29 sierpnia 2019

Gaia rozplątuje gwiezdne sznury Drogi Mlecznej

Zgodnie z nowymi badaniami danych pochodzących z Gaia gwiezdne „rodzeństwo” woli trzymać się razem w długotrwałych, podobnych do sznurów grupach, zamiast opuszczać miejsce swoich narodzin młodo, jakby tego oczekiwano.


Badanie rozmieszczenia i historii gwiezdnych mieszkańców naszej galaktyki jest szczególnie trudne, ponieważ wymaga od astronomów określenia wieku gwiazd. Nie jest to wcale trywialne, ponieważ „przeciętne” gwiazdy o podobnej masie, ale w różnym wieku, wyglądają bardzo podobnie.

Aby dowiedzieć się, kiedy gwiazda się uformowała, astronomowie muszą spojrzeć na populacje gwiazd, które prawdopodobnie powstały w tym samym czasie – ale wiedza o tym, które gwiazdy są rodzeństwem, stanowi kolejne wyzwanie, ponieważ gwiazdy niekoniecznie przebywają długo w gwiezdnych żłobkach, w których powstały.

„Aby zidentyfikować, które gwiazdy powstały razem, szukamy gwiazd poruszających się podobnie, ponieważ wszystkie gwiazdy, które powstały w tym samym obłoku lub gromadzie, poruszałyby się w podobny sposób” – mówi Marina Kounkel z Western Washington University w USA i główna autorka nowego badania.

„Wiedzieliśmy o kilku takich ‘współporuszających się” gromadach gwiazd w pobliżu Układu Słonecznego, ale Gaia umożliwiła nam szczegółowe zbadanie Drogi Mlecznej na znacznie większe odległości, ukazując znacznie więcej takich grup.”

Marina wykorzystała dane z drugiego wydania Gai, aby prześledzić strukturę i aktywność gwiazdotwórczą dużego fragmentu przestrzeni otaczającej Układ Słoneczny i zbadać, jak to się zmieniło w czasie. Ta publikacja danych z kwietnia 2018 r. podaje ruchy i pozycje ponad miliarda gwiazd z niespotykaną precyzją.

Analiza danych z Gaia pokazała prawie 2000 niezidentyfikowanych wcześniej gromad i współporuszających się grup gwiazd w odległości do ok. 3000 lat świetlnych od nas – około 750 razy dalej, niż odległość do Proxima Centauri, najbliższej Słońcu gwiazdy. Badanie określiło także wiek setek tysięcy gwiazd, umożliwiając śledzenie gwiezdnych „rodzin” i odkrywanie ich zaskakujących aranżacji.

„Około połowa tych gwiazd znajduje się w długich, podobnych do sznurów układach, które odzwierciedlają cechy obecne w gigantycznych obłokach ich narodzin” – dodaje Marina.

„Ogólnie sądziliśmy, że młode gwiazdy mogły opuścić miejsca swojego urodzenia zaledwie kilka milionów lat po powstaniu, całkowicie tracąc więzi ze swoją pierwotną rodziną – ale wydaje się, że gwiazdy mogą pozostać blisko rodzeństwa nawet przez kilka miliardów lat.”

Wydaje się, że sznury są również zorientowane w określony sposób w odniesieniu do ramion spiralnych naszej galaktyk – coś, co zależy od wieku gwiazd w sznurze. Jest to szczególnie widoczne w przypadku najmłodszych sznurów, zawierających gwiazdy młodsze niż 100 mln lat, które zwykle są ustawione pod kątem prostym do spiralnego ramienia najbliższego naszemu Układowi Słonecznemu.

Astronomowie podejrzewają, że starsze sznury gwiazd musiały być prostopadłe do ramion spiralnych istniejące podczas formowania się tych gwiazd, które zostały przetasowane w ciągu ostatnich miliardów lat.

„Bliskość i orientacja najmłodszych sznurów względem współczesnych ramion spiralnych Drogi Mlecznej pokazuje, że starsze sznury są ważnym ‘skamieniałym zapisem’ spiralnej struktury naszej galaktyki” – mówi współautor Kevin Covey, również z Western Washington University, USA.

„Natura ramion spiralnych jest wciąż przedmiotem dyskusji, a werdykt, czy są to stabilne czy dynamiczne konstrukcje nie został jeszcze ustalony. Badanie tych starszych sznurów pomoże nam zrozumieć, czy ramiona są w większości statyczne, czy też poruszają się, rozpraszają i ponownie formują w ciągu kilkuset milionów lat – mniej więcej tyle, ile zajmuje Słońcu okrążenie kilka razy centrum Galaktyki.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 sierpnia 2019

Odkryto olbrzymią planetę na bardzo wydłużonej orbicie wokół jej gwiazdy

Astronomowie z University of Texas wraz z kolegami z Caltech i innych uczelni odkryli planetę trzykrotnie większą niż Jowisz, która porusza się długą, jajowatą trajektorią wokół swojej gwiazdy. Gdyby w jakiś sposób planeta ta znalazła się w naszym Układzie Słonecznym, jej orbita sięgałaby poza pas planetoid, za orbitę Neptuna. Inne olbrzymie planety na wysoce eliptycznych orbitach zostały znalezione wokół innych gwiazd, ale żaden z tych światów nie znajdował się w tak bardzo zewnętrznych obszarach swoich układów słonecznych, jak ten.


„Planeta ta nie jest podobna do planet w naszym Układzie Słonecznym, ale co więcej, nie jest podobna do żadnej innej odkrytej dotąd egzoplanety” – mówi Sarah Blunt z Caltech, główna autorka badania, które wkrótce zostanie opublikowane w czasopiśmie Astronomical Journal.

„Ta nowa egzoplaneta jest ekstremalna i bardzo interesująca pod wieloma względami. Ma rekordowo długi okres orbitalny wynoszący ponad 50 lat, który jest znacznie dłuższy, niż w przypadku innych planet wykrywanych tą techniką. I krąży wokół gwiazdy na bardzo wydłużonej orbicie o kształcie jajka. Musiało się wydarzyć coś dramatycznego, aby zmienić kształt jej orbity” – mówi współautor Michael Endl z McDonald Observatory.

„Uważamy, że planety zwykle formują się na bardzo kołowych orbitach, które później mogą ulec zmianie w wyniku interakcji z dyskiem protoplanetarnym wraz z innymi planetami, a nawet bliskimi przelotami innych gwiazd. Niektóre bliskie spotkania z inną masywną planetą mogło rzucić ją na jej wydłużoną orbitę wokół gwiazdy” – wyjaśnia.

Planeta została odkryta za pomocą metody pomiaru prędkości radialnej, dzięki której wykrywa się nowe światy, śledząc, jak ich gwiazdy macierzyste „kołyszą się” pod wpływem holownika grawitacyjnego planet. Jednak analizy tych danych zwykle wymagają obserwacji prowadzonych przez cały okres orbitalny planety. W przypadku planet krążących daleko od swoich gwiazd może to być trudne: pełna orbita może potrwać dekady, a nawet stulecia.

McDonald Observatory Planet Search, prowadzony przez Billa Cochrana, jest jedną z niewielu grup obserwujących gwiazdy w skali dziesięcioleci, czasie niezbędnym do wykrywania długich okresów orbitalnych egzoplanet metodą pomiaru prędkości radialnej.

Astronomowie obserwują gwiazdę macierzystą, zwaną HR 5183, od lat 90. XX wieku, ale nie mają danych odpowiadających jednemu pełnemu obiegowi planety, zwanej HR 5183 b. To dlatego, że okrąża swoją gwiazdę mniej więcej co 45 do 100 lat. Zamiast tego zespół znalazł planetę z powodu jej dziwnej orbity.

„Przez prawie 20 lat nasze dane nie wykazały żadnych oznak planetarnego towarzysza wokół tej gwiazdy. A potem zaobserwowaliśmy ‘procę’, która trwała tylko około dwóch lat” – mówi Endl, odnosząc się do zbliżenia się planety do gwiazdy i oddalenia się od niej.

„Gdybyśmy przestali obserwować gwiazdę po 15 latach, stracilibyśmy ją. Zastanawiam się, ile innych gwiazd ma masywne planety na takich orbitach procy a zwykle je gubimy” – mówi Endl.

Nowe odkrycia pokazują, że można zastosować metodę pomiaru prędkości radialnej do wykrywania innych odległych planet bez czekania przez dziesięciolecia. Naukowcy sugerują, że szukanie większej liczby planet, takich jak ta, można wyjaśnić rolę planet olbrzymów w kształtowaniu ich układów planetarnych.

Planety kształtują się z dysków materii pozostałej po formowaniu się gwiazd. Oznacza to, że planety powinny startować z płaskich, kołowych orbit. Aby nowo odkryta planeta znajdowała się na tak ekscentrycznej orbicie, musiała otrzymać grawitacyjne kopnięcie od jakiegoś innego obiektu. Według naukowców najbardziej prawdopodobny scenariusz jest taki, że planeta miała kiedyś sąsiada o podobnej wielkości. Kiedy obie planety zbliżyły się do siebie wystarczająco, ich silne oddziaływanie grawitacyjne wyrzuciło jedną planetę całkowicie z układu, a HR 5183 b została prawie wyrzucona, co spowodowało, że ma tak ekscentryczną orbitę.

Odkrycie to pokazuje, że nasze rozumienie egzoplanet wciąż ewoluuje. Naukowcy nadal znajdują światy, które nie są podobne do niczego w naszym Układzie Słonecznym lub w układach planetarnych, które już odkryliśmy.

„Aby zrozumieć układy planetarne w całej naszej galaktyce, należy znaleźć i zbadać przykłady pełnego zakresu możliwych układów. Podczas gdy statki kosmiczne znalazły tysiące układów, systemy takie jak HR 5183 raczej nie zostały znalezione przez przeszłe lub obecne misje. Nasza naziemna astronomia egzoplanet nie tylko rozszerza i udoskonala wyniki badań misji, ale także poszerza ogólne możliwości wyszukiwania i badania egzoplanet” – mówi Phillip MacQueen, lider technologii i obserwator w McDonald Observatory Planet Search.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 sierpnia 2019

Hologramy czarnej dziury

Zespół badaczy zaproponował nowatorskie ramy teoretyczne, których eksperyment można by przeprowadzić w laboratorium, w celu lepszego zrozumienia fizyki czarnych dziur. Projekt ten może rzucić światło na podstawowe prawa rządzące kosmosem zarówno na niewyobrażalnie małej, jak i ogromnej skali.


Niedawno świat wstrzymał oddech, gdy opublikowano pierwsze obrazy czarnej dziury wykonane za pomocą Teleskopu Horyzontu Zdarzeń. A ściślej mówiąc, zdjęcia przedstawiające jasny okrąg, zwany pierścieniem Einsteina, stworzony przez światło, które ledwie uciekło od śmiertelnego pojmania przez ogromną grawitację czarnej dziury. Ten pierścień światła był spowodowany faktem, że zgodnie z ogólną teorią względności sama czasoprzestrzeń staje się tak zniekształcona przez masę czarnej dziury, że działa jak ogromna soczewka.

Niestety, nasze rozumienie czarnych dziur pozostaje niekompletne, ponieważ OTW – która jest używana do opisu praw natury w skali gwiazd i galaktyk – nie jest obecnie kompatybilna z mechaniką kwantową, naszą najlepszą teorią dotyczącą działania Wszechświata na bardzo małych skalach. Ponieważ czarne dziury z definicji mają ogromną masę ściśniętą w niewielką przestrzeń, pogodzenie tych szalenie udanych, ale dotąd sprzecznych teorii jest konieczne, aby je zrozumieć.

Jednym z możliwych sposobów rozwiązania tej zagadki jest teoria strun, która utrzymuje, że cała materia składa się z bardzo małych wibrujących strun. Jedna wersja tej teorii przewiduje zgodność pomiędzy prawami fizyki, które postrzegamy w naszych znanych czterech wymiarach (trzy wymiary przestrzeni plus czas), a strunami w przestrzeni w dodatkowym wymiarze. Czasami nazywa się to „dualnością holograficzną”, ponieważ przypomina dwuwymiarową holograficzną płytę, która przechowuje wszystkie informacje o obiekcie 3D.

W nowo opublikowanych badaniach autorzy Koji Hashimoto (Uniwersytet Osaka), Keiju Murata (Uniwersytet Nihon) i Shunichiro Kinoshita (Uniwersytet Chuo) stosują tę koncepcję, aby pokazać, w jaki sposób powierzchnia kuli o dwóch wymiarach może być wykorzystana w stołowym eksperymencie do modelowania czarnej dziury w trzech wymiarach. W tym układzie światło emitujące ze źródła w jednym punkcie kuli jest mierzone w innym, co powinno pokazywać czarną dziurę jeżeli sferyczny materiał pozwala na holografię.

„Holograficzny obraz symulowanej czarnej dziury zaobserwowany w tym eksperymencie na stole, może służyć jako wejście do kwantowej grawitacji” – mówi autor Hashimoto. Naukowcy obliczyli również promień pierścienia Einsteina, który zostałby zaobserwowany, gdyby teoria była poprawna.

„Mamy nadzieję, że ten projekt wskazuje drogę do lepszego zrozumienia tego, jak naprawdę działa nasz Wszechświat na poziomie podstawowym” – mówi autor Keiju Murata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 sierpnia 2019

Wykrywanie łączących się galaktyka

Ponad 30 lat temu satelita na podczerwień Infrared Astronomy Satellite odkrył, że Wszechświat zawiera wiele niezwykle jasnych galaktyk, niektóre ponad tysiąc razy jaśniejsze, niż Droga Mleczna, ale które są praktycznie niewidoczne na optycznych długościach fal. Galaktyki te są zasilane przez wybuchy pochodzące od formujących się gwiazd zakopanych głęboko w obłokach gazu i pyłu. Pył pochłania promieniowanie UV, świecąc na długościach fal podczerwonych. W wielu przypadkach nadpobudliwość wywołana była zderzeniem galaktyk, które ułatwiło zapadanie się gazu międzygwiezdnego w nowe gwiazdy.


Kolizje między galaktykami są powszechne. Rzeczywiście, większość galaktyk prawdopodobnie brała udział w jednym lub kilku spotkaniach podczas swojego życia, co czyni te interakcje ważną fazą w ewolucji galaktyk i powstawaniu gwiazd we Wszechświecie. Na przykład Droga Mleczna jest związana grawitacyjnie z galaktyką Andromedy i zbliża się do niej z prędkością ok. 50 km/s; spodziewamy się spotkania za ok. 1 mld lat. We Wszechświecie lokalnym ok. 5% galaktyk jest obecnie połączonych, a połączenia zwykle łatwo można zidentyfikować na podstawie widocznych zniekształceń morfologicznych, jakie wywołują, takich jak ogony pływowe szybujące z dysków galaktycznych.

Nie wszystkie galaktyki świecące w podczerwieni wykazują jednak takie zniekształcenia, a kwestia identyfikacji (i klasyfikacji) połączeń staje się szczególnie problematyczna w badaniach wcześniejszych kosmicznych epok, gdy tempo formowania się gwiazd było znacznie wyższe, niż obecnie, a także gdy tempo łączenia się galaktyk było również wyższe. Ale galaktyki w odległym kosmosie są zbyt oddalone, aby wykryć sygnatury przestrzenne, takie jak ramiona pływowe (przynajmniej przy pomocy obecnych teleskopów). Możliwe jest, że inne procesy poza powstawaniem gwiazd wywołanym przez zderzenie zapalają niektóre z tych jasnych galaktyk, na przykład akrecja supermasywnych czarnych dziur może emitować duże ilości promieniowania UV. Z powodu takich przypadków oszacowania formowania się gwiazd we wczesnym Wszechświecie na podstawie samych pomiarów jasności mogą być niepoprawne.

Lars Hernquist, astronom z CfA jest pionierem w rozwoju komputerowych symulacji łączących się galaktyk. Kilka lat temu wraz z zespołem współpracowników stworzył nową ogromną symulację powstawania i ewolucji galaktyk we Wszechświecie, zwaną Ilustris. W nowym artykule bazującym na symulacjach Ilustris obrazowania łączących się galaktyk, astronomowie przedstawiają sposób, który pomoże zidentyfikować kiedy obrazowane układy się łączą. Stworzyli około miliarda syntetycznych zdjęć z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Jamesa Webba z symulowanych połączeń, a następnie szukali wspólnych morfologicznych wskaźników łączenia się. Opracowali algorytm, który z powodzeniem zidentyfikował zderzenia na poziomie ok. 70%  kompletności aż do wieku, w którym Wszechświat miał zaledwie 2 mld lat. Wyniki algorytmu wskazały, że cechy przestrzenne związane ze zgrubieniami centralnymi były najważniejsze przy wyborze przeszłych połączeń, podczas gdy podwójne jądra i asymetrie były najważniejsze przy wyborze przyszłych połączeń. Nowy algorytm będzie szczególnie cenny w przypadku zastosowania do przyszłych obrazów z JWST bardzo odległych połączeń.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 sierpnia 2019

Skalista egzoplaneta wielkości Ziemi nie ma atmosfery

Astronomowie przeszukali skalistą, podobną do Ziemi egzoplanetę w poszukiwaniu oznak atmosfery – i nie znaleźli jej.


Już wcześniej wykrywano atmosfery na innych planetach, znacznie większych niż nasza własna, w tym na kilku gorących Jowiszach czy pod-Neptunach, z których wszystkie są zbudowane głównie z lodu i gazu. Ale po raz pierwszy naukowcy byli w stanie ustalić, czy planeta rozmiarów Ziemi i typu ziemskiego, poza naszym Układem Słonecznym, ma atmosferę.

Omawiana planeta, LHS 3844b, została odkryta w 2018 roku przez satelitę TESS a jej wielkość oceniono na 1,3 rozmiaru Ziemi. Planeta okrąża swoją gwiazdę w ciągu zaledwie 11 godzin, co czyni ją jedną z najszybciej orbitujących znanych egzoplanet. Sama gwiazda jest chłodnym, małym karłem typu M, który znajduje się zaledwie 49 lat świetlnych od Ziemi.

W artykule opublikowanym w Nature zespół donosi, że LHS 3844b prawdopodobnie nie ma ani gęstej atmosfery podobnej do wenusjańskiej, ani cienkiej, podobnej do ziemskiej. Zamiast tego planeta jest bardziej podobna do Merkurego – płonąca, naga skała. Jeżeli kiedykolwiek istniała atmosfera, to wg naukowców promieniowanie gwiazdy prawdopodobnie ją rozbiło na wczesnym etapie powstawania planety.

Czy jakakolwiek forma życia mogłaby przetrwać na tak jałowym pustkowiu? Daniel Koll, współautor pracy oraz jego koledzy twierdzą, że jest to niezwykle mało prawdopodobne, ponieważ brak atmosfery spowodowałby natychmiastowe ugotowanie się wszelkich organizmów na planecie. Ale to nie znaczy, że inne planety typu ziemskiego także są bez atmosfery.

W 2018 roku LHS 3844b była pierwszym pozasłonecznym światem potwierdzonym przez TESS, satelitę, który monitoruje tysiące najbliższych, najjaśniejszych gwiazd, pod kątem tranzytów – okresowych spadków jasności w świetle gwiazd, które mogłyby sygnalizować planetę przechodzącą przed jej tarczą, chwilowo blokując jej światło.

Laura Kreidberg, główna autorka pracy z CfA i jej zespół oznaczyli LHS 3844b jako idealne laboratorium, ponieważ jej gwiazda jest jasna i znajduje się w pobliżu, a więc źródło, na podstawie którego naukowcy mogliby szczegółowo zbadać planetę. Ponieważ LHS 3844b znajduje się bardzo blisko swojej gwiazdy, a zatem jest niesamowicie gorąca, Kreidberg i Koll uznali, że powinna oddać wystarczającą ilość ciepła, aby odsłonić wskazówki, czy ma atmosferę.

LHS 3844b jest ciągle zwrócona jedną stroną do swojej gwiazdy, tak jak Księżyc do Ziemi. Gdyby istniała atmosfera, cyrkulowała by ciepło na całej planecie, a ciepło emitowane zarówno przez dzienną jak i nocną stronę byłoby mniej więcej takie samo. W przypadku braku atmosfery strona dzienna byłaby znacznie gorętsza niż nocna.

Gdy planeta krąży wokół swojej gwiazdy, obserwator widzi różne jej twarze. Kiedy wyłania się zza swojej gwiazdy, dzienna strona planety jest odsłonięta. Następnie, przechodząc przed gwiazdą, planeta obraca się, aby pokazać swoją nocną stronę, po czym wraca, aby odsłonić swoją dzienną stronę, po czym ponownie przechodzi za gwiazdę.

Naukowcy doszli do wniosku, że gdyby mogli mierzyć ciepło wydzielane przez różne twarze planety w czasie jej orbitowania wokół gwiazdy, mogliby określić różnice temperatur między stroną dzienną i nocną, a ostatecznie, czy planeta ma atmosferę.

Aby przetestować ten pomysł, zespół użył teleskopu Spitzera, instrumentu mierzącego promieniowanie podczerwone lub cieplne, i skierował go w stronę LHS 3844b na czas 100 godzin, przechwytując łącznie około 10 okrążeń planety. Mierzyli ciepło wydzielane przez różne twarze planety na każdym okrążeniu.

Na podstawie tych pomiarów naukowcy obliczyli, że po dziennej stronie panuje ogromna temperatura 1000 K a na nocnej wynosi zaledwie 0 K. Drastyczna różnica temperatur wskazuje, że planeta nie ma gęstej, przypominającej wenusjańską, atmosfery, która równomiernie rozprowadzałaby temperaturę po planecie.

Zespół przeprowadził symulację różnych scenariuszy obejmujących cieńsze atmosfery o różnym składzie, ale odkrył, że żaden z nich nie wytwarzał rozkładu ciepła, który by pasował do ich obserwacji, co wskazuje, że planeta również nie ma cienkiej atmosfery podobnej do ziemskiej.

Był jeden scenariusz, w którym wyjątkowo cienka atmosfera, podobna do marsjańskiej, mogła wytworzyć drastyczną różnicę temperatur na planecie. Zespół odkrył jednak, że jest mało prawdopodobne, aby tak cienka atmosfera pozostała stabilna, ponieważ promieniowanie gwiazdy szybko rozdmuchało by wszelkie śladowe gazy otaczające planetę.

Naukowcy doszli do wniosku, że LHS 3844b jest zasadniczo super gorącą, nagą skałą. Ale jaka to może być skała? W ostatnim kroku zespół starał się określić jej skład, mierząc albedo. Jak wiemy na Ziemi, różne minerały odbijają światło w różnym stopniu – bazalt, który jest czarną, zestaloną lawą, odbija bardzo mało światła, podczas gdy jaśniejsze skały, takie jak granit, zawierające minerały, takie jak kwarc, mają wyższy współczynnik odbicia. Zespół zmierzył stosunek jasności gwiazdy do jasności planety, aby obliczyć współczynnik albedo planety.

Chociaż grupa doszła do wniosku, że na LHS 3844b nie ma atmosfery – a zatem i życia – twierdzą, że może nie być tak samo w przypadku podobnych egzoplanet typu ziemskiego, krążących wokół chłodnych karłów typu M. Mają nadzieję, że zastosują swoją technikę na innych skalistych egzoplanetach, w tych, które krążą dalej od swoich gwiazd i mają większe szanse na zachowanie atmosfery.

„Atmosfery pomagają chronić życie i osłaniać je przed promieniowaniem UV. Byłabym podekscytowana wykryciem atmosfery na planecie, nawet jeśli jest ona trochę za gorąca lub za zimna, ponieważ to by nam powiedziało, że niektóre ziemskie egzoplanety mogą mieć atmosferę i prawdopodobnie gdzieś tam będzie to odpowiednia temperatura, która byłaby w stanie utrzymać płynną wodę” – mówi Kreidberg.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 sierpnia 2019

Pozostałości planet przetrwały wystarczająco długo, aby "dostroić się" do fal radiowych

Sygnały pochodzące głównie od zniszczonych planet mogą być usłyszane miliony lat później na Ziemi, dostarczając ważnych informacji na temat wieku układów planetarnych. W nowym badaniu naukowcy wykorzystali modele statystyczne do ustalenia najlepszych kandydujących układów gwiazdowych do rozpoczęcia poszukiwań pozostałości takich planet.


Opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society badanie ocenia, w jakim stopniu planety mogą przetrwać, gdy okrążają białe karły. Gwiazdy te są na końcu cyklu życia i spaliły już całe swoje paliwo oraz zrzuciły swoje warstwy zewnętrzne, niszcząc pobliskie obiekty i usuwając zewnętrzne warstwy z planet. Naukowcy ustalili, że jądra, które pozostały z tych planet mogą przetrwać wystarczająco długo, aby można je było wykrywać z Ziemi.

Pierwsza potwierdzona egzoplaneta została odkryta w latach ‘90 przez Aleksandra Wolszczana, profesora astronomii i astrofizyki na Penn State University, przy użyciu metody wykrywania fal radiowych emitowanych z gwiazdy. Na podstawie wyników obecnych badań naukowcy planują obserwować białe karły na podobnej częstotliwości spektrum pola elektromagnetycznego w nadziei na znalezienie resztek planety.

Pole magnetyczne między białym karłem a krążącym wokół niego jądrem planetarnym może tworzyć obwód emitujący promieniowanie w postaci fal radiowych, które można wykryć za pomocą radioteleskopów na Ziemi.

Jednak naukowcy musieli ustalić, jak długo te jądra mogą przetrwać po usunięciu zewnętrznych warstw planety. Ich modelowanie pokazało, że w wielu przypadkach jądra planet mogą przetrwać ponad 100 mln lat a nawet 1 mld lat.

„Wykorzystaliśmy wyniki tej pracy jako wytyczne dla projektów radiowych poszukiwań jąder planetarnych krążących wokół białych karłów. Biorąc pod uwagę istniejące dowody obecności szczątków planetarnych wokół wielu z nich, uważamy, że nasze szanse na ekscytujące odkrycia są całkiem spore” – mówi Wolszczan.

„Jądro zbyt blisko białego karła zostanie zniszczone przez siły pływowe, a jądro znajdujące się za daleko nie będzie wykrywalne. Ponadto, jeżeli pole magnetyczne byłoby zbyt silne, pchnęło by jądro do białego karła, niszcząc je. Dlatego powinniśmy szukać planet krążących wokół białych karłów o słabszych polach magnetycznych w odległości między 3 promienie Słońca a odległość Merkury-Słońce” – powiedział Dimitri Veras z Wydziału Fizyki Uniwersytetu Warwick, który kierował badaniami.

„Odkrycie pomogłoby również ujawnić historię tych układów gwiazdowych, ponieważ aby jądro osiągnęło ten etap, zostałoby pozbawione atmosfery i płaszcza w pewnym momencie, a następnie wyrzucone w kierunku białego karła. Takie jądro może również dać okazję do spojrzenia na naszą odległą przyszłość i to, jak ewentualnie będzie ewoluował Układ Słoneczny” – dodał Veras.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 sierpnia 2019

Ile planet typu ziemskiego krąży wokół gwiazd podobnych do Słońca?

Nowe badanie dostarcza najdokładniejszego oszacowania częstotliwości, w jakiej planety podobne do Ziemi pod względem wielkości i odległości od swojej macierzystej gwiazdy występują wokół gwiazd podobnych do naszego Słońca. Znajomość częstości występowania tych potencjalnie nadających się do zamieszkania planet będzie istotna przy projektowaniu przyszłych misji astronomicznych mających na celu scharakteryzowania pobliskich planet skalistych okrążających gwiazdy podobne do Słońca, które mogłyby podtrzymywać życie. 


Kosmiczny teleskop Keplera, zanim został wycofany z użycia, zaobserwował setki tysięcy gwiazd i zidentyfikował planety poza Układem Słonecznym – egzoplanety – dokumentując zdarzenia tranzytów. Do tranzytu dochodzi, gdy orbita planety przechodzi między gwiazdą a obserwatorem, blokując część światła tej gwiazdy, przez co wydaje się, że ta przygasa. Mierząc wielkość pociemnienia i czas między tranzytami oraz wykorzystując informacje o właściwościach gwiazdy, astronomowie charakteryzują rozmiar planety i jej odległość od gwiazdy macierzystej.

„Kepler odkrył planety o różnych rozmiarach, składzie i orbitach. Chcemy wykorzystać te odkrycia, aby lepiej zrozumieć proces powstawania planet i planować przyszłe misje kosmiczne poszukujące planet nadających się do zamieszkania. Jednak samo liczenie egzoplanet o danym rozmiarze czy odległości orbitalnej jest mylące, ponieważ o wiele trudniej jest znaleźć małe planety z dala od ich gwiazd niż duże planety w pobliżu tych gwiazd” – powiedział Eric B. Ford, profesor astronomii i astrofizyki w Penn State i jeden z liderów zespołu badawczego.

Aby pokonać tę przeszkodę, naukowcy opracowali nową metodę wnioskowania o częstotliwości występowania planet w szerokim zakresie rozmiarów i odległości orbitalnych. Nowy model symuluje „wszechświaty” gwiazd i planet, a następnie „obserwuje” te symulowane wszechświaty, aby określić, ile planet odkryłby Kepler w każdym „wszechświecie”.

Wyniki tych badań są szczególnie istotne w planowaniu przyszłych misji kosmicznych mających na celu scharakteryzowanie planet potencjalnie podobnych do Ziemi. Chociaż misja Keplera odkryła tysiące małych planet, większość z nich jest tak daleko, że astronomom trudno jest poznać szczegóły dotyczące ich składu i atmosfery.

„Naukowcy są szczególnie zainteresowani poszukiwaniem biomarkerów – cząsteczek wskazujących na życie – w atmosferach planet o zbliżonej wielkości do Ziemi, które krążą w ekosferze gwiazdy podobnej do Słońca. Ekosfera to zakres odległości orbitalnych, gdzie planety na swojej powierzchni mogą utrzymywać wodę w stanie ciekłym. Poszukiwanie życia na planetach wielkości Ziemi w strefie życia gwiazd podobnych do Słońca będzie wymagało nowej dużej misji” – powiedział Ford.

Naukowcy twierdzą, że wielkość tej misji będzie zależała od obfitości planet wielkości Ziemi. NASA i National Academies of Science badają obecnie koncepcje misji, które różnią się znacznie pod względem wielkości i możliwości. Jeżeli planety wielkości Ziemi są rzadkością, to najbliższe planety podobne do Ziemi znajdują się dalej i wymagana będzie wielka, ambitna misja do znalezienia dowodów życia na planetach potencjalnie podobnych do Ziemi. Z drugiej strony jeżeli planety podobne Ziemi są powszechne, będą tam egzoplanety rozmiarów Ziemi okrążające gwiazdy po bliskiej orbicie, i stosunkowo małe obserwatorium będzie w stanie zbadać ich atmosfery.

„Podczas, gdy większość gwiazd, które obserwował Kepler, znajduje się zazwyczaj tysiące lat świetlnych od Słońca, Kepler zaobserwował wystarczająco dużą próbkę gwiazd, abyśmy mogli przeprowadzić rygorystyczną analizę statystyczną w celu oszacowania częstotliwości planet wielkości Ziemi w strefie zdatnej do zamieszkania pobliskich gwiazd podobnych do Słońca” – powiedział Danley Hsu, pierwszy autor artykułu.

Na podstawie swoich symulacji naukowcy szacują, że planety bardzo zbliżone wielkościowo do Ziemi, od ¾ do 1,5 rozmiaru naszej planety, z okresem orbitalnym od 237 do 500 dni, występują w przybliżeniu przy 1/4 gwiazd. Co ważne, ich model określa niepewność w tym oszacowaniu. Zalecają, aby przyszłe misje związane z poszukiwaniem planet obejmowały rzeczywistą częstotliwość od ok. jednej planety na każde 33 gwiazdy, do tak wysokiej, jak jedna planeta na dwie gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 sierpnia 2019

Całkowita anihilacja supermasywnej gwiazdy

Zespół naukowców z CfA ogłosił odkrycie najbardziej masywnej gwiazdy, jaka kiedykolwiek została zniszczona przez wybuch supernowej, rzucając tym samym wyzwanie znanym modelom śmierci masywnych gwiazd i zapewniając spojrzenie na śmierć pierwszych gwiazd we Wszechświecie.


Po raz pierwszy zaobserwowana w listopadzie 2016 roku przez satelitę Gaia, przez trzy lata intensywnie badana, supernowa SN2016iet ukazała właściwości – niezwykle długi okres trwania i dużą energię, niezwykłe chemiczne odciski palców oraz środowisko ubogie w metale – dla których w istniejącej astronomicznej literaturze nie ma analogii.

Zespół użył różnych teleskopów, w tym MMT Observatory i Magellan Telescopes, aby wykazać, że SN2016iet różni się od tysięcy supernowych obserwowanych przez naukowców od dziesięcioleci.

„Wszystko w tej supernowej wygląda inaczej – zmiana jasności w czasie, jej widmo, galaktyka, w której się znajduje a nawet miejsce, które zajmuje w swojej galaktyce. Czasami widzimy supernowe, które są niezwykłe pod jednym względem, ale poza tym są normalne. Ta jest wyjątkowa pod każdym możliwym względem” – powiedział dr Edo Berger, profesor astronomii na Uniwersytecie Harvarda i autor publikacji.

Obserwacje i analizy pokazują, że SN2016iet rozpoczęła swoje istnienie jako niesamowicie masywna gwiazda 200 razy masywniejsza od Słońca, która w tajemniczy sposób ukształtowała się w odizolowaniu około 54 000 lat świetlnych od centrum swojej galaktyki karłowatej. Gwiazda straciła około 85% swojej masy podczas krótkiego życia trwającego zaledwie kilka mln lat, aż do ostatecznej eksplozji i zapaści. Zderzenie gruzu z eksplozji z materią rozrzuconą w ostatniej dekadzie przed wybuchem doprowadziło do niezwykłego wyglądu SN2016iet, dając naukowcom pierwszy mocny przypadek supernowej powstającej z powodu niestabilności kreacji par.

„Idea supernowych powstających z powodu niestabilności kreacji par istnieje od dziesięcioleci. Ale w końcu mamy pierwszy obserwacyjny przykład, który stawia umierającą gwiazdę w odpowiednim reżimie masy, z właściwym zachowaniem oraz w ubogiej w metale galaktyce karłowatej co jest dla nas niesamowitym krokiem naprzód. SN2016iet reprezentuje sposób, w jaki najbardziej masywne gwiazdy we Wszechświecie, włącznie z pierwszymi gwiazdami, umierają” – powiedział Berger.

Zespół będzie nadal badał i obserwował SN2016iet, szukając dodatkowych wskazówek, jak powstała i w jaki sposób będzie ewoluować. „Większość supernowych znika i staje się niewidzialna wobec blasku swoich galaktyk w ciągu kilku miesięcy. Ale ponieważ SN2016iet jest tak jasna i tak oddalona od centrum, możemy ją badać przez wiele lat. Te obserwacje są już w toku i nie możemy się doczekać, aby zobaczyć, jakie inne niespodzianki ma dla nas ta supernowa” – powiedział Sebastian Gomez, absolwent Uniwersytetu Harvarda i główny autor artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 sierpnia 2019

Astronomowie obserwują ewolucję starej gwiazdy w czasie rzeczywistym

Międzynarodowy zespół astronomów z sukcesem wykrył oznaki starzenia się czerwonego nadolbrzyma T Ursae Minoris. Gwiazda w konstelacji Małej Niedźwiedzicy przechodzi obecnie atomową „czkawkę” i wkrótce zakończy swoje trwające 1,2 mld lat życie.


Wyobraź sobie, że jesteś muchą i chcesz dowiedzieć się, jak starzeją się ludzie. Nie masz czasu na to, aby wybrać tylko jeden okaz i czekać: musisz pracować z tym, co widzisz teraz i starać się to jakoś zrozumieć. Jest to podstawowy problem zrozumienia gwiezdnej ewolucji za życia człowieka.

Życie gwiazd przebiega bardzo powoli i przez większość czasu nie jesteśmy w stanie dostrzec przemijania tych obiektów. Dobrze znanym wyjątkiem od tej reguły jest eksplozja supernowej, ale zdecydowana większość gwiazd nie doświadcza tej fazy. Gwiazdy podobne do Słońca kończą swoje życie znacznie ciszej: po kilku miliardach lat zmieniają się w czerwone nadolbrzymy, a następnie w mgławice planetarne, pozostawiając po sobie jedynie małego białego karła.

Astronomowie zgromadzili dowody tego biegu zdarzeń, obserwując miliony gwiazd o różnym wieku i masie oraz obliczając „typowe” zachowanie za pomocą modeli gwiazdowych. Jednak trudno jest znaleźć bezpośredni dowód na to, że jakaś gwiazda podąża tą konkretną ścieżką.

Naukowcom z Obserwatorium Konkoly Węgierskiej Akademii Nauk, dr László Molnár i dr László Kiss oraz ich współpracownicy dr Meridith Joyce z Australian National University, teraz udało się odkryć bezpośredni dowód tej ewolucji pod koniec życia mniejszych gwiazd.

W ciągu ostatnich kilku milionów lat, podczas przejścia gwiazdy z fazy czerwonego olbrzyma do białego karła, produkcja energii w gwieździe staje się niestabilna. Podczas tej fazy fuzja jądrowa rozchodzi się głęboko wewnątrz, powodując cieplną „czkawkę” (impulsy). Impulsy te wywołują drastyczne, gwałtowne zmiany wielkości i jasności gwiazdy – dostrzegane na przestrzeni wieków. Jest zatem możliwe, że cieplny impuls zostanie zauważony w ciągu ludzkiego życia – jeżeli wiemy, gdzie szukać jego oznak.

Identyfikacji pomaga fakt, że stare gwiazdy są zarazem gwiazdami zmiennymi. Fale dźwiękowe powodują, że okresowo się rozszerzają i kurczą, tworząc pulsacje w rocznych cyklach. Te powolne, ale bardzo rzucające się w oczy zmiany blasku wielu gwiazd, w tym T UMi, od ponad stu lat są obserwowane przez zawodowych astronomów oraz amatorów. Pomimo podobnych okresów, pulsowanie i impulsy cieplne są dwoma odrębnymi zjawiskami, a my możemy wykorzystać pierwsze z nich do poszukiwania znaków ostrzegawczych drugiego: gdy gwiazda kurczy się podczas pulsowania, fale dźwiękowe szybciej docierają do granic, skracając roczne okresy pulsacji.

T UMi nie była szczególną gwiazdą zmienną aż do lat ‘80, kiedy jej okres pulsacji zaczął się skracać. Teoretycznie puls cieplny był przyczyną tej bezprecedensowo szybkiej zmiany zaobserwowanej przez węgierskich astronomów na początku roku 2000, ale modele ewolucji gwiazd do niedawna nie były wystarczająco dokładne, aby dopasować obserwacje do teorii.

Węgierscy naukowcy od dawna zamierzali ponownie spojrzeć na T UMi, kiedy udostępniono lepsze narzędzia i więcej danych. Jak wyjaśnił dr Kiss: „Dzisiaj, w drugiej dekadzie XXI wieku, możemy modelować struktury wewnętrzne, ewolucję i oscylacje gwiazd z niespotykaną szczegółowością i dokładnością dzięki ogromnemu rozwojowi w astrofizyce liczbowej. Teoretyczne zrozumienie T Ursae Minoris stało się realną możliwością w ciągu ostatnich 4-5 lat.”

Ich cierpliwość się opłaciła, gdyż dane zebrane przez światową sieć obserwatorów gwiazd zmiennych AAVSO (American Association of Variable Star Observers) w ostatniej dekadzie okazały się kluczowe: pokazali, że w gwieździe pojawił się drugi tryb pulsacji. Te dwie wyraźne fale dźwiękowe „rozstrajają się”, gdy gwiazda się kurczy, umożliwiając określenie właściwości gwiazdy z dużo większą dokładnością, niż kiedykolwiek wcześniej.

Szczegółowe modelowanie fizyczne gwiazdy zostało przeprowadzone przez dr Meridith Joyce z Australian National University w Canberra w Australii. Dzięki współpracy astronomowie odtworzyli zachowanie T UMi z wykorzystaniem najnowocześniejszych kodów ewolucji i pulsacji gwiazd.

Ostateczne obliczenia ukazały bardzo mocne dowody, że T UMi wchodzi w impuls cieplny, a dodatkowo pokazały, że gwiazda narodziła się 1,2 mld lat temu mając masę około dwukrotnie większą, niż słoneczna. Jest to najbardziej precyzyjna ocena masy i wieku dla tego typu starej, pojedynczej gwiazdy, jaką kiedykolwiek osiągnięto.

Modele ukazały wgląd nie tylko w przeszłość gwiazdy, ale także w jej przyszłość: astronomowie doszli do wniosku, że ta faza kurczenia się potrwa łącznie 80-100 lat, co oznacza, że będziemy w stanie zobaczyć, jak gwiazda rozszerza się w ciągu kolejnych 40-60 lat. Sprawdzanie tej teorii będzie bardzo proste: potrzebujemy tylko przyszłych pokoleń amatorów astronomii, aby nadal obserwować zmiany blasku T UMi.

Patrząc dalej w czasie, modele sugerują także, że gwiazda doświadcza jednego z ostatnich cieplnych pulsów, a zatem może wejść w fazę białego karła w ciągu dziesiątek do setek tysięcy lat. „To otrzeźwiająca myśl, że nawet ‘szybkie’ zdarzenia, takie jak impulsy cieplne w gwieździe, wciąż są mierzone w dekadach. Potrzeba całej kariery naukowej, aby ostatecznie udowodnić lub obalić tego typu prognozy. Niemniej jednak planujemy mieć oko na T UMi w dającej się przewidzieć przyszłości” – podsumowuje dr Molnár.

Zapewni to jeden z najbardziej przełomowych i bezpośrednich do tej pory testów naszych modeli ewolucji gwiazd, ale bezpośrednia obserwacja impulsów cieplnych ma również szersze implikacje. Impulsy cieplne wzbogacają cały Wszechświat. Kilka pierwiastków, w tym węgiel, azot, cyna i ołów, nie są wytwarzane przez supernowe, ale raczej we wnętrzach starych gwiazd, takich jak T UMi.

Pierwiastki te są w stanie dotrzeć do powierzchni gwiazdy i dostać się do otaczającego je ośrodka międzygwiezdnego wywołane przez mieszanie podczas pulsacji. Stamtąd wiatry gwiazdowe wypychają je do galaktyki w postaci drobinek pyłu. Te ziarna pyłu są budulcem kolejnych generacji gwiazd, umożliwiając formowanie się wokół nich planet a być może nawet życia opartego na węglu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 sierpnia 2019

Fluorescencyjna poświata może ukazać ukryte życie w kosmosie

Astronomowie poszukujący życia na odległych planetach mogą chcieć zabłysnąć. Ostre promieniowanie ultrafioletowe pochodzące od czerwonych słońc, kiedyś uważane za niszczące życie na powierzchni planet, może pomóc odkryć ukryte biosfery, gdy te błyszczą. Ta podobna do neonu poświata to wzbudzony przez gwiazdy blask zwany biofluorescencją, która może zmienić odległe egzoplanety w kosmiczne afisze.


„Jest to całkowicie nowatorski sposób poszukiwania życia we Wszechświecie. Wyobraź sobie obcy świat delikatnie błyszczący w potężnym teleskopie” – powiedział główny autor pracy Jack O’Malley-James, badacz z Instytutu Carla Sagana.

„Na Ziemi jest kilka podwodnych koralowców, które wykorzystują biofluorescencję, aby przekształcać szkodliwe promieniowanie UV Słońca w nieszkodliwe światło widzialne, tworząc piękny blask. Być może takie formy życia mogą istnieć również na innych światach, pozostawiając nam wyraźny znak, by je dostrzec” – powiedziała współautorka pracy Lisa Kaltenegger z Instytutu Carla Sagana. 

Astronomowie ogólnie zgadzają się, że duża część egzoplanet znajduje się w strefie zdatnej do zamieszkania gwiazd typu M, najpowszechniejszego rodzaju gwiazd we Wszechświecie. Gwiazdy typu M często rozbłyskają, a kiedy te ultrafioletowe rozbłyski uderzają w ich planety, biofluorescencja może pomalować te światy w piękne kolory. Następna generacja teleskopów naziemnych lub kosmicznych może wykryć świecące egzoplanety, jeżeli takowe istnieją w kosmosie.

Astronomowie wykorzystali charakterystykę emisji typowych koralowych pigmentów fluorescencyjnych z Ziemi, aby stworzyć widma modelowe i kolory dla planet krążących wokół aktywnych gwiazd typu M w celu naśladowania siły sygnału i możliwości wykrycia życia.

W 2016 roku astronomowie znaleźli skalistą egzoplanetę nazwaną Proxima b – potencjalnie zdatny do zamieszkania świat krążący wokół aktywnej gwiazdy typu M Proxima Centauri, najbliższej Ziemi gwiazdy poza Słońcem – która mogłaby zostać zakwalifikowana jako cel. Proxima b jest także jednym z najbardziej optymalnych miejsc docelowych podróży kosmicznych w odległej przyszłości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Instytut Carla Sagana

Urania

14 sierpnia 2019

Przełomowa obserwacja dokonana na Maunakea

Istniejące obserwatoria astronomiczne na Maunakea wróciły do pracy w miniony weekend i nie trzeba było długo czekać na znaczące wyniki, nie tylko naukowe ale także zapewniające bezpieczeństwo Ziemi.


Obserwacje planetoidy bliskiej Ziemi – 2006 QV89 – wykonane 11 sierpnia przy pomocy Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) wykluczyły wszelkie potencjalne przyszłe zagrożenie Ziemi przez tę planetoidę na najbliższe stulecia.

2006 QV89 została odkryta 29 sierpnia 2006 r. za pomocą teleskopu w Arizonie, a obserwowanie jej było możliwe jedynie do 8 września 2006 roku, kiedy to planetoida stała się niewidoczna dla teleskopów z Ziemi. Orbita wyznaczona na podstawie tych ograniczonych obserwacji obarczona była znaczną niepewnością i nie można było wykluczyć małego prawdopodobieństwa, że obiekt uderzy w Ziemię już w 2019 roku. W ubiegłym miesiącu obserwacje Bardzo Dużym Teleskopem (VLT) ESO nie wykazały obecności planetoidy w miejscu, w którym powinna się znajdować, jeżeli byłaby na kursie kolizyjnym z Ziemią we wrześniu b.r. Wykluczyło to zderzenie w 2019 r. ale impakt w 2020 r. pozostawał możliwy, razem z blisko tuzinem w ciągu następnych stu lat, z czego osiem w ciągu nadchodzącej dekady.

To lato było pierwszą wyraźną okazją do odzyskania planetoidy od czasu jej odkrycia, ale niepewność co do jej pozycji na niebie rozłożyła się na około 30 stopni w połowie lipca, a nawet się powiększyła, gdy planetoida zbliżyła się do Ziemi. „Dzięki temu użycie teleskopu z kamerą szerokokątną było absolutnie niezbędne” – zauważył David Tholen, astronom w Instytucie Astronomii Uniwersytetu Hawajskiego, który doprowadził do odzyskania 2006 QV89 w 2006 roku. Tylko ułamek tego regionu zobrazowano przez CFHT 14 lipca, ale działania przy istniejących teleskopach zostały zawieszone do 16 lipca z powodu protestu na Maunakea.

„Znaleźliśmy co najmniej tuzin planetoid wśród danych z 14 lipca, które znalazły się blisko regionu, w którym mogła być 2006 QV89, ale zawieszenie działalności uniemożliwiło nam potwierdzenie, który z tych obiektów, jeżeli w ogóle, był 2006 QV89” – powiedział Tholen.

Minor Planet Center ogłosiło powrót do pracy w niedzielę a służby monitorowania zderzeń w JPL i University of Pisa/SpaceDys we Włoszech natychmiast zaczęły zbierać dane w celu zaktualizowania prognozy zderzeń. Chwilę później Davide Farnocchia z Centrum Near-Earth Object Studies JPL w Pasadenie poinformował, że wszystkie scenariusze zderzeń na następne stulecie zostały wyeliminowane.

Podobnie jak meteorolodzy wykorzystują pogodowe zdjęcia satelitarne do śledzenia huraganów aby ustalić, czy stanowią one zagrożenie dla ludzi, astronomowie używają teleskopów do śledzenia planetoid w pobliżu Ziemi, by ustalić, czy zagrażają zderzeniem z naszą planetą. „Inna planetoida, 2019 NX5, oddaliła się od nas, gdy teleskopy Maunakea były nieczynne, co jest niefortunne. Ulżyło nam, gdy udało nam się uchwycić 2006 QV89 przed zamknięciem się okna obserwacyjnego. Odczuwamy ulgę tym bardziej, że nie zagraża ona Ziemi” – mówi Tholen.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 sierpnia 2019

ALMA zagląda w „strefie oddziaływań” czarnej dziury

To, co dzieje się w czarnej dziurze, pozostaje w czarnej dziurze, jednak to, co ma miejsce w „strefie oddziaływań” czarnej dziury – najbardziej wewnętrznym obszarze galaktyki, w którym siła grawitacji czarnej dziury jest dominującą siłą – jest bardzo interesujące dla astronomów i może pomóc określić masę czarnej dziury oraz jej wpływ na sąsiedztwo galaktyczne.


Nowe badania wykonane za pomocą ALMA dostarczają niespotykanego widoku z bliska na rotujący dysk zimnego gazu międzygwiezdnego krążącego wokół supermasywnej czarnej dziury. Ów dysk znajduje się w centrum NGC 3258, masywnej galaktyki eliptycznej oddalonej o ok. 100 mln lat świetlnych od Ziemi. Na podstawie tych obserwacji zespół kierowany przez astronomów z Texas A&M University i University of California Irvine, określił, że ta czarna dziura ma masę 2,25 mld mas Słońca i jest najmasywniejszą czarną dziurą zmierzoną jak dotąd za pomocą ALMA.

Chociaż supermasywne czarne dziury mogą mieć masy od milionów do miliardów słońc, stanowią zaledwie niewielki ułamek masy całej galaktyki. Oddzielenie wpływu grawitacji czarnej dziury od gwiazd, gazu międzygwiezdnego i ciemnej materii w centrum galaktyki jest trudne i wymaga bardzo czułych obserwacji w fenomenalnie małych skałach.

„Obserwowanie ruchu orbitalnego materii znajdującej się możliwie najbliżej czarnej dziury jest niezwykle ważne do dokładnego określenia masy czarnej dziury. Nowe obserwacje NGC 3258 pokazują niesamowitą moc ALMA w zakresie mapowania rotacji gazowych dysków wokół supermasywnych czarnych dziur” – powiedział Benjamin Boizelle z Texas A&M University i główny autor badania opublikowanego w Astrophysical Journal.

Astronomowie wykorzystują różne metody do pomiaru mas czarnej dziury. W olbrzymich galaktykach eliptycznych większość pomiarów pochodzi z obserwacji ruchu orbitalnego gwiazd wokół czarnej dziury, wykonanego w zakresie widzialnym lub podczerwonym. Inna technika wykorzystuje naturalnie występujące masery wody w obłokach gazowych krążących wokół czarnych dziur, co zapewnia lepszą precyzję. Niestety masery te są rzadkością i są związane prawie wyłącznie z galaktykami spiralnymi o mniejszych czarnych dziurach.

W ciągu minionych kilku lat ALMA zaczęła korzystać z nowej metody badania czarnych dziur w olbrzymich galaktykach eliptycznych. Około 10% galaktyk eliptycznych posiada regularnie wirujące dyski zimnego, gęstego gazu. Dyski te posiadają gazowy tlenek węgla (CO), który można obserwować za pomocą radioteleskopów na falach milimetrowych.

Wykorzystując przesunięcie dopplerowskie emisji cząsteczek CO, astronomowie mogą mierzyć prędkości orbitujących obłoków gazu, a ALMA umożliwia obserwacje samych jąder galaktycznych, w których te prędkości są największe.

„Nasz zespół badał pobliskie galaktyki eliptyczne przy pomocy ALMA od kilku lat, poszukując i badając dyski gazu cząsteczkowego wirującego wokół olbrzymich czarnych dziur. NGC 3258 jest najlepszym celem, jaki znaleźliśmy, ponieważ jesteśmy w stanie śledzić rotację dysku bliżej czarnej dziury niż w jakiejkolwiek innej galaktyce” – powiedział Aaron Barth z UC Irvine, współautor opracowania.

Tak samo jak Ziemia okrąża Słońce szybciej niż Pluton, ponieważ doświadcza silniejszej grawitacji Słońca, tak wewnętrzne obszary dysku NGC 3258 krążą szybciej niż zewnętrzne części ze względu na grawitację czarnej dziury. Dane ALMA pokazują, że prędkość rotacji dysku wzrasta od 1 mln km/h na jego zewnętrznej krawędzi, ok. 500 lat świetlnych od czarnej dziury, do ponad 3 mln km/h w pobliżu centrum dysku, w odległości zaledwie 65 lat świetlnych od czarnej dziury.

Naukowcy określili masę czarnej dziury, modelując rotację dysku, uwzględniając dodatkową masę gwiazd w centralnym obszarze galaktyki i inne szczegóły, takie jak lekko zakrzywiony kształt dysku gazowego. Jasna detekcja szybkiej rotacji umożliwiła naukowcom określenie masy czarnej dziury z dokładnością lepszą niż 1%, chociaż szacują dodatkową systematyczną 12% niepewność pomiaru, ponieważ odległość do NGC 3258 nie jest dokładnie znana. Nawet uwzględniając niepewną odległość, jest to jeden z najbardziej precyzyjnych pomiarów masy czarnej dziury poza Drogą Mleczną.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 sierpnia 2019

Zamaskowana czarna dziura została odkryta we wczesnym Wszechświecie

Astronomowie odkryli dowody na istnienie jak dotąd najodleglejszej „zakamuflowanej” czarnej dziury. Jest to pierwsze określenie czarnej dziury ukrytej przez gaz w tak wczesnej historii kosmosu – 6% obecnego wieku Wszechświata.


Supermasywne czarne dziury, które są miliony do miliardów razy masywniejsze niż nasze Słońce, zwykle rosną, przyciągając materię z otaczającego dysku. Szybki wzrost generuje duże ilości promieniowania w bardzo małym obszarze wokół czarnej dziury. Naukowcy nazywają to niezwykle jasne, zwarte źródło „kwazarem”.

Zgodnie z aktualnymi teoriami gęsta chmura gazu żywi się materią z dysku otaczającego supermasywną czarną dziurę w okresie wczesnego wzrostu, która „maskuje” lub ukrywa większość jasnego światła kwazara przed naszym wzrokiem. Gdy czarna dziura pochłania materię i staje się bardziej masywna, gaz w chmurze wyczerpuje się, aż czarna dziura i jej jasny dysk nie zostaną odsłonięte.

„Znalezienie kwazarów w tej niewidzialnej fazie jest niezwykle trudne, ponieważ tak duża część ich promieniowania jest absorbowana i nie może być wykryta przez obecne instrumenty. Dzięki obserwatorium Chandra i zdolności prześwietlania promieniami X przez zaciemniający obłok myślimy, że w końcu nam się to udało” – powiedział Fabio Vito z Pontificia Universidad Católica de Chile, w Santiago, Chile, który przewodził badaniu.

Nowe odkrycie pochodzi z obserwacji kwazara PSO167-13, który został odkryty przez przegląd Pan-STARRS. Obserwacje optyczne z tych i innych przeglądów wykryły około 180 kwazarów, które już świeciły jasno, gdy Wszechświat miał mniej, niż miliard lat, czyli około 8% obecnego wieku. Badania te uznano jedynie za skuteczne w znajdowaniu nie zasłoniętych czarnych dziur, ponieważ wykrywane przez nich promieniowanie jest tłumione nawet przez cienkie obłoki gazu i pyłu. Ponieważ PSO167-13 było częścią tych obserwacji, spodziewano się, że kwazar również nie będzie widoczny.

Zespół Vito był w stanie przetestować ten pomysł, wykorzystując Chandrę do obserwacji PSO167-13 i dziesięciu innych kwazarów odkrytych za pomocą badań optycznych. Po 16 godzinach obserwacji wykryto tylko trzy cząsteczki promieniowania X z PSO167-13, wszystkie o stosunkowo wysokich energiach. Ponieważ promieniowanie rentgenowskie o niskiej energii jest łatwiej absorbowane niż promieniowanie o wyższej energii, prawdopodobnie wytłumaczenie jest takie, że kwazar jest silnie zasłonięty przez gaz, umożliwiając wykrycie tylko promieni X o wysokiej energii.

Ciekawym zwrotem w PSO167-13 jest to, że galaktyka, w której znajduje się kwazar, ma bliską galaktykę towarzyszącą, widoczną w danych uzyskanych wcześniej za pomocą ALMA w Chile i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Ze względu na ich bliską separację i słabe źródło promieniowania X zespół nie był w stanie ustalić, czy nowo odkryta emisja promieniowania rentgenowskiego jest związana z kwazarem PSO167-13, czy z galaktyką towarzyszącą.

Jeżeli promienie X pochodzą ze znanego kwazara, astronomowie muszą wyjaśnić, dlaczego był on mocno zasłonięty promieniami X, ale nie światłem optycznym. Jedna z możliwości jest taka, że nastąpił duży i szybki wzrost maskowania kwazara w ciągu trzech lat pomiędzy obserwacjami optycznymi i rentgenowskimi.

Z drugiej strony, jeżeli zamiast tego promieniowanie X powstaje z galaktyki towarzyszącej, oznacza to wykrycie nowego kwazara w bliskiej odległości od PSO167-13. Ta para kwazarów byłaby najdalszą jak dotąd odkrytą.

W obydwu przypadkach kwazar wykryty przez Chandrę byłby najbardziej odległym zamaskowanym, jaki dotąd widziano, w okresie 850 mln lat po Wielkim Wybuchu. Poprzedni rekordzista zaobserwowany był w czasie 1,3 mld lat po Wielkim Wybuchu.

„Podejrzewamy, że większość czarnych dziur we Wszechświecie jest ukrytych: wówczas niezwykle ważne jest ich wykrycie i zbadanie w celu zrozumienia, w jaki sposób mogą one szybko urosnąć do mas miliarda Słońc” – powiedział współautor pracy Roberto Gilli z INAF w Bolonia, Włochy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Urania

8 sierpnia 2019

W pobliżu czarnej dziury znaleziono powtarzające się odpływy gorącego wiatru

Międzynarodowy zespół astronomów z Southampton, Oxfordu i Afryki Południowej wykrył bardzo gorący, gęsty wypływający wiatr w pobliżu czarnej dziury, co najmniej 25 000 lat świetlnych od Ziemi.


Główny badacz, prof. Phil Charles z University of Southampton wyjaśnił, że gaz (zjonizowany hel i wodór) emitowany był w seriach, które powtarzały się co 8 minut. Takie zachowanie zaobserwowano po raz pierwszy wokół czarnej dziury. 

Obiektem, który badał zespół prof. Charlesa, był Swift J1357.2-0933, odkryty pierwotnie jako układ wykazujący gwałtowne wybuchy promieniowania X w 2011 r. Wszystkie te układy składają się z gwiazdy o małej masie, podobnej do Słońca i zwartego obiektu, którym może być biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura. W tym przypadku Swift J1357.2-0933 jest układem podwójnym z czarną dziurą.

Materia z normalnej gwiazdy jest wciągana przez zwarty obiekt do dysku pomiędzy nimi. Ogromne wybuchy następują, gdy materia na dysku staje się gorąca i niestabilna i uwalnia duże ilości energii.

Profesor Charles powiedział: „Szczególnie niezwykłe w tym układzie było to, że naziemne teleskopy ujawniły, że jego jasność optyczna wykazywała okresowe spadki na wyjściu oraz że okres tych spadków powoli zmieniający się co około 2 – 10 minut, i w momencie wybuchu ewoluowały. Tak dziwnego zachowania nie zaobserwowano w żadnym innym obiekcie. Przyczyna tych niezwykłych, szybkich spadków była gorącym tematem debaty naukowej od czasu ich odkrycia. Tak więc z wielkim podekscytowaniem astronomowie powitali drugi wybuch tego obiektu w połowie 2017 roku, co dało okazję do dokładniejszego zbadania tego dziwnego zachowania.”

Profesor Charles i jego zespół uznali, że kluczem do otrzymania odpowiedzi będzie uzyskanie widm optycznych kilka razy podczas każdego cyklu spadkowego i zbadanie, w jaki sposób ich kolor zmieniał się z czasem. Ale przy obiekcie 10 000 razy słabszym, niż najsłabsza gwiazda widoczna nieuzbrojonym okiem i okresie spadku wynoszącym zaledwie około 8 minut, wymagało to dużego teleskopu.

Wykorzystali więc SALT (Southern African Large Telescope), największy teleskop optyczny na półkuli południowej, dzięki któremu uzyskali ponad godzinę widm, z których jedno było pobierane przez 100 sekund.

Profesor Charles dodaje: „Wyniki tych widm były oszałamiające. Wykazały absorpcję zjonizowanego helu, czego nigdy wcześniej nie widziano w takich układach. Oznacza to, że musi on być zarówno gęsty, jak i gorący – ok. 40 000 stopni. Co dziwniejsze, widmo zostało przesunięte w kierunku błękitu (efekt Dopplera), co wskazuje, że leciało w naszym kierunku z prędkością ok. 600 km/s. Ale to, co nas naprawdę zaskoczyło, to odkrycie, że widmo było widoczne tylko podczas spadków optycznych na krzywej zmian blasku.”

Co ciekawe, nie ma zaćmień gwiazdy towarzyszącej obserwowanej w świetle widzialnym lub rentgenowskim, jak można by się spodziewać. To wyjaśnia, że jest ona bardzo mała i znajduje się w cieniu dysku. Wniosek ten wynika ze szczególnego teoretycznego modelowania wiatrów zdmuchiwanych z dysków akrecyjnych, które zostało przeprowadzone przez jednego z członków zespołu Jamesa Matthewsa z University of Oxford, z wykorzystaniem superkomputerów.

Obiekt ten ma niezwykłe właściwości wśród i tak już interesującej grupy obiektów, które mogą nas wiele nauczyć o punktach końcowych ewolucji gwiazd i powstawaniu obiektów zwartych. Wiemy już o kilkudziesięciu układach czarnych dziur w naszej galaktyce, z których wszystkie mają masy w zakresie 5-15 mas Słońca, gdzie pojedyncza czarna dziura w naszym centrum galaktycznym ma ok. 4 mln mas Słońca. Wszystkie one rosną dzięki akrecji materii. Wiemy również, że znaczna część materii akrecyjnej jest wydmuchiwana. Gdy ma to miejsce z supermasywnych czarnych dziur w centrach galaktyk, te potężne wiatry i dżety mogą mieć ogromny wpływ na resztę galaktyk.

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...