28 września 2019

Planeta, która nie powinna istnieć

Astronomowie wykryli olbrzymią planetę krążącą wokół małej gwiazdy. Planeta ma znacznie większą masę, niż przewidują modele teoretyczne. Podczas, gdy tego zaskakującego odkrycia dokonał zespół hiszpańsko-niemiecki, badacze z University of Bern zbadali, jak ta tajemnicza egzoplaneta mogła powstać.


GJ 3512 to czerwony karzeł znajdujący się 30 lat świetlnych od nas. Chociaż gwiazda ma zaledwie 1/10 masy Słońca, posiada olbrzymią planetę. „Wokół takich gwiazd powinny krążyć tylko planety wielkości Ziemi lub nieco bardziej masywne super-Ziemie. GJ 3512b jest jednak olbrzymią planetą o masie połowy Jowisza, a zatem co najmniej jeden rząd wielkości masywniejsza, niż planety przewidywane przez modele teoretyczne dla tak małych gwiazd” – powiedział Christoph Mordasini, profesor na Uniwersytecie w Bernie i członek Narodowego Centrum Kompetencji w Badaniach (NCCR) PlanetS.

Tajemnicza planeta została wykryta przez hiszpańsko-niemieckie konsorcjum badawcze CARMENES, które postawiło sobie za cel odkrywanie planet krążących wokół mniejszych gwiazd. W tym celu konsorcjum zbudowało nowy instrument, który został zainstalowany w Obserwatorium Calar Alto na wysokości 2100 m n.p.m. w południowej Hiszpanii. Obserwacje w podczerwieni za pomocą tego spektrografu wykazały, że mała gwiazda regularnie zbliżała się do nas i oddalała – zjawisko wywołane przez towarzysza, który w tym przypadku musiał być szczególnie masywny. Ponieważ odkrycie to było tak nieoczekiwane, konsorcjum skontaktowało się m.in. z grupą badawczą Mordasiniego, jednego z wiodących światowych ekspertów w teorii formowania planet, w celu omówienia prawdopodobnych scenariuszy uformowania się tej olbrzymiej egzoplanety.

„Nasz berneński model dotyczący powstawania i ewolucji planet przewiduje, że wokół małych gwiazd powstanie duża liczba małych planet”, podsumowuje Mordasini, odwołując się do innego znanego układu planetarnego, jako przykładu: TRAPPIST-1. Ta gwiazda, porównywalna z GJ 3512 ma siedem planet o masach w przybliżeniu równych a nawet mniejszych, niż Ziemia. W tym przypadku obliczenia modelu berneńskiego dobrze zgadzają się z obserwacjami. Nie w przypadku GJ 3512. „Nasz model przewiduje, że wokół takich gwiazd nie powinno być planet olbrzymów” – mówi Mordasini. Jednym z możliwych wyjaśnień niepowodzenia obecnej teorii może być mechanizm leżący u podstaw modelu, znany jako akrecja rdzeniowa. Planety powstają w wyniku stopniowego wzrostu małych ciał w coraz większe masy. Naukowcy nazywają to „procesem oddolnym”.

Być może olbrzymia planeta GJ 3512b została utworzona przez zasadniczo inny mechanizm, tak zwane zapadanie grawitacyjne. „Część gazowego dysku, w którym powstają planety, zapada się bezpośrednio pod wpływem własnej grawitacji”, wyjaśnia Mordasini. „Proces odgórny”. Ale nawet to wyjaśnienie sprawia problemy. „Dlaczego w tym przypadku planeta nie rośnie i nie migruje bliżej gwiazdy? Można by się spodziewać obydwu, gdyby dysk gazowy miał wystarczającą masę, aby stać się niestabilny pod wpływem grawitacji. Planeta GJ 3512b jest zatem ważnym odkryciem, które powinno poprawić nasze zrozumienie, w jaki sposób planety formują się wokół takich gwiazd” – mówi ekspert.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Naukowcy obserwują czarną dziurę niszczącą gwiazdę

Dzięki satelicie poszukującemu nowe planety astronomowie otrzymali nieoczekiwane spojrzenie na czarną dziurę rozrywającą gwiazdę na strzępy.


Jest to jedno z najdokładniejszych do tej pory spojrzeń na zjawisko, zwane zdarzeniem powodującym rozerwanie pływowe (tidal disruption event – TDE), i pierwsze dla TESS.

Kamień milowy osiągnięto dzięki światowej sieci robotycznych teleskopów o nazwie ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). Odkrycie zostało opublikowane w The Astrophysical Journal.

„Uważnie monitorujemy obszary nieba, które TESS obserwuje wraz z naszymi teleskopami ASAS-SN, ale mieliśmy to szczęście, że ten płat nieba, który TESS ciągle obserwuje, jest niewielki, a okazał się być jednym z najjaśniejszych TDE, jakie widzieliśmy. Dzięki szybkiemu odkryciu ASAS-SN i niewiarygodnym danym TESS mogliśmy zobaczyć to TDE znacznie wcześniej, niż inne – daje nam to nowe spojrzenie na sposób, w jaki kształtują się TDE” – powiedział Patrick Vallely, współautor badania i absolwent National Science Foundation Graduate Research Fellow w Ohio State.

Do zdarzeń rozerwania pływowego dochodzi, gdy gwiazda zbytnio zbliży się do czarnej dziury. W zależności od wielu czynników, w tym wielkości gwiazdy, rozmiaru czarnej dziury, czarna dziura może pochłonąć lub rozerwać gwiazdę na długie, przypominające spaghetti pasmo.

„Dane TESS pozwalają nam dokładnie zobaczyć, kiedy to niszczycielskie zdarzenie, nazwane ASASSN-19bt, zaczęło jaśnieć, czego nigdy wcześniej nie byliśmy w stanie zrobić. Ponieważ szybko odkryliśmy rozerwanie pływowe dzięki naziemnym ASAS-SN, byliśmy w stanie wykonać wielofalowe obserwacje w ciągu pierwszych kilku dni. Wczesne dane będą niezwykle pomocne w modelowaniu fizyki tych wybuchów” – powiedział Thomas Holoien z Carnegie Observatories w Pasadenie, Kalifornia.

ASAS-SN był pierwszym systemem, który zobaczył, jak czarna dziura rozrywa gwiazdę na strzępy. Holoien pracował w Obserwatorium Las Campanas w Chile 29 stycznia 2019 roku, kiedy dostał alert z jednego z teleskopów ASAS-SN w Południowej Afryce. Holoien skierował dwa teleskopy Las Campanas na rozerwanie pływowe a następnie poprosił o obserwacje innych teleskopów na całym świecie.

TESS zdążył już monitorować dokładnie tę część nieba, w której teleskop ASAS-SN odkrył zdarzenie rozerwania pływowego. To nie było jedynie szczęście w obserwacjach – po wystartowaniu TESS w lipcu 2018 roku zespół odpowiedzialny za ASAS-SN poświęcił więcej teleskopowego czasu ASAS-SN na obserwowane przez TESS obszary nieba.

Ale szczęściem jest, że TDE nastąpiło w linii widzenia systemu, powiedział Chris Kochanek, prof. astronomii na Ohio State University.

Rozerwania pływowe są rzadkie, zdarzają się raz na 10 000 – 100 000 lat w galaktyce wielkości Drogi Mlecznej. Dla porównania, supernowe zdarzają się co 100 lat. Naukowcy zaobserwowali około 40 TDE w całej historii (ASAS-SN widzi kilka w ciągu roku). Jak mówi Kochanek, zdarzenia są rzadkie głównie dlatego, że gwiazdy muszą znajdować się bardzo blisko czarnej dziury – mniej więcej średnia odległość Ziemi od Słońca – aby je stworzyć.

Ponieważ ASAS-SN wykrywał wcześniej zdarzenie powodujące rozerwanie pływowe, Holoien był w stanie wytrenować dodatkowe teleskopy na tym zdarzeniu, rejestrując bardziej szczegółowy wygląd, niż było to możliwe wcześniej. Następnie astronomowie mogli spojrzeć na dane z TESS – które, ponieważ pochodziły z satelity umieszczonego w kosmosie, były dostępne dopiero kilka tygodni po wydarzeniu – aby sprawdzić, czy potrafią dostrzec to zdarzenie w trakcie trwania. Dane z TESS oznaczały, że widzieli oznaki rozerwań pływowych w danych z około 10 dni przed ich wystąpieniem.

„Wczesne dane z TESS pozwalają nam widzieć światło bardzo blisko czarnej dziury, znacznie bliżej, niż byliśmy w stanie widzieć wcześniej. Pokazują nam również, że wzrost jasności ASASSN-19bt był bardzo płynny, co pomaga nam stwierdzić, że zdarzenie to było rozerwaniem pływowym a nie innym rodzajem wybuchu, np. z galaktycznego centrum czy supernowej” – powiedział Vallely.

Zespół Holoiena wykorzystał ultrafioletowe dane z Neil Gehrels Swift Observatory NASA w celu ustalenia, że temperatura spadła o około 50%, z ok. 40 000 do 20 000 stopni Celsjusza, w ciągu kilku dni. Holoien powiedział, że po raz pierwszy zaobserwowano tak wczesny spadek temperatury w wyniku rozerwania pływowego, chociaż kilka teorii to przewidziało.

Bardziej typowy dla tego rodzaju zdarzeń był niski poziom emisji promieniowania rentgenowskiego obserwowany przez Swift. Naukowcy nie do końca rozumieją, dlaczego TDE produkują tak dużą emisję UV i tak mało promieniowania rentgenowskiego.

Astronomowie uważają, że supermasywna czarna dziura, która wygenerowała ASASSN-19bt, ma masę ok. 6 mln mas Słońca. Znajduje się ona w centrum galaktyki o nazwie 2MASX J07001137-6602251, leżącej ok. 375 mln lat świetlnych stąd w konstelacji Latającej Ryby. Zniszczona gwiazda mogła być wielkości zbliżonej do naszego Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 września 2019

Trzy czarne dziury na kursie kolizyjnym

Astronomowie odkryli trzy olbrzymie czarne dziury w tytanicznym zderzeniu trzech galaktyk. Kilka obserwatoriów, w tym Obserwatorium Rentgenowskie Chandra i inne teleskopy kosmiczne, uchwyciło niezwykły układ.


„W tym czasie szukaliśmy tylko par czarnych dziur, a jednak dzięki naszej technice selekcji natknęliśmy się na ten niesamowity układ. To najsilniejszy jak dotąd dowód na istnienie takiego potrójnego układu aktywnego karmienia czarnych dziur” – powiedział Ryan Pfeifle z George Mason University w Fairfax w stanie Wirginia, pierwszy autor artykułu.

Układ jest znany jako SDSS J084905.51+111447.2 (w skrócie SDSS J0849+1114) i znajduje się miliard lat świetlnych od Ziemi. 

Aby odkryć ten rzadki układ potrójny czarnych dziur, badacze musieli połączyć zarówno dane z teleskopów naziemnych jak i kosmicznych. Najpierw teleskop Sloan Digital Sky Survey (SDSS), który skanuje duże obszary nieba w świetle optycznym z Nowego Meksyku, zobrazował SDSS J0849+1114. Z pomocą naukowców społecznych uczestniczących w projekcie o nazwie Galaxy Zoo zostało on następnie oznaczony jako układ zderzających się galaktyk.

Następnie dane z misji WISE ujawniły, że układ intensywnie świecił w świetle podczerwonym podczas fazy łączenia się galaktyk, gdy oczekiwano, że więcej niż jedna z czarnych dziur będzie szybko karmiona. Aby podążać za tymi wskazówkami, astronomowie skorzystali z teleskopu Chandra i Large Binocular Telescope (LBT) w Arizonie.

Dane z Chandra ukazały źródła promieniowania rentgenowskiego – charakterystyczny znak konsumpcji materii przez czarną dziurę – w jasnych jądrach każdej galaktyki podczas zderzenia, dokładnie tam, gdzie naukowcy spodziewali się istnienia supermasywnych czarnych dziur. Satelity Chandra i NuSTAR również znalazły dowody na duże ilości gazu i pyłu wokół jednej z czarnych dziur, typowy dla łączącego się układu tych obiektów.

Tymczasem dane optyczne z SDSS i LBT wykazały charakterystyczne widmowe ślady materii konsumowanej przez trzy supermasywne czarne dziury.

Jednym z powodów, dla których trudno jest znaleźć triplet supermasywnych czarnych dziur, jest to, że prawdopodobnie są one otoczone gazem i pyłem blokującymi większość światła. Obrazy w podczerwieni z WISE, widma w podczerwieni z LBT  i zdjęcia rentgenowskie z Chandra omijają ten problem, ponieważ promieniowanie podczerwone i rentgenowskie przechodzą przez obłoki gazu znacznie łatwiej, niż światło widzialne.

„Dzięki wykorzystaniu dużych obserwatoriów zidentyfikowaliśmy nowy sposób rozpoznawania potrójnych supermasywnych czarnych dziur. Każdy teleskop daje nam inną wskazówkę dotyczącą tego, co dzieje się w tych układach. Mamy nadzieję rozszerzyć naszą pracę, aby znaleźć więcej tripletów przy użyciu tej samej techniki” – powiedział Pfeifle.

„Podwójne i potrójne czarne dziury są niezwykle rzadkie, ale układy takie są w rzeczywistości naturalną konsekwencją zderzenia galaktyk, a naszym zdaniem to sposób, w jaki galaktyki rosną i ewoluują” – powiedziała współautorka, Shobita Satyapal, także z George Mason University.

Trzy łączące się supermasywne czarne dziury zachowują się inaczej, niż dwie. Kiedy trzy czarne dziury oddziałują, para powinna połączyć się w większą czarną dziurę znacznie szybciej, niż gdyby dwie były same. Może to być rozwiązanie teoretycznej zagadki zwanej „final parsec problem”, w którym dwie supermasywne czarne dziury mogą zbliżyć się na dystans kilku lat świetlnych do siebie, ale potrzebowały by dodatkowego przyciągania do wewnątrz, aby się połączyć, ze względu na nadmiar energii, jaką niosą na orbitach. Wpływ trzeciej czarnej dziury, jak w przypadku SDSS J0849+1114, może w końcu je połączyć.

Symulacje komputerowe wykazały, że 16% par supermasywnych czarnych dziur w zderzających się galaktykach będzie oddziaływać z trzecią supermasywną czarną dziurą przed ich połączeniem. Takie połączenia wywołają fale grawitacyjne, które będą miały niższą częstotliwość, niż są w stanie wykryć detektory LIGO i Virgo. Można je jednak wykryć za pomocą obserwacji radiowych pulsarów, a także przyszłych obserwatoriów kosmicznych, takich jak Laser Interferometer Space Antenna (LISA), które będzie wykrywać czarne dziury o masie do miliona mas Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 września 2019

Brama do wewnętrznego Układu Słonecznego

Nowe badanie może zasadniczo zmienić nasze rozumienie tego, w jaki sposób komety przybywają z obrzeży Układu Słonecznego i są kierowane do wewnętrznych jego obszarów, zbliżając się do Ziemi.


Na spotkaniu EPSC-DPS w Genewie planetolog dr Jordan Steckloff przedstawił odkrycie orbitalnej „Bramy”, przez którą wiele komet przechodzi tuż przed naszym Słońcem. Brama została odkryta jako część zestawu symulacji orbitalnych Centaurów, grupy małych lodowych ciał poruszających się po chaotycznych orbitach między Jowiszem a Neptunem. Zespół badawczy modelował ewolucję ciał spoza orbity Neptuna, przez region olbrzymiej planety i wewnątrz orbity Jowisza. Te lodowe ciała są uważane za niemal nieskazitelne pozostałości materii narodzin naszego Układu Słonecznego.

Przez długi czas omawiano drogę ewolucji komet z ich pierwotnego położenia w procesie formowania się, aż do Słońca. „W jaki sposób nowe komety, kontrolowane przez wpływ Jowisza, zastępują te, które zniknęły? Gdzie jest przejście między przebywaniem w zewnętrznym Układzie Słonecznym, jako małe uśpione ciała, a stawaniem się aktywnymi ciałami wewnętrznego Układu Słonecznego, wykazującymi rozległą otoczkę gazu i pyłu oraz warkocz?” – zapytał Steckloff. Te pytania do tej pory pozostawały bez odpowiedzi. „To, co odkryliśmy, model Bramy jako ‘kolebkę komet’, zmieni sposób myślenia o historii lodowych ciał” – powiedział Gal Sarid (University of Central Florida), główny naukowiec badania.

Uważa się, że Centaury pochodzą z regionu Pasa Kuipera znajdującego się poza orbitą Neptuna i że są populacją źródłową komet z rodziny jowiszowej, które zajmują wewnętrzny Układ Słoneczny. Chaotyczna natura orbit Centaurów zaciemnia ich dokładne ścieżki, co utrudnia przewidywanie ich przyszłości jako komet. Kiedy lodowe ciała, takie jak Centaury czy komety, zbliżają się do Słońca, zaczynają uwalniać gaz i pył, aby stworzyć komę i rozległy warkocz, które nazywamy kometami. Pokaz ten jest jednym z najbardziej imponujących zjawisk obserwowanych nocnym niebie, ale jest także przelotnym błyskiem piękna, po którym szybko następuje zniszczenie komety lub jej ewolucja w stan uśpienia, powiedziała członek zespołu, Kathryn Volk (Lunar and Planetary Laboratory, The University of Arizona).

Pierwotnym celem dochodzenia było zbadanie osobliwego Centaura – 29P/Schwassmann-Wachmann 1 (SW1). To średniej wielkości Centaur krążący po prawie kołowej orbicie tuż za Jowiszem. SW1 od dawna intryguje astronomów swoją wysoką aktywnością i częstymi wybuchami, które występują w pewnej odległości od Słońca, gdzie lód nie powinien faktycznie parować. Zarówno jej orbita jak i aktywność stawiają SW1 na ewolucyjnym środku między innymi Centaurami i kometami z rodziny Jowiszowych. Zespół badawczy chciał sprawdzić, czy obecne warunki SW1 są zgodne z postępem orbitalnym innych Centaurów.

„Odkryliśmy, że więcej niż ⅕ Centaurów, które śledziliśmy, wchodzi na orbitę podobną do orbity SW1. Zamiast być swoistą wartością odstającą, SW1 to Centaur złapany na akcie dynamicznej ewolucji w kometę rodziny jowiszowej” – powiedziała dr Maria Womack (Florida Space Institute), naukowiec i współautor badania.

Oprócz powszechnej natury orbity SW1, symulacje prowadzą do jeszcze bardziej zaskakującego odkrycia. „Centaury przechodzące przez ten region są źródłem ponad ⅔ wszystkich komet rodziny jowiszowej, co czyni go główną Bramą, przez którą te komety są tworzone” – powiedział członek zespołu dr Walter Harris (Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona). Region Bramy nie przetrzymuje długo rezydentów, a większość Centaurów staje się kometami z rodziny jowiszowej w ciągu kilku tysięcy lat. Jest to krótka część życia dowolnego obiektu Układu Słonecznego, która może obejmować miliony, a czasem miliardy lat.

Obecność Bramy zapewnia od dawna poszukiwany sposób identyfikacji Centaurów na trajektorii zbliżającej się w kierunku wewnętrznego Układu Słonecznego. SW1 jest obecnie największym i najbardziej aktywnym z garstki obiektów odkrytych w regionie Bramy, co czyni go „głównym kandydatem do pogłębienia naszej wiedzy na temat orbitalnych i fizycznych przejść, które kształtują populację komet, jakie widzimy dzisiaj”, powiedziała członek zespołu, dr Laura Woodney (California State University San Bernardino).

Naukowcy twierdzą, że nasze rozumienie komet jest ściśle związane ze znajomością wczesnego składu i ewolucji warunków do powstania atmosfer i życia Układu Słonecznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 września 2019

Pulsujące promieniowanie gamma z gwiazdy neutronowej wirującej 707 razy na sekundę

Drugi znany najszybciej rotujący pulsar radiowy jest także pulsarem gamma.


Międzynarodowy zespół badawczy odkrył, że pulsar radiowy J0952-0607 emituje również pulsacyjne promieniowanie gamma. J0952-0607 wiruje 707 razy w ciągu jednej sekundy i zajmuje drugie miejsce na liście szybko rotujących gwiazd neutronowych. Analizując dane pochodzące z kosmicznego teleskopu Fermiego promieniowania gamma z 8,5 roku, obserwacji radiowych z LOFAR z ostatnich dwóch lat, z obserwacji z dwóch dużych teleskopów optycznych oraz dane fal grawitacyjnych z detektorów LIGO zespół zbadał szczegółowo układ podwójny złożony z pulsara i jego lekkiego towarzysza. Ich badanie pokazuje, że ekstremalne układy pulsarów ukrywają się w katalogach Fermiego i motywują do dalszych poszukiwań. Analiza jest bardzo obszerna ale rodzi również nowe pytania na temat tego układu.

Pulsary są zwartymi pozostałościami gwiezdnych eksplozji, które mają silne pola magnetyczne i szybko wirują. Emitują promieniowanie kosmiczne niczym latarnia morska i mogą być obserwowane jako pulsary radiowe i/lub pulsary gamma, w zależności od ich orientacji w stosunku do Ziemi.

Najszybszy pulsar poza gromadami kulistymi

PSR J0952-0607 (nazwa oznaczająca położenie na niebie) został po raz pierwszy odkryty w 2017 r. podczas radiowych obserwacji źródła zidentyfikowanego przez kosmiczny teleskop Fermiego jako prawdopodobny pulsar. W danych z Large Area Telescope (LAT) na pokładzie Fermiego nie wykryto pulsacji promieniowania gamma. Obserwacje za pomocą sieci radioteleskopów LOFAR zidentyfikowały pulsujące źródło radiowe i – wraz z obserwacjami z teleskopu optycznego – pozwoliły zmierzyć niektóre właściwości pulsara. Okrąża on wspólny środek masy w czasie 6,2 godziny wraz z gwiazdą towarzyszącą, która waży zaledwie 50 mas Słońca. Pulsar wiruje 707 razy na sekundę co czyni go najszybciej rotującym w naszej galaktyce poza gęstym środowiskiem gwiazdowym gromad kulistych.

Poszukiwanie bardzo słabych sygnałów

Korzystając z wcześniejszych informacji na temat tego układu podwójnego pulsarów, Lars Nieder, doktorant w AEI Hannover, postanowił sprawdzić, czy pulsar emituje również pulsacyjne promienie gamma. „To poszukiwanie jest niezwykle trudne, ponieważ teleskop Fermiego zarejestrował jedynie odpowiednik około 200 promieni gamma ze słabego pulsara w ciągu 8,5 lat obserwacji. W tym czasie sam pulsar obrócił się 220 mld razy. Innymi słowy tylko raz na miliard obrotów zaobserwowano promień gamma! Dla każdego z tych promieni gamma badanie musi dokładnie określić, kiedy podczas każdego z 1,4 milisekundowych obrotów został on wyemitowany” – wyjaśnia Nieder.

Wymaga to przeszukiwania danych z bardzo dokładną rozdzielczością, aby nie przegapić żadnego możliwego sygnału. Wymagana jest ogromna moc obliczeniowa. Bardzo czułe poszukiwanie słabych pulsacji promieniowania gamma zajęłoby 24 lata na komputerze jednordzeniowym. Dzięki zastosowaniu klastra komputerowego Atlas w AEI Hannover zakończyło się zaledwie w 2 dni.

Dziwna pierwsza detekcja

„Nasze wyszukiwanie znalazło sygnał, ale coś było nie tak! Sygnał był bardzo słaby i znajdował się niezupełnie tam, gdzie powinien. Powód: nasze wykrycie promieni gamma z J0952-0607 ukazało błąd w pozycji początkowych obserwacji za pomocą teleskopu optycznego, które wykorzystaliśmy do ukierunkowania naszej analizy. Nasze odkrycie pulsacji promieniowania gamma spowodowało dość słabe – ale istotne statystycznie – odkrycie pulsara gamma w skorygowanej pozycji.” 

Po odkryciu i potwierdzeniu istnienia pulsującego promieniowania gamma z pulsara zespół powrócił do danych z Fermiego i wykorzystał całe z 8,5 roku od sierpnia 2008 r. do stycznia 2017 roku do określenia parametrów fizycznych pulsara i jego układu podwójnego. Ponieważ promieniowanie gamma z J0952-0607 było tak słabe, musieli udoskonalić opracowaną wcześniej metodę analizy, aby poprawnie uwzględnić wszystkie niewiadome.

Kolejna niespodzianka: brak pulsacji gamma przed lipcem 2011

Wprowadzone rozwiązanie zawierało kolejną niespodziankę, ponieważ niemożliwe było wykrycie pulsacji promieniowania gamma z pulsara w danych sprzed lipca 2011 r. Powód, dla którego pulsar wydaje się pulsować dopiero po tej dacie, jest nieznany. Różnice w ilości emitowanych promieni gamma mogą być jednym z powodów, ale pulsar jest tak słaby, że nie można było przetestować tej hipotezy z wystarczającą dokładnością. Zmiany na orbicie pulsara widoczne w podobnych układach mogą również stanowić wyjaśnienie, ale w danych nie było nawet wskazówki, że tak się dzieje.

Obserwacje optyczne rodzą dalsze pytania

Zespół wykorzystał również obserwacje wykonane za pomocą teleskopu NTT ESO znajdującego się w Obserwatorium La Silla oraz Gran Telescopio Canarias na La Palmie, aby zbadać gwiezdnego towarzysza pulsara. Najprawdopodobniej jest ona związana pływowo z pulsarem, jak Księżyc z Ziemią, tak że jedna strona zawsze jest zwrócona w kierunku pulsara i nagrzewana przez jego promieniowanie. Podczas gdy towarzysz okrąża wspólny środek masy układu podwójnego, jego gorąca „dzienna” strona i chłodniejsza „nocna” strona są widoczne z Ziemi, a obserwowana jasność i barwa się różnią.

Obserwacje te ukazują kolejną zagadkę. Podczas gdy obserwacje radiowe wskazują na odległość 4400 lat świetlnych do pulsara, obserwacje optyczne sugerują odległość trzykrotnie większą. Gdyby układ znajdował się stosunkowo blisko Ziemi, zawierałby niespotykanego dotąd niezwykle kompaktowego towarzysza o wysokiej gęstości, podczas gdy większe odległości są zgodne z gęstością znanych podobnych towarzyszy pulsara. Wyjaśnieniem tej rozbieżności może być istnienie fal uderzeniowych w wietrze cząsteczek z pulsara, co może prowadzić do innego nagrzewania towarzysza. Więcej obserwacji promieniowania gamma za pomocą LAT Fermiego powinno pomóc odpowiedzieć na to pytanie.

Poszukiwanie ciągłych fal grawitacyjnych

Inna grupa naukowców szukała ciągłej emisji fali grawitacyjnej z pulsara przy użyciu danych z LIGO. Pulsary mogą emitować fale grawitacyjne, gdy mają niewielkie nierówności. Badanie nie wykryło żadnych fal grawitacyjnych, co oznacza, że kształt pulsara musi być bardzo zbliżony do idealnej kuli z najwyższymi nierównościami mniejszymi niż ułamek milimetra.

Szybko wirujące gwiazdy neutronowe

Zrozumienie szybko wirujących pulsarów jest ważne, ponieważ są to próbniki ekstremalnej fizyki. Szybkość wirowania gwiazd neutronowych przed rozerwaniem się w wyniku działania sił odśrodkowych jest nieznana i zależy od nieznanej fizyki jądrowej. Pulsary milisekundowe, takie jak J0952-0607, wirują szybko, ponieważ zostały rozkręcone przez akrecję materii od swojego towarzysza. Uważa się, że proces ten zmniejsza pole magnetyczne pulsara. Dzięki długoterminowym obserwacjom promieniowania gamma zespół badawczy wykazał, że J0952-0607 ma jedno z dziesięciu najniższych pól magnetycznych mierzonych kiedykolwiek dla pulsara, zgodnie z oczekiwaniami teorii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 września 2019

Badania ujawniły sześć galaktyk przechodzących nagłe, dramatyczne transformacje

Galaktyki mają różne kształty, rozmiary i jasności, od zwykłych galaktyk po niezwykle świecące aktywne galaktyki. Podczas gdy zwykła galaktyka jest widoczna głównie dzięki światłu gwiazd, aktywna galaktyka świeci najjaśniej w swoim centrum, w którym supermasywna czarna dziura emituje stały ładunek jasnego promieniowania, gdyż zachłannie pochłania pobliski gaz i pył.


Gdzieś pomiędzy zwykłymi i aktywnymi galaktykami znajduje się jeszcze inna klasa, znana jako low-ionization nuclear emission-line region (LINER). Chociaż LINERy są dość powszechne (stanowią ok. ⅓ wszystkich pobliskich galaktyk), astronomowie zaciekle debatowali nad głównym źródłem emisji światła z LINERów. Niektórzy twierdzą, że odpowiedzialne są za nie słabe aktywne jądra galaktyczne, podczas gdy inni utrzymują, że regiony gwiazdotwórcze poza jądrem galaktycznym wytwarzają najwięcej światła.

Zespół astronomów zaobserwował sześć zwykłych galaktyk LINER przekształcających się w wygłodniałe kwazary – miejsce dla najjaśniejszych ze wszystkich jąder galaktycznych. Zespół opisał swoje obserwacje, które mogą pomóc w zdemistyfikowaniu natury zarówno LINERów, jak i kwazarów, jednocześnie odpowiadając na nurtujące pytania dotyczące ewolucji galaktyk, w The Astronomical Journal. Na podstawie ich analiz, naukowcy sugerują, że odkryli zupełnie nowy rodzaj aktywności czarnej dziury w centrach tych sześciu galaktyk LINER.

„W przypadku jednego z sześciu obiektów pierwotnie pomyśleliśmy, że zaobserwowaliśmy zdarzenie zakłócenia pływów, które ma miejsce, gdy gwiazda przechodzi zbyt blisko supermasywnej czarnej dziury i ulega rozszarpaniu. Ale później odkryliśmy, że była to uśpiona wcześniej czarna dziura przechodząca transformację, którą astronomowie nazywają ‘zmieniającym się wyglądem’, czego skutkiem jest jasny kwazar. Obserwacja tych sześciu zmian stosunkowo spokojnych galaktyka LINER, sugeruje, że zidentyfikowaliśmy zupełnie nową klasę aktywnego jądra galaktycznego” – mówi Sara Frederick, absolwentka Wydziału Uniwersytetu Maryland astronomii i główna autorka artykułu.

Wszystkie sześć zaskakujących zmian zaobserwowano w ciągu pierwszych dziewięciu miesięcy pracy Zwicky Transient Facility (ZTF), projektu zautomatyzowanego badania nieba w Obserwatorium Palomar Caltech niedaleko San Diego w Kalifornii, który rozpoczął obserwacje w marcu 2018 r. 

Zmiany w wyglądzie zostały udokumentowane w innych galaktykach – najczęściej w klasie aktywnych galaktyk, zwanych galaktykami Seyferta. Z definicji wszystkie galaktyki Seyferta mają jasne, aktywne jądra galaktyczne, ale galaktyki Seyferta typu 1 i typu 2 różnią się ilością emitowanego światła o określonych długościach fali. Według Frederick wielu astronomów podejrzewa, że różnica ta wynika z kąta patrzenia na galaktyki.

Uważa się, że galaktyki Seyferta typu 1 są zwrócone przodem do Ziemi, zapewniając niezakłócony widok na ich jądra, podczas gdy galaktyki Seyferta typu 2 są nachylone pod kątem, tak że ich jądra są częściowo zasłonięte gęstym, pierścieniem w kształcie torusa gęstego, gazowo-pyłowego obłoku. Tak więc transformacja zmieniającego się wyglądu między dwiema klasami stanowi zagadkę dla astronomów, ponieważ nie oczekuje się, że orientacja galaktyki w stosunku do Ziemi ulegnie zmianie.

Nowe obserwacje Frederick i jej współpracowników mogą podważyć te założenia.

„Zaczęliśmy od próby zrozumienia transformacji zmieniającego się wyglądu w galaktykach Seyferta. Ale zamiast tego, znaleźliśmy nową klasę aktywnego jądra galaktycznego zdolnego do przekształcenia cichej galaktyki w świecący kwazar. Teoria sugeruje, że uruchomienie się kwazara powinno zająć tysiące lat, ale te obserwacje sugerują, że może to nastąpić bardzo szybko. Mówi nam, że cała teoria jest błędna. Myśleliśmy, że transformacja Seyferta była główną zagadką. Ale teraz mamy większy problem do rozwiązania” – mówi Suvi Gezari, profesor astronomii UMD i współautor pracy.

Frederick i jej koledzy chcą zrozumieć, w jaki sposób cicha wcześniej galaktyka o spokojnym jądrze może nagle przejść do jasnej latarni galaktycznego promieniowania. Aby dowiedzieć się więcej, wykonali obserwacje obiektów za pomocą Discovery Channel Telescope, który jest obsługiwany przez Obserwatorium Lowella we współpracy z UMD, Uniwersytetem Boston, Uniwersytetem Toledo i Uniwersytetem Północnej Arizony. Obserwacje te pomogły wyjaśnić aspekty przemian, w tym sposób, w jaki szybko transformujące się jądra galaktyczne oddziałują z galaktykami gospodarzami.

„Nasze obserwacje potwierdzają, że LINERy mogą w rzeczywistości przyjmować aktywne supermasywne czarne dziury w swoich ośrodkach. Ale te sześć transformacji było tak nagłych i dramatycznych, że mówią nam, że w tych galaktykach dzieje się coś zupełnie innego. Chcemy wiedzieć, w jaki sposób tak ogromne ilości gazu i pyłu mogą nagle zacząć spadać do czarnej dziury. Ponieważ złapaliśmy te przejścia w czasie ich trwania, otwiera to wiele możliwości porównania tego, jak wyglądały jądra przed i po transformacji” – powiedziała Frederic.

W przeciwieństwie do wielu kwazarów, które oświetlają otaczające obłoki gazu i pyłu daleko poza jądrem galaktycznym, naukowcy odkryli, że tylko gaz i pył znajdujące się najbliżej jądra zostały wyłączone. Frederick, Gezari i ich współpracownicy podejrzewają, że aktywność ta stopniowo rozprzestrzenia się z jądra galaktyki – i może zapewnić możliwość mapowania rozwoju nowo narodzonego kwazara. 

„Zaskakujące jest to, że każda galaktyka może zmienić swój wygląd w ludzkiej skali czasu. Zmiany te zachodzą szybciej, niż możemy ją wyjaśnić obecną teorią dotyczącą kwazarów. Potrzeba trochę pracy, aby zrozumieć, co zaburzyć strukturę akrecji galaktyki i wywołać zmiany w tak krótkim czasie. W grę muszą wchodzić bardzo ekstremalne i dramatyczne siły” – powiedziała Frederic.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 września 2019

Gwiezdne żłobki odległych galaktyk

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że właściwości obłoków molekularnych i liczba wytwarzanych przez nie gwiazd różni się w zależności od tego, czy znajdują się one w odległych czy pobliskich galaktykach.


Gromady gwiazd powstają w wyniku skupienia obłoków molekularnych, mas zimnego, gęstego gazu, które znajdują się w każdej galaktyce. Właściwości fizyczne tych obłoków w naszej własnej galaktyce i pobliskich galaktykach znane są od dawna. Ale czy są one identyczne w odległych galaktykach, które leżą ponad 8 mld lat świetlnych stąd? Po raz pierwszy międzynarodowy zespół pod kierownictwem Uniwersytetu Genewskiego (UNIGE) był w stanie wykryć obłoki molekularne w przodku Drogi Mlecznej, dzięki niespotykanej zdolności rozdzielczej przestrzennej osiągniętej w tak odległej galaktyce. Obserwacje te pokazują, że odległe obłoki mają większą masę, gęstość i wewnętrzne turbulencje, niż obłoki znajdujące się w pobliskich galaktykach i że tworzą znacznie więcej gwiazd. Astronomowie przypisują te różnice warunkom otaczającego środowiska międzygwiazdowego w odległych galaktykach, które są zbyt ekstremalne, aby obłoki molekularne typowe dla pobliskich galaktyk mogły przetrwać.

Obłoki molekularne składają się z gęstego, zimnego wodoru wirujące z prędkością naddźwiękową, generującego wahania gęstości, które skupiają się i tworzą gwiazdy. W pobliskich galaktykach takich jak Droga Mleczna, obłok molekularny wytwarza między 103 i 106 gwiazd. Jednak w odległych galaktykach, znajdujących się ponad 8 mld lat świetlnych stąd astronomowie zaobserwowali olbrzymie gromady gwiazd zawierające do 100 razy więcej gwiazd. Skąd taka różnica?

Wyjątkowa obserwacja możliwa dzięki kosmicznej lupie
Aby odpowiedzieć na to pytanie, astronomowie byli w stanie wykorzystać naturalny teleskop – zjawiska soczewkowania grawitacyjnego – w połączeniu z ALMA, interferometrem złożonym z 50 anten radiowych, które rekonstruują cały obraz galaktyki natychmiast. „Soczewki grawitacyjne są naturalnym teleskopem, który tworzy efekt szkła powiększającego, gdy masywny obiekt znajduje się między obserwatorem a odległym obiektem. Dzięki temu efektowi niektóre części odległych galaktyk rozciągają się na niebie i można je badać w niezrównanej rozdzielczości 90 lat świetlnych!” – wyjaśnia Miroslava Dessauges, badaczka na Wydziale Astronomii na Wydziale Naukowym UNIGE i pierwsza autorka badania. Tymczasem ALMA można wykorzystać do pomiaru poziomu tlenku węgla, który działa jak znacznik wodoru molekularnego tworzącego zimne obłoki.

Rozdzielczość ta umożliwiła indywidualne scharakteryzowanie obłoków molekularnych w odległej galaktyce, nazwanej „Kosmicznym Wężem”, oddalonej o 8 mld lat świetlnych. Astronomowie byli zatem w stanie porównać masę, rozmiar, gęstość i wewnętrzne turbulencje obłoków molekularnych w pobliskich i odległych galaktykach.

Obłoki molekularne odporne na ekstremalne warunki
Nowe obserwacje pokazały, że obłoki molekularne w odległych galaktykach miały masę, gęstość i turbulencje od 10 do 100 razy wyższe, niż w pobliskich galaktykach. „Takie wartości zmierzono tylko w obłokach znajdujących się w pobliżu oddziałujących galaktyk, które mają warunki międzygwiezdne przypominające warunki odległych galaktyk” – dodaje Miroslava Dessauges. Naukowcy mogli porównać różnice we właściwościach fizycznych obłoków ze środowiskami galaktycznymi, które są bardziej ekstremalne i wrogie w odległych galaktykach, niż w tych bliższych. „Obłok molekularny zwykle występujący w pobliskiej galaktyce natychmiast zapadłby się i zostałby zniszczony w ośrodku międzygwiezdnym odległych galaktyk, stąd jego zwiększona gęstość i turbulencje gwarantują jego przetrwanie i równowagę” – wyjaśnia Miroslava Dessauges. „Charakterystyczna masa obłoków molekularnych w Kosmicznym Wężu wydaje się doskonale zgadzać z przewidywaniami naszego scenariusza podziału turbulentnych dysków galaktycznych. W rezultacie scenariusz ten można przedstawić jako mechanizm formowania się masywnych obłoków molekularnych w odległych galaktykach” – dodaje Lucio Mayer, profesor w Centre for Physical and Cosmological Theory Uniwersytetu w Zurychu.

Zespół odkrył także, że wydajność formowania się gwiazd w galaktyce Kosmicznego Węża jest szczególnie wysoka, prawdopodobnie wywołana wysoce naddźwiękową wewnętrzną turbulencją obłoków. W pobliskich galaktykach obłok molekularny tworzy gwiazdy stanowiące około 5% jego masy. W odległych galaktykach liczba ta wzrasta do 30%.

Astronomowie będą teraz badać inne odległe galaktyki w celu potwierdzenia wyników obserwacji uzyskanych dla Kosmicznego Węża. Miroslava Dessauges podsumowuje: „Podniesiemy również jeszcze bardziej rozdzielczość, korzystając z wyjątkowej wydajności interferometru ALMA. Analogicznie, musimy bardziej szczegółowo zrozumieć zdolności obłoków molekularnych w odległych galaktykach do tak skutecznego formowania gwiazd.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 września 2019

Gwiazda neutronowa prawie zbyt masywna, aby istnieć

Astronomowie korzystający z GBT odkryli najmasywniejszą do tej pory znaną gwiazdę neutronową, szybko wirujący pulsar oddalony o ok. 4600 lat świetlnych od Ziemi. Ten rekordowy obiekt wiruje na krawędzi istnienia, zbliżając się do maksymalnej teoretycznej masy możliwej dla gwiazdy neutronowej.


Gwiazdy neutronowe – zwarte pozostałości masywnych gwiazd, które wybuchły jako supernowe – są najgęstszymi „normalnymi” obiektami w znanym Wszechświecie. (Czarne dziury są gęstsze, ale dalekie od normalności). Jedna kostka cukru zbudowana z materii gwiazdy neutronowej na Ziemi ważyłaby 100 mln ton, czyli mniej więcej tyle samo, co cała ludzka populacja. Chociaż astronomowie i fizycy badali te obiekty od dziesięcioleci i zachwycali się nimi, pozostaje wiele tajemnic dotyczących natury ich wnętrz: czy zgniecione neutrony stają się „nadciekłe” i płyną swobodnie? Czy rozpadają się na zupę subatomowych kwarków lub innych egzotycznych cząstek? Jaki jest punkt krytyczny, gdy grawitacja wygrywa z materią i tworzy czarną dziurę?

Zespół astronomów korzystający z Green Bank Telescope (GBT) zbliżył nas do znalezienia tych odpowiedzi.

Naukowcy, członkowie NANOGrav Physics Frontiers Center, odkryli, że szybko rotujący pulsar milisekundowy, zwany J0740+6620, jest najbardziej masywną gwiazdą neutronową, jaką kiedykolwiek zmierzono, ma średnicę 30 km i masę 2,17 mas Słońca. Ten pomiar zbliża go do granicy tego, jak masywny i zwarty może stać się pojedynczy obiekt bez zmiażdżenia się do czarnej dziury. Ostatnie prace dotyczące fal grawitacyjnych zaobserwowanych przez LIGO podczas zderzenia się gwiazd neutronowych sugerują, że 2,17 masy Słońca może znajdować się blisko tej granicy.

„Gwiazdy neutronowe są tak samo tajemnicze, jak fascynujące. Te obiekty wielkości miasta to w istocie olbrzymie jądra atomowe. Są tak masywne, że ich wnętrza nabierają dziwnych właściwości. Znalezienie maksymalnej masy, na jaką pozwala fizyka i natura, może nas wiele nauczyć o tym niedostępnym królestwie astrofizyki” – mówi Thankful Cromartie, absolwent University of Virginia i doktorant Grote Reber w National Radio Astronomy Observatory w Charlottesville w stanie Wirginia.

Pulsary emitują bliźniacze wiązki fal radiowych ze swoich biegunów magnetycznych, które przemierzają przestrzeń kosmiczną w sposób przypominający latarnię morską. Niektóre rotują setki razy na sekundę. Ponieważ pulsary wirują z tak fenomenalną prędkością i regularnością, astronomowie mogą je wykorzystywać jako kosmiczny odpowiednik zegarów atomowych. Tak precyzyjne mierzenie czasu pomaga im badać naturę czasoprzestrzeni, mierzyć masy obiektów gwiazdowych i lepiej rozumieć ogólną teorię względności.

Gdy tykający pulsar przechodzi za swoim towarzyszem białym karłem, występuje subtelne (rzędu 10 milionowych sekundy) opóźnienie czasu nadejścia sygnałów. Zjawisko to znane jest jako „opóźnienie Shapiro”. W istocie, grawitacja białego karła, zgodnie z ogólną teorią względności nieznacznie zakrzywia otaczającą ją przestrzeń. To zakrzywienie oznacza, że impulsy z rotującej gwiazdy neutronowej muszą podróżować nieco dalej, gdy omijają zakrzywienia czasoprzestrzeni wywołane przez białego karła.

Astronomowie mogą wykorzystać wielkość tego opóźnienia do obliczenia masy białego karła. Gdy znana jest masa jednego z orbitujących ciał, stosunkowo łatwo jest określić masę drugiego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 września 2019

Czarna dziura z trzema gorącymi posiłkami dziennie

Jest takie powiedzenie, że pomijanie posiłków jest niezdrowe. Najwyraźniej supermasywna czarna dziura w centrum oddalonej o miliony lat świetlnych galaktyce otrzymała tę wiadomość.


Zespół astronomów odnalazł rozbłyski rentgenowskie powtarzające się co ok. 9 godzin, pochodzące z centrum galaktyki o nazwie GSN 069. Dane uzyskane z obserwatorium rentgenowskiego Chandra i XMM-Newton wskazują, że supermasywna czarna dziura znajdująca się tam zużywa duże ilości materii w regularnych odstępach czasu.

Podczas gdy naukowcy wcześniej odkryli dwie czarne dziury o masie gwiazdowej (ważące ok. 10 razy więcej, niż Słońce), które czasami przechodzą regularne wybuchy, do tej pory nie wykryto jeszcze takiego zachowania się supermasywnej czarnej dziury.

Czarna dziura w centrum GSN 069, położona 250 mln lat świetlnych od Ziemi, ma masę ok. 400 000 razy większą, niż Słońce. Naukowcy szacują, że zużywa materię równoważną około czterem Księżycom ok. 3 razy dziennie.

„Ta czarna dziura ma plan posiłków, jakiego wcześniej nie widzieliśmy. To zachowanie jest tak bezprecedensowe, że musieliśmy wymyślić nowe wyrażenie, aby je opisać: ‘prawie okresowe erupcje rentgenowskie’ (X-ray Quasi-Periodic Eruptions)” – mówi Giovanni Miniutti z ESA Center for Astrobiology w Hiszpanii, pierwszy autor artykułu.

XMM-Newton jako pierwszy zaobserwował to zjawisko w GSN 069 po wykryciu dwóch wybuchów 24 grudnia 2018 r. Następnie Miniutti i jego współpracownicy śledzili kolejne obserwacje  XMM-Newton w dniach 16 i 17 stycznia 2019 r. i znaleźli 5 wybuchów. Obserwacje Chandry niecały miesiąc później, 14 lutego, pokazały dodatkowe 3 wybuchy.

„Łącząc dane z tych dwóch obserwatoriów rentgenowskich, śledziliśmy te okresowe wybuchy przez co najmniej 54 dni. Daje nam to wyjątkową okazję do obserwowania przepływu materii do supermasywnej czarnej dziury, która wielokrotnie przyspiesza i zwalnia” – powiedział współautor Richard Saxton z European Space Astronomy Center w Madrycie.

Podczas wybuchów promieniowanie X staje się ok. 20 razy jaśniejsze, niż w czasie ciszy. Wzrasta również temperatura gazu opadającego w kierunku czarnej dziury, od ok. 500 000 stopni Celsjusza w okresach ciszy do ok. 1,4 mln st. C podczas wybuchów. Temperatura tego ostatniego podobna jest do temperatury gazu znajdującego się wokół najaktywniej rosnących supermasywnych czarnych dziur.

Pochodzenie tego gorącego gazu było tajemnicą, ponieważ wydaje się, że jest zbyt gorący, aby można go było skojarzyć z dyskiem opadającej materii, który otacza czarną dziurę. Chociaż jego pochodzenie również jest tajemnicą w GSN 069, zdolność badania supermasywnej czarnej dziury, w której gorący gaz wielokrotnie się formuje, a następnie znika, może dostarczyć ważnych wskazówek.

„Uważamy, że źródłem promieniowania X jest gwiazda, którą czarna dziura częściowo lub całkowicie rozerwała na części i powoli konsumuje kawałek po kawałku. Ale jeżeli chodzi o powtarzające się wybuchy, jest to zupełnie inna historia, której pochodzenie należy zbadać przy użyciu dodatkowych danych i nowych modeli teoretycznych” – powiedziała współautorka Margherita Giustini, również z Centrum Astrobiologii ESA.

Spożywanie gazu ze zniszczonej gwiazdy przez supermasywną czarną dziurę było wcześniej obserwowane, ale nigdy nie towarzyszyły temu powtarzalne rozbłyski rentgenowskie. Autorzy sugerują, że istnieją dwa możliwe wyjaśnienia wybuchów. Jednym z nich jest to, że ilość energii na dysku gromadzi się aż stanie się niestabilna i materia gwałtownie wpadnie do czarnej dziury, powodując wybuchy. Następnie cykl się powtórzy. Innym jest interakcja między dyskiem a drugim ciałem krążącym wokół czarnej dziury, być może pozostałością częściowo rozerwanej gwiazdy.

Dane z Chandra były kluczowe dla tego badania, ponieważ były w stanie wykazać, że źródło promieniowania X znajduje się w centrum galaktyki gospodarza, czyli tam, gdzie oczekuje się obecności supermasywnej czarnej dziury. Kombinacja danych z Chandra i XMM-Newton sugeruje, że rozmiar i czas trwania posiłków czarnej dziury nieznacznie się zmniejszył a przerwa między posiłkami wzrosła. Przyszłe obserwacje będą miały kluczowe znaczenie dla sprawdzenia, czy trend się utrzyma.

Supermasywne czarne dziury są zwykle większe, niż ta w GSN 069, mając masy milionów a nawet miliardów słońc. Im większa czarna dziura, tym wolniejsze będą jej wahania jasności, więc zamiast wybuchać co dziewięć godzin, powinna wybuchać co kilka miesięcy lub lat, co prawdopodobnie tłumaczy, dlaczego wybuchy prawie okresowe nigdy wcześniej nie były widoczne.

Przykłady dużych wzrostów i spadków ilości promieni X wytwarzanych przez czarne dziury zaobserwowano w kilku przypadkach, stosując powtarzane obserwacje przez miesiące lub lata. Zmiany w niektórych obiektach są znacznie szybsze niż oczekiwano w standardowej teorii dysków opadającej materii otaczającej czarną dziurę, ale można je oczywiście uwzględnić, gdyby miały podobne zachowanie do GSN 069.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 września 2019

Czarna dziura o masie pośredniej rzuca gwiazdę przez Drogę Mleczną

Międzynarodowy zespół naukowców wskazał pochodzenie uciekającej z dużą prędkością gwiazdy o nazwie PG 1610+062 i ustalił, że prawdopodobnie została ona wyrzucona z rodzimej gromady przez czarną dziurę o masie pośredniej.


Aby nałożyć ścisłe ograniczenia na prognozowaną prędkość rotacji PG 1610+062, jej prędkość radialną, a także dokładnie zmierzyć jej skład chemiczny, zespół potrzebował danych spektralnych gwiazdy, ale odległość i położenie na niebie sprawiły, że Echellette Spectrograph and Imager (ESI) W. M. Keck Observatory okazało się jedynym narzędziem do tego zadania.

„Na półkuli północnej tylko połączenie Obserwatorium Kecka i ESI dały nam to, czego potrzebowaliśmy. Obszar zbierania Kecka pozwolił nam zgromadzić wystarczającą ilość fotonów dla naszego obiektu, a ESI ma dokładnie odpowiednią rozdzielczość, która jest wystarczająco wysoka, aby analizować wszystkie cechy widmowe” – mówi współautor pracy Thomas Kupfer, doktorant Kavli Institute for Theoretical Physics z University of California, Santa Barbara.

Chociaż wcześniej uważano ją z starą gwiazdę o masie połowy Słońca, typową dla halo galaktycznego, dane z Obserwatorium Kecka pokazały, że PG 1610+062 jest w rzeczywistości zaskakująco młodą gwiazdą, która jest dziesięć razy masywniejsza i została wyrzucona z dysku galaktycznego z prędkością bliską prędkości ucieczki z Drogi Mlecznej.

Istnieją jeszcze szybsze gwiazdy, zwane gwiazdami o wysokiej prędkości (hyper-velocity stars – HVS) – pierwsze trzy zostały odkryte w 2005 roku. Wśród nich jest unikalna gwiazda US 708, którą znaleziono na podstawie obserwacji za pomocą spektrometru obrazowania niskiej rozdzielczości (Low Resolution Imaging Spectrometer – LRIS) na teleskopie Keck I; poruszała się tak szybko, że wymknęła się grawitacji Drogi Mlecznej. Osiągnięcie takich prędkości wymaga niezwykle dramatycznego zdarzenia procy.

Symulacje przeprowadzone w 1988 roku sugerują, że olbrzymia czarna dziura o masie 4 mln mas Słońca (supermasywna czarna dziura – SMBH) mogłaby załatwić sprawę przez zakłócenie układu podwójnego gwiazd, czyli połknięcia jednej gwiazdy i pozostawienie jej kosmicznego partnera z całą energią w układzie, wyrzucając ją daleko poza prędkość ucieczki z Drogi Mlecznej. Z braku innych wiarygodnych wyjaśnień dotyczących powstawania HVS, scenariusz ten został łatwo zaakceptowany jako standardowy mechanizm wyrzucania, w szczególności po obserwacyjnych dowodach na istnienie takiej SMBH w centrum Galaktyki.

Wykorzystując precyzyjne pomiary astrometryczne z misji Gaia, określono drogę przybycia PG 1610+062 „znikąd” z okolicy centrum Drogi Mlecznej, ale z ramienia Strzelca naszej Galaktyki, co wyklucza pomysł, że to nasza centralna SMBH wyrzuciła tę gwiazdę.

Jeszcze bardziej interesujące jest pochodne ekstremalne przyspieszenie PG 1610+062, które najprawdopodobniej wyklucza wszystkie alternatywne scenariusze, oprócz interakcji z supermasywną czarną dziurą o masie pośredniej (MMBH). Przewiduje się, że obiekty takie istnieją w młodych gromadach gwiazd w ramionach spiralnych Drogi Mlecznej, ale żadnych jeszcze nie wykryto.

Jest wiele więcej informacji na temat tej gwiazdy i jej miejsca pochodzenia. W miarę postępu misji Gaia, pojawia się precyzja, a miejsce pochodzenia zostaje jeszcze bardziej zawężone, co może umożliwić astronomom wyszukiwanie macierzystej gromady gwiazd, a ostatecznie czarnej dziury.

Zespół aktualnie poszukuje dodatkowych kandydatów podobnych do PG 1610+062, wykorzystując satelitę Gaia oraz inne duże przeglądy nieba. Jaśniejsze i bliższe gwiazdy mogą być odpowiednie do prześledzenia ich drogi z macierzystych gromad gwiazd, które mogą dostarczyć dowodów na obecność czarnych dziur o masach pośrednich znajdujących się w ich wnętrzach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 września 2019

Poświata po zdarzeniu rozjaśnia naturę i pochodzenie łączenia się gwiazd neutronowych

Ostatni rozdział historycznej detekcji potężnego złączenia się dwóch gwiazd neutronowych w 2017 r. został oficjalnie napisany. Po tym jak niezwykle jasny wybuch ostatecznie zgasnął w czerni, międzynarodowy zespół naukowców kierowany przez Northwestern University starannie stworzył jej poświatę – ostatnią część cyklu życia słynnego zdarzenia.


Powstały obraz jest nie tylko najgłębszym jak dotąd obrazem poświaty kolizji gwiazd neutronowych, ale także ujawnia tajemnice dotyczące początków połączenia, utworzonego przez nią strumienia oraz natury krótszych rozbłysków gamma.

Wielu naukowców uważa połączenie się gwiazd neutronowych z 2017 r., nazwane GW170817, za największe jak dotąd odkrycie LIGO. Po raz pierwszy astrofizycy schwytali dwie zderzające się gwiazdy neutronowe. Wykryte zarówno na falach grawitacyjnych, jak i w promieniowaniu elektromagnetycznym.

Światło z GW170817 zostało wykryte częściowo dlatego, że obiekty znajdowały się w pobliżu, dzięki czemu były jasne i stosunkowo łatwe do znalezienia. Gdy gwiazdy neutronowe zderzyły się, wyemitowały kilonową – światło 1000 razy jaśniejsze niż klasyczna nowa, wynikająca z tworzenia ciężkich pierwiastków po połączeniu. Ale właśnie ta jasność sprawiła, że jej poświata – utworzona ze strumienia podróżującego z prędkością bliską prędkości światła, uderzającego w otaczające środowisko – była tak trudna do zmierzenia.

Począwszy od grudnia 2017 r. Kosmiczny Teleskop Hubble’a wykrywał poświatę w świetle widzialnym pozostałą po połączeniu się i ponownie odwiedzał jej lokalizację 10 razy w ciągu półtorej roku.

Pod koniec marca 2019 r. zespół Wen-fai Fong, która przewodziła badaniom, wykorzystał teleskop Hubble’a, aby uzyskać ostateczny obraz i najgłębsze jak dotąd dane obserwacyjne. W ciągu 7,5 godziny teleskop zarejestrował obraz nieba w miejscu, w którym nastąpiło zderzenie gwiazd neutronowych. Powstały obraz pokazał – 584 dni po połączeniu – że światło widzialne pochodzące ze złączenia ostatecznie zniknęło.

Następnie zespół Fong musiał usunąć jasność otaczającej galaktyki, aby odizolować wyjątkowo słabą poświatę tego zdarzenia.

Fong, Peter Blanchard (drugi autor pracy) i ich współpracownicy podeszli do wyzwania, wykorzystując wszystkie 10 obrazów, w których kilonowa zniknęła, a poświata została, a także ostateczny, głęboki obraz Hubble’a bez śladów kolizji. Zespół nałożył swój głęboki obraz Hubble’a na każdy z 10 obrazów poświaty. Następnie, używając algorytmu, drobiazgowo odjął całe światło z obrazów Hubble’a z wcześniejszych zdjęć poświaty. 

Efekt: końcowa seria zdjęć przedstawiających słabą poświatę bez zanieczyszczenia świetlnego pochodzącego z galaktyki tła. Całkowicie zgodny z przewidywanymi modelami, jest jak dotąd najdokładniejszą serią w skali czasowej obrazowania poświaty światła widzialnego GW170817 stworzonego do tej pory.

Dzięki głębokiemu polu Hubble’a, Fong i jej współpracownicy uzyskali nowe informacje na temat galaktyki macierzystej GW170817. Być może najbardziej zaskakujące są takie, że obszar wokół połączenia nie był gęsto zaludniony gromadami gwiazd.

„Poprzednie badania sugerowały, że pary gwiazd neutronowych mogą tworzyć się i łączyć w gęstym środowisku gromady kulistej. Nasze obserwacje pokazują, że zdecydowanie tak nie jest w przypadku tego połączenia się gwiazd neutronowych” – mówi Fong.

Fong uważa również, zgodnie z nowym obrazem, że odległe kosmiczne eksplozje zwane krótkimi błyskami gamma są w rzeczywistości zderzeniami pomiędzy gwiazdami neutronowymi – tylko widzianymi pod innym kątem. Obydwa wytwarzają relatywistyczne dżety będące jak wąż strażacki z materii, która porusza się z prędkością bliską prędkości światła. Astrofizycy zazwyczaj widzą strumienie pochodzące z rozbłysków gamma, gdy są one wycelowane bezpośrednio w naszym kierunku. Ale GW170817 obserwowano pod kątem 30 stopni, czego nigdy wcześniej nie dokonano na optycznej długości fali.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 września 2019

Jak wirują dyski wokół młodych protogwiazd

Jak powstają gwiazdy i planety? Naukowcy są teraz o krok bliżej ustalenia warunków powstawania dysków protogwiazdowych. Obserwacje trzech układów we wczesnych stadiach powstawania gwiazd w obłoku Perseusza pokazały, że profil momentu pędu w tych układach jest pomiędzy tym, którego oczekuje się dla ciała stałego a czystą turbulencją. Odkrycia te mogą doprowadzić do bardziej realistycznych warunków początkowych dla symulacji numerycznych tworzenia się dysku.


Główne etapy formowania się gwiazd i planet są dobrze znane: gęsty, obłok  międzygwiazdowy zapadnie się pod wpływem własnej grawitacji; tworzy się jądro centralne jak również dysk protogwiazdowy ze względu na zachowanie momentu pędu. W końcu, po około 100 000 lat, gwiazda stanie się wystarczająco gęsta, aby wywołać fuzję jądrową w swoim centrum i zacząć świecić, podczas gdy w dysku zaczną tworzyć się planety. Ale wciąż jest wiele otwartych pytań dotyczących szczegółów tego procesu, np. jaka jest rola momentu pędu w tworzeniu dysku lub w jaki sposób dysk okołogwiazdowy gromadzi większość swojej masy?

Międzynarodowy zespół pod przewodnictwem Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) zaobserwował obecnie trzy najmłodsze protogwiazdowe źródła w obłoku molekularnym Perseusza. Źródła te znajdują się blisko krawędzi w płaszczyźnie nieba, umożliwiając badanie prędkości rozkładu gęstego obłoku.

„Po raz pierwszy byliśmy w stanie przeanalizować kinematykę gazu wokół trzech dysków okołogwiazdowych we wczesnych stadiach ich powstawania. Wszystkie układy mogą pasować do tego samego modelu, który dał nam pierwszą wskazówkę, że gęste obłoki nie rotują tak samo, jak ciała stałe” – stwierdza Jaime Pineda, który prowadził badanie w MPE. Rotacja ciała stałego jest najprostszym założeniem, które opisuje gaz w gęstym obłoku ze stałym kątem prędkości na dowolnym promieniu. Model najlepiej opisujący wszystkie trzy układy znajduje się pomiędzy tymi oczekiwaniami dla rotacji ciała stałego i czystej turbulencji.

Ponadto, porównując te obserwacje z poprzednimi modelami numerycznymi, jasne jest, że pola magnetyczne odgrywają rolę w tworzeniu tych dysków: „Jeżeli pole magnetyczne jest uwzględnione, daje to pewność, że kolaps nie jest zbyt szybki, a rotacja gazu odpowiada tej zaobserwowanej. Nasze najnowsze obserwacje dają nam górną granicę rozmiarów dysków, co jest w dużej mierze zgodne z poprzednimi badaniami” – wyjaśnia Pineda.

W szczególności specyficzny moment pędu opadającej materii jest bezpośrednio związany z możliwym maksymalnym promieniem keplerowskiego dysku protogwiazdowego. Zakładając, że masa gwiazdowa wynosi około 5% masy naszego Słońca, naukowcy szacują, że górna granica keplerowskiego dysku wynosi, zgodnie z wcześniejszymi szacunkami, około 60 jednostek astronomicznych (AU), czyli około dwa razy więcej, niż nasz układ planetarny. Sugeruje to, że duże dyski (większych, niż 80 AU) nie mogą się formować na wczesnym etapie życia gwiazdy, a zatem wpływać na punkt początkowy dla scenariusza formowania się planet.

Następnym krokiem astronomów będzie obserwacja takich układów na różnych etapach ich ewolucji oraz w różnych środowiskach, aby sprawdzić, czy wpływają one na określony profil momentu pędu. Odkrycia te można następnie włączyć do symulacji numerycznych lub porównać z nimi, aby lepiej zrozumieć koewolucję gęstego jądra tworzącego gwiazdę i otaczający ją dysk protoplanetarny.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

4 września 2019

Egzoplanety nie ukryją swoich tajemnic przed innowacyjnym nowym instrumentem

Amerykański zespół badawczy odkrył sekrety nieuchwytnej egzoplanety za pomocą nowego potężnego instrumentu zamontowanego na 8-metrowym teleskopie Gemini North na Maunakea na Hawajach. Odkrycie nie tylko klasyfikuje egzoplanetę wielkości Jowisza w ciasnym układzie podwójnym gwiazd, ale także jednoznacznie pokazuje, po raz pierwszy, wokół której z dwóch gwiazd krąży planeta.


Przełom nastąpił, gdy Steve B. Howell z NASA Ames Research Center i jego zespół zastosował wysokiej rozdzielczości instrument obrazujący o nazwie ‘Alopeke (współczesne hawajskie słowo oznaczające Lisa). Zespół zaobserwował egzoplanetę Kepler-13b, gdy przechodziła przed tarczą jednej z gwiazd w układzie podwójnym Kepler-13AB odległym od nas o 2000 lat świetlnych. Wcześniej prawdziwa natura egzoplanety była tajemnicą.

„Była dezorientacja w związku z Kepler-13b: czy to gwiazda o małej masie, czy gorący świat podobny do Jowisza? Więc opracowaliśmy eksperyment z wykorzystaniem chytrego urządzenia ‘Alopeke. Monitorowaliśmy obie gwiazdy, Kepler A i Kepler B, jednocześnie szukając jakichkolwiek zmian jasności podczas tranzytu planety. Ku naszej radości nie tylko rozwiązaliśmy tajemnicę, ale także otworzyliśmy okno na nową erę badań egzoplanet.” – powiedział Howell.

„Ta podwójna wygrana podniosła znaczenie instrumentów takich jak ‘Alopeke w badaniach egzoplanet. Znakomite zdolności obserwacyjne Gemini Observatory, a także innowacyjny instrument ‘Alopeke umożliwiły to odkrycie w ciągu zaledwie czterech godzin obserwacji” – powiedział Chris Davis z National Science Foundation.

‘Alopeke wykonuje „obrazowanie plamek”, zbierając tysiące 60-milisekundowych ekspozycji co minutę. Po przetworzeniu tak dużej ilości danych końcowe zdjęcia są wolne od niekorzystnych skutków turbulencji atmosferycznych – które mogą powodować rozmycia i zniekształcenia obrazów gwiazd.

„Około połowa wszystkich egzoplanet krąży wokół gwiazdy w układach podwójnych, ale do tej pory nie byliśmy w stanie dokładnie określić, która z gwiazd jest gospodarzem planety” – mówi Howell.

Analiza zespołu ujawniła wyraźny spadek jasności Keplera A, co dowodzi, że planeta krąży wokół jaśniejszej z dwóch gwiazd. Co więcej ‘Alopeke dostarcza jednoznacznych danych na długości fali zarówno czerwonej, jak i niebieskiej, co jest niezwykłą funkcją dla obrazowanych plamek. Porównując dane światła czerwonego i niebieskiego badacze byli zaskoczeni, gdy odkryli, że spadek w świetle niebieskim był około dwa razy głębszy, niż spadek widoczny w świetle czerwonym. Można to wyjaśnić gorącą egzoplanetą o bardzo rozszerzonej atmosferze, która bardziej skutecznie blokuje światło na niebieskiej długości fali. Tak więc te wielokolorowe obserwacje dają kuszące spojrzenie na wygląd tego odległego świata.

Wczesne obserwacje kiedyś wskazały, że obiekt tranzytujący jest gwiazdą o małej masie lub brązowym karłem. Jednak badania Howella i jego zespołu prawie na pewno pokazują, że obiekt ten jest podobną do Jowisza olbrzymią gazową egzoplanetą z „nadmuchaną” atmosferą wywołaną narażeniem na ogromne promieniowanie gwiazdy macierzystej.

‘Alopeke ma identycznego bliźniaka na teleskopie Gemini South w Chile, o nazwie Zorro, co po hiszpańsku oznacza Lis. Podobnie jak ‘Alopeke, Zorro jest zdolny do obrazowania plamek zarówno na niebieskiej jak i czerwonej długości fali. Obecność tych instrumentów na obu półkulach pozwala Obserwatorium Gemini analizować tysiące egzoplanet znanych w wielu układach gwiazdowych.

„Obrazowanie plamek przeżywa renesans dzięki technologii takiej, jak szybkie, niskoszumowe detektory, które stają się łatwiej dostępne. W połączeniu z dużym lustrem głównym Gemini ‘Alopeke ma realny potencjał do dokonywania jeszcze bardziej znaczących odkryć egzoplanet poprzez dodanie innego wymiaru do wyszukiwania” – powiedział członek zespołu Andrew Stephens z teleskopu Gemini North.

Po raz pierwszy zaproponowane przez francuskiego astronoma Antoine Labeyrie w 1970 roku obrazowanie plamek opiera się na idei, że turbulencje atmosferyczne można „zamrozić” przy otrzymywaniu bardzo krótkich ekspozycji. Na tych krótkich ekspozycjach gwiazdy wyglądają jak zbiory małych punktów lub plamek, gdzie każda z tych plamek ma rozmiar optymalnego limitu rozdzielczości teleskopu. Podczas wykonywania wielu ekspozycji i sprytnego podejścia matematycznego plamki te można zrekonstruować, aby stworzyć prawdziwy obraz źródła, usuwając efekty turbulencji atmosferycznych. Rezultatem jest obraz o najwyższej jakości, jaki może wytworzyć teleskop, skutecznie uzyskując kosmiczną rozdzielczość z ziemi – co czyni te instrumenty doskonałymi sondami środowisk pozasłonecznych, w których mogą się znajdować planety.

Odkrycie planet krążących wokół innych gwiazd zmieniło spojrzenie na nasze miejsce we Wszechświecie. Misje kosmiczne, takie jak Kepler/K2 i TESS pokazały, że na niebie jest dwukrotnie więcej planet krążących wokół gwiazd niż gwiazd widocznych nieuzbrojonym okiem; do tej pory łączna liczba odkryć wynosi około 4000. 

„Misje te obserwują duże pola widzenia zawierające setki tysięcy gwiazd, więc nie mają wystarczającej rozdzielczości przestrzennej niezbędnej do głębszego badania. Jednym z głównych odkryć badań egzoplanet jest to, że około połowa wszystkich egzoplanet krąży wokół gwiazdy w układzie podwójnym. Zrozumienie tych złożonych systemów wymaga technologii, które mogą przeprowadzić obserwacje czułe na czas i badać najdrobniejsze szczegóły z wyjątkową przejrzystością” – mówi Howell.

„Nasza praca z Kepler-13b stanowi model przyszłych badań egzoplanet w układach wielokrotnych gwiazd. Obserwacje podkreślają zdolność obrazowania w wysokiej rozdzielczości za pomocą potężnych teleskopów, takich jak Gemini, nie tylko do oceny, które gwiazdy z planetami występują w układach podwójnych, ale także do zdecydowanego określenia, którą gwiazdę okrąża planeta” – dodaje Howell.

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...