30 czerwca 2019

Jak błyszczące są NEO?

Obiekty Bliskie Ziemi (Near Earth Objects – NEO) są małymi ciałami Układu Słonecznego, których orbity czasami zbliżają się do Ziemi. NEO są zatem potencjalnym zagrożeniem zderzeniowym, ale naukowcy są również nimi zainteresowani, ponieważ dają one wskazówki dotyczące składu, dynamiki i warunków środowiskowych Układu Słonecznego oraz jego ewolucji. Dla przykładu, większość meteorytów, jedno z kluczowych źródeł wiedzy o wczesnym Układzie Słonecznym, pochodzi od NEO. Znaczna większość NEO została odkryta dzięki optycznym przeszukiwaniom, a obecnie łączna liczba znanych NEO przekracza 20 000. Kluczowym parametrem NEO będącym przedmiotem zainteresowania dla większości problemów, w tym możliwych zagrożeń wynikających z uderzenia, jest rozmiar, ale niestety detekcje optyczne zwykle nie pozwalają go określić. Dzieje się tak, ponieważ światło widzialne NEO jest odbitym światłem słonecznym, a obiekt może być jasny, ponieważ jest duży albo ma wysoki współczynnik odbicia (albedo).


Astronomowie z CfA, Joe Hora, Howard Smith i Giovanni Fazio, pomogli kierować zespołem, który jako pierwszy podjął systematyczne pomiary wielkości NEO, wykorzystując ich jasność w podczerwieni. Sygnał podczerwony NEO jest wynikiem jego emisji cieplnej i zapewnia niezależny pomiar jego rozmiaru. Zespół wykorzystał obserwacje podczerwone Spitzer IRAC wraz z danymi optycznymi ich zaawansowanego modelu termicznego w celu złamania degeneracji wielkość/albedo i określenia rozmiarów NEO. Do tej pory pomiary w podczerwieni zostały przeprowadzone dla ponad 3000 obiektów, z których zdecydowana większość została uzyskana dzięki IRAC. Jak dotąd najmniejszy NEO scharakteryzowany w ten sposób ma tylko ok. 12 metrów średnicy (z dokładnością ok. 20%). Ale, co dziwne, wyniki sugerują również obfitość obiektów o wysokim albedo, prawie osiem razy więcej, niż oczekiwano na podstawie obecnego myślenia o rozkładzie populacji.

Naukowcy wcześniej przeanalizowali i opublikowali zmiany jasności NEO, które wynikały z tego, że ich niesferyczne ciała wirowały w przestrzeni (ich krzywe blasku). Zastanawiali się, czy pozorny nadmiar obiektów o wysokim albedo był wynikiem nieodpowiedniej korekty dla krzywych zmian jasności. Przeprowadzili analizę statystyczną za pomocą symulacji Monte-Carlo, aby oszacować, czego można oczekiwać od populacji rotujących, niesferycznych NEO. Doszli do wniosku, że chociaż krzywe zmian blasku mogą rzeczywiście być przyczyną dużego nadmiaru wysokiego albedo, nadmiar jest również zgodny z rzeczywistym – i wciąż niewyjaśnionym – nadmiarem błyszczących obiektów. Doszli również do wniosku, że niezależnie od wyjaśnienia jest mało prawdopodobne, aby NEO miały albedo przekraczające 50%. Potrzebne są dodatkowe obserwacje pełnych krzywych zmian blasku NEO do rozwikłania tych niepewności.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 czerwca 2019

Naukowcy rzucają światło na pochodzenie czarnej dziury

Astrofizycy z Western University znaleźli dowody na bezpośrednie powstawanie czarnych dziur, które nie muszą pojawiać się z gwiezdnych pozostałości – odkrycie, które może dostarczyć naukowcom wyjaśnienia obecności niezwykle masywnych czarnych dziur w najwcześniejszych epokach naszego Wszechświata.


Profesorowie fizyki i astronomii Shantanu Basu i Arpan Das opracowali wyjaśnienie obserwowanego rozkładu mas i jasności supermasywnych czarnych dziur, dla których wcześniej nie było naukowego wyjaśnienia.

Odkrycie opiera się na prostym założeniu, że supermasywne czarne dziury tworzą się szybko w krótkim czasie, a następnie – nagle – zatrzymują się. To wyjaśnienie kontrastuje z obecnym rozumieniem, że czarne dziury o masie gwiazdowej pojawiają się, gdy masywna gwiazda zapada się do wewnątrz.

”Jest to pośredni dowód obserwacyjny, że czarne dziury pochodzą z bezpośredniego kolapsu, a nie z pozostałości gwiazdowych” – powiedział Basu, uznany na arenie międzynarodowej ekspert we wczesnych stadiach formowania się gwiazd i ewolucji dysku protoplanetarnego.

Basu i Das opracowali nowy model matematyczny, obliczając funkcję masy supermasywnych czarnych dziur, które tworzą się w ograniczonym okresie czasu i podlegają gwałtownemu wykładniczemu wzrostowi. Wzrost masy może być regulowany przez limit Eddingtona, który jest ustalany przez równowagę promieniowania i sił grawitacyjnych, lub może go nawet przekroczyć o niewielki czynnik.

W ciągu ostatniej dekady odkryto liczne supermasywne czarne dziury, miliard razy masywniejsze niż Słońce, z wysokimi „przesunięciami ku czerwieni”, co oznacza, że znajdowały się we Wszechświecie już 800 mln lat po Wielkim Wybuchu. Obecność tych młodych i masywnych czarnych dziur kwestionuje nasze rozumienie ich powstawania i wzrostu. 

Scenariusz bezpośredniego zapadania się pozwala na uzyskanie mas początkowych o wiele większych, niż wynika to ze standardowego scenariusza gwiezdnych pozostałości i może w znacznym stopniu wyjaśnić obserwacje. Ten nowy wynik dostarcza dowodów, że we wczesnym Wszechświecie powstały czarne dziury po bezpośrednim kolapsie.

Basu wierzy, że te nowe wyniki mogą być wykorzystane do wnioskowania o historii formowania się ekstremalnie masywnych czarnych dziur, które istnieją we wczesnych epokach w naszym Wszechświecie i należy wykonać więcej pracy, aby udowodnić ich prawdziwość.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 czerwca 2019

TESS znajduje najmniejszą jak dotąd swoją planetę

Misja TESS odkryła świat o rozmiarach między Marsem i Ziemią krążący wokół jasnej, chłodnej, pobliskiej gwiazdy. Planeta, zwana L 98-59b, oznacza najmniejsza odkrytą przez TESS do tej pory.


Jeszcze dwa inne światy krążą wokół tej samej gwiazdy. Podczas gdy wszystkie trzy rozmiary planet są znane, potrzebne będą dalsze badania z wykorzystaniem innych teleskopów, aby określić, czy posiadają one atmosferę, a jeżeli tak, jakie gazy są w nich obecne. Światy L 98-59b niemal podwajają liczbę małych egzoplanet, które mają najlepszy potencjał do tego rodzaju obserwacji.

„Odkrycie jest wielkim osiągnięciem inżynieryjnym i naukowym TESS. Do badań atmosferycznych małych planet potrzebne są krótkie orbity wokół jasnych gwiazd, ale takie planety są trudne do wykrycia. Ten układ ma potencjał do fascynujących przyszłych badań” – powiedział Veselin Kostov, astrofizyk z Goddard Space Flight Center w NASA oraz Instytutu SETI.

L 98-59b ma rozmiar ok. 80% Ziemi i jest ok. 10% mniejsza od poprzedniej rekordzistki odkrytej przez TESS. Jej gwiazda-gospodarz, L 98-59, jest karłem typu M o masie ok. ⅓ masy Słońca i leży ok. 35 lat świetlnych stąd w kierunku konstelacji nieba południowego – Ryba Latająca. Podczas, gdy L 98-59b jest najmniejszą planetą odkrytą przez TESS, znacznie mniejsze zostały odkryte przez inną misję NASA – Kepler, w tym Kepler-37b, która jest tylko 20% większa niż Księżyc.

Dwa pozostałe światy w tym układzie, L 98-59c i L 98-59d, są odpowiednio ok. 1,4 i 1,6 razy większe od Ziemi. Wszystkie trzy zostały odkryte przez TESS z wykorzystaniem metody tranzytów, czyli badanie okresowych spadków jasności gwiazdy wywołane przejściem kolejnej planety przed jej tarczą.

TESS monitoruje jeden obszar nieba o rozmiarach 24x96 stopni, nazywany sektorem, przez 27 dni. Gdy satelita zakończy pierwszy rok obserwacji w lipcu, L 98-59b pokaże się w 7 z 13 sektorów, które tworzą niebo południowe. Zespół Kostowa ma nadzieję, że pozwoli to naukowcom wyklarować to, co wiadomo o trzech potwierdzonych planetach i szukać dodatkowych światów.

Jeżeli w układzie krąży więcej, niż jedna planeta, mogą one oddziaływać na siebie grawitacyjnie. TESS będzie obserwować L 98-59 w wystarczającej liczbie sektorów, aby móc wykryć planety, których orbity wynoszą 100 dni. Jeżeli astronomowie będą mieli szczęście, będą mogli zobaczyć efekty grawitacyjne nieodkrytych planet na te, które są obecnie znane.

Karły typu M, takie jak L 98-59, stanowią ¾ gwiezdnej populacji naszej galaktyki Drogi Mlecznej. Ale nie są one większe, niż połowa masy Słońca i są znacznie chłodniejsze – ich temperatury powierzchniowe są mniejsze, niż 70% temperatury Słońca. Inne ich przykłady to TRAPPIST-1, która ma układ siedmiu planet rozmiarów Ziemi, oraz Proxima Centauri, nasza najbliższa gwiezdna sąsiadka, która posiada jedną potwierdzoną planetę. Ponieważ te małe, chłodne gwiazdy są tak powszechne, naukowcy chcą dowiedzieć się więcej o układach planetarnych, które się wokół nich tworzą.

L 98-59b, najbardziej wewnętrzna planeta, okrąża gwiazdę co 2,25 dnia, pozostając tak blisko niej, że otrzymuje aż 22x więcej energii, niż Ziemia od Słońca. Środkowa planeta, L 98-59c krąży z okresem 3,7 dnia i otrzymuje około 11x więcej promieniowania, niż Ziemia. L 98-59d, najdalsza zidentyfikowana do tej pory planeta układu, okrąża gwiazdę co 7,5 dnia i dostaje 4x więcej promieniowania, niż nasza planeta.

Żadna z tych planet nie znajduje się w ekosferze gwiazdy. Jednak wszystkie zajmują miejsce w tym, co astronomowie nazywają strefą Wenus, czyli w zasięgu gwiazdy, gdzie planeta z początkową ziemską atmosferą może doświadczyć niekontrolowanego efektu cieplarnianego, który przekształci jej atmosferę w podobną do tej na Wenus. Trzecia planeta może być albo skalistym światem Wenus, albo podobnym do Neptuna, z niewielkim, skalistym jądrem otoczonym głęboką atmosferą.

Jednym z celów TESS jest stworzenie katalogu małych, skalistych planet na krótkich orbitach wokół bardzo jasnych, pobliskich gwiazd do badań atmosferycznych przez przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Cztery spośród siedmiu światów TRAPPIST-1 są głównymi kandydatami, a zespół Kostowa sugeruje, że planety L 98-59 także.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 czerwca 2019

ALMA wskazuje miejsce formowania się planety wokół najbliższej młodej gwiazdy

Naukowcy korzystający z ALMA znaleźli małe zagęszczenie pyłu w dysku wokół TW Hydrae, najbliższej nam młodej gwiazdy. Jest wysoce prawdopodobne, że planeta rozwija się lub ma się właśnie uformować w tym zagęszczeniu. Po raz pierwszy dokładne miejsce, w którym zimna materia tworzy nasiona planet, zostało zlokalizowane na dysku wokół młodej gwiazdy.


Młoda gwiazda TW Hydrae, znajdująca się w odległości 194 lat świetlnych w konstelacji Hydry, jest najbliższą gwiazdą, wokół której mogą tworzyć się planety. Otaczający ją dysk pyłowy jest najlepszym celem do zbadania procesu formowania się planet.

Poprzednie obserwacje ALMA wykazały, że dysk składa się z koncentrycznych pierścieni. Teraz nowe obserwacje ALMA o wyższej czułości ujawniły nieznaną wcześniej małą grudkę na dysku protoplanetarnym. Grudka jest wydłużona wzdłuż w kierunku rotacji dysku, o szerokości w przybliżeniu równej odległości między Słońcem a Ziemią, i długości ok. 4,5 razy większej.

„Prawdziwa natura grudki wciąż nie jest jasna. Może to być dysk ‘okołoplanetarny’ karmiący niemowlęcą planetę wielkości Neptuna. Może też być tak, że wirujący gaz zbiera cząsteczki pyłu” – mówi Takashi Tsukagoshi z National Astronomical Observatory of Japan i główny autor artykułu naukowego.

Planety tworzą się z dysku gazu i pyłu wokół młodych gwiazd. Cząsteczki pyłu o rozmiarach mikrometrów sklejają się ze sobą, tworząc większe ziarna, skały i wreszcie planetę. Badania teoretyczne przewidują, że planeta niemowlęca otoczona jest przez dysk okołoplanetarny, małą strukturę w obrębie większego dysku pyłowego wokół gwiazdy. Planeta zbiera materię do tego dysku. Ważne jest, aby znaleźć takie dyski okołoplanetarne, aby zrozumieć końcowy etap wzrostu planety.

Zimny gaz i pył w dyskach wokół młodych gwiazd są trudne do zauważenia w świetle widzialnym, ale emitują fale radiowe. Dzięki wysokiej czułości i rozdzielczości dla takich fal, ALMA jest jednym z najpotężniejszych instrumentów do badania genezy planet.

Jednak jasność i wydłużony kształt struktury ujawnionej przez ALMA nie odpowiadają dokładnie przewidywaniom teoretycznym dla dysków okołoplanetarnych. Może to być wir gazu, który ma się również tworzyć tu i ówdzie wokół młodej gwiazdy. Znalezienie w tym czasie tylko jednej grudki pyłu jest również sprzeczne z badaniami teoretycznymi. Tak więc zespół badawczy nie mógł uzyskać ostatecznej odpowiedzi na temat natury grudki pyłowej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 czerwca 2019

Chińscy astronomowie poszukują kolebek nowych słońc z użyciem FAST

Ile nowych słońc może pojawić się w przyszłości w Drodze Mlecznej? Chińscy astronomowie planują użyć 500-metrowego radioteleskopu Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope (FAST), zdecydowanie największego teleskopu jaki kiedykolwiek zbudowano, do poszukiwania miejsc narodzin nowych słońc, aby móc lepiej zrozumieć, w jaki sposób powstają gwiazdy i substancje życia.



Astronomowie z National Astronomical Observatories w Chińskiej Akademii Nauk niedawno po raz pierwszy uchwycili narodziny ciemnego obłoku molekularnego, używając trzech teleskopów ze Stanów Zjednoczonych i Europy. Odkrycie zostało opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal.

Li Di, główny naukowiec FAST, powiedział, że wodór, najobficiej występujący pierwiastek we Wszechświecie i główny surowiec do budowy gwiazd, istnieje w kosmosie głównie w postaci atomów. Dopiero po tym, gdy atomy wodoru zamieniają się w molekuły wodoru, może nastąpić kolaps grawitacyjny i reakcja fuzji jądrowej, powodując tym samym świecenie nowych gwiazd. 

Naukowcy odkryli ciemne obszary we Wszechświecie bogate w atomowe i molekularne gazy oraz pył kosmiczny, znane jako ciemne, międzygwiezdne obłoki, które są miejscami narodzin nowych gwiazd, nowych planet i być może życia.

Jednak międzygwiezdne ciemne obłoki mają najniższą temperaturę w Drodze Mlecznej, ok. -263o C. Trudno jest zidentyfikować atomy cząsteczki wodoru w ciemnych obłokach w tej niskiej temperaturze.

Chińscy astronomowie opracowali nową metodę obserwacji, zwaną HI Narrow Self-Absorption. Wykorzystując tę metodę oraz radioteleskopy Obserwatorium Arecibo i Radio Obserwatorium Astronomicznego Five College w Stanach Zjednoczonych a także Herschel, zespół badawczy odkrył ciemny obłok B227, który ma zewnętrzną „powłokę” zbudowaną z atomów wodoru, ale jądro zdominowane jest przez wodór molekularny. Analizy naukowców wykazały, że obłok ma 6 mln lat a w jego wnętrzu narodzi się nowe słońce. 

Wcześniej odkryto dziesiątki tysięcy ciemnych obłoków międzygwiazdowych, ale po raz pierwszy astronomowie zobaczyli obłok molekularny, gdy się rodził.

Naukowcy wciąż nie są pewni, ile czasu zajmie atomowi wodoru w ciemnym obłoku stanie się wodorem molekularnym. Szacuje się, że, zgodnie z modelem klasycznym, uformowanie się słońca w obłoku molekularnym może zająć ok. 10 mln lat. Ale niektórzy naukowcy uważają, że zajmie to tylko około 1 mln lat. Tym razem jednak pomiary wspierają model klasyczny.

„Wysoka czułość FAST i jego przewaga w pokryciu nieba umożliwi nam badanie ciemnych obłoków molekularnych w Drodze Mlecznej, a także w Galaktyce Andromedy, sąsiadującej z naszą własną” – powiedział Li.

Dopiero gdy molekuły wodoru uformowały się, we Wszechświecie miały miejsce złożone procesy chemiczne, tworzące złożone cząsteczki organiczne. Wydaje się, że aminokwasy, składniki życia, mogą być łatwo tworzone w warunkach astrochemicznych. Możliwe, że aminokwasy znajdą się w kosmosie w ciągu najbliższych kilku lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 czerwca 2019

Promienie X pokazują, jak spotykają się kosmiczni giganci

Naukowcy odkryli niezwykle potężną falę uderzeniową w odległej części Wszechświata, w której dwie masywne gromady galaktyk wydają się wchodzić w pierwszy kontakt przed połączeniem się. Badanie opiera się na danych pochodzących m.in. z obserwatorium rentgenowskiego XMM-Newton.


Według Liyi Gu, astronoma z RIKEN High Energy Astrophysics Laboratory w Japonii i Holenderskiego Instytutu Badań Kosmicznych, który jest głównym autorem artykułu opublikowanego w Nature Astronomy, obserwacje uchwyciły wyjątkowy moment, w którym dwie gromady galaktyk stykają się ze sobą po raz pierwszy – coś, czego wcześniej nie obserwowano.

Gromady, zwane 1E2216 i 1E2215, znajdują się ponad miliard lat świetlnych od Ziemi i są przyciągane do siebie grawitacyjnie przez miliardy lat. Ich pierwszy kontakt, ukazany dzięki nowym danym, oznacza początek dramatycznego i długiego procesu, który całkowicie zmiesza gromady i połączy je w jedną.

„Zderzenia między gromadami galaktyk są najbardziej energetycznymi zdarzeniami we Wszechświecie od czasów Wielkiego Wybuchu. Wstrząsy powstałe podczas połączenia są prawdopodobnie najważniejszym akceleratorem cząstek we Wszechświecie, uwalniającym ogromną ilość ciepła, promieniowania i wysokoenergetycznych promieni kosmicznych” – powiedział Liyi.

Gromady galaktyk są największymi znanymi we Wszechświecie obiektami związanymi grawitacyjnie i mogą składać się z setek galaktyk, z których każda zawiera miliardy lub więcej gwiazd. Gromady galaktyk przeplatane są ogromnymi ilościami gorącego gazu emitującego promieniowanie X, a nawet większymi ilościami niewidzialnej ciemnej materii.

Uważa się, że te olbrzymie kosmiczne obiekty tworzą się stopniowo, zaczynając od pojedynczych galaktyk, które napotykają inne galaktyki pod wypływem efektów grawitacji. Proces ten jest kontynuowany wraz z tworzeniem mniejszych grup, które następnie łączą się w coraz większe gromady. Podczas, gdy pierwszy dotyk, tak zwana faza przed połączeniem, trwa stosunkowo krótko – ok. 100 mln lat – cały proces łączenia się trwa miliardy lat.

Liyi i jego współpracownicy z całego świata zgromadzili około 40 godzin obserwacji z XMM-Newton w 2017 r. oraz kolejne 40 godzin z teleskopu rentgenowskiego Chandra w 2018 r. Obserwacje te połączono z danymi z 2012 r. z wycofanego z eksploatacji satelity Suzaku i danymi radiowymi z JAXA, z dwóch naziemnych teleskopów zlokalizowanych w Europie i Indiach.

Naukowcy uważają, że dane przedstawiają przedpołączeniowy szok spowodowany pierwszym kontaktem między dwiema gromadami.

W obserwacjach astronomowie mogli rozróżnić dwa bardzo gorące gazowe halo o temperaturze przekraczającej 50 mln stopni Celsjusza, z których każde było powiązane z jedną gromadą i połączone mostem jeszcze gorętszego gazu.

Liyi dodał, że zaskakujące jest to, że fala uderzeniowa rozchodzi się na zewnątrz wzdłuż płaszczyzny równikowej, ponieważ większość wstrząsów występujących w łączących się gromadach galaktyk zwykle rozprzestrzenia się wzdłuż pionowej osi połączenia. Jednak modele teoretyczne i symulacje numeryczne przewidują, że podobne zjawisko może wystąpić podczas fazy przed połączeniem.

„Szok równikowy można wytłumaczyć po prostu bardzo silną kompresją wzdłuż osi połączenia” – powiedział Liyi.

XMM-Newton umożliwił naukowcom obliczenie rozkładu temperatury gorącego gazu w dwóch gromadach, a także ekstremalnie wysokiej temperatury w obszarze uderzeniowym, sięgającej nawet 100 mln stopni Celsjusza.

Zespół planuje monitorowanie tego kosmicznego spotkania z wykorzystaniem obserwatoriów XMM-Newton oraz Chandra.

W nadchodzących latach XMM-Newton można wykorzystać do zidentyfikowania większej liczby połączeń między gromadami, poprzez dedykowane obserwacje starannie wybranych części nieba. Obserwatoria rentgenowskie nowej generacji, takie jak japońska misja XRISM oraz Athena o ESA, umożliwią astronomom jeszcze dokładniejsze poznanie tego, co dzieje się podczas tych gigantycznych zderzeń.

Łączące się gromady galaktyk to jedne z najważniejszych procesów, które kształtują strukturę Wszechświata na bardzo dużą skalę. Jednak te olbrzymie zderzenia są bardzo słabo poznane. Dzięki możliwościom nadchodzących dziesięcioleci, naukowcy będą mogli obserwować więcej takich zdarzeń na różnych etapach i ostatecznie poskładać kompletny „film” łączących się galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 czerwca 2019

Potwierdzono niską gęstość niektórych egzoplanet

Misja Kepler i jej druga edycja – K2 – odkryła tysiące egzoplanet. Wykrywała je wykorzystując metodę tranzytów, mierząc spadek natężenia światła za każdym razem, gdy orbitująca planeta poruszała się na tle tarczy gwiazdy macierzystej. Za pomocą tranzytu można nie tylko mierzyć okres orbitalny, ale także często określać rozmiar egzoplanety na podstawie szczegółowej głębokości i kształtu jej krzywej blasku, oraz właściwości gwiazdy gospodarza. Metodą tranzytu nie można jednak zmierzyć masy planety. Metoda prędkości radialnej mierzy drgania gwiazdy macierzystej w wyniku przyciągania grawitacyjnego krążącej planety, co pozwala na pomiar jej masy. Znajomość promienia i masy planety pozwala określić jej średnią gęstość, a tym samym wskazówki dotyczące jej składu.


Około 15 lat temu astronomowie zdali sobie sprawę, że w układach planetarnych z wieloma planetami, okresowe grawitacyjne przeciąganie jednej planety ku drugiej zmienia ich parametry orbitalne. Chociaż metoda tranzytowa nie może bezpośrednio mierzyć mas egzoplanet, może wykryć te zmiany orbitalne, które można modelować w celu wnioskowania mas. Kepler zidentyfikował setki układów egzoplanet ze zmiennością czasu tranzytu, a dziesiątki z nich zostały pomyślnie modelowane. Co zaskakujące, procedura ta zdawała się znajdować przewagę egzoplanet o bardzo niskiej gęstości. Na przykład układ Kepler-9 wydaje się mieć dwie planety o gęstości odpowiednio 0,42 i 0,31 g/cm3. (Dla porównania średnia gęstość skalistej Ziemi wynosi 5,51 g/cm3, z definicji gęstość wody to 1 g/cm3 a gazowy olbrzym Saturn ma gęstość 0,69 g/cm3). Te zastanawiające wyniki rzucają pewne wątpliwości na jedną lub więcej części metodologii zmiany czasu tranzytu i wzbudziły niepokój.

Astronomowie przetestowali niezawodność metody, mierząc gęstość układu Kepler-9 za pomocą metody prędkości radialnej. Jego dwie planety typu Saturna są wśród niewielkiej grupy egzoplanet, których masy można zmierzyć dowolną techniką. Użyli spektrometru HARPS-N znajdującym się na Telescopio Nazionale Galileo na La Palmie, w 16 okresach obserwacyjnych; HARPS-N zazwyczaj mierzy zmiany prędkości z błędem zaledwie ok. 30 km/h. Ich wyniki potwierdzają bardzo niskie gęstości uzyskane metodą pomiaru czasu tranzytu i weryfikują moc metody zmiany tranzytu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 czerwca 2019

Czy gaz w gromadach galaktyk przepływa jak miód?

Każdy z nas widział skomplikowane wzory, jakie tworzy mleko wlewane do kawy, lub te znacznie gładsze, które wytwarza miód mieszany łyżeczką. Który z tych przypadków najlepiej opisuje zachowanie gorącego gazu w gromadach galaktyk? Odpowiadając na to pytanie, nowe badanie z wykorzystaniem obserwatorium rentgenowskiego Chandra pogłębiło wiedzę astronomów na temat gromad galaktyk, największych struktur we Wszechświecie utrzymywanych razem dzięki grawitacji.


Gromady galaktyk składają się z trzech głównych elementów: pojedynczych galaktyk, gazu o temperaturze wielu milionów stopni wypełniającego przestrzeń między galaktykami oraz ciemnej materii, tajemniczej formy materii, która rozprzestrzenia się w gromadzie i odpowiada za około 80% jej masy.

Zespół astronomów wykorzystał długotrwałe obserwacje Chandra, w sumie z około dwóch tygodni, gromady galaktyk Coma (Warkocz), aby zbadać właściwości gazu w skalach przestrzennych porównywalnych z  typową odległością, na jakiej poruszają się cząsteczki między zderzeniami. Pomiary te pomogły im dowiedzieć się o lepkości – technicznym określeniu odporności na ruchy brył gazu względem siebie – gorącego gazu w Warkoczu.

„Nasze odkrycie sugeruje, że lepkość gazu w Warkoczu jest niższa, niż oczekiwano. Oznacza to, że turbulencje łatwo mogą być rozwijane w gorącym gazie w gromadach galaktyk na małych skalach” – powiedziała Irina Zhuravleva z University of Chicago, która prowadziła badania.

Gorący gaz w Warkoczu emituje promieniowanie rentgenowskie, które było obserwowane przez Chandra. Wiadomo, że gaz ma masę około sześć razy większą, niż wszystkie galaktyki w gromadzie razem wzięte. Pomimo swojej obfitości, gęstość gorącego gazu w Warkoczu, którą wykazały obserwacje radiowe, jest przesiąknięta słabym polem magnetycznym i tak niska, że cząsteczki nie oddziałują ze sobą bardzo często. Tak gorącego gazu o niskiej gęstości nie można badać w laboratorium na Ziemi, więc naukowcy muszą polegać na laboratoriach kosmicznych, takich jak laboratoria dostarczane przez międzygalaktyczny gaz w Warkoczu. 

„Wykorzystaliśmy Chandra do zbadania, czy gęstość gazu jest gładka w najmniejszych skalach, które możemy wykryć. Odkryliśmy, że tak nie jest, co sugeruje, że turbulencje występują nawet na tych stosunkowo małych skalach, a lepkość jest niska” – powiedział Eugene Churazov, współautor z Instytutu Maxa Plancka w Garching i Instytutu Badań Kosmicznych w Moskwie.

Aby osiągnąć te wnioski, zespół skoncentrował się na regionie oddalonym od centrum Gromady Warkocza, gdzie gęstość gorącego gazu jest nawet niższa, niż w centrum. Tutaj cząsteczki muszą podróżować na większe odległości – średnio ok. 100 000 lat świetlnych – aby oddziaływać z innymi cząsteczkami. Odległość ta jest wystarczająco duża, aby można ją było zbadać przy użyciu Chandra.

„Być może jednym z najbardziej zaskakujących aspektów jest to, że byliśmy w stanie zbadać fizykę na skalach istotnych dla interakcji między cząsteczkami atomowymi w obiekcie oddalonym o 320 mln lat świetlnych. Takie obserwacje dają wielkie okazje do wykorzystania gromad galaktyk jako laboratoriów do badania podstawowych właściwości gorącego gazu” – powiedział współautor Alexander Schekochihin z Uniwersytetu Oksfordzkiego w Wielkiej Brytanii.

Dlaczego lepkość gorącego gazu Warkocza jest tak niska? Jednym z wyjaśnień jest obecność drobnych nieregularności w polu magnetycznym gromady. Te nieregularności mogą odchylać cząsteczki w gorącym gazie, który składa się z naładowanych elektrycznie cząsteczek, głównie elektronów i protonów. Odchylenia te zmniejszają odległość, na jaką cząsteczka może się swobodnie poruszać, a co za tym idzie, lepkość gazu.

Znajomość lepkości gazu w gromadzie galaktyk i tego, jak łatwo rozwija się turbulencja, pomaga naukowcom zrozumieć wpływ ważnych zjawisk, takich jak zderzenia i połączenia z innymi gromadami galaktyk i grupami galaktyk. Turbulencje generowane przez te potężne zdarzenia mogą działać jako źródło ciepła, zapobiegając chłodzeniu gorącego gazu w gromadach, tworząc miliardy nowych gwiazd.

Do tego badania naukowcy wybrali gromadę Warkocza, ponieważ ma ona najlepszą kombinację wymaganych właściwości fizycznych. Średnia odległość między zderzeniami cząsteczek jest większa dla gazu o wyższych temperaturach i niższych gęstościach. Gromada Warkocza jest gorętsza od innych najjaśniejszych gromad galaktyk w pobliżu i ma stosunkowo niską gęstość, w przeciwieństwie do chłodnych i gęstych jąder innych jasnych gromad galaktyk, w tym Perseusza i Panny. Daje to astronomom szansę wykorzystania gromady Warkocza jako laboratorium do badania fizyki plazmy.

Przyszłe bezpośrednie pomiary prędkości ruchów gazu za pomocą misji X-ray Imaging and Spectroscopy Mission (XRISM), dostarczą więcej szczegółów na temat dynamiki gromady, pozwalając naukowcom na przeprowadzenie solidnych badań wielu pobliskich gromad galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 czerwca 2019

Planeta podobna do Ziemi odkryta wokół bardzo małej gwiazdy

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył przy użyciu wysokiej rozdzielczości spektrografu CARMENES dwie nowe planety podobne do Ziemi, krążące wokół jednej z najbliższych gwiazd w naszym galaktycznym sąsiedztwie.


Gwiazda „Teegarden” znajduje się zaledwie 12,5 roku świetlnego od nas w kierunku konstelacji Barana. To jedna z najmniejszych możliwych obecnie do obserwacji gwiazd, czerwony karzeł. Jej temperatura powierzchniowa wynosi 2700o C a masa stanowi zaledwie 1/10 masy Słońca. Chociaż jest tak blisko, jej słaby blask utrudniał odkrycie jej aż do 2003 r.  

Astronomowie obserwowali tę gwiazdę przez trzy lata, aby wykrywać okresowe zmiany prędkości. Obserwacje wykazały, że wokół niej krążą dwie planety, obie podobne do planet wewnętrznych Układu Słonecznego (skaliste planety typu ziemskiego). Są nieco większe od Ziemi i znajdują się w tak zwanej ekosferze, miejscu wokół gwiazdy, w którym woda może istnieć w stanie ciekłym. Naukowcy sądzą, że planety mogą być częścią większego układu planetarnego.

Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) bardzo aktywnie uczestniczył w kampaniach fotometrycznych tej gwiazdy. Zostały one przeprowadzone z użyciem takich instrumentów, jak Muscat2 na teleskopie Carlosa Sáncheza w Obserwatorium Teide (Teneryfa), a także za pomocą sieci teleskopów Obserwatorium Las Cumbres. Badania te pozwoliły pokazać, że sygnały dwóch planet nie mogą być wywołane aktywnością gwiazdy, mimo, że astronomowie nie mogli wykryć tranzytów dwóch nowych planet. 

Aby wykorzystać metodę tranzytu, planety muszą przejść przed tarczą gwiazdy i zablokować część jej światła w krótkim czasie, co oznacza, że muszą leżeć wzdłuż linii łączącej gwiazdę z obserwatorem na Ziemi. Taki szczęśliwy układ występuje tylko dla niewielkiej części układów planetarnych.

Typ gwiazd, do których należy Teegarden, to najmniejsze gwiazdy, dla których możemy dokonać pomiaru masy za pomocą aktualnej technologii. Odkrycie to jest wielkim sukcesem projektu CARMENES, którego zadaniem było poszukiwanie planet wokół gwiazd o małej masie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 czerwca 2019

Obecność planet olbrzymów wokół gwiazd podobnych do Słońca jest rzadkością

Otrzymujemy pierwsze wyniki z przeglądu Gemini Planet Imager Exoplanet Survey (GPIES), czteroletniego oglądania 531 młodych, pobliskich gwiazd. Dane uzyskane z badania pierwszych 300 gwiazd zostały opublikowane w czasopiśmie The Astronomical Journal, reprezentując największe bezpośrednie badanie obrazujące planety olbrzymy. Wyniki analizy statystycznej sugerują, że planety nieco masywniejsze od Jowisza krążące po zewnętrznych orbitach wokół gwiazd wielkości Słońca są rzadkością.


Gemini Planet Imager (GPI), znajdujący się na Gemini South Telescope w Chile, może osiągnąć wysoki kontrast przy małych rozdzielczościach kątowych, umożliwiając bezpośrednie zobaczenie egzoplanet, w przeciwieństwie do metod pośrednich, które dominowały na tym polu, takich jak tranzyty i analiza prędkości radialnej. Ta druga metoda jest bardziej skuteczna w przypadku planet bliższych swoim gwiazdom macierzystym, podczas gdy instrument, taki jak GPI może znaleźć planety w regionach poza orbitą Jowisza.

Badacze podejrzewają, że w naszym Układzie Słonecznym Jowisz i Saturn wyrzeźbiły ostateczną architekturę, która wpływa na właściwości planet typu ziemskiego, takich jak Ziemia czy Mars, w tym na podstawowe elementy życia, takie jak dostarczenie wody, oraz wskaźniki oddziaływania. Układ planetarny posiadający jedynie planety typu ziemskiego, bez gazowych olbrzymów prawdopodobnie będzie bardzo różny od naszego, a to może mieć konsekwencje dla możliwości istnienia życia w innych częściach naszej galaktyki.

Spośród 300 gwiazd, których dane z przeglądu Gemini opublikowano, 123 jest ponad 1,5 raza masywniejszych od Słońca. Dane pokazują, że gospodarze wykrytych dotychczas egzoplanet należą do gwiazd o większej masie. To pomimo faktu, że biorąc pod uwagę różnicę między światłem gwiazdy i planety, olbrzymia planeta krążąca wokół gwiazdy podobnej do Słońca jest faktycznie łatwiejsza do zobaczenia.

Wyniki badań Gemini podnoszą temat, że inne układy planetarne różnią się od naszego własnego, pomimo założenia, że gazowe olbrzymy na zewnętrznych orbitach i skaliste światy na orbitach wewnętrznych byłyby dość standardowym wzorem. Zarówno GPIES jak i inne przeglądy poszukujące egzoplanet wskazują na rzadkość występowania planet olbrzymów wokół gwiazd tak małych, jak Słońce. Światy kilkakrotnie masywniejsze niż Jowisz i większe (GPIES nie jest wystarczająco czuły, aby wykryć planety o tak małej masie, jak Jowisz) krążą zwykle wokół gwiazd masywniejszych, niż Słońce. Nasz własny Jowisz na szerokiej orbicie może być zatem statystycznym odstępstwem, chociaż nie jest to jeszcze ustalone.

Artykuł opisuje obrazowanie sześciu planet i trzech brązowych karłów, z czułością na planety kilku mas Jowisza na odległościach orbitalnych porównywalnych z tymi poza Saturnem (na podstawie wcześniejszych modeli oczekiwano co najmniej 12 gazowych olbrzymów). Jedyną nieznaną wcześniej planetą była 51 Eridani b, którą odkryto za pomocą GPI już w 2014 r. Jest to gazowy olbrzym o masie 2,5 Jowiszów krążący po orbicie zbliżonej do Saturna wokół młodej gwiazdy odległej o 97 lat świetlnych od nas.

Inne przydatne znalezisko: brązowy karzeł oznaczony HR 2562 B, 30 razy masywniejszy, niż Jowisz na orbicie podobnej do Urana. Ten brązowy karzeł i pozostałe dwa obrazowane w badaniu rzuciły światło na formowanie się planeta kontra brązowy karzeł w szerokim rozdzieleniu od gwiazdy gospodarza. Podczas, gdy zakłada się, że gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego zapadania się dużych obłoków gazu i pyłu, uważa się, że planety uformowały się głównie poprzez akrecję jądra, ponieważ małe skaliste ciała ulegają kolizjom i gromadzeniu się masy.

Zatem nasz Układ Słoneczny najwyraźniej nie przypomina wielu innych układów, które zaobserwowaliśmy. Gazowe olbrzymy na zewnętrznych orbitach wydają się być bardziej powszechne wokół znacznie większych gwiazd. Zebranie katalogu gazowych olbrzymów w zewnętrznych układach innych sąsiednich gwiazd będzie wymagało czasu – to pokazuje, że nawet GPI nie może wykryć planet o masach jowiszowych na tych orbitach – ale GPIES jest początkiem tego procesu. Obserwacje w przeglądzie zakończyły się w styczniu badaniem 531. gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 czerwca 2019

Bezpośrednio z odległej planety: widmowe wskazówki do zagadkowego paradoksu

Cl Tau b to paradoksalna planeta, ale nowe badania dotyczące jej masy, jasności i zawartości tlenku węgla w atmosferze zaczynają odpowiadać na pytania, w jaki sposób tak duża planeta mogła się uformować wokół gwiazdy, która ma zaledwie 2 miliony lat.


Astronomowie przedstawili wyniki czteroletniej analizy spektroskopowej w bliskiej podczerwieni promieniowania z Cl Tau b, olbrzymiej egzoplanety krążącej po ciasnej orbicie wokół gwiazdy macierzystej w czasie 9 dni, znajdującej się o 450 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Byka.

Przez dziesięciolecia większość astronomów wierzyła, że planety olbrzymie, takie jak Jowisz i Saturn, tworzą się daleko od swoich gwiazd w czasie 10 mln lat lub więcej. Jednak odkrycie dziesiątek „gorących Jowiszy” doprowadziło do powstania nowych modeli teoretycznych, które opisują, w jaki sposób takie planety mogą się tworzyć.

Johns-Krull, prof. fizyki i astronomii i współautor pracy powiedział, że dzięki swojemu wiekowi, Cl Tau b stała się idealnym kandydatem do obserwacji z użyciem Immersion Grating Infrared Spectrograph (IGRINS), unikalnego instrumentu wysokiej rozdzielczości.

Ponieważ każdy pierwiastek i cząsteczka gwiazdy emituje światło o unikalnym zestawie długości fali, astronomowie mogą szukać określonych sygnatur lub linii widmowych, aby sprawdzić, czy pierwiastek jest obecny w odległej gwieździe lub planetach. Linie widmowe mogą również ujawnić temperaturę i gęstość gwiazdy oraz prędkość jej poruszania się.

Lisa Prato z Obserwatorium Lowella powiedziała, że zespół badaczy użył linii widmowych tlenku węgla, aby rozróżnić światło emitowane przez planetę od światła emitowanego przez pobliską gwiazdę.

„Wiele linii widmowych znajdujących się w planecie znajdziemy także w gwieździe. Gdyby zarówno planeta jak i gwiazda były stacjonarne, ich linie widmowe zlewałyby się ze sobą, a my nie bylibyśmy w stanie stwierdzić, co pochodziło od planety. Ale ponieważ planeta szybko okrąża gwiazdę, jej linie przesuwają się radykalnie w tę i z powrotem. Możemy odjąć linie gwiazdy i zobaczyć jedynie linie pochodzące od planety. I do tego możemy określić, jak jasna jest planeta w stosunku do gwiazdy, co mówi nam coś na temat tego, jak powstała” – powiedziała Prato.

To dlatego, że jasność gwiazdy lub planety zależy zarówno od jej wielkości, jak i temperatury.

Analiza linii widmowych tlenku węgla wykazała, że Cl Tau b ma masę 11,6 Jowiszów i jest około 134 razy słabsza, niż jej gwiazda macierzysta. Prato powiedziała, że dostarcza to mocnych dowodów na to, że planeta została uformowana w procesie „gorącego startu”, model teoretyczny, który opisuje, jak niestabilności grawitacyjne mogą tworzyć olbrzymie planety szybciej, niż modele tradycyjne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 czerwca 2019

Astrofizycy ogłaszają swoje odkrycie, które może napisać od nowa historię śmierci galaktyk

Allison Kirkpatrick, profesor fizyki i astronomii na Uniwersytecie w Kansas ogłosiła swoje odkrycie – „zimne kwazary” – galaktyki z dużą ilością zimnego gazu, które wciąż mogą produkować nowe gwiazdy pomimo tego, że w swoim centrum posiadają kwazara. Tym przełomowym odkryciem obala ona założenia dotyczące dojrzewania galaktyk i może reprezentować nieznaną dotąd fazę cyklu życia każdej galaktyki.


Kwazar, czyli „niby gwiazdowe źródło radiowe”, jest zasadniczo supermasywna czarną dziurą. Gaz opadający w kierunku kwazara w centrum galaktyki tworzy dysk akrecyjny, który może odrzucić zadziwiającą ilość energii elektromagnetycznej, często o jasności setek razy większej, niż typowa galaktyka. Tworzenie się kwazara zazwyczaj jest podobne do galaktycznej emerytury i od dawna uważa się, że sygnalizuje koniec zdolności galaktyki do tworzenia nowych gwiazd.

„Cały gaz, który gromadzi się w czarnej dziurze, jest podgrzewany i emituje promieniowanie rentgenowskie. Długość fali światła, którą emitujesz, odpowiada bezpośrednio twojej ciepłocie. Na przykład ty i ja emitujemy promieniowanie podczerwone. Ale coś, co emituje promieniowanie X, jest jedną z najgorętszych rzeczy we Wszechświecie. Gaz ten zaczyna akreować na czarną dziurę i rozpoczyna poruszanie się z relatywistycznymi prędkościami; jest też pole magnetyczne wokół tego gazu, które może zostać skręcone. W ten sam sposób, w jaki otrzymujemy rozbłyski słoneczne, dżety materii zostają uwolnione w górę przez linie pola magnetycznego i zostają wystrzelone z czarnej dziury. Dżety te zasadniczo odcinają dopływ gazu do galaktyki, więc nie ma już gazu, który mógłby spaść na galaktykę i utworzyć nowe gwiazdy. Po tym, jak galaktyka przestała formować gwiazdy mówi się, że jest to pasywna martwa galaktyka” – powiedziała Kirkpatrick.

Ale w przeglądzie Kirkpatrick około 10% galaktyk, które posiadają supermasywną czarną dziurę w swoim wnętrzu, miało zapas zimnego gazu pozostałego po wejściu w tę fazę i nadal tworzy gwiazdy.

Allison Kirkpatrick podejrzewała, że „zimne kwazary” w jej badaniu stanowiły krótki okres, który musi zostać uznany w końcowych fazach życia galaktyki.  

„Takie galaktyki są rzadkie, ponieważ znajdują się w fazie przejściowej – złapaliśmy je tuż przed wygaszeniem procesu formowania się gwiazd w galaktyce, a ten okres przejściowy powinien być bardzo krótki” – powiedziała Kirkpatrick.

Kirkpatrick najpierw zidentyfikowała interesujące obiekty w obszarze Sloan Digital Sky Survey (SDSS), najbardziej szczegółowej dostępnej cyfrowej mapie Wszechświata. W obszarze zwanym „Stripe 82”, Kirkpatrick i jej koledzy byli w stanie wizualnie zidentyfikować kwazary.

Następnie badacze przeanalizowali ten obszar za pomocą teleskopu XMM-Newton i zbadali go w promieniach X. Promieniowanie rentgenowskie jest kluczowym znakiem rosnących czarnych dziur. Potem przebadali go przy użyciu kosmicznego teleskopu Herschela w dalekiej podczerwieni, który może wykryć pył i gaz w galaktyce-gospodarzu. Naukowcy wybrali galaktyki, które mogli obserwować zarówno w promieniowaniu rentgenowskim jak i podczerwonym.

Kirkpatrick powiedziała, że jej odkrycia dają naukowcom nowe zrozumienie i szczegóły tego, w jaki sposób gaśnie formowanie się gwiazd w galaktykach i obala założenia dotyczące kwazarów.

Kolejnym krokiem astrofizyk będzie określenie, czy faza „zimnego kwazara” ma miejsce w charakterystycznej grupie galaktyk czy w każdej galaktyce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 czerwca 2019

Astronomowie określają masę małej czarnej dziury w centrum pobliskiej galaktyki

Jeżeli astronomowie chcą się dowiedzieć, jak powstają supermasywne czarne dziury, powinni zacząć badania od tych naprawdę małych.


Zespół astronomów odkrył, że czarna dziura w centrum pobliskiej galaktyki karłowatej, zwanej NGC 4395, jest około 40 razy mniejsza, niż wcześniej sądzono.

Obecnie astronomowie uważają, że supermasywne czarne dziury znajdują się w centrum każdej galaktyki tak masywnej, jak nasza Droga Mleczna lub masywniejszej. Ale są ciekawi także czarnych dziur w mniejszych galaktykach, takich jak NGC 4395. Znajomość masy czarnej dziury w NGC 4395 – i możliwość jej dokładnego pomiaru – może pomóc astronomom zastosować te techniki do innych czarnych dziur.

Aby określić masę czarnej dziury w NGC 4395, Elena Gallo z University of Michigan i jej współpracownicy zastosowali mapowanie pogłosu. Technika ta mierzy masę monitorując promieniowanie wyrzucane przez dysk akrecyjny otaczający czarną dziurę.  

Podczas, gdy promieniowanie przemieszcza się na zewnątrz z dysku akrecyjnego, przechodzi przez inny obłok materii dalej od czarnej dziury, który jest bardziej rozproszony niż dysk. Obszar ten jest nazywany regionem szerokopasmowym.

Gdy promieniowanie uderza w gaz w regionie szerokopasmowym, powoduje, że atomy w nim przechodzą przemianę. Po przejściu promieniowania atom powraca do poprzedniego stanu. Astronomowie mogą obrazować to przejście, które przejawia się w postaci błysku.

Mierząc, ile czasu potrzeba, aby promieniowanie dysku akrecyjnego uderzyło w obszar szerokopasmowy i wywołało te błyski, astronomowie mogą oszacować, jak daleko od czarnej dziury znajduje się ten obszar. Wykorzystując te informacje, mogą obliczyć masę czarnej dziury. Naukowcy uważają, że odległość obszaru zależy od masy czarnej dziury.

Wykorzystując dane z Obserwatorium MDM, astronomowie obliczyli, że potrzeba około 83 minuty, +/- 14 minut, aby promieniowanie dotarło z dysku akrecyjnego do regionu szerokopasmowego. Aby obliczyć masę czarnej dziury, musieli również zmierzyć prędkość wewnętrzną regionu szerokopasmowego, czyli prędkość, z jaką obłok porusza się pod wpływem grawitacji czarnej dziury. W tym celu wykorzystali spektrometr GMOS zamontowany na teleskopie GEMINI North.

Znając tę liczbę, prędkość regionu szerokopasmowego, prędkość światła i tzw. stałą grawitacyjną, astronomowie byli w stanie stwierdzić, że masa czarnej dziury była około 10 000 razy większa od masy Słońca – ok. 40 razy mniejsza, niż wcześniej sądzono. Jest to również najmniejsza czarna dziura znaleziona dzięki mapowaniu pogłosu.

Informacje te mogą również pomóc astronomom zrozumieć, w jaki sposób duże czarne dziury kształtują galaktyki, w których się znajdują. Pole zwane informacją zwrotną czarnej dziury bada, w jaki sposób czarne dziury wpływają na właściwości swojej galaktyki-gospodarza na znacznie większą skalę, niż ich przyciąganie grawitacyjne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 czerwca 2019

Detekcja silnych wiatrów napędzanych przez supermasywną czarną dziurę

Supermasywne czarne dziury w centrach wielu galaktyk wydają się mieć podstawowy wpływ na ich ewolucję. Dzieje się tak w fazie, w której czarna dziura pochłania materię macierzystej galaktyki z bardzo dużą szybkością, nabierając masy. Podczas tej fazy mówimy, że galaktyka ma aktywne jądro galaktyczne – AGN.


Wpływ tej akrecji na galaktykę gospodarza jest znany jako sprzężenie zwrotne AGN, a jedną z jej właściwości są wiatry galaktyczne: gaz ze środka galaktyki napędzany przez energię uwalnianą przez aktywne jądro. Wiatry te mogą osiągać prędkości dochodzące tysięcy km/s i w najbardziej energetycznych AGN, na przykład kwazarach mogą oczyścić centra galaktyk, hamując tworzenie nowych gwiazd. Wykazano, że ewolucja formowania się gwiazd w kosmologicznych skalach czasowych nie może być wyjaśniona bez istnienia mechanizmu regulacji.

Aby zbadać wiatry w kwazarach, wykorzystano spektrograf w podczerwieni EMIR zamontowany na Gran Telescopio Canarias (GTC). EMIR to instrument przeznaczony do badania poprzez analizę światła podczerwonego, najzimniejszych i najbardziej odległych obiektów we Wszechświecie.

Dane uzyskane od momentu uruchomienia EMIR zostały wykorzystane do stworzenia kilku artykułów naukowych, z których ostatnie to badanie przyćmionego kwazara J1509+0434, który znajduje się w lokalnym Wszechświecie i jest analogiczny do bardziej odległych i znacznie liczniejszych kwazarów, w których sprzężenie zwrotne AGN musi w znaczący sposób wpływać na powstawanie nowych gwiazd.

Na podstawie nowych danych uzyskanych z EMIR zespół odkrył, że zjonizowany wiatr jest szybszy, niż wiatr molekularny i osiąga prędkości dochodzące do 1200 km/s. Jednak to wiatr molekularny opróżnia gazowe zbiorniki galaktyki (do 176 mas Słońca rocznie).

Następnym krokiem jest obserwacja kompletnej próbki zasłoniętych pobliskich kwazarów za pomocą EMIR, aby zbadać ich zjonizowane i molekularne wiatry. Naukowcy chcą także zbadać populacje gwiazdowe ich macierzystych galaktyk. Pozwoli im to bezpośrednio potwierdzić wpływ sprzężenia zwrotnego AGN na ewolucję galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 czerwca 2019

Chłodny, mglisty pierścień wokół supermasywnej czarnej dziury Drogi Mlecznej

Nowe obserwacje ALMA ujawniły niespotykany dotąd dysk chłodnego, międzygwiazdowego gazu owiniętego wokół supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w Drodze Mlecznej. Ten mgławicowy dysk daje astronomom nowe spojrzenie na działanie akrecji: ściąganie materii na powierzchnię czarnej dziury.


Przez dziesięciolecia badań astronomowie opracowali wyraźniejszy obraz chaotycznej i zatłoczonej okolicy otaczającej supermasywną czarną dziurę w centrum Drogi Mlecznej. Nasze centrum galaktyczne znajduje się około 26 000 lat świetlnych od Ziemi, a supermasywna czarna dziura, znana jako Sagittarius A* ma masę 4 mln razy większą niż Słońce.

Teraz wiemy, że region ten jest pełen wędrujących gwiazd, międzygwiezdnych obłoków pyłu i dużego rezerwuaru zarówno fenomenalnie gorących, jak i stosunkowo zimniejszych gazów. Oczekuje się, że gazy te krążą wokół czarnej dziury po ogromnym dysku akrecyjnym, który rozciąga się na kilka dziesiątych roku świetlnego od jej horyzontu zdarzeń.

Do tej pory jednak astronomowie byli w stanie sfotografować tylko cieniutką, gorącą część przepływu tego gazu akrecyjnego, który tworzy z grubsza sferyczny przepływ i nie wykazywał oczywistej rotacji. Jego temperatura jest szacowana na 10 mln stopni C, czyli ok. ⅔ temperatury w centrum Słońca. W tej temperaturze gaz jasno świeci w promieniach X, w odległości około 1/10 roku świetlnego od czarnej dziury, co umożliwia jego badanie przez kosmiczne teleskopy rentgenowskie.

Oprócz tego gorącego, świecącego gazu, poprzednie obserwacje z użyciem teleskopów obserwujących na falach milimetrowych, wykryły ogromny magazyn stosunkowo chłodnego wodoru w stanie gazowym (ok. 10 000 stopni C) w odległości kilku lat świetlnych od czarnej dziury. Udział tego chłodnego gazu na przepływ akrecyjny na czarną dziurę był dotąd nieznany.

Chociaż nasza czarna dziura w galaktycznym centrum jest stosunkowo cicha, promieniowanie wokół niej jest wystarczająco silne, aby spowodować, że atomy wodoru stale tracą i rekombinują swoje elektrony. Ta rekombinacja wytwarza charakterystyczny sygnał o długości fali milimetrowej, który jest w stanie dotrzeć do Ziemi z bardzo małymi stratami w trakcie podróży.

Dzięki niezwykłej czułości i potężnej zdolności dostrzegania drobnych szczegółów, ALMA była w stanie wykryć ten słaby sygnał radiowy i stworzyć pierwszy w historii obraz chłodnego dysku gazowego oddalony zaledwie o 1/100 roku świetlnego od supermasywnej czarnej dziury. Obserwacje te umożliwiły astronomom zarówno mapowanie lokalizacji, jak i śledzenie ruchu tego gazu. Naukowcy szacują, że ilość wodoru w tym chłodnym dysku stanowi ok. 1/10 masy Jowisza.

Mapując przesunięcie długości fali tego promieniowania radiowego wywołane efektem Dopplera, astronomowie mogą wyraźnie zobaczyć, że gaz rotuje wokół czarnej dziury. Informacje te dostarczą nowego wglądu na temat sposobów, w jakie czarne dziury pochłaniają materię i złożonej interakcji pomiędzy czarną dziurą a jej galaktycznym sąsiedztwem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

1 czerwca 2019

„Zakazana” planeta odnaleziona na „Pustyni Neptunowej”

Dzięki międzynarodowej współpracy astronomów została odkryta egzoplaneta mniejsza od Neptuna, posiadająca własną atmosferę, na Pustyni Neptunowej.


Odkrycia dokonano dzięki przeglądowi Next-Generation Transit Survey (NGTS) znajduje się w Obserwatorium Paranal ESO w samym sercu pustyni Atacama w Chile. 

NGTS-4b, również przez naukowców nazywana „zakazaną planetą”, jest planetą mniejszą od Neptuna, ale trzykrotnie większą od Ziemi i znajduje się w odległości 920 lat świetlnych od nas.

Planeta ma masę 20 Ziem i promień 20% mniejszy od Neptuna z temperaturą 1000 stopni Celsjusza. Okrąża gwiazdę w czasie zaledwie 1,3 dnia. Jest to pierwsza tego typu egzoplaneta odnaleziona na Pustyni Neptunowej.

Pustynia Neptunowa to taki region wokół gwiazdy, w którym nie znaleziono planet wielkości Neptuna. Obszar ten jest narażony na silne promieniowanie od gwiazdy, co oznacza, że planety nie zachowują swojej gazowej atmosfery podczas odparowania, pozostawiając jedynie skaliste jądro. NGTS-4b jednak wciąż posiada swoją gazową atmosferę.

Szukając nowych egzoplanet, astronomowie poszukują spadku jasności w blasku gwiazdy – planeta krążąc wokół gwiazdy blokuje jej światło. Jasność zazwyczaj spada o 1% i więcej informacji jest zbieranych w wynikach wyszukiwania naziemnego, ale teleskopy NGTS mogą uchwycić spadek jasności o zaledwie 0,2%. 

Naukowcy są przekonani, że planeta mogła niedawno – w ciągu ostatniego miliona lat – przenieść się na Pustynię Neptunową lub była bardzo duża i jej atmosfera nadal paruje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

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