardzo gorący. Na podstawie tej oceny obydwa zespoły sugerują dwie możliwości identyfikacji źródła. Progenitor może być pojedynczą, potężną gwiazdą 45 -55 razy większą, niż Słońce. Inny pomysł jest taki, że może to być masywny układ podwójny gwiazd, z których jedna waży 60-80 mas Słońca, a druga około 48 Słońc. W tym drugim scenariuszu gwiazdy krążą wokół siebie po ciasnych orbitach i wchodzą ze sobą w interakcje. Bardziej masywna gwiazda zostaje pozbawiona wodoru i helu przez swojego towarzysza, i ostatecznie eksploduje jako supernowa.

Oczekiwania dotyczące tożsamości przodków supernowych typu Ic były zagadką. Astronomowie wiedzieli, że supernowe miały niedobory wodoru i helu, początkowo proponowali, że niektóre potężne gwiazdy wyrzuciły tę materię w postaci silnego wiatru (strumienia naładowanych cząstek), zanim eksplodowały. Gdy nie znaleziono gwiazd progenitorów, które powinny być niezwykle masywne i jasne, zaproponowali drugą metodę wytwarzania wybuchających gwiazd obejmującą parę bliźniaczych, mniej masywnych gwiazd. W tym scenariuszu potężna gwiazda jest pozbawiona wodoru i helu przez towarzysza. Ale „rozebrana” gwiazda jest wciąż wystarczająco masywna, by ostatecznie wybuchnąć jako supernowa typu Ic.

Rozwikłanie tych dwóch scenariuszy powstawania supernowych typu Ic wpływa na nasze rozumienie ewolucji i formowania się gwiazd, w tym także tego, w jaki sposób masy gwiazd są rozmieszczane, gdy się rodzą, i jak wiele gwiazd tworzy się we wzajemnie oddziałujących układach podwójnych.

Zespoły ostrzegają, że nie będą w stanie potwierdzić tożsamości źródła, dopóki supernowa nie zniknie za około 2 lata. Astronomowie mają nadzieję, że użyją HST lub przyszłego teleskopu Jamesa Webba, aby sprawdzić, czy kandydatka na gwiazdę przodka zniknęła, czy też znacznie przygasła. Będą także w stanie odseparować światło supernowej od światła gwiazd w jej otoczeniu, aby dokładniej wykonać pomiar jasności i masy obiektu.

SN 2017 ein została odkryta w maju 2017 roku przy pomocy Tenagra Observatories w Arizonie. Potrzeba było jednak ostrej rozdzielczości teleskopu Hubble’a, aby dokładnie określić lokalizację możliwego źródła. Zespół Schuylera Van Dyka zaobserwował młodą supernową w czerwcu 2017 roku za pomocą Wide Field Camera 3 Hubble'a. Astronomowie wykorzystali ten obraz z archiwalnych zdjęć Hubble’a wykonanych w grudniu 2007 roku przez Wide Field Planetary Camera 2, aby wskazać kandydatkę na gwiazdę przodka znajdującą się w jednym z ramion spiralnych galaktyki.

Grupa Charlesa Kilpatricka również obserwowała w podczerwieni supernową w czerwcu 2017 roku przy użyciu jednego z 10-metrowych teleskopów Kecka. Następnie zespół przeanalizował te same zdjęcia archiwalne z Hubble’a, co zespół Van Dyka, aby odkryć możliwe źródło.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 listopada 2018

Taniec małych galaktyk otaczających Drogę Mleczną

Międzynarodowy zespół kierowany przez naukowców z IAC wykorzystał dane z satelity Gaia do pomiaru ruchu 39 galaktyk karłowatych. Dane te dostarczają informacji na temat dynamiki tych galaktyk, ich historii oraz interakcji z Drogą Mleczną.


Wokół Drogi Mlecznej znajduje się wiele małych galaktyk (galaktyki karłowate), które mogą być dziesiątki a nawet miliony razy słabsze, niż Galaktyka. W porównaniu z normalnymi lub olbrzymimi galaktykami, karłowate zawierają znacznie mniej gwiazd, a zatem ich jasność jest mniejsza.

Te małe galaktyki były przedmiotem badań międzynarodowego zespołu badaczy. Dzięki danym uzyskanym z misji Gaia, udostępnionym w drugim wydaniu w kwietniu 2018 roku, naukowcy byli w stanie zmierzyć ruch na niebie 39 galaktyk karłowatych, określając ich kierunek i prędkość.

Przed drugą publikacją danych z satelity Gaia, dla 29 galaktyk przeanalizowanych przez astronomów nie było możliwe wykonanie takich pomiarów. Naukowcy odkryli, że wiele z nich porusza się w płaszczyźnie znanej jako rozległa struktura polarna. Już było wiadomo, że na tej płaszczyźnie znaleziono wiele masywnych galaktyk karłowatych, ale teraz wiadomo, że do tej struktury może należeć kilka mniej masywnych galaktyk.

Giuseppina Battaglia podkreśla, że pochodzenie „rozległej struktury polarnej” wciąż nie jest w pełni zrozumiałe, ale jej cechy wydają się kwestionować kosmologiczne modele tworzenia się galaktyk. W strukturze tej znajduje się również Wielki Obłok Magellana, co może sugerować, że są one połączone.

Analizując dane dotyczące ruchów, zespół odkrył, że kilka galaktyk karłowatych ma orbity zbliżające się do wewnętrznych obszarów Drogi Mlecznej. Przyciąganie grawitacyjne wywierane na nie przez Galaktykę można porównać do działania pływów. „Jest prawdopodobne, że niektóre z badanych galaktyk karłowatych są zaburzone przez te pływy, które je rozciągają. W ten sposób można wyjaśnić obserwowane właściwości niektórych z tych obiektów, takich jak Herkules i Krater II”, komentuje Tobias K. Fritz. Z drugiej strony pojawiają się nowe pytania. „Z biegiem lat zaobserwowano, że niektóre galaktyki mają szczególne właściwości, które potencjalnie mogą być wywołane protuberancjami pływowymi Drogi Mlecznej, jednak ich orbity nie wydają się potwierdzać tej hipotezy. Być może powinniśmy postulować, że winowajcą mogły być spotkania z innymi galaktykami karłowatymi” – mówi Battaglia.

Zdeterminowanie orbit pozwoliło naukowcom wykryć, że większość badanych galaktyk znajduje się blisko perycentrum swojej orbity (punkt najbliższy centrum Drogi Mlecznej). Niemniej jednak podstawowa fizyka wyjaśnia, że powinny one spędzać większość czasu blisko apocentrum swojej orbity (punkt najbardziej oddalony od centrum Galaktyki). To sugeruje, że powinno być wiele galaktyk karłowatych, które jeszcze nie zostały odkryte, i które ukrywają się na dużych odległościach od centrum Drogi Mlecznej.

Galaktyki karłowate, poza tym, że są interesujące same w sobie, są jednym z niewielu znaczników ciemnej materii, które można wykorzystać w najbardziej zewnętrznych częściach Drogi Mlecznej. Uważa się, że tego rodzaju materia stanowi około 80% całkowitej masy Wszechświata. Jednak nie można jej zaobserwować bezpośrednio, dlatego jej wykrycie jest trudne. Ruchy ciał niebieskich, takich jak galaktyki karłowate, mogą służyć do pomiaru całkowitej masy materii w objętości. W tym celu odejmuje się masę wykrytych świecących obiektów i otrzymuje szacunkową ilość ciemnej materii. Na podstawie tych danych naukowcy mogli wywnioskować, że ilość ciemnej materii w Drodze Mlecznej jest duża, bo około 1,6 biliona mas Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 listopada 2018

Wysokoenergetyczne promieniowanie gamma z układu podwójnego gwiazd

Nowe odkrycie naukowców może pretendować do tytułu najbardziej niezwykłego, ogromnej klasy obiektu astronomicznego: para masywnych neutronowych gwiazd podwójnych emitujących promieniowanie gamma o bardzo wysokiej energii (Very High Energy – VHE). Spośród stu miliardów gwiazd w naszej galaktyce, mniej niż dziesięć układów podwójnych emitujących promieniowanie gamma, a ten odkryty teraz jest drugim, w którym występuje gwiazda neutronowa. Emisja promieniowania została wykryta podczas zdarzenia, które nie powtórzy się do 2067 roku.


Gwiazda neutronowa to gęsta pozostałość po supernowej, wybuchowej śmierci gwiazdy, która rozpoczęła swoje życie z masą powyżej ośmiu Słońc. Mając masę Słońca ale średnicę zaledwie miasta, gwiazdy neutronowe są tak gęste, że większość ich materii na postać neutronów. Gwiazdy neutronowe szybko wirują i wytwarzają potężne pola magnetyczne, szybkie wiatry i wąskie wiązki, które przeczesują niebo niczym latarnia morska. Jeżeli Ziemia znajdzie się na drodze jednej z takich wiązek, astronomowie mogą wykryć promieniowanie jako regularne impulsy na falach radiowych oraz na innych długościach. Znanych jest kilka tysięcy takich „pulsarów”, rotujących z prędkościami od ponad tysięcy razy na sekundę do mniej niż raz na sekundę.

Powszechne jest, że masywne gwiazdy tworzą się w układach podwójnych, a zatem nie jest zaskakujące, że niektóre pulsary mają towarzysza, który przetrwał wybuchową śmierć partnera. Zarówno pulsar jak i jego towarzysz mogą mieć otaczające je dyski materii. Szybko rotujący pulsar i jego wiatr mogą w niektórych przypadkach uderzyć w dysk i wiatr gwiezdnego towarzysza, podczas gdy obaj zbliżają się okresowo do siebie. Energetyczne zderzenia mogą wytworzyć silne wstrząsy, które przyspieszają naładowane cząstki do energii wystarczająco wysokich, aby wytworzyć promieniowanie gamma o bardzo wysokiej energii (VHE), przyspieszając cząsteczki do niemal prędkości światła. Gdy światło rozprasza takie cząsteczki energetyczne, ono także robi się energetyczne, stając się fotonami gamma VHE, z których każdy może zgromadzić miliardy razy więcej energii, niż foton światła optycznego. Dokładne taktowanie impulsów radiowych pozwala astronomom wykorzystać te sygnały do wyprowadzania pewnych parametrów gwiazd i ich orbit. Chociaż istnieje wiele pulsarów, do tej pory większość wyjaśnień stanowiła spekulacja, z tylko jednym znanym przykładem układu podwójnego pulsarów wykazującego emisję promieniowania gamma VHE.

Międzynarodowy zespół astronomów rozpoczął intensywne śledzenie drugiego, prawdopodobnego układu podwójnego pulsara gamma VHE w 2016 roku. Znajdujący się w odległości około 5000 lat świetlnych w masywnym gwiezdnym żłobku, w kierunku konstelacji Łabędzia, pulsar został zidentyfikowany jako posiadający masywnego gwiezdnego towarzysza, który okrąża go co 50 lat po ekstremalnie eliptycznej orbicie. Astronomowie spodziewali się, że podczas ich najmniejszego zbliżenia znajdą się w odległości 1 jednostki astronomicznej od siebie, a z obliczeń wynika, że nastąpiło to 13 listopada 2017 roku.

Astronomowie CfA Wystan Benbow, Gareth Hughes i Michael Daniel przeprowadzili bezpośrednie działania VERITAS i umożliwili współpracownikom VERITAS uczestnictwo w programie do monitorowania zachowania tego dziwnego obiektu przed, po i w podczas oczekiwanego największego zbliżenia. VERITAS to zestaw czterech teleskopów optycznych o średnicy 12 metrów umieszczonych Fred Lawrence Whipple Observatory koło Tucson w Arizonie. VERITAS wykrywa promieniowanie gamma za pomocą promieniowania Czerenkowa, które powstaje, gdy promienie gamma są absorbowane w ziemskiej atmosferze. Współpracownicy VERITAS to około 80 naukowców z 20 instytucji w Stanach Zjednoczonych, Kanadzie, Niemczech i Irlandii. Do naukowców VERITAS dołączył zespół wykorzystujący dwa 17-metrowe teleskopy Czerenkowa – MARGE, znajdujące się w El Roque de Los Muchachos na wyspie La Palma w Hiszpanii. 

Ponieważ układ podwójny jest osadzony w większym, rozproszonym obszarze promieniowania gamma VHE, międzynarodowy zespół astronomów czekał z niecierpliwością na zdarzenie, aby zobaczyć, czy emisja promieniowania pojaśniała w pobliżu pulsara. 

Wstępne obserwacje w 2016 roku ujawniły słabą emisję promieniowania gamma, zgodną z wcześniejszymi wynikami. „Ta niska, stała emisja najprawdopodobniej pochodzi z mgławicy, która jest stale zasilana przez pulsar” – wyjaśnia dr Ralph Bird. Od września 2017 roku wyniki stały się znacznie bardziej ekscytujące. „Strumień promieniowania gamma, który zaobserwowaliśmy we wrześniu, był dwukrotnie wyższy od poprzedniej wartości” – mówi Tyler Williamson. Ale fajerwerki dopiero się zaczynały. „Podczas największego zbliżenia gwiazdy z pulsarem, w listopadzie 2017 r. strumień wzrósł dziesięciokrotnie w ciągu nocy.”

Próbując wyjaśnić nie tylko siłę promieniowania gamma, ale także jego stopniową zmienność, a następnie gwałtowny rozbłysk, zespół próbował dopasować do ich obserwacji niedawny model teoretyczny. Model zawiera najnowsze pomysły dotyczące pulsarów, środowiska dysku i wiatru układu podwójnego, natury zjonizowanej mgławicy wokół obiektu, widma emisji, i próbuje udoskonalić parametry orbitalne układu podwójnego. Nie udało się, więc naukowcy doszli do wniosku, że modele wymagają znacznej korekty w celu dopasowania obserwacji, w tym lepszej informacji o geometrii zbliżenia. Ponieważ informacje o strukturze dysków i wiatrów wokół pulsarów zależą od wielu różnych, ale kluczowych parametrów, takich jak siła pola magnetycznego i historia środowiska, ten obiekt – jeżeli uda się go z powrotem modelować – jest oferowany jako potencjalny Kamień Rosetta o narodzinach i ewolucji zwartych obiektów, a więc obejmuje wszystkie zwarte obiekty wytworzone z supernowych, pulsarów bez towarzyszy a nawet wiele układów podwójnych czarnych dziur. W nadchodzących latach naukowcy planują kontynuować monitorowanie tego i innych pulsarów, kontrolować egzotyczne zachowanie tych najbardziej niezwykłych i ekstremalnych obiektów kosmicznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 listopada 2018

Kosmiczne kolizje: SOFIA odkrywa zagadkowe tworzenie się gromad gwiazd

Słońce, podobnie jak wszystkie gwiazdy, urodziło się w olbrzymim, zimnym obłoku molekularnego gazu i pyłu. Mogło mieć dziesiątki a nawet setki gwiezdnego rodzeństwa – gromadę gwiazd – ale ci wcześni towarzysze są teraz rozproszeni po całej Drodze Mlecznej. Chociaż pozostałości tego zdarzenia kreacji już dawno się rozproszyły, proces narodzin gwiazd trwa nadal w naszej galaktyce i poza nią. Gromady gwiazd powstają w sercach ciemnych dla światła widzialnego obłoków, gdzie wczesne fazy formowania się były ukryte. Ale te zimne obłoki pyłowe świecą jasno w podczerwieni, więc teleskopy, takie jak SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) mogą zacząć ujawniać te długowieczne tajemnice.  


Według tradycyjnych modeli za powstawanie gwiazd i gromad gwiazd może być odpowiedzialna wyłącznie siła grawitacji. Najnowsze obserwacje sugerują, że pola magnetyczne i turbulencje również są w to zaangażowane, a nawet mogą dominować w procesie tworzenia. Ale co wywołuje zdarzenia prowadzące do powstawania gromad gwiazd?

Astronomowie wykorzystujący instrument SOFIA, GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies), znaleźli nowe dowody na to, że gromady gwiazd powstają w wyniku kolizji między olbrzymimi obłokami molekularnymi.

Naukowcy badali rozmieszczenie i ruch zjonizowanego węgla wokół obłoku molekularnego, w którym mogą tworzyć się gwiazdy. Wydaje się, że występują dwa odrębne składniki zderzającego się gazu molekularnego, każdy o prędkości ponad 30 000 km/h. Rozkład i prędkości molekularnych i zjonizowanych gazów są zgodne z symulacjami zderzeń obłoków, które wskazują, że gromady gwiazd tworzą się, gdy gaz jest sprężany w fali uderzeniowej powstałej w wyniku zderzenia się obłoków.

W czasie, gdy nie ma jeszcze naukowej zgody co do mechanizmu odpowiedzialnego za napędzanie tworzenia się gromad gwiazd, obserwacje SOFIA pomogły naukowcom zrobić ważny krok w kierunku rozwikłania tej zagadki. Ta dziedzina badań pozostaje aktywna, a dane dostarczają istotnych dowodów na korzyść modelu kolizji. Naukowcy oczekują, że przyszłe obserwacje sprawdzą ten scenariusz, aby ustalić, czy proces zderzenia się obłoków jest unikalny dla tego regionu, bardziej rozpowszechniony czy nawet jest to uniwersalny mechanizm tworzenia się gromad gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 listopada 2018

Fontanna zimnego gazu molekularnego pompowanego przez czarną dziurę

Większość galaktyk znajduje się w gromadach liczących od kilku do tysięcy obiektów. Na przykład Droga Mleczna należy do Grupy Lokalnej, gromady składającej się z około pięćdziesięciu galaktyk, z których inny członek – gromada Andromedy – znajduje się w odległości około 2,3 mln lat świetlnych od nas. Gromady są najbardziej masywnymi we Wszechświecie obiektami związanymi grawitacyjnie, z mniejszymi strukturami rozwijającymi się najpierw i ciemną materią odgrywającą ważną rolę. Sposób, w jaki wzrastają i ewoluują zależy jednak od kilku konkurencyjnych procesów fizycznych, w tym zachowania gorącego gazu wewnątrz gromady.


Galaktyka Abell 2597 leży blisko centrum gromady, około miliarda lat świetlnych stąd, w środku gorącej mgławicy. Astronomowie od dawna sądzili, że materia międzygalaktyczna, taka, jak plazma wokół Abell 2597, może opaść na galaktyki, ochłodzić się i dostarczyć świeżej materii do formowania się gwiazd w galaktyce. Odkryli także odwrotną działalność: centralne supermasywne czarne dziury w galaktykach wyrzucają strumienie materii z powrotem do gorącego ośrodka wewnątrz gromady. Astronomowie CfA Grant Tremblay, Paul Nulsen, Esra Bulbul, Laurence David, Bill Forman, Christine Jones, Ralph Kraft, Scott Randall oraz John ZuHone poprowadzili duży zespół naukowców badający zachowanie gorącego gazu i tej odwrotnej działalności w Abell 2597, wykorzystując szeroki zakres obserwacji, w tym nowe i archiwalne obserwacje na falach milimetrowych z ALMA, spektroskopii optycznej oraz głębokie obrazy z obserwatorium rentgenowskiego Chandra.

Czułe zestawy danych umożliwiły naukowcom badanie termodynamicznego charakteru i ruchów gorącego gazu (w tym strumieni napływu i wypływu), zimnych, gwiazdotwórczych obłoków pyłowych w galaktyce oraz względnego przestrzennego układu wszystkich tych składników. Znajdują one szczegółowe wsparcie dla modeli, w tym zarówno napływu gorącej materii do galaktyki, jak i późniejszego jej przekształcania się w nowe gwiazdy oraz wypływ gazu napędzanego przez dżety z centralnej supermasywnej czarnej dziury. Pokazują one, że ciepła i zimna materia faktycznie znajdują się razem w tej galaktyce (chociaż mają różne gęstości), a chmury zimnego gazu prawdopodobnie zasilają czarną dziurę i najwyraźniej łączą się z potężnymi strumieniami wyrzucanymi z jądra. Rezultat jest taki, że molekularna i zjonizowana mgławica w sercu Abell 2597 jest tym, co zespół nazywa „fontanną” w galaktycznej skali: zimny gaz wpływa do rezerwuaru utworzonego przez obecność czarnej dziury w centrum, co wytwarza potężne strumienie wypływające, które z kolei później ochładzają się i opadają. Ponieważ wypływająca materia nie porusza się wystarczająco szybko, aby uciec przed grawitacją galaktyki, naukowcy wnioskują, że ta dramatyczna fontanna galaktyczna wydaje się być długowieczna. Może to być również powszechne zjawisko w tych masywnych skupiskach, pomagające wyjaśnić kosmiczną ewolucję galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 listopada 2018

Astronomowie świadkami starcia Dawida z Goliatem pomiędzy galaktykami

Astronomowie byli świadkami w najdrobniejszych jak dotąd szczegółach brutalnej walki, pomiędzy Dawidem i Goliatem – dwiema sąsiednimi galaktykami, które odrywają od siebie fragmenty i rzucają je do gazowego Strumienia Magellana, kosmicznej rzeki krwi otaczającej Drogę Mleczną.


Nowe badanie prowadzone przez Australian National University prześledziło gwałtowne starcie pomiędzy Wielkim i Małym Obłokiem Magellana - galaktykami karłowatymi na obrzeżach Drogi Mlecznej, które widać nieuzbrojonym okiem z półkuli południowej.

Główny badacz, dr Dougal Mackey z ANU powiedział, że zespół stworzył mapę gwiazd na krawędziach Obłoków za pomocą Dark Energy Camera, kamery znajdującej się na 4-metrowym teleskopie Blanco w Chile i pokazał, że Obłoki wielokrotnie oddziaływały na siebie nawzajem przez ponad miliardy lat.

Rozkład gwiazd w Małym Obłoku Magellana, będących w różnym wieku, wskazuje na możliwe nieprzyjemne spotkania z Wielkim Obłokiem Magellana, sięgające miliardów lat.

Dr Mackey stwierdził, że wyniki dostarczyły dalszych dowodów na to, że nieprzyjemne i ciągłe konflikty między obydwoma Obłokami stworzyły Strumień Magellana. Obłoki ostatecznie zostaną pochłonięte przez Drogę Mleczną, ale astronomowie chcieli wiedzieć, ile czasu minęło i jaki wpływ będą miały przed ostatecznym unicestwieniem.

Astronomowie odkryli także, w najdrobniejszych jak dotąd szczegółach, młode gwiazdy formujące się w Strumieniu Magellana pomiędzy Obłokami – ta część Strumienia nazwana jest Mostem Magellana.

Zespół odkrył także nieznaną wcześniej małą galaktykę, nazwaną Hydrus I, siedzącą pomiędzy dwoma Obłokami.

Galaktyka ta była częścią klasy znanej jako skrajnie lekkie karły, których istnienie odkryto dopiero około 10 lat temu. Są to galaktyki karłowate o wyjątkowo niskiej jasności, jednak wciąż posiadające dużo ciemnej materii.

Istnieje szeroka naukowa zgodność, że ciemna materia – materia, której naukowcy nie widzą – jest szeroko obecna we Wszechświecie i pomaga wyjaśnić, w jaki sposób galaktyki trzymają się razem a nie rozpadają się podczas wirowania.

Opracowanie: 
Agnieszka Nowak

Źródło:


9 listopada 2018

Starzenie się stada gwiazd w gromadzie Dzika Kaczka

Czy gromady gwiazd zawierają wiele pokoleń gwiazd czy tylko jedno? Naukowcy od dawna szukają odpowiedzi na to pytanie a dzięki teleskopowi MMT Uniwersytetu Arizona, znaleźli ją w gromadzie Dzika Kaczka, gdzie gwiazdy wirują z różnymi prędkościami, ukrywając swój wiek.


Astronomowie od dawna wierzyli, że wiele gromad otwartych składa się z pojedynczego pokolenia gwiazd, ponieważ gwiazdy raz powstały, a ich promieniowanie rozdmuchuje pobliską materię potrzebną do tworzenia nowych gwiazd. Ale w gromadzie Dzika Kaczka – znanej także jako M11 – gwiazdy o tej samej jasności pojawiają się w różnych barwach, co sugeruje, że są w różnym wieku. O ile naukowcy nie przegapili ważnych wskazówek dotyczących ewolucji gwiazd, musiało być inne wyjaśnienie rozpowszechniania kolorów w tym zgromadzeniu około 2900 gwiazd.

Beomdu Lim z Kyung Hee University kierował międzynarodowym zespołem astronomów, którzy korzystali z teleskopu MMT, w celu zbadania tej gromady. W badaniu opublikowanym w Nature Astronomy, zespół odkrył, że to nie wiek gwiazd powoduje, że wyglądają, jakby miały różną barwę a ich rotacja.

Gromady otwarte zawierają tysiące gwiazd, którym astronomowie postawili hipotezy powstania z tych samych olbrzymich obłoków gazu. Gwiazdy te mają różne rozmiary, począwszy od krótko żyjących niebieskich olbrzymów, dziesiątki razy masywniejszych od Słońca,  po długowieczne, małomasywne karły, które przez 10 mld lat lub dłużej będą spalać paliwo w swoich jądrach. Jasność i barwa każdej gwiazdy zmienia się z wraz ze starzeniem się, co pozwala astronomom ocenić ich wiek.

Astronomowie przedstawiają jasność i barwę gwiazd na ukośnej linii – od jasnych, niebieskich i masywnych na górze linii, aż do słabych, czerwonych i mniej masywnych na dole – nazywanej ciągiem głównym.

Punkt zwrotny – punkt, w którym gwiazda starzeje się i schodzi z ciągu głównego – jest używany do określenia wieku gromad w oparciu o znaną oczekiwaną długość życia każdej gwiazdy. Jeżeli gwiazdy opuszczają ciąg główny w tym samym punkcie, to są one w tym samym wieku.  

W gromadzie Dzika Kaczka gwiazdy skręcają z przekątnej w różnych punktach. Nie wydaje się to intuicyjne, ponieważ uważa się, że gwiazdy w gromadzie otwartej, takiej jak M11, należą do tej samej generacji.

Lim i jego zespół postanowili odkryć, jakie właściwości gwiazd mogą potencjalnie wyjaśnić ten wzorzec.

Skierowali teleskop MMT w stronę gromady, aby zbadać widmo gwiazd używając instrumentu Hectochelle działającego jak pryzmat i rozszczepia światło gwiazdy na składniki, które astronomowie nazywają widmami. Widma są jak kody kreskowe, a każda linia identyfikuje inną substancję chemiczną w gwieździe.

Hectochelle może uchwycić szczegółowe widma wielu gwiazd jednocześnie, dzięki czemu jest idealnym narzędziem do obserwacji gromad, takich jak Dzika Kaczka, która składa się z tysięcy gwiazd.

Gdy gwiazda rotuje, jedna strona porusza się w stronę Ziemi a druga oddala. Połowa gwiazdy obracająca się w stronę Ziemi emituje światło o długościach fal, które wydają się spłaszczone, przez co barwa wydaje się bardziej niebieska niż byłaby, gdyby gwiazda się nie poruszała. Ta połowa, która oddala się od Ziemi powoduje, że fala wygląda na rozciągniętą, przez co barwa gwiazdy wydaje się czerwona. To zgniatanie i rozciąganie powoduje, że linie widmowe rozprzestrzeniają się na różnych długościach fali zamiast zbijać się w jedną.

Jak się okazało, gwiazdy w gromadzie Dzikiej Kaczki mają rozproszone widmo nie ze względu na różny wiek, ale z powodu różnych okresów rotacji.

Widma wskazywały również, że gwiazdy rotują z różną prędkością. Lim i jego zespół przeprowadził symulacje komputerowe, aby dowiedzieć się, jak szybko rotuje każda gwiazda.

Im gwiazda szybciej rotuje, tym lepiej miesza wodór w swoim jądrze. Im więcej wodoru otrzymuje rdzeń, tym dłużej gwiazda żyje, co powoduje, że staje się ona bardziej czerwona, niż młodsze rodzeństwo.

Gwiazdy w gromadzie ukazują się w różnych barwach, ponieważ obłok, z którego się urodziły, wprawia je w ruch, co mogłoby przedłużyć życie niektórych z nich.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 listopada 2018

Astronomowie odnajdują pary czarnych dziur w łączących się galaktykach

Po raz pierwszy zespół astronomów zaobserwował kilka par galaktyk w końcowych etapach łączenia się w pojedyncze, większe galaktyki. Patrząc przez grube zasłony gazu i pyłu otaczające jądra łączących się galaktyk, zespół badaczy uchwycił pary supermasywnych czarnych dziur – z których kiedyś każda znajdowała się w centrum jednej z dwóch mniejszych galaktyk – zbliżające się do siebie, zanim połączą się w jedną, olbrzymią czarną dziurę.


Prowadzony przez Michaela Kossa zespół zbadał setki pobliskich galaktyk, korzystając ze zdjęć z Obserwatorium Kecka znajdującego się na Hawajach oraz z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Obserwacje z HST reprezentują 20-letni zbiór archiwum teleskopu.

Obrazy o wysokiej rozdzielczości dają bliższe spojrzenie na zjawiska, które według astronomów były częstsze we wczesnym Wszechświecie, gdy zderzenia między galaktykami następowały częściej. Kiedy czarne dziury wreszcie się zderzą, zaczną wyzwalać potężną energię w postaci fal grawitacyjnych – zmarszczek w czasoprzestrzeni, ostatnio wykrytych po raz pierwszy przez detektory LIGO.

Obrazy zwiastują także to, co może się wydarzyć za kilka miliardów lat, kiedy nasza Droga Mleczna połączy się z sąsiednią galaktyką Andromedy. Obie galaktyki posiadają w swoich jądrach supermasywne czarne dziury, które ostatecznie zderzą się i połączą w jedną większą czarną dziurę.

Zespół został zainspirowany zdjęciami z Hubble’a dwóch oddziałujących ze sobą galaktyk, nazwanych NGC 6240, które później służyły jako prototyp do badań. Najpierw zespół wyszukał aktywne czarne dziury, przekopując się przez dane rentgenowskie z 10 lat obserwacji wykonanych przez Burst Alert Telescope (BAT) znajdującym się na pokładzie obserwatorium Swift.

Zaletą BAT Swift jest to, że obserwuje on wysokoenergetyczne, „twarde” promieniowanie X. Promienie te przenikają przez gęste chmury pyłu i gazu otaczające  aktywne galaktyki, pozwalając BAT widzieć rzeczy, które są niewidoczne na innych długościach fali.

Następnie naukowcy przeczesali archiwum Hubble’a, skupiając się na łączących się galaktykach, które zauważyli w danych rentgenowskich. Potem użyli super ostrego widzenia w bliskiej podczerwieni teleskopu Kecka, aby zaobserwować większą próbkę czarnych dziur wytwarzających promieniowanie rentgenowskie, które nie zostały znalezione w archiwum Hubble’a.

Zespół skupił się na galaktykach zlokalizowanych w odległości średnio 330 mln lat świetlnych od nas – stosunkowo blisko jak na kosmiczne odległości. Wiele galaktyk jest podobnych do Drogi Mlecznej i Andromedy. W sumie zespół przeanalizował 96 galaktyk zakonserwowanych przy użyciu teleskopu Kecka oraz 385 z archiwum Hubble’a.

Ich wyniki sugerują, że ponad 17% galaktyk zawiera parę czarnych dziur w swoim centrum, które są zamknięte w późnych stadiach orbitowania coraz bliżej wokół siebie, zanim połączą się w jedną, niezwykle masywną czarną dziurę. Naukowcy byli zaskoczeni, że znaleźli tak duży odłam późnych etapów fuzji, ponieważ symulacje sugerują, że większość par czarnych dziur spędza bardzo mało czasu w tej fazie.

Aby sprawdzić te wyniki, naukowcy porównali badane galaktyki z grupą kontrolną 176 innych galaktyk z archiwum Hubble’a, które nie posiadają aktywnie rosnących czarnych dziur. W tej grupie tylko około 1% badanych galaktyk podejrzewano o posiadanie pary czarnych dziur w późnych etapach łączenia się.

Ten ostatni krok pomógł badaczom potwierdzić, że świecące jądra galaktyk odkryte w spisie oddziałujących z pyłem galaktyk są rzeczywiście sygnaturą par szybko rosnących czarnych dziur zmierzających do zderzenia. Według naukowców odkrycie to jest zgodne z przewidywaniami teoretycznymi, ale do tej pory nie zostało zweryfikowane przez bezpośrednie obserwacje.

Nie jest łatwo znaleźć jądra galaktyczne tak blisko siebie. Większość wcześniejszych obserwacji łączenia się galaktyk uchwytywało scalające się czarne dziury na wczesnych etapach, kiedy znajdowały się 10 razy dalej od siebie. Późny etap procesu łączenia jest tak nieuchwytny, ponieważ galaktyki wchodzące w interakcje są otoczone gęstym pyłem i gazem, co wymaga obserwacji na bardzo wysokich rozdzielczościach, które mogą przechodzić przez chmury i lokalizować dwa łączące się jądra.

Przyszłe teleskopy na podczerwień, takie jak długo wyczekiwany Teleskop Jamesa Webba (JWST), którego start planowany jest na 2021 r. zapewnią lepszy wgląd w połączenia w zapylonych, silnie zasłoniętych galaktykach. JWST powinien również być w stanie mierzyć masy, szybkość wzrostu i inne parametry dla każdej czarnej dziury z bliskiej pary.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Maryland

Urania

6 listopada 2018

Odkryto najstarszą gwiazdę we Wszechświecie

Astronomowie odkryli coś, co może być jedną z najstarszych gwiazd Wszechświata, ciało prawie w całości stworzone z materii wyplutej z Wielkiego Wybuchu.


Odkrycie tej gwiazdy, której wiek szacowany jest na 13,5 mld lat oznacza, że prawdopodobnie istnieje więcej gwiazd o bardzo niskiej masie i bardzo niskiej zawartości metalu – być może nawet niektóre z nich są pierwszymi gwiazdami Wszechświata.

Gwiazda ta jest niezwykła, ponieważ w przeciwieństwie do innych gwiazd o bardzo niskiej zawartości metalu, jest częścią „cienkiego dysku” Drogi Mlecznej – części Galaktyki, w której znajduje się nasze Słońce.

A ponieważ gwiazda ta jest tak stara, naukowcy twierdzą, że jest możliwe, że nasze galaktyczne sąsiedztwo jest co najmniej 3 mld lat starsze, niż wcześniej sądzono.

Pierwsze gwiazdy po Wielkim Wybuchu składałby się w całości z pierwiastków, takich jak wodór, hel i niewielka ilość litu. Następnie gwiazdy te wytworzyły w swoich jądrach pierwiastki cięższe od helu i rozsiały je po Wszechświecie podczas eksplozji w postaci supernowej.

Nowo odkryty układ gwiazd okrąża Drogę Mleczną po orbicie kołowej, która niczym orbita Słońca nigdy nie oddala się zbytnio od płaszczyzny Galaktyki. Z drugiej strony, większość skrajnie ubogich w metale gwiazd ma orbity, które przenoszą je przez Galaktykę i z dala od jej płaszczyzny.

Następna generacja gwiazd utworzyła się z obłoków materii splecionych z tymi metalami. Metaliczność gwiazd we Wszechświecie wzrasta w cyklach ich narodzin i śmierci.

Odkryta niedawno gwiazda o niskiej metaliczności wskazuje, że w kosmicznym drzewie genealogicznym może to być zaledwie jedno pokolenie pochodzące z Wielkiego Wybuchu. Rzeczywiście, to nowa gwiezdna rekordzistka z najmniejszą ilością ciężkich pierwiastków – ma mniej więcej taką samą zawartość pierwiastków ciężkich, jak Merkury. W przeciwieństwie do niej, Słońce ma tysiące pokoleń i zawartość ciężkich pierwiastków równą 14 Jowiszom.

Astronomowie odkryli około 30 pradawnych gwiazd „skrajnie ubogich w metale” o masie zbliżonej do Słońca. Gwiazda odkryta przez zespół Kevina Schlaufmana ma zaledwie 14% masy Słońca.

Gwiazda jest częścią układu podwójnego. Zespół odkrył maleńką, prawie niewidoczną, słabą gwiazdę po tym, jak inna grupa odkryła tę jaśniejszą (główną) w układzie. Zespół ten zmierzył skład głównej gwiazdy, badając  wysokiej rozdzielczości widmo światła. Badając obecność lub brak ciemnych linii w widmie gwiazdy, astronomowie mogą identyfikować zawarte w niej pierwiastki, takie jak węgiel, tlen, wodór, żelazo i inne. W tym przypadku gwiazda miała wyjątkowo niską metaliczność. Astronomowie ci zaobserwowali także niezwykłe zachowania w tym układzie, które sugerowało obecność gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Schlaufman i jego zespół stwierdzili, że to nieprawda i dzięki temu odkryli znacznie mniejszą towarzyszkę obserwowanej gwiazdy.

Obecność mniejszego gwiezdnego towarzysza okazała się wielkim odkryciem. Zespół Schlaufmana był w stanie wywnioskować jego masę, badając lekkie „chybotanie” gwiazdy głównej, gdy przyciągała ją grawitacja tej małej.

Jeszcze w późnych latach dziewięćdziesiątych astronomowie uważali, że w najwcześniejszych stadiach Wszechświata mogły powstać tylko masywne gwiazdy, i że nie można ich już obserwować, bo wypaliły swoje paliwo i  bardzo szybko umarły.

Ale kiedy symulacje astronomiczne stały się bardziej zaawansowane, zaczęli sugerować, że w pewnych sytuacjach może ciągle istnieć gwiazda z tego okresu o szczególnie niskiej masie, nawet 13 mld lat po Wielkim Wybuchu. W przeciwieństwie do olbrzymich gwiazd, te o niskiej masie mogą żyć przez długi czas. 

Odkrycie tej nowej gwiazdy o niskiej metaliczności, nazwanej 2MASS J18082002–5104378 B, otwiera nowe możliwości obserwacji nawet starszych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 listopada 2018

Laser, który może zwrócić uwagę pozaziemskich astronomów

Jeżeli gdzieś w naszej galaktyce istnieje obca inteligencja, to, jak sugeruje badanie MIT, technologia laserowa Ziemi w zasadzie mogłaby zostać ukształtowana w coś przypominającego planetarne światełko z werandy – latarnię wystarczająco silną, by przyciągnąć uwagę z odległości nawet 20 000 lat świetlnych.


Odkrycie sugeruje, że jeżeli wysokoenergetyczny laser o mocy 1-2 megawatów zostałby skupiony przez ogromny 30-45-metrowy teleskop i skierowany w przestrzeń kosmiczną, wytwarzałby wiązkę promieniowania podczerwonego wystarczająco silną, aby wyróżnić się na tle energii Słońca.

Sygnał taki mógłby być wykryty przez obcych astronomów wykonujących pobieżny przegląd naszej części Drogi Mlecznej – szczególnie, jeżeli astronomowie żyją w pobliskich układach, np. przy najbliższej Ziemi gwieździe – Proximie Centauri lub TRAPPIST-1, gwieździe odległej o około 40 lat świetlnych od nas, wokół której krąży 7 egzoplanet a trzy spośród nich potencjalnie nadają się do zamieszkania. Zgodnie z badaniem, jeżeli sygnał zostanie wykryty z któregoś z tych pobliskich układów, ten sam megawatowy laser może zostać użyty do wysłania krótkiego komunikatu w postaci impulsów podobnych do kodu Morse’a.

Mniemanie o przyciągnięciu obcych taką radiolatarnią może wydawać się naciągane, ale James Clark, autor pracy twierdzi, że wyczyn ten może zostać zrealizowany dzięki połączeniu technologii, które istnieją obecnie z tymi, które mogą zostać opracowane w najbliższym czasie.

„To byłby trudny projekt, ale nie niemożliwy. Lasery i teleskopy, które budujemy dzisiaj, mogą utworzyć wykrywalny sygnał, tak aby astronom mógł spojrzeć na naszą gwiazdę i od razu dostrzec coś niezwykłego w jej spektrum. Nie wiem, czy inteligentne stworzenia wokół Słońca byłyby pierwszym, co przyszło by im na myśl, ale z pewnością przyciągnęłyby dalszą uwagę.” – mówi Clark.

Clark rozpoczął od prostego projektu koncepcyjnego obejmującego duży laser na podczerwień i teleskop, dzięki któremu można jeszcze bardziej skupić intensywność lasera. Jego celem było wytworzenie sygnału podczerwonego, który byłby co najmniej 10 razy silniejszy, niż naturalne wahania promieniowania podczerwonego Słońca. Wg. niego taki intensywny sygnał wystarczyłby, aby odróżniać się od sygnału podczerwonego Słońca, w jakimkolwiek „pobieżnym badaniu przez pozaziemską inteligencję”.

Analizował on kombinacje laserów i teleskopów o różnej mocy i rozmiarze, i odkrył, że 2-megawatowy laser, kierowany przez 30-metrowy teleskop, może wytworzyć sygnał wystarczająco silny, by był łatwy do wykrycia przez astronomów z Proxima Centauri b, planety, która krąży wokół naszej najbliższej gwiazdy znajdującej się 4 lata świetlne stąd. Podobnie, 1-megawatowy laser, kierowany przez 45-metrowy teleskop, dałby wyraźny sygnał w każdym przeglądzie przeprowadzonym przez astronomów w układzie planetarnym TRAPPIST-1, odległym o 40 lat świetlnych od nas. Wygląda na to, że obydwa układy mogą wytworzyć ogólnie wykrywalny sygnał na odległości do 20 000 lat świetlnych.

Obydwa scenariusze wymagałyby technologii laserowej i teleskopowej, która została już opracowana lub znajduje się w realnym zasięgu. Na przykład Clark obliczył, że wymagana moc lasera wynosząca od 1 do 2 megawatów jest równoważna mocy lasera lotniczego Air Force, obecnie nieistniejącego megawatowego lasera, który miał latać na pokładzie wojskowego odrzutowca w celu wystrzeliwania pocisków balistycznych z nieba. Stwierdził także, że choć 30-metrowy teleskop znacząco przyćmiewa obecnie istniejące obserwatoria na Ziemi, to w najbliższej przyszłości planowane jest zbudowanie takich potężnych teleskopów, w tym 24-metrowego Olbrzymiego Teleskopu Magellana i 39-metrowego Ekstremalnie Dużego Teleskopu, które obecnie są budowane w Chile.

Clark wyobraża sobie, że podobnie jak te potężne obserwatoria, na szczycie góry powinna być zbudowana laserowa radiolatarnia, aby zminimalizować ilość atmosfery, którą laser musiałby przeniknąć, zanim wyleci w kosmos.

Po ustaleniu, że planetarna radiolatarnia nawigacyjna jest technicznie możliwa do wykonania, Clark odwrócił problem i sprawdził, czy dzisiejsze techniki obrazowania będą w stanie wykryć taki nadajnik podczerwieni, jeżeli zostałby wytworzony przez astronomów w innych miejscach w Galaktyce.

Clark ma nadzieję, że badanie zachęci do opracowania technik obrazowania w podczerwieni, nie tylko po to, by wykryć jakiekolwiek laserowe sygnały, które mogą być wytwarzane przez obcych astronomów, ale także by zidentyfikować gazy w atmosferze odległej planety, które mogą być oznakami życia.

„Przy obecnych metodach i instrumentach badawczych jest mało prawdopodobne, że będziemy mieli szczęście sfotografować błyski radiolatarni, zakładając, że istoty pozaziemskie istnieją, i je emitują. Ponieważ jednak widmo podczerwone planet pozasłonecznych jest badane pod kątem śladów gazów, które wskazują na zdolność do życia, a przeglądy całego nieba osiągają większy zasięg i stają się szybsze, możemy być bardziej pewni, że jeżeli E.T. zadzwoni, my to wykryjemy.” – mówi Clark.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Urania

4 listopada 2018

Dane z misji Kepler będą nadal publicznie dostępne

Statek kosmiczny Kepler wystartował w 2009 roku aby szukać egzoplanety krążące wokół odległych gwiazd. Od tego czasu astronomowie wykorzystali obserwacje Keplera, aby odkryć 2818 potwierdzonych egzoplanet, a także 2667 egzoplanet, które wymagają dalszego potwierdzenia. Kepler skupił się na gwiazdach w pobliżu konstelacji Łabędzia i ujawnił, między innymi, że małe planety są powszechne w naszej galaktyce.


Misja Kepler zakończyła swoje główne misje – polowanie na planety oraz kontynuowanie misji K2 – i zostanie wycofana z eksploatacji (piszemy o tym tutaj http://www.urania.edu.pl/wiadomosci/koniec-misji-kosmicznego-teleskopu-keplera-4771.html). Jednak wszystkie dane Keplera były i nadal będą dostępne w Space Telescope Science Institute (STScI) dzięki Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST), gdzie pozwolą astronomom kontynuować doskonalenie naszego zrozumienia Wszechświata.

Po czteroletniej misji głównej, statek kosmiczny został ponownie wykorzystany do obserwacji gwiazd w pobliżu gwiazdozbiorów zodiakalnych. Ta druga faza programu naukowego Keplera nazywała się K2. Podczas misji K2, sonda Kepler kontynuowała gromadzenie danych niezbędnych do polowania na egzoplanety i umożliwiła naukowcom badanie innych zagadnień astrofizycznych. Kepler obserwował supernowe, gromady gwiazd takie, jak Plejady i wiele obiektów w naszym Układzie Słonecznym, w tym Neptuna, Urana i Plutona.

Po zakończeniu fazy zbierania danych Keplera, Mikulski Archive for Space Telescopes będzie nadal udostępniać dożywotnio wszystkie dane z obserwatorium. Dane te umożliwią nowe odkrycia naukowe przez wiele lat, ponieważ naukowcy w pełni je przeanalizują i uzupełnią dodatkowymi obserwacjami.

Wszystkie dane z czterech lat głównej misji Kepler oraz czterech lat misji K2 są publicznie dostępne do pobrania na MAST. Oprócz danych dotyczących misji, archiwum udostępnia dostarczane przez społeczność produkty danych, które zapewniają lepszą analizę danych, niezbędnych do niektórych analiz astrofizycznych czy ulepszonych pomiarów gwiazd obserwowanych przez Keplera. Wszystkie dane są dostępne za pośrednictwem portalu MAST (https://mast.stsci.edu) a także interfejsu skupiającego się na egzoplanetach (https://exo.mast.stsci.edu/).

Patrząc w przyszłość, MAST jest domem dla danych z następnego wielkiego obserwatorium łowiącego egzoplanety – Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). TESS rozpoczął właśnie badanie prawie całego nocnego nieba, szukając planet pozasłonecznych okrążających niektóre z najjaśniejszych i najbliższych gwiazd. Jako astronomiczne przekazanie pałeczki, w ostatnim miesiącu misji Kepler, zarówno TESS, jak i Kepler obserwowały jednocześnie ponad sto tych samych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 listopada 2018

Tworzenie pyłu w ewoluujących układach egzoplanetarnych


Zmienność gwiazd dawno pozwoliła spojrzeć na ich fizyczne właściwości. Na przykład gwiazda Mira (Omikron Ceti), została tak nazwana w 1596 roku przez holenderskich astronomów, którzy byli zdumieni jej cudownym pojaśnianiem z powodu tego, o czym dzisiaj wiemy, że jest okresową zmianą jej wielkości i temperatury. O wiele mniej dynamiczna zmienność może być również uzyskana, gdy gwiazda posiada dysk pyłowy, który czasem blokuje część światła, gdy jest ona obserwowana z Ziemi. Mniejsze i słabsze gwiazdy są zwykle niedostępne do badań nad ich zmiennością, ale czasem ich dyski (jeżeli takowe posiadają) mogą generować wystarczającą ilość gruzu, aby wpłynąć na wykrywalne zmiany w świetle gwiazd. Dla astronomów zainteresowanych tym, jak z dysków pyłowych wokół gwiazd wszystkich typów powstały planety, te mniejsze układy mogą potencjalnie ograniczać większy obraz powstawania planet i ewolucji, zwłaszcza jeżeli sygnalizują one jakieś dramatyczne zdarzenia lub ważną fazę ewolucji, taką jak faza Wielkiego Bombardowania w początkowej historii Układu Słonecznego. Niektóre zmiany w dyskach egzoplanetarnych zostały już zauważone. Dzięki zmienności w widmie optycznym i ultrafioletowym gwiazd oraz nieregularnemu pociemnianiu światła gwiazd, wiadomo na przykład, że komety występują w garstce układów egzoplanetarnych.

Biały karzeł jest ewolucyjnym produktem końcowym gwiazd takich, jak Słońce, które za kolejne 7 mld lat nie będzie w stanie podtrzymywać spalania paliwa jądrowego. Zmniejszy się do ułamka swojego promienia, mając masę połowy tej, jaką ma obecnie i stanie się białym karłem. Obiekty takie są powszechne, a najmniejszy z nich jest towarzyszem najjaśniejszej gwiazdy nocnego nieba – Syriusza. Astronom CfA, Scott Kenyon, był częścią zespołu, który badał białego karła GD56 przez 11,2 roku i zaobserwował, że wzrost i spadek jego blasku o około 20% zgadza się z wytwarzaniem pyłu lub zmniejszeniem jego dysku. Zespół wykorzystał kamerę IRAC na teleskopie Spitzera, misję WISE oraz obserwacje z naziemnych teleskopów UKIRT i Keck, aby scharakteryzować te wahania. Okazało się, że nie wykazuje on zmiany barwy, co oznacza, że cały pył został zniszczony albo utworzony w tej samej temperaturze, w związku z czym prawdopodobnie znajduje się w tej samej odległości od gwiazdy. Naukowcy stawiają hipotezę, że przyciąganie grawitacyjne lub szlifowanie zderzeniowe pomiędzy cząsteczkami w dysku jest odpowiedzialne kolejno za zmniejszenie lub zwiększenie w obszarze dysku pyłowego, a zatem i w zmieniającym się pociemnieniu. Tego typu aktywność dysku jest powszechna wśród dysków wokół młodych gwiazd, jednak nie spodziewano się tego przy starszych gwiazdach, takich jak ten biały karzeł. Autorzy podsumowują, zauważając, że aktywne przetwarzanie pyłu, takiego jak występujące tutaj, może spowodować, że materia opadnie na gwiazdę i zostanie wykryta w zwiększonych ilościach pierwiastków w widmach gwiazdowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

2 listopada 2018

Astronomowie odkryli olbrzyma, który kształtował wczesne dni Drogi Mlecznej

Około 10 mld lat temu Droga Mleczna połączyła się z dużą galaktyką. Gwiazdy tego partnera, nazwanego Gaia-Enceladus, stanowią większość halo Galaktyki oraz ukształtowały gruby dysk, nadając mu wybrzuszoną formę.


Duże galaktyki, takie jak nasza Droga Mleczna, są wynikiem połączenia się mniejszych galaktyk. Pytanie brzmi: czy galaktyka taka jak Droga Mleczna, jest wytworem wielu małych połączeń czy kilku dużych? Profesor astronomii z Uniwersytetu w Groningen, Amina Helmi, większość swojej kariery spędziła szukając w Drodze Mlecznej „skamielin”, które mogą dać wskazówki dotyczące jej ewolucji. Wykorzystała skład chemiczny, położenie i trajektorie gwiazd w halo, aby wywnioskować ich historię, a tym samym zidentyfikować zderzenia, które stworzyły wczesną Drogę Mleczną.

Ostatni, drugi zestaw danych z satelity Gaia, z kwietnia ubiegłego roku dostarczył profesor Helmi danych o około 1,7 mld gwiazd. Helmi jest zaangażowana w rozwój misji Gaia od około 20 lat i była częścią zespołu ds. Walidacji danych z drugiego zestawu danych z misji. Teraz wykorzystała te dane, aby szukać śladów zderzeń w halo. „Spodziewaliśmy się gwiazd z połączenia w halo galaktycznym. Nie spodziewaliśmy się natomiast, że większość tych gwiazd ma wspólne pochodzenie z jednego bardzo dużego zderzenia.”

Tak naprawdę znalazła. Sygnatura chemiczna wielu gwiazd halo wyraźnie różni się od „rodzimych” gwiazd Drogi Mlecznej. „I są one dość jednorodną grupą, co wskazuje, że mają wspólne pochodzenie.” Przez wyznaczenie zarówno trajektorii, jak i sygnatury chemicznej wiemy, że „najeźdźcy” wyraźnie się wyróżniają. Helmi mówi: „Najmłodsze gwiazdy z Gaia-Enceladus są w rzeczywistości młodsze od rodzimych gwiazd Drogi Mlecznej w tym, co jest teraz zgrubieniem centralnym. Oznacza to, że jego prekursor był już obecny, kiedy nastąpiło połączenie, a Gaia-Enceladus, ze względu na swój duży rozmiar, potrząsnął nim i nadął.”

W poprzednim artykule Helmi opisała już wielkiego „kleksa” gwiazd mających to samo pochodzenie. Teraz pokazuje, że gwiazdy w halo z tego kleksa są szczątkami po połączeniu się jakieś 10 mld lat temu Drogi Mlecznej z galaktyką, która była nieco masywniejsza, niż Mały Obłok Magellana. Galaktyka nazywa się Gaia-Enceladus, po Wielkim Enceladusie, który w mitologii greckiej narodził się z Gai (bogini Ziemi) i Uranosa (boga nieba).

Dane dotyczące kinematyki, chemii, wieku i rozmieszczenia przestrzennego z rodzimych gwiazd Drogi Mlecznej i pozostałości Gaia-Enceladus przypomniały Helmi o symulacjach wykonanych przez byłego doktoranta, jakieś dziesięć lat temu. Jego symulacja połączenia dużej galaktyki w kształcie dysku z młodą Drogą Mleczną wytworzyły rozkład gwiazd z obu obiektów, co jest całkowicie zgodne z danymi z Gai. Teraz astronomowie to zaobserwowali dzięki danym z misji Gaia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Groningen

1 listopada 2018

Naukowcy obserwują silny wiatr molekularny w aktywnej galaktyce spiralnej

Międzynarodowy zespół naukowców korzystający z LMT (Large Millimeter Telescope) w środkowym Meksyku wykrył niespodziewany i silny wypływ gazu molekularnego w odległej aktywnej galaktyce podobnej do Drogi Mlecznej. Galaktyka znajduje się w odległości 800 mln lat świetlnych od Ziemi.


Min S. Yun, profesor astronomii na University of Massachusetts Amherst mówi: „Zrozumienie, jak często centralna czarna dziura zakłóca swoją galaktykę poprzez nieznany jeszcze energetyczny proces sprzężenia zwrotnego, jest jednym z najważniejszych pytań pozostających bez odpowiedzi w dzisiejszych badaniach ewolucji galaktyk a LMT o powierzchni 50 metrów, powinien dostarczyć lepszego spojrzenia na problem w nadchodzących sezonach obserwacyjnych.”

Około dwa lata temu, dzięki danym rentgenowskim uzyskanym przez satelitę XMM-Newton, odnotowano obecność skrajnie szybkich wypływów zjonizowanego gorącego gazu w tym samym obiekcie, nazwanym IRAS17020+4544. Uważa się, że wiatry pochodzą z dysku akrecyjnego zlokalizowanego wokół supermasywnej czarnej dziury, która napędza świecące aktywne jądra galaktyczne (kwazary). Aktywność tego typu galaktyk jest związana z energią uwalnianą przez procesy akrecyjne, które zachodzą w pobliżu czarnej dziury. Pomimo obecności aktywnego jądra, galaktyka ta jest znacznie słabsza w porównaniu z kwazarami.

Dane uzyskane za pomocą spektrografu LMT Redshift Search Receiver (RSR), opracowane w UMass Amherst, ujawniają, że takie skrajnie szybkie wypływy promieniowania rentgenowskiego współistnieją z molekularnym wypływem zimnego i gęstego gazu emitowanego na częstotliwościach milimetrowych.

Anna Lia Longinotti z INAOE wyjaśnia, że gaz wykryty przez LMT znajduje się w tej samej galaktyce w dużej odległości, 2000 – 20 000 lat świetlnych od centralnej czarnej dziury, podczas gdy szybki wiatr promieni X znajduje się znacznie bliżej czarnej dziury, w sercu aktywnego jądra.

Longinotti podkreśla, że wśród naukowych osiągnięć w wykonywaniu obserwacji molekularnego gazu AGN należy potwierdzić istnienie połączenia szybkich wiatrów z dysków akrecyjnych i wielkoskalowych wypływów gazu molekularnego.

Wiatr dysku akrecyjnego, obserwowany w promieniowaniu rentgenowskim, jest wyrzucany z pewną energią i siłą. Pomiary wykonane przez naukowców wydają się wskazywać, że wypływ molekularny oszczędza tę energię początkową podczas zamiatania galaktyki, dlatego widzą to połączenie, a to wydaje się oznaczać, że zachowanie czarnej dziury, która jest odpowiedzialna za wyrzucanie wiatru dysku, ma głęboki wpływ na gaz dystrybuowany na znacznie większą skalę w galaktyce macierzystej. Podsumowując, połączenie to reguluje aktywność formowania się gwiazd i ewolucję galaktyk.

Nie było to spodziewane zjawisko w obiektach, które nie są kwazarami czy skrajnie świecącymi galaktykami podczerwonymi (Ultra Luminous Infrared Galaxies). Obydwa charakteryzują się dużą ilością gazu molekularnego. Astronomowie wiedzieli, że techniczne właściwości LMT umożliwiają rutynową obserwację gazu molekularnego w galaktykach, ale w tej konkretnej można było określić obecność wypływu molekularnego i zmierzyć jego prędkość. Chociaż nie jest ona tak wysoka, jak ta zaobserwowana dla wiatru rentgenowskiego, prędkość wypływu molekularnego waha się między 700 a 1000 km/s, a więc znacznie przewyższa zimny gaz zwyczajowo obserwowany podczas współrotacji w kilku galaktykach.

Olga Vega z INAOE, która także uczestniczyła w projekcie, podkreśla, że LMT jest obecnie najlepszym pojedynczym teleskopem do przeprowadzania tego typu badań. Do tej pory połączenie między tymi wiatrami zostało wykryte tylko w trzech obiektach, a pozostałe dwa są dziesięciokrotnie jaśniejsze, niż ten. Vega mówi teraz, że LMT wykorzystuje 50-metrową antenę a nowe oprzyrządowanie jest instalowane, więc jest idealnym obserwatorium do wyszukiwania i wykrywania wypływów w innych galaktykach. Jeżeli celem jest przeprowadzenie głębszego badania, konieczne jest przejście do interferometrii, ponieważ technika ta umożliwia ukazanie wymiarów, rozkładu przestrzennego i geometrii wypływów molekularnych. Niemniej jednak, LMT będzie grało fundamentalną rolę w odkrywaniu nowych wypływów molekularnych, a tym samym zdemaskowaniu natury kosmicznej informacji zwrotnej i jej roli w ewolucji galaktyk.

Naukowcy mówią, że ta konkretna galaktyka będzie przedmiotem dalszych badań na wielu długościach fali. Po raz pierwszy zostanie przeprowadzona tak szeroka i kompletna kampania w celu lepszego zrozumienia zjawiska wypływów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

Międzynarodowy zespół astronomów publikuje obraz młodej gwiazdy z otaczającym ją dyskiem pyłowym, który wciąż jest zasilany z otoczenia. Zja...