31 marca 2019

„Kosmiczny motyl” domem dla niemowlęcych gwiazd

To, co wygląda jak czerwony motyl w przestrzeni kosmicznej na zdjęciach w  podczerwieni uzyskanych dzięki teleskopowi Spitzera, jest w rzeczywistości żłobkiem dla setek młodych gwiazd. Oficjalnie nazwana Westerhout 40 (W40), motyl jest mgławicą – olbrzymią chmurą gazu i pyłu w kosmosie, w której mogą tworzyć się nowe gwiazdy. Dwa „skrzydła” motyla to gigantyczne bąble gorącego, międzygwiezdnego gazu wydobywającego się z najgorętszych, najbardziej masywnych gwiazd w tym regionie.


Poza tym że jest piękna, W40 ilustruje, jak powstawanie gwiazd powoduje niszczenie samych obłoków, które pomogły je stworzyć. Wewnątrz gigantycznych obłoków gazu i pyłu w kosmosie, siła grawitacji łączy materię w gęste kępy. Czasem skupiska te osiągają gęstość krytyczną, która pozwala gwiazdom tworzyć się w ich jądrach. Promieniowanie i wiatry pochodzące od najmasywniejszych gwiazd w tych obłokach – w  połączeniu z materią wypluwaną w przestrzeń kosmiczną, gdy gwiazdy te ostatecznie eksplodują – cząsteczki tworzą bąble, takie jak W40. Ale procesy te rozpraszają także pył i gaz, rozbijając gęste skupiska i redukując lub zatrzymując powstawanie nowych gwiazd.

Materia tworząca skrzydła W40 została wyrzucona z gęstej gromady gwiazd, która znajduje się pomiędzy skrzydłami na zdjęciu. Najgorętsza, najmasywniejsza z tych gwiazd, W40 IRS 1a, leży w pobliżu środka gromady gwiazd. W40 znajduje się około 1400 lat świetlnych od Słońca, mniej więcej w tej samej odległości, co dobrze znana Mgławica Oriona, chociaż na niebie dzieli je prawie 180o. Są to dwa najbliższe nam regiony, w których zaobserwowano, że masywne gwiazdy się formują.

Kolejna gromada gwiazd, nosząca nazwę Serpens South, widoczna jest w prawym górnym rogu W40 na tym zdjęciu. Chociaż obydwie gromady w sercu W40 są młode w kategoriach astronomicznych (mniej, niż kilka milionów lat), Serpens South jest młodszą z nich. Jej gwiazdy nadal są osadzone w obłoku, ale pewnego dnia wybuchną, by stworzyć bąble podobne do tych z W40.  

Obraz Spitzera składa się z czterech obrazów wykonanych za pomocą teleskopu Infrared Array Camera (IRAC) podczas głównej misji Spitzera, na różnych długościach fali promieniowania podczerwonego: 3,6, 4,5, 5,8 i 8,0 mikronów. Cząsteczki organiczne złożone z węgla i wodoru są wzbudzane przez promieniowanie międzygwiazdowe i świecą na długościach fal bliskich 8 mikronów, co nadaje mgławicy czerwonawe właściwości. Gwiazdy są jaśniejsze przy krótszych długościach fal, co nadaje im niebieski odcień. Niektóre z najmłodszych gwiazd są otoczone przez zakurzone dyski materii, które świecą w żółtym lub czerwonym odcieniu. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 marca 2019

Odkryto dwie nowe planety przy użyciu sztucznej inteligencji

Astronomowie z University of Texas w Austin, we współpracy z Google, wykorzystali sztuczną inteligencję (AI) do odkrycia dwóch kolejnych planet ukrytych w archiwum kosmicznego teleskopu Keplera. Technika ta jest obiecująca, jeżeli chodzi o identyfikację wielu dodatkowych planet, których nie da się uchwycić za pomocą tradycyjnych metod.


Planety odkryte tym razem pochodziły z rozszerzonej misji, zwanej K2.

Aby je znaleźć, zespół, kierowany przez Anne Dattilo z UT Austin, stworzył algorytm, który przesiewa dane zebrane przez Keplera, aby wykryć sygnały, które zostały pominięte przez tradycyjne metody polowania na planety. W dłuższej perspektywie proces ten powinien pomóc astronomom znaleźć więcej brakujących planet ukrywających się w danych Keplera.

W 2017 r. dwaj inni członkowie zespołu – Andrew Vanderburg i Christopher Shallue – po raz pierwszy wykorzystali sztuczną inteligencję, aby odkryć planetę wokół gwiazdy Keplera – znanej już z tego, że ma 7 planet. Odkrycie to uczyniło ten układ słoneczny jedynym, o którym wiemy, że ma tyle samo planet, co nasz własny.

Dattilo wyjaśniła, że projekt ten wymagał nowego algorytmu, ponieważ dane zebrane podczas rozszerzonej misji Keplera K2 znacznie różnią się od danych zebranych podczas oryginalnej misji.

„Praca z danymi K2 jest trudniejsza, ponieważ statek kosmiczny cały czas się porusza” – wyjaśnił Vanderburg. Zmiana ta nastąpiła po mechanicznej awarii. Podczas, gdy planiści misji znaleźli sposób na obejście problemu, statek kosmiczny nadal pozostawał w drganiach, które AI musiała wziąć pod uwagę.

Misje Keplera i K2 odkryły już tysiące planet wokół innych gwiazd, z równą liczbą kandydatek oczekujących na potwierdzenie. Dlaczego więc astronomowie muszą używać sztucznej inteligencji, aby przeszukać archiwum Keplera?

„Sztuczna inteligencja pomoże nam jednolicie przeszukać zestaw danych. Nawet, jeżeli każda gwiazda posiada planetę wielkości Ziemi, gdy spojrzymy z pomocą Keplera, nie znajdziemy ich wszystkich. To dlatego, że niektóre dane są zbyt zaszumione lub planety czasami po prostu nie są odpowiednio wyrównane. Więc musimy skorygować to, co przegapiliśmy. Wiemy, że istnieje wiele planet, których z tego powodu nie widzimy” – powiedział Vanderburg.

Dwie planety znalezione przez zespół Dattilo są bardzo typowe dla planet znalezionych przez K2. Krążą blisko swoich gwiazd macierzystych, mają krótkie okresy orbitalne, są gorące i nieco większe od Ziemi.

Jedna z planet nosi nazwę K2-293b i krąży wokół gwiazdy oddalonej od nas o 1300 lat świetlnych w konstelacji Wodnika. Druga, K2-294b okrąża gwiazdę odległą o 1230 lat świetlnych stąd, również w konstelacji Wodnika.

Gdy zespół wykorzystał swój algorytm do znalezienia tych planet, kontynuował badanie gwiazd macierzystych za pomocą teleskopów naziemnych, aby potwierdzić, że planety są prawdziwe. Obserwacje wykonano za pomocą 1,5-metrowego teleskopu w Obserwatorium Whipple'a w Smithsonian Institution w Arizonie oraz Teleskopu Gilletta w Obserwatorium Gemini na Hawajach.

Przyszłość pomysłu wykorzystania sztucznej inteligencji w poszukiwaniu planet ukrytych w zestawach danych wygląda jasno. Obecny algorytm można wykorzystać do sondowania całego zestawu danych K2, ok. 300 000 gwiazd. Dattilo uważa także, że metoda ta będzie miała zastosowanie w następnej misji polowania na planety – TESS, która rozpoczęła się w kwietniu 2018 r. Wtedy też zakończyła się misja K2.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 marca 2019

LIGO i Virgo wznawiają poszukiwanie zmarszczek czasoprzestrzeni

LIGO ma wznowić polowanie na fale grawitacyjne – zmarszczki w czasie i przestrzeni – 1 kwietnia, po tym, gdy otrzyma serię ulepszeń laserów, luster i innych komponentów. LIGO – który składa się z bliźniaczych detektorów zlokalizowanych w Waszyngtonie i Luizjanie – osiągnął teraz wzrost czułości o ok. 40% w stosunku do tej, jaką miał wcześniej, co oznacza, że może badać jeszcze większy niż wcześniejsze rozmiary przestrzeni, potężne zdarzenia wywołujące fale grawitacyjne, takie jak zderzenia czarnych dziur.


Do poszukiwań dołącza Virgo, europejski detektor fal grawitacyjnych, znajdujący się w Europejskim Obserwatorium Grawitacyjnym (EGO) we Włoszech, który niemal podwoił swoją czułość od czasu uruchomienia. Również wznowi prace 1 kwietnia.

„W trzecim cyklu obserwacyjnym osiągnęliśmy znacznie większą poprawę czułości detektorów. A gdy LIGO i Virgo będą obserwować razem przez następny rok, z pewnością wykryjemy o wiele więcej fal grawitacyjnych z tych rodzajów źródeł, które widzieliśmy do tej pory. Chętnie zobaczymy także nowe zdarzenia, takie jak połączenie czarnej dziury z gwiazdą neutronową” – mówi Peter Fritschel, główny naukowiec LIGO w MIT.

W 2015 r. po tym, jak LIGO rozpoczęło obserwacje w zmodernizowanym programie nazwanym Adventure LIGO, szybko przeszedł do historii, dokonując pierwszej bezpośredniej detekcji fal grawitacyjnych. Fale wędrowały do Ziemi z pary zderzających się czarnych dziur znajdujących się w odległości 1,3 mld lat świetlnych stąd. Za to odkrycie, trzej kluczowi gracze LIGO – Barry C. Barish z Caltech, Ronald i Maxine Linde, Kip S. Thorne, Richard P. Feynman wraz z Rainerem Weissem z MIT – otrzymali Nagrodę Nobla z fizyki w 2017 roku.

Od tego czasu sieć detektorów LIGO-Virgo odkryła dziewięć kolejnych zdarzeń połączenia się czarnych dziur i jednego wybuchowego ze zderzenia się dwóch gwiazd neutronowych. Zdarzenie to, nazwane GW170817, wygenerowało nie tylko fale grawitacyjne, ale i światło, które było obserwowane przez dziesiątki teleskopów na Ziemi i w kosmosie.

„Dzięki naszym trzem detektorom, które teraz działają ze znacznie zwiększoną czułością, globalna sieć detektorów LIGO-Virgo umożliwi bardziej precyzyjną triangulację źródeł fal grawitacyjnych” – mówi Jo van den Brand z Nikhef (Holenderski Narodowy Instytut Fizyki Subatomowej) i VU University Amsterdam, który jest rzecznikiem współpracy Virgo.

Teraz, wraz z rozpoczęciem kolejnej wspólnej pracy LIGO-Virgo, obserwatoria są w stanie wykryć jeszcze większą liczbę połączeń czarnych dziur i innych ekstremalnych zdarzeń, takich jak dodatkowe połączenia dwóch gwiazd neutronowych, czy jeszcze niedostrzegalnego połączenia gwiazdy neutronowej i czarnej dziury. Jedną z metryk używanych przez naukowców do pomiaru wzrostu czułości jest obliczenie, z jak daleka mogą wykrywać połączenie się dwóch gwiazd neutronowych. W kolejnej serii LIGO będzie w stanie zobaczyć te zdarzenia z odległości średnio 550 mln lat świetlnych (czyli 190 mln lat świetlnych dalej, niż wcześniej).

Kluczem do osiągnięcia tej czułości są lasery. Każda instalacja LIGO składa się z dwóch długich ramion, które tworzą interferometr w kształcie litery L. Wiązki lasera są wystrzeliwane z rogu “L” i odbijają się od luster, cofają się z dół ramion a następnie łączą. Gdy fale grawitacyjne przechodzą przez detektor, rozciągają i ściskają przestrzeń, powodując niezauważalnie małe zmiany odległości przemieszczających się wiązek lasera, a tym samym wpływając na ich rekombinację. W następnym cyklu moc lasera zostanie podwojona, aby dokładniej zmierzyć te odległości, zwiększając w ten sposób czułość detektorów na fale grawitacyjne.

Kolejne ulepszenia zostały wprowadzone do luster LIGO w obu lokalizacjach. Zmieniono na wersje o lepszej wydajności w sumie w 5 z 8 luster.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 marca 2019

Niezwykła podróż Jowisza przez Układ Słoneczny

Dzięki grupie planetoid bliskich Jowiszowi astronomowie znaleźli dowody na to, że gazowy olbrzym powstał cztery razy dalej od Słońca, niż znajduje się obecnie i migrował do wnętrza Układu Słonecznego przez 700 000 lat.


Wiadomo, że gazowe olbrzymy wokół innych gwiazd często krążą bardzo blisko swoich słońc. Zgodnie z przyjętą teorią, planety gazowe powstały daleko, a następnie migrowały na orbitę bliższą gwieździe.

Obecnie naukowcy z Uniwersytetu w Lund i innych instytucji wykorzystali zaawansowane symulacje komputerowe aby dowiedzieć się więcej na temat podróży Jowisza przez Układ Słoneczny ok. 4,5 mld lat temu. We wspomnianym czasie Jowisz powstał całkiem niedawno, podobnie jak inne planety w Układzie Słonecznym. Planety były stopniowo budowane z kosmicznego pyłu, który krążył wokół naszego młodego Słońca na dysku z gazu i cząsteczek. Jowisz nie był większy, niż nasza planeta.

Wyniki pokazują, że Jowisz uformował się cztery razy dalej od Słońca, niż wskazywałoby na to jego obecne położenie.

„To pierwszy raz, gdy mamy dowód na to, że Jowisz powstał daleko od Słońca, a następnie migrował do swojej obecnej orbity. Znaleźliśmy dowody migracji w planetoidach z grupy Trojańczyków krążących w pobliżu Jowisza” – wyjaśnia Simona Pirani, doktorantka astronomii na Uniwersytecie w Lund i główna autorka badania.

Trojańczycy to planetoidy składające się z dwóch grup tysięcy asteroid, które znajdują się w tej samej odległości od Słońca co Jowisz, ale krążą odpowiednio przed i za planetą. Przed Jowiszem krąży około 50% więcej trojańczyków, niż za nim. To właśnie ta asymetria stała się kluczem do zrozumienia przez naukowców migracji Jowisza.

W rzeczywistości, środowisko badawcze nie było w stanie wyjaśnić, dlaczego dwie grupy planetoid różnią się liczbą członków. Jednak Simona Pirani i Anders Johansen wraz z kolegami zidentyfikowali przyczynę, odtwarzając przebieg wydarzeń w formowaniu się Jowisza i sposób, w jaki planeta stopniowo przyciągała trojańczyków.

Dzięki rozległym symulacjom komputerowym naukowcy obliczyli, że obecna asymetria mogła mieć miejsce tylko wtedy, gdy Jowisz uformował się cztery razy dalej w Układzie Słonecznym, a następnie migrował do swojej obecnej pozycji. Podczas podróży w kierunku Słońca grawitacja Jowisza przyciągnęła więcej trojańczyków przed nim.

Według obliczeń, migracja Jowisza trwała około 700 000 lat, w okresie ok. 2-3 mln lat po tym, jak planeta rozpoczęła swoje życie jako lodowa asteroida krążąca z dala od Słońca. Podróż w głąb Układu Słonecznego przebiegała kursem spiralnym, w którym Jowisz krążył wokół Słońca, aczkolwiek po bardzo ciasnej orbicie. Przyczyna rzeczywistej migracji dotyczy sił grawitacyjnych z otaczających gazów w Układzie Słonecznym.

Symulacje pokazują, że planetoidy z grupy Trojańczyków zostały wciągnięte, gdy Jowisz był młodą planetą bez gazowej atmosfery, co oznacza, że najprawdopodobniej składają się one z bloków podobnych do tych, które utworzyły jądro Jowisza. W 2021 r. na orbitę wokół sześciu trojańczyków zostanie wystrzelona sonda Lucy, by je badać.

Autorzy badania sugerują, że również Saturn, Uran i Neptun mogły migrować w podobny sposób.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 marca 2019

Wyjątkowo ostre obrazy starych gwiazd

Dzięki bardzo ostrym obrazom uzyskanym przy wykorzystaniu optyki adaptywnej Obserwatorium Gemini, astronomowie odkryli jedną z najstarszych gromad gwiazd w Drodze Mlecznej. Wyjątkowo ostry obraz nawiązuje do wczesnej historii Wszechświata i rzuca nowe spojrzenie na to, jak powstała nasza galaktyka.


Wykorzystując zaawansowaną technologię optyki adaptywnej na teleskopie Gemini South w Chile, naukowcy powiększyli obraz gromady gwiazd znanej jako HP 1. „Usunięcie zniekształceń naszej atmosfery w świetle gwiazd za pomocą optyki adaptywnej ukazuje ogromne szczegóły w badanych obiektach. Ponieważ uchwyciliśmy te gwiazdy z tak dużą szczegółowością, byliśmy w stanie określić ich zaawansowany wiek i połączyć razem kawałki bardzo interesującej historii” – powiedział Leandro Kerber z Universidade de São Paulo oraz Universidade Estadual de Santa Cruz w Brazylii.

Historia ta rozpoczyna się w momencie, gdy Wszechświat liczył 1 miliard lat. 

Ta gromada gwiazd jest starożytną skamieliną zakopaną głęboko w zgrubieniu centralnym Galaktyki, a teraz astronomowie są w stanie datować ją na odległy czas, gdy Wszechświat był bardzo młody. Wyniki zespołu datują ją na ok. 12,8 mld lat, co czyni te gwiazdy jednymi z najstarszych jakie kiedykolwiek znaleziono w naszej galaktyce.

HP 1 jest jedną z gromad, które przetrwały jako podstawowe elementy konstrukcyjne budujące zgrubienie centralne naszej galaktyki. Jeszcze kilka lat temu astronomowie uważali, że najstarsze gromady kuliste znajdowały się tylko w zewnętrznych częściach Drogi Mlecznej, podczas gdy młodsze skupiały się w najbardziej wewnętrznych regionach Galaktyki. Jednak ostatnie badania pokazują, że starożytne gromady gwiazd znajdują się także w zgrubieniu centralnym, stosunkowo blisko centrum Galaktyki.

Gromady kuliste wiele nam mówią o powstaniu i ewolucji Drogi Mlecznej. Uważa się, że większość tych starożytnych i masywnych układów gwiazdowych połączyła się z pierwotnym obłokiem gazu, który później zapadł się, tworząc spiralny dysk naszej galaktyki, podczas gdy inne wydają się być jądrami galaktyk karłowatych konsumowanych przez naszą Drogę Mleczną. Spośród około 160 gromad kulistych znanych w naszej galaktyce, ok. ¼ znajduje się w bardzo zasłoniętym i ciasno upakowanym zgrubieniu centralnym Drogi Mlecznej. Ta sferyczna masa gwiazd o średnicy ok. 10 000 lat świetlnych stanowi centrum Drogi Mlecznej, które składa się głównie ze starych gwiazd, gazu i pyłu. Podejrzewa się od dawna, że wśród gromad w obrębie zgrubienia te, które są najbardziej ubogie w metale – w tym HP 1 – są najstarszymi. HP 1 ma zatem kluczowe znaczenie, ponieważ służy jako doskonały wskaźnik wczesnej ewolucji chemicznej Galaktyki.

Aby określić odległość do gromady, zespół wykorzystał archiwalne dane naziemne do identyfikacji 11 znanych gwiazd zmiennych typu RR Lyrae w obrębie HP 1. Obserwowana jasność tych gwiazd wskazuje, że HP 1 znajduje się w odległości ok. 21 500 lat świetlnych, umieszczając ją ok. 6000 lat świetlnych od centrum Galaktyki, w jej zgrubieniu centralnym.

Kerber i jego zespół wykorzystali także dane z Gemini, HST, VLT oraz Gaia, aby ustalić dokładną orbitę HP 1 w naszej galaktyce. Analiza ta pokazuje, że w swojej historii HP 1 znajdowała się blisko 400 lat świetlnych od centrum Galaktyki – mniej niż 1/10 jej obecnej odległości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 marca 2019

Odkryto dwa potężne „kominy” odprowadzające promieniowanie X z jądra Drogi Mlecznej

Przeglądając centrum naszej galaktyki, XMM-Newton odkrył dwa kolosalne „kominy” wylewające materię z okolic supermasywnej czarnej dziury w Drodze Mlecznej w dwóch ogromnych kosmicznych bąblach.


Olbrzymie bąble zostały wykryte w 2010 r. przez teleskop Fermiego: jeden rozciąga się ponad płaszczyzną Drogi Mlecznej a drugi poniżej, tworząc kształt przypominający ogromną klepsydrę, która rozciąga się na około 50 000 lat świetlnych – około połowa średnicy całej Galaktyki. Można je uważać za ogromne „czkania” materii z centralnych regionów naszej Drogi Mlecznej, gdzie rezyduje jej centralna czarna dziura, znana jako Sagittarius A*.

Teraz XMM-Newton odkrył dwa kanały gorącej, emitującej promienie X materii przepływającej na zewnątrz od Sagittarius A* łączące bezpośrednio otoczenie czarnej dziury z bąblami.

„Wiemy, że wypływy oraz wiatry materii i energii pochodzące z galaktyki mają kluczowe znaczenie w rzeźbieniu i zmianie kształtu tej galaktyki w czasie – są kluczowymi graczami w tworzeniu galaktyk i innych struktur w kosmosie” – mówi główny autor Gabriele Ponti z Instytutu Fizyki Pozaziemskiej im. Maxa Plancka w Garching w Niemczech i Narodowego Instytutu Astrofizyki we Włoszech.

„Na szczęście nasza galaktyka daje nam bliskie laboratorium do szczegółowego zbadania tego i sprawdzenia, jak materia wypływa w przestrzeń wokół nas. Wykorzystaliśmy dane zebrane przez XMM-Newton między 2016 a 2018 r. aby stworzyć najbardziej obszerną mapę rentgenowską jądra Drogi Mlecznej, jaka kiedykolwiek powstała.”

Mapa ta ukazała długie kanały przegrzanego gazu, z których każdy rozciąga się na setki lat świetlnych, płynąc poniżej i powyżej Drogi Mlecznej.

Naukowcy uważają, że działają one jak zestaw rur wydechowych, przez które energia i masa są transportowane z serca Galaktyki do podstaw bąbli, uzupełniając je nową materią.

Odkrycie to wyjaśnia, w jaki sposób aktywność występująca w jądrze naszej rodzimej galaktyki, zarówno obecnie jak i w przeszłości, jest związana z istnieniem większych struktur wokół niej. 

Odpływ może być pozostałością po przeszłości naszej galaktyki, z okresu, kiedy aktywność była znacznie bardziej powszechna i potężna, lub może udowodnić, że nawet „nieaktywne” galaktyki – te, które w swoim wnętrzu mają stosunkowo ciche supermasywne czarne dziury i umiarkowany poziom formowania się gwiazd, jak Droga Mleczna – mogą pochwalić się ogromnymi, energetycznymi wypływami materii.

Pomimo skategoryzowania jako spokojne w kosmicznej skali aktywności galaktycznej, poprzednie dane z XMM-Newton ujawniły, że jądro naszej galaktyki jest wciąż dość burzliwe i chaotyczne. Umierające gwiazdy wybuchają gwałtownie, wyrzucając swoją materię w przestrzeń; gwiazdy podwójne wirują wokół siebie; a Sagittarius A*, czarna dziura tak masywna, jak cztery miliony Słońc, czeka na pochłonięcie nadchodzącej materii, później czkając promieniowaniem cząsteczkami energetycznymi, jak to robi teraz.

Kosmiczne potwory, takie jak Sagittarius A* – i te jeszcze bardziej masywne – znajdujące się w galaktykach w całym kosmosie, zostaną dogłębnie zbadane przez przyszłe obserwatoria rentgenowskie, takie jak Athena ESA (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics), którego start planowany jest na 2031 r. Inna przyszła misja ESA – Lisa (Laser Interferometer Space Antenna), wyszuka fale grawitacyjne uwolnione przez połączenie się supermasywnych czarnych dziur w jądrach odległych, łączących się galaktyk.

„Jest jeszcze wiele do zrobienia z XMM-Newton. Teleskop może skanować znacznie większy obszar jądra Drogi Mlecznej, co pomogłoby nam zmapować bąble i gorący gaz otaczający Galaktykę, a także ich połączenia z innymi składnikami Drogi Mlecznej i miejmy nadzieję, że uda nam się ustalić, jak to wszystko jest ze sobą powiązane” – mówi Gabriele.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 marca 2019

Sygnał radiowy z pyłu międzygwiezdnego odległej galaktyki

Naukowcy wykryli sygnał radiowy z obfitego pyłu międzygwiezdnego w MACS0416_Y1, galaktyce oddalonej o 13,2 mld lat świetlnych stąd w konstelacji Erydan. Modele standardowe nie są w stanie wyjaśnić tej ilości pyłu w tak młodej galaktyce, co zmusza nas do przemyślenia historii formowania się gwiazd. Naukowcy sądzą, że MACS0416_Y1 doświadczyła naprzemiennego formowania się gwiazd z dwoma intensywnymi okresami wybuchu gwiazd, 300 i 600 mln lat po Wielkim Wybuchu, z cichą fazą pomiędzy nimi.


Gwiazdy są głównymi graczami we Wszechświecie, ale są wspierane przez niewidzialnych scenicznych tancerzy: gwiezdny pył i gaz. Kosmiczne obłoki gazu i pyłu są miejscami formowania się gwiazd i mistrzowskimi opowiadaczami kosmicznej historii.

„Pył, i stosunkowo ciężkie pierwiastki, takie jak tlen, są rozpowszechniane w wyniku śmierci gwiazd. Wykrycie pyłu w pewnym punkcie wskazuje na to, że wiele gwiazd już się uformowało i umarło znacznie wcześniej, przed tym punktem” – powiedział Yoichi Tamura, profesor nadzwyczajny Uniwersytetu w Nagoya i główny autor artykułu.

Korzystając z ALMA, Tamura i jego zespół obserwowali odległą galaktykę MACS0416_Y1. Ze względu na skończoną prędkość światła, fale radiowe pochodzące z tej galaktyki, które obserwujemy dzisiaj, musiały podróżować przez 13,2 mld lat, aby do nas dotrzeć. Innymi słowy – dają obraz tego, jak wyglądała galaktyka 13,2 mld lat temu, czyli zaledwie 600 mln lat po Wielkim Wybuchu.

Astronomowie wykryli słaby, ale wyraźny sygnał emisji radiowej z cząsteczek pyłu w MACS0416_Y1. Kosmiczny Teleskop Hubble’a, Kosmiczny Teleskop Spitzera i Bardzo Duży Teleskop ESO obserwowały światło gwiazd w galaktyce. Z jego barwy oszacowali wiek gwiazd na 4 mln lat.

Naukowcy stworzyli model, który nie wymaga żadnych ekstremalnych założeń odbiegających od naszej wiedzy o życiu gwiazd w dzisiejszym Wszechświecie. Model dobrze wyjaśnia zarówno barwę galaktyki, jak i ilość pyłu. W tym modelu pierwszy wybuch formacji gwiazdowej rozpoczął się po 300 mln lat i trwał 100 mln lat. Następnie aktywność formowania się gwiazd ucichła, a potem rozpoczęła się po 600 mln lat. Astronomowie uważają, że ALMA obserwowała tę galaktykę na początku drugiej generacji formowania się gwiazd.

„Pył jest kluczowym materiałem dla planet takich jak Ziemia. Nasz wynik jest ważnym krokiem w kierunku zrozumienia wczesnej historii Wszechświata i pochodzenia pyłu” – wyjaśnia Tamura.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 marca 2019

Pulsar otrzymał potężne kopnięcie od wybuchu supernowej

Astronomowie korzystający z VLA odkryli pulsar, który uciekł z miejsca, gdzie przypuszczalnie się urodził, z prędkością ponad 1100 km/s, a jego ślad skierowany jest bezpośrednio w środek powłoki gruzu po eksplozji supernowej, która go stworzyła. Odkrycie dostarcza ważnych informacji na temat tego, jak pulsary – bardzo gęste gwiazdy neutronowe pozostałe po wybuchu masywnej gwiazdy – mogą dostać „kopnięcie” prędkości od eksplozji.


Pulsar, nazwany PSR J0002+6216, znajdujący się około 6500 lat świetlnych od Ziemi, został odkryty w 2017 r. przez projekt citizen-science o nazwie Einstein@home. Projekt wykorzystuje czas na komputerach udostępnionych przez ochotników do analizy danych z kosmicznego teleskopu Fermiego. Do tej pory, wykorzystując ponad 10 000 lat czasu obliczeniowego, projekt odkrył w sumie 23 pulsary.

Obserwacje radiowe z VLA wyraźnie pokazują pulsara znajdującego się poza pozostałością po supernowej, z ogonem cząsteczek i energią magnetyczną o długości około 13 lat świetlnych. Ogon wskazuje z powrotem w kierunku środka pozostałości po supernowej a pulsar znajduje się 53 lata świetlne do niej.

„Szczątki eksplozji w pozostałości po supernowej pierwotnie rozszerzały się szybciej, niż wynosi ruch pulsara, jednak zostały spowolnione przez spotkanie z rozrzedzoną materią w przestrzeni międzygwiezdnej, więc pulsar był w stanie je dogonić i wyprzedzić” – powiedział Dale Frail z NRAO.

Astronomowie powiedzieli, że pulsar najwyraźniej dogonił powłokę po około 5000 lat od wybuchu. Układ jest teraz widziany około 10 000 lat po wybuchu.

Naukowcy twierdzą, że prędkość pulsara wynosząca ponad 1100 km/s jest niezwykła, gdyż średnia prędkość pulsarów to tylko ok. 250 km/s. „Ten pulsar porusza się wystarczająco szybko, by ostatecznie uciec z naszej galaktyki” – powiedział Frail.

Astronomowie od dawna widzą, że pulsary dostają kopnięcie, gdy rodzą się z wybuchu supernowej, ale nadal nie są pewni, w jaki sposób to się dzieje.

„Zaproponowano liczne mechanizmy wytwarzania kopnięcia. To, co widzimy w PSR J0002+6216, potwierdza ideę, że niestabilności hydrodynamiczne w wybuchu supernowej są odpowiedzialne za dużą prędkość tego pulsara” – powiedział Frail.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 marca 2019

Potężna eksplozja meteoroidu w ziemskiej atmosferze, której nikt nie zauważył

Według NASA w grudniu ubiegłego roku w ziemskiej atmosferze eksplodował potężny meteoroid.

Wybuch był drugim co do wielkości w ciągu ostatnich 30 lat i największym od czasów Czelabińska sześć lat temu.


Jednak zjawisko pozostało niezauważone, ponieważ doszło do niego nad Morzem Beringa, niedaleko Kamczatki. 

Kosmiczna skała eksplodowała z 10-krotnie większą energią, niż bomba atomowa zrzucona na Hiroszimę.

Lindley Johnson, oficer obrony planetarnej w NASA, powiedział BBC News, że obiekty tak duże wchodzą w ziemską atmosferę 2-3 razy na 100 lat.

18 grudnia, około południa czasu lokalnego, meteoroid wszedł w ziemską atmosferę z prędkością 32 km/s pod kątem siedmiu stopni.

Kosmiczna skała o rozmiarach kilku metrów eksplodowała 25,6 km nad powierzchnią Ziemi z energią 173 kiloton.

„Było to 40% energii uwolnionej w wybuchu w Czelabińsku, ale nie miało takich samych skutków, gdyż doszło do niego nad Morzem Beringa” – powiedział Kelly Fast, menedżer programu obserwowania obiektów zbliżających się do Ziemi w NASA.

Satelity wojskowe zarejestrowały wybuch w zeszłym roku a Siły Powietrzne poinformowały o tym zdarzeniu NASA.

Dr Johnson powiedział, że obiekt pojawił się nad obszarem, w pobliżu którego znajdują się korytarze powietrzne samolotów pasażerskich latających między Ameryką Północną a Azją. Dlatego też naukowcy sprawdzili wśród linii lotniczych, czy nie raportowane o czymś związanym ze zdarzeniem.

W 2005 r. Kongres zlecił NASA znalezienie 90% obiektów zbliżających się do Ziemi, o rozmiarach 140 m i większych, do 2020 r. Kosmiczne skały tej wielkości często nazywane są „problemami z paszportami”, ponieważ mogłyby wpłynąć na całe regiony podczas zderzenie z Ziemią. Jednak naukowcy szacują, że wykonanie tego zadania zajmie im kolejne 30 lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 marca 2019

Jądro galaktyczne jasno świecące w promieniach X

Uważa się, że wszystkie masywne galaktyki posiadają w swoich jądrach supermasywne czarne dziury (SMBH), które rosną dzięki akrecji masy ze swojego środowiska. Obecny wizerunek pokazuje także, że czarne dziury rosną wraz z ewolucją swojej galaktyki, być może dlatego, że ewolucja galaktyk obejmuje akrecję wywoływaną na przykład poprzez połączenie się galaktyk. Ten ogólny obraz galaktyk został potwierdzony przez zebrane dane.


Szczytowa epoka akrecji czarnych dziur może być mierzona przez obserwacje aktywności jądra i zbiega się ze szczytową epoką powstawania gwiazd we Wszechświecie około 10 mld lat po Wielkim Wybuchu. Tworzenie się gwiazd wiąże się z zakłóceniami, które wzbudzają gaz i wywołują akrecję. Ponadto Wszechświat lokalny wykazuje ścisłą korelację między masą SMBH, masą zgrubienia centralnego galaktyki macierzystej i gwiazdowych prędkością rozprzestrzeniania się. Metody te (ale ze słabszym potwierdzeniem) mogą podobnie oszacować rozmiary SMBH w galaktykach we wcześniejszym Wszechświecie i odkryć, że wzrost SMBH i wzrost galaktyk są procesami współewolucyjnymi.  

Zarówno wzrost centralnej czarnej dziury, jak i powstawanie gwiazd, są zasilane znaczną ilością gazu molekularnego i pyłu, które mogą być namierzane przez podczerwień emitowaną przez pył. Ziarenka pyłu, ogrzewane promieniowaniem młodych gwiazd i akrecją aktywnych jąder galaktycznych (AGN), silnie promieniują w podczerwieni. Ponieważ aktywność AGN wytwarza również promieniowanie X, oczekuje się, że AGN powinny być namierzane silną emisją pyłu, a emisje promieniowania rentgenowskiego i podczerwonego powinny być skorelowane.

Astronom CfA, Mojegan Azadi, był członkiem zespołu, który badał 703 galaktyki z aktywnymi jądrami SMBH, wykorzystując zarówno dane rentgenowskie z Chandra, jak i podczerwone ze Spitzera i Herschela, największą dotychczasową próbkę dającą takie porównanie. Chociaż zespół znalazł trend zgodny z korelacją w podczerwieni z aktywnością promieni rentgenowskich AGN w szerokim zakresie przypadków, nie znaleźli takiego trendu w porównaniu z wkładem AGN w podczerwieni. Ponieważ promieniowanie podczerwone AGN pochodzi głównie z pyłu z torusa wokół SMBH, różnica może wynikać z kąta, pod jakim obserwujemy torus. 

Wyniki te pomagają udoskonalić obecne modele aktywności AGN, ale autorzy pracy zauważają, że bardziej czułe, głębsze obserwacje powinny być w stanie lepiej wyjaśnić procesy fizyczne związane z AGN.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 marca 2019

Olbrzymie gwiazdy w sąsiedztwie naszej czarnej dziury

W jaki sposób supermasywna czarna dziura wpływa na swoje gwiezdne sąsiedztwo? Jednym ze sposobów na zbadanie tej kwestii jest poszukiwanie starych, olbrzymich gwiazd w ekstremalnym otoczeniu centrum Galaktyki.


Supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki prawdopodobnie odgrywa ogromną rolę w ewolucji i dynamice gwiazd w swoim sąsiedztwie a także w przestrzennym rozmieszczeniu.

Teoria przewiduje, że stare, olbrzymie gwiazdy w pobliżu galaktycznego centrum powinny być ułożone w sposób przypominający „wierzchołek”, przy czym liczba gwiazd na sekundę łuku wzrasta gwałtownie w kierunku centralnej czarnej dziury. Słabe czerwone olbrzymy wydają się podążać za spodziewanym rozkładem, ale jaśniejsze czerwone olbrzymy – które mogą zagłębiać się bliżej środka galaktyki – już nie. Zamiast tego gwiazdy te wydają się podążać za rozkładem „rdzeniowym”, z mniejszą liczbą gwiazd na sekundę łuku, niż się spodziewano w centrum Galaktyki.

Zaproponowano wiele teorii wyjaśniających pozorny brak jasnych czerwonych olbrzymów w pobliżu centrum Galaktyki, od zderzeń gwiazd do zakłóceń pływowych przez supermasywną czarną dziurę. Chociaż czynniki te mogą odgrywać pewną rolę, możliwe jest również, że wyzwania obserwacyjne uniemożliwiły astronomom pełne skatalogowanie populacji gwiazdowej w centrum Galaktyki.

Obserwowanie gwiazd tak blisko centrum galaktycznego jest trudne – jest tam tłoczno, a światło gwiazd jest bardzo przygaszone na wielu długościach fali przez obłoki pyłu w płaszczyźnie Galaktyki. Aby zbadać gwiezdną populację w pobliżu galaktycznego centrum, zespół naukowców pod kierownictwem Maryam Habibi (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Niemcy) przeanalizował dane widm gwiazdowych w bliskiej podczerwieni uzyskane ze spektrografu SINFONI znajdującego się na Bardzo Dużym Teleskopie.

Widma wykorzystane w tym badaniu zebrano za pomocą optyki adaptywnej, gdzie zwierciadło teleskopu jest nieznacznie zdeformowane w celu skorygowania skutków turbulencji w ziemskiej atmosferze w czasie zbliżonym do rzeczywistego – istotne dla obserwacji pojedynczych gwiazd w polu tak zatłoczonym, jak centrum Galaktyki!

Autorzy badania określili temperaturę, typ widmowy, wiek, masę i promień dla każdej gwiazdy docelowej. Głębsze widma pomogły im w zidentyfikowaniu starych olbrzymów, które wcześniej były błędnie klasyfikowane jako młodsze gwiazdy, zwiększając liczbę znanych olbrzymów do 21.

Łącząc swoje nowe obserwacje jasnych olbrzymów w centralnym obszarach o rozmiarach sekundy łuku z poprzednio obserwowanymi olbrzymami znajdującymi się dalej od centrum Galaktyki, autorzy odkryli, że rozkład jasnych olbrzymów można opisać za pomocą prawa mocy o wykładniku 0,34 ± 0,04 – definitywnie wykluczając rozproszenie podobne do rdzenia.

Podczas, gdy odkryto wiele zaginionych olbrzymów, autorzy szacują, że w zatłoczonym wnętrzu naszej galaktyki wciąż są gwiazdy czekające na odkrycie, w tym niektóre z najjaśniejszych czerwonych olbrzymów. Przyszłe obserwacje powinny pomóc nam zrozumieć złożony rozkład populacji gwiazd w centrum Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 marca 2019

Burzowe szaleństwo w kosmicznej filiżance herbaty

Masz ochotę na filiżankę kosmicznej herbaty? Ta nie jest tak uspokajająca, jak ziemska. W galaktyce, w której znajduje się struktura nazywana „Filiżanka herbaty”, szaleje kosmiczna burza.


Źródłem kosmicznego szkwału jest czarna dziura ukryta w centrum galaktyki, oficjalnie znana jako SDSS 1430+1339. Gdy materia w centralnych regionach galaktyki jest przyciągana w kierunku czarnej dziury, jest zasilana przez potężną grawitację i pola magnetyczne blisko czarnej dziury. Opadająca materia wytwarza więcej promieniowania, niż wszystkie gwiazdy w całej jej galaktyce razem wzięte. Ten rodzaj aktywnej czarnej dziury zwany jest kwazarem.

Znajdująca się około 1,1 mld lat świetlnych od Ziemi galaktyka gospodarz Filiżanki herbaty została pierwotnie odkryta na obrazach w świetle widzialnym przez naukowców obywateli w 2007 r. w ramach projektu Galaxy Zoo, który wykorzystywał dane z Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Od tego czasu zawodowi astronomowie używający teleskopów kosmicznych zgromadzili wskazówki na temat historii tej galaktyki z myślą o prognozowaniu, jak burzliwa będzie w przyszłości. Nowy złożony obraz zawiera dane rentgenowskie z Chandra wraz z widokiem w świetle optycznym z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

„Uszko” Filiżanki to pierścień optycznego i rentgenowskiego światła otaczającego gigantyczną bańkę. Formacja ta, znajdująca się ok. 30 000 lat świetlnych od supermasywnej czarnej dziury, została prawdopodobnie wytworzona przez jedną lub więcej erupcji zasilanych przez czarną dziurę. Emisja radiowa również zarysowuje tę bańkę oraz bańkę o tym samym rozmiarze po drugiej stronie czarnej dziury.

Wcześniejsze obserwacje z użyciem teleskopów optycznych pokazywały, że atomy w uszku Filiżanki były zjonizowane, co oznacza, że zostały naładowane, gdy niektóre z ich elektronów zostały usunięte, prawdopodobnie w wyniku silnego promieniowania kwazara w przeszłości. Ilość promieniowania potrzebnego do jonizacji atomów porównano z tą wynikającą z obserwacji optycznych kwazara. Porównanie to sugeruje, że produkcja promieniowania kwazara zmniejszyła się o czynnik między 50 a 600 w ciągu ostatnich 40 000 do 100 000 lat. Ten wnioskowany ostry spadek doprowadził badaczy do wniosku, że kwazar w Filiżance herbaty zanika lub umiera.

Nowe dane z misji Chandra i XMM-Newton pozwalają astronomom lepiej zrozumieć historię tej galaktycznej burzy. Widma rentgenowskie pokazują, że kwazar jest mocno zasłonięty przez gaz. Oznacza to, że wytwarza znacznie więcej promieniowania jonizującego, niż wskazują na to szacunki oparte wyłącznie na danych z obserwacji optycznych, i że pogłoski o śmierci kwazara mogą być przesadzone. Okazuje się, że kwazar przygasł tylko o czynnik 25 lub mniej w ciągu ostatnich 100 000 lat.

Dane z Chandry pokazują również dowody na to, że w bąblu znajduje się gorętszy gaz, co może oznaczać, że wiatr materii jest wydmuchiwany z czarnej dziury. Taki wiatr, który był napędzany promieniowaniem z kwazara, mógł stworzyć bańki znalezione w Filiżance.

Astronomowie obserwowali wcześniej bańki o różnych rozmiarach w galaktykach eliptycznych, grupach i gromadach galaktyk, które były generowane przez wąskie strumienie zawierające cząsteczki przemieszczające się z prędkością zbliżoną do prędkości światła, wystrzeliwujące z supermasywnych czarnych dziur. Energia dżetów posiada moc wyjściową czarnych dziur a nie promieniowania.

Astronomowie odkryli w tych układach napędzanych strumieniowo, że moc wymagana do wytworzenia bąbli jest proporcjonalna do jasności ich promieniowania rentgenowskiego. Co zaskakujące, kwazar Filiżanka herbaty napędzany promieniowaniem podąża tym wzorem. To sugeruje, że zdominowane przez promieniowanie układy kwazarów oraz ich zdominowani przez dżety kuzyni, mogą mieć podobny wpływ na ich galaktyczne otoczenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

ALMA obserwuje miejsca, w którym powstają planety jak w Układzie Słonecznym

Naukowcy zauważyli miejsca powstawania planet wokół młodej gwiazdy podobnej do Słońca. Dwa pierścienie pyłowe wokół gwiazdy, w odległościach porównywalnych do pasa planetoid i orbity Neptuna w naszym Układzie Słonecznym, sugerują, że jesteśmy świadkami tworzenia się układu planetarnego podobnego do naszego.


Uważa się, że Układ Słoneczny uformował się z kosmicznego obłoku gazu i pyłu 4,6 mld lat temu. Badając młode układy planetarne tworzące się wokół innych gwiazd, astronomowie mają nadzieję dowiedzieć się więcej o naszych początkach.

Tomoyuki Kudo, astronom z NAOJ, i jego zespół obserwowali młodą gwiazdę DM Tau za pomocą ALMA. Znajdująca się w odległości 470 lat świetlnych w konstelacji Byka, DM Tau ma około połowy masy Słońca i od 3 do 5 mln lat.

„Z poprzednich obserwacji wywnioskowano dwa różne modele dysku wokół DM Tau. Niektóre badania sugerowały, że promień pierścienia sięga miejsca, w którym w Układzie Słonecznym znajdowałby się pas planetoid. Inne obserwacje umiejscawiają go w odległości takiej, w jakiej znajdowałby się Neptun. Nasze obserwacje z ALMA dały jasną odpowiedź: obydwa mają rację. DM Tau ma dwa pierścienie, po jednym w każdej z tych lokalizacji” – mówi Kudo.

Naukowcy znaleźli jasną plamę na zewnętrznym pierścieniu. Wskazuje to na lokalne skondensowanie pyłu, które byłoby możliwym miejscem powstawania planety takiej jak Uran lub Neptun.

„Jesteśmy również zainteresowani zobaczeniem szczegółów w wewnętrznym obszarze dysku, ponieważ Ziemia uformowała się w takim obszarze wokół Słońca. Dystrybucja pyłu w wewnętrznym pierścieniu wokół DM Tau dostarczy kluczowych informacji do zrozumienia pochodzenia planet takich, jak Ziemia” – skomentował Jun Hashimoto, badacz z Centrum Astrobiologii w Japonii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 marca 2019

Odkryto 83 supermasywne czarne dziury we wczesnym Wszechświecie

Zespół astronomów odkrył w odległym Wszechświecie 83 kwazary zasilane przez supermasywne czarne dziury (SMBH), w epoce, w której miał mniej niż 10% obecnego wieku. Dokonano tego przy użyciu kamery szerokokątnej Hyper Suprime-Cam (HSC) zamontowanej na teleskopie Subaru. Odkrycie to znacznie zwiększa liczbę czarnych dziur znanych w tej epoce i po raz pierwszy ujawnia, jak powszechne we wczesnej historii Wszechświata są SMBH. Ponadto zapewnia nowe spojrzenie na wpływ czarnych dziur na stan fizyczny gazu we wczesnym Wszechświecie w ciągu pierwszego miliarda lat.  


Supermasywne czarne dziury znajdują się w centrach galaktyk i mają masy miliony a nawet miliardy razy większe, niż Słońce. Chociaż są powszechne we współczesnym Wszechświecie, nie jest jasne, kiedy po raz pierwszy się uformowały i ile z nich istnieje w odległym Wszechświecie. Podczas, gdy odległe SMBH są identyfikowane jako kwazary, które świecą, gdy gromadzi się na nich gaz, poprzednie badania były czułe tylko na bardzo rzadkie, najbardziej świecące kwazary, a zatem na najbardziej masywne czarne dziury. W nowym odkryciu badano populację SMBH o masach charakterystycznych dla najczęściej występujących czarnych dziur obserwowanych we współczesnym Wszechświecie, co rzuca światło na ich pochodzenie.

Zespół badawczy pod kierownictwem Yoshiki Matsuoki (Ehime University) wykorzystał dane pobrane z najnowocześniejszego instrumentu HSC zamontowanego na teleskopie Subaru. HSC jest szczególnie potężny, ponieważ ma ogromne pole widzenia – 1,77 stopni kwadratowych (7 tarcz Księżyca w pełni) i jest zamontowany na jednym z największych teleskopów na świecie. Zespół HSC prowadzi przegląd nieba wykorzystując czas na teleskopie przez 300 nocy w ciągu pięciu lat. Wybrali odległych kandydatów na kwazary z czułego przeglądu HSC a następnie przeprowadzili intensywną kampanię obserwacyjną w celu uzyskania widm tych kandydatów za pomocą teleskopu Subaru, Gran Telescopio Canarias i teleskopu Gemini. Badanie ujawniło 83 nieznane wcześniej bardzo odległe kwazary. Matsuoka i jego współpracownicy odkryli, że w każdym sześcianie przestrzeni o rozmiarach miliarda lat świetlnych znajduje się jedna supermasywna czarna dziura.

Odkryte kwazary znajdują się w odległości ok. 13 mld lat świetlnych od Ziemi. Innymi słowy widzimy je takimi, jakimi były 13 mld lat temu. Czas, jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu do owej epoki, wynosi zaledwie 5% obecnego wieku Wszechświata (13,8 mld lat) i jest niezwykłe, że te masywne, gęste obiekty mogły się uformować wkrótce po Wielkim Wybuchu. Najodleglejszy kwazar odkryty przez zespół znajduje się w odległości 13,05 mld lat świetlnych i jest związany z drugą najodleglejszą SMBH, jaką kiedykolwiek odkryto.

Powszechnie przyjmuje się, że wodór we Wszechświecie był kiedyś neutralny, ale był „rejonizowany” (czyli podzielony na protony i elektrony), w epoce, w której narodziła się pierwsza generacja gwiazd, galaktyk i SMBH, kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu. Jest to kamień milowy kosmicznej historii, ale wciąż nie jest jasne, co zapewniło niesamowitą ilość energii wymaganej do spowodowania rejonizacji. Przekonujące hipotezy sugerują, że we wczesnym Wszechświecie było o wiele więcej kwazarów, niż wcześniej wykryto, i to ich zintegrowane promieniowanie rejonizowało Wszechświat. Jednak liczba gęstości mierzona przez zespół HSC wyraźnie wskazuje, że tak nie jest; liczba obserwowanych kwazarów jest znacznie mniejsza, niż potrzeba do wyjaśnienia rejonizacji. Była więc spowodowana przez inne źródło energii, najprawdopodobniej liczne galaktyki, które zaczęły tworzyć się w młodym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 marca 2019

Co astronomowie znaleźli przedzierając się przez pył w Układzie Słonecznym?

Podobnie, jak pył gromadzi się w naszych domach, tak samo gromadzi się w przestrzeni kosmicznej. Ale kiedy osiada w Układzie Słonecznym, często dzieje się to w formie pierścieni. Kilka pierścieni pyłowych okrąża Słońce. Pierścienie śledzą orbity planet, których grawitacja wciąga pył na miejsce wokół Słońca, gdy dryfuje do centrum Układu Słonecznego.


Pył składa się z rozdrobnionych pozostałości z kształtowania się Układu Słonecznego około 4,6 mld lat temu – gruzów z kolizji asteroid lub okruchów z płonących komet. Pył jest rozproszony w całym Układzie Słonecznym, ale gromadzi się w ziarnistych pierścieniach pokrywających orbity Ziemi i Wenus, pierścieni, które można zobaczyć za pomocą naziemnych teleskopów. Badając ten pył – z czego jest zrobiony, skąd pochodzi i jak się porusza w przestrzeni – naukowcy poszukują wskazówek do zrozumienia narodzin planet i składu wszystkiego, co widzimy w Układzie Słonecznym.

Dwa ostatnie badania odnoszą się do nowo odkrytych pierścieni pyłowych w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Jedno z badań wykorzystuje dane NASA do przedstawienia dowodów na istnienie pierścienia pyłowego na orbicie Merkurego. Drugie badanie NASA identyfikuje prawdopodobne źródło pierścienia pyłowego na orbicie Wenus: grupę nigdy wcześniej nie odkrytych planetoid krążących razem z planetą.

Guillermo Stenborg i Russell Howard, naukowcy zajmujący się Słońcem w Naval Research Laboratory w Waszyngtonie, nie mieli na celu znalezienia pierścienia pyłowego. Znaleźli go przypadkiem. Swoje odkrycie naukowcy podsumowali w artykule opublikowanym w The Astrophysical Journal 21 listopada 2018 r.

Opisują w nim dowody na delikatną mgłę kosmicznego pyłu na orbicie Merkurego, tworzącą pierścień o szerokości około 15 mln km.

Jak na ironię, dwaj naukowcy natknęli się na pierścień pyłu, szukając obszaru wolnego od pyłu w pobliżu Słońca. W pewnej odległości od Słońca, zgodnie z prognozą sprzed dekady, potężne ciepło gwiazdy powinno odparować pył, czyszcząc cały ten obszar przestrzeni. Wiedząc, gdzie jest ta granica, możemy dowiedzieć się o składzie samego pyłu i wskazać, w jaki sposób powstały planety w młodym Układzie Słonecznym.

Jak dotąd nie znaleziono dowodów na wolną od pyłu przestrzeń, ale częściowo dlatego, że trudno byłoby ją wykryć z Ziemi. Bez względu na to, jak naukowcy patrzą z Ziemi, cały pył między nami a Słońcem przeszkadza, skłaniając ich do myślenia, że przestrzeń w pobliżu Słońca jest bardziej zakurzona, niż jest w rzeczywistości.

Stenborg i Howard doszli do wniosku, że mogą obejść ten problem, budując model oparty na zdjęciach przestrzeni międzyplanetarnej z satelity STEREO (Solar and Terrestrial Relations Observatory).

Ostatecznie obaj chcieli przetestować swój nowy model w ramach przygotowań dla sondy Parker Solar Probe, która obecnie przelatuje wysoko na eliptycznej orbicie wokół Słońca, zbliżając się coraz bardziej do naszej dziennej gwiazdy w ciągu kolejnych siedmiu lat. Chcieli zastosować swoją technikę do zdjęć, które Parker odeśle na Ziemię i zobaczyć, jak pył zachowuje się w pobliżu Słońca.

Naukowcy nigdy nie pracowali z danymi zebranymi na tym niezbadanym terytorium, tak blisko Słońca. Modele, takie jak Stenborga i Howarda, stanowią kluczowy kontekst dla zrozumienia obserwacji Parker Solar Probe.

Na obrazach STEREO pojawiają się dwa rodzaje światła: światło z płonącej zewnętrznej atmosfery Słońca – zwanej koroną – i światło odbijające się od pyłu unoszącego się w przestrzeni. Światło słoneczne odbite od tego pyłu, który powoli okrąża Słońce, jest około 100 razy jaśniejsze, niż światło koronalne.

Obaj naukowcy zbudowali swój model jako narzędzie dla innych, aby pozbyć się nieznośnego pyłu na obrazach STEREO – i ewentualnie Parker Solar Probe – ale przewidywana wolna od pyłu przestrzeń pozostała w głębi ich umysłów. Gdyby mogli wymyślić sposób na rozdzielenie tych dwóch rodzajów światła i odizolować pył, mogliby dowiedzieć się, ile go tak naprawdę tam jest. Na przykład stwierdzenie, że całe światło na zdjęciu pochodzi z samej korony, może oznaczać, że w końcu znaleźli wolną od pyłu przestrzeń.

Pierścień pyłowy Merkurego był szczęśliwym odkryciem, skutkiem ubocznym podczas pracy nad modelem Stenborga i Howarda. Kiedy wykorzystali swoją nową technikę na zdjęciach STEREO, zauważyli zwiększoną jasność wzdłuż orbity Merkurego – czyli więcej pyłu – w świetle, które w innym przypadku planowali by odrzucić. 

„To nie była odosobniona sprawa. Wszędzie wokół Słońca, niezależnie od pozycji sondy, mogliśmy zobaczyć ten sam pięcioprocentowy wzrost jasności pyłu. To mówiło nam, że coś tam jest, i to jest coś, co rozciąga się wokół Słońca” – powiedział Howard.

Naukowcy nigdy nie zakładali, że wzdłuż orbity Merkurego może istnieć pierścień pyłowy, i być może dlatego nie został wcześniej odkryty. Uważano, że Merkury, w przeciwieństwie do Ziemi czy Wenus, jest zbyt mały i znajduje się zbyt blisko Słońca, aby uchwycić pierścień pyłu. Spodziewali się, że wiatr słoneczny i siły magnetyczne od Słońca wydmuchają nadmiar pyłu z orbity Merkurego.

Dzięki nieoczekiwanemu odkryciu i nowemu czułemu narzędziu, naukowcy nadal są zainteresowani strefą wolną od pyłu. Gdy Parker Solar Probe kontynuuje eksplorację korony, ich model może pomóc innym odkryć wszystkie inne skupiska pyłu czające się w pobliżu Słońca.

Nie po raz pierwszy naukowcy odkryli pierścień pyłowy we wnętrzu Układu Słonecznego. 25 lat temu odkryli, że Ziemia krąży wokół Słońca w olbrzymim pierścieniu pyłu. Inni odkryli podobny pierścień w pobliżu orbity Wenus, najpierw wykorzystując dane z sondy Helios w 2007, a następnie potwierdzając je w 2013 r. dzięki danym z STEREO.

Od tego czasu naukowcy ustalili, że pierścień pyłu na orbicie Ziemi pochodzi głównie z pasa planetoid, rozległego regionu w kształcie torusa znajdującego się między Marsem a Jowiszem, gdzie żyje większość planetoid Układu Słonecznego. Te skaliste asteroidy nieustannie zderzają się ze sobą, gubiąc pył, który dryfuje głębiej pod wpływem grawitacji Słońca, chyba, że grawitacja Ziemi przechwyci go na orbitę naszej planety.

Początkowo wydawało się prawdopodobne, że pierścienie pyłowe Wenus uformowały się jak ziemskie, z pyłu wytworzonego w innym miejscu Układu Słonecznego. Ale kiedy Petr Pokorny, astrofizyk z Goddarda modelował pył spiralnie w kierunku Słońca z pasa planetoid, jego symulacje wytworzyły pierścień, który pasował do obserwacji pierścienia Ziemi, ale nie Wenus.

Rozbieżność ta sprawiła, że zaczął się zastanawiać, skąd, jeżeli nie z pasa planetoid, pochodzi pył na orbicie Wenus. Po serii symulacji Pokorny i jego partner badawczy Marc Kuchner postawili hipotezę, że pochodzi on z grupy wcześniej nie odkrytych planetoid krążących wokół Słońca wzdłuż orbity Wenus. Swoją pracę opublikowali 12 marca 2019 r. w The Astrophysical Journal Letters.

Ekscytujące w tym wyniku jest to, że sugeruje nową populację planetoid, która prawdopodobnie zawiera wskazówki na temat ukształtowania się Układu Słonecznego. Jeżeli Pokorny i Kucher mogą je obserwować, ta rodzina planetoid może rzucać światło na wczesną historię Ziemi i Wenus. Oglądając odpowiednimi narzędziami, planetoidy mogą również ujawnić wskazówki dotyczące chemicznej różnorodności Układu Słonecznego.

Ponieważ pierścień Wenus jest rozproszony na większej orbicie, jest znacznie większy niż nowo wykryty pierścień Merkurego. Mający około 25 mln km wysokości i 10 mln km szerokości pierścień jest zaśmiecony pyłem, którego największe ziarna są mniej więcej wielkości ziaren gruboziarnistego papieru ściernego. Jest o około 10% gęstszy niż otaczająca przestrzeń. Mimo to jest rozproszony – zapakuj cały pył w pierścień, a wszystko, co dostaniesz to planetoida o średnicy 3 km.

Używając tuzina różnych narzędzi do modelowania symulacji przemieszczania się pyłu w Układzie Słonecznym, Pokorny wymodelował wszystkie źródła pyłu, jakie mógł wymyślić, szukając symulowanego pierścienia Wenus, który pasowałby do obserwacji. Lista wszystkich źródeł, które wyprodukował, brzmi jak lista wszystkich skalistych obiektów w Układzie Słonecznym: planetoidy Pasa Głównego, komety z Obłoku Oorta, komety typu Halleya, komety z rodziny jowiszowych, niedawne zderzenia w pasie planetoid.

„Ale żadne nie pasowały. Zaczęliśmy więc tworzyć własne źródła pyłu” – powiedział Kuchner.

Być może pył pochodził z planetoid znajdujących się znacznie bliżej Wenus, niż pas planetoid. Może istnieć grupa planetoid współorbitujących Słońce i Wenus - co oznacza, że współdzielą orbitę Wenus, ale pozostają z dala od planety, często po drugiej stronie Słońca. Pokorny i Kuchner uzasadnili, że grupa planetoid na orbicie Wenus mogła pozostawać niewykryta, ponieważ trudno jest skierować ziemskie teleskopy w tamtym kierunku, tak blisko Słońca bez ingerencji światła słonecznego.

Planetoidy współorbitujące są przykładem tego, co nazywa się rezonansem. Pokorny i Kuchner wymodelowali wiele potencjalnych rezonansów: planetoidy, które okrążają Słońce w rezonansie 2:3 lub 9:10 z Wenus. Spośród wszystkich możliwości, jedna grupa sama stworzyła realistyczną symulację pierścienia pyłowego Wenus.

Naukowcy musieli pokazać, że samo istnienie planetoid w Układzie Słonecznym ma sens. Zdawali sobie sprawę, że mało prawdopodobne jest, by planetoidy na tych specjalnych, kołowych orbitach w pobliżu Wenus dostały się tam z innego miejsca, niż pas planetoid. Ich hipoteza byłaby bardziej sensowna, gdyby były tam od samego początku istnienia Układu Słonecznego.

Naukowcy stworzyli kolejny model, tym razem zaczynając od zbioru 10 000 planetoid sąsiadujących z Wenus. Pozwolili, aby symulacja przebiegła szybko przez 4,5 mld lat historii Układu Słonecznego, włączając wszystkie efekty grawitacyjne każdej z planet. Kiedy model dotarł do dzisiejszych czasów, około 800 z ich testowanych planetoid przetrwało próbę czasu.

Pokorny uważa to za wskaźnik przetrwania. Wskazuje, że planetoidy mogły powstać w pobliżu Wenus w chaosie wczesnego Układu Słonecznego, a niektóre mogły pozostać tam do dzisiaj, zasilając znajdujący się w pobliżu pierścień pyłowy.

Następnym krokiem jest obserwacja nieuchwytnych planetoid. „Jeżeli coś tam jest, powinniśmy to znaleźć” – powiedział Pokorny. Ich istnienie można zweryfikować za pomocą kosmicznych teleskopów, takich jak Hubble, a może i kosmicznych sond takich, jak STEREO. Potem astronomowie będą mieli więcej pytań, na które muszą znaleźć odpowiedź: ile ich tam jest i jak duże są? Czy ciągle wyrzucają pył czy było to jednorazowe wyrzucenie przy rozpadzie?

Astronomowie odkryli pyłowe pierścienie w odległych systemach gwiazdowych. Ogromne pierścienie pyłowe mogą być łatwiejsze do wykrycia, niż egzoplanety i mogą być wykorzystane do wnioskowania inaczej ukrytych planet, a nawet ich właściwości orbitalnych.

Ale interpretacja pozasłonecznych pierścieni pyłowych nie jest prosta. „Aby modelować i dokładnie odczytywać pierścienie pyłowe wokół innych gwiazd, musimy najpierw zrozumieć fizykę pyłu na naszym własnym podwórku” – powiedział Kuchner. Badając sąsiednie pierścienie pyłu na orbitach Merkurego, Wenus i Ziemi, gdzie pył śledzi trwałe efekty grawitacyjne w Układzie Słonecznym, naukowcy mogą opracować techniki odczytu między pierścieniami pyłu, zarówno blisko, jak i daleko.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 marca 2019

Odkryto najciaśniejszy znany dotąd układ podwójny młodych masywnych gwiazd

Astronomowie odkryli układ podwójny masywnych młodych gwiazd, których składniki są najbliższymi z dotychczas zmierzonych, dostarczając cennego „laboratorium” do testowania teorii na temat formowania się układów podwójnych o dużej masie.


Międzynarodowy zespół kierowany przez Uniwersytet w Leeds określił odległość między masywną młodą gwiazdą PDS 27 a jej gwiezdnym towarzyszem na 30 jednostek astronomicznych (j.a.).

To w przybliżeniu odległość między Słońcem i Neptunem. Jest to najciaśniejszy układ podwójny dotąd zmierzony dla młodych, bardzo masywnych gwiazd.

Główna autorka badania, dr Evgenia Koumpia ze Szkoły Fizyki i Astronomii w Leeds, powiedziała: „To bardzo ekscytujące odkrycie. Obserwacje i symulacje komputerowe masywnych układów podwójnych we wczesnych etapach ich powstawania są jednym z głównych zmagań w astronomii. Dzięki PDS 27 i jej towarzyszce znaleźliśmy najbliższe, najbardziej masywne młode obiekty gwiazdowe w układzie podwójnych zbadane dotąd. W skartografowanej przestrzeni brakuje znanych młodych masywnych układów podwójnych. Gwiazdy o dużej masie mają stosunkowo krótką żywotność, wypalając się i eksplodując jako supernowe w ciągu zaledwie kilku milionów lat, co utrudnia ich dostrzeżenie. Ogranicza to naszą zdolność do testowania teorii dotyczących formowania się tych gwiazd.”

W ramach swoich badań zespół zidentyfikował także obiekt towarzyszący innej młodej, masywnej gwieździe – PDS 37. Analiza wykazała odległość między PDS 37 a jej towarzyszem wynoszącą od 42 do 54 j.a. – średnia odległość Słońce-Pluton.

Choć są bardziej oddalone, niż PDS 27 i jej towarzyszka, wciąż jest to znaczące odkrycie, biorąc pod uwagę potrzebne do potwierdzenia w badaniach astronomicznych masywne młode gwiazdy podwójne.

Dr Koumpia kontynuuje: „Sposób, w jaki formują się te układy podwójne, jest dość kontrowersyjny. Badania obserwacyjne układów podwójnych na ich wczesnych etapach mają kluczowe znaczenie dla weryfikacji teorii ich powstania. PDS 27 i PDS 37 to rzadkie i ważne laboratoria, które mogą pomóc w dostarczeniu informacji i testowaniu teorii dotyczących tworzenia się układów podwójnych o dużej masie.”

PSD 27 jest co najmniej 10 razy masywniejsza niż nasze Słońce i znajduje się ok. 8000 lat świetlnych stąd. Aby określić obecność gwiezdnych towarzyszy dla PDS 27 i PDS 37, zespół zastosował najwyższą rozdzielczość przestrzenną dostarczoną przez instrument PIONIER znajdujący się w interferometrze Bardzo Dużego Teleskopu ESO (VLT).

Instrument ten łączy wiązki światła z czterech teleskopów, z których każdy ma 8,2 metra średnicy, naśladując jeden teleskop o średnicy 130 metrów. Wynikająca z tego wysoka rozdzielczość przestrzenna pozwoliła zespołowi rozdzielić tak bliskie układy podwójne pomimo ogromnej ich odległości od nas i wzajemnej bliskości składników. 

Współautor badania, prof. Rene Oudmaijer, także ze Szkoły Fizyki i Astronomii w Leeds, powiedział: „Kolejne duże pytanie – którego dotychczas unikaliśmy z powodu trudności obserwacyjnych – brzmi: dlaczego tak wiele masywnych gwiazd znajduje się w układach podwójnych? Dla astronomów staje się coraz bardziej oczywiste, że masywne gwiazdy prawie nigdy nie rodzą się same ale z co najmniej jednym kompanem. Ale powody, dla których tak jest, są raczej niejasne. Masywne gwiazdy wywierają znaczący wpływ na swoje środowisko. Ich wiatry gwiazdowe, energia i wybuchy supernowych, które generują, mogą wpływać na powstawanie innych gwiazd i galaktyk. Ewolucja i los gwiazd o dużej masie są dość złożone, ale wcześniejsze badania wykazały, że duży wpływ na nie mogą mieć w dużej mierze ich właściwości binarne. Odkrycie młodych, masywnych gwiazd podwójnych stanowi kluczowy krok naprzód, jeżeli chodzi o odpowiedź na wiele pytań, które wciąż mamy na temat tych obiektów gwiazdowych.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 marca 2019

Ile waży Droga Mleczna? Dochodzenie Hubble’a i Gai

Żyjemy w gigantycznym mieście gwiazd. Nasza galaktyka Drogi Mlecznej zawiera około 200 mld gwiazd. Ale to jedynie odsłonięty wierzchołek góry lodowej. Droga Mleczna jest otoczona przez ogromne ilości nieznanej materii zwanej ciemną materią, która jest niewidoczna, ponieważ nie uwalnia żadnego promieniowania. 


Nie możemy umieścić całej Drogi Mlecznej na szali wagi, ale astronomowie byli w stanie wymyślić jeden z najdokładniejszych pomiarów masy naszej galaktyki, używając Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz satelity Gaia.

Zgodnie z najnowszymi pomiarami Droga Mleczna waży około 1,5 kwintyliona mas Słońca. Zaledwie kilka procent tego składa się z ok. 200 mld gwiazd w Drodze Mlecznej, włącznie z centralną supermasywną czarną dziurą o masie 4 mln Słońc. Większość pozostałej masy zamknięta jest w ciemnej materii, niewidzialnej i tajemniczej substancji, która działa jak rusztowanie w całym Wszechświecie i utrzymuje gwiazdy w ich galaktykach.

Wcześniejsze badania sprzed kilku dekad wykorzystały różnorodne techniki obserwacyjne, które pozwoliły oszacować masę Galaktyki w zakresie od 500 miliardów do 3 kwintylionów Słońc. Ulepszony pomiar znajduje się blisko środka tego zakresu.

„Chcemy dokładniej poznać masę Drogi Mlecznej, abyśmy mogli umieścić ją w kosmologicznym kontekście i porównać ją do symulacji galaktyk w ewoluującym Wszechświecie. Brak znajomości dokładnej masy Drogi Mlecznej stanowi problem dla wielu kosmologicznych pytań” – powiedział Roeland van der Marel z STScI.

Nowe oszacowania masy stawiają Galaktykę na lepszej pozycji w porównaniu do innych galaktyk we Wszechświecie. Najlżejsze galaktyki mają około miliarda mas Słońca, a najcięższe są 30 000 razy masywniejsze.

Astronomowie wykorzystali Hubble’a i Gaję do trójwymiarowego pomiaru ruchu gromad kulistych – izolowanych sferycznych wysp, z których każda zawiera setki tysięcy gwiazd i krąży wokół centrum naszej galaktyki.

Chociaż nie możemy tego zobaczyć, ciemna materia jest dominującą formą materii we Wszechświecie i można ją zważyć dzięki jej wpływowi na widoczne obiekty, takie jak gromady kuliste. Im bardziej masywna jest galaktyka, tym szybciej gromady kuliste poruszają się pod wpływem jej grawitacji. Większość poprzednich pomiarów była wykonywana wzdłuż linii pola widzenia gromad kulistych, więc astronomowie znają prędkość, z jaką gromady kuliste zbliżają się do Ziemi bądź od niej oddalają. Jednak Hubble i Gaia rejestrują boczny ruch gromad kulistych, z których można obliczyć bardziej rzetelną prędkość (a zatem przyspieszenie grawitacyjne).

Obserwacje Hubble’a i Gaia uzupełniają się. Gaia została zaprojektowana wyłącznie w celu stworzenia dokładnej, trójwymiarowej mapy obiektów astronomicznych w całej Drodze Mlecznej i śledzenie ich ruchów. Wykonano dokładne pomiary całego nieba, w tym wielu gromad kulistych. Hubble ma mniejsze pole widzenia, ale może mierzyć słabe gwiazdy a tym samym dotrzeć do dalszych gromad. Nowe badanie powiększyło pomiary Gai dla 34 gromad kulistych w odległości do 65 000 lat świetlnych, z pomiarami Hubble’a 12 gromad w odległości do 130 000 lat świetlnych, dzięki obrazom wykonanym na przestrzeni 10 lat.

Kiedy pomiary Gai i Hubble’a zostaną połączone, astronomowie będą mogli oszacować masę Drogi Mlecznej na odległość blisko miliona lat świetlnych od Ziemi.

„Z symulacji kosmologicznych wiemy, jak powinien wyglądać rozkład masy w galaktykach, abyśmy mogli obliczyć, jak dokładna jest ta ekstrapolacja dla Drogi Mlecznej” – powiedziała Laura Watkins z ESO i główna autorka badań Hubble'a i Gai. Obliczenia te, oparte na dokładnych pomiarach ruchu gromady kulistej z Gai i Hubble’a umożliwiły badaczom określenie masy całej Drogi Mlecznej.

Najwcześniejsi gospodarze Drogi Mlecznej, gromady kuliste, zawierają najstarsze znane gwiazdy, sięgające kilkuset milionów lat po Wielkim Wybuchu, wydarzeniu, które stworzyło Wszechświat. Powstały one przed uformowaniem się spiralnej konstrukcji Drogi Mlecznej, gdzie znajduje się nasze Słońce i Układ Słoneczny.

„Ze względu na duże odległości, gromady kuliste są jednymi z najlepszych wskaźników, za pomocą których astronomowie muszą zmierzyć masę ogromnej otoczki ciemnej materii, która otacza naszą galaktykę daleko poza spiralny dysk gwiazd” – powiedział Tony Sohn z STScI, który kierował pomiarami Hubble'a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 marca 2019

Gwiazdy wybuchające jako supernowe tracą masę przed eksplozją na rzecz swoich towarzyszy

Gwiazdy ponad ośmiokrotnie masywniejsze od Słońca kończą swoje życie w wybuchach supernowych. Skład gwiazd wpływa na to, co dzieje się podczas eksplozji.


Znaczna liczba masywnych gwiazd ma bliskiego towarzysza. Prowadzony przez naukowców z Uniwersytetu w Kioto zespół międzynarodowych badaczy zaobserwował, że niektóre gwiazdy wybuchające jako supernowe mogą uwalniać przed eksplozją część warstw wodorowych do swoich gwiezdnych towarzyszy.

W układzie podwójnym gwiazda może wchodzić w interakcje z towarzyszem podczas swojej ewolucji. Kiedy masywna gwiazda się rozwija, pęcznieje, aby stać się czerwonym nadolbrzymem, a obecność gwiazdy towarzyszącej może zakłócić zewnętrzne warstwy nadolbrzyma bogatego w wodór. Dlatego oddziaływanie układu podwójnego może częściowo lub całkowicie usunąć warstwę wodorową wyewoluowanej gwiazdy.

Ponieważ gwiazda uwolniła znaczną część swojej warstwy wodorowej ze względu na bliską gwiazdę towarzyszącą, jej eksplozję można zaobserwować jako supernowa typu Ib lub IIb.

Gwiazda bardziej masywna eksploduje jako supernowa typu Ic, po utracie warstwy helu z powodu tak zwanych wiatrów gwiazdowych. Gwiezdne wiatry to masywne strumienie cząstek energetycznych z powierzchni gwiazdy, które mogą usuwać warstwę helu poniżej warstwy wodorowej.

Gwiazda towarzysząca nie odgrywa znaczącej roli w tym, co dzieje się z eksplodującą warstwą helową. Zamiast tego wiatry gwiazdowe odgrywają kluczową rolę w procesie, ponieważ ich intensywność zależy od masy początkowej gwiazdy. Zgodnie z modelami teoretycznymi i obserwacjami, wpływ wiatrów gwiazdowych na utratę masy eksplodującej gwiazdy jest istotny tylko dla gwiazd powyżej określonego zakresu masy.

Obserwacje grupy badawczej pokazują, że tak zwany mechanizm hybrydowy jest potencjalnym modelem opisującym ewolucję masywnych gwiazd. Mechanizm hybrydowy wskazuje, że w ciągu swojego życia gwiazda może stopniowo tracić część swojej masy zarówno do swojej gwiazdy towarzyszącej, w wyniku interakcji, jak i wiatrów gwiazdowych.

„Obserwując gwiazdy umierające jako supernowe oraz zjawiska wewnątrz, możemy poprawić nasze rozumienie ewolucji masywnych gwiazd. Jednak nasze rozumienie tej ewolucji nie jest jeszcze kompletne” – stwierdza prof. Seppo Mattila z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Turku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 marca 2019

Potwierdzono pierwszą egzoplanetę odkrytą przez Keplera 10 lat po starcie misji

Międzynarodowy zespół astronomów kierowany przez studentkę Ashley Chontos z University of Hawaii, ogłosił potwierdzenie pierwszej kandydatki na egzoplanetę, którą zidentyfikowała misja Kepler. 


Wystrzelony prawie dokładnie 10 lat temu, Kosmiczny Teleskop Keplera, odkrył tysiące egzoplanet za pomocą metody tranzytów – małe spadki w jasności gwiazdy, gdy planety przechodzą przed gwiazdą. Ponieważ inne zjawiska mogą naśladować tranzyty, dane z Keplera ujawniają kandydatów na planety, ale konieczna jest dalsza analiza, aby potwierdzić je jako prawdziwe planety.

Pomimo tego, że była pierwszą kandydatką na planetę odkrytą przez Keplera, znana obecnie jako Kepler-1658 b miała trudną drogę do potwierdzenia. Wstępne oszacowanie wielkości gwiazdy macierzystej było nieprawidłowe, więc rozmiary zarówno gwiazdy jak i planety były znacznie zaniżone. Obiekt został odsunięty na bok, jako tzw. fałszywy pozytyw, gdyż liczby nie miały sensu dla efektów widzialnych na gwieździe dla ciała tej wielkości. Na szczęście pierwszy projekt naukowy Chontos, który skupiał się na ponownej analizie gwiazd Keplera, miał miejsce we właściwym czasie.

„Nasza nowa analiza wykorzystująca fale dźwiękowe rozprzestrzeniające się w gwieździe, obserwowane w danych z Keplera do scharakteryzowania gwiazdy macierzystej, wykazała, że gwiazda jest trzykrotnie większa, niż wcześniej sądzono, co oznacza, że planeta jest 3x większa, co pokazuje, że Kepler-1658 b jest w rzeczywistości gorącą planetą podobną do Jowisza” – powiedziała Chontos. Dzięki tej udoskonalonej analizie wszystko wskazywało na to, że obiekt rzeczywiście jest planetą, ale wciąż były potrzebne potwierdzenia z innych obserwacji.

„Zaalarmowaliśmy Dave'a Latham'a (starszego astronoma w Smithsonian Astrophysical Observatory i współautora artykułu), a on i jego zespół zebrali niezbędne dane spektroskopowe, aby jednoznacznie pokazać, że Kepler-1658 b jest planetą” – powiedział Dan Huber, autor i astronom z Uniwersytetu Hawajskiego.

Kepler-1658 jest o 50% masywniejsza i trzykrotnie większa, niż Słońce. Nowo potwierdzona planeta krąży w odległości zaledwie dwukrotnie większej od średnicy gwiazdy, co czyni ją jedną z najbliższych planet wokół bardziej rozwiniętej gwiazdy – takiej, która przypomina przyszłą wersję naszego Słońca. Znajdując się na powierzchni tej planety, gwiazda wydawałaby się 60 razy większa, niż Słońce widziane z Ziemi.  

Planety okrążające rozwinięte gwiazdy, takie jak Kepler-1658, są rzadkością, a przyczyna tej nieobecności jest słabo poznana. Ekstremalna natura Kepler-1658 pozwala astronomom na nadanie nowych ograniczeń na złożone interakcje fizyczne, które mogą spowodować, że planety opadną na swoje gwiazdy. Wygląd uzyskany od Kepler-1658 b sugeruje, że proces ten przebiega wolniej, niż wcześniej sądzono, i dlatego może nie być głównym powodem braku planet wokół bardziej rozwiniętych gwiazd.

„Kepler-1658 jest doskonałym przykładem tego, dlaczego lepsze zrozumienie gwiazd macierzystych egzoplanet jest tak ważne. Mówi nam to również, że istnieje wiele skarbów, które można znaleźć w danych Keplera” – powiedziała Chontos.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE , naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgła...