28 lutego 2019

ALMA rozróżnia dwa niezależne strumienie gazu pochodzące od pojedynczej gwiazdy

Astronomowie ujawnili enigmatyczne pochodzenie dwóch różnych strumieni gazu od jednej gwiazdy niemowlęcej. Korzystając z ALMA odkryli, że powolny wypływ i szybki strumień z protogwiazdy mają niedostosowane osie i że pierwszy został wyrzucony wcześniej, niż drugi. Początki tych dwóch przepływów były tajemnicą, ale te obserwacje dostarczają sygnałów, że strumienie wystartowały z różnych części dysku wokół protogwiazdy.


Gwiazdy we Wszechświecie mają szeroki zakres mas, od setek Słońc do mniej niż 1/10 masy Słońca. Aby zrozumieć pochodzenie tej różnorodności, astronomowie badają proces formowania się gwiazd, czyli zbiór kosmicznego gazu i pyłu.

Dziecięce gwiazdy zbierają gaz swoim przyciąganiem grawitacyjnym, jednak część materii jest wyrzucana przez protogwiazdy. Ta wyrzucona materia tworzy gwiezdny płacz narodzin, który dostarcza wskazówek do zrozumienia procesu gromadzenia masy.

Yuko Matsushita, absolwentka Kyushu University i jej zespół wykorzystali ALMA do obserwacji szczegółowej struktury krzyku narodzin od gwiezdnego dziecka MMS5/OMC-3 i odkrył dwa różne przepływy gazu: wolny wypływ i szybki dżet. Znanych jest kilka przykładów z dwoma przepływami widzianymi na falach radiowych, ale MMS5/OMC-3 jest wyjątkowa.

„Mierząc dopplerowskie przesunięcie fal radiowych możemy oszacować prędkość i czas trwania przepływów gazu. Odkryliśmy, że strumień i odpływ wystartowały odpowiednio 500 i 1300 lat temu. Te strumienie gazu są dość młode” – powiedziała Matsushita.

Co ciekawsze, zespół odkrył, że osie obu przepływów są niewyrównane o 17o. Oś przepływów może być zmienna w dłuższych okresach ze względu na precesję gwiazdy centralnej. Ale w tym przypadku, biorąc pod uwagę skrajną młodość strumieni gazu, naukowcy doszli do wniosku, że niewspółosiowość nie wynika z precesji, ale jest związana z procesem wystrzeliwania.

Istnieją dwa konkurencyjne modele mechanizmu powstawania wypływów i dżetów protogwiazdowych. Niektórzy badacze zakładają, że dwa strumienie powstają niezależnie w różnych częściach gazowego dysku wokół centralnej młodej gwiazdy, podczas gdy inni proponują, że rozmieszczony strumień jest formowany jako pierwszy, następnie porywa otaczającą materię, tworząc wolniejszy wypływ. Pomimo obszernych badań astronomowie nie doszli jeszcze do rozstrzygającej odpowiedzi.

Niewspółosiowość w dwóch przepływach może wystąpić w „modelu niezależnym”, ale jest trudna w „modelu porywania”. Ponadto zespół odkrył, że odpływ został wyrzucony znacznie wcześniej niż dżet. To wyraźnie popiera „model niezależny”.

„Obserwacja dobrze pasuje do moich wyników” – mówi Masahiro Machida, profesor Uniwersytetu Kyushu. Dziesięć lat temu wykonał pionierskie badania symulacyjne za pomocą superkomputera obsługiwanego przez National Astronomical Observatory of Japan. W symulacji wypływ szerokokątny jest wyrzucany z zewnętrznego obszaru gazowego dysku wokół protogwiazdy, podczas gdy skolimowany strumień jest wyrzucany niezależnie z wewnętrznego obszaru dysku. Machida kontynuuje: „Obserwowana niewspółosiowość między dwoma strumieniami gazu może wskazywać, że dysk wokół protogwiazdy jest wypaczony.”

„Wysoka czułość i rozdzielczość kątowa ALMA pozwolą nam znaleźć coraz więcej młodych, energetycznych układów odpływowo-strumieniowych, takich jak MMS5/OMC-3. Dostarczą wskazówek, jak rozumieć mechanizmy napędowe odpływów i dżetów. Ponadto badanie takich obiektów powie nam również, w jaki sposób procesy wzrostu masy i wyrzutu działają na najwcześniejszym etapie powstawania gwiazd” – powiedziała Satoko Takahashi, astronom z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego w Japonii oraz współautorka artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 lutego 2019

Ciemna materia może trafiać w odpowiednią nutę w małych galaktykach

Ciemna materia może się rozpraszać tylko wtedy, gdy osiągnie odpowiednią energię – informują naukowcy w nowym badaniu. Ich pomysł pomaga wyjaśnić, dlaczego galaktyki od tych najmniejszych po największe, mają kształty takie, jakie mają. 


Ciemna materia jest tajemniczą i nieznaną formą materii, która obejmuje ponad 80% materii w dzisiejszym Wszechświecie. Jej natura nie jest znana, ale uważa się, że jest odpowiedzialna za tworzenie się gwiazd i galaktyk poprzez przyciąganie grawitacyjne, które doprowadziło do naszego istnienia. 

Astronomowie już odkryli, że ciemna materia nie wydaje tak bardzo się zbierać razem w grupy, jak sugerują to symulacje. Jeżeli grawitacja jest jedyną siłą, która napędza ciemną materię, wtedy powinna ona stawać się bardzo gęsta w kierunku centrum galaktyki. Jednakże, szczególnie w małych, słabych galaktykach karłowatych, zwanych sferoidalnymi, ciemna materia nie wydaje się być tak gęsta w kierunku centrum, jak tego oczekiwano.  

Jeden problem z tym pomysłem polega na tym, że ciemna materia zdaje się gromadzić w większych układach, takich jak gromady galaktyk. Międzynarodowy zespół naukowców opracował wyjaśnienie, które może pomóc rozwiązać tę zagadkę i ujawnić, czym jest ciemna materia.

Według zespołu takim wyjaśnieniem jest rezonans. Jednak naukowcy nie byli przekonani co do tego, że tak prosty pomysł wyjaśniłby poprawnie dane. „Po pierwsze byliśmy trochę sceptyczni, że pomysł ten wyjaśni dane obserwacyjne. Ale kiedy spróbowaliśmy, zadziałało!” – mówi kolumbijski badacz Camilo Garcia Cely z Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY) w Niemczech.

Zespół uważa, że nie jest przypadkiem, że ciemna materia może trafić dokładnie w odpowiednią nutę.

„Istnieje wiele innych układów w przyrodzie, które pokazują podobne przypadki: w gwiazdach cząsteczki alfa rezonują z berylem, który z kolei rezonuje z węglem, tworząc klocki, które dały początek życiu na Ziemi. Podobny proces zachodzi w przypadku cząsteczek subatomowych zwanych phi” – mówi Garcia Cely.

„Może być to również znak, że nasz świat ma więcej wymiarów, niż widzimy. Jeżeli cząsteczka porusza się w dodatkowych wymiarach, ma energię. Nam, niewidzącym dodatkowych wymiarów, wydaje się, że energia jest faktycznie masą, dzięki równaniu Einsteina E=mc2. Być może niektóre cząsteczki poruszają się dwa razy szybciej, niż w dodatkowym wymiarze, dzięki czemu mają masę dwa razy taką, jak masa ciemnej materii” – mówi chiński fizyk Xiaoyong Chu z Austrian Academy of Sciences.

Kolejnym krokiem zespołu będzie znalezienie danych obserwacyjnych, które poprą tę teorię.

„Jeżeli jest to prawda, to przyszłe i bardziej szczegółowe obserwacje różnych galaktyk ujawnią, że rozpraszanie ciemnej materii w rzeczywistości zależy od jej prędkości” – mówi Hitoshi Murayama, autor pracy, prof. Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley oraz Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe Principal Investigator i jednocześnie lider oddzielnej, międzynarodowej grupy, która zamierza to zrobić, wykorzystując niedokończony jeszcze Prime Focus Spectrograph. Instrument zostanie zamontowany na teleskopie Subaru na Mauna Kea na Hawajach i będzie zdolny do pomiaru prędkości tysięcy gwiazd w karłowatych galaktyka sferoidalnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 lutego 2019

Wiatr gwiazdowy starych gwiazd ujawnia obecność partnera

Czerwone olbrzymy to stare gwiazdy, które wyrzucają materię gazową i cząsteczki w postaci wiatru gwiazdowego. Wydawało się, że niektóre czerwone olbrzymy traciły wyjątkowo duże ilości masy. Nowe obserwacje wskazują jednak, że w rzeczywistości tak nie jest. Wiatr gwiazdowy nie jest bardziej intensywny, niż normalnie, ale jest przechwytywany przez partnera, którego do tej pory nie zauważono: drugą gwiazdę, która okrąża czerwonego olbrzyma.  


Człowiek nie żyje wystarczająco długo, aby to zrozumieć, ale gwiazdy także rodzą się, starzeją i umierają. Jest to proces trwający miliardy lat. Wraz z wiekiem gwiazda staje się większa, zimniejsza i bardziej czerwona – stąd nazwa „czerwony olbrzym”. Nasze Słońce za 4,5 mld lat również stanie się takim czerwonym olbrzymem. 

W końcowym etapie życia czerwone olbrzymy wyrzucają swoją masę w postaci wiatru gwiazdowego. Wcześniejsze obserwacje potwierdziły, że tracą one w ten sposób masę. Jednak dwanaście obiektów, które utraciły masę w rekordowej ilości, od dziesięcioleci jest zaskoczeniem dla naukowców. Te czerwone olbrzymy wyrzucają rzekomo równowartość 100 Ziemi rocznie w czasie od 100 do 2000 lat. Nawet jak na astronomiczną skalę, jest to dużo masy w krótkim czasie.

Trudno było to wyjaśnić. Odkrycie gwiezdnego towarzysza sprawiło, że wszystko zaczęło się układać. Mówi prof. Leen Decin z Instytutu Astronomii KU Leuven: „Wierzyliśmy, że czerwone olbrzymy miały rekordowo duży wskaźnik utraty masy, jednak tak nie jest. Wydawało się, że tracą masę, ponieważ między dwiema gwiazdami znajduje się obszar, w którym wiatr gwiazdowy jest znacznie zagęszczony z powodu grawitacji drugiej gwiazdy. Te czerwone olbrzymy nie tracą równowartości 100 mas Ziemi rocznie, ale raczej 10 – tak jak zwykłe czerwone olbrzymy. Dlatego też umierają znacznie wolniej, niż początkowo zakładaliśmy. Czyli stare gwiazdy żyją dłużej, niż zakładaliśmy.”

Astronomowie badają teraz, czy układ podwójny gwiazd może być wytłumaczeniem dla innych specjalnych czerwonych olbrzymów. „Wierzyliśmy, że wiele gwiazd żyje samotnie, ale prawdopodobnie będziemy musieli dostosować ten pomysł do obserwacji. Gwiazda z partnerem będzie zapewne bardziej powszechnym zjawiskiem, niż wcześniej sądziliśmy” – podsumowuje Decin.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 lutego 2019

Jednoczesne obserwacje rentgenowskie i podczerwone Sgr A*

Supermasywna czarna dziura (SMBH) w centrum naszej galaktyki, Sagittarius A*, jest zdecydowanie najbliższym nam tego typu obiektem, znajdującym się zaledwie 25 000 lat świetlnych stąd. Chociaż nie jest tak aktywna ani świecąca jak inne SMBH, jej względna bliskość daje astronomom wyjątkową okazję do zbadania tego, co dzieje się blisko „krawędzi” czarnej dziury. Monitorowana radiowo od czasu jej odkrycia, a ostatnio w podczerwieni i na falach rentgenowskich, Sgr A* wydaje się mieć materię akreującą z bardzo małą częstotliwością, tylko kilka setnych masy Ziemi rocznie. Emisja promieniowania rentgenowskiego jest stała, co prawdopodobnie wynika z gwałtownych ruchów elektronów w gorącym strumieniu akrecji związanym z czarną dziurą. Raz dziennie pojawiają się również pochodnie o dużej zmienności; częściej pojawiają się w podczerwieni, niż w promieniach X. Niektóre pochodnie na falach submilimetrowych zostały również wstępnie połączone z rozbłyskami w podczerwieni, chociaż ich czas wydaje się być opóźniony w stosunku do zdarzeń w podczerwieni. Pomimo intensywnych wysiłków obserwacyjnych, nadal nie są znane fizyczne mechanizmy wywołujące pochodnie wokół tej SMBH i są tematem intensywnego modelowania teoretycznego.


Astronomowie z CfA,  Steve Willner, Joe Hora, Giovanni Fazio i Howard Smith, dołączyli do swoich kolegów podejmując systematyczną kampanię jednoczesnych obserwacji Sgr A* na falach o różnych długościach z wykorzystaniem obserwatoriów Spitzer i Chandra (w niektórych seriach zastosowano również Submillimeter Array). Z ponad 100 godzin danych zebranych w ciągu czterech lat (najdłuższy taki zbiór danych, jaki kiedykolwiek uzyskano), zespół zaobserwował cztery zdarzenia pochodni zarówno na falach rentgenowskich jak i w podczerwieni, gdzie zdarzenie rentgenowskie wydaje się wyprzedzać podczerwień o dziesięć do dwudziestu minut. Korelacja między obserwowanymi pikami implikuje, że istnieje pewne fizyczne połączenie między nimi, a niewielka różnica w taktowaniu jest zgodna z modelami, które opisują pochodnie pochodzące z magnetycznie napędzanego przyspieszenia cząsteczek i wstrząsów. Nie można jednak zupełnie wykluczyć równoczesnych zdarzeń, ale wyniki są niespójne z niektórymi bardziej egzotycznymi modelami, które dotyczą relatywnego ruchu elektronów. Jeżeli przyszłe jednoczesne obserwacje zaplanowane na lato 2019 r. również wykażą pochodnie, będą mogły zapewnić nowe ograniczenie opóźnienia czasowego i powiązanych modeli fizycznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 lutego 2019

Setki tysięcy nowych galaktyk

Międzynarodowy zespół składający się z ponad 200 astronomów z 18 krajów (w tym z Polski) opublikował pierwszą fazę nowego radiowego przeglądu nieba o niespotykanej czułości wykonanego za pomocą teleskopu LOFAR (Low Frequency Array). Przegląd pokazuje setki tysięcy niewykrytych wcześniej galaktyk, rzucając nowe światło na wiele obszarów badawczych, w tym fizykę czarnych dziur i ewolucję gromad galaktyk.


Astronomia radiowa pokazuje procesy zachodzące we Wszechświecie, których nie widzimy za pomocą instrumentów optycznych. W pierwszej części badania nieba LOFAR obserwował ¼ półkuli północnej na niskich częstotliwościach radiowych. W tej chwili około 10% tych danych jest upublicznionych. Mapuje trzysta tysięcy źródeł, z których prawie wszystkie są galaktykami odległego Wszechświata; ich sygnały radiowe podróżowały miliardy lat świetlnych, zanim dotarły do Ziemi.

Czarne dziury
Huub Röttgering, Leiden University (Holandia): „Jeżeli weźmiemy radioteleskop i spojrzymy w niebo, widzimy głównie emisję z najbliższego otoczenia masywnych czarnych dziur. Dzięki LOFAR mamy nadzieję odpowiedzieć na fascynujące pytanie: skąd się biorą te czarne dziury?” Wiemy, że czarne dziury są dość niechlujnymi zjadaczami. Kiedy opada na nie gaz, emitują strumienie materii, które można obserwować na falach radiowych.

Philip Best, University of Edinburgh (Wielka Brytania) dodaje: „LOFAR posiada niezwykłą czułość i pozwala nam zobaczyć, że strumienie te są obecne we wszystkich masywnych galaktykach, co oznacza, że ich czarne dziury nigdy nie przestają jeść.”

Gromady galaktyk
Gromady galaktyk są skupiskami setek lub tysięcy galaktyk, a od dziesięcioleci wiadomo, że kiedy łączą się dwie gromady, mogą wytwarzać fale radiowe o długości milionów lat świetlnych. Uważa się, że emisja ta pochodzi z cząstek przyspieszonych podczas procesu łączenia. Amanda Wilber, Uniwersytet w Hamburgu (Niemcy), wyjaśnia: „Dzięki obserwacjom radiowym możemy wykryć promieniowanie ze słabego medium, które istnieje pomiędzy galaktykami. Promieniowanie to jest generowane przez energiczne wstrząsy i turbulencje. LOFAR pozwala nam wykryć znacznie więcej tych źródeł i zrozumieć, co dostarcza im energii.”

Annalisa Bonafede, Uniwersytet Boloński i INAF (Włochy) dodaje: „To, co zaczynamy widzieć dzięki LOFAR, to to, że w niektórych przypadkach gromady galaktyk, które się nie łączą, również mogą ujawniać tę emisję, chociaż na bardzo niskim poziomie, który wcześniej był niewykrywalny. Odkrycie to mówi nam, że poza wydarzeniami związanymi z połączeniem istnieją inne zjawiska, które mogą powodować przyspieszenie cząstek w ogromnych skalach.”

Pola magnetyczne
Bezprecedensowa dokładność pomiarów LOFAR pozwala zmierzyć wpływ kosmicznych pól magnetycznych na fale radiowe. Naukowcy z Niemiec zbadali pola magnetyczne w halo galaktycznym. Mogli pokazać istnienie ogromnych struktur magnetycznych również między galaktykami. „Dane LOFAR dostarczają wskazówek na to, że przestrzeń między galaktykami może być całkowicie magnetyczna” – mówi Rainer Beck z MPIfR Bonn, Niemcy.

Obrazy wysokiej jakości
Tworzenie radiowej mapy nieba na niskiej częstotliwości wymaga dużych zespołów do analizowania danych. „LOFAR tworzy ogromne ilości danych – musimy przetworzyć odpowiednik dziesięciu milionów płyt DVD danych. Badania LOFAR były ostatnio możliwe dzięki matematycznemu przełomowi w rozumieniu interferometrii” – mówi Cyril Tasse, Observatoire de Paris – Station de radioastronomie à Nançay (Francja).

„Współpracujemy z SURF w Holandii, aby skutecznie przekształcić ogromne ilości danych w obrazy o wysokiej jakości. Obrazy te są teraz publiczne i pozwalają astronomom badać ewolucję galaktyk z niespotykaną dotąd drobiazgowością” – mówi Timothy Shimwell, Holenderski Instytut Radia Astronomii (ASTRON) i Uniwersytet w Lejdzie.

Centrum obliczeniowe SURF i centrum danych znajdujące się w SURFsara w Amsterdamie wykorzystuje 100% energii odnawialnej i obsługuje ponad 20 petabajtów danych LOFAR. „To więcej, niż połowa wszystkich danych zebranych przez teleskop LOFAR do tej pory. Jest to największy zbiór danych astronomicznych na świecie. Przetwarzanie ogromnych zbiorów danych stanowi ogromne wyzwanie dla naukowców. To, co normalnie zajęłoby stulecia na zwykłym komputerze, zostało przetworzone w czasie krótszym, niż jeden rok przy użyciu wysokowydajnego klastra obliczeniowego (Grid) i ekspertyzy” – mówi Raymond Oonk (SURFsara).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 lutego 2019

W zderzających się galaktykach maluszek świeci najjaśniej

W pobliskiej galaktyce Wir (M51a), oraz jej galaktycznej towarzyszce, M51b, dwie supermasywne czarne dziury rozgrzewają się i pochłaniają otaczającą materię. Te dwa potwory powinny być najjaśniejszymi źródłami promieniowania rentgenowskiego w zasięgu pola widzenia, ale nowe badania wykorzystujące obserwacje z misji NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) pokazują, że o wiele mniejszy obiekt konkuruje z nimi pod tym względem.


Najbardziej oszałamiający cechami galaktyki Wir – oficjalnie znanej jako M51a – są dwa długie, wypełnione gwiazdami „ramiona” wijące się jak wstążka wokół galaktycznego centrum. O wiele mniejsza M51b przylega do krawędzie Wiru. Razem znane jako M51, obie galaktyki łączą się.

W centrum każdej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura, milion razy masywniejsza, niż Słońce. Połączenie się galaktyk powinno wepchnąć ogromne ilości gazu i pyłu w czarne dziury i na orbitę wokół nich. Z kolei silna grawitacja czarnych dziur powinna sprawić, że orbitująca materia będzie się nagrzewać i promieniować, tworząc wokół siebie jasne dyski, które mogą przyćmić blaskiem wszystkie inne gwiazdy w ich galaktykach.

Ale żadna czarna dziura w czasie łączenia się nie promieniuje tak jasno w zakresie promieniowania rentgenowskiego, jak spodziewali się tego naukowcy. Na podstawie wcześniejszych obserwacji z satelitów, które wykrywają promieniowanie X o niskiej energii, naukowcy uważali, że warstwy gazu i pyłu wokół czarnej dziury w większej galaktyce blokują dodatkową emisję. Ale w nowym badaniu wykorzystano widzenie w wysokich energiach promieniowania X satelity NuSTAR, aby spojrzeć pod te warstwy i odkryto, że czarna dziura jest jeszcze ciemniejsza, niż się spodziewano.

Naukowcy uważają, że najbardziej prawdopodobne wyjaśnienie jest takie, że czarne dziury „mrugają” podczas łączenia się galaktyk, a nie promieniują mniej lub bardziej stałą jasnością podczas całego procesu.

Małe źródło promieniowania rentgenowskiego to gwiazda neutronowa, niesamowicie gęsta bryła materii pozostawiona po wybuchu masywnej gwiazdy pod koniec jej życia. Typowa gwiazda neutronowa ma setki tysięcy razy mniejszą średnicę, niż Słońce i raz do dwóch razy większą masę. Łyżeczka materii gwiazdy neutronowej ważyłaby 1 mld ton.

Pomimo swoich rozmiarów, gwiazdy neutronowe często ukazują się dzięki intensywnym emisjom promieniowania. Gwiazda neutronowa znaleziona w M51 jest jeszcze jaśniejsza od przeciętnej i należy do nowo odkrytej klasy, znanej jako ultra świecące gwiazdy neutronowe. Murray Brightman z Caltech powiedział, że niektórzy naukowcy proponowali, że silne pola magnetyczne generowane przez gwiazdę neutronową mogą być odpowiedzialne za emisję promieniowania; poprzednie prace Brightmana i współpracowników na temat tej gwiazdy neutronowej potwierdzają tę hipotezę. Niektóre inne jasne, wysokoenergetyczne źródła promieniowania rentgenowskie widoczne w tych dwóch galaktykach mogą również być gwiazdami neutronowymi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 lutego 2019

Pobliska rzeka gwiazd

Astronomy & Astrophysics opublikuje prace badaczy z Uniwersytetu Wiedeńskiego, którzy znaleźli rzekę gwiazd, w języku astronomicznym gwiezdny strumień, pokrywającą większość nieba południowego. Strumień znajduje się stosunkowo blisko nas i zawiera co najmniej 4000 gwiazd, które odkąd się uformowały około 1 mld lat temu, poruszają się razem przez kosmos. 


Nasza własna galaktyka, Droga Mleczna, jest domem dla gromad gwiazd o różnych rozmiarach i różnym wieku. W obłokach molekularnych znajdujemy wiele dziecięcych gromad, mniej tych w średnim wieku i starszych w dysku galaktycznym, a jeszcze mniej masywnych, starych gromad kulistych w halo. Gromady te, niezależnie od ich pochodzenia oraz wieku, podlegają działaniu sił pływowych wzdłuż swoich orbit w Galaktyce. Biorąc pod uwagę wystarczająco dużo czasu, siły grawitacyjne Drogi Mlecznej nieustannie rozdzielają je, rozpraszając ich gwiazdy w zbiór gwiazd, które znamy jako Drogę Mleczną.

Dzięki dokładności pomiarów Gai, autorzy mogli zmierzyć ruch 3D gwiazd w przestrzeni. Kiedy uważnie przyglądali się rozmieszczeniu sąsiednich gwiazd poruszających się razem, jedna konkretna grupa gwiazd, dotąd nieznana i niezbadana, natychmiast zwróciła uwagę naukowców. Była to grupa gwiazd, które dokładnie pokazały spodziewane cechy gromad gwiazd zrodzonych razem, ale rozerwanych przez pole grawitacyjne Drogi Mlecznej. 

Ze względu na ograniczoną czułość obserwacji Gaia, ich wybór zawierał jedynie 200 źródeł. Ekstrapolacja wykraczająca poza te granice sugeruje, że strumień powinien mieć co najmniej 4000 gwiazd, dzięki czemu struktura jest bardziej masywna, niż większości znanych gromad w bezpośrednim sąsiedztwie Słońca. Autorzy ustalili także, że wiek strumienia wynosi około miliarda lat. Jako taki, ma już ukończone cztery pełne obiegi wokół Galaktyki, wystarczająco dużo czasu, aby rozwinąć strukturę podobną do strumienia w wyniku oddziaływania z dyskiem Drogi Mlecznej.

Ten nowo odkryty układ może być użyty jako cenna sonda grawitacyjna do pomiaru masy Galaktyki. Dzięki dalszym działaniom strumień ten może powiedzieć nam, w jaki sposób galaktyki zdobywają swoje gwiazdy, testować pole grawitacyjne Drogi Mlecznej, a ze względu na swoją bliskość stają się wspaniałym celem misji kosmicznych odkrywających egzoplanety. Autorzy mają nadzieję wyjaśnić jeszcze więcej takich struktur, korzystając z bogatej bazy danych Gaia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 lutego 2019

Ogony pływowe – początek końca gromad otwartych

W trakcie swojego życia gromady otwarte nieustannie gubią gwiazdy do swojego otoczenia. Powstałe ogony pływowe dają wgląd w ewolucję i rozkład gromad. Jak dotąd w układzie Drogi Mlecznej odkryto jedynie ogony pływowe masywnych gromad kulistych i galaktyk karłowatych. W gromadach otwartych zjawisko to istniało tylko w teorii. Naukowcy z Uniwersytetu w Heidelbergu w końcu potwierdzili istnienie takiego ogona pływowego w najbliższej Słońcu gromadzie otwartej – Hiady. Do odkrycia doprowadziła analiza danych z misji Gaia. 


Gromady otwarte to zbiory od około 100 do kilku tysięcy gwiazd, które powstają niemal jednocześnie z zapadającego się obłoku gazu i poruszają się w przestrzeni kosmicznej mniej więcej z taką samą prędkością. Jednak z powodu licznych wpływów po kilkuset milionach lat zaczynają się rozpraszać. Wśród czynników działających przeciwko grawitacyjnie związanym gwiazdom znajdują się siły pływowe galaktyki, która wyciąga gwiazdy z gromady. Następnie podczas przemieszczania się gromady przez Drogę Mleczną formują się ogony pływowe. Jest to początek końca gromady otwartej.

Wraz z badaczami z Instytutu Maxa Plancka w Heidelbergu naukowcy z Centrum Astronomii Uniwersytetu w Heidelbergu (ZAH) wykryli to zjawisko po raz pierwszy w Hiadach, jednej z najstarszych i najlepiej poznanych gromad gwiazd w Drodze Mlecznej. Studiowali dane z satelity Gaia opublikowane w 2014 roku, który to systematycznie mapował niebo przez pięć lat.  

Na podstawie tych danych astronomowie zidentyfikowali dwa ogony pływowe z Hiad złożone w sumie z około 500 gwiazd rozciągające się na przestrzeni 650 lat świetlnych od gromady. Dr Siegfried Röser z Obserwatorium Państwowego Königstuhl ZAH wyjaśnia, że jeden z ogonów poprzedza gromadę a drugi podąża za nią. „Nasze odkrycie pokazuje, że możliwe jest prześledzenie trajektorii poszczególnych gwiazd Drogi Mlecznej wstecz do punktu ich powstania w gromadzie” – dodaje. Astronom uważa, że jest to początek wielu odkryć w astronomii galaktycznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 lutego 2019

Energetyczne cząstki mogą bombardować egzoplanety

TRAPPIST-1 to układ siedmiu światów rozmiarów Ziemi, krążących wokół bardzo chłodnego karła odległego o około 120 lat świetlnych stąd. Uważa się, że gwiazda, a więc i jej układ, ma od pięciu do dziesięciu miliardów lat. Dla naukowców poszukujących dowodów na życie w innym miejscu, niż Układ Słoneczny, zaawansowany wiek oferuje więcej czasu na działanie chemii i ewolucji, niż w przypadku Ziemi. Z drugiej strony planety krążą bardzo blisko gwiazdy (i prawdopodobnie są zwrócone w jej kierunku zawsze tą samą stroną) a wskutek tego pochłaniają miliardy razy więcej promieniowania z wiatru gwiazdowego, niekorzystnie wpływającego na ich atmosferę.


W nowym artykule naukowcy przeprowadzają teoretyczne symulacje wpływu wysokoenergetycznych protonów z wiatru gwiazdowego na pobliskie egzoplanety. Cząsteczki te są wytwarzane przez zdarzenia magnetyczne w koronie gwiazdy. Pomiary zjawisk erupcji słonecznych dostarczają naukowcom podstaw do ich symulacji.

Astronomowie obliczają pierwszą realistyczną symulację propagacji energetycznych cząstek przez niespokojne pole magnetyczne karła typu M i jego wiatru, i dostosowują szczegóły do układu TRAPPIST-1. Odkryli, że cząsteczki są uwięzione w polu magnetycznym gwiazdy i są kierowane w dwóch strumieniach polarnych skupionych na płaszczyźnie orbitalnej planety – niezależnie od wielu szczegółów. Naukowcy wywnioskowali, że najbardziej wewnętrzna planeta w układzie, TRAPPIST-1e, jest bombardowana przez strumień protonów do miliona razy większy, niż ten, który uderza w dzisiejszą Ziemię. Niemniej jednak istnieje wiele zmiennych, np. kąt między polem magnetycznym a osią obrotu gwiazdy, a w konsekwencji pozostaje duża niepewność, w jaki sposób te efekty faktycznie manifestują się w indywidualnych sytuacjach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Urania

15 lutego 2019

Fale grawitacyjne rozwiązują kosmiczną zagadkę

Według zespołu kosmologów pomiary fal grawitacyjnych z około 50 układów podwójnych gwiazd neutronowych w ciągu następnej dekady definitywnie rozwiążą intensywną debatę nad tym, jak szybko rozszerza się nasz Wszechświat.


Kosmos rozszerza się od 13,8 mld lat a jego obecny współczynnik ekspansji, znany jako stała Hubble’a, daje czas, jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu.

Jednakże dwie najlepsze metody stosowane do pomiaru stałej Hubble’a dają różne wyniki, sugerując, że nasze rozumienie struktury i historii Wszechświata – nazywane „standardowym modelem kosmologicznym” – może być błędne.

Badania pokazują, w jaki sposób nowe niezależne dane fal grawitacyjnych emitowanych przez układy podwójne gwiazd neutronowych, zwane „syrenami standardowymi” raz na zawsze przełamią impas między pomiarami. 

„Stała Hubble’a jest jedną z najważniejszych liczb w kosmologii, ponieważ jest niezbędna do oszacowania krzywizny przestrzeni i wieku Wszechświata, a także do zbadania jego przeznaczenia” – powiedziała prof. Hiranya Peiris z UCL.

Zespół opracował uniwersalną technikę, która oblicza, w jaki sposób dane fal grawitacyjnych rozwiążą problem różnic w wynikach pomiarów stałej Hubble’a z dwóch metod.

Gdy dwie gwiazdy neutronowe w układzie podwójnym okrążają się po spirali a zanim się zderzą, wyemitują fale grawitacyjne. W efekcie zderzenia zostaje również wyemitowane jasne światło, które może zostać wykryte przez teleskopy.

Wydarzenia z układów podwójnych gwiazd neutronowych są rzadkością, ale także są nieocenione w dostarczeniu informacji śledzenia kolejnej drogi rozwoju Wszechświata.

Jest tak dlatego, że emitowane fale grawitacyjne powodują zmarszczki czasoprzestrzeni, które mogą być wykryte interferometrami LIGO i Virgo, dającymi dokładny pomiar odległości układu od Ziemi.

Dzięki dodatkowej detekcji światła towarzyszącego eksplozji, astronomowie mogą określić prędkość układu, a zatem obliczyć stałą Hubble’a za pomocą Prawa Hubble’a. 

W tym badaniu naukowcy modelowali, ile takich obserwacji będzie potrzebnych, aby rozwiązać problem dokładnego pomiaru stałej Hubble’a.

„Obliczyliśmy, że obserwując 50 układów podwójnych gwiazd neutronowych w ciągu następnej dekady, będziemy mieć wystarczającą ilość danych fal grawitacyjnych, aby niezależnie określić najlepszy pomiar stałej Hubble’a. Powinniśmy być w stanie wykryć wystarczającą liczbę zderzeń, aby odpowiedzieć na to pytanie w ciągu 5-10 lat. To z kolei doprowadzi do najdokładniejszego obrazu rozwoju Wszechświata i pomoże nam ulepszyć model standardowy” – powiedział główny autor pracy, dr Stephen Feeney z Center for Computational Astrophysics w Flatiron Institute w Nowym Jorku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 lutego 2019

Zderzające się egzoplanety

Obecnie istnieje około 2000 potwierdzonych egzoplanet o promieniu mniejszym, niż 3 promienie Ziemi, a pomiary ich gęstości wykazują zadziwiającą różnorodność. Niektóre mają gęstości niższe niż Neptun, który składa się głównie z substancji lotnych (materiałów mniej gęstych niż metal i skała, ale Neptun jest prawie cztery razy większy od Ziemi), podczas gdy inne wydają się mieć gęstości podobne do skał, tak wysokie jak ziemskie lub wyższe. Tak szeroka gama kompozycji może być efektem różnych warunków początkowych w procesie formowania planety, lub tego, że na planecie dzieje się coś dramatycznego, co w miarę ewolucji zmienia jej właściwości początkowe.


W nowym artykule astronomowie z Istituto Nazionale Di Astrofisica (INAF) – Aldo S. Bonomo i Mario Damasso – oraz astrofizyk z CfA – Li Zeng, wraz z dużym zespołem współpracowników ogłaszają, że w układzie egzoplanetarnym Kepler-107 musiała nastąpić gigantyczna kolizja. Chociaż istnieją pewne dowody obserwacyjne dla procesu kolizyjnego w Układzie Słonecznym, jak dotąd nie było jednoznacznego odkrycia popierającego scenariusz zderzeń wśród egzoplanet.

Astronomowie sądzili, że planety o niskiej gęstości, jak olbrzymy – Jowisz, Saturn, Uran i Neptun – powstają w zimnych lodowych i gazowych zewnętrznych obszarach dysków protoplanetarnych młodych gwiazd, natomiast wewnętrzna strefa tworzy planety z pierwiastków skalistych, takich jak krzemiany i żelazo, których cząsteczki mogą przetrwać w cieplejszym środowisku. Dzisiaj obraz ten stał się bardziej skomplikowany, gdy odkryto setki olbrzymich egzoplanet o małej gęstości, orbitujących wokół swoich gwiazd. W przypadku efektów ewolucyjnych uważa się, że na gęstość planety najprawdopodobniej wpływają dwa procesy: utrata masy z atmosfery i/lub powierzchni planety w skutek odparowania, do którego dochodzi przez promieniowanie gwiazdy macierzystej lub olbrzymie zderzenie między planetami.

Spośród czterech znanych egzoplanet w układzie Kepler-107, dwie najbardziej wewnętrzne mają prawie identyczne promienie – odpowiednio  1,536 i 1,597 promienia Ziemi (niepewność każdego z nich wynosi zaledwie 0,2%). Ich okresy również są podobne i wynoszą odpowiednio 3,18 i 4,9 dni, co oznacza, że krążą stosunkowo blisko siebie. Korzystając ze spektrografu HARPS-N zamontowanym na Telescopio Nazionale Galileo w La Palma, zespół określił masy planet, a więc i ich gęstość. Obserwacje są zaskakujące – ich gęstości są bardzo różne: odpowiednio 5,3 i 12,65 g/cm3. Dla porównania, gęstość wody wynosi 1 g/cm3, a Ziemia ma gęstość 5,5 g/cm3. Faktu, że jedna planeta ma gęstość ponad dwukrotnie większą, niż druga, nie daje się łatwo wytłumaczyć efektami promieniowania gwiazdy, które powinny wpłynąć na obydwa te czynniki w ten sam sposób. Co więcej, zewnętrzna planeta jest gęstsza od wewnętrznej. Astronomowie twierdzą, że zamiast tego, olbrzymie uderzenie w jedną z planet, Kepler-107c (gęstsza planeta), pozbawiło ją części początkowego krzemianowego płaszcza, pozostawiając ją zdominowaną przez gęste żelazne jądro. Wspierają tę hipotezę obliczeniami teoretycznymi.

Li Zeng zauważa: „To jeden z wielu interesujących układów pozasłonecznych, które odkrył i scharakteryzował teleskop Keplera. Odkrycie to potwierdziło wcześniejsze prace teoretyczne sugerujące, że olbrzymie zderzenie pomiędzy planetami odegrało rolę podczas formowania planet. Oczekuje się, że znajdzie więcej takich przykładów.”

Jeżeli w układach planetarnych często występują katastrofalne zakłócenia, astronomowie przewidują znalezienie wiele innych przykładów, takich jak Kepler-107, ponieważ coraz dokładniej określane są gęstości egzoplanet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 lutego 2019

SOFIA odkryła kosmiczny pył, który przetrwał wybuch supernowej 1987A

Zgodnie z nowymi badaniami z wykorzystaniem obserwatorium SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) kosmiczny pył, budulec gwiazd i planet, może powstawać w wyniku gwałtownej eksplozji gwiazdy zwanej supernową. Te zaskakujące obserwacje dostarczają wskazówek dotyczących astronomicznej tajemnicy otaczającej pył kosmiczny.


Cząsteczki pyłu tworzą się, gdy umierające czerwone olbrzymy wyrzucają materię i stają się częścią obłoków międzygwiazdowych o różnych rozmiarach, gęstościach i temperaturach. Ten kosmiczny pył jest następnie niszczony przez fale uderzeniowe supernowej, które rozchodzą się w przestrzeni kosmicznej z prędkością ponad 10 000 km/s!

Eksplozje supernowych należą do najpotężniejszych zdarzeń we Wszechświecie, których szczytowa jasność odpowiada światłu miliardów pojedynczych gwiazd. Wybuch powoduje również falę uderzeniową, która niszczy prawie wszystko na swojej drodze, w tym także pył w otaczającym gwiazdę ośrodku międzygwiazdowym. Obecne teorie przewidują, kiedy podmuch supernowej omiecie obszar przestrzeni kosmicznej i duża część pyłu zostanie zniszczona, więc powinno zostać go niewiele.

Jednak obserwacje z SOFIA mówią o innych, tajemniczych wynikach, które ukazują niemal 10-krotnie więcej pyłu, niż się spodziewano. Sugeruje to, że kosmiczny pył jest znacznie bardziej obfity w wyniku fali uderzeniowej, niż szacują teorie.

Nowe badanie opiera się na obserwacjach pozostałości po pobliskiej supernowej, znanej jako SN 1987A. Kiedy odkryto ją w 1987 roku, była to jedna z najjaśniejszych supernowych, jakie widziano w ciągu minionych 400 lat. Ze względu na jej bliskość, astronomowie byli w stanie monitorować nieprzerwanie przez ostatnie 30 lat jej wpływ na otaczające środowisko.

Obserwacje SOFIA kultowej supernowej sugerują, że pył może powstawać w wyniku potężnej fali uderzeniowej. Rezultaty te pomagają astronomom rozwiązać tajemnicę obfitości pyłu w naszej galaktyce.

„Wiedzieliśmy już o wolno poruszającym się pyle w sercu 1987A. Powstał z ciężkich pierwiastków stworzonych w jądrze martwej gwiazdy. Jednak obserwacje SOFIA mówią nam coś nowego o zupełnie nieoczekiwanej populacji pyłu” – powiedział Mikako Matsuura z Uniwersytetu Cardiff i główny autor artykułu.

Supernowa 1987A ma wyróżniający się zestaw pierścieni, które są częścią wydrążenia stworzonego we wczesnej fazie ewolucji gwiazdy sprzed eksplozji. Szybko rozchodząca się fala uderzeniowa przeszła przez te pierścieniowe struktury. Astronomowie uważali, że wszystkie cząsteczki pyłu w tych pierścieniach powinny zostać zniszczone, ale ostatnie obserwacje z SOFIA pokazują emisję zgodną z rosnącą populacją pyłu w pierścieniach. Wyniki wskazują, że cząsteczki pyłu ponownie mogą się szybko tworzyć lub rosnąć, nawet po katastrofalnym uszkodzeniu podczas przejścia fali uderzeniowej, co sugeruje, że chociaż może to być koniec rozdziału cyklu życia pyłu, nie wydaje się on być zakończeniem historii.

Pył wykryty przez SOFIA może być efektem albo znacznego wzrostu istniejących cząsteczek pyłu, albo tworzenia się nowej populacji pyłu. Obserwacje te zmuszają astronomów do rozważenia możliwości, że środowisko po wybuchu może być gotowe do stworzenia lub odtworzenia pyłu natychmiast po przejściu fali uderzeniowej – nowa wskazówka, która może być kluczowa w rozstrzygnięciu rozbieżności między modelami niszczenia pyłu i obserwacjami.

Z naziemnych teleskopów obserwacje cząsteczek pyłu w podczerwieni są trudne – lub niemożliwe – ze względu na silną absorpcję, głównie przez wodę i dwutlenek węgla, w ziemskiej atmosferze. Natomiast obserwatorium SOFIA zapewnia dostęp do części widma podczerwieni niedostępnych z Ziemi. Zwłaszcza kamera FORCAST SOFIA jest potężnym narzędziem pomagającym w zrozumieniu szczególnie ciepłego pyłu.

„FORCAST jest jedynym instrumentem, który może obserwować na tych krytycznych falach i wykrywać tę nowo tworzącą się populację ciepłego pyłu. Planujemy kontynuować monitorowanie za pomocą FORCAST, aby uzyskać lepszy wgląd w tworzenie się pyłu i ewolucję w pozostałościach po supernowych” – powiedział James De Buizer, kierownik USRA ds. operacji naukowych w Centrum Nauki SOFIA i współautor badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 lutego 2019

Gaia rejestruje nowe prędkości kolizji pomiędzy Drogą Mleczną i Andromedą

Satelita ESA Gaia spojrzał poza Drogę Mleczną i zbadał dwie pobliskie galaktyki, aby odkryć ruchy gwiazd w nich i dowiedzieć się, w jaki sposób będą one wzajemnie oddziaływać i zderzać się z Drogą Mleczną – z zaskakującymi rezultatami.


Droga Mleczna należy do dużego skupiska galaktyk zwanego Grupą Lokalną i wraz z galaktyką Andromedy i Trójkąta – znanymi również odpowiednio jako M31 i M33 – stanowi większość masy tej grupy.  

„Musieliśmy zbadać ruchy galaktyk w 3D, aby odkryć, w jaki sposób się rozwinęły i ewoluowały, oraz co tworzy i wpływa na ich właściwości i zachowanie” – mówi główny autor badania Roeland van der Marel ze Space Telescope Science Institute w Baltimore, USA.

Gaia aktualnie buduje najdokładniejszą mapę 3D gwiazd w pobliskim Wszechświecie i wypuszcza dane w etapach. W tych badaniach zostały wykorzystane dane z drugiego wydania, wykonane w kwietniu 2018 roku. 

Wcześniejsze badania Grupy Lokalnej łączyły obserwacje z teleskopów kosmicznych oraz naziemnych, aby dowiedzieć się, w jaki sposób orbity galaktyk Andromedy i Trójkąta zmieniły się z czasem. Dwie galaktyki spiralne w kształcie dysku znajdują się w odległości 2,5-3 mln lat świetlnych od nas i są wystarczająco blisko siebie, aby mogły wchodzić w interakcje.

Pojawiły się dwie możliwości: albo Trójkąt znajduje się na niesamowicie wydłużonej orbicie wokół Andromedy – około 6 mld lat, ale już w przeszłości na nią opadł, lub jest na samym początku spadania na nią. Każdy scenariusz odzwierciedla inną ścieżkę orbitalną, a tym samym inną historię tworzenia i przyszłość każdej galaktyki.

Podczas, gdy Hubble uzyskał najwyraźniejsze obrazy M31 i M33, Gaia mierzy indywidualną pozycję i ruch wielu ich gwiazd z niespotykaną dokładnością.

Ruchy gwiazd mierzone przez Gaia nie tylko pokazują, w jaki sposób każda z galaktyk porusza się w przestrzeni, ale także jak każda z nich wiruje wokół własnej osi rotacji.

Sto lat temu, kiedy astronomowie próbowali najpierw zrozumieć naturę galaktyk, takie pomiary wirowania były bardzo poszukiwane, ale nie udało się ich zrealizować z powodzeniem za pomocą teleskopów dostępnych w tamtym czasie. W końcu dokonała tego Gaia.

Po raz pierwszy dokonano pomiaru sposobu rotacji M31 i M33. Astronomowie postrzegali galaktyki jako skupione światy, które nie mogły być oddzielnymi „wyspami”, jednak teraz wiemy, że jest inaczej. Minęło 100 lat i Gaia w końcu zmierzyła prawdziwą, maleńką prędkość rotacji naszej najbliższej większej galaktycznej sąsiadki – M31. Pomoże to astronomom lepiej zrozumieć naturę galaktyk. 

Łącząc istniejące obserwacje z nowym wydaniem danych z Gai, naukowcy ustalili, jak Andromeda i Trójkąt poruszają się po niebie i obliczyli ścieżkę orbitalną dla galaktyki zarówno wstecz jak i w przód w czasie miliardów lat. 

„Prędkości, które znaleźliśmy pokazują, że M33 nie może znajdować się na długiej orbicie wokół M31. Nasze modele jednogłośnie sugerują, że M33 po raz pierwszy opada w kierunku M31” – mówi Ekta Patel, współautorka badania z University of Arizona w USA.

Podczas, gdy przeznaczeniem Drogi Mlecznej i Andromedy jest kolizja i scalenie się, zarówno czas jak i destrukcyjność oddziaływania prawdopodobnie będą inne, niż oczekiwano.

Ponieważ ruch Andromedy różni się nieco od wcześniejszych szacunków, galaktyka najprawdopodobniej dostarcza więcej ciosów Drodze Mlecznej, niż zderzenie czołowe, do którego dojdzie nie za 3,9 mld lat a za 4,5 mld - około 600 mln lat później, niż przewidywano.

„Widzimy niezwykłe właściwości zarówno w M31, jak i M33, takie jak wypaczone strumienie i ogony gazu i gwiazd. Jeżeli galaktyki nie spotkałyby się wcześniej, nie mogły zostać stworzone przez siły odczuwalne podczas połączenia. Być może powstały w wyniku interakcji z innymi galaktykami.”

„Gaia została zaprojektowana głównie do mapowania gwiazd Drogi Mlecznej, ale to nowe badanie pokazuje, że satelita przekracza oczekiwania i może dostarczyć unikalnego spojrzenia w strukturę i dynamikę galaktyk poza naszym królestwem. Im dłużej Gaia obserwuje maleńkie ruchy tych galaktyk na niebie, tym dokładniejsze będą nasze pomiary.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 lutego 2019

Cofająca się linia śniegu ukazuje związki organiczne wokół młodej gwiazdy

Astronomowie korzystający z ALMA wykryli różne złożone związki organiczne wokół młodej gwiazdy V883 Ori. Nagły wybuch tej gwiazdy uwolnił cząsteczki z lodowych związków chemicznych tworzących dysk protoplanetarny. Skład chemiczny dysku podobny jest do składu komet we współczesnym Układzie Słonecznym. Czułe obserwacje ALMA umożliwiają astronomom odtworzenie ewolucji związków organicznych od narodzin Układu Słonecznego do obiektów, jakie obserwujemy dzisiaj.


Zespół badawczy kierowany przez Jeong-Eun Lee (Uniwersytet Kyung Hee w Korei) użył ALMA do wykrycia złożonych związków organicznych, w tym metanolu (CH3OH), acetonu (CH3COCH3), acetaldehydu (CH3CHO), mrówczanu metylu (CH3OCHO) i acetonitryl (CH3CN). Jest to pierwszy przypadek wykrycia acetonu w obszarze formowania się planet.

Różne związki chemiczne zamrożone są w lodzie otaczającym ziarna pyłu o rozmiarach mikrometrów znajdujące się w dyskach protoplanetarnych. Nagły rozbłysk V883 Ori powoduje rozgrzanie dysku i sublimację lodu, uwalniając cząsteczki w stanie gazowym. Obszar dysku, w którym temperatura osiągnęła próg sublimacji nazywany jest „linią śniegu”. Promienie linii śniegu mają rozmiar kilka jednostek astronomicznych wokół normalnych młodych gwiazd, jednak wokół wybuchających gwiazd są one powiększone prawie dziesięciokrotnie.

Lód, w tym zmrożone związki organiczne, może być ściśle związany z pochodzeniem życia na planetach. W Układzie Słonecznym komety stanowią ważne zasoby związków lodowych. Sonda Rosetta, na przykład, odkryła bogatą chemię organiczną wokół jądra komety Churyumov-Gerasimenko. Uważa się, że komety powstały w zewnętrznym, chłodniejszym układzie protoplanetarnym. Badanie składu chemicznego lodu w dyskach protoplanetarnych jest bezpośrednio związane z badaniem pochodzenia związków organicznych w kometach a tym samym składników niezbędnych do powstania życia.

Dzięki wysokiej rozdzielczości ALMA oraz powiększonemu przez rozbłyski gwiazdy promieniowi linii śniegu, astronomowie uzyskali przestrzenny rozkład metanolu i acetaldehydu. Rozkład tych związków ma strukturę podobną do pierścienia o promieniu 60 AU, co stanowi dwukrotność orbity Neptuna. Naukowcy zakładają, że wewnątrz tego pierścienia cząsteczki są niewidoczne, ponieważ są zasłonięte przez grubą materię pyłową, a poza tym promieniowaniem nie są widoczne, gdyż są zamrożone w lodzie.

V883 Ori to młoda gwiazda znajdująca się w odległości 1300 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazda ta doświadcza tak zwanych rozbłysków typu FU Orionis, gwałtownego wzrostu jasności wywołanego rozerwanym strumieniem materii płynącej z dysku do gwiazdy. Wybuchy te trwają jedynie około 100 lat, dlatego rzadko można je zaobserwować. Ponieważ jednak młode gwiazdy doświadczają rozbłysków typu FU Orionis, astronomowie spodziewają się, że będą w stanie prześledzić skład chemiczny lodu w ewolucji młodych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 lutego 2019

Hubble przypadkiem odkrył nową galaktykę w naszym sąsiedztwie

Wszechświat jest bardzo zagracony. Niezliczone wyspy gwiazd, galaktyki, tworzą tło. Znacznie bliżej domu znajdują się mgławice, gromady gwiazd i mieszanina innych pierwszoplanowych obiektów niebieskich, które w większości znajdują się w naszej galaktyce. Pomimo ogromu przestrzeni, obiekty mają tendencję do stawania przed sobą nawzajem.


Stało się tak też, gdy astronomowie użyli teleskopu Hubble’a do sfotografowania gromady kulistej NGC 6752 (znajdującej się 13 000 lat świetlnych stąd w halo galaktycznym). Dzięki ostremu widzeniu Hubble’a odkryło niewidzianą wcześniej galaktykę karłowatą położoną daleko za gęstą gwiezdną populacją. Samotna galaktyka znajduje się na naszym kosmicznym podwórku, zaledwie 30 mln lat świetlnych stąd (około 2300 razy dalej, niż gromada pierwszego planu).

Obiekt został sklasyfikowany jako karłowata galaktyka sferoidalna, gdyż w swoim najszerszym miejscu mierzy tylko około 3000 lat świetlnych (1/30 średnicy Drogi Mlecznej) i jest około 1000-krotnie ciemniejsza niż Galaktyka. 

Mając wiek 13 mld lat i będąc w izolacji – galaktyka nie wchodziła w prawie żadne interakcje z innymi galaktykami – galaktyczny karzeł jest odpowiednikiem żywej skamieliny z wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

2 lutego 2019

Mapowanie „świetlnego echa” nowej czarnej dziury

Naukowcy scharakteryzowali otoczenie czarnej dziury o masie gwiazdowej (10 mas Słońca) wykorzystując Neutron star Interior Composition Explorer (NICER) znajdujący się na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. NICER wykrył promieniowanie rentgenowskie z niedawno odkrytej czarnej dziury nazwanej MAXI J1820+070 (w skrócie J1820), gdy ta pochłania materię ze swojego gwiezdnego towarzysza. Fale promieni rentgenowskich tworzyły „świetlne echa”, które odbijały się od gazu wirującego w pobliżu czarnej dziury i wykazywały zmiany w rozmiarze i kształcie otoczenia.


„NICER pozwolił nam zmierzyć echa świetlne gwiazdowej bliżej czarnej dziury, niż kiedykolwiek wcześniej. Wcześniej echa świetlne odbijające się od wewnętrznego dysku akrecyjnego były widoczne tylko u supermasywnych czarnych dziur, których masy sięgają od milionów do miliardów Słońc i powoli ulegają zmianom. Gwiazdowe czarne dziury, takie jak J1820, mają znacznie niższe zmiany i ewoluują znacznie szybciej, więc widzimy zmiany, które rozgrywają się w ludzkich skalach czasowych” – mówi Erin Kara, astrofizyk z University of Maryland w College Park i Goddard Space Flight Center NASA, która przedstawiła te wyniki na 233 zjeździe American Astronomical Society w Seatlle.

J1820 znajduje się około 10 000 lat świetlnych stąd w gwiazdozbiorze Lwa. Gwiazda towarzysząca w tym układzie została zidentyfikowana w przeglądzie Gaia, który umożliwił naukowcom oszacowanie odległości. Astronomowie nie byli świadomi obecności czarnej dziury aż do 11 marca 2018 roku, kiedy to wybuch został zauważony przez Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI) Japońskiej Agencji Kosmicznej, także znajdujący się na pokładzie ISS. J1820 przeszła w ciągu kilku dni z etapu zupełnie nieznanej czarnej dziury do jednego z najjaśniejszych źródeł na rentgenowskim niebie. NICER szybko się przesunął, aby uchwycić tę dramatyczną zmianę i dalej podążać za gasnącym ogonem erupcji.

Czarna dziura może wysysać gaz z pobliskiej gwiazdy towarzyszącej do pierścienia materii zwanego dyskiem akrecyjnym. Siły grawitacyjne i magnetyczne ogrzewają dysk do milionów stopni, dzięki czemu jest on wystarczająco gorący, aby wytwarzać promieniowanie X w wewnętrznej części dysku, w pobliżu czarnej dziury. Wybuchy pojawiają się, gdy niestabilność dysku powoduje przepływ gazu do wewnątrz, w kierunku czarnej dziury, jak lawina. Przyczyny niestabilności dysku są słabo poznane. 

Nad dyskiem znajduje się korona, obszar cząstek subatomowych o temperaturze około miliarda stopni Celsjusza, który świeci w promieniowaniu rentgenowskim o wyższej energii. Pozostaje wiele tajemnic dotyczących kwestii pochodzenia i ewolucji korony. Niektóre teorie sugerują, że struktura może reprezentować wczesną formę strumienia (dżetu) cząstek o dużych prędkościach, które często emitują tego typu układy.

Astrofizycy chcą lepiej zrozumieć, w jaki sposób wewnętrzna krawędź dysku akrecyjnego i korona ponad nim zmieniają się pod względem wielkości i kształtu, gdy czarna dziura gromadzi materię od swojej gwiazdy towarzyszącej. Gdy będą potrafili zrozumieć, jak i dlaczego zmiany te zachodzą w czarnych dziurach o masach gwiazdowych w ciągu kilku tygodni, naukowcy będą mogli rzucić światło na to, jak supermasywne czarne dziury ewoluują przez miliony lat i jak wpływają one na galaktyki, w których przebywają.

Jedną z metod wykorzystywanych do charakteryzowania tych zmian jest tzw. mapowanie pogłosu promieniowania rentgenowskiego, które wykorzystuje odbicia tego promieniowania w podobny sposób, w jaki sonar wykorzystuje fale dźwiękowe do odwzorowania terenu podmorskiego. Niektóre promienie rentgenowskie z korony wędrują wprost w naszym kierunku, podczas gdy inne rozświetlają dysk i odbijają z powrotem z różnymi energiami i pod różnymi kątami.

Mapowanie pogłosu promienia rentgenowskiego czarnych dziur wykazało, że wewnętrzna krawędź dysku akrecyjnego znajduje się bardzo blisko horyzontu zdarzeń. Korona również jest zwarta, leży bliżej czarnej dziury, niż większa część dysku akrecyjnego. Poprzednie obserwacje ech rentgenowskich z gwiazdowych czarnych dziur sugerowały jednak, że wewnętrzna krawędź dysku akrecyjnego może być dość odległa, do setek razy więcej, niż rozmiar horyzontu zdarzeń. J1820 o masie gwiazdowej jednak zachowywała się bardziej, jak jej supermasywne kuzynki.  

Gdy badali obserwacje z NICER J1820, zespół Kary zauważył zmniejszenie opóźnienia między początkowym rozbłyskiem promieniowania X pochodzącego bezpośrednio z korony i echa błysku z dysku, co wskazuje, że promieniowanie rentgenowskie przebyło krótszy odcinek, zanim zostało odbite.

Aby potwierdzić skrócenie czasu opóźnienia w wyniku zmiany w koronie, a nie dysku, naukowcy wykorzystali sygnał wytworzony, gdy promienie rentgenowskie z korony zderzają się z atomami żelaza w dysku, powodując ich fluorescencję. Czas płynie wolniej w silniejszym polu grawitacyjnym i przy większych prędkościach, co stwierdza teoria względności Einsteina. Kiedy atomy żelaza najbliżej czarnej dziury są bombardowane promieniowaniem z jądra korony, promieniowanie rentgenowskie, które emitują, zostaje rozciągnięte, ponieważ czas płynie wolniej, niż dla obserwatora (w tym przypadku jest to NICER). 

Zespół Kary odkrył, że rozciągnięta linia żelaza K J1820 pozostała stała, co oznacza, że wewnętrzna krawędź dysku pozostała blisko czarnej dziury – podobnie do supermasywnej czarnej dziury. Jeżeli zmniejszony czas opóźnienia został wywołany przez wewnętrzną krawędź dysku poruszającą się jeszcze bardziej do wewnątrz, wówczas linia żelaza K mogłaby się rozciągnąć jeszcze bardziej.

Obserwacje te dają naukowcom nowe spojrzenie na to, w jaki sposób materia wpływa do czarnej dziury i jak uwalniana jest energia w tym procesie. 

Obserwacje NICER dotyczące J1820 nauczyły astronomów czegoś nowego o czarnych dziurach o masach gwiazdowych i o tym, jak możemy wykorzystać je analogiczne do badań supermasywnych czarnych dziur i ich wpływu na tworzenie się galaktyk. W pierwszym roku działalności NICER astronomowie widzieli cztery podobne zdarzenia i wygląda na to, że jesteśmy na skraju ogromnego przełomu w astronomii rentgenowskiej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

Tworzenie się gwiazd w galaktykach wydaje się być mocno regulowane przez przepływ gazu do i z galaktyk. Naukowcom nadal nie udało się ustal...