30 kwietnia 2019

Gigantyczna galaktyka wokół olbrzymiej czarnej dziury

10 kwietnia Teleskop Horyzontu Zdarzeń (EHT) opublikował pierwszy w historii obraz horyzontu zdarzeń wokół czarnej dziury, czyli obszaru, z wnętrza którego nawet światło nie może uciec ze względu na dużą grawitację czarnej dziury. Ta olbrzymia czarna dziura o masie 6,5 mld mas Słońca znajduje się w galaktyce M87.


Zdjęcie to zostało wykonane przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Spitzera i ukazuje całą galaktykę M87 w podczerwieni. Z kolei zdjęcie pochodzące z EHT opierało się na zakresie radiowym i pokazywało cień czarnej dziury na tle otaczającej ją wysokoenergetycznej materii.

Znajdująca się około 55 mln lat świetlnych od Ziemi M87 była przedmiotem badań astronomicznych od ponad 100 lat i została sfotografowana przez wiele obserwatoriów NASA, w tym Kosmiczny Teleskop Hubble’a, Obserwatoria Rentgenowskie Chandra i NuSTAR. W 1918 r. astronom Heber Curtis po raz pierwszy zauważył „ciekawy prosty promień” rozciągający się od centrum galaktyki. Ten jasny strumień wysokoenergetycznej materii, wytwarzany przez dysk materii szybko wirującej wokół czarnej dziury, jest widoczny w wielu zakresach promieniowania, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie. Gdy cząsteczki tworzące strumień zderzają się z ośrodkiem międzygwiazdowym (rzadka materia wypełniająca przestrzeń między gwiazdami w M87), tworzą falę uderzeniową, która świeci w podczerwieni i na falach radiowych, ale nie w zakresie widzialnym. Na zdjęciu ze Spitzera fala uderzeniowa jest wyraźniejsza, niż sam dżet.

Jaśniejszy strumień, znajdujący się na prawo od centrum galaktyki, podróżuje niemal dokładnie w kierunku Ziemi. Jego jasność jest wzmocniona ze względu na dużą prędkość w naszym kierunku, ale jeszcze bardziej z powodu tego, co naukowcy nazywają „efektami relatywistycznymi”, które powstają, gdyż materia w dżecie porusza się z prędkością zbliżoną do prędkości światła. Trajektoria dżetu jest tylko nieznacznie przesunięta od naszej linii wzroku w stosunku do galaktyki, dlatego możemy dostrzec jego długość. Fala uderzeniowa zaczyna się w pobliżu punktu, w którym strumień wydaje się zakrzywiać w dół, podkreślając obszary, w których szybko poruszające się cząsteczki zderzają się z gazem w galaktyce i zwalniają.

Dla odmiany drugi dżet oddala się od nas tak szybko, że efekty relatywistyczne czynią go niewidocznym na wszystkich długościach fal. Ale fala uderzeniowa, którą tworzy w ośrodku międzygwiazdowym, pozostaje wciąż widoczna.

Fala uderzeniowa z lewej strony od centrum galaktyki wygląda jak odwrócona litera „C”. Chociaż nie jest widoczna na zdjęciach w świetle widzialnym, można ją dostrzec w zakresie radiowym.

Łącząc obserwacje w podczerwieni, w zakresie radiowym, widzialnym, rentgenowskim i niezwykle energetycznych promieniach gamma, naukowcy mogą badać fizykę tych potężnych dżetów. Naukowcy wciąż starają się zbudować solidne teoretyczne podstawy naszej wiedzy o tym, jak gaz wciągany do czarnej dziury tworzy wypływające dżety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 kwietnia 2019

LIGO i Virgo wykryły fale grawitacyjne z kolejnego zderzenia gwiazd neutronowych

Wczesnym rankiem 25 kwietnia astronomowie pracujący przy LIGO i Virgo wykryli fale grawitacyjne pochodzące z dwóch łączących się gwiazd neutronowych. Jest to druga detekcja pochodząca z takiego źródła.


Już po raz drugi fizycy pracujący przy LIGO wykryli fale grawitacyjne pochodzące od dwóch zderzających się gwiazd neutronowych, które prawdopodobnie utworzą czarną dziurę.

Zmarszczki w czasoprzestrzeni podróżowały ok. 500 mln lat świetlnych i dotarły do detektorów LIGO i Virgo rankiem 25 kwietnia. Członkowie zespołu twierdzą, że istnieje ponad 99% szans, że powstały one w wyniku połączenia się dwóch gwiazd neutronowych.

W kilka chwil po zdarzeniu wydano zawiadomienie ostrzegające astronomów na całym świecie, by skierowali teleskopy w niebo, w nadziei na zarejestrowanie światła widzialnego pochodzącego z eksplozji kilonowej. Kilonowe są 1000 razy jaśniejsze niż zwykłe nowe i tworzą ogromne ilości pierwiastków ciężkich, takich jak złoto i platyna. Taka jasność ułatwia astronomom znajdowanie tych zdarzeń na nocnym niebie – pod warunkiem, że wcześniej otrzymają jej pozycję od LIGO.

Naukowcy wykorzystują niewielkie opóźnienie między momentami, w których sygnały docierają do detektorów, aby móc lepiej wyznaczyć miejsce, gdzie fale powstały na niebie. Ale w czwartek, gdy fala grawitacyjna dotarła do Ziemi, jeden z detektorów LIGO był wyłączony, co utrudniło astronomom triangulację dokładnie tam, skąd pochodził sygnał. To spowodowało, że astronomowie zaczęli wyścig w fotografowaniu jak największej liczby galaktyk na obszarze pokrywającym ¼ nieba.

I zamiast znaleźć jedno potencjalne połączenie się dwóch gwiazd neutronowych, astronomowie znaleźli co najmniej dwóch różnych kandydatów. I teraz zrodziło się pytanie: które, jeżeli w ogóle, jest związane z falą grawitacyjną wykrytą przez LIGO. Ustalenie tego będzie wymagało więcej obserwacji, które już miały miejsce na całym świecie.

„Zakładam, że każde obserwatorium na świecie obserwuje to teraz. Te dwie znalezione kandydatki leżą stosunkowo blisko równika niebieskiego, więc można je zobaczyć zarówno z półkuli północnej jak i południowej” – mówi astronom Josh Simon z Carnegie Observatories.

Pierwsze wykrycie połączenia się dwóch gwiazd neutronowych przez LIGO nastąpiło w sierpniu 2017 roku, kiedy to naukowcy zaobserwowali fale grawitacyjne powstałe w trakcie kolizji, do której doszło ok. 130 mln lat świetlnych stąd. Astronomowie na całym świecie natychmiast skierowali swoje teleskopy na niebo w stronę kolizji, co umożliwiło im zgromadzenie szeregu obserwacji w całym spektrum elektromagnetycznym.

Detekcja w 2017 r. była pierwszym zdarzeniem astronomicznym, które zaobserwowano na falach optycznych i grawitacyjnych. Uzyskane informacje dały naukowcom bezcenne informacje m.in. na temat tworzenia się ciężkich pierwiastków, bezpośredniego pomiaru ekspansji Wszechświata i dowody, że fale grawitacyjne przemieszczają się z prędkością świata. 

Wydaje się, że drugie zdarzenie znajdowało się zbyt daleko, aby astronomowie mogli uzyskać niektóre dane, na jakie mieli nadzieję, takie jak zachowanie się materii jądrowej podczas intensywnych wybuchów.

Astronomowie nadal nie są pewni, czy pierwsza detekcja, której dokonali, pochodziła z typowego połączenia dwóch gwiazd neutronowych, czy też było to coś bardziej egzotycznego. Żeby to zrozumieć, będą potrzebowali obserwacji z jak najwcześniejszych chwil po zdarzeniu, a cenne godziny już minęły.

Po pierwszym zdarzeniu było jasne, że wiele dzieje się natychmiast po wybuchu, więc astronomowie chcieli jak najszybciej przeprowadzić obserwacje. W przypadku, gdy jeden z detektorów LIGO został wyłączony, nie mogli znaleźć obiektu tak szybko jak miało to miejsce w 2017 r.

Jak dotąd, jedyna różnica między tymi zdarzeniami jest taka, że astronomowie nie zauważyli żadnych oznak rozbłysków gamma. Ale niezależnie od tego, dodatkowe obserwacje powinny pomóc astronomom dowiedzieć się więcej o tych ekstremalnych kosmicznych zdarzeniach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 kwietnia 2019

Badania pochodzenia struktury spiralnej w galaktykach dyskowych

Astrofizycy z University of Arkansas poczynili ważny krok w kierunku rozwiązania tajemnicy dotyczącej tego, w jaki sposób galaktyki dyskowe utrzymują kształt swoich ramion spiralnych. Ich odkrycia potwierdzają teorię, że ramiona te tworzone są przez falę gęstszej materii, która tworzy spiralny wzór podczas podróży przez galaktykę.


„Struktura ramion spiralnych w galaktykach dyskowych jest tajemnicą. Nikt nie wie, co decyduje o kształcie ramion spiralnych lub dlaczego mają pewną ich liczbę. Nasze badania dają jasną odpowiedź na część tej tajemnicy” – powiedział Ryan Miller.

Galaktyki dyskowe, w tym Droga Mleczna, stanowią 70% znanych galaktyk. Charakteryzują się ramionami w kształcie spiral, ale astronomowie nie są pewni, w jaki sposób one się kształtują i utrzymują.

Tajemnica zaczyna się od prostego paradoksu: gwiazdy w galaktyce dyskowej krążą wokół centralnej masy zwanej „zgrubieniem galaktycznym”, a gwiazdy bliżej centrum orbitują szybciej niż gwiazdy bliżej krawędzi. Ale jeżeli ramiona spiralne byłyby złożone ze stałej grupy gwiazd, te bliżej krawędzi musiałyby pokonać większy dystans, niż te bliżej centrum, aby utrzymać spiralny kształt.  

W latach 60. astronomowie zaproponowali „teorię gęstości fali”, aby wyjaśnić ten paradoks. Teoria głosi, że ramiona galaktyk dyskowych nie są utworzone ze statycznych wiązek gwiazd. Zamiast tego ramiona te są falami gęstszych obszarów, które poruszają się w gwiazdach. Gwiazdy poruszają się zgodnie z prawami fizyki i kiedy okrążają centrum galaktyki, napotykają te gęstsze obszary.

Gęstsze obszary wpływają również na obłoki gazu, które przechodzą przez te regiony. Kompresują się, zapadając się w nowe gwiazdy.

Miller i jego współpracownicy zapewnili wsparcie teorii fal gęstości przez obserwowanie gwiazd w różnym wieku i porównując ich położenie do środka fali gęstości.

Zgodnie z teorią na każdym ramieniu galaktyki byłby punkt, w którym prędkość rotacji fali gęstości i prędkość gwiazd są takie same. Nazywa się to promieniem współrotacji. Gwiazdy wewnątrz promienia współrotacji powinny poruszać się szybciej, niż fala gęstości, ponieważ znajdują się bliżej centrum. Dlatego, im starsza gwiazda, tym powinna podróżować dalej od miejsca narodzin w pobliżu fali. Po zewnętrznej stronie promienia współrotacji, gdzie gwiazdy poruszają się wolniej niż fala gęstości, starsze gwiazdy powinny opaść dalej poza falę.

Naukowcy przeanalizowali obrazy galaktyk w Extragalactic Database, obsługiwanej przez JPL. Dla każdej galaktyki badali obrazy na różnych długościach fali światła, reprezentujące gwiazdy w różnym wieku. Odkryli, że każda grupa gwiazd tworzyła ramię o nieco innym „kącie nachylenia”, który jest kątem ramienia w stosunku do centrum galaktyki. Porównując te różne kąty do kąta utworzonego przez centrum fali gęstości, okazało się, że położenie tych grup gwiazd odpowiada przewidywaniu teorii fali gęstości.

Chociaż badania dostarczają dowodów na to, że ramiona spiralne zachowują swój kształt, pozostają pytania dotyczące określenia, co powoduje gęstsze fale.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 kwietnia 2019

Utracone gwiazdy Omega Centauri

Zespół astronomów zidentyfikował strumień gwiazd, który został oderwany od gromady kulistej Omega Centauri. Przeszukując 1,7 mld gwiazd obserwowanych przez misję Gaia, zidentyfikowali 309 z nich sugerujących, że gromada ta może być w rzeczywistości pozostałością galaktyki karłowatej, która jest rozrywana przez siły grawitacyjne naszej galaktyki.


W 1677 r. Edmond Halley nadał nazwę „Omega Centauri” (ω Cen) temu, co uważał za gwiazdę w konstelacji Centaura. Później, w 1830 roku, John Herschel zdał sobie sprawę, że w rzeczywistości jest to gromada kulista, którą można rozdzielić na pojedyncze gwiazdy. Teraz wiemy, że Omega Centauri jest najbardziej masywną gromadą kulistą w Drodze Mlecznej: znajduje się ok. 18 000 lat świetlnych od nas i zawiera kilka milionów gwiazd, które mają ok. 12 mld lat. Natura tego obiektu była przedmiotem wielu dyskusji: czy to naprawdę gromada kulista, czy może serce galaktyki karłowatej, której obrzeża zostały rozerwane przez Drogę Mleczną?

Ta ostatnia hipoteza opiera się o fakt, że ω Cen zawiera kilka populacji gwiazd z dużą zawartością metali ciężkich, które zdradzają tworzenie się przez dłuższy okres czasu. Dodatkowym argumentem przemawiającym za tą hipotezą byłoby znalezienie szczątków z rozproszonej gromady na jej orbicie w Drodze Mlecznej. Rzeczywiście, gdy galaktyka karłowata wchodzi w interakcję z masywną galaktyką, taką jak nasza, gwiazdy są odrywane przez grawitacyjne siły pływowe, a gwiazdy te pozostają widoczne przez pewien czas jako strumienie gwiazd, zanim zostaną rozrzucone w ogromnych przestrzeniach międzygwiezdnych otaczających masywną galaktykę.

Analizując ruchy gwiazd zmierzone przez satelitę Gaia za pomocą algorytmu zwanego STREAMFINDER opracowanego przez zespół, naukowcy zidentyfikowali kilka strumieni gwiazd. Jeden z nich, nazwany „Fimbulthul” (od jednej z rzek w mitologii nordyckiej, która istniała na początku świata), zawiera 309 gwiazd rozciągających się na niebie na 18o.

Modelując trajektorie gwiazd, zespół pokazał, że struktura Fimbulthul jest gwiezdnym strumieniem pływowym oderwanym od ω Cen, rozciągającym się na 28o od gromady. Spektroskopowe obserwacje 5 gwiazd z tego strumienia za pomocą Kanadyjsko-Francusko-Hawajskiego Teleskopu pokazują, że ich prędkości są bardzo podobne i że mają metaliczność porównywalną z gwiazdami samej ω Cen, co potwierdza ideę, że strumień pływowy jest powiązany z ω Cen.

Naukowcy byli w stanie pokazać, że strumień jest również obecny w bardzo zatłoczonym obszarze nieba w bezpośrednim sąsiedztwie gromady. Dalsze modelowanie strumienia pływowego ograniczy dynamiczną historię galaktyki karłowatej, która była protoplastą ω Cen, i pozwoli nam znaleźć jeszcze więcej gwiazd utraconych przez ten układ w halo Drogi Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 kwietnia 2019

Wpływ wysokoenergetycznych cząstek i przypływów na życie pozaziemskie

Dwa nowe badania naukowców z Uniwersytetu Arizony mogą podważyć zdolność do zamieszkania egzoplanet TRAPPIST-1, spośród których trzy znajdują się w ekosferze.


Od czasu swojego odkrycia w 2016 r. naukowcy byli podekscytowani TRAPPIST-1, układem, w którym siedem skalistych planet wielkości Ziemi okrąża chłodną gwiazdę. Trzy spośród nich znajdują się w strefie nadającej się do zamieszkania, w obszarze przestrzeni, w którym na powierzchni planety może istnieć woda w stanie ciekłym. Jednak nowe badania przeprowadzone przez naukowców z Lunar and Planetary Laboratory UA mogą spowodować przedefiniowanie strefy zdatnej do zamieszkania dla TRAPPIST-1.

Trzy planety w strefie nadającej się do zamieszkania prawdopodobnie stoją przed groźnym przeciwnikiem życia: wysokoenergetycznymi cząstkami wyrzucanymi z gwiazdy. Po raz pierwszy zespół naukowców z CfA obliczył, jak mocno te cząstki uderzają w planety.

Tymczasem Hamish Hay odkrył, że grawitacyjne przeciąganie liny, w które planety TRAPPIST-1 się bawią, podnosi pływy na ich powierzchniach, prawdopodobnie napędzając aktywność wulkaniczną lub rozgrzewając lód izolujący oceany na planetach, które poza tym są zbyt zimne, aby podtrzymać życie.

Gwiazda całego układu, TRAPPIST-1a, jest mniejsza, mniej masywna i chłodniejsza o 6000 stopni Celsjusza od Słońca. Jest także niezwykle aktywna, co oznacza, że emituje ogromne ilości wysokoenergetycznych protonów – tych samych cząstek, które wywołują zorze na Ziemi.

Federico Fraschetti z CfA i jego zespół symulowali podróże tych wysokoenergetycznych cząstek przez pole magnetyczne gwiazdy. Odkryli, że czwarta planeta – najbardziej wewnętrzny świat w ekosferze TRAPPIST-1 – może doświadczać potężnego bombardowania protonami.

Było to zaskoczenie dla naukowców, mimo tego, że planety znajdują się znacznie bliżej gwiazdy niż Ziemia od Słońca. Wysokoenergetyczne cząstki są przenoszone przez przestrzeń wzdłuż linii pola magnetycznego, a pole magnetyczne TRAPPIST-1 jest ciasno owinięte wokół gwiazdy.

Flary na powierzchni gwiazdy powodują turbulencje w polu magnetycznym, dzięki czemu protony mogą odpłynąć od gwiazdy. To, gdzie przemieszczą się cząstki zależy od tego, jak pole magnetyczne gwiazdy jest odchylone od osi obrotu. W układzie TRAPPIST-1 najbardziej prawdopodobne wyrównanie tego pola doprowadzi energetyczne protony bezpośrednio do powierzchni czwartej planety, gdzie mogą rozerwać złożone cząstki, które są potrzebne do budowania życia – a może mogą posłużyć jako katalizatory stworzenia tych cząstek.

Podczas, gdy ziemskie pole magnetyczne chroni większość planety przed energetycznymi protonami emitowanymi przez nasze Słońce, pole wystarczająco silne, by odeprzeć protony TRAPPIST-1, musiałoby być niewiarygodnie silne – setki razy silniejsze, niż ziemskie. Ale to niekoniecznie oznacza śmierć na całe życie w układzie TRAPPIST-1.

Planety TRAPPIST-1 są prawdopodobnie zwrócone zawsze jedną stroną do gwiazdy, czyli na jednej półkuli zawsze jest dzień a na drugiej noc. „Może nocna strona jest wystarczająco ciepła dla życia i nie jest bombardowana promieniowaniem” – powiedział Benjamin Rackham z UA.

Również oceany mogą chronić przed niszczycielskimi wysokoenergetycznymi protonami, ponieważ głęboka woda może wchłonąć cząstki, zanim te rozerwą cegiełki życia. Zwiększone przypływy w tych oceanach, a nawet w skałach planet, mogą mieć inne interesujące implikacje dla życia.

Na Ziemi Księżyc zwiększa pływy nie tylko w oceanach – siły pływowe odkształcają również kulisty kształt ziemskiego płaszcza i skorupy. Naukowcy przypuszczają, że planety w układzie TRAPPIST-1 znajdują się wystarczająco blisko siebie, aby mogły wzbudzać pływy jedna na drugiej, tak jak Księżyc na Ziemi.

Obliczając, jak grawitacja planet TRAPPIST-1 wyciągnie się i zdeformuje, Hay zbadał, ile ciepła przepływa do układu.

TRAPPIST-1 jest jedynym znanym układem, w którym planety mogą wzbudzać znaczące przypływy, ponieważ światy są tak ciasno upakowane wokół swojej gwiazdy.

Hay odkrył, że dwie wewnętrzne planety układu zbliżają się do siebie na tyle blisko, by zwiększać u siebie wzajemnie potężne przypływy. Możliwe jest, że kolejne ogrzewanie pływowe może być wystarczająco mocne, aby zasilać aktywność wulkaniczną, co z kolei może podtrzymywać atmosferę. Chociaż najbardziej wewnętrzne planety układu TRAPPIST-1 są prawdopodobnie zbyt gorące aby podtrzymać życie po dziennej stronie, atmosfera napędzana wulkanem może pomóc przenieść trochę ciepła na zbyt zimną nocną stronę, ocieplając ją na tyle, by żywe organizmy nie zamarzły.

Szósta planeta w układzie, zwana TRAPPIST-1g, doświadcza pływowych szarpnięć zarówno od gwiazdy, jak i od pozostałych planet. Jest to jedyna planeta w układzie, na której ogrzewania pływowe ze względu na inne planety jest tak silne, jak wywołane przez gwiazdę centralną. Jeżeli TRAPPIST-1g jest światem oceanicznym, takim jak Europa lub Enceladus w naszym Układzie Słonecznym, ogrzewanie pływowe mogłoby utrzymać ciepłe wody.

Układy planetarne karłów typu M, takie jak TRAPPIST-1, oferują astronomom najlepszą okazję do poszukiwania życia poza Układem Słonecznym, a badania Fraschettiego i Haya mogą pomóc naukowcom wybrać sposób eksploracji układu w przyszłości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 kwietnia 2019

Odkryto nowy sygnał pochodzący od zderzających się gwiazd neutronowych

Jasny rozbłysk promieni rentgenowskich został odkryty przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra w galaktyce oddalonej o 6,6 mld lat świetlnych od Ziemi. Wydarzenie to prawdopodobnie zasygnalizowało połączenie się dwóch gwiazd neutronowych i mogłoby dać astronomom świeże spojrzenie na to, jak zbudowane są gwiazdy neutronowe – gęste obiekty gwiazdowe upakowane głównie neutronami.


Gdy łączą się dwie gwiazdy neutronowe, wytwarzają strumienie wysokoenergetycznych cząstek oraz promieniowanie wyrzucane w przeciwnych kierunkach. Jeżeli strumień jest skierowany wzdłuż linii pola widzenia z Ziemi, można wykryć błysk lub wybuch promieni gamma. Jeżeli dżet nie jest skierowany w naszą stronę, potrzebny jest inny sygnał do rejestracji połączenia.

Detekcja fal grawitacyjnych jest jednym z takich sygnałów. Teraz, wraz z obserwacją jasnego rozbłysku promieniowania X, astronomowie znaleźli inny sygnał i odkryli, że dwie gwiazdy neutronowe prawdopodobnie połączyły się, tworząc nową, cięższą i szybko rotującą gwiazdę neutronową o niezwykle silnym polu magnetycznym.

„Znaleźliśmy zupełnie nowy sposób na uchwycenie łączących się gwiazd neutronowych. Zachowanie tego źródła promieniowania X jest zgodne z przewidywaniami takich zdarzeń jednego z członków naszego zespołu” – Yongquan Xue z Chińskiego Uniwersytetu Nauki i Technologii oraz główny autor artykułu.

Chandra obserwowała źródło, nazwane XT2, gdy nagle pojawiło się, a następnie zniknęło po około siedmiu godzinach. Źródło znajduje się w Głębokim Południowym Polu Chandra, najgłębszym zdjęciu rentgenowskim, jakie kiedykolwiek wykonano, i zawiera prawie 12 tygodni czasu obserwacji, wykonane w różnych odstępach czasu przez kilka lat. Źródło pojawiło się 22 marca 2015 r. i zostało odkryte w później analizowanych danych archiwalnych.

Naukowcy zidentyfikowali prawdopodobne pochodzenie XT2, badając, w jaki sposób jego promieniowanie rentgenowskie zmieniało się w czasie, porównując to zachowanie z przewidywaniami dokonanymi w 2013 r. przez Binga Zhanga z University of Nevada w Las Vegas. Promieniowanie X wykazało charakterystyczną sygnaturę pasującą do tych przewidywań dla nowo utworzonego magnetara – gwiazdy neutronowej wirującej z prędkością setek razy na sekundę i posiadającej niezwykle silne pole magnetyczne, około miliarda razy większe, niż ziemskie.

Zespół uważa, że magnetar stracił energię pod postacią wiatru emitującego promieniowanie rentgenowskie, co spowalnia jego prędkość rotacji, gdy źródło zanika. Ilość promieniowania X pozostawała w przybliżeniu stała w jasności przez ok. 30 minut a następnie zmniejszała jasność ponad trzysta razy w ciągu 6,5 godziny, zanim stała się niewykrywalna. Pokazało to, że połączenie gwiazd neutronowych wytworzyło nową, większą gwiazdę neutronową, a nie czarną dziurę.

Wynik ten jest ważny, ponieważ daje astronomom szansę poznania wnętrza gwiazd neutronowych, obiektów, które są tak gęste, że ich właściwości nigdy nie będą mogły być odwzorowane na Ziemi.

Łączenie się gwiazd neutronowych było znaczące w wiadomościach naukowych, ponieważ LIGO wykryło fale grawitacyjne z podobnego zdarzenia w 2017 roku. Źródło to, znane jako GW170817, spowodowało rozbłysk promieni gamma i poświatę w świetle wykrytym przez inne teleskopy, w tym Chandra. Zespół Xue uważa, że XT2 również były źródłem fal grawitacyjnych, jednak do zderzenia doszło, zanim LIGO rozpoczęło swoje obserwacje i było zbyt odległe, by wykryć je w jakikolwiek sposób.

Zespół Xue rozważał także, czy XT2 mogło być wywołane zapadnięciem się masywnej gwiazdy, a nie połączeniem się gwiazd neutronowych. Źródło znajduje się na obrzeżach swojej galaktyki, co jest zgodne z ideą, że wybuchy supernowych, które pozostały po gwiazdach neutronowych, wyrzuciły je z centrum kilka miliardów lat wcześniej. Sama galaktyka ma także pewne właściwości – w tym niskie tempo powstawania gwiazd w porównaniu z innymi galaktykami o podobnej masie – będące znacznie bardziej zgodne z typem galaktyki, w której oczekuje się połączenia dwóch gwiazd neutronowych.

Zespół oszacował tempo, w jakim powinny wystąpić zdarzenia takie jak XT2, i stwierdził, że zgadza się ono ze wskaźnikiem wynikającym z wykrycia GW170817. Obydwa szacunki są jednak bardzo niepewne, ponieważ zależą od wykrycia tylko jednego obiektu, więc potrzebnych jest więcej przykładów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 kwietnia 2019

Astronomowie odkrywają trzecią planetę krążącą w układzie podwójnym Kepler-47

Astronomowie odkryli trzecią planetę w układzie podwójnym Kepler-47. Wykorzystując dane z kosmicznego teleskopu Keplera, zespół naukowców wykrył nową planetę rozmiarów ok. Neptuna – Saturna, krążącą między dwiema znanymi już wcześniej planetami.


Dzięki trzem planetom krążącym wokół dwóch słońc, Kepler-47 jest jedynym znanym systemem wieloplanetarnym w układzie podwójnym gwiazd. 

Planety w układzie Kepler-47 zostały odkryte za pomocą metody tranzytowej. Jeżeli płaszczyzna orbity planety jest ustawiona krawędzią do obserwatora na Ziemi, planeta może przejść przed gwiazdami, co prowadzi do mierzalnego spadku w ich obserwowalnej jasności. Nowa planeta, nazwana Kepler-47d, nie została wykryta wcześniej ze względu na słabe sygnały tranzytowe.

Podobnie, jak w przypadku planet krążących wokół układów podwójnych, wyrównanie płaszczyzn orbit planet zmienia się z czasem. W tym przypadku orbita środkowej planety stała się bardziej wyrównana, prowadząc do silniejszego sygnału tranzytowego. Głębokość tranzytu przeszła z niewykrywalnego na początku misji Kepler do najgłębszego z trzech planet na przestrzeni zaledwie czterech lat.

Naukowcy byli zaskoczeni zarówno wielkością, jak i lokalizacją nowej planety. Kepler-47d jest największą z trzech planet w układzie Kepler-47.

„W 2012 r. dostrzegliśmy ślad trzeciej planety, ale z jednym tylko tranzytem potrzebowaliśmy więcej danych, aby mieć pewność. Dzięki dodatkowemu tranzytowi okres orbitalny planety mógł zostać ustalony, a wtedy byliśmy w stanie odkryć więcej tranzytów, które były ukryte w szumie we wcześniejszych danych” – powiedział astronom San Diego State University, Jerome Orosz.

William Welsh, astronom SDSU i współautor badania, powiedział, że on i Orosz spodziewali się, że dodatkowe planety w układzie Kepler-47 będą krążyć na zewnątrz znanych planet. „Z pewnością nie spodziewaliśmy się, że będzie to największa planeta w układzie. To było prawie szokujące” – powiedział Welsh.

Dzięki odkryciu nowej planety możliwe jest znacznie lepsze zrozumienie układu. Na przykład, naukowcy teraz wiedzą, że planety w tym układzie podwójnym mają bardzo niską gęstość – mniejszą, niż Saturn, planeta Układu Słonecznego o najmniejszej gęstości.

Chociaż niska gęstość nie jest tak niezwykła w przypadku egzoplanet typu gorących Jowiszów to jest rzadkością w przypadku planet o umiarkowanej temperaturze. Zrównoważona temperatura Kepler-47d wynosi ok. 10o C, natomiast dla Kepler-47c wynosi 32o C. Najbardziej zewnętrzna planeta, która jest najmniej poznaną planetą, jest znacznie gorętsza i ma temperaturę 169o C.

Planeta wewnętrzna jest 3,1 razy większa od Ziemi a rok na niej trwa 49 dni. Środkowa jest 7 razy większa od Ziemi a jej rok trwa 87 dni. Ostatnia, zewnętrzna planeta jest 4,7 razy większa od Ziemi i okrąża gwiazdy w czasie 303 dni. Same gwiazdy okrążają się w czasie 7,45 dnia. Jedna jest podobna do Słońca a druga ma ⅓ jego masy. Cały układ jest zwarty i zmieściłby się wewnątrz orbity Ziemi. Znajduje się w odległości ok. 3340 lat świetlnych od nas w kierunku konstelacji Łabędzia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 kwietnia 2019

Pierwszy znany międzygwiezdny meteor mógł trafić w Ziemię w 2014 roku

Skała o rozmiarach jednego metra odwiedziła nas 3 lata przed Oumuamua.

Być może właśnie został odkryty pierwszy meteor pochodzący z przestrzeni międzygwiezdnej, który uderzył w Ziemię – i drugi znany międzygwiezdny gość.


Meteory międzygwiezdne mogą być powszechne i mogą potencjalnie pomóc życiu podróżować od gwiazdy do gwiazdy – dodają naukowcy.

Pierwszy znany gość z przestrzeni międzygwiezdnej, obiekt w kształcie cygara o nazwie „Oumuamua”, został odkryty w 2017 roku. Naukowcy wywnioskowali na podstawie prędkości i trajektorii, że obiekt o rozmiarach 400 metrów pochodzi od innej gwiazdy bądź układu podwójnego gwiazd.

Avi Loeb, z katedry astronomii na Uniwersytecie Harvarda, zauważył, że można spodziewać się, że mniejsi międzygwiezdni goście będą znacznie bardziej popularni, a niektórzy z nich może zderzą się z Ziemią na tyle często, że będą zauważalni.

Teraz Loeb i Amir Siraj zasugerowali, że mogli wykryć taki międzygwiezdny meteor, drugiego międzygwiezdnego gościa Układu Słonecznego.

Naukowcy przeanalizowali katalog zdarzeń meteorytowych wykrytych przez czujniki rządowe w Center for Near-Earth Object Studies. Skupili się na najszybszych meteorach, ponieważ wysoka prędkość sugeruje, że meteor potencjalnie nie jest związany grawitacyjnie ze Słońcem, a zatem może pochodzić spoza Układu Słonecznego.

Naukowcy zidentyfikowali meteor o rozmiarach 1 metra, który wykryto 8 stycznia 2014 roku na wysokości 18,7 km w pobliżu wyspy Manus Papui Nowej Gwinei na południowym Pacyfiku. Jego wysoka prędkość, wynosząca 216 000 km/h oraz jego trajektoria sugerowały, że przybył spoza Układu Słonecznego, twierdzą naukowcy.

Prędkość meteoru sugerowała, że otrzymał grawitacyjne wzmocnienie podczas podróży, być może z głębokiego wnętrza układu planetarnego lub gwiazdy w grubym dysku Drogi Mlecznej.

Naukowcy przeanalizowali dane z około 30 lat. Oprócz odkrytego międzygwiezdnego meteoru zauważyli także dwa inne meteory, które poruszały się z podobną prędkością. Jednak Siraj i Loeb zauważyli, że orbita jednego z meteorów sugerowała, że jest grawitacyjnie związany ze Słońcem, podczas gdy nie było pewne, czy drugi był międzygwiezdny czy nie.

Zakładając, że Ziemia obejrzała trzy meteory o potencjalnym międzygwiezdnym pochodzeniu w ciągu ok. 30 lat, naukowcy oszacowali, że w naszej galaktyce wypada około miliona takich obiektów na sześcian przestrzeni kosmicznej o rozmiarach 150 mln km (1 jednostka astronomiczna).

Sugeruje to, że każda pobliska gwiazda może grawitacyjnie wyrzucać ok. 60 miliardów bilionów takich skał ze swojego układu, co odpowiada około 0,2 do 20 mas Ziemi. 10 miliardów bilionów to „mniej więcej liczba gwiazd w obserwowalnym Wszechświecie”, powiedział Loeb.

Siraj i Loeb zauważyli, że analizowanie gazowych szczątków meteorów międzygwiezdnych podczas ich spalania w atmosferze Ziemi może rzucić światło na skład obiektów międzygwiezdnych.

W przyszłości astronomowie mogą chcieć skonfigurować system alarmowy, który automatycznie kierowałby teleskopy na meteory podróżujące z wysokimi prędkościami, w celu analizy gazowych szczątków, powiedział Loeb. „Z tego możemy wywnioskować skład meteorów międzygwiezdnych” – powiedział.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 kwietnia 2019

Pierwszy obraz w wysokiej rozdzielczości ogromnego regionu gwiazdotwórczego w Drodze Mlecznej

Astronomowie ze Stanów Zjednoczonych i Korei Południowej dokonali pierwszych w wysokiej rozdzielczości obserwacji radiowych obłoków molekularnych w obrębie masywnego gwiazdotwórczego regionu zewnętrznego Drogi Mlecznej.


Badany region Drogi Mlecznej nosi nazwę CTB 102 i jest oddalony o około 14 000 lat świetlnych od Ziemi. Jest klasyfikowany jako region HII, co oznacza, że zawiera obłoki zjonizowanych – naładowanych – atomów wodoru. Ze względu na odległość od Ziemi oraz pył i gaz pomiędzy nimi, do tej pory trudno było go badać.

Astronomowie opisują swój pierwszy projekt nowej mapy wysokiej rozdzielczości tego regionu w pracy niedawno przyjętej do publikacji w Astrophysical Journal. Głównymi autorami są Sung-ju Kang, pracownik naukowy w Korea Astronomy and Space Science Institute oraz były student na Iowa State University a także Brandon Marshall, były absolwent Iowa State, który przyjął stanowisko wykładowcy na University of Nebraska w Kearney. Innymi współautorami są Kerton i Youngsik Kim, Minho Choi i Miju Kang, wszyscy z Korea Astronomy and Space Science Institute.

Kerton powiedział, że astronomowie użyli nowego teleskopu Obserwatorium Radioastronomicznego Taeduk w Korei Południowej, aby przeprowadzić obserwacje w wysokiej rozdzielczości tlenku węgla w obłoku molekularnym regionu galaktycznego.

Astronomowie porównali także swoje obserwacje radiowe z istniejącymi już danymi w podczerwieni pochodzącymi z przeglądów WISE oraz Two Micron All Sky Survey. Dane w podczerwieni pozwoliły im na klasyfikację młodych gwiazd tworzących się z regionalnych obłoków molekularnych.  

Astronomowie wykorzystali dane radiowe do opisania fizycznej struktury i charakterystyki nowo zmapowanych obłoków molekularnych regionu – są dość duże, ok. 180 lat świetlnych, o masie równej około 100 000 mas Słońca. Następnie wykorzystali dane w podczerwieni aby określić zawartość młodych gwiazd w obłokach. Wreszcie połączyli dwa strumienie danych, aby zbadać wydajność formowania się gwiazd w regionie galaktycznym.

Zespół donosi, że wydajność formowania się gwiazd w całym obszarze CTB 102 wynosi ok. 5% do 10%, podobnie jak w przypadku innych olbrzymich obłoków molekularnych w galaktyce. Ale znaleźli jeden podregion obłoków z wydajnością wynoszącą 17% do 37% (zależne od tego, w jaki sposób obliczana jest masa regionu). To znacznie więcej, niż można by oczekiwać od podregionu tej wielkości. Sugerują, że podregion jest miejscem dla masywnego obłoku młodych, rozwijających się gwiazd osadzonych w obłoku molekularnym.

Kreton stwierdził, że badanie obserwacji w wysokiej rozdzielczości są również dowodem na to, że teleskop jest idealny do badań podobnych regionów w naszej galaktyce – istnieje wiele innych potencjalnych regionów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 kwietnia 2019

TESS odkrywa swoją pierwszą planetę rozmiarów Ziemi

W pobliskim układzie planetarnym znajduje się pierwsza planeta rozmiarów Ziemi odkryta przez satelitę TESS (Transiting Exoplanets Survey Satellite), oraz ciepły świat wielkości pod-Neptuna – poinformowano w nowym artykule zespołu astronomów opublikowanym w The Astrophysical Journal Letters.


Badania TESS są wspierane obserwacjami za pomocą naziemnych teleskopów i innych instrumentów. Jednym z takich narzędzi był Planet Finder Spectrograph zamontowany na teleskopie Magellan II w Obserwatorium Las Campanas w Chile. Pomógł on potwierdzić planetarną naturę sygnału TESS i zmierzyć masę nowo odkrytego pod-Neptuna.

PFS wykorzystuje technikę zwaną metodą prędkości radialnej, która jest obecnie jedynym sposobem dla astronomów na pomiar mas poszczególnych planet. Bez poznania masy bardzo trudno jest określić gęstość planety czy jej ogólny skład chemiczny.

Metoda ta wykorzystuje fakt, że grawitacja gwiazdy nie tylko wpływa na okrążającą ją planetę, ale również grawitacja planety wpływa na gwiazdę. Spektrograf umożliwia astronomom wykrycie tych drobnych wahań, które grawitacja planety wywołuje w orbicie gwiazdy.

Rok na pod-Neptunie HD 21749b trwa 36 dni i jest to najdłuższy okres obiegu spośród wszystkich odkrytych do tej pory przez TESS. Przewiduje się, że ze względu na technikę stosowaną przez TESS, większość planet, które odkrywa misja będzie miała okres obiegu mniejszy niż 10 dni, więc HD 21749b jest pod tym względem niezwykła.

Gwiazda-gospodarz ma ok. 80% masy Słońca i znajduje się w odległości 53 lat świetlnych od Ziemi. HD 21749b ma ok. 23 masy Ziemi i promień ok. 2,7 razy większy, niż nasza planeta. Jej gęstość wskazuje, że planeta ma pokaźną atmosferę, nie jest skalista, więc może potencjalnie pomóc astronomom zrozumieć skład i ewolucję chłodniejszych atmosfer planet typu pod-Neptun.

Co ciekawe, długookresowa planeta HD 21749b nie jest sama. Ma planetarne rodzeństwo – HD 21749c – której obieg wokół gwiazdy zajmuje ok. 8 dni i jest znacznie od niej mniejsza, zbliżona rozmiarem do Ziemi.

„Dokładny pomiar masy i składu takiej małej planety będzie trudny, ale ważny dla porównania HD 21749c z Ziemią. Zespół PFS z Carnegie kontynuuje gromadzenie danych dotyczących tego obiektu z myślą o tym celu” – mówi Sharon Wang.

Dzięki TESS astronomowie po raz pierwszy będą mogli dokonać pomiaru masy, składu atmosferycznego i innych właściwości wielu mniejszych egzoplanet. Chociaż małe egzoplanety są powszechne w naszej galaktyce, wciąż wiele musimy się dowiedzieć o ich różnorodności oraz o tym, jak wyglądają w porównaniu z planetami Układu Słonecznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 kwietnia 2019

Egzoplaneta o masie prawie 13 mas Jowisza krążąca w układzie podwójnym

W ciągu ostatnich trzech dekad odkryto blisko 4000 egzoplanet krążących wokół gwiazd poza Układem Słonecznym. Począwszy od 2011 r. możliwe było wykorzystanie Kosmicznego Teleskopu Keplera do obserwacji pierwszych egzoplanet na orbicie wokół młodych układów podwójnych zawierających dwie aktywne gwiazdy mające wodór wciąż palący się w ich jądrach.


Brazylijscy astronomowie znaleźli teraz pierwszy dowód na istnienie egzoplanety krążącej wokół starszego lub bardziej rozwiniętego układu podwójnego, w którym jedna z gwiazd jest już martwa.

Leonardo Andrade de Almeida, pierwszy autor artykułu opublikowanego w The Astronomical Journal powiedział Agência FAPESP: „Udało się uzyskać solidne dowody na istnienie olbrzymiej egzoplanety o masie prawie 13 razy większej, niż Jowisz – największa planeta w Układzie Słonecznym – w rozwiniętym układzie podwójnym. To pierwsze potwierdzenie egzoplanety w tego rodzaju układzie.”

Wskazówki, dzięki którym badacze odkryli egzoplanetę w wyewoluowanym układzie podwójnym nazwanym KIC 10544976, znajdującym się w konstelacji Łabędzia, zawierały zmiany czasu zaćmienia (czas potrzebny każdej gwieździe na zaćmienie drugiej) i okresie orbitalnym.

„Różnice w okresie orbitalnym układu podwójnego wynikają z przyciągania grawitacyjnego między trzema obiektami, które krążą wokół wspólnego środka masy” – powiedział Almeida.

Zmienność okresu orbitalnego nie wystarcza jednak do udowodnienia istnienia planety w przypadku układów podwójnych, ponieważ aktywność magnetyczna gwiazd podwójnych zmienia się okresowo, tak jak pole magnetyczne Słońca zmienia biegunowość co 11 lat.

„Zmiany aktywności magnetycznej Słońca ostatecznie powodują zmianę jego pola magnetycznego. To samo dotyczy wszystkich gwiazd pojedynczych. W układach podwójnych zmiany te powodują również zmianę okresu orbitalnego” – mówi Almeida.

Aby obalić hipotezę, że zmiany w okresie orbitalnym KIC 10544976 były spowodowane jedynie aktywnością magnetyczną, naukowcy przeanalizowali wpływ zmiany czasu zaćmienia i cyklu aktywności magnetycznej gwiazdy podwójnej na żywo.

Układ KIC 10544976 składa się z białego karła, martwej mało masywnej gwiazdy o wysokiej temperaturze powierzchniowej, i czerwonego karła, aktywnej magnetycznie gwiazdy o małej, w porównaniu do Słońca, masie i niewielkiej jasności wynikającej z jego niskiej produkcji energii. Obie gwiazdy monitorowano za pomocą teleskopów naziemnych w latach 2005 – 2017 a za pomocą teleskopu Keplera w latach 2009 – 2013.

Korzystając z danych z Keplera, astronomowie byli w stanie oszacować cykl magnetyczny czerwonego karła w oparciu o tempo i energię rozbłysków oraz zmienność wywołaną plamami (obszar o niższej temperaturze powierzchniowej, a zatem pociemnienie spowodowane różnym skupieniem pola magnetycznego). 

Analiza danych wykazała, że cykl aktywności magnetycznej czerwonego karła trwał 600 dni, co jest zgodne z cyklami magnetycznymi oszacowanymi dla gwiazd pojedynczych o małej masie. Okres orbitalny układu podwójnego oszacowano na 17 lat.

„Całkowicie obala to hipotezę, że zmienność okresu orbitalnego wynika z aktywności magnetycznej. Najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem jest obecność olbrzymiej planety krążącej wokół układu podwójnego, której masa wynosi 13 mas Jowisza” – powiedział Almeida.

Hipotezy formowania się planety

Sposób, w jaki powstała planeta krążąca wokół układu podwójnego, nie jest znany. Jedna z hipotez jest taka, że uformowała się ona w tym samym czasie, co obie gwiazdy, miliardy lat temu. Jeżeli tak, jest to planeta pierwszej generacji. Inna hipoteza mówi, że powstała z gazu wyrzuconego w trakcie śmierci białego karła, co czyni ją planetą drugiej generacji.

Potwierdzenie jej statusu jako planety pierwszej lub drugiej generacji i jej bezpośredniej detekcji gdy okrąża układ podwójny, można uzyskać za pomocą nowej generacji teleskopów naziemnych o zwierciadłach głównych mających średnicę ponad 20 metrów, w tym Giant Magellan Telescope (GMT) zainstalowany na pustyni Atacama w Chile. GMT ma ujrzeć pierwsze światło w 2024 r.

„Badamy 20 układów, w których ciała zewnętrzne mogą wykazywać efekty grawitacyjne, takie jak KIC 10544976, a większość można obserwować jedynie z półkuli południowej. GMT umożliwi nam bezpośrednie wykrywanie tych obiektów i uzyskanie ważnych odpowiedzi na pytania dotyczące powstawania i ewolucji tych egzotycznych środowisk, a także możliwości istnienia tam życia” – powiedział Almeida.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 kwietnia 2019

Kosmiczne środowisko Gwiazdy Barnarda b

Jeżeli weźmiemy pod uwagę gwiazdy pojedyncze, takie jak nasze Słońce, najbliższa nam egzoplaneta krąży wokół gwiazdy Barnarda - Gwiazda Barnarda b (BSb). Planeta Proxima Centauri b jest bliższa nam, ale Proxima Centauri jest częścią układu potrójnego gwiazd, wraz z Alfa i Beta Centauri, a zrozumienie ewolucyjnego rozwoju planety jest bardziej skomplikowane. BSb okrąża swoją gwiazdę w odległości zbliżonej do orbity Merkurego wokół Słońca, ale Gwiazda Barnarda jest chłodnym karłem typu M, a więc pomimo tego, że planeta krąży blisko niej, prawdopodobnie znajduje się blisko linii śniegu – odległości, na której promieniowanie gwiazdy jest wystarczająco słabe, aby umożliwić kondensację lotnych pierwiastków na powierzchni planety. To sprawia, że BSb jest szczególnie interesującą planetą i być może kamieniem węgielnym dla przyszłego postępu w zrozumieniu formowania się planet i ewolucji atmosfery.


Ekstremalna aktywność i wiatry gwiazdowe, zwłaszcza w karłach typu M, odgrywają ważną rolę w rozwoju planety i jej atmosfery. Te rodzaje aktywności są powiązane z aktywnością magnetyczną gwiazdy, ale niestety modele nadal nie są w stanie przewidzieć, jak początkowe warunki atmosferyczne ewoluują w intensywnych środowiskach promieniowania. Niemniej jednak dokonano postępu przy użyciu prostych modeli. W przypadku Proxima Centauri b naukowcy odkryli, że jest ona prawdopodobnie poddawana ciśnieniu wiatru 10 000 razy większemu, niż Ziemia. Czy efekty gwiazdowe wiatru zakłócają również atmosferę Gwiazdy Barnarda b?

Astronomowie stwierdzają inaczej. Naukowcy zauważają, że BSb krąży znacznie dalej od swojej gwiazdy, niż Proxima Centauri b, daleko poza strefą korony gwiazdy. Ponadto analiza rotacji Gwiazdy Barnarda i innych jej właściwości sugeruje, że jest ona znacznie starsza (7-10 mld lat) a wszelkie procesy pola magnetycznego powinny być znacznie mniejsze. Astronomowie doszli do wniosku, że chociaż dzisiaj planeta Gwiazda Barnarda b może mieć stosunkowo łagodny kosmiczny klimat, to we wczesnych latach prawdopodobnie uległa znacznym zakłóceniom. Dziś jednak BSb może zachować atmosferę, którą można by badać.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 kwietnia 2019

Rewolucyjna kamera pozwala naukowcom odkryć ewolucję starożytnych gwiazd

Naukowcy z Uniwersytetu w Sheffield pracują z HiPERCAM, szybką, wielokolorową kamerą, która jest w stanie wykonać ponad 1000 zdjęć na sekundę, co pozwala ekspertom po raz pierwszy w historii zmierzyć zarówno masę, jak i promień chłodnego podkarła.


Odkrycia te pozwoliły naukowcom zweryfikować powszechnie stosowany model struktury gwiazdowej – który szczegółowo opisuje strukturę wewnętrzną gwiazdy – i dokonać szczegółowych prognoz dotyczących jasności, barwy i jej przyszłej ewolucji.

Naukowcy wiedzą, że stare gwiazdy mają mniej metali, niż młode, ale ich wpływ na ewolucję gwiazd jak dotąd nie był sprawdzony. Stare gwiazdy (często nazywane chłodnymi podkarłami) są słabe i jest ich niewiele w sąsiedztwie Słońca.

Do tej pory naukowcy nie dysponowali kamerą o mocy wystarczającej do uzyskania precyzyjnych pomiarów parametrów gwiazd, takich jak masa i promień.

HiPERCAM jest w stanie wykonać jedno zdjęcie co milisekundę, w przeciwieństwie do normalnej kamery na dużym teleskopie, która zwykle rejestruje jedno zdjęcie co kilka minut.

Prof. Vik Dhillon powiedział: „Byliśmy w stanie teraz zmierzyć wielkość gwiazdy, o której wiemy, że jest zgodna z teorią struktury gwiazdowej. Wyniki te nie byłyby możliwe do uzyskania przy pomocy jakiegokolwiek innego teleskopu. To nie tylko dowodzi teorii struktury gwiazd, ale także zweryfikowało potencjał HiPERCAM.”

HiPERCAM jest zainstalowana na Gran Telescopio Canarias (GTC) – największym na świecie teleskopie optycznym o średnicy lustra wynoszącej 10,4 metra. GTC jest zlokalizowany na wyspie La Palma na wysokości 2500 m n.p.m., co jest jednym z najlepszych miejsc na świecie do badania nocnego nieba.

Kamera może wykonywać szybkie zdjęcia obiektów we Wszechświecie pozwalając uchwycić ich szybkie zmiany jasności wywołane np. zaćmieniami czy wybuchami - z niespotykaną szczegółowością.

Dane zebrane przez kamerę, wykonane w pięciu różnych barwach jednocześnie, umożliwiają naukowcom badanie pozostałości martwych gwiazd, takich jak białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 kwietnia 2019

Najbliższe egzoplanety mogą posiadać życie

Ekscytacja egzoplanetami gwałtownie wzrosła, gdy odkryto, że skaliste planety podobne do Ziemi krążą w strefie zdatnej do zamieszkania wokół niektórych z naszych najbliższych gwiezdnych sąsiadek – dopóki nadzieja na istnienie życia nie została zniweczona przez wysoki poziom promieniowania bombardującego te światy.


Proxima-b, oddalona zaledwie o 4,24 lat świetlnych stąd, otrzymuje 250x więcej promieniowania rentgenowskiego, niż Ziemia, i może doświadczać śmiertelnego poziomu promieniowania UV na swojej powierzchni. Jak życie może przetrwać takie bombardowanie? Astronomowie z Uniwersytetu Cornella twierdzą, że życie już przetrwało tego rodzaju gwałtowne promieniowanie, i mają dowód: ty.

Całe dzisiejsze życie na Ziemi wyewoluowało ze stworzeń, które dobrze rozwijały się podczas jeszcze większego ataku promieniowania UV, niż obecnie doświadcza Proxima-b i inne pobliskie egzoplanety. Ziemia sprzed 4 mld lat była chaotycznym, napromieniowanym, gorącym bałaganem. Mimo to, w jakiś sposób życie się rozprzestrzeniło.

To samo może się wydarzać w tej chwili, na niektórych najbliższych egzoplanetach. Naukowcy modelowali środowiska UV powierzchni czterech egzoplanet znajdujących się najbliżej Ziemi, które są potencjalnie nadające się do zamieszkania: Proxima-b, TRAPPIST-1e, Ross-128b oraz LHS-1140b.

Te planety krążą wokół małych czerwonych karłów, które, w przeciwieństwie do naszego Słońca, często rozbłyskują, kąpiąc swoje planety w promieniowaniu UV o wysokiej energii. Chociaż nie wiadomo dokładnie, jakie warunki panują na powierzchni planet krążących wokół tych rozbłyskujących gwiazd, wiadomo, że takie rozbłyski są biologicznie szkodliwe i mogą powodować erozję w atmosferach planet. Wysoki poziom promieniowania powoduje mutację molekuł biologicznych, takich jak kwasy nukleinowe, a nawet ich wyłączanie.

Lisa Kaltenegger i Jack O’Malley-James modelowali różne składy atmosfery, od tych podobnych do dzisiejszej Ziemi, po atmosfery „zerodowane” i „beztlenowe” – te o bardzo cienkiej atmosferze, które nie blokują dobrze promieniowania UV oraz bez ochronnego ozonu. Modele pokazują, że gdy atmosfera jest cienka a poziom ozonu spada, do powierzchni Ziemi dociera więcej wysokoenergetycznego promieniowania UV. Naukowcy porównali modele do historii Ziemi, od okresu prawie 4 mld lat temu do dzisiaj.

Chociaż modelowane planety otrzymują więcej promieniowania UV, niż emituje nasze Słońce, jest ono znacznie niższe, niż otrzymywała Ziemia 3,9 mld lat temu.

„Biorąc pod uwagę, że wczesna Ziemia była zamieszkana, pokazujemy, że promieniowanie UV nie powinno być czynnikiem ograniczającym zdolność do zamieszkania planet krążących wokół gwiazdy typu M. Nasze najbliższe sąsiednie światy pozostają intrygującymi celami na poszukiwanie życia poza Układem Słonecznym” – piszą w swoim artykule naukowcy.

Przeciwne pytanie powstaje dla planet krążących wokół nieaktywnych gwiazd typu M, na których strumień promieniowania jest wyjątkowo niski: czy ewolucja życia wymaga wysokiego poziomu promieniowania wczesnej Ziemi?

Aby ocenić potencjalną zdolność do zamieszkania światów o różnym tempie napływu promieniowania, naukowcy ocenili wskaźnik śmiertelności dla różnych długości fal UV Deinococcus radiodurans, jednego z najbardziej odpornych na promieniowanie znanych organizmów.

Wiele organizmów na Ziemi stosuje mechanizmy przetrwania – w tym ochronne pigmenty, biofluorescencję  i życie w glebie, wodzie lub skale – aby poradzić sobie z wysokim poziomem promieniowania, które może być imitowane przez życie na innych światach, zauważają naukowcy. Życie podpowierzchniowe byłoby trudniejsze do znalezienia na odległych planetach bez pewnego rodzaju biosygnatur atmosferycznych, które teleskopy mogą wykryć.

„Historia życia na Ziemi dostarcza nam wielu informacji na temat tego, jak biologia może pokonać wyzwania środowiska, które uważamy za wrogie” – powiedział O’Malley-James.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 kwietnia 2019

Brązowe karły są nieudanymi gwiazdami czy ogromnymi planetami?

Brązowe karły wypełniają „lukę” pomiędzy gwiazdami a znacznie mniejszymi planetami – dwoma bardzo różnymi rodzajami obiektów astronomicznych. Ale sposób ich powstawania nie został jeszcze w pełni wyjaśniony. Astronomowie z Uniwersytetu w Heidelbergu mogą teraz być w stanie odpowiedzieć na to pytanie. Odkryli, że gwiazda ν Ophiuchi w Drodze Mlecznej jest okrążana przez dwa brązowe karły, które najprawdopodobniej uformowały się wraz z nią z dysku gazu i pyłu, podobnie jak planety.


Obydwa obiekty krążą wokół jednej gwiazdy, podróżują w izolacji w rozległym obszarze Drogi Mlecznej. Ich masa – co najmniej 13 mas Jowisza – jest wystarczająca, aby wygenerować, przynajmniej tymczasowo, energię w ich wnętrzu poprzez fuzję jądrową. Nie są jednak wystarczająco masywne, aby zapalić wodór w swoich rdzeniach, a tym samym stworzyć swoje własne światło. Ciepło, które nadal promieniuje po uformowaniu, jest tym, dzięki czemu astronomowie są w stanie je zlokalizować. Szacuje się, że w Drodze Mlecznej znajduje się do 100 mld brązowych karłów. Jednak nadal nie jest jasne, w jaki sposób się formują – czy są to „nieudane” gwiazdy, czy być może ogromne planety.

Ostatnie odkrycia dokonane w Centrum Astronomii Uniwersytetu w Heidelbergu (ZAH) mogą dostarczyć odpowiedzi. Prof. dr Andreas Quirrenbach i jego zespół w Königstuhl State Observatory w ZAH przeanalizowali zmiany prędkości radialnej gwiazdy v Ophiuchi. Wykorzystując teleskopy w USA i Japonii, astronomowie z Heidelbergu i inni, mierzyli prędkość gwiazdy przez 11 lat. Gwiazda ma masę nieco większą, niż 2,5 masy Słońca i znajduje się ok. 150 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Wężownika.

Zespół z Heidelbergu zauważył pewien wzorzec w pomiarach, podobny do tych wywoływanych przez orbitujące planety lub gwiazdy podwójne, co zazwyczaj nie jest niczym niezwykłym. Ale w tym przypadku dokładna analiza danych ujawniła coś niezwykłego: najwyraźniej v Ophiuchi jest okrążana przez dwa brązowe karły, których okresy obiegu wynoszą ok. 530 i 3185 dni, co stawia je w rezonansie 6:1. Tak więc brązowy karzeł bliższy v Ophiuchi okrąża gwiazdę dokładnie sześć razy, podczas gdy drugi, bardziej odległy, wykonuje w tym samym czasie tylko jeden obieg wokół niej.

Odkrycie to rzuca zupełnie nowe światło na ewolucję brązowych karłów. Czy kształtują się wyłącznie jako normalne gwiazdy w obłokach międzygwiazdowych, czy też mogą tworzyć się w tak zwanym dysku protoplanetarnym, który otacza gwiazdę macierzystą we wczesnej fazie jej powstawania? „Rezonans 6:1 jest silnym wskaźnikiem drugiego scenariusza. Dopiero wtedy orbity nowo kształtujących się brązowych karłów dostosują się do stabilnego rezonansu przez miliony lat” – wyjaśnia prof. Quirrenbach.

Właśnie to sugerują obszerne analizy dynamiczne dla możliwych konfiguracji układu v Ophiuchi, donosi badacz. Ten super planetarny układ jest pierwszym tego rodzaju, a także pierwszym pewnym znakiem, że brązowe karły mogą tworzyć się w dysku protoplanetarnym, podkreśla prof. Quirrenbach. Badacz i jego zespół mają nadzieję na inne tego typu odkrycia, które pewnego dnia pozwolą im wyjaśnić, ile z „nieudanych” gwiazd jest w rzeczywistości bardziej masywnym rodzeństwem Jowisza i Saturna.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

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