31 stycznia 2019

Brakujące ogniwo w ewolucji planet odnalezione

Po raz pierwszy astronomowie wykryli ciało niebieskie o promieniu 1,3 km na skraju Układu Słonecznego. Istnienie ciał o tak małych rozmiarach (kilometry) było przewidywane już ponad 70 lat temu. Obiekty te stanowiły ważne połączenie w procesie formowania się planet, znajdujący się między małymi początkowymi zbitkami pyłu i lodu a planetami, które obserwujemy dzisiaj.


Pas Edgewortha-Kuipera to zbiór małych ciał niebieskich znajdujący się poza orbitą Neptuna. Najbardziej znanym obiektem tego Pasa jest Pluton. Uważa się, że obiekty Pasa Kuipera są pozostałościami po formowaniu się Układu Słonecznego. Podczas gdy małe ciała, takie jak asteroidy w wewnętrznym Układzie Słonecznym, zostały zmodyfikowane w czasie przez promieniowanie słoneczne, kolizje oraz grawitację planet, to obiekty w zimnym, ciemnym, samotnym Pasie Kuipera zachowują nienaruszone warunki wczesnego Układu Słonecznego. Dlatego astronomowie badają je, aby dowiedzieć się o początku procesu formowania się planet.

Okazuje się, że obiekty Pasa Edgewortha-Kuipera mają promień od 1 do kilku kilometrów, ale są zbyt odległe, małe i słabe, aby nawet najlepsze na świecie teleskopy mogły je obserwować bezpośrednio. Zatem zespół badaczy prowadzony przez Ko Arimatsu w National Astronomical Observatory w Japonii wykorzystał technikę zwaną zakryciem: monitorowanie dużej liczby gwiazd i obserwowanie cienia obiektu przechodzącego na tle jednej z gwiazd. Zespół OASES (Organized Autotelescopes for Serendipitous Event Survey) umieścił dwa małe 28-cm teleskopy na dachu szkoły w Miyako na Miyako Island w Japonii, i monitorował około 2000 gwiazd w sumie przez 60 godzin. Analizując dane, zespół znalazł przypadek gwiazdy, która wydaje się przyciemniać w wyniku zakrywania jej przez obiekt z Pasa Kuipera o średnicy 1,3 km. Detekcja ta wskazuje, że obiekty Pasa Kuipera o rozmiarach kilometrowych są liczniejsze, niż wcześniej sądzono. Wspomaga to modele, w których planetozymale najpierw powoli rosły do obiektów o rozmiarach kilometrowych, zanim gwałtowny wzrost spowodował ich scalenie się w planety.

Arimatsu wyjaśnia: „To prawdziwe zwycięstwo małych projektów. Nasz zespół miał zaledwie 0,3% budżetu dużych międzynarodowych projektów. Nie mieliśmy nawet dość pieniędzy, by zbudować kopułę chroniącą nasz drugi teleskop! Mimo to udało nam się dokonać odkrycia, które jest niemożliwe w przypadku dużych projektów. Teraz, kiedy wiemy, że nasz system działa, zbadamy bardziej szczegółowo Pas Edgewortha-Kuipera. Naszym celem jest także wciąż nieodkryty Obłok Oorta.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 stycznia 2019

Aktywne galaktyki wskazują na nową fizykę kosmicznej ekspansji

Według wiodącego scenariusza, nasz Wszechświat zawiera jedynie kilka procent zwykłej materii. ¼ kosmosu składa się z nieuchwytnej ciemnej materii, którą możemy poczuć grawitacyjnie, ale nie zaobserwować, a reszta składa się z jeszcze bardziej tajemniczej ciemnej energii, która napędza obecne przyspieszenie ekspansji Wszechświata.


Model ma opierać się na mnogości danych zebranych w ciągu ostatnich kilku dekad, pochodzących z mikrofalowego promieniowania tła (CMB) – pierwszego światła w historii kosmosu, wyemitowanego zaledwie 380 000 lat po Wielkim Wybuchu i zaobserwowanego w niespotykanych szczegółach przez misję Planck – do bardziej „lokalnych” obserwacji. Te ostatnie obejmują eksplozje supernowych, gromady galaktyk i zniekształcenia grawitacyjne odciśnięte przez ciemną materię na odległych galaktykach i mogą być używane do śledzenia kosmicznej ekspansji w ostatnich epokach kosmicznej historii – w ciągu ostatnich dziesięciu miliardów lat.

Nowe badanie, prowadzone przez Guido Risaliti z Università di Firenze we Włoszech i Elisabeta Lusso z Durham University w Wielkiej Brytanii, wskazuje na inny typ kosmicznego znacznika – kwazary – który wypełniłby część luki między tymi obserwacjami, mierząc ekspansję Wszechświata do 12 mld lat wstecz.

Kwazary są jądrami galaktyk, w których aktywna supermasywna czarna dziura wciąga materię z otoczenia w bardzo intensywnym tempem, świecąc jasno w widmie elektromagnetycznym. Gdy materia opada na czarną dziurę, tworzy wirujący dysk, który promieniuje w świetle widzialnym i ultrafioletowym; to światło z kolei podgrzewa pobliskie elektrony, generując promieniowanie rentgenowskie.

Trzy lata temu Guido i Elisabeta zdali sobie sprawę, że dobrze znana relacja między promieniowaniem UV a promieniowaniem X kwazarów może być użyta do oszacowania odległości do tych źródeł, i, ostatecznie, do badania historii ekspansji Wszechświata.

Źródła astronomiczne, których właściwości pozwalają astronomom zmierzyć odległość do nich, nazywane są „świecami standardowymi”.

Najbardziej znana klasa świec standardowych – supernowe typu Ia – składa się ze spektakularnych upadków białych karłów po tym, gdy „przejedzą się” materią pochodzącą od ich gwiezdnych towarzyszy, co prowadzi do wybuchu o przewidywanej jasności, która pozwala astronomom określić odległość. Obserwacje tych supernowych pod koniec lat ‘90 ujawniły przyspieszenie ekspansji Wszechświata w ciągu ostatnich kilku miliardów lat.

„Używanie kwazarów jako świec standardowych ma ogromny potencjał, ponieważ możemy obserwować je na znacznie większych odległościach, niż supernowe typu Ia, więc wykorzystuje się je do zbadania znacznie wcześniejszych epok w historii kosmosu” – wyjaśnia Elisabeta.

Mając dużą próbkę kwazarów pod ręką, astronomowie wprowadzili teraz swoją metodę w życie a wyniki są zaskakujące.

Wkopując się w archiwa XMM-Newton, zgromadzili dane rentgenowskie dla ponad 7000 kwazarów, łącząc je z obserwacjami w UV z naziemnego przeglądu Sloan Digital Sky Survey. Wykorzystali również nowy zestaw danych, specjalnie uzyskanych z XMM-Newton w 2017 r. aby spojrzeć na odległe kwazary, obserwując je takimi, jakie były gdy Wszechświat liczył zaledwie 2 mld lat. W końcu uzupełnili dane niewielką liczbą jeszcze bardziej odległych kwazarów i pewnymi względnie bliskimi, obserwowanymi odpowiednio przez Chandra i Swift.

„Tak duża próbka pozwoliła nam zbadać dokładnie związek pomiędzy promieniowaniem X i UV kwazarów w drobiazgowych szczegółach, co znacznie poprawiło naszą technikę szacowania odległości” – mówi Guido.

Nowe obserwacje XMM-Newton odległych kwazarów są tak dokładne, że zespół zidentyfikował nawet dwie różne grupy: 70% źródeł świeci jasno w promieniach rentgenowskich o niskiej energii, podczas gdy pozostałe 30% emituje mniejsze ilości promieniowania X, które charakteryzuje się wyższymi energiami. W dalszej analizie zachowali tylko wcześniejszą grupę źródeł, w których wydaje się, że związek pomiędzy promieniowaniem rentgenowskim i UV jest wyraźny.

Po przejrzeniu danych i zwiększeniu próbki do około 1600 kwazarów, astronomom pozostawiono najlepsze obserwacje prowadzące do rzetelnych szacunków odległości do tych źródeł, które mogliby wykorzystać do zbadania ekspansji Wszechświata.

Analizując ten słabo zbadany okres kosmicznej historii za pomocą kwazarów, astronomowie ujawnili możliwe napięcie w standardowym modelu kosmologicznym, co może wymagać dodania specjalnych parametrów w celu pogodzenia danych z teorią.

Nawiasem mówiąc, ten konkretny model mógłby również załagodzić inne napięcie dotyczące stałej Hubble’a – obecnego tempa kosmicznej ekspansji. Rozbieżność ta została znaleziona między oszacowaniami stałej Hubble’a w lokalnym Wszechświecie, na podstawie danych z supernowych – i, niezależnie, gromadach galaktyk – oraz tych opartych na obserwacjach Plancka CMB we wczesnym Wszechświecie.

„Model ten jest dość interesujący, ponieważ może rozwiązać jednocześnie dwie zagadki, ale będziemy musieli przyjrzeć się jeszcze większej liczbie modeli, zanim rozwiążemy tę kosmiczną zagadkę” – dodaje Guido.

Zespół oczekuje dalszych obserwacji kwazarów w przyszłości, aby jeszcze bardziej udoskonalić swoje wyniki. Dodatkowe wskazówki pojawią się również dzięki misji Euklides zaplanowanej na 2022 rok, która będzie miała na celu zbadanie ostatnich 10 mld lat kosmicznej ekspansji oraz zbadania natury ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 stycznia 2019

Pierwotna galaktyka tworząca gwiazdę

Galaktyki o niezwykle wysokim wskaźniku formowania gwiazd (od setek do tysięcy gwiazd o masie Słońca rocznie) są rzadkością. Nasza Droga Mleczna, na przykład, tworzy zaledwie jedną gwiazdę na rok. Proces powstawania gwiazd podgrzewa pył do emisji w podczerwieni, a galaktyki, które tworzą wiele gwiazd w ciągu roku świecą tak jasno, że można je dostrzec z odległości kosmologicznych. Gdy soczewkowanie grawitacyjne przez przypadkowo interweniującą galaktykę lub gromadę galaktyk wzmocni sygnał, wtedy mogą zostać wykryte kosmicznie wczesne galaktyki. Do tej pory potwierdzono istnienie w pierwszym miliardzie lat wieku Wszechświata zaledwie garstkę takich galaktyk. Chociaż wciąż stanowią niewielką próbkę, oferują one ważny wgląd w to, jak powstawały gwiazdy w początkowych czasach, gdy większość pierwiastków była mniej obfita. Pomagają również astronomom w zrozumieniu procesu powstawania gwiazd w przypadku, gdy procesy fizyczne są tak dramatyczne w porównaniu z procesami zachodzącymi w naszej galaktyce.


Z przeglądów nieba w podczerwieni i na falach submilimetrowych odległych regionów wybrano pierwsze skrajne galaktyki. Jasne i odległe. Jak zwykle w astronomii, odległość jest kluczowa, ale trudna do zmierzenia. W przypadku tych odległych potworów, dokonano tego za pośrednictwem monotlenku i/lub pojedynczo zjonizowanego węgla.  

Astronom CfA David Wilner był członkiem zespołu, który wykorzystał Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano (LMT) w Meksyku do śledzenia świecącej galaktyki G09_83808, która po raz pierwszy została zauważona na zdjęciach z przeglądu nieba Herschel Space Observatory; zaobserwowano ją także dzięki ALMA, by zbadać jej zasięg przestrzenny oraz wykorzystano Submillimeter Array do zmierzenia jej linii węglowej. Linie widmowe datują galaktykę na około miliard lat po Wielkim Wybuchu, czyniąc ją jedną z pierwszych odkrytych, których jednoznaczny dystans był tak odległy. Obliczenia tempa powstawania gwiazd w oparciu o jasność skorygowaną o skutki ekstynkcji i soczewkowania grawitacyjnego wskazują, że stanowi ono około 380 mas Słońca na rok, porównywalnie w rzeczywistości do niektórych ultralekkich galaktyk w naszej erze kosmicznej. Wynik ten sugeruje, że pomimo około 12 mld lat historii kosmosu, galaktyka ta tworzy gwiazdy w taki sam sposób, jak dzisiejsze ekstremalne galaktyki. Nowy wynik potwierdza również, że wczesny Wszechświat miał świecące galaktyki z procesami fizycznymi, które, chociaż nie są dobrze zrozumiałe, wydają się odzwierciedlać ściśle lokalne ekstremalne przypadki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 stycznia 2019

Jak uciec z czarnej dziury

Czarne dziury słyną z ogromnego apetytu, pochłaniając  materię z taką zaciekłością, że nawet światło nie może uciec, gdy zostanie pochłonięte.


Mniej zrozumiałe jest jednak to, jak czarne dziury oczyszczają energię zamkniętą w ich rotacji, wyrzucając w przestrzeń plazmę z prędkościami zbliżonymi do prędkości światła. Dżety te mogą rozciągać się w przestrzeni na miliony lat świetlnych. 

Nowe symulacje kierowane przez naukowców pracujących w Department of Energy’s Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) oraz UC Berkeley łączą dziesięcioletnie teorie w celu uzyskania nowego wglądu w mechanizmy napędzające w strumieniach plazmy, które pozwalają im kraść energię z potężnego pola grawitacyjnego czarnych dziur i napędzać je z dala od nich.

Symulacje mogą zapewnić użyteczne porównanie obserwacji o wysokiej rozdzielczości z Teleskopu Horyzontu Zdarzeń, zaprojektowanego w celu dostarczenia pierwszych bezpośrednich obrazów regionów, w których tworzą się strumienie plazmy.

Teleskop zapewni nowy wgląd na czarną dziurę w centrum Drogi Mlecznej, a także szczegółowe spojrzenie na inne supermasywne czarne dziury.

„W jaki sposób energia rotacji czarnej dziury może zostać wyodrębniona do stworzenia dżetu? To pytanie zadawaliśmy sobie od dłuższego czasu” – powiedział Kyle Parfrey, który kierował pracami nad symulacjami.

Po raz pierwszy symulacje łączą teorię, która wyjaśnia, w jaki sposób natężenie elektryczne wokół czarnej dziury skręcają pola magnetyczne w tworzenie się dżetów, z osobną teorią wyjaśniającą, w jaki sposób cząsteczki przechodzące przez horyzont zdarzeń czarnej dziury, mogą ukazywać się odległemu obserwatorowi jako przenoszące ujemną energię i obniżające całkowitą energię rotacji czarnej dziury.

Symulacje komputerowe napotykają trudności w modelowaniu całej złożonej fizyki związanej z wyrzutem strumienia plazmy, która musi uwzględniać tworzenie się par elektronów i pozytonów, mechanizmu przyspieszania cząstek i emisję promieniowania z dżetów.

Wykonywane w centrum superkomputerów w NASA Ames Research Center w Mountain View w Kalifornii, symulacje zawierają nowe techniki numeryczne, które stanowią pierwszy model bezkolizyjnej plazmy – w której zderzenia między naładowanymi cząstkami nie odgrywają głównej roli – w obecności silnego pola magnetycznego powiązanego z czarną dziurą.

Symulacje naturalnie wywołują efekty znane jako mechanizm Blandforda-Znajka opisujący skręcające się pola magnetyczne, które tworzą dżety, oraz oddzielny proces Penrose’a opisujący, co się dzieje, gdy cząstki o ujemnej energii są połykane przez czarną dziurę.

Zespół zamierza lepiej wymodelować proces, w którym pary elektron-pozyton tworzone są w dżetach, w celu bardziej realistycznego zbadania dystrybucji plazmy przez dżety i ich emisji promieniowania, aby porównać je z obserwacjami. Planują również poszerzyć zakres symulacji, aby uwzględnić przepływ materii opadającej wokół horyzontu zdarzeń czarnej dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 stycznia 2019

Gwiazdy otulone żelaznym pyłem

Naukowcy odkryli grupę gwiazd bardzo ubogich w metale i otoczonych żelaznym pyłem, które znajdują się w Wielkim Obłoku Magellana. W pracy wykorzystano połączenie modeli teoretycznych formowania się pyłu w otoczce okołogwiazdowej z obserwacjami w podczerwieni wykonanymi za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera. 


Gwiazdy o masach pomiędzy 1 a 8 mas Słońca ewoluują wzdłuż asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB), zanim skończą swoje życie jako białe karły. To w tej szybkiej, lecz kluczowej fazie, kiedy gwiazdy rozszerzają się do ogromnych rozmiarów i ochładzają, tracą znaczną część swojej masy z powodu silnych wiatrów gwiazdowych. Niska temperatura i duża gęstość wiatrów stwarzają idealne warunki dla zagęszczenia ziaren pyłu w otoczkach okołogwiazdowych.

Pył wytwarzany przez gwiazdy w ich fazie AGB i wydalany do ośrodka międzygwiezdnego jest ważny dla życia galaktyk, ponieważ jest niezbędnym składnikiem do tworzenia nowych gwiazd oraz planet. Dlatego charakterystyka rodzaju pyłu oraz ilość wytwarzanego pyłu przez te olbrzymie gwiazdy jest bardzo interesująca dla astronomów.

Czasopismo The Astrophysical Journal Letters opublikowało opracowanie, które zawiera odpowiedzi na zagadki szczególnej grupy masywnych gwiazd AGB znajdujących się w Wielkim Obłoku Magellana. Porównując obserwacje w podczerwieni z wykorzystaniem teleskopu Spitzera z teoretycznymi modelami opracowanymi przez grupę naukowców, okazuje się, że gwiazdy te mają masy około 5 mas Słońca, powstały około 100 mln lat temu i są ubogie w metale (takie jak żelazo, magnez i krzem). Nieoczekiwanie odkryli, że rozkład energii widmowej w podczerwieni można odtworzyć tylko wtedy, gdy pył żelazny jest głównym składnikiem w ich otoczkach okołogwiazdowych. Nie jest to powszechne w przypadku masywnych gwiazd AGB. Wcześniej było wiadomo, że produkują one głównie krzemiany, duże ilości pyłu bogatego w tlen i krzem, a także magnez. Ale to odkrycie jest jeszcze bardziej zaskakujące, jeżeli weźmiemy pod uwagę ubogie w metal środowisko badanych gwiazd.

„Po raz pierwszy scharakteryzowaliśmy tę klasę gwiazd o unikalnych właściwościach widmowych. Niska metaliczność tych olbrzymich gwiazd jest podstawowym składnikiem, który daje szczególne warunki pozwalające na tworzenie dużych ilości pyłu żelaznego. W rzeczywistości, w metalicznie ubogich środowiskach złożona nukleosynteza w masywnych gwiazdach AGB jest tak zaawansowana, że spala prawie cały magnez i tlen niezbędne do tworzenia innych rodzajów pyłu, takich jak krzemiany” – wyjaśnia Ester Marini, pierwszy autor artykułu.

W tych szczególnych warunkach pył żelazny staje się głównym składnikiem pyłu tworzonego przez te gwiazdy. „Wynik ten jest ważnym potwierdzeniem teorii pyłu żelaznego w środowisku ubogim w metale” – mówi Aníbal García Hernández, współautor pracy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 stycznia 2019

Miejsca, w których rodziły się masywne czarne dziury we wczesnym Wszechświecie

Promieniowanie wyemitowane z pierwszych we Wszechświecie masywnych czarnych dziur jest tak intensywne, że jest w stanie dotrzeć do teleskopów na Ziemi po przebyciu niemal całego Wszechświata. Niesamowite, światło z najbardziej odległych czarnych dziur (lub kwazarów) podróżuje do nas przez ponad 13 mld lat świetlnych. Jednakże nie wiemy, jak te monstrualne czarne dziury powstały.


Badania prowadzone przez naukowców z Georgia Institute of Technology, Dublin City University, Michigan State University, University of California w San Diego, San Diego Supercomputer Center oraz IBM stanowią nową i niezwykle obiecującą drogę do rozwiązania tej kosmicznej zagadki. Zespół wykazał, że kiedy galaktyki niezwykle szybko się grupują – a czasem nawet gwałtownie – mogą doprowadzić do powstania bardzo masywnych czarnych dziur. W tak rzadkich galaktykach normalne powstawanie gwiazd zostaje zakłócone i przejęte przez formowanie się czarnych dziur.

Najnowsze badania dowodzą, że masywne czarne dziury tworzą się w gęstych obszarach pozbawionych gwiazd, które rosną gwałtownie, przewracając do góry nogami od dawna akceptowane przekonanie, że formowanie się masywnych czarnych dziur ogranicza się do regionów bombardowanych przez silne promieniowanie pobliskich galaktyk. Wyniki badania symulacyjnego również wskazują, że masywne czarne dziury są znacznie powszechniejsze we Wszechświecie, niż wcześniej sądzono.

Kluczowe kryteria określające, w którym miejscu we Wszechświecie powstały masywne czarne dziury, odnoszą się do szybkiego wzrostu pregalaktycznych obłoków gazowych, które są prekursorami wszystkich dzisiejszych galaktyk, co oznacza, że większość supermasywnych czarnych dziur ma wspólne pochodzenie, według tego nowo odkrytego scenariusza. Ciemna materia zapada się do halo, które jest grawitacyjnym spoiwem wszystkich galaktyk. Wczesny szybki wzrost tych halo zapobiegał tworzeniu się gwiazd, które rywalizowały z czarnymi dziurami o substancję gazową wpływającą do tego obszaru.

Gdy zespół znalazł w symulacji te miejsca powstawania czarnych dziur, naukowcy na początku byli zdezorientowani, powiedział John Regan, pracownik naukowy Centre for Astrophysics and Relativity in Dublin City University. Poprzednio przyjęty paradygmat był taki, że masywne czarne dziury mogły powstać tylko wtedy, gdy zostały wystawione na wysoki poziom promieniowania z pobliskich galaktyk. 

Wcześniejsza teoria opierała się na intensywnym promieniowaniu ultrafioletowym pobliskiej galaktyki, mającym na celu zahamowanie powstawania gwiazd w halo tworzącym czarną dziurę. Podczas, gdy promieniowanie UV nadal jest jakimś czynnikiem, praca naukowców pokazała, że nie jest to czynnik dominujący, przynajmniej w tych symulacjach.

Badanie zostało oparte o pakiet symulacji Renaissance, 70-terabajtowy zestaw danych stworzonych na superkomputerze Blue Waters w latach 2011-2014, aby pomóc naukowcom zrozumieć, w jaki sposób Wszechświat ewoluował we wczesnych latach. Aby dowiedzieć się więcej na temat konkretnych regionów, w których pojawiły się masywne czarne dziury, badacze przeanalizowali dane symulacyjne i znaleźli 10 specyficznych halo ciemnej materii, które, biorąc pod uwagę ich masy, powinny utworzyć gwiazdy ale zawierały jedynie gęste obłoki gazu. Wykorzystując superkomputer Stampede2, naukowcy dokonali ponownej symulacji dwóch z tych halo – każde o średnicy 2400 lat świetlnych – w znacznie większej rozdzielczości, aby zrozumieć szczegóły tego, co działo się w ich wnętrzu 270 mln lat po Wielkim Wybuchu.

Symulacje Renaissance są najpełniejszymi symulacjami najwcześniejszych etapów grawitacyjnego gromadzenia się czystego gazu złożonego z wodoru i helu oraz zimnej ciemnej materii, prowadzących do powstania pierwszych gwiazd i galaktyk. Wykorzystywana przez nie technika pozwala przyjrzeć się zagęszczeniom materii, w których powstają gwiazdy lub czarne dziury. Ponadto obejmują one wystarczająco duży region wczesnego Wszechświata, aby powstały w nim tysiące obiektów – co jest wymagane, jeżeli interesują nas wyjątkowo rzadkie obiekty, takie, jak w tym przypadku. 

Wyższa rozdzielczość symulacji uzyskana dla dwóch kandydujących regionów pozwoliła naukowcom zobaczyć turbulencje oraz dopływ gazu i tworzenie się zagęszczeń materii, gdy czarne dziury stopniowo zaczęły kondensować i wirować. Tempo ich wzrostu było dramatyczne.

Astronomowie obserwują supermasywne czarne dziury, które osiągnęły masę miliarda mas Słońca w ciągu 800 mln lat. Osiągnięcie takiej masy wymagało intensywnego zbierania się masy w tym regionie. Można by tego oczekiwać w regionach, w których powstawały galaktyki w bardzo wczesnym okresie Wszechświata.

Innym aspektem jest to, że halo, które tworzyły czarne dziury, mogą być bardziej powszechne we Wszechświecie, niż wcześniej sądzono.  

Przyszłe prace nad tymi symulacjami będą dotyczyć cyklu życia tych galaktyk, które tworzą masywne czarne dziury, badając powstawanie, rozwój i ewolucję pierwszych masywnych czarnych dziur. „Naszym kolejnym celem jest zbadanie dalszej ewolucji tych egzotycznych obiektów. Gdzie znajdują się dzisiaj te czarne dziury? Czy możemy je wykryć w lokalnym Wszechświecie lub w falach grawitacyjnych?”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 stycznia 2019

Odkrywanie czarnej dziury w centrum Galaktyki

Po dołączeniu ALMA do sieci teleskopów, astronomowie po raz pierwszy odkryli, że emisja z supermasywnej czarnej dziury Sagittarius A* (Sgr A*) w centrum naszej galaktyki pochodzi z mniejszego regionu, niż wcześniej sądzono. Może to wskazywać, że strumień radiowy od Sgr A* jest skierowany prawie bezpośrednio w naszą stronę.


Jak dotąd mglisty obłok gorącego gazu uniemożliwił astronomom wykonanie ostrych zdjęć supermasywnej czarnej dziury Sgr A*, poddając w wątpliwość jej prawdziwą naturę. Po dołączeniu potężnego teleskopu ALMA w północnym Chile do globalnej sieci radioteleskopów, astronomowie nadal mogli obserwować tę mgłę widząc, że źródło to wciąż zaskakuje: obszar pochodzącej z niego emisji jest tak mały, że źródło faktycznie może być skierowane bezpośrednio w stronę Ziemi.

Wykorzystując w obserwacjach technikę interferometrii wielobazowej (VLBI) na częstotliwości 86 GHz, która łączy wiele teleskopów w jeden wirtualny teleskop wielkości Ziemi, udało się stworzyć dokładną mapę rozpraszania światła blokującego nam Sgr A*. Usunięcie większości efektów rozpraszania pozwoliło stworzyć pierwszy obraz otoczenia czarnej dziury.

Nierozproszony obraz wysokiej jakości pozwolił zespołowi nałożyć ograniczenia na teoretyczny model gazu wokół Sagittarius A*. Większość emisji radiowej pochodzi z zaledwie trzystu milionowych stopnia, a jej źródło charakteryzuje się symetryczną morfologią. „Może to wskazywać, że emisja radiowa pochodzi z dysku opadającego gazu, a nie z dżetu radiowego. Gdyby tak było, oznaczałoby to, że Sgr A* jest wyjątkiem w porównaniu z innymi czarnymi dziurami emitującymi promieniowanie radiowe. Alternatywą może być to, że strumień radiowy skierowany jest dokładnie w naszą stronę” – wyjaśnia Sara Issaoun, która przetestowała na tych danych kilka modeli komputerowych.

Heino Falcke, profesor radioastronomii na Uniwersytecie Radboud oraz opiekun naukowy Issaoun mówi, że jest to bardzo nietypowe, ale nie wyklucza takiego rozwiązania. Jeszcze w zeszłym roku Falcke uznałby to za przekombinowany model, ale ostatnio zespół GRAVITY doszedł do podobnego wniosku, używając Bardzo Dużego Interferometru (VLTI) składającego się z teleskopów optycznych.  

Supermasywne czarne dziury powszechnie występują w centrach galaktyk i mogą generować najbardziej energetyczne zjawiska w znanym Wszechświecie. Uważa się, że wokół tych czarnych dziur materia opada na rotujący dysk, a jej część jest wyrzucana w przeciwnym kierunku w wąskich strumieniach, zwanych dżetami, z prędkością bliską prędkości światła, co zwykle prowadzi do emisji dużej ilości promieniowania radiowego.

Sagittarius A* jest najbliższą nam supermasywną czarną dziurą o masie około 4 mln Słońc. Jej pozorny rozmiar na niebie jest mniejszy niż sto milionowych części stopnia, co odpowiada rozmiarom piłki tenisowej na Księżycu widzianej z Ziemi. Aby ją zmierzyć, potrzeba techniki VLBI. Rozdzielczość osiągnięta dzięki VLBI jest zwiększana przez częstotliwość obserwacji. Najwyższa dotychczasowa częstotliwość wykorzystywana przez VLBI to 230 GHz. „Pierwsze obserwacje Sgr A* na częstotliwości 86 GHz pochodzą sprzed 26 lat i prowadzone były przy pomocy zaledwie kilku teleskopów. Z biegiem lat jakość danych i możliwość przetwarzania obrazu stale się poprawiały wraz ze zwiększającą się liczbą teleskopów w sieci” – mówi J. Anton Zensus, dyrektor Instytutu Radioastronomii Maxa Plancka.

Udział ALMA w mm-VLBI jest ważny ze względu na jego czułość oraz usytuowanie na półkuli południowej. Oprócz ALMA w sieci uczestniczyło również 12 radioteleskopów w Ameryce Północnej i Europie. Osiągnięta rozdzielczość była dwukrotnie większa niż w poprzednich obserwacjach na tej częstotliwości i pozwoliła na stworzenie pierwszego obrazu Sgr A* całkowicie pozbawionego rozproszenia międzygwiazdowego – efektu spowodowanego przez nieregularność gęstości zjonizowanej materii znajdującej się wzdłuż pola widzenia pomiędzy Sgr A* a Ziemią.

Aby usunąć rozproszenie i uzyskać obraz, zespół wykorzystał technikę opracowaną przez Michaela Johnsona z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). „Mimo, że rozproszenie powoduje rozmycie i zniekształcenie obrazu Sgr A*, niesamowita rozdzielczość tych obserwacji pozwoliła nam dokładnie określić wartość rozproszenia. Mogliśmy usunąć większość efektów rozproszenia i bezpośrednio zobaczyć otoczenie czarnej dziury. Wspaniała informacja jest taka, że obserwacje te pokazują, że rozproszenie nie powstrzyma Teleskopu Horyzontu Zdarzeń przed zobaczeniem cienia czarnej dziury na 230 GHz, jeżeli on w ogóle istnieje” – mówi Johnson.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 stycznia 2019

Tajemnicze orbity obiektów transneptunowych nie są wywołane obecnością „Dziewiątej Planety”

Dziwne orbity pewnych obiektów w najdalszych zakątkach naszego Układu Słonecznego, według niektórych astronomów hipotetycznie ukształtowane przez nieznaną dziewiątą planetę, można wyjaśnić przez połączone siły grawitacyjne małych obiektów krążących wokół Słońca poza orbitą Neptuna.


Alternatywne wyjaśnienie hipotezy tak zwanej „Dziewiątej Planety”, wysunięte przez naukowców z University of Cambridge i American University of Beirut, proponuje dysk złożony z małych lodowych ciał o łącznej masie nawet dziesięciokrotnie większej, niż Ziemia. W połączeniu z uproszczonym modelem Układu Słonecznego, siły grawitacyjne hipotetycznego dysku mogą odpowiadać niezwykłej architekturze orbitalnej wykazywanej przez niektóre obiekty w zewnętrznych częściach Układu Słonecznego.

Podczas, gdy nowa teoria nie jest pierwszą, która proponuje, że siły grawitacyjne masywnego dysku złożonego z małych obiektów są wystarczające, aby uniknąć potrzeby istnienia dziewiątej planety, jest to pierwsza taka teoria, która jest w stanie wyjaśnić istotne cechy obserwowanych orbit, gdyż uwzględnia masę i grawitację pozostałych ośmiu planet Układu Słonecznego.

Za orbitą Neptuna znajduje się Pas Kuipera złożony z małych ciał, które pozostały po procesie formowania się Układu Słonecznego. Neptun i inne planety olbrzymy wpływają na obiekty Pasa Kuipera i poza nim, zwane łącznie obiektami transneptunowymi (trans-Neptunian Objects – TNO), które otaczają Słońce po niemal kołowych orbitach z prawie wszystkich kierunków.

Jednak astronomowie odkryli kilka tajemniczych wartości odstających. Od 2003 r. wykryto ok. 30 TNO na bardzo eliptycznych orbitach: wyróżniają się one od pozostałych TNO, dzieląc, średnio, tę samą orientację przestrzenną. Tego typu grupowanie nie może być wyjaśnione przez istniejącą ośmioplanetarną architekturę Układu Słonecznego i doprowadziło niektórych astronomów do hipotezy, że na niezwykłe orbity może wpływać obecność nieznanej jeszcze dziewiątej planety.

Profesor Jihad Touma z American University of Beirut oraz jego były student, współautor pracy – Antranik Sefilian, wymodelowali pełną przestrzenną dynamikę TNO dzięki połączonemu działaniu zewnętrznych planet olbrzymów i masywnego dysku wydłużonego poza orbitę Neptuna. Obliczenia duetu ujawniły, że taki model może wyjaśnić kłopotliwe przestrzennie skupione orbity niektórych TNO. W procesie tym udało im się zidentyfikować zakresy masy dysku, jego ekscentryczność i wymuszone stopniowe zmiany w jego orientacji (precesja), które wiernie odtwarzały odstające orbity.

Wcześniejsze próby oszacowania całkowitej masy obiektów poza Neptunem dodawały masę jedynie około 1/10 masy Ziemi. Jednakże, aby TNO miały obserwowane orbity i nie było potrzeby istnienia Dziewiątej Planety, model przedstawiony przez Sefiliana i Toumę wymaga, aby połączona masa Pasa Kuipera wynosiła od kilku do dziesięciu mas Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 stycznia 2019

Czy na lodowej planecie super-Ziemi Barnard b istnieje prymitywne życie?

Barnard b (czy GJ 699 b) jest niedawno odkrytą planetą typu super-Ziemia, krążącą wokół gwiazdy Barnarda, co czyni ją drugim układem gwiezdnym bliskim Ziemi. Chociaż prawdopodobnie jest zimna (-170oC), nadal może mieć potencjał do utrzymania prymitywnego życia, jeżeli ma duży, gorący rdzeń żelazo-niklowy i zwiększoną aktywność geotermalną. Taki jest wniosek ogłoszony przez astrofizyków z Villanova University – Edwarda Guinana i Scotta Engle'a.


„Ogrzewanie geotermiczne może utrzymywać ‘strefy życia’ pod powierzchnią, podobne do podpowierzchniowych jezior na Antarktydzie. Zauważmy, że temperatura powierzchni na lodowym księżycu Jowisza – Europie – jest podobna do temperatury Gwiazdy Barnarda b, ale, z powodu ogrzewania pływowego, Europa prawdopodobnie ma pod lodową powierzchnią ciekłe oceany” – powiedział Guinan.

Odkrycie planety krążącej wokół gwiazdy Barnarda ogłoszono w listopadzie 2018 r. w Nature. Międzynarodowy zespół pod kierownictwem Ribas of the Institute of Space Studies of Catalonia (IEEC) oraz Institute of Space Sciences (ICE, CSIC), w którym uczestniczyli Guinan i Engle, oparł swoją analizę na 18-letnich obserwacjach połączonych z nowo pozyskanymi danymi.

Gwiazda Barnarda b, o masie nieco ponad trzykrotnie większej niż Ziemia, krąży wokół gwiazdy Barnarda, czerwonego karła, co 233 dni, mniej więcej w tej samej odległości, w jakiej Merkury okrąża Słońce.

Guinan i Engle uzyskali bardzo precyzyjne dane fotometryczne Gwiazdy Barnarda (a także dziesiątek innych gwiazd) w ciągu ostatnich 15 lat. Dane te, w połączeniu z danymi pochodzącymi od innych obserwatorów, zostały uwzględnione w ostatnim kompleksowym artykule autorstwa Borji Toledo-Padrón, doktoranta w Institute of Astrophysics of the Canary Islands, University of La Laguna. Być może dzięki przyszłym bardzo dużym teleskopom będzie możliwe sfotografowanie planety Barnard b. „Takie obserwacje rzucą światło na naturę atmosfery planety, jej powierzchni i potencjalnych możliwości życia na tej planecie” – mówi Guinan.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 stycznia 2019

Tworzenie gwiazd, gdy Wszechświat był w połowie obecnego wieku

Wszechświat ma ok. 13,8 mld lat a jego gwiazdy są prawdopodobnie najbardziej doniosłym jego dziełem. Astronomowie badający zawiłości formowania się gwiazd w kosmicznym czasie próbują zrozumieć, czy gwiazdy i procesy, które je wytwarzają, były takie same, gdy Wszechświat był młodszy, mniej więcej w połowie swojego obecnego wieku. Wiedzą już, że od trzech do sześciu miliardów lat po Wielkim Wybuchu gwiazdy powstawały w tempie około dziesięciu razy szybciej, niż ma to miejsce dzisiaj. Jak to się stało i dlaczego to niektóre z kluczowych pytań stawianych przed kolejną dekadą badań.


Uważa się, że powstawanie gwiazd w galaktyce jest wyzwalane przez przyrost gazu z ośrodka międzygwiazdowego (przypuszcza się, że akrecja gazu przez połączenie między galaktykami odgrywa stosunkowo niewielką rolę w całkowitej liczbie wytworzonych gwiazd). W galaktykach, które aktywnie tworzą gwiazdy, istnieje ścisły związek między ich masą w gwiazdach i stopniem tworzenia się nowych gwiazd, a związek ten w przybliżeniu ma miejsce nie tylko lokalnie, ale nawet wstecz, gdy Wszechświat by miliardy lat młodszy. W przeciwieństwie do tego, galaktyki, które przechodzą aktywne procesy gaszenia formowania się gwiazd, spadają odpowiednio powyżej i poniżej tej relacji. Relacje te wspierają ogólny obraz wzrostu galaktyk przez akrecję gazu, z tą różnicą, że z jakiegoś powodu mniejsze galaktyki wydają się tworzyć mniej mniejszych gwiazd, niż oczekiwano dla ich mas. 

Astronom z CfA, Sandro Tacchella, jest członkiem zespołu, który wykorzystał spektroskop MUSE zamontowany na VLT, aby uzyskać widma optyczne galaktyk w słynnym obrazie galaktyk Głębokiego Pola Hubble’a. Mierzyli linie emisji gwiazdowych w 179 odległych galaktykach w polu i wykorzystali je do obliczenia zachowań gwiazdotwórczych po korektach, takich jak ekstynkcja pyłu (co może sprawić, że niektóre linie optyczne wydają się być słabsze, niż są). Stwierdzono, że zagadka zubożonego formowania się gwiazd w małych galaktykach jest prawdziwa na poziomie 5% nawet przy uwzględnieniu szumu i rozproszenia w danych spowodowanych, na przykład, przez efekt ewolucji galaktyk. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Czarna dziura w Galaktyce szybko wiruje wokół własnej osi

Projekt prowadzony przez University of Southampton wykazał, że czarna dziura wiruje wokół własnej osi z prawie maksymalną możliwą prędkością.


Wykorzystując obserwacje w najnowszej technologii, zespół naukowców odkrył, że czarna dziura w naszej galaktyce (znana jako 4U 1630-472) rotuje bardzo szybko (z prędkością 92-95% teoretycznej dopuszczalnej prędkości rotacji) wokół własnej osi podczas pochłaniania opadającej w jej kierunku materii. Jest poddawana naprężeniu grawitacyjnemu i temperaturom tak wysokim, że zaczyna świecić jasno w promieniach X, co astronomowie zaobserwowali.

Zgodnie z ogólną teorią względności Einsteina (OTW), jeżeli czarna dziura szybko wiruje, wtedy zmieni przestrzeń i czas wokół siebie w sposób inny, niż ma to miejsce w przypadku czarnej dziury, która nie rotuje.

Takie modyfikacje z wysokich prędkości wirowania pozostawiają odciski na kształcie promieniowania z materii krążącej wokół czarnej dziury, zanim zniknie. Dlatego, jeżeli można w jakiś sposób określić zmianę kształtu widm emitujących, wówczas OTW można wykorzystać do pomiaru spinu czarnej dziury.

Astronomiczne czarne dziury można w pełni scharakteryzować za pomocą tylko dwóch właściwości: masy i prędkości wirowania. Dlatego pomiary tych dwóch właściwości są wyjątkowo ważne, aby zbadać niektóre skrajne aspekty Wszechświata i podstawową fizykę z nimi związaną.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 stycznia 2019

Co 30 000 gwiezdnych żłobków w 74 galaktykach mówi nam o powstawaniu gwiazd

Teleskop ALMA przeprowadza niespotykany dotąd przegląd pobliskich galaktyk dyskowych – dotychczas 74, obejmujący łącznie 750 godzin obserwacji 30 000 gwiezdnych żłobków. W tym astronomowie zaczynają odkrywać złożony i jak dotąd słabo poznany związek między obłokami gwiazdotwórczymi a ich galaktykami macierzystymi.


Galaktyki mają różne kształty i rozmiary. Niektóre z najbardziej znaczących różnic między galaktykami dotyczą jednak tego, gdzie i jak tworzą nowe gwiazdy. Przekonujące badania wyjaśniające te różnice dotąd były nieuchwytne, ale wkrótce się to zmieni.

Ogromny, nowy projekt badawczy ALMA, znany jako PHANGS-ALMA (Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS), zagłębia się w to pytanie z większą siłą i precyzją, niż kiedykolwiek wcześniej, mierząc demografię i charakterystyki 30 000 indywidualnych gwiezdnych żłobków rozsianych w 74 galaktykach.

PHANGS-ALMA, obecnie trwająca kampania badawcza, zgromadziła już 750 godzin obserwacji i umożliwiła astronomom dużo lepsze zrozumienie tego, jak zmienia się cykl powstawania gwiazd, w zależności od wielkości, wieku i wewnętrznej dynamiki każdej galaktyki z osobna. 

Przez dziesięciolecia astronomowie spekulowali, że istnieją fundamentalne różnice w sposobie, w jaki galaktyki dyskowe o różnych rozmiarach przekształcają wodór w nowe gwiazdy. Niektórzy astronomowie sądzą, że większe, i generalnie starsze galaktyki, nie są tak wydajne w produkcję gwiazd, jak ich mniejsi kuzyni. Najbardziej logicznym wytłumaczeniem byłoby to, że te duże galaktyki mają mniej wydajne gwiezdne żłobki. Ale sprawdzenie tego pomysłu za pomocą obserwacji było trudne.

Po raz pierwszy ALMA pozwala astronomom prześledzić niezbędny, zakrojony na szeroką skalę spis, aby określić, jak wielkoskalowe właściwości (rozmiar, ruch, ect.) galaktyki wpływają na cykl powstawania gwiazd w skali pojedynczych obłoków molekularnych. Obłoki te mają zaledwie około kilkudziesięciu do kilkuset lat świetlnych średnicy, co jest niezwykle mało w skali całej galaktyki, zwłaszcza, gdy są obserwowane z odległości milionów lat świetlnych.

Część tajemnicy powstawania gwiazd, jak zauważają astronomowie, ma związek ze środowiskiem międzygwiazdowym – całą materią i energią wypełniającą przestrzeń między gwiazdami.

Astronomowie rozumieją, że istnieje ciągłe sprzężenie zwrotne w gwiezdnych żłobkach i wokół nich. Wewnątrz tych obłoków gromadzą się gęste zapasy gazu i tworzą gwiazdy, które zakłócają ośrodek międzygwiazdowy. 

W ramach tych badań ALMA obserwuje cząsteczki węgla (CO) ze wszystkich stosunkowo dużych galaktyk spiralnych widocznych na półkuli południowej. Cząsteczki CO w naturalny sposób emitują światło o długości fali milimetrowej, które ALMA może wykryć. Są szczególnie skuteczne w podkreślaniu położenia obłoków gwiazdotwórczych.

Badanie towarzyszące, PHANGS-MUSE, wykorzystuje Bardzo Duży Teleskop (VLT) do uzyskania obrazowania optycznego pierwszych 19 galaktyk obserwowanych przez ALMA. MUSE to spektroskop zamontowany na VLT (Multi-Unit Spectroscopic Explorer). Kolejny przegląd, PHANGS-HST, wykorzystuje Kosmiczny Teleskop Hubble’a do zbadania 38 z tych galaktyk, aby znaleźć ich najmłodsze gromady gwiazd. Te trzy badania razem dają zaskakująco kompletny obraz tego, jak dobrze galaktyki tworzą gwiazdy, badając zimny gaz molekularny, jego ruch, lokalizację zjonizowanego gazu (obszary, w których gwiazdy już się formują) oraz galaktyki z pełną populacją gwiazd.

Do tej pory PHANGS-ALMA zbadał około 30 000 obiektów podobnych do Mgławicy Oriona w pobliskim Wszechświecie. Oczekuje się, że kampania obejmie ostatecznie 300 000 regionów gwiazdotwórczych. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 stycznia 2019

Chandra odkrywa odbity rykoszetem dżet czarnej dziury

Astronomowie odkryli zachowanie dżetu pochodzącego z gigantycznej czarnej dziury, którego wcześniej nie widzieli. Przy pomocy obserwatorium rentgenowskiego Chandra zaobserwowali strumień, który odbił się od ściany gazu a następnie przedziurawił obłok energetycznych cząstek. Takie zachowanie może powiedzieć naukowcom więcej o tym, w jaki sposób strumienie z czarnych dziur wchodzą w interakcje z otoczeniem.


Odkrycia dokonano w dużej galaktyce Cygnus A znajdującej się w środku gromady galaktyk około 760 mln lat świetlnych od Ziemi. Dane z Chandra pokazują potężne strumienie cząstek i energii elektromagnetycznej wystrzeliwane daleko od szybko rosnącej czarnej dziury w centrum Cygnus A. Po przebyciu ponad 200 000 lat świetlnych po obu stronach czarnej dziury, dżety spowolniły swoją interakcję z międzygalaktycznym gazem o temperaturze wielu milionów stopni, który otacza Cygnus A. Interakcja ta wytworzyła ogromne chmury cząstek elektromagnetycznych, które emitują promieniowanie rentgenowskie i fale radiowe.

Do obserwacji, która trwała 23 dni, naukowcy wykorzystali Chandra do stworzenia bardzo szczegółowej mapy zarówno dżetu jaki i międzygalaktycznego gazu, których używali do śledzenia ścieżki strumieni z czarnej dziury. Dżet z lewej strony rozszerzył się po rykoszecie i wytworzył dziurę w otaczającym obłoku cząsteczek, który ma od 50 000 do 100 000 lat świetlnych głębokości i zaledwie 26 000 lat świetlnych szerokości.

Ostre zdjęcia z Chandra były kluczowe dla tego odkrycia.

Chociaż czarne dziury najlepiej nadają się do tego, aby przyciągać do siebie materię, są również zdolne do usuwania jej z dala od siebie. Gdy czarna dziura wiruje, może wytworzyć rotującą pionową wieżę z potężnymi polami magnetycznymi. Pozwala to czarnej dziurze przekierować część energii uwolnionej przez gaz opadający po spirali w jej kierunku, tworząc energetyczny strumień poruszający się z bardzo dużą prędkością z dala od czarnej dziury. Dżet z Cygnus A jest jednym z największych i najpotężniejszych z kiedykolwiek obserwowanych.

Naukowcy pracują nad określeniem, jakie formy energii niesie strumień. Skład dżetu i rodzaj energii decydują o tym, jak strumień zachowa się, gdy się odbije rykoszetem, tworząc dziurę takich rozmiarów. Teoretyczne modele strumienia i jego interakcje z otaczającym gazem są podobne do wniosków wyciąganych na temat właściwości dżetu.

Energia wytwarzana przez dżety z czarnych dziur może podgrzewać gaz międzygalaktyczny w gromadach galaktyk i zapobiegać chłodzeniu się i tworzeniu dużej liczby gwiazd w galaktyce centralnej, takiej jak Cygnus A.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 stycznia 2019

Układ podwójny gwiazd przerzuca dysk protoplanetarny na pozycję biegunową

Nowe badania prowadzone przez astronoma z University of Warwick pokazały pierwszy potwierdzony przykład układu podwójnego gwiazd, w którym do pozycji biegunowej odwrócony jest otaczający go dysk protoplanetarny. Międzynarodowy zespół użył ALMA, aby uzyskać wysokiej rozdzielczości obrazy dysku rozmiarów pasa asteroid.


Cały układ prezentuje niezwykły widok grubego pierścienia gazu i pyłu krążącego pod kątem prostym do orbity układu podwójnego gwiazd. Do tej pory konfiguracja ta istniała tylko w umysłach teoretyków, ale obserwacja ALMA udowodniła, że dyski protoplanetarne tego typu istnieją i mogą być nawet względnie powszechne.  

„Dyski bogate w gaz i pył są widoczne wokół niemal wszystkich młodych gwiazd i wiemy, że co najmniej ⅓ krążących wokół pojedynczych gwiazd tworzy planety. Niektóre z tych planet w końcu nie są wyrównywane ze spinem gwiazdy, więc zastanawialiśmy się, czy podobna sytuacja jest możliwa dla planet krążących w układach podwójnych gwiazd. Dziwactwo dynamiki oznacza, że tak zwane przesunięcie biegunowe powinno być możliwe, ale do tej pory nie mieliśmy żadnych dowodów na niewyrównane dyski, w których mogłyby powstawać te planety” – mówi Dr Grant M. Kennedy z University of Warwick.

Dr Kennedy i jego współpracownicy wykorzystali ALMA do ustalenia orientacji w układzie pierścienia gazu i pyłu. Orbita układu podwójnego była znana wcześniej z obserwacji, które określały sposób, w jaki gwiazdy poruszają się względem siebie. Łącząc obie informacje, byli oni w stanie ustalić, że pierścień pyłu był idealnie zgodny z orbitą biegunową. Oznacza to, że podczas, gdy gwiazdy krążą wokół siebie w jednej płaszczyźnie, dysk otaczający je jest usytuowany pod kątem prostym do ich orbit.

Gdyby na wewnętrznej krawędzi pierścienia pyłowego znajdowała się planeta bądź planetoida, sam pierścień wyglądałby z powierzchni jako szerokie pasmo wznoszące się niemal prostopadle od horyzontu. Konfiguracja biegunowa oznacza, że gwiazdy pojawiałyby się i znikały z płaszczyzny dysku. Pory roku na planetach w takim układzie także byłyby inne, niż na Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 stycznia 2019

Nowe sposoby „karmienia się” supermasywnych czarnych dziur

Supermasywne czarne dziury mają masę od milionów do miliardów razy większą, niż nasze Słońce i znajdują się w centrach większości galaktyk. Taka kilka milionów razy masywniejsza, niż Słońce znajduje się także w sercu naszej Drogi Mlecznej.


Pomimo tego, jak powszechne są we Wszechświecie supermasywne czarne dziury, pozostaje niejasne, jak rosną do tak ogromnych rozmiarów. Niektóre czarne dziury nieustannie pochłaniają gaz ze swojego otoczenia, inne połykają nagle całe gwiazdy. Jednak żadna teoria nie wyjaśnia, w jaki sposób supermasywne czarne dziury mogą tak nagle „włączyć się” i tak szybko narastać przez długi czas.

W lutym 2017 r. All Sky Automated Survey for Supernovae odkrył zdarzenie znane jako AT 2017bgt. Na początku było ono uważane za zdarzenie „połykania gwiazdy” lub „zakłócenie pływowe”, ponieważ promieniowanie emitowane wokół czarnej dziury stało się ponad 50 razy jaśniejsze, niż obserwowane w 2004 r.

Jednak po obszernych obserwacjach z użyciem wielu teleskopów, zespół naukowców prowadzonych przez dr. Benny'ego Trakhtenbrota i dr. Iaira Arcavi z Uniwersytetu w Tel Awiwie, stwierdził, że AT 2017bgt  reprezentuje nowy sposób „karmienia” czarnych dziur.

Obserwacje odpowiadały przewidywaniom teoretycznym innego członka zespołu badawczego, prof. Hagai Netzer, również z Uniwersytetu w Tel Awiwie.

Astronomowie ze Stanów Zjednoczonych, Polski, Chile i Wielkiej Brytanii wzięli udział w obserwacjach i analizach, w których wykorzystano trzy różne teleskopy kosmiczne, w tym nowy teleskop NICER zainstalowany na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej.

Zespół badaczy zidentyfikował dwa dodatkowe, niedawno zgłoszone zdarzenia „włączających się” czarnych dziur, które mają takie same właściwości, jak AT 2017bgt. Te trzy zdarzenia tworzą nową i kuszącą klasę czarnych dziur ponownej aktywacji.

„Nie jesteśmy jeszcze pewni co do przyczyny tego dramatycznego i nagłego zwiększenia szybkości żywienia się czarnych dziur. Istnieje wiele znanych sposobów na przyspieszenie wzrostu gigantycznych czarnych dziur, ale zwykle dzieje się to w dłuższym czasie” – podsumowuje dr Trakhtenbrot.

Astronomowie mają nadzieję wykryć o wiele więcej takich zdarzeń i śledzić je za pomocą kilku teleskopów pracujących w tandemie. Jest to jedyny sposób na uzupełnienie obrazu wzrostu czarnych dziur, aby zrozumieć, co go przyspiesza, i być może w końcu rozwikłać tajemnicę tego, jak tworzą się te gigantyczne potwory.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 stycznia 2019

Puls rentgenowski wykryty w pobliżu horyzontu zdarzeń, gdy czarna dziura pożera gwiazdę

22 listopada 2014 r. astronomowie zauważyli rzadkie zdarzenie na nocnym niebie: supermasywną czarną dziurę w galaktyce odległej o 300 mln lat świetlnych od Ziemi, która rozrywa gwiazdę przechodzącą w jej pobliżu. Zdarzenie, znane jako rozbłysk zakłócenia pływowego, dla masywnej siły pływowej czarnej dziury, która rozrywa gwiazdę, spowodowało wybuch aktywności promieni rentgenowskich w pobliżu centrum galaktyki.


Teraz naukowcy z MIT i innych instytucji prześledzili dane z obserwacji wielu teleskopów dotyczące tego wydarzenia i odkryli dziwnie intensywny, stabilny i okresowy puls, lub sygnał, promieniowania rentgenowskiego we wszystkich zestawach danych. Sygnał wydaje się pochodzić z obszaru bardzo zbliżonego do horyzontu zdarzeń czarnej dziury. Sygnał wydaje się okresowo rozjaśniać i gasnąć co 131 sekund, i utrzymuje się przez co najmniej 450 dni.

Naukowcy są przekonani, że cokolwiek emituje ten okresowy sygnał, musi krążyć wokół czarnej dziury, tuż poza horyzontem zdarzeń, w pobliżu najbardziej wewnętrznej orbity stabilnej (Innermost Stable Circular Orbit – ISCO), najmniejszej orbity, na której cząstka może podróżować wokół czarnej dziury.

Biorąc pod uwagę stabilną bliskość sygnału od czarnej dziury oraz masę czarnej dziury, która według naukowców wynosi ok. miliona mas Słońca, zespół obliczył, że wiruje ona z prędkością zbliżoną do 50% prędkości światła. 

Pierwszy autor badania, Dheeraj Pasham z Instytutu Astrofizyki i Badań Kosmicznych w MIT, twierdzi, że większość supermasywnych czarnych dziur jest uśpiona i zwykle nie emituje zbyt wiele promieniowania X. Od czasu do czasu uwalniają one wybuchy aktywności, na przykład gdy gwiazdy zbliżają się wystarczająco, by czarne dziury mogły je pożerać. Teraz Pasham  mówi, że, biorąc pod uwagę wyniki zespołu, takie rozbłyski zakłóceń pływowych mogą być wykorzystane do oszacowania spinu supermasywnych czarnych dziur – właściwości, która do tej pory była niewiarygodnie trudna do ustalenia.

Modele teoretyczne rozbłysków zakłóceń pływowych pokazują, że kiedy czarna dziura strzępi gwiazdę, część materii gwiazdy może pozostać poza horyzontem zdarzeń, krążąc, przynajmniej tymczasowo, na stabilnej orbicie, takiej jak ISCO, emitując okresowe błyski promieniowania X, przed ostatecznym pochłonięciem przez czarną dziurę. Okresowość błysków promieniowania rentgenowskiego koduje kluczowe informacje o wielkości ISCO, która jest podyktowana szybkością wirowania czarnej dziury.

Pasham i jego koledzy myśleli, że gdyby mogli zobaczyć tak regularne błyski bardzo blisko czarnej dziury, która przeszła ostatnie zjawisko zakłócenia pływowego, sygnały te mogłyby dać im wyobrażenie, jak szybko wiruje czarna dziura.

Skupili swoje poszukiwania na ASASSN-14li, zdarzeniu zakłóceń pływowych, które astronomowie zidentyfikowali w listopadzie 2014 roku, korzystając z naziemnego automatycznego przeglądu All-Sky Automated Survey for SuperNovae (ASASSN).

Zespół przeanalizował zarchiwizowane zestawy danych z trzech obserwatoriów, które zbierały pomiary rentgenowskie zdarzenia od czasu jego odkrycia. Pasham opracował wcześniej kod komputerowy do wykrywania okresowych wzorców z danych astrofizycznych, ale nie w przypadku zdarzeń związanych z zakłóceniami pływowymi. Postanowił zastosować swój kod do trzech zestawów danych dla ASASSN-14li, aby sprawdzić, czy na powierzchni pojawią się zwykłe okresowe wzorce.

To, co obserwował było zaskakująco silnym, stabilnym i okresowym wybuchem promieniowania rentgenowskiego, który wydawał się pochodzić z niemal krawędzi czarnej dziury. Sygnał pulsował co 131 sekund przez 450 dni i był wyjątkowo intensywny – około 40% powyżej średniej jasności promieni rentgenowskich czarnej dziury.

Kiedy Pasham odkrył okresowy sygnał, to do teoretyków zespołu należało znalezienie wyjaśnienia, co mogło je wygenerować. Zespół opracował różne scenariusze, ale to, co wydaje się najbardziej prawdopodobne do stworzenia tak silnego, regularnego błysku promieni X, obejmuje nie tylko czarną dziurę rozrywającą gwiazdę, która się do niej zbliża, ale także mniejszą gwiazdę, znaną jako biały karzeł, orbitującą blisko czarnej dziury.

Według Pasham nadrzędnym znaczeniem wyników jest to, że możliwe jest ograniczenie spinu czarnej dziury, pochodzące od zdarzenia zakłóceń pływowych. Idąc dalej, naukowiec ma nadzieję, że uda się zidentyfikować podobne stabilne wzorce w innych zdarzeniach związanych ze strzępieniem gwiazd przez czarne dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 stycznia 2019

Oznaki „niechlujnej” gwiazdy, która uczyniła z towarzysza supernową

Wiele gwiazd eksploduje jako świecące supernowe, gdy spalą całe swoje paliwo w syntezie jądrowej. Jednak niektóre gwiazdy mogą przejść do postaci supernowej po prostu dlatego, że mają bliską i nieznośną gwiazdę towarzyszącą, która pewnego dnia zaburzy partnera tak bardzo, że ten eksploduje.


Do tego drugiego zdarzenia może dojść w układach podwójnych gwiazd, gdzie obie próbują dominować. Podczas, gdy eksplodująca gwiazda daje wiele dowodów potwierdzających jej tożsamość, astronomowie muszą dobrze się napracować, aby dowiedzieć się czegoś na temat towarzysza, który wywołał tę eksplozję.

Międzynarodowy zespół astronomów ogłosił, że zidentyfikował rodzaj gwiazdy towarzyszącej, która spowodowała eksplozję swojego towarzysza w układzie podwójnym, jako węglowo-tlenowego białego karła. Dzięki wielokrotnym obserwacjom SN 2015cp, supernowej oddalonej o 545 mln lat świetlnych do Ziemi, zespół wykrył szczątki bogate w wodór, które gwiazda towarzysząca straciła przed eksplozją.

Obecność szczątków oznacza, że towarzysz był albo czerwonym olbrzymem albo podobną gwiazdą, która, zanim uczyniła swoją towarzyszkę supernową, straciła ogromne ilości materii.

Materia z supernowej uderzyła w te gwiezdne szczątki z prędkością 30 tys. km/s (1/10 prędkości światła), powodując, że świeciły one w promieniach ultrafioletowych, które zostały wykryte przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a i inne obserwatoria prawie dwa lata po pierwotnej eksplozji. Szukając dowodów na działanie cząstek przez miesiące lub lata po wybuchu supernowej w układzie podwójnym gwiazd, zespół wierzy, że astronomowie mogli określić, czy towarzysz był niechlujnym czerwonym olbrzymem czy względnie schludną gwiazdą.

Zespół dokonał tego odkrycia w ramach szerszego badania konkretnego rodzaju supernowej, znanej jako supernowa typu Ia. Supernowe tego typu powstają, gdy węglowo-tlenowy biały karzeł eksploduje nagle pod wpływem działania swojego towarzysza w układzie podwójnym. Węglowo-tlenowe białe karły są małe, gęste i całkiem stabilne. Tworzą się z zapadniętych jąder większych gwiazd i, jeżeli pozostają niezakłócone, mogą istnieć miliardy lat.

Supernowe typu Ia zostały wykorzystane w badaniach kosmologicznych, ponieważ ich stała jasność czyni  je idealnymi „kosmicznymi latarniami morskimi”. Zostały użyte do oszacowania stopnia ekspansji Wszechświata i służyły jako pośredni dowód na istnienie ciemnej energii. 

Jednak naukowcy nie są pewni, jakie gwiazdy towarzyszące mogą wywołać zdarzenie typu Ia. Wiele dowodów wskazuje na to, że dla większości supernowych typu Ia towarzyszem był prawdopodobnie inny węglowo-tlenowy biały karzeł, który nie pozostawił żadnych resztek bogatych w wodór. Jednak modele teoretyczne pokazały, że gwiazdy takie jak czerwone olbrzymy także mogą wywołać supernową typu Ia pozostawiającą szczątki bogate w wodór, które mogą zostać uderzone eksplozją. Spośród tysięcy zbadanych dotąd supernowych typu Ia tylko niewielka ich część została zaobserwowana w wyniku uderzenia materii bogatej w wodór pochodzącej od gwiezdnego towarzysza. Podczas wcześniejszych obserwacji co najmniej dwóch supernowych typu Ia wykryto świecące szczątki kilka miesięcy po eksplozji. Ale naukowcy nie byli pewni, czy zdarzenia te były odosobnione, czy są  znakami, że supernowe typu Ia mogą mieć wiele różnych rodzajów gwiazd towarzyszących.

Zespół wykorzystał obserwacje z Hubble’a do zbadania emisji ultrafioletowej z 70 supernowych typu Ia w przybliżeniu od roku do trzech lat po pierwszym wybuchu.

W przypadku SN 2015cp, pierwszej dostrzeżonej supernowej w 2015 r., naukowcy odkryli to, czego szukali. W 2017 roku, 686 dni po eksplozji supernowej, Hubble wyłowił ultrafioletową poświatę gruzu. Szczątki te były oddalone od źródła supernowej o co najmniej 100 mld km. Dla porównania orbita Plutona w aphelium wynosi 7,4 mld km.

Porównując SN 2015cp do innych supernowych typu Ia w swoich badaniach, naukowcy szacują, że nie więcej niż 6% tego typu supernowych ma tak brudnego towarzysza. Wielokrotne, szczegółowe obserwacje innych zdarzeń Ia pomogłyby ustalić te szacunki.

HST był niezbędny do wykrycia ultrafioletowej sygnatury szczątków gwiazdy towarzyszącej dla SN 2015cp. Jesienią 2017 r. naukowcy zaaranżowali dodatkowe obserwacje tej supernowej przez m.in. Obserwatorium Kecka na Hawajach, Karl G. Jansky Very Large Array w Nowym Meksyku i Bardzo Duży Teleskop ESO oraz Neil Gehrels Swift Observatory. Dane te okazały się kluczowe w potwierdzeniu obecności wodoru.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 stycznia 2019

Pierwsza w historii detekcja narodzin czarnej dziury bądź gwiazdy neutronowej

Międzynarodowy zespół kierowany przez Northwestern University jest coraz bliżej zrozumienia tajemniczo jasnego obiektu, który rozbłysnął tego lata na niebie północnym.


17 czerwca dwa bliźniacze teleskopy ATLAS na Hawajach odkryły spektakularnie jasną anomalię w odległości 200 mln lat świetlnych od nas w konstelacji Herkulesa w galaktyce karłowatej CGCG 137-068. Nazwany AT2018cow lub „The Cow” (Krowa), obiekt szybko wybuchł, a następnie zniknął prawie tak samo szybko.

Po połączeniu kilku źródeł obrazowania, w tym twardych promieni rentgenowskich i fal radiowych, zespół spekuluje obecnie, że teleskopy uchwyciły dokładnie moment, w którym gwiazda zapada się, tworząc zwarty obiekt, taki jak czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Gwiezdne szczątki, zbliżające się i wirujące wokół horyzontu zdarzeń obiektu, wywołały niezwykle jasny blask. 

To rzadkie wydarzenie pomoże astronomom lepiej zrozumieć fizykę dziejącą się w pierwszych chwilach powstawania czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej. „Uważamy, że Krowa to tworząca się akreująca czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Wiemy z teorii, że czarne dziury i gwiazdy neutronowe powstają, gdy gwiazda umiera, ale nigdy nie widzieliśmy ich zaraz po urodzeniu” – mówi Raffaella Margutti z Northwestern.

Po tym, gdy pierwszy raz ją zauważono, Krowa zdobyła natychmiastowe międzynarodowe zainteresowanie i pozostawiła astronomów z nie lada zagwozdką. „Sądziliśmy, że musi to być supernowa. Ale to, co zaobserwowaliśmy, rzuciło wyzwanie naszym aktualnym wyobrażeniom dotyczącym gwiezdnej śmierci” – powiedziała Margutti.

Po pierwsze, anomalia była nienaturalnie jasna – 10 do 100 razy jaśniejsza, niż typowa supernowa. Rozbłysnęła i zniknęła znacznie szybciej, niż inne znane eksplozje gwiazd, a jej cząsteczki poruszają się z prędkością 30 tys. km/s (10% prędkości światła). W ciągu zaledwie 16 dni obiekt wyemitował już większość swojej energii. We Wszechświecie, w którym pewne zjawiska trwają miliony i miliardy lat, dwa tygodnie to okamgnienie.

Wykorzystując dostęp badaczy z Northwestern do teleskopów Kecka na Hawajach i Obserwatorium MMT w Arizonie, a także zdalny dostęp do teleskopu SoAR w Chile, Margutti bliżej przyjrzała się obiektowi. Wraz z zespołem zbadała skład chemiczny Krowy, znajdując wyraźne dowody na istnienie wodoru i helu, co wykluczało łączenie się zwartych obiektów – jak te, które wytwarzają fale grawitacyjne.

Astronomowie tradycyjnie badali śmierci gwiazd w optycznej długości fali. Z kolei zespół Margutti stosuje bardziej kompleksowe podejście. Obserwowali obiekt w promieniach rentgena, twardych promieniach X (które są 10 razy silniejsze, niż zwykłe promienie rentgenowskie), na falach radiowych oraz w promieniach gamma. Umożliwiło im to dalsze badanie anomalii na długo po tym, jak jej jasność widzialna zbladła.

Po tym, jak ATLAS uchwycił obiekt, zespół Margutti szybko mógł kontynuować obserwacje Krowy za pomocą NuSTAR, INTEGRAL, XMM-Newton oraz anten VLA.

Chociaż gwiazdy cały czas mogą zapadać się do czarnych dziur, duża ilość materii wokół nowo narodzonych czarnych dziur blokuje astronomom widzenie. Na szczęście około 10 razy mniej wyrzutów krąży wokół Krowy, w porównaniu do typowej gwiezdnej eksplozji. Brak materii pozwolił astronomom spojrzeć prosto do „silnika centralnego” obiektu, który ukazał się jako prawdopodobna czarna dziura lub gwiazda neutronowa.

Źródło:

8 stycznia 2019

Trzecia planeta satelity TESS

TESS – Transiting Exoplanet Survey Satellite – odkryła trzecią małą planetę poza Układem Słonecznym. 


Nowa planeta, nazwana HD 21749b, krąży wokół jasnego, pobliskiego karła znajdującego się około 53 lata świetlne stąd w gwiazdozbiorze Sieci, i wydaje się, że ma najdłuższy okres obiegu z trzech dotychczas zidentyfikowanych przez TESS. HD 21749b okrąża swoją gwiazdę stosunkowo powoli – w czasie 36 dni, w porównaniu do dwóch innych planet – Pi Mensae b, „super-Ziemi”, której obieg wokół gwiazd zajmuje 6,3 dnia oraz LHS 3844b, skalistego świata, który okrąża swoją gwiazdę zaledwie w 11 godzin. Wszystkie trzy planety zostały odkryte w pierwszych trzech miesiącach obserwacji TESS.

Na powierzchni nowej planety panuje prawdopodobnie temperatura ok. 150oC – stosunkowo chłodno, biorąc pod uwagę bliskość gwiazdy, która jest prawie tak jasna, jak Słońce.

Planeta jest około trzy razy większa od Ziemi, co stawia ją w kategorii „pod-Neptunów”. Zaskakujące jest to, że jest również 23 razy masywniejsza od Ziemi. Jest mało prawdopodobne, że to planeta skalista i dlatego nadająca się do zamieszkania; bardziej prawdopodobne jest, że to gazowy świat, który jest znacznie gęstszy niż atmosfera Neptuna czy Urana. 

Nieoczekiwanie naukowcy wykryli również dowody na istnienie drugiej planety, choć jeszcze niepotwierdzone, w tym samym układzie planetarnym, z krótszą, 7,8-dniową orbitą. Jeżeli zostanie potwierdzona jako planeta, może być pierwszą planetą rozmiarów Ziemi odkrytą przez TESS.

Od momentu rozpoczęcia w kwietniu 2018 r. TESS monitoruje niebo, sektor po sektorze, rejestrując chwilowe spadki jasności 200 000 pobliskich gwiazd. Takie spadki jasności mogą być wywołane obecnością planety, która przechodzi przed tarczą gwiazdy.

Cztery kamery znajdujące się na pokładzie satelity monitorują każdy sektor przez 27 dni, przejmując światło z gwiazd w tym konkretnym fragmencie, przed przejściem do oglądania następnego. W ciągu swojej dwuletniej misji TESS będzie obserwować prawie całe niebo, monitorując i układając razem zachodzące na siebie fragmenty nocnego nieba. Satelita spędzi pierwszy rok na obserwacji nieba na półkuli południowej, po czym obróci się, by przejąć niebo na półkuli północnej.

Do publicznej wiadomości zostały podane wszystkie dane zebrane przez TESS z trzech pierwszych spośród 13 sektorów, które będzie monitorować na niebie południowym. W ramach nowej analizy naukowcy przeanalizowali te dane, zebrane w okresie od 25 lipca do 14 października. 

W danych z sektora 1, Diana Dragomir z MIT zidentyfikowała pojedynczy tranzyt lub spadek jasności gwiazdy HD 21749. Ponieważ satelita zbierał dane z sektora tylko przez 27 dni, trudno jest zidentyfikować planety z orbitami dłuższymi, niż ten okres; gdy planeta znów przejdzie przed tarczą gwiazdy, satelita może przesunąć się, by obserwować już inny kawałek nieba.

Żeby sprawa była bardziej skomplikowana, sama gwiazda jest stosunkowo aktywna, a Dragomir nie była pewna, czy pojedynczy tranzyt, który zauważyła, był wynikiem przejścia planety czy błysku gwiezdnej aktywności. Zbadała więc drugi zbiór danych zebranych przez HARPS, wysoce precyzyjny spektrograf zainstalowany na dużym naziemnym teleskopie w Chile.

Kiedy badacze przejrzeli dane z HARPS, odkryli powtarzający się sygnał pochodzący z HD 21749 co 36 dni. Z tego wynika, że gdyby rzeczywiście widzieli tranzyt w danych z TESS z pierwszego sektora, powinien pojawić się 36 dni później, w danych z sektora trzeciego. Kiedy te dane stały się publicznie dostępne, chwilowy błąd spowodował lukę w danych właśnie wtedy, gdy Dragomir spodziewała się drugiego tranzytu.

Ona i jej koledzy porównali wzorzec z pierwszym pełnym tranzytem, i znaleźli niemal idealne dopasowanie – wskazanie, że planeta ponownie przeszła przed swoją gwiazdą na 36-dniowej orbicie.

Wykorzystali także dane z Planet Finder Spectrograph, instrumentu zainstalowanego na Teleskopie Magellana w Chile, aby jeszcze pewniej potwierdzić swoje odkrycia oraz oszacować masę planety i jej orbitę.

Zespół naukowy zobowiązał się, że gdy TESS zakończy swój dwuletni monitoring całego nieba, dostarczy informacji na temat 50 małych planet, o rozmiarach mniejszych, niż czterokrotność Ziemi, dla społeczności astronomicznej w celu dalszej obserwacji, albo za pomocą naziemnych teleskopów, albo przyszłym Kosmicznym Teleskopem Jamesa Webba.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 stycznia 2019

Chandra wykrywa torus wokół AGN

Większość galaktyk w swoich jądrach ma supermasywne czarne dziury o masach milionów czy nawet miliardów Słońc. Uważa się, że czarne dziury są otoczone torusami pyłu i gazu oraz dyskiem akrecyjnym, który staje się bardzo gorący, gdy opada na niego materia, ogrzewając torus oraz gaz i pył wokół jądra. Takie aktywne jądro galaktyczne (AGN) promieniuje w całym widmie, podczas gdy pył często blokuje najbardziej wewnętrzne obszary. Często wyrzucane są silne dwubiegunowe dżety naładowanych cząstek. Promieniowanie z torusa można zobaczyć bezpośrednio na falach podczerwonych, a gdy szybko poruszające się są rozpraszane, także w promieniach X.


Aktywne jądra galaktyczne (AGN) należą do najbardziej dramatycznych i interesujących zjawisk w astronomii pozagalaktycznej. Wszystkie standardowe modele AGN przewidują obecność torusa i dysku akrecyjnego, ale szczegóły tego regionu były trudne do zbadania bezpośrednio, ponieważ uważa się, że jest on stosunkowo mały. Jednak ALMA obserwująca na falach milimetrowych umożliwiła ostatnio wykrywanie pobliskich struktur AGN zarówno w ciągłej jak i molekularnej emisji. NGC 5643 to galaktyka spiralna, która posiada AGN oraz dwubiegunowe dżety. W ubiegłym roku ALMA dostrzegła w jądrze wydłużoną strukturę o średnicy 80 lat świetlnych (około 200 lat świetlnych średnicy emisja ze składnika zimnego gazu molekularnego). Naukowcy zaproponowali, że struktura ta jest oczekiwanym torusem AGN i związaną z nim materią molekularną odpowiedzialną za zaciemnienie AGN oraz kolimację dżetów.

Astronomowie CfA, Pepi Fabbiano, Aneta Siemiginowska i Martin Elvis oraz ich koledzy wykorzystali obserwatorium rentgenowskie Chandra do obrazowania tego regionu oraz jego torusa w promieniach X. Patrząc na energię jasnej linii promieniowania rentgenowskiego żelaza, zespół znajduje strukturę rozległą na 200 lat świetlnych, która całkiem dobrze pokrywa się ze strukturą molekularną. Jej rozmiar i szacowana na podstawie obserwacji z ALMA gęstość sugerują, że jest to dysk otaczający jądro. Jest to pierwszy obiekt, w którym zarówno Chandra jak i ALMA zidentyfikowały torus. Dodatkowym znaczeniem jest fakt, że dwie obserwacje obejmują zakres od promieni rentgenowskich do fal milimetrowych. Te zwykle bardzo różne pasma są próbkami odpowiednio bardzo gorącej lub bardzo zimnej materii powstałej z bardzo różnych regionów, ale AGN tworzy bardzo skomplikowane środowisko.

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...