29 lutego 2020

Tchnienia umierającej masywnej gwiazdy

Fizycy modelują supernowe powstające z pulsujących super olbrzymów, takich jak Betelgeza.


Betelgeza jest ostatnio w centrum uwagi mediów. Czerwony nadolbrzym zbliża się do końca swojego życia, a gdy gwiazda ponad 10-krotnie masywniejsza od Słońca umiera, gaśnie w spektakularny sposób.

Naukowcy twierdzą, że podczas gdy słynna gwiazda z ramienia Oriona najprawdopodobniej umrze w ciągu najbliższego miliona lat – w kosmicznej skali to jak kilka dni – jej pociemnianie jest spowodowane pulsowaniem gwiazdy. Zjawisko to jest stosunkowo powszechne wśród czerwonych nadolbrzymów, a Betelgeza od dziesięcioleci jest znana w tej grupie.

Jared Goldberg, absolwent fizyki w National Science Foundation, opublikował badanie szczegółowo opisujące, jak pulsacja gwiazdy wpływa na następującą później eksplozję, gdy osiągną swój koniec.

„Chcieliśmy wiedzieć, jak to wygląda, gdy pulsująca gwiazda eksploduje w różnych fazach pulsacji. Wcześniejsze modele są prostsze, ponieważ nie uwzględniają zależnych od czasu efektów pulsacji” – powiedział Goldberg.

Kiedy gwiazda wielkości Betelgezy w końcu wyczerpie materię w swoim centrum, straci zewnętrzne ciśnienie, które uniemożliwiało jej zapadnięcie się pod własnym ciężarem. Wynikowe zapadanie się jądra nastąpi w ciągu pół sekundy.

Gdy żelazne jądro się zapada, atomy rozpadają się na protony i elektrony. Łączą się one tworząc neutrony, uwalniając w ten sposób cząsteczki wysokoenergetyczne, zwane neutrinami. Normalnie, neutrina prawie nie wchodzą w interakcje z inną materią. Supernowe są jednymi z najpotężniejszych zjawisk we Wszechświecie. Liczby i energie neutrin wytwarzanych podczas zapadania się jądra są tak ogromne, że chociaż tylko niewielka część zderza się z materią gwiezdną, ogólnie wystarcza to do uruchomienia fali uderzeniowej zdolnej do spowodowania eksplozji gwiazdy.

Eksplozja ta uderza w zewnętrzne warstwy gwiazdy z oszałamiającą energią, tworząc wybuch, który może na chwilę przyćmić blaskiem całą galaktykę. Eksplozja pozostaje jasna przez około 100 dni, ponieważ promieniowanie może uciec tylko wtedy, gdy zjonizowany wodór połączy się z utraconymi elektronami, aby ponownie stać się neutralnym. Odbywa się to z zewnątrz, co oznacza, że astronomowie widzą głębiej supernową, w miarę upływu czasu, aż w końcu światło z centrum może uciec. W tym momencie pozostaje już tylko słabe promieniowanie opadu radioaktywnego, który może świecić przez lata.

Właściwości supernowej różnią się w zależności od masy gwiazdy, całkowitej energii wybuchu i, co ważne, jej promienia. Oznacza to, że pulsacja Betelgezy sprawia, że przewidzenie, jak wybuchnie, będzie bardziej skomplikowane.

Naukowcy odkryli, że jeżeli cała gwiazda pulsuje zgodnie, supernowa zachowa się tak, jakby Betelgeza była gwiazdą statyczną o danym promieniu. Jednak różne warstwy gwiazdy mogą oscylować naprzeciw siebie: zewnętrzne warstwy rozszerzają się, podczas gdy wewnętrzne kurczą się, i odwrotnie.

Światło ze ściśniętej gwiazdy jest słabsze, tak jak można by oczekiwać od bardziej zwartej, nie pulsującej gwiazdy. Tymczasem światło z części gwiazdy, która w tym czasie się rozszerzała, wydawałoby się jaśniejsze, jakby pochodziło z większej, nie pulsującej gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 lutego 2020

Wykryto największą eksplozję w historii Wszechświata

Naukowcy badający odległą gromadę galaktyk odkryli największą eksplozję obserwowaną we Wszechświecie od czasów Wielkiego Wybuchu.


Wybuch pochodził z supermasywnej czarnej dziury w centrum odległej o setki milionów lat świetlnych stąd galaktyki. W trakcie eksplozji zostało uwolnione pięć razy więcej energii, niż przy poprzednim ówczesnym najpotężniejszym wybuchu.

Astronomowie dokonali tego odkrycia przy użyciu danych z obserwatorium rentgenowskiego Chandra i XMM-Newton, a także danych radiowych z Murchison Widefield Array (MWA) w Australii i Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) w Indiach.

Ten potężny wybuch został wykryty w gromadzie galaktyk Ophiuchus, która znajduje się około 390 mln lat świetlnych stąd. Gromady galaktyk to największe struktury we Wszechświecie utrzymywane razem przez grawitację, zawierające tysiące pojedynczych galaktyk, ciemną materię i gorący gaz.

W centrum gromady Ophiuchus znajduje się duża galaktyka zawierająca supermasywną czarną dziurę. Naukowcy uważają, że źródłem olbrzymiego wybuchu jest ta czarna dziura.

Chociaż czarne dziury słyną z przyciągania materii w swoim kierunku, często wydalają ogromne ilości materii i energii. Dzieje się tak, gdy materia opadająca w kierunku czarnej dziury jest przekierowywana do dżetów, które wystrzeliwują na zewnątrz w przestrzeń kosmiczną i uderzają w otaczającą materię.

Obserwacje Chandra zgłoszone w 2016 r. po raz pierwszy ukazały ślady olbrzymiej eksplozji w gromadzie Ophiuchus. Norbert Werner i jego koledzy zgłosili odkrycie niezwykłego zakrzywionego brzegu w obrazie gromady z Chandry. Zastanawiali się, czy reprezentuje to część ściany wnęki w gorącym gazie wytworzonej przez dżet z supermasywnej czarnej dziury. Jednak zlekceważyli tę możliwość, częściowo dlatego, że czarna dziura potrzebowałaby ogromnej ilość energii, aby stworzyć tak dużą wnękę.

Najnowsze badania zespołu pokazują, że w rzeczywistości miała miejsce potężna eksplozja. Po pierwsze, wykazali, że zakrzywiona krawędź jest również wykrywana przez XMM-Newton, potwierdzając tym samym obserwacje Chandra. Ich kluczowym postępem było wykorzystanie nowych danych radiowych z MWA i danych z archiwum GMRT do wykazania, że zakrzywiona krawędź jest rzeczywiście częścią ściany wnęki, ponieważ graniczy z regionem wypełnionym emisją radiową. Emisja ta pochodzi z elektronów przyspieszanych do prędkości zbliżonych do prędkości światła. Przyspieszenie pochodzi prawdopodobnie od supermasywnej czarnej dziury.

Ilość energii potrzebnej do stworzenia wnęki w Ophiuchus jest około pięć razy większa niż miała poprzednia rekordzistka, MS 0735+74, oraz setki i tysiące razy większa niż typowych gromad.

Wybuch czarnej dziury musiał się zakończyć, ponieważ naukowcy nie widzą wśród danych radiowych żadnych dowodów na obecność dżetów. Wyłączenie to można wyjaśnić danymi z Chandra, które pokazują, że najgęstszy i najchłodniejszy gaz widoczny w promieniach X znajduje się obecnie w innej pozycji od galaktyki centralnej. Gdyby ten gaz odsunął się od galaktyki, pozbawiłby czarną dziurę paliwa niezbędnego dla jej wzrostu, wyłączając dżety.

To przemieszczenie się gazu jest prawdopodobnie spowodowane „rozchlapywaniem” gazu wokół środka gromady. Zwykle połączenie dwóch gromad galaktyk wywołuje takie rozchlapanie, ale tutaj mogło być wywołane eksplozją.

Jedną zagadką jest to, że widoczny jest tylko jeden olbrzymi obszar emisji radiowej, ponieważ układy te zwykle zawierają dwa takie regiony, umieszczone po przeciwnych stronach czarnej dziury. Możliwe, że gaz po drugiej stronie gromady z wnęki jest mniej gęsty, więc emisja radiowa zanikła tam szybciej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 lutego 2020

Duża egzoplaneta może mieć odpowiednie warunki dla życia

Astronomowie odkryli, że egzoplaneta ponad dwukrotnie większa od Ziemi może nadawać się do zamieszkania, co otwiera nowe możliwości poszukiwania życia na planetach znacznie większych niż Ziemia, ale mniejszych od Neptuna.


Zespół z University of Cambridge wykorzystał dane dotyczące masy, promienia i atmosfery egzoplanety K2-18b i stwierdził, że planeta może posiadać wodę w stanie ciekłym w warunkach nadających się do zamieszkania pod bogatą w wodór atmosferą.

Egzoplaneta K2-18b, oddalona od nas o 124 lata świetlne ma masę 8,6 mas Ziemi i promień 2,6 ziemskiego. Okrąża swoją gwiazdę macierzystą w tak zwanej ekosferze, gdzie temperatura może pozwolić na istnienie płynnej wody. Planeta była przedmiotem zainteresowania mediów jesienią 2019 roku, gdy dwa różne zespoły ogłosiły wykrycie pary wodnej w atmosferze bogatej w wodór. Jednak zasięg atmosfery i warunki wewnętrzne pozostawały nieznane.

Para wodna została wykryta w atmosferach wielu egzoplanet, ale nawet jeżeli planeta znajduje się w strefie zdatnej do zamieszkania, to niekoniecznie oznacza, że na jej powierzchni panują warunki nadające się do podtrzymania życia. Aby ustalić szanse na zdatność do zamieszkania, ważne jest, aby zrozumieć warunki wewnętrzne i atmosferyczne na planecie, w szczególności, czy w atmosferze może istnieć woda w stanie ciekłym.

Biorąc pod uwagę duży rozmiar K2-18b, sugerowano, że byłaby ona bardziej podobna do mniejszej wersji Neptuna niż większej wersji Ziemi. Okazuje się, że „mini-Neptun” będzie miał znaczną „powłokę” wodorową otaczającą warstwę wody pod wysokim ciśnieniem, z wewnętrznym jądrem skalnym i żelaznym. Jeżeli powłoka wodorowa jest zbyt gruba, temperatura i ciśnienie na powierzchni warstwy wody pod nią byłyby zbyt duże, żeby podtrzymać życie.

Teraz naukowcy wykazali, że pomimo dużych rozmiarów K2-18b, ma niekoniecznie grubą otoczkę wodorową, a warstwa wody może mieć odpowiednie warunki dla życia. Wykorzystali istniejące obserwacje atmosfery, a także pomiary masy i promienia, aby określić skład i strukturę zarówno atmosfery, jak i wnętrza, stosując szczegółowe modele numeryczne i metody statystyczne do wyjaśnienia tych danych.

Naukowcy potwierdzili, że atmosfera egzoplanety jest bogata w wodór ze znaczną ilością pary wodnej. Odkryli również, że poziomy innych związków chemicznych, takich jak metan i amoniak, były niższe niż oczekiwano dla takiej atmosfery. Nie wiadomo, czy poziomy te można przypisać procesom biologicznym.

Następnie zespół wykorzystał właściwości atmosferyczne jako warunki brzegowe dla modelowania wnętrza planety. Zbadali szeroką gamę modeli, które mogłyby wyjaśnić właściwości atmosferyczne, a także masę i promień planety. Umożliwiło im to uzyskanie zakresu możliwych warunków wewnętrznych, w tym zakresu powłoki wodorowej oraz temperatur i ciśnień w warstwie wodnej.

Naukowcy odkryli, że maksymalny zasięg otoczki wodorowej dozwolony przez dane wynosi ok. 6% masy planety, chociaż większość rozwiązań wymaga znacznie mniej. Minimalna ilość wodoru wynosi ok. 0,000001 masy. Wiele scenariuszy pozwala na stworzenie oceanicznego świata z wodą w stanie ciekłym poniżej atmosfery przy ciśnieniach i temperaturach podobnych do występujących w oceanach na Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 lutego 2020

Teleskop Gemini South uchwycił efektowną mgławicę planetarną

Najnowsze zdjęcie wykonane przez Obserwatorium Gemini ukazują efektowną mgławicę planetarną  CVMP 1. Obraz ten jest efektem śmierci olbrzymiej gwiazdy, i jest wspaniałym, lecz stosunkowo krótkotrwałym spektaklem astronomicznym. W czasie, gdy gwiazda progenitor tej mgławicy powoli się ochładza, tej niebiańskiej klepsydrze kończy się czas i powoli zniknie z pola widzenia na wiele lat.


Położone ok. 6500 lat świetlnych od nas, w południowej konstelacji Kompas, to astronomiczne piękno powstało podczas śmierci masywnej gwiazdy. CVMP 1 jest mgławicą planetarną, która pojawiła się, gdy stary czerwony olbrzym zdmuchnął swoje zewnętrzne warstwy w postaci burzliwego wiatru gwiazdowego. Gdy ta odrzucona gwiezdna atmosfera rozpędziła się w przestrzeń międzygwiezdną, gorące, odsłonięte jądro gwiazdy zaczęło energetyzować wyrzucane gazy i powodować ich świecenie. W ten sposób powstał kształt klepsydry uchwycony przez teleskop.

Mgławice planetarne, takie jak CVMP 1, tworzone są tylko z niektórych gwiazd – tych o masie od 0,8 do 8 mas Słońca. Mniej masywne gwiazdy delikatnie gasną, przechodząc pod koniec swojego długiego życia w białe karły, podczas gdy masywniejsze gwiazdy żyją szybko i umierają młodo, kończąc swoje życie olbrzymimi eksplozjami znanymi jako supernowe. Jednak w przypadku gwiazd leżących pomiędzy tymi granicami, ich końcowy okres życia skutkuje efektownym astronomicznym pokazem. Niestety spektakl ten jest tak krótki, jak wspaniały; obiekty te zwykle utrzymują się tylko przez 10 000 lat – niewielki odcinek czasu w porównaniu z żywotnością większości gwiazd, która trwa miliardy lat.

Takie krótko żyjące mgławice występują w niezliczonych kształtach i rozmiarach, i znanych jest kilka ich efektownych kształtów, takich jak np. Mgławica Helix. Taka ogromna różnorodność kształtów wynika z różnorodnych układów gwiazd progenitorów, których właściwości mogą znacznie wpływać na powstającą mgławicę planetarną. Obecność gwiazd towarzyszących, krążących wokół nich planet, a nawet oryginalnej orbity czerwonego olbrzyma, może pomóc w określeniu kształtu takiej mgławicy, jednak jeszcze nie do końca w szczegółach rozumiemy procesy rzeźbienia tych pięknych astronomicznych fajerwerków.

Ale CVMP 1 jest intrygująca nie tylko ze względu na swoje walory estetyczne. Astronomowie odkryli, że gazy tworzące klepsydrę są bardzo wzbogacone w hel i azot, a CVMP 1 jest jedną z największym znanych mgławic planetarnych. Wszystkie te wskazówki sugerują, że CVMP 1 jest wysoce rozwinięta, co czyni ją idealnym obiektem pomagającym astronomom zrozumieć późniejsze życie mgławic planetarnych.

Pomiary astronomiczne ujawniły cechy gwiazdy centralnej CVMP 1. Mierząc promieniowanie emitowane z gazu w mgławicy astronomowie wywnioskowali, że temperatura gwiazdy centralnej wynosi 130 000 st. C. Pomimo tej palącej temperatury, gwiazda jest skazana na ciągłe chłodzenie się przez tysiące lat. W końcu emitowane przez nią światło będzie miało zbyt mało energii, aby zjonizować gaz w mgławicy, powodując, że efektowna klepsydra zniknie z pola widzenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 lutego 2020

Jak nowonarodzone gwiazdy przygotowują się na narodziny planet

Międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał dwa najpotężniejsze na świecie radioteleskopy do stworzenia obrazów ponad trzystu dysków protoplanetarnych wokół bardzo młodych gwiazd w Obłokach Molekularnych Oriona. Obrazy te ukazują miejsca narodzin nowych planet oraz najwcześniejsze etapy formowania się gwiazd.


Większości gwiazd we Wszechświecie towarzyszą planety, które powstają w pierścieniach pyłu i gazu, zwanych dyskami protoplanetarnymi. Takie dyski otaczają nawet bardzo młode gwiazdy. Astronomowie chcą wiedzieć, kiedy dokładnie te dyski zaczynają się kształtować i jak wyglądają. Ale młode gwiazdy są bardzo słabe a w gwiezdnych żłobkach otaczają je gęste obłoki gazu i pyłu. Tylko bardzo czułe radioteleskopy mogą wykryć małe dyski wokół niemowlęcych gwiazd pośród gęsto upakowanej materii w obłokach.

W ramach nowych badań astronomowie skierowali anteny VLA i ALMA na Obłok Molekularny Oriona, region, w którym rodzi się wiele gwiazd. Przegląd, nazwany VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM), jest jak dotąd największym przeglądem młodych gwiazd i ich dysków protoplanetarnych.

Bardzo młode gwiazdy, zwane także protogwiazdami, tworzą się w obłokach gazu i pyłu w przestrzeni kosmicznej. Pierwszym krokiem do formowania się gwiazd jest zapadnięcie się tych gęstych dysków pod wpływem grawitacji. Gdy obłok się zapada, zaczyna wirować, tworząc spłaszczony dysk wokół protogwiazdy. Materia z dysku nadal zasila gwiazdę powodując jej wzrost. Oczekuje się, że ostatecznie materia pozostała w dysku utworzy planety.

Wiele aspektów dotyczących tych pierwszych etapów formowania się gwiazd i sposobu tworzenia się dysku wciąż pozostaje niejasnych. Ale ten nowy przegląd dostarcza brakujących wskazówek, gdyż VLA i ALMA zaglądały przez gęste obłoki i obserwowały setki protogwiazd i ich dyski na różnych etapach powstawania.

Badanie wykazało przeciętną masę i rozmiar dysków protoplanetarnych. Można je porównać ze starszymi dyskami protoplanetarnymi, które także były badane przy użyciu ALMA.

Zespół naukowców stwierdził, że bardzo młode dyski mogą być podobnej wielkości, ale średnio są bardziej masywne, niż dyski starsze. Gdy gwiazda rośnie, pochłania coraz więcej materii z dysku. Oznacza to, że młodsze dyski mają o wiele więcej czystej materii, z której mogłyby powstać planety. Prawdopodobnie większe planety zaczynają się formować już wokół bardzo młodych gwiazd.

Spośród setek zdjęć zebranych w przeglądzie, cztery zobrazowane protogwiazdy wyglądały inaczej niż pozostałe i przykuły uwagę naukowców. Wyglądały one bardzo nieregularnie. Astronomowie uważają, że znajdują się na jednym z najwcześniejszych etapów formowania się gwiazd, a niektóre z nich jeszcze nawet nie uformowały się do postaci protogwiazdy.

To wyjątkowe, że naukowcy znaleźli te cztery obiekty. Rzadko spotyka się więcej niż jeden taki nieregularny obiekt podczas jednej obserwacji. Astronomowie nie są do końca pewni, ile mają one lat, ale prawdopodobnie mniej niż 10 000.

Aby gwiazda została zidentyfikowana jako typowa (klasy 0) protogwiazda, musi ją otaczać nie tylko spłaszczony wirujący dysk protoplanetarny, ale także wypływ – wyrzucający materię w przeciwnym kierunku – który usuwa gęsty obłok otaczający gwiazdę i czyni ją optycznie widoczną. Astronomowie nadal nie wiedzą, kiedy te wypływy się pojawiają.

Jedna z gwiazd niemowlęcych w tym przeglądzie, nazwana HOPS 404, ma wypływ o prędkości zaledwie 2 km/s (typowy wypływ z protogwiazdy ma prędkość 10-100 km/s). „Jest to duże, puszyste słońce, które wciąż gromadzi dużo masy, aby wytracić moment pędu, by móc dalej rosnąć. Jest to jeden z najmniejszych wypływów, jaki widzieliśmy i potwierdza naszą teorię dotyczącą tego, jak wygląda pierwszy krok w tworzeniu się protogwiazdy” – mówi Nicole Karnath z University of Toledo, Ohio.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 lutego 2020

Naukowcy pionierami nowej metody badania egzoplanet

Zespół naukowców, korzystając z radioteleskopu LOFAR zaobserwował fale radiowe, które niosą wyraźne ślady zorzy polarnych, wywołanych interakcją pomiędzy polem magnetycznym gwiazdy a planetą na jej orbicie.


Emisja radiowa z wzajemnego oddziaływania gwiazda-planeta była przewidywana od dłuższego czasu, jednak astronomowie po raz pierwszy byli w stanie wykryć i odszyfrować te sygnały. Odkrycie to toruje drogę nowatorskiemu i wyjątkowemu sposobowi badania środowiska wokół egzoplanet i określania ich zdatności do zamieszkania.

Badania były skoncentrowane na czerwonych karłach, które są najliczniejsze w naszej Drodze Mlecznej – ale znacznie mniejsze i chłodniejsze niż nasze Słońce. Oznacza to, że planeta nadająca się do zamieszkania musi znajdować się znacznie bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia od Słońca.

Czerwone karły mają również znacznie silniejsze pole magnetyczne niż Słońce, co oznacza, że planety zdatne do zamieszkania, krążące wokół nich są narażone na intensywną aktywność magnetyczną. Może to prowadzić do ogrzewania planet a nawet zniszczenia ich atmosfer. Emisje radiowe związane z tym procesem są jednym z niewielu dostępnych narzędzi do badania interakcji między takimi planetami i ich gwiazdami macierzystymi.

Poruszanie się planet przez silne pole magnetyczne czerwonego karła generuje potężny prąd, który zasila zorzę polarną i emisję radiową na gwieździe.

Dzięki słabemu polu magnetycznemu Słońca i większej odległości od planet w Układzie Słonecznym podobne prądy nie są generowane. Jednak wspólne oddziaływania księżyca Jowisza Io z atmosferą samego Jowisza generuje podobną jasną emisję radiową, która na wystarczająco niskich częstotliwościach przyćmiewa nawet Słońce.

Astronomowie dostosowali wiedzę z dziesięcioleci radiowych obserwacji Jowisza do przypadku tej gwiazdy. Od dawna przewiduje się, że skalowana wersja Jowisz-Io będzie istnieć w układach gwiezdnych, a obserwowana emisja bardzo dobrze pasuje do teorii.

Dla pewności astronomowie musieli wykluczyć alternatywne rozwiązanie – że oddziałujące ciała są dwiema gwiazdami w bliskim układzie podwójnym zamiast gwiazdy i jej egzoplanety. Zespół szukał sygnatury gwiazdy towarzyszącej za pomocą instrumentu HARPS-N (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) zainstalowanego na teleskopie Italian Telescopio Nazionale Galileo na La Palmie.

„Interakcje między gwiazdami podwójnymi również mogą emitować fale radiowe. Korzystając z obserwacji optycznych, szukaliśmy dowodów na obecność gwiezdnego towarzysza udającego egzoplanetę w danych radiowych. Wykluczyliśmy jednak ten scenariusz, dlatego uważamy, że najbardziej prawdopodobną możliwością jest planeta wielkości Ziemi, zbyt mała, aby można ją było wykryć za pomocą naszych instrumentów optycznych” – mówi Benjamin Pope, NASA Sagan Fellow na New York University i główny autor artykułu.

Teraz grupa koncentruje się na znalezieniu podobnej emisji pochodzącej od innych gwiazd. Oczekują, że ta nowa metoda wykrywania egzoplanet otworzy nowy sposób zrozumienia planet zdatnych do zamieszkania.

„Długofalowym celem jest ustalenie, jaki wpływ aktywność magnetyczna gwiazdy ma na planety zdatne do zamieszkania, a emisje radiowe są dużym elementem tej układanki” – mówi Harish Vedantham z Netherlands Institute for Radio Astronomy (ASTRON) i współautor pracy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 lutego 2020

XMM-Newton ujawnia olbrzymi rozbłysk niewielkiej gwiazdy

Astronomowie uchwycili gwiazdę o masie ok. 8% masy Słońca, emitującą olbrzymi „super rozbłysk” promieniowania rentgenowskiego – dramatyczny wysokoenergetyczny wybuch będący poważnym problemem dla astronomów, którzy nie sądzili, że jest to możliwe dla tak małych gwiazd.


Obiektem tym, znanym pod numerem katalogowym J0331-27, jest karzeł typu L. Jest to gwiazda o tak małej masie, że gdyby miała jeszcze mniejszą, nie posiadałaby niezbędnych warunków do wytworzenia swojej własnej energii. Po prostu nie stałaby się gwiazdą.

Astronomowie zaobserwowali potężny rozbłysk promieni rentgenowskich wśród danych zarejestrowanych 5 lipca 2008 roku przez European Photon Imaging Camera (EPIC) na pokładzie XMM-Newton. W ciągu kilku minut maleńka gwiazda uwolniła ponad dziesięciokrotnie więcej energii niż uwalniają nawet najbardziej energetyczne rozbłyski na Słońcu.

Energia może być dostarczona do pola magnetycznego gwiazdy tylko przez naładowane cząsteczki, które są znane także jako materia zjonizowana i wytwarzane w środowisku o wysokiej temperaturze. Jednak jako karzeł typu L, J0331-27 ma niską jak dla gwiazdy temperaturę powierzchniową – zaledwie 2100 K w porównaniu do około 6000 K w przypadku Słońca. Astronomowie nie sądzili, że tak niska temperatura byłaby w stanie wygenerować wystarczającą ilość naładowanych cząsteczek, aby wprowadzić tyle energii do pola magnetycznego. Pytanie jest takie: w jaki sposób jest możliwe powstanie takiego rozbłysku na tak małej gwieździe?

Rozbłysk ten został odkryty w archiwalnych danych XMM-Newton w ramach dużego projektu badawczego prowadzonego przez Andreę De Lucę z INAF – Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica w Mediolanie we Włoszech. W ramach projektu zbadano zmienność czasową około 400 000 źródeł wykrytych przez XMM-Newton w ciągu 13 lat.

Andrea i jej współpracownicy szczególnie szukali osobliwych zjawisk, i w przypadku J0331-27 z pewnością je dostali. Widziano wiele podobnych gwiazd emitujących potężne rozbłyski w optycznej części widma, ale jest to pierwsze jednoznaczne wykrycie takiego wybuchu w promieniach rentgenowskich.

Długość fali jest znacząca, ponieważ sygnalizuje, z której części atmosfery pochodzi rozbłysk: światło optyczne pochodzi z głębi atmosfery gwiazdy, z pobliża jej widzialnej powierzchni, podczas gdy promieniowanie X pochodzi wyższej warstwy atmosfery.

Zrozumienie podobieństw i różnic między tym nowym – i jak dotąd unikalnym – potężnym rozbłyskiem z karła typu L oraz wcześniej obserwowanymi rozbłyskami, wykrytymi dla wszystkich długości fali z gwiazd o większej masie, jest teraz priorytetem dla zespołu. Jednak aby tego dokonać, potrzeba jest więcej przykładów.

W archiwum danych z XMM-Newton wciąż wiele pozostaje do odkrycia. Jedna z ich wskazówek jest taka, że w danych występuje tylko jeden rozbłysk J0331-27, pomimo, że XMM-Newton obserwował gwiazdę w sumie przez około 40 dni. Jest to szczególne, ponieważ inne rozbłyskujące gwiazdy doświadczają również wielu mniejszych rozbłysków.

Być może karły typu L potrzebują więcej czasu na zgromadzenie wystarczającej ilości energii, a potem następuje jedno, nagłe potężne uderzenie.

Gwiazdy, które rozbłyskują częściej, uwalniają mniej energii za każdym razem, podczas gdy ten karzeł wydaje się wyzwalać energię bardzo rzadko, ale w naprawdę dużej ilości. Nadal jednak nie wiadomo, dlaczego tak się dzieje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 lutego 2020

Szukając obcych, którzy mogą szukać nas

Dane pochodzące z masowych poszukiwań kosmicznej emisji radiowej opublikowane 14 lutego przez Breakthrough Listen Initiative – najobszerniejsze jak dotąd badanie emisji radiowych z Drogi Mlecznej – pozwoliły astronomom szukać technologicznych sygnatur cywilizacji pozaziemskich, które mogą szukać nas.


Nowe badania, prowadzone przez absolwentkę Penn State, Sofię Sheikh, inspirowane są techniką identyfikacji i badania planet pozasłonecznych – egzoplanet – zwaną fotometrią tranzytową. Technika ta bazuje na czułym sprzęcie, takim jak kosmiczny teleskop Keplera, do wykrywania niezwykle słabych spadków jasności w świetle gwiazdy, gdy krążące wokół niej planety przechodzą przed jej tarczą. W tym nowym badaniu astronomowie poszukiwali emisji radiowych z 20 pobliskich gwiazd, których orbity względem Ziemi są tak usytuowane, że obcy gatunek na planecie krążącej wokół którejś z nich mógłby zobaczyć Ziemię przechodzącą na tle Słońca.

Zespół wykorzystał Green Bank Telescope do wyszukiwania sygnałów radiowych pochodzących z potencjalnych egzoplanet w tak zwanym paśmie C – fale radiowe o częstotliwości od 4 do 8 GHz. Projekt został opracowany przez Sofię Sheikh, która także kierowała analizą danych i sprawdziła miliardy częstotliwości pod kątem silnych sygnałów radiowych.

„O tym regionie mówiono już wcześniej ale nigdy nie przeprowadzono ukierunkowanego przeszukiwania go. Gdyby inne cywilizacje miały takie teleskopy jak nasze, z obserwacji tranzytów wiedzieliby, że Układ Słoneczny ma planety a nawet wiedzieliby, że na Ziemi istnieje życie. W ten sposób odkryliśmy tysiące innych egzoplanet, więc sensowne jest ekstrapolowanie i stwierdzenie, że w taki sam sposób również inne inteligentne gatunki znajdują planety. A jeżeli wiedzą, że tu jesteśmy, mogą nam wysyłać sygnały” – powiedziała Sheikh.

Podczas gdy Sheikh i jej zespół nie znaleźli żadnych sygnatur technologii cywilizacyjnych, analizy i inne szczegółowe badania przeprowadzone przez grupę Breakthrough Listen stopniowo ograniczają lokalizację i możliwości zaawansowanych cywilizacji, które mogą istnieć w naszej galaktyce.

W tym i innych badaniach SETI Breakthrough Listen poszukuje promieniowania elektromagnetycznego zgodnego z sygnałem, który wytwarza technologia, lub jakiegoś innego spodziewanego sygnału, który technologia może wytwarzać, niezgodnego z szumem tła pochodzącym z naturalnych zdarzeń astrofizycznych. Wymaga to również eliminacji sygnałów z telefonów komórkowych, satelitów, GPS, Internetu, Wi-Fi i niezliczonych innych ludzkich źródeł.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 lutego 2020

Submilimetrowe badane protogwiazd

Formowanie się gwiazd obejmuje złożone interakcje wielu zjawisk, w tym zapadanie grawitacyjne, pola magnetyczne, turbulencje, gwiezdne sprzężenie i rotację obłoku. Równowaga między tymi efektami różni się znacznie między poszczególnymi źródłami a astronomowie przyjęli podejście statystyczne, aby zrozumieć typową sekwencję formowania się gwiazd na wczesnym etapie. Ten najwcześniejszy etap nazywa się etapem protogwiazdowym. W przypadku gwiazd o małej masie (tych o masie zbliżonej do Słońca) etap ten zwykle dzieli się na dwie podklasy, gdy gwiazda rośnie poprzez akrecję materii z masywnej otoczki, której rozmiar może rozciągać się między 500 a 1000 jednostek astronomicznych (AU) w procesie, który może trwać ok. pół mln lat. Istnieje jednak pewna przypadkowość: część gazu jest na przykład wyrzucana z powrotem do ośrodka w silnych wypływach.


Brak dużych, systematycznych badań takich źródeł utrudnia astronomom uporządkowanie wielu zachodzących procesów. Aan Astronomowie Ian Stephens, Tyler Bourke, Mike Dunham, Phil Myers, Sarah Sadavoy, Katherine Lee, Mark Gurwell i Alyssa Goodman kierowali zespołem wykorzystującym ALMA do opracowania i opublikowania największego publicznego submilimetrowego przeglądu spektralnego wysokiej rozdzielczości młodych protogwiazd. Zespół obserwował 74 młode obiekty w obłoku molekularnym Perseusza, oddalonym o ok. 1000 lat świetlnych od nas. Program o nazwie MASSES (Mass Assembly of Stellar Systems and Their Evolution with the SMA) obserwował protogwiazdy zarówno o wysokiej, jak i niskiej rozdzielczości przestrzennej, próbkując skale od ok. 300 AU do ponad 9000 AU w aż czterdziestu liniach molekularnych (chociaż nie każde źródło ma wszystkie linie).

Region ten był już wcześniej badany i wiadomo, że ma wiele dwubiegunowych wypływów z protogwiazd, ale nowe obrazy w wysokiej rozdzielczości ukazują bogactwo właściwości odpływów, głównie takich jak widziane w tlenku węgla. W przeglądzie zbadano sześć z tych obiektów, które są tak młode, że nie są jeszcze wystarczająco gorące, aby oddzielić swój pierwotny wodór cząsteczkowy. Te protogwiazdy znane są jako „początkowe jądra”, a program MASSES wykrył wypływy z czterech spośród nich, identyfikując jeden jako najbardziej obiecujący przykład tego typu ze względu na zwartą naturę i powolną prędkość wypływu. To nowe badanie, największy i najbardziej kompletny publiczny przegląd tego rodzaju, oferuje astronomom nową bazę danych do badania tworzących się gwiazd o małej masie na najwcześniejszym etapie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 lutego 2020

Kuzynki Ziemi: nadchodzące misje do poszukiwania „biosygnatur” w atmosferach pobliskich światów

Naukowcy odkryli tysiące egzoplanet, w tym dziesiątki typu ziemskiego krążące strefie zdatnej do zamieszkania wokół swoich gwiazd macierzystych. Obiecującym podejściem do poszukiwania śladów życia na tych światach jest badanie atmosfer egzoplanet pod kątem biosygnatur – tego, co nietypowe w składzie chemicznym a jest charakterystyczne dla oznak życia. Na przykład dzięki fotosyntezie nasza planeta ma prawie 21% tlenu. Jest to znacznie wyższy poziom niż można by oczekiwać biorąc pod uwagę skład Ziemi, jej orbitę oraz gwiazdę macierzystą.


Znalezienie biosygnatur nie jest łatwym zadaniem. Naukowcy wykorzystują dane dotyczące tego, jak atmosfery egzoplanet oddziałują ze światłem swoich gwiazd macierzystych, aby dowiedzieć się czegoś na temat ich atmosfer. Jednak informacje (widma), które mogą gromadzić za pomocą dzisiejszych naziemnych i kosmicznych teleskopów, są zbyt ograniczone, aby dokonywać bezpośrednich pomiarów atmosfer czy wykrywać w nich biosygnatury.

W ciągu najbliższych 5-10 lat potencjalnie otrzymamy pierwszą szansę na obserwowanie atmosfer egzoplanet typu ziemskiego. Wynika to z faktu, że nowe obserwatoria zostaną udostępnione online, w tym takie, jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) i obserwatoria naziemne, takie jak Ekstremalnie Duży Teleskop (ELT). Wiele ostatnich prac astronomów koncentrowało się na symulacji tego, jak egzoplanety typu ziemskiego będą „wyglądać” w JWST i teleskopach naziemnych. Pozwala im to zrozumieć widma, które te teleskopy wychwycą, oraz to, jakie te dane będą i czego nie powiedzą im o tych atmosferach egzoplanet.

Celem badaczy jest wybrana grupa egzoplanet, które znajdują się w pobliżu – do 40 lat świetlnych – i krążą wokół bardzo małych, chłodnych gwiazd. Dla porównania, misja Kepler zidentyfikowała egzoplanety wokół gwiazd oddalonych o ponad 1000 lat świetlnych. Mniejsze gwiazdy macierzyste pomogą im również uzyskać lepsze sygnały dotyczące tego, z czego są zbudowane atmosfery egzoplanet, ponieważ cienka warstwa atmosfery planetarnej może blokować więcej światła mniejszej gwiazdy.

Jest jeszcze kilka egzoplanet, na których skupia się zespół, aby szukać oznak zdatności do zamieszkania i życia. Wszystkie zostały określone w badaniach naziemnych, takich jak TRAPPIST i jego następca, SPECULOOS, a także w ramach projektu MEarth prowadzonego przez Harvard. Najbardziej znanymi egzoplanetami tej grupy jest prawdopodobnie siedem planet krążących wokół TRAPPIST-1. TRAPPIST-1 jest karłem typu M – jedną z najmniejszych, jakie mogą istnieć jako gwiazdy, a jej siedem egzoplanet znajduje się wewnątrz i poza strefą zdatną do zamieszkania, z czego trzy dokładnie wewnątrz ekosfery.

TRAPPIST-1 został zidentyfikowany jako najlepszy układ do badań, ponieważ ta gwiazda jest tak mała, że możemy uzyskać dość duże i niosące wiele informacji sygnały z atmosfer tych światów. Wszystkie są kuzynkami Ziemi, ale mają zupełnie inną gwiazdę macierzystą, więc bardzo interesującym będzie zobaczyć, jakie są ich atmosfery.

Karły typu M rozpoczynają swoje życie jako duże i jasne aż do momentu, gdy grawitacyjnie się zapadną do rozmiarów, które będą mieć już przez większość swojego życia. Tak więc planety karłów typu M mogą być poddawane przez długi okres czasu – być może nawet miliard lat – wysokiej intensywności promieniowania. Mogłoby to pozbawić planetę atmosfery, ale aktywność wulkaniczna również może uzupełniać atmosfery. W oparciu o ich gęstość wiemy, że wiele światów TRAPPIST-1 prawdopodobnie ma rezerwuary związków – na znacznie wyższych poziomach niż na Ziemi – które mogłyby uzupełnić atmosferę. Pierwszymi znaczącymi wynikami JWST dla TRAPPIST-1 będzie określenie, które światy zachowały atmosfery i jaki to jest rodzaj atmosfery.

Prawdopodobnie najłatwiejszym sygnałem do odnalezienia przez JWST będzie obecność dwutlenku węgla. Jednak CO2 nie musi jeszcze oznaczać obecności życia. Zarówno Wenus jak i Mars mają atmosfery o wysokiej zawartości CO2, ale nie posiadają życia.

W ziemskiej atmosferze poziomy CO2 dostosowują się do pór roku. Wiosną poziom się obniża, gdy rośliny rosną i usuwają CO2 z atmosfery. Jesienią rośliny się rozkładają i poziom CO2 wzrasta. Jednak sezonowe obserwacje w wykonaniu JWST są mało prawdopodobne.

Zamiast tego JWST może szukać innej biosygnatury, obecności metanu z CO2. Metan powinien zazwyczaj charakteryzować się krótkim czasem życia z CO2. Jeżeli więc wykryjemy obydwa razem, możliwe będzie, że coś wytwarza metan. Większość metanu w ziemskiej atmosferze jest wytwarzana przez życie.

Sam tlen nie jest jeszcze biosygnaturą. Wszystko zależy od jego poziomu i tego, co jeszcze znajduje się w atmosferze. Planeta może uzyskać atmosferę bogatą w tlen po utracie oceanu, na przykład: światło rozdziela cząsteczki wody na tlen i wodór. Wodór ucieka w kosmos, a tlen gromadzi się w atmosferze.

JWST prawdopodobnie nie będzie bezpośrednio wykrywać tlenu z fotosyntezy tlenowej – biosfery, do której jesteśmy przyzwyczajeni. Ekstremalnie Duży Teleskop oraz powiązane obserwatoria mogą to zrobić, ponieważ będą obserwować na innych długościach fali niż JWST, gdzie będą mieć większą szansę zaobserwować tlen. JWST będzie lepszy do wykrywania biosfer podobnych do tych, jakie były na Ziemi miliardy lat temu, i do rozróżniania pomiędzy różnymi typami atmosfer.

Faza wysokiej jasności karła typu M może wywołać na planecie atmosferę z niekontrolowanym efektem cieplarnianym, taką jak ma Wenus. Planeta może także stracić ocean i mieć atmosferę bogatą w tlen. Trzecią możliwością jest posiadanie czegoś podobnego, co ma Ziemia.

Nauka o egzoplanetach jest dość interdyscyplinarna. Zrozumienie środowiska tych światów wymaga rozważenia orbity, składu, historii oraz gwiazdy gospodarza – to wymaga wielu astronomów, geologów, naukowców zajmujących się atmosferami i gwiazdami. Potrzeba dużego zespołu ludzi aby zrozumieć planetę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 lutego 2020

ALMA uchwyciła piękny efekt gwiezdnej walki

Astronomowie używający ALMA zauważyli osobliwy obłok gazowy, który powstał w wyniku konfrontacji pomiędzy dwiema gwiazdami. Jedna gwiazda urosła do tak dużych rozmiarów, że pochłonęła drugą, która z kolei opadła po spirali w kierunku partnera, powodując zrzucenie jej warstwy zewnętrznej.


Podobnie jak ludzie, gwiazdy zmieniają się z wiekiem i ostatecznie umierają. W przypadku Słońca i jemu podobnych gwiazd, ta zmiana wiedzie przez fazę, w której po spaleniu całego wodoru w swoim jądrze rozdyma się do postaci dużego i jasnego czerwonego olbrzyma. W końcu umierające Słońce straci swoje zewnętrzne warstwy, pozostawiając jądro: gorącą i gęstą gwiazdę zwaną białym karłem.

Układ HD101584, o którym mowa, jest wyjątkowy pod tym względem, że „proces śmierci” został zakończony przedwcześnie i dramatycznie, gdy olbrzym pochłonął pobliskiego małomasywnego towarzysza.

Dzięki nowym obserwacjom z ALMA, uzupełnionym danymi z APEX, Hans Olofsson z Chalmers University of Technology, Szwecja, który poprowadził ostatnie badanie, oraz jego zespół wiedzą teraz, że to, co wydarzyło się w układzie podwójnym HD101584, było podobne do gwiezdnej walki. Gdy główna gwiazda rozdęła się do postaci czerwonego olbrzyma, urosła na tyle, by połknąć swojego partnera o niższej masie. W odpowiedzi mniejsza gwiazda opadła po spirali w kierunku jądra olbrzyma, ale się z nim nie zderzyła. Manewr ten raczej doprowadził do wybuchu większej z gwiazd, pozostawiając jej gazowe warstwy dramatycznie rozproszone a rdzeń odsłonięty.

Zespół twierdzi, że złożona struktura gazu w mgławicy HD101584 jest spowodowana opadaniem po spirali mniejszej gwiazdy w kierunku czerwonego olbrzyma, a także strumieniami gazu, które powstały w tym procesie. Jak śmiertelny cios w już pokonane warstwy gazu, strumienie te przebiły się przez wyrzuconą wcześniej materię, tworząc pierścienie gazu oraz jasne niebieskie i czerwone kleksy widoczne w mgławicy.

„Obecnie możemy opisać procesy śmierci wspólne dla wielu gwiazd podobnych do Słońca, ale nie jesteśmy w stanie wyjaśnić, dlaczego, albo jak dokładnie one zachodzą. HD101584 daje nam ważne wskazówki do rozwiązania tej zagadki, ponieważ znajduje się ona obecnie w fazie przejściowej między lepiej zbadanymi etapami ewolucji. Dzięki szczegółowym obrazom środowiska HD101584 możemy uzyskać połączenie pomiędzy olbrzymią gwiazdą, jaką była wcześniej, a gwiezdną pozostałością, którą wkrótce się stanie” – mówi współautorka pracy Sofia Ramstedt z Uniwersytetu w Uppsali w Szwecji.

Współautorka pracy, Elizabeth Humphreys, kierownik Wydziału Operacji Naukowych w ALMA, podkreśliła, że ALMA i APEX miały kluczowe znaczenie w umożliwieniu zespołowi zbadania zarówno fizyki jak i chemii w akcji, w obłoku gazowym. Dodała: „Ten obraz środowiska około gwiazdowego HD101584 nie byłby możliwy bez wyjątkowej czułości i rozdzielczości kątowej zapewnianej przez ALMA.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 lutego 2020

Modelowanie wnętrza gwiazd neutronowych

Ulepszenia modelu wnętrza gwiazdy neutronowej sprawiają, że ma on zastosowanie do łączących się gwiazd neutronowych.


Astrofizycy opracowali ulepszony model wewnętrznej struktury gwiazd neutronowych, który dobrze zgadza się z danymi obserwacyjnymi. W przeciwieństwie do poprzednich modeli można go rozszerzyć, aby rozważyć, co się stanie, gdy dwie gwiazdy neutronowe się połączą.

Zapadnięte pozostałości olbrzymich gwiazd – gwiazdy neutronowe – to fascynujące obiekty. Mają zaledwie 20-30 km średnicy ale są prawie 400 000 – 600 000 razy masywniejsze niż Ziemia, co czyni je niesamowicie gęstymi obiektami.

Gwiazdy neutronowe nie są jednorodnymi skupiskami neutronów, mają raczej cebulową strukturę. Teoretycy zajęli się modelowaniem tej wewnętrznej struktury w oparciu o mechanikę kwantową i dane obserwacyjne.

Wcześniej naukowcy opracowali model zawierający trzy warstwy: zewnętrzną warstwę zbudowaną głównie z neutronów, wewnętrzne jądro złożone z kwarków – budulców neutronów – i region przejściowy między tymi dwiema warstwami.

Teraz zespół posunął ten model o krok dalej, używając bardziej ogólnego równania do opisania warstwy zewnętrznej, która składa się z około 97% neutronów i 3% protonów i elektronów.

Ulepszony model dobrze zgadza się z uzyskanymi dotychczas danymi obserwacyjnymi. Na przykład przewiduje, że maksymalna masa gwiazdy neutronowej może wynieść 2,35 masy Słońca, co jest bliskie masie największej dotychczas obserwowanej gwiazdy neutronowej – powstałej z połączenia się dwóch gwiazd neutronowych, z których w 2017 r. zaobserwowano fale grawitacyjne.

Wkrótce przewidywany jest prawdziwy test modelu. Teleskop NICER wykonuje obserwacje rentgenowskie, aby zmierzyć rozmiary gwiazd neutronowych o znanych masach. Jego pomiary potwierdzą lub obalą model zespołu.

Ten ogólny charakter modelu sprawia, że ma on zastosowanie nie tylko do pojedynczych gwiazd neutronowych, ale także do dwóch połączonych obiektów tej klasy. Stare równanie stanu dotyczyło tylko temperatury zera absolutnego. Działa to jedynie dla pojedynczych gwiazd neutronowych, ponieważ są one bardzo zimne, ale fuzja pary gwiazd generuje dużo ciepła, dlatego naukowcy wprowadzili równanie stanu, które może poradzić sobie z różnymi temperaturami. Zespół używa go teraz do modelowania tych połączeń i do uzyskiwania prognoz dotyczących fal grawitacyjnych, które one wygenerują.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 lutego 2020

Odkryto najbliższą znaną „olbrzymią planetę niemowlęcą”

Nowonarodzona masywna planeta znajduje się zaledwie 100 parseków od Ziemi.


Naukowcy odkryli nowonarodzoną masywną planetę bliższą Ziemi niż jakikolwiek tego typu obiekt w podobnym wieku. Olbrzymia niemowlęca planeta, nazwana 2MASS 1155-7919 b, znajduje się w asocjacji Epsilon Chamaeleontis i leży tylko około 330 lat świetlnych od naszego Układu Słonecznego.

„Ciemny, chłodny obiekt, który znaleźliśmy, jest bardzo młody i ma zaledwie 10 mas Jowisza, co oznacza, że prawdopodobnie patrzymy na planetę niemowlęcą, być może wciąż w fazie formowania się. Chociaż zostało odkrytych wiele innych planet podczas misji Kepler i innych podobnych, prawie wszystkie z nich są planetami ‘starymi’. Obiekt ten jest jednocześnie czwartym lub piątym przykładem planety olbrzymiej krążącej tak daleko od swojej gwiazdy macierzystej. Teoretycy usiłują wyjaśnić, w jaki sposób się tam uformowały lub jak tam dotarły” – powiedziała Annie Dickson-Vandervelde, główna autorka pracy.

Do odkrycia naukowcy wykorzystali dane z kosmicznego obserwatorium Gaia. Olbrzymia planeta niemowlęca okrąża gwiazdę, która ma zaledwie ok. 5 mln lat czyli jest około 1000 razy młodsza od naszego Słońca. Planeta krąży wokół swojego słońca w odległości 600 razy większej niż wynosi odległość Ziemi od Słońca. W jaki sposób ta młoda, olbrzymia planeta mogła wylądować tak daleko od swojej młodej gwiazdy „macierzystej”, jest zagadką. Autorzy pracy mają nadzieję, że obrazowanie uzupełniające i spektroskopia pomogą astronomom zrozumieć, w jaki sposób olbrzymie planety mogą trafić na tak odległe orbity.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 lutego 2020

Olbrzymie odległe planety formują się inaczej niż brązowe karły

Zespół astronomów zbadał proces powstawania olbrzymich egzoplanet i brązowych karłów, klasy obiektów, które są bardziej masywne, niż planety olbrzymy, ale niewystarczająco masywne, aby wywołać syntezę jądrową w swoich jądrach i zacząć świecić jak prawdziwe gwiazdy.


Korzystając z bezpośredniego obrazowania przy użyciu naziemnych teleskopów Kecka i Subaru, zespół badał orbity tych słabych towarzyszy krążących wokół gwiazd w 27 układach. Dane te, w połączeniu z modelowaniem orbit, pozwoliły im ustalić, że brązowe karły w tych układach formowały się jak gwiazdy a gazowe olbrzymy jak planety.

W ciągu ostatnich dwóch dziesięcioleci skok technologiczny pozwolił teleskopom oddzielić światło gwiazdy macierzystej od znacznie ciemniejszego obiektu, który ją okrąża. W 1995 r. dzięki tej nowej zdolności powstały pierwsze bezpośrednie obrazy brązowego karła krążącego wokół gwiazdy. Pierwszy bezpośredni obraz planet krążących wokół innej gwiazdy pojawił się w 2008 roku.

Zidentyfikowane przez astronomów brązowe karły mają masy od 13 do 75 mas Jowisza. Mają cechy wspólne zarówno z planetami, jak i gwiazdami ale zespół chciał odpowiedzieć na pytanie: czy olbrzymie gazowe planety na zewnętrznych obszarach układów planetarnych są wierzchołkiem góry lodowej planet, czy też małomasywnym końcem brązowych karłów? Wcześniejsze badania wykazały, że brązowe karły krążące wokół gwiazd prawdopodobnie utworzyły się z gwiazd o niskiej masie, ale nie było jasne, jak małomasywnego towarzysz może uformować ten mechanizm tworzenia.

Korzystając z systemu optyki adaptatywnej (AO) Obserwatorium Kecka wraz z Near-Infrared Camera, instrumentem drugiej generacji (NIRC2) na teleskopie Keck II, a także teleskopem Subaru, zespół wykonał zdjęcia planet olbrzymów i brązowych karłów, krążących wokół swojej gwiazdy macierzystej.

To długi proces. Gazowe olbrzymy i brązowe karły, które badali, są tak odległe od swoich gwiazd macierzystych, że jeden pełen obieg może zająć setki lat. Aby określić nawet niewielki procent orbity, należy wykonać zdjęcie i poczekać rok, aż słaby towarzysz przemierzy kawałek swojej orbity, potem robi się kolejne zdjęcie i znowu się czeka.

Badania polegały na technologii optyki adaptatywnej, która pozwala astronomom korygować zniekształcenia wywołane ziemską atmosferą. Ponieważ w ciągu ostatnich trzech dekad instrumenty AO ulegały ciągłej poprawie, bezpośrednio obrazowano kolejne brązowe karły i planety olbrzymy. Ale ponieważ większości z tych odkryć dokonano w ciągu ostatniej dekady lub dwóch, zespół ma tylko obrazy odpowiadające kilku procentom całkowitej orbity każdego obiektu. Połączyli swoje nowe obserwacje 27 układów ze wszystkimi poprzednimi obserwacjami opublikowanymi przez innych astronomów lub dostępnymi w archiwach teleskopów.

W tym momencie pojawia się modelowanie komputerowe. Autorzy artykułu pomogli stworzyć kod dopasowujący się do orbity nazwany „Orbitize!” wykorzystujący prawa ruchu Keplera do identyfikacji, które typy orbit są zgodne z mierzonymi pozycjami, a które nie.

Kod generuje zestaw możliwych orbit dla każdego towarzysza. Niewielki ruch każdej olbrzymiej planety lub brązowego karła tworzy zestaw możliwych orbit. Im mniejszy zestaw, tym bardziej astronomowie zbliżają się do prawdziwej orbity towarzysza. Więcej punktów danych – to znaczy bardziej bezpośrednie obrazy każdego obiektu na orbicie – poprawi kształt orbity.

„Zamiast czekać dziesięciolecia lub stulecia, aż planeta wykona jeden pełny obrót wokół gwiazdy, możemy nadrobić krótszy czas bazowy naszych danych dzięki bardzo dokładnym pomiarom pozycji. Część Orbitize!, którą opracowaliśmy specjalnie do dopasowania orbit częściowych OFTI (Orbits For The Impatient), pozwoliła nam znaleźć orbity nawet dla towarzyszy z najdłuższym okresem orbitalnym” – powiedział członek zespołu Eric Nielsen z Uniwersytetu Stanforda.

Znalezienie kształtu orbity jest kluczowe. Obiekty, które mają bardziej kołowe orbity uformowały się jako planety. Oznacza to, że gdy obłok gazu i pyłu zapada się tworząc gwiazdę, odległy towarzysz (i wszelkie inne planety) formuje się ze spłaszczonego dysku protoplanetarnego wokół tej gwiazdy.

Z drugiej strony te, które mają bardziej wydłużone orbity prawdopodobnie powstały jako gwiazdy. W tym scenariuszu obłok gazu i pyłu zapada się, tworząc gwiazdę, ale rozpada się na dwie bryły. Każda bryła zapada się, jedna tworzy gwiazdę a druga brązowego karła krążącego wokół tej gwiazdy. Zasadniczo jest to układ podwójny gwiazd, chociaż zawiera jedną prawdziwą gwiazdę i jedną „gwiazdę nieudaną”.

Mimo, że towarzysze mają miliony lat, pamięć o tym, jak powstały, wciąż jest zakodowana w ich dzisiejszej ekscentryczności. Mimośród jest miarą tego, jak kołowa bądź wydłużona jest orbita obiektu.

Wyniki badań 27 odległych towarzysz były jednoznaczne.

Przyszłość tej pracy polega zarówno na dalszym monitorowaniu tych 27 obiektów, jak również na identyfikowaniu nowych w celu rozszerzenia badań. Zespół wykorzystuje satelitę Gaia do poszukiwania dodatkowych kandydatów, których mogliby śledzić z użyciem bezpośredniego obrazowania z jeszcze większą czułością przyszłego Giant Magellan Telescope.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 lutego 2020

Obserwacje szybkich wybuchów radiowych pogłębiają astronomiczną tajemnicę

Astronomowie wskazali źródło powtarzającego się szybkiego wybuchu radiowego w pobliskiej galaktyce spiralnej, kwestionując tym samym teorie dotyczące nieznanego źródła tych pulsacji.


Obserwacje z wykorzystaniem 8-metrowego teleskopu Gemini North pozwoliły astronomom wskazać lokalizację szybkiego wybuchu radiowego (Fast Radio Burst – FRB) w pobliskiej galaktyce – dzięki temu jest to najbliższy Ziemi znany przykład i tylko drugie powtarzające się źródło wybuchu, którego położenie na niebie jest określone. Źródło tego wybuchu fal radiowych znajduje się środowisku radykalnie innym od tego widzianego w poprzednich badaniach. Odkrycie to podważa założenia badaczy dotyczące pochodzenia tych i tak już enigmatycznych pozagalaktycznych zdarzeń.

Nierozwiązana tajemnica w astronomii stała się jeszcze bardziej zagadkowa. Źródło FRB – nagłe wybuchy fal radiowych trwające kilka tysięcznych sekundy – pozostaje nieznane od momentu ich odkrycia w 2007 roku. Opublikowane niedawno badanie wskazało, że FRB pochodzi z niespodziewanego otoczenia w pobliskiej galaktyce spiralnej. Obserwacje za pomocą OIR Lab (Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory) teleskopu Gemini North odegrały istotną rolę w tym odkryciu, co sprawia, że natura tych pozagalaktycznych pulsów radiowych jest jeszcze bardziej enigmatyczna.

Źródła FRB i ich natura są tajemnicze – wiele z nich to wybuchy jednorazowe, ale bardzo niewiele z nich emituje powtarzające się błyski. Niedawno odkryty FRB – nazwany FRB 180916.J0158+65 – jest jednym z zaledwie pięciu źródeł o dokładnie znanej lokalizacji i tylko drugim źródłem, które wykazuje powtarzające się pulsy. Takie FRB są określane jako zlokalizowane i mogą być powiązane z poszczególną odległą galaktyką, co może pozwolić astronomom na dokonanie dodatkowych obserwacji, które mogą zapewnić wgląd w pochodzenie pulsu radiowego.

„Lokalizacja tego obiektu jest diametralnie różna od lokalizacji  nie tylko poprzednio powtarzającego się FRB, ale także wszystkich wcześniej przebadanych FRB. Zaciera to różnice między powtarzającymi się i niepowtarzającymi się szybkimi wybuchami radiowymi. Może być tak, że FRB produkowane są w dużym ZOO w różnych miejscach Wszechświata i wymagają jedynie określonych warunków, aby były widoczne” – mówi Kenzie Nimmo, doktorantka na Uniwersytecie w Amsterdamie i inny główna autorka artykułu.  

Określenie lokalizacji FRB 180916.J0158+65 wymagało obserwacji zarówno na falach radiowych, jak i w świetle widzialnym. FRB można wykryć tylko za pomocą radioteleskopów, więc obserwacje radiowe są zasadniczo niezbędne do dokładnego określenia pozycji tych obiektów na niebie. Ten konkretny FRB został po raz pierwszy odkryty przez kanadyjską sieć radioteleskopów CHIME w 2018 roku. W nowych badaniach wykorzystano europejską sieć VLBI (EVN) aby precyzyjnie zlokalizować źródło, ale pomiary dokładnej odległości i lokalnego środowiska radioźródła były możliwe tylko dzięki dalszym obserwacjom optycznym. 

Źródło FRB 180916.J0158+65 – które znajduje się 500 mln lat świetlnych od Ziemi – było nieoczekiwane i pokazuje, że FRB mogą nie być powiązane z określonym typem galaktyki lub środowiska, co pogłębia astronomiczną tajemnicę.

Naukowcy mają nadzieję, że dalsze badania ujawnią warunki, które powodują wytwarzanie tych tajemniczych przejściowych pulsów radiowych, i odpowiedzą na niektóre z postawionych przez nich pytań na razie pozostających bez odpowiedzi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

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