30 marca 2020

Swobodnie płynące gwiazdy w zgrubieniu centralnym Drogi Mlecznej

Jak wyjaśnia ogólna teoria względności, ścieżka światła ulega zakrzywieniu w obecności masy. Zatem masywny obiekt może działać jak soczewka – tak zwana „soczewka grawitacyjna” – zniekształcając obraz obiektu widzianego za nią. Mikrosoczewkowanie jest zjawiskiem pokrewnym: powstaje krótki błysk światła, gdy poruszające się ciało kosmiczne, działające jak soczewka grawitacyjna, moduluje intensywność światła gwiazdy tła, gdy przypadkowo przechodzi między nią a obserwatorem. Około pięćdziesiąt lat temu naukowcy przewidzieli, że jeżeli kiedykolwiek będzie możliwe zaobserwowanie błysku mikrosoczewkowania z dwóch oddzielonych od siebie punktów obserwacyjnych, pomiar paralaksy określi odległość ciemnego obiektu.


Jennifer Yee, astronom z CfA, jest członkiem dużego międzynarodowego zespołu astronomów wykonującego pomiary paralaksy mikrosoczewkowania małych obiektów gwiazdowych. Technika ta jest potężnym narzędziem do badania pojedynczych obiektów, takich jak swobodnie płynące planety, brązowe karły, gwiazdy o małej masie i czarne dziury. Przy niskim poziomie masy, mikrosoczewkowanie wykryło już kilka kandydatów na swobodnie płynące planety, w tym kilka potencjalnych obiektów o masie Ziemi. Odkrycia takie mają kluczowe znaczenie dla testowania teorii o pochodzeniu i ewolucji planet swobodnie płynących. Podobnie obserwacje mikrosoczewkowania bardziej masywnych obiektów, takich jak pojedyncze brązowe karły, pozwoliły zidentyfikować niektóre obiekty krążące w kierunku przeciwnym do normalnych gwiazd dysku. Obiekty o masie gwiazdowej znalezione dzięki mikrosoczewkowaniu grawitacyjnemu ukazują czarne dziury o masie gwiazdowej i gwiazdy neutronowe.

Nowe obserwacje paralaksy mikrosoczewkowania pozwoliły określić masy i odległości do dwóch małych, pojedynczych gwiazd. Jedna ma masę ok. 0,6 masy Słońca i znajduje się około 23 700 lat świetlnych od nas. Modelowanie drugiej nie jest jednoznaczne, co oznacza, że ma albo 0,4 masy Słońca i znajduje się w odległości ok. 24 800 lat świetlnych, albo 0,38 masy Słońca w odległości 24 300 lat świetlnych. Obie gwiazdy są czerwonymi olbrzymami i znajdują się w zgrubieniu starych gwiazd (w wieku ok. 10 mld lat) w Drodze Mlecznej, którego promień wynosi około 7000 lat świetlnych i znajduje się w centralnym regionie naszej galaktyki. Nowe wyniki, wraz z sześcioma wcześniejszymi pomiarami paralaksy mikrosoczewkowania, mocno wspierają obecne modele Galaktyki i formowania się jej zgrubienia centralnego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 marca 2020

ALMA analizuje gaz uderzany przez młode dżety z supermasywnych czarnych dziur

Astronomowie korzystający z ALMA uzyskali pierwszy dokładny obraz zaburzonych gazowych obłoków w galaktyce odległej o 11 mld lat świetlnych. Zespół odkrył, że zaburzenia te są wywołane przez młode potężne dżety wyrzucane z supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum macierzystej galaktyki. Wynik ten rzuca światło na tajemnicę procesu ewolucyjnego galaktyk we wczesnym Wszechświecie.


Powszechnie wiadomo, że czarne dziury wywierają silne przyciąganie grawitacyjne na otaczającą materię. Jednak mniej wiadomo na temat tego, że niektóre czarne dziury mają szybko poruszające się strumienie zjonizowanej materii, zwane dżetami. W niektórych pobliskich galaktykach rozwinięte dżety zdmuchują galaktyczne obłoki gazowe, powodując tłumienie procesu formowania się gwiazd. Dlatego, aby zrozumieć ewolucję galaktyk, niezwykle ważne jest obserwowanie współzależności między dżetami supermasywnych czarnych dziur i obłokami gazowymi w całej kosmicznej historii. Jednak trudno było uzyskać wyraźne dowody takiej interakcji, szczególnie we wczesnym Wszechświecie.

Aby uzyskać tak wyraźne dowody, zespół wykorzystał ALMA do zaobserwowania interesującego obiektu znanego jako MG J0414+0534. Charakterystyczną cechą MG J0414+0534 jest to, że ścieżki światła podróżujące od niego do Ziemi są znacznie zniekształcone przez grawitację innej galaktyki (soczewki) znajdującej się pomiędzy MG J0414+0534 a nami, co powoduje znaczne powiększenie jego obrazu.

Inna jego cecha jest taka, że MG J0414+0534 posiada supermasywną czarną dziurę z dwubiegunowymi dżetami w centrum macierzystej galaktyki. Zespół był w stanie zrekonstruować „prawdziwy” obraz gazowych obłoków, a także dżetów w MG J0414+0534, dokładnie uwzględniając efekty grawitacyjne wywierane przez galaktykę soczewkującą.

Dzięki doskonałej rozdzielczości uzyskanego obrazu zespół stwierdził, że gazowe obłoki wzdłuż dżetów poruszają się gwałtownie z prędkościami ponad 600 km/s, ukazując wyraźne dowody uderzanego gazu. Ponadto okazało się, że rozmiar uderzonych obłoków gazu i dżetów jest znacznie mniejszy niż typowy rozmiar galaktyki w tym wieku.

„Być może jesteśmy świadkami bardzo wczesnej fazy ewolucji dżetów w galaktyce. Może to być już tak wcześniej, jak kilkadziesiąt tysięcy lat po wystrzeleniu strumieni” – mówi Satoki Matsushita, pracownik naukowy w Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics.

MG J0414+0534 jest doskonałym przykładem, ponieważ posiada bardzo młode dżety. Naukowcy znaleźli wyraźne dowody znaczącego oddziaływania między dżetami i obłokami gazu nawet w bardzo wczesnej fazie ewolucji strumieni. Astronomowie mają nadzieję, że ich odkrycie utoruje drogę do lepszego zrozumienia procesu ewolucyjnego galaktyk we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 marca 2020

Ewolucja Ziemi wykorzystana jako przewodnik w polowaniu na egzoplanety

Astronomowie z Cornell University stworzyli pięć modeli reprezentujących kluczowe punkty z ewolucji naszej planety, takie jak chemiczne migawki z epok geologicznych Ziemi.


Wykorzystują je w nadchodzącej nowej erze potężnych teleskopów jako widmowe szablony w polowaniu na planety podobne do Ziemi, znajdujące się w odległych układach słonecznych.

Nowa generacja zarówno kosmicznych jak i naziemnych teleskopów, w połączeniu z tymi modelami pozwoli naukowcom zidentyfikować planety takie, jak nasza Ziemia krążące w odległości od 50 do 100 lat świetlnych od nas.

Używając naszą własną planetę jako klucz, astronomowie modelowali pięć różnych epok Ziemi aby stworzyć szablon pokazujący, w jaki sposób mogą scharakteryzować potencjalną egzo-Ziemię – od młodej prebiotycznej Ziemi po nasz współczesny świat. Modele pozwalają również zbadać, w którym momencie ewolucji Ziemi odległy obserwator może zidentyfikować życie na „błękitnych kropkach” i innych podobnych światach.

Zespół stworzył modele atmosferyczne, które pasują do Ziemi sprzed 3,9 mld lat, gdy dwutlenek węgla gęsto pokrywał młodą planetę. Drugi model przedstawia planetę wolną od tlenu sprzed 3,5 mld lat. Trzy inne modele ukazują wzrost zawartości tlenu w atmosferze od stężenia 0,2% do współczesnego poziomu 21%.

Nasza Ziemia i powietrze, którym oddychamy, zmieniły się drastycznie od czasu jej powstania 4,5 mld lat temu. I po raz pierwszy naukowcy poruszyli kwestię dotyczącą tego, w jaki sposób astronomowie próbujący znaleźć światy takie, jak nasz mogą dostrzec zarówno młode jak i współczesne ziemiopodobne planety w zjawiskach tranzytów, wykorzystując historię naszej własnej Ziemi jako szablon.

Linia czasowa wzrostu tlenu i jego obfitości w historii Ziemi nie jest jasna. Ale jeżeli astronomowie będą w stanie znaleźć egzoplanety o zawartości blisko 1% obecnego poziomu tlenu na Ziemi, zaczną znajdować wyłaniającą się nową biologię, ozon i metan – i mogą ją dopasować do ziemskiego szablonu.

Korzystając z przyszłych teleskopów, takich jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, który ma wystartować w marcu 2021 r. lub z Ekstremalnie Dużego Teleskopu w Chile, którego pierwsze światło zaplanowane jest na 2025 rok, astronomowie będą mogli obserwować, jak planeta przechodzi przed tarczą swojej macierzystej gwiazdy, ukazując swoją atmosferę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 marca 2020

Tsunami z kwazarów rozdziera galaktyki

Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a zespół astronomów odkrył najbardziej energetyczne odpływy, jakie kiedykolwiek miały miejsce we Wszechświecie. Pochodzą z kwazarów i przedzierają się przez przestrzeń międzygwiazdową jak tsunami, siejąc spustoszenie w galaktykach, w których kwazary żyją. 


Kwazary to niezwykle odległe obiekty niebieskie, emitujące wyjątkowo duże ilości energii. Zawierają supermasywne czarne dziury zasilane przez opadającą na nie materię, która może świecić 1000 razy jaśniej niż ich macierzyste galaktyki posiadające setki miliardów gwiazd.

Gdy czarna dziura pochłania materię, gorący gaz otacza ją i emituje intensywne promieniowanie, tworząc kwazar. Wiatry, napędzane przez ciśnienie promieniowania z okolic czarnej dziury, odpychają materię od centrum galaktyki. Odpływy te przyspieszają do niesamowitych prędkości stanowiących kilka procent prędkości światła.

Żadne inne zjawisko nie przenosi takiej ilości energii mechanicznej. W ciągu 10 mln lat odpływy te wytwarzają milion razy więcej energii niż rozbłysk promieniowania gamma. Wiatry wypychają setki mas Słońca każdego roku. Ilość energii mechanicznej, jaką niosą te odpływy, jest nawet kilkaset razy wyższa niż jasność całej Drogi Mlecznej.

Wiatry z kwazara wieją przez cały dysk galaktyczny. Materia, która w innym przypadku wytworzyła by nowe gwiazdy, została gwałtownie zmieciona z galaktyki, powodując tym samym zaprzestanie narodzin gwiazd. Promieniowanie wypycha gaz i pył na znacznie większe odległości niż wcześniej sądzili naukowcy, tworząc zdarzenie obejmujące całą galaktykę.

Gdy to kosmiczne tsunami uderza w materię międzygwiazdową, temperatura na froncie uderzeniowym wzrasta do miliardów stopni, gdzie materia świeci głównie w promieniach X, ale także w szerokim spektrum światła. Każdy, kto byłby świadkiem tego zdarzenia, widziałby wspaniały pokaz na niebie. 

Symulacje numeryczne ewolucji galaktyk sugerują, że takie odpływy mogą wyjaśnić niektóre ważne zagadki kosmologiczne, takie jak ta, dlaczego astronomowie obserwują tak mało dużych galaktyk we Wszechświecie i dlaczego istnieje związek między masą galaktyki a masą jej centralnej czarnej dziury. To badanie pokazuje, że takie potężne odpływy z kwazara powinny występować we wczesnym Wszechświecie.

Naukowcy od dziesięcioleci wiedzą, że istnieje pewien proces fizyczny, który wyłącza powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach, ale jego natura pozostawała tajemnicą. Umieszczenie obserwowanych odpływów w tych symulacjach rozwiązuje te wyjątkowe problemy w ewolucji galaktyk.

Astronomowie zbadali 13 odpływów z kwazarów i byli w stanie zanotować czas trwania karkołomnej prędkości gazu przyspieszanego przez wiatr kwazara, patrząc na widmowe „odciski palców” światła z rozjarzonego gazu. Dane UV z Hubble’a pokazują, że te właściwości absorpcji światła stworzone przez materię wzdłuż ścieżki światła zostały przesunięte w widmie poprzez szybki ruch gazu w przestrzeni. Tylko teleskop Hubble’a ma określony zakres czułości na ultrafiolet, który pozwala astronomom uzyskać niezbędne obserwacje prowadzące do tego odkrycia.

Oprócz pomiaru najbardziej energetycznych kwazarów, jakie kiedykolwiek zaobserwowano, zespół odkrył także inne odpływy przyspieszające szybciej niż jakiekolwiek inne. Wzrosły z prawie 70 mln km/h do ok. 75 mln km/h w okresie trzech lat. Naukowcy są przekonani, że przyspieszenia te będą z czasem rosły.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 marca 2020

Ciemna strona materii

Tylko niewielki ułamek całkowitej masy Wszechświata tworzą znane cząsteczki (materia barionowa i neutrina), podczas gdy reszta składa się z ciemnej materii. To sprawia, że ciemna materia jest integralną częścią tzw. modelu kosmologicznego Lambda Cold Dark Matter, który naukowcy wykorzystują do opisania natury Wszechświata zgodnie z jego wiekiem, tempem ekspansji, historią i zawartością.


Istnienie ciemnej materii po raz pierwszy zostało wskazane w latach 30. XX wieku, kiedy szwajcarski astrofizyk Fritz Zwicky znalazł anomalię, gdy próbował oszacować masę dużych gromad galaktyk za pomocą pomiarów prędkości poszczególnych galaktyk w tych gromadach. Stwierdził, że obserwowane prędkości były zaskakująco wysokie i postulował, że galaktyki muszą podlegać polu grawitacyjnemu znacznie silniejszemu niż to, które tworzy masa obserwowanych układów, a zatem dodatkowa masa była wynikiem jakiejś formy nieobserwowalnego rodzaju „ciemnej” materii. Potwierdzenie tych prognoz zajęło 40 lat, kiedy to amerykańska astrofizyk Vera Rubin przedstawiła solidne dowody obserwacyjne rozbieżności między przewidywanym a obserwowanym ruchem obrotowym gwiazd w galaktykach. W związku z tym wiemy teraz, że wszystkie galaktyki znajdują się w centrach „halo” ciemnej materii, charakteryzujących się dużą gęstością centralną, ale rozciągających się daleko poza rozmiar widzialnej galaktyki.

Podczas, gdy obserwacje mówią nam o tym, że ciemna materia istnieje, jej natura nadal pozostaje jedną z największych tajemnic nauki.

Model standardowy fizyki cząstek może wyjaśnić znane cząstki i siły we Wszechświecie, nie może jednak wyjaśnić istnienia tajemniczej ciemnej materii. Okazuje się, że żadna z cząstek tworzących model standardowy nie jest w stanie w pełni zaspokoić właściwości ciemnej materii, czego wymagają obserwacje kosmologiczne. Luka ta sugeruje, że model standardowy jest niekompletny i że rozwiązanie zagadki ciemnej materii może być łącznikiem z innymi nierozwiązanymi problemami w fizyce cząstek, więc jej badanie może spowodować znaczący przełom w naszym podstawowym zrozumieniu natury.

Od dawna kandydatami na cząsteczki ciemnej materii są tzw. słabo oddziałujące masywne cząsteczki (Weakly Interacting Massive Particles – WIMP). WIMPy pojawiły się jako idealny kandydat na ciemną materię: cząsteczki teoretyczne o masie 100-1000 razy większej od masy protonu (ok. 100 GeV - 1 TeV), które naturalnie powstałyby z odpowiednią obfitością we Wszechświecie. WIMPy nie są jednak jedynym kandydatem. Szeroki zakres proponowanych kandydatów obejmuje masę około 40 rzędów wielkości: od wyjątkowo lekkich, takich jak „aksjony”, przez znacznie cięższe „WIMPZille” po obiekty makroskopowe, takie jak pierwotne czarne dziury.

Grawitacja doprowadziła do odkrycia istnienia ciemnej materii i wciąż jest jedyną siłą, dzięki której cząsteczki ciemnej materii oddziałują. Jeżeli jednak cząsteczka ciemnej materii ma uzupełnić standardowy model cząsteczek podstawowych, istnieje nadzieja, że będzie ona także w stanie oddziaływać z innymi znanymi cząsteczkami, co może dostarczyć kolejnej możliwości jej wykrycia.

W ciągu ostatnich kilku dziesięcioleci społeczność naukowa połączyła siły i opracowała jasną (wstępną) strategię poszukiwania WIMP: poprzez ich produkcję w zderzeniach cząstek (jak np. w Wielkim Zderzaczu Hadronów), poprzez rozproszenie w modelu standardowym w dedykowanych detektorach i poprzez obserwacje astrofizyczne. Główną ideą tego ostatniego jest to, że w regionach Wszechświata, w których gęstość ciemnej materii jest wysoka, cząsteczki ciemnej materii mogą ulegać samozniszczeniu albo rozpadowi, wytwarzając cząsteczki modelu standardowego, które docierają do nas w postaci promieniowania kosmicznego a także promieni gamma.

Zatem nie ma wątpliwości, że Cherenkov Telescope Array (Teleskop Czerenkowa – CTA) będzie działać jako potężny instrument do wykrywania ciemnej materii: CTA wykryje bardzo wysokoenergetyczne promieniowanie gamma, obiecujący sposób poszukiwania ciemnej materii, gdy promienie gamma przemieszczają się w liniach prostych (w przeciwieństwie do naładowanego promieniowania kosmicznego) i są łatwiejsze do złapania niż neutrina. CTA wykorzysta w szczególności swoją niespotykaną czułość i rozdzielczość energetyczną do przechwytywania promieniowania gamma dokładnie w zakresie energii odpowiadającym cięższemu końcowi masy WIMPów.

Różne eksperymenty przeprowadzone w ciągu ostatnich dekad zbadały i wykluczyły znaczną część lżejszych kandydatów na WIMPy. Chociaż obecne instrumenty nie są wystarczająco czułe, aby wykryć niektóre z najlepiej uzasadnionych modeli WIMP, ich sygnały mogą chować się dokładnie w optymalnym zakresie energii CTA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 marca 2020

Zwyczaje żywieniowe rentgenowskich układów podwójnych z gwiazdami typu Be

Ludzkość bada światło gwiazd od początku swojej historii, jednak dopiero niedawno odkryliśmy, że gwiazdy nie lubią być same.


Układy podwójne - zawierające dwie gwiazdy krążące wokół siebie - są jednym z najczęstszych rodzajów wiązań grawitacyjnych kolekcji gwiazd, ale ich ewolucja jest złożona. Astronomowie próbują ułożyć puzzle różnych obserwacji gwiezdnych, aby uzyskać szerszy obraz. Wykorzystując zrozumienie ewolucji układów podwójnych, naukowcy mogą symulować populacje gwiazd podwójnych za pomocą kodu syntezy populacji gwiazdowej COMPAS.

Badacze z OzGrav, we współpracy z Instytutem Maxa Plancka niedawno przeprowadzili badanie, aby móc zrozumieć pochodzenie właściwości tzw. układów podwójnych rentgenowskich z gwiazdami typu Be (ang. Be X-ray) w Małym Obłoku Magellana.

Układy podwójne typu Be X-ray to układy złożone z gwiazdy neutronowej krążącej wokół szybko rotującej masywnej gwiazdy. Ta rotacja powoduje, że masywna gwiazda wytwarza dysk z wypływającej materii – część jej jest gromadzona przez gwiazdę neutronową. Następnie gwiazda neutronowa wystrzeliwuje promienie rentgenowskie, które naukowcy mogą obserwować i mierzyć.

W badaniu przeprowadzonym przez Serenę Vinciguerra wykorzystano kod COMPAS do symulacji w środowisku takim, jak Mały Obłok Magellana. Porównując właściwości orbitalne symulowanych układów typu Be X-ray z obserwowanymi, badacze pokazali prawdopodobną ewolucję tych układów gwiazd:


Początkowo, dwie gwiazdy rodzą się w ciasnym układzie podwójnym. Masywniejsza gwiazda ewoluuje szybciej i rozszerza się. Ze względu na bliskość między obiema gwiazdami, napompowana masywna gwiazda „karmi” swoją materią mniejszą gwiazdę. Z czasem masywna gwiazda może karmić i tracić większość swojej masy, jednak mniejsza gwiazda może być zbyt „pełna” i nie przyjmować całej materii.

Indywidualna „dieta” każdej gwiazdy zależy nie tylko od jej budowy i wieku, ale także od masywnej gwiazdy, która ją karmi. W układach typu Be X-ray diety gwiazd są bogatsze, niż wcześniej zakładali astronomowie. W rezultacie dobrze odżywione gwiazdy stają się masywne i szybko wirują.

Później w swojej ewolucji pierwotna masywniejsza gwiazda może eksplodować jako supernowa, pozostawiając po sobie małą, ale bardzo gęstą gwiazdę neutronową. Jeżeli gwiazdy przetrwają eksplozję, stworzą układ typu Be X-ray, z gwiazdą neutronową krążącą wokół masywnej i szybko rotującej gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 marca 2020

Drugie wykrycie układu podwójnego gwiazd neutronowych przez LIGO. Czy aby na pewno?

Jeżeli przegapiliście wiadomości ze stycznia bieżącego roku to informujemy, że obserwatorium LIGO wykryło prawdopodobnie drugie zdarzenie połączenia się dwóch gwiazd neutronowych (pisałam o tym tutaj). 


25 kwietnia 2019 roku detektor LIGO w Livingston w Luizjanie wykrył sygnał fali grawitacyjnej z połączenia obiektów znajdujących się około 520 mln lat świetlnych stąd. Obserwacja ta, wykonana na zaledwie jednym detektorze – ten w Hanford chwilowo był wyłączony a Virgo nie zarejestrował zjawiska – była jednak wystarczająco silna, aby można ją było zakwalifikować jako wyraźne wykrycie zdarzenia połączenia.

Analiza sygnału z GW190425 wskazuje, że widzieliśmy zderzenie układu podwójnego o łącznej masie 3,3 – 3,7 razy większej od masy Słońca. Podczas, gdy szacowane masy łączących się obiektów w przedziale pomiędzy 1,1 do 2,5 masy Słońca są zgodne z oczekiwanymi masami gwiazd neutronowych, ta zmierzona całkowita masa jest znacznie większa niż jakiegokolwiek układu podwójnego gwiazd neutronowych, który zaobserwowaliśmy w naszej galaktyce. Znamy 17 galaktycznych par gwiazd neutronowych o zmierzonych masach całkowitych, a masy te wahają się w przedziale od zaledwie 2,5 do 2,9 mas Słońca. Dlaczego zatem GW190425 jest tak ciężki?

Niezwykła masa GW190425 może wskazywać, że ukształtował się inaczej niż znane galaktyczne układy podwójne gwiazd neutronowych.

Teoria sugeruje, że masywne, szybko łączące się pary gwiazd neutronowych, takie jak GW190425, potencjalnie mogą pochodzić od gwiazd o szczególnie niskiej metaliczności, rozwijających się w ciasnych układach podwójnych. W odpowiednich warunkach kopnięcia energetyczne wywołane eksplozjami supernowych mogą zostać stłumione, pozwalając obiektom pozostać razem w ciasnym układzie podwójnym nawet po ich ewolucji do gwiazd neutronowych.

W takim przypadku GW190425 może reprezentować populację podwójnych gwiazd neutronowych, których wcześniej nie obserwowano. Te układy podwójne pozostawały niewidoczne ze względu na ich bardzo ciasne orbity z okresami poniżej godziny. Gwałtowne przyspieszenia tych obiektów przesłaniały by ich sygnały w pomiarach pulsarowych. Najkrótszy okres układu podwójnego gwiazd neutronowych, który został wykryty w takich pomiarach, ma okres 1,88 godziny i nie połączy się przez kolejnych 46 mln lat. GW190425 może reprezentować zupełnie inną populację podwójnych gwiazd neutronowych, która jest tak powszechna, jak populacja galaktyczna, którą znamy.

Niestety, obserwacja GW190425 za pomocą jednego detektora oznacza, że naukowcy nie byli w stanie dobrze określić lokalizacji źródła fali grawitacyjnej – więc obserwacje uzupełniające nie wykryły jeszcze elektromagnetycznego odpowiednika, takiego jak w przypadku GW170817, pierwszego połączenia się dwóch gwiazd neutronowych zaobserwowanego przez LIGO.

Oznacza to, że brakuje zewnętrznych informacji potwierdzających, że był to układ podwójny gwiazd neutronowych. Dlatego możliwe jest, że jeden bądź oba obiekty były czarnymi dziurami. Jeżeli tak, byłyby mniejsze niż jakiekolwiek czarne dziury, które naukowcy wykrywali do tej pory, i musieliby znacznie przebudować swoje modele dotyczące tworzenia się układów podwójnych czarnych dziur. 

Dzięki ostatnim licznym aktualizacjom detektorów LIGO i Virgo możemy wkrótce spodziewać się większej liczby detekcji układów podwójnych gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 marca 2020

Dziwne orbity dysków planetarnych „Tatooine”

Astronomowie korzystający z ALMA odkryli zastanawiające geometrie orbitalne w dyskach protoplanetarnych wokół gwiazd podwójnych. Podczas, gdy dyski krążące wokół najbardziej zwartych układów podwójnych dzielą prawie tę samą płaszczyznę, dyski otaczające szerokie układy podwójne mają mocno nachylone płaszczyzny orbit. Układy te mogą uczyć nas o tworzeniu się planet w złożonych środowiskach.


W ciągu ostatnich dwóch dekad znaleziono tysiące planet krążących wokół gwiazd innych niż nasze Słońce. Niektóre z tych planet krążą wokół dwóch gwiazd, tak jak Tatooine, dom Luke’a Skywalkera. Planety rodzą się w dyskach protoplanetarnych, ale większość badanych dotychczas dysków krąży wokół pojedynczych gwiazd. Egzoplanety „Tatooine” tworzą się w dyskach wokół gwiazd podwójnych.

Badanie miejsc narodzin planet „Tatooine” zapewnia wyjątkową okazję do zapoznania się z tym, jak planety tworzą się w różnych środowiskach. Astronomowie już wiedzą, że orbity układów podwójnych mogą wypaczać i nachylać dyski krążące wokół nich, co powoduje, że dyski takie nie są współosiowe względem płaszczyzn orbit swoich gwiazd macierzystych.

„Dzięki naszym badaniom chcieliśmy się dowiedzieć czegoś więcej na temat dysków okrążających układy podwójne” – powiedział astronom Ian Czekala z University of California w Berkeley. Czekala i jego zespół wykorzystali dane ALMA do określenia stopnia nachylenia dziewiętnastu dysków protoplanetarnych krążących wokół gwiazd podwójnych. 

Astronomowie porównali dane z ALMA dotyczące dysków protoplanetarnych z tuzinem planet „Tatooine”, które zostały odkryte za pomocą teleskopu Keplera. Ku swojemu zaskoczeniu zespół stwierdził, że stopień, w jakim gwiazdy podwójne i ich dyski protoplanetarne nie są współosiowe, jest silnie zależny od okresu orbitalnego gwiazd macierzystych. Im krótszy jest okres orbitalny gwiazdy podwójnej, tym większe jest prawdopodobieństwo, że dysk znajdzie się na takiej samej orbicie. Jednak układy podwójne o okresach dłuższych niż miesiąc zazwyczaj mają niewspółosiowe dyski.

Ponieważ podstawowa misja Kepler trwała 4 lata, astronomowie mogli odkryć planety wokół gwiazd podwójnych, które krążą wokół siebie w czasie krótszym niż 40 dni. I orbity wszystkich tych planet są takie same, jak ich gwiazd macierzystych. Tajemnica, która nadal pozostaje dotyczy tego, czy Keplerowi będzie trudno znaleźć planety z orbitami ustawionym pod innym kątem względem gwiazd-gospodarzy.

Czekala chce się dowiedzieć, dlaczego istnieje tak silny związek pomiędzy (nie)współosiowym dyskiem a okresem orbitalnym gwiazd podwójnych. „Chcemy wykorzystać obecne i przyszłe urządzenia, takie jak ALMA i nowej generacji VLA do badania struktur dysku z wyjątkową precyzją, i staramy się zrozumieć, w jaki sposób wypaczone lub nachylone dyski wpływają na środowisko formowania się planet i jak to może wpływać na populację planet tworzących się w tych dyskach” – dodaje.

„Badania te są dokładnym przykładem tego, w jaki sposób nowe odkrycia opierają się na wcześniejszych obserwacjach. Rozpoznanie trendów w populacji dysków protoplanetarnych było możliwe tylko dzięki wykorzystaniu archiwalnych programów obserwacyjnych podjętych przez społeczność ALMA w poprzednich cyklach” – powiedział Joe Pesce, dyrektor programu National Science Foundation dla NRAO i ALMA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 marca 2020

Połączenie dwóch gwiazd doprowadziło do powstania kultowej supernowej


Symulacje astrofizyków sugerują, że supernowa w pobliskiej galaktyce mogła powstać z eksplozji niebieskiego nadolbrzyma powstałego z połączenia się dwóch gwiazd. Asymetryczny charakter tej eksplozji może dostarczyć wskazówek, gdzie szukać nieuchwytnej gwiazdy neutronowej zrodzonej z tego gwiezdnego kataklizmu.


Do eksplozji supernowej z zapadniętego jądra dochodzi, gdy jądro masywnej gwiazdy nie jest już w stanie wytrzymać własnej grawitacji. Jądro zapada się, wywołując gwałtowną eksplozję, pozostawiając gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

W 1987 roku astronomowie zobaczyli, że w Wielkim Obłoku Magellana, jednym z najbliższych sąsiadów Drogi Mlecznej, eksploduje gwiazda. Od tego czasu naukowcy intensywnie badali następstwa tej supernowej, znanej jako SN 1987A, aby zrozumieć naturę gwiazdy progenitora i jej losy.

Progenitorem tego typu supernowej jest zwykle czerwony nadolbrzym, ale obserwacje wykazały, że SN 1987A była wywołana przez gęstego niebieskiego nadolbrzyma. Było tajemnicą, dlaczego gwiazdą progenitorem był niebieski nadolbrzym.

Tymczasem obserwacje rentgenowskie i gamma SN 1987A ujawniły skupiska radioaktywnego niklu w wyrzucanej materii. Ten nikiel uformował się w jądrze gwiazdy podczas jego zapadania się, a teraz pędzi z dala od gwiazdy z prędkością ponad 4000 km/s. Poprzednie symulacje supernowej nie były w stanie w pełni wyjaśnić, w jaki sposób ten nikiel może tak szybko uciekać.

Masaomi Ono z RIKEN Astrophysical Big Bang Laboratory i jego współpracownicy przeprowadzili symulację asymetrycznego wybuchu supernowej z zapadniętym jądrem dla czterech gwiazd progenitorów i porównali je z obserwacjami SN 1987A. Najbliższe dopasowanie dotyczyło niebieskiego nadolbrzyma jako gwiazdy progenitora, powstałego w wyniku połączenia się dwóch gwiazd: czerwonego nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego. Podczas łączenia większa gwiazda oderwała by materię od swojego mniejszego towarzysza, który opadałaby spiralnie do wnętrza, aż do całkowitego wchłonięcia, tworząc szybko wirującego niebieskiego nadolbrzyma.

Ono twierdzi, że po raz pierwszy przetestowano scenariusz łączenia się układu podwójnego pod kątem zbrylania niklu tej supernowej. Symulacja dokładnie odtworzyła przyspieszenie brył niklu wraz z dwoma dżetami wyrzutu.

Symulacja może również pomóc w znalezieniu gwiazdy neutronowej uformowanej podczas supernowej, która nie została odnaleziona pomimo 30 lat poszukiwań. Podczas niesferycznej eksplozji, gwiazda neutronowa mogła zostać wykopana w przeciwnym kierunku do wyrzutu, a zespół Ono sugeruje, że astronomowie powinni szukać jej w północnej części wewnętrznego obszaru wyrzucanej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 marca 2020

Tykające kosmiczne zegary pokazują ewolucję gwiazd na przestrzeni milionów lat

Pulsary – rodzaj wirujących gwiazd neutronowych – są dobrze znane z tego, że są wykorzystane jako niezwykle stabilne zegary astrofizyczne. Ich regularność, stosowana do pomiaru pulsów radiowych, doprowadziła do jednych z najbardziej ekscytujących testów ogólnej teorii względności Einsteina i pozwoliła naukowcom zbadać zachowanie bardzo gęstej materii wewnątrz gwiazd neutronowych.


Ale podobnie, jak zwykłe zegary tutaj na Ziemi, pulsary nie są idealnymi wskaźnikami czasu. Ale dokładna prędkość, z jaką wirują pulsary, wydaje się losowo wahać w niewielkich ilościach w skali miesiąca do dekady na długich przedziałach czasowych.

Rotacje niewielkiej części pulsarów również gwałtownie przyspieszają – zaczynają „tykać” nieco szybciej, niż zwykle. Efekty te, zwane „szumem rotacyjnym” i „usterkami”, zmieniają się z pulsara na pulsar i mogą nam wiele powiedzieć o tym, jak gwiazdy neutronowe ewoluowały przez miliony lat. Wymaga to jednak precyzyjnego śledzenia setek obrotów pulsara przez wiele lat.

Dzięki serii aktualizacji w ciągu ostatniej dekady Teleskop Mongolo – który w 2015 r. obchodził swoje 50. urodziny – może wykonywać obserwacje spinów setek pulsarów co dwa tygodnie! Umożliwiło to naukowcom z OzGrav znalezienie trzech nowych zdarzeń usterki i zmierzyć siłę szumu rotacyjnego u trzystu pulsarów.

W niedawno opublikowanym badaniu, przeprowadzonym przez doktora OzGrav, Marcusa Lowera, badacze zebrali 280 pulsarów, które są najbardziej reprezentatywne dla normalnej ewolucji pulsarów i opracowali metodę statystyczną podobną do tej stosowanej do analizy zdarzeń fal grawitacyjnych wykrytych przez LIGO i Virgo. Wyniki pokazały, że szum rotacyjny wydaje się zmniejszać wraz z wiekiem pulsara i że istnieje zależność między siłą szumu spinu, jak szybko pulsar wiruje i jak szybko ta prędkość zwalnia na przestrzeni czasu.

Marcus wyjaśnia: „W miarę, jak szum rotacyjny staje się bardziej oczywisty, im dłużej patrzy się na pulsara, można być w stanie dodać kolejne do ponownej analizy zestawu danych Mongolo w przyszłości. Możemy również zastosować metodę statystyczną do danych z teleskopów, które śledziły wirowania pulsarów przez dziesięciolecia.”

Połączenie dodatkowych pulsarów i dużych zestawów danych poprawiłoby obecne pomiary w badaniu i pozwoliło naukowcom ustalić przyczynę szumu rotacyjnego w pulsarach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 marca 2020

O pochodzeniu masywnych gwiazd

Jasny różowy obłok i otaczające go młode gwiazdy widoczne na zdjęciu wykonanym przy pomocy Kosmicznego Teleskopu Hubble’a noszą mało inspirującą nazwę LHA 120-N 150. Ten kosmiczny region znajduje się na obrzeżach Mgławicy Tarantula, która jest największym znanym żłobkiem w lokalnym Wszechświecie. Mgławica znajduje się ponad 160 000 lat świetlnych stąd w Wielkim Obłoku Magellana, sąsiedniej galaktyce karłowatej krążącej wokół Drogi Mlecznej.


Wielki Obłok Magellana doświadczył w przeszłości jednego lub kilku bliskich spotkań, prawdopodobnie z Małym Obłokiem Magellana. Oddziaływanie to wywołało epizod formowania się energetycznych gwiazd u naszego małego sąsiada – którego część jest widoczna jako Mgławica Tarantula.

Znana również jako 30 Doradus lub NGC 2070, Mgławica Tarantula zawdzięcza swoją nazwę układowi jasnych płatów, które nieco przypominają nogi tarantuli. Ma blisko 1000 lat świetlnych średnicy. Bliskość, korzystne nachylenie Wielkiego Obłoku Magellana i brak pośredniego pyłu sprawiają, że Mgławica Tarantula jest jednym z najlepszych laboratoriów do badania powstawania gwiazd, w szczególności masywnych gwiazd. Mgławica ta ma wyjątkowo wysokie stężenie masywnych gwiazd, często nazywanych super gromadami gwiazd.

Astronomowie badali LHA 120-N 150, aby dowiedzieć się więcej o środowisku, w którym tworzą się masywne gwiazdy. Teoretyczne modele formowania się masywnych gwiazd sugerują, że powinny one tworzyć się w gromadach gwiazd, ale obserwacje wskazują, że nawet 10% z nich powstało w odosobnieniu. Olbrzymia Mgławica Tarantula z licznymi podstrukturami jest idealnym laboratorium do rozwiązania tej zagadki, ponieważ można w niej znaleźć masywne gwiazdy zarówno w gromadach, jak i w odosobnieniu.

Z pomocą Hubble’a astronomowie próbują dowiedzieć się, czy izolowane gwiazdy widoczne w mgławicy faktycznie powstały samotnie, czy po prostu odsunęły się od swojego gwiezdnego rodzeństwa. Jednak takie badanie nie jest łatwym zadaniem. Młode gwiazdy, zanim w pełni się uformują – szczególnie te masywne – wyglądają bardzo podobnie do gęstych kępek pyłu.

LHA 120-N 150 posiada kilkadziesiąt takich obiektów. Są mieszanką niesklasyfikowanych źródeł – niektóre prawdopodobnie są młodymi obiektami gwiazdowymi, a inne prawdopodobnie kępkami pyłu. Tylko szczegółowa analiza i obserwacje ujawnią ich prawdziwą naturę, co pomoże w ostatecznym rozwiązaniu pytań bez odpowiedzi dotyczących pochodzenia masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 marca 2020

Galaktyka z aktywnym procesem gwiazdotwórczym narodzona z kolizji dwóch galaktyk karłowatych

Nowe obserwacje dokumentują miejsce niedawnego połączenia się dwóch galaktyk karłowatych.


Kiedy dwie galaktyki się łączą, kolizja może mieć dramatyczne konsekwencje – szczególnie, jeżeli galaktyki są bogate w gaz. Oddziaływanie grawitacyjne galaktyk oscylujących podczas zderzenia napędza fale uderzeniowe w ich gazie. Może to wyzwalać gwałtowne powstawanie gwiazd, wystrzeliwać dżety z aktywnych jąder galaktycznych i doprowadzić do ostatecznego powstania nowej galaktyki o drastycznie innej morfologii niż pierwotna para łączących się galaktyk.

Astronomowie widzieli, jak taki dramat rozgrywa się na dużą skalę między olbrzymimi galaktykami, ale wiedzą znacznie mniej o tym, co się dzieje, gdy zderzają się galaktyki karłowate. Są one najliczniejszym rodzajem galaktyk we Wszechświecie, ale są również bardzo małe i słabe. Stanowi to poważne wyzwanie w poszukiwaniu i badaniu galaktyk karłowatych – co oznacza, że niewiele wiemy o tym, jak połączenia takich galaktyk wpływają na ogólny proces formowania się gwiazd i kształt nowej galaktyki, która powstanie ze zderzenia.

Teraz właśnie możemy mieć okazję dowiedzieć się więcej na ten temat. W ostatniej publikacji zespół naukowców donosi o odkryciu małej, zwartej galaktyki powstałej w wyniku zderzenia dwóch galaktyk karłowatych.

VCC 848 to tak zwana niebieska zwarta galaktyka karłowata – mała galaktyka, która aktywnie przechodzi proces wybuchu formujących się gwiazd. Znajdujący się na obrzeżach Gromady Panny w odległości ok. 65 mln lat świetlnych stąd, ten mały karzeł wykazuje znamienne oznaki niedawnego połączenia się: uważna analiza ujawnia złożony zestaw trzech rozszerzonych struktur gwiazd w kształcie powłoki wokół jasnego gwiezdnego ciała głównego.

Struktury powłokowe – wcześniej wykrywane tylko w większych galaktykach – znane są z sygnatur niedawnych niewielkich lub dużych połączeń galaktyk; powstają, gdy fuzja wysyła przez galaktykę zmarszczki, zaburzając ich strukturę. Wykrywanie tych powłok w tak małej galaktyce stanowi dowód, że patrzymy na niedawno połączone galaktyki karłowate.

Hong-Xin Zhang z University of Science and Technology of China i jego współpracownicy wykorzystują swoje obserwacje VCC 848, wykonane przy pomocy instrumentu MegaCam znajdującego się na teleskopie Canada–France–Hawaii, do analizy gwiazd w galaktyce i dowiedzenia się więcej o jej historii.

Naukowcy zakładają, że dwie zderzające się galaktyki karłowate miały prawdopodobnie podobną masę, a ich połączenie się spowodowało wybuch procesu formowania się gwiazd w ciągu ostatnich miliardów lat, który był około 7-10 razy większy niż normalnie. To zwiększenie formowania się gwiazd osiągnęło swój szczyt w pobliżu centrum galaktyki kilkaset mln lat temu i od tamtej pory zanikło. Obecna aktywność gwiazdotwórcza odbywa się przede wszystkim w regionach zewnętrznych VCC 848.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 marca 2020

Odkryto pierwsze pulsujące pozostałości po gwieździe w układzie podwójnym zaćmieniowym

Naukowcy odkryli starą gwiazdę w układzie podwójnym zaćmieniowym, która pozwoli im uzyskać dostęp do ważnych informacji na temat historii ewolucji gwiazd podobnych do Słońca i ich ostatecznej śmierci.


Odkrycie pierwszego w historii pulsującego białego karła w układzie podwójnym oznacza, że zespół może po raz pierwszy zobaczyć, jak ewolucja takiego układu wpłynęła w szczególności na wewnętrzną strukturę białego karła.

Układ podwójny zaćmieniowy składa się z dwóch gwiazd krążących wokół siebie i okresowo przechodzące przed sobą, gdy widzimy je z Ziemi.

Białe karły to wypalone jądra pozostałe po śmierci gwiazdy takiej, jak Słońce. Ten konkretny biały karzeł po raz pierwszy mógł dostarczyć kluczowej wiedzy na temat budowy, ewolucji i śmierci tych gwiazd.

Uważa się, że większość białych karłów składa się głównie z węgla i tlenu, ale ten konkretny zbudowany jest głównie z helu. Zespół uważa, że wpływ ma na to jego towarzysz, który wcześnie przerwał ewolucję, zanim miał szansę spalić hel w węgiel i tlen.

Pulsacje tych gwiazd zostały odkryte za pomocą rewolucyjnej kamery HiPERCAM.

HiPERCAM może wykonywać zdjęcie co jedną milisekundę jednocześnie w pięciu różnych kolorach. Zamontowana jest na 10,4-metrowym Gran Telescopio Canarias (GTC), największym na świecie teleskopie optycznym na La Palmie. Umożliwiło to naukowcom wykrycie szybkich i subtelnych pulsacji tego konkretnego białego karła.

Pulsacje białego karła i całego układu podwójnego zaćmieniowego umożliwiły zespołowi zbadanie jego struktury za pomocą dwóch technik – asterosejsmologii i badania zaćmień. Asterosejsmologia obejmuje pomiar prędkości fal dźwiękowych przemieszczających się przez białego karła.

Dr Steven Parsons z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Sheffield, który prowadził badanie, powiedział: „Określenie, z czego zbudowany jest biały karzeł nie jest proste, ponieważ obiekty te mają masę około połowy masy Słońca upchaną w obiekt o rozmiarach Ziemi. Oznacza to, że ich grawitacja jest niezwykle silna i powoduje, że wszystkie ciężkie pierwiastki opadają do centrum, pozostawiając na powierzchni tylko lekkie pierwiastki, dzięki czemu prawdziwy skład pozostaje ukryty pod spodem.”

Ten pulsujący biały karzeł, którego odkryli, jest niezwykle ważny, ponieważ naukowcy mogą użyć ruchu układu podwójnego oraz zaćmień do niezależnego pomiaru masy i promienia tego białego karła, co pomoże im ustalić, z czego jest zbudowany. Co ciekawsze, dwie gwiazdy w tym układzie podwójnym oddziaływały ze sobą w przeszłości, przenosząc materię nawzajem między sobą. Astronomowie widzą, jak ta ewolucja układu podwójnego wpłynęła na wewnętrzną strukturę białego karła. Wcześniej nie byli w stanie tego zaobserwować dla tego rodzaju układów podwójnych.

Kolejnym krokiem w badaniach jest kontynuacja obserwacji białego karła w celu rejestracji jak największej liczby pulsacji, z wykorzystaniem HiPERCAM i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 marca 2020

ALMA uchwyciła metamorfozę starej gwiazdy

Międzynarodowy zespół astronomów korzystający z ALMA uchwycił moment, w którym stara gwiazda po raz pierwszy zaczyna zmieniać swoje otoczenie. Gwiazda wyrzuciła dwubiegunowe strumienie gazu, które teraz zderzają się z otaczającą materią. Wiek obserwowanego dżetu szacuje się na 60 lat. Właściwości te pomagają naukowcom zrozumieć, w jaki sposób powstają złożone kształty mgławic planetarnych.


Gwiazdy podobne do naszego Słońca w ostatnim etapie swojego życia ewoluują do postaci czerwonych olbrzymów. Następnie gwiazda wypala gaz, tworząc pozostałość zwaną mgławicą planetarną. Można rozróżnić wiele kształtów mgławic planetarnych; niektóre są sferyczne, ale inne są dwubiegunowe bądź też wykazują skomplikowane struktury. Astronomowie są zainteresowani pochodzeniem tej odmiany, ale gęsty gaz i pył wyrzucone przez starą gwiazdę zaciemniają układ i utrudniają zbadanie wewnętrznych mechanizmów tego procesu.

Aby rozwiązać ten problem, zespół astronomów skierował anteny ALMA na W43A, stary układ gwiezdny znajdujący się 7000 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Orła.

Dzięki wysokiej rozdzielczości ALMA, zespół uzyskał bardzo szczegółowy obraz przestrzenny wokół W43A. Najbardziej znanymi strukturami są dwubiegunowe dżety. Naukowcy odkryli, że ich prędkość wynosi aż 175 km/s, czyli znacznie więcej, niż według poprzednich szacunków. Na podstawie tej prędkości oraz wielkości dżetów zespół obliczył, że wiek strumienia gazu jest krótszy niż długość ludzkiego życia.

Obraz ALMA wyraźnie odwzorowuje rozkład chmur pyłowych porywanych przez dżety, co jest znamiennym dowodem na to, że wpływa on na otoczenie.

Zespół sugeruje, w jaki sposób to porywanie obłoków może być kluczowe dla utworzenia dwubiegunowej mgławicy planetarnej. W ich scenariuszu starsza gwiazda początkowo wyrzuca gaz sferycznie, a jądro gwiazdy traci otoczkę. Jeżeli gwiazda ma towarzysza, gaz z niego wylewa się na jądro umierającej gwiazdy, ale część tego nowego gazu tworzy dżety. Dlatego to, czy stara gwiazda ma towarzysza, jest ważnym czynnikiem określającym strukturę powstałej mgławicy planetarnej.

W43A jest jedną z tzw. „fontann”. Są to stare gwiazdy, które wykazują charakterystyczną emisję radiową z cząsteczek wody. Obserwacje z ALMA prowadzą do wniosku, że woda podgrzana w celu wygenerowania emisji radiowej znajduje się w obszarze styku między dżetami a otaczającą materią. Być może wszystkie te źródła „wodnych fontann” składają się z centralnego układu podwójnego, który właśnie uruchomił dżet, podobnie jak W43A.  

Zespół już pracuje nad nowymi obserwacjami ALMA innych podobnych gwiazd. Mają nadzieję, że uzyskają nowe spojrzenie na to, jak tworzą się mgławice planetarne i jak wygląda przyszłość dla gwiazd takich jak Słońce.

Do tej pory zidentyfikowano zaledwie 15 obiektów „wodnej fontanny”, pomimo faktu, że w Drodze Mlecznej znajduje się ponad 100 mld gwiazd. Prawdopodobnie taka ilość obserwacji wynika z faktu, że czas życia dżetów jest dość krótki, dlatego też astronomowie mają szczęście, że zaobserwowali tak rzadkie obiekty.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 marca 2020

Czy rozwiązano tajemnicę ekspansji Wszechświata?

Badacz z Uniwersytetu Genewskiego rozwiązał naukową kontrowersję dotyczącą tempa ekspansji Wszechświata, sugerując, że na dużą skalę nie jest ono całkowicie jednorodne.



Ziemia, Układ Słoneczny, cała Droga Mleczna i kilka tysięcy najbliższych nam galaktyk porusza się w ogromnym „bąblu” o średnicy 250 mln lat świetlnych, gdzie średnia gęstość materii jest o połowę mniejsza niż w pozostałej części Wszechświata. Taka jest hipoteza wysunięta przez fizyka teoretyka z Uniwersytetu Genewskiego (UNIGE) jako rozwiązanie zagadki, która od dziesięcioleci dzieli społeczność naukową: z jaką prędkością rozszerza się Wszechświat? Do tej pory co najmniej dwie niezależne metody obliczeniowe osiągnęły dwie wartości różniące się o około 10% z odchyleniem, które jest statystycznie nie do pogodzenia. Nowe podejście usuwa tę rozbieżność bez korzystania z „nowej fizyki”.

Wszechświat rozszerza się od czasu Wielkiego Wybuchu, który miał miejsce 13,8 mld lat temu – propozycja po raz pierwszy przedstawiona przez belgijskiego kanonika i fizyka Georgesa Lemaître’a (1894 – 1966), i po raz pierwszy zademonstrowana przez Edwina Hubble’a (1889 – 1953). Ten amerykański astronom w 1929 roku odkrył, że każda galaktyka oddala się od nas i że najodleglejsze z nich poruszają się najszybciej. Sugeruje to, że w przeszłości był czas, kiedy wszystkie galaktyki znajdowały się w tym samym miejscu, czas, który może odpowiadać tylko Wielkiemu Wybuchowi. W wyniku tych badań powstało prawo Hubble’a-Lemaître’a, włącznie ze stałą Hubble’a (H0), która oznacza tempo ekspansji Wszechświata. Najlepsze szacunki H0 wynoszą obecnie ok. 70 km/s/Mpc (co oznacza, że Wszechświat rozszerza się o 70 km/s szybciej co 3,26 mln lat świetlnych). Problem polega na tym, że istnieją dwie sprzeczne metody obliczeń.

Pierwsza oparta jest o kosmiczne mikrofalowe tło, które dociera do nas zewsząd a wyemitowane zostało w momencie, gdy Wszechświat stał się wystarczająco zimny, aby światło mogło wreszcie swobodnie krążyć (ok. 370 000 lat po Wielkim Wybuchu). Korzystając z dokładnych danych dostarczonych przez misję kosmiczną Planck oraz biorąc pod uwagę fakt, że Wszechświat jest jednorodny i izotropowy, dla H0 wartość 67,4 uzyskiwana jest przy użyciu ogólnej teorii względności. Druga metoda obliczeń oparta jest na supernowych, które sporadycznie pojawiają się w odległych galaktykach. Te bardzo jasne zdarzenia zapewniają bardzo precyzyjne pomiary odległości, co umożliwiło określenie wartości H0 na 74.

Lucas Lombriser, profesor na Wydziale Fizyki Teoretycznej na Wydziale Nauk UNIGE, wyjaśnia: „Te dwie wartości stawały się coraz bardziej precyzyjne z biegiem lat, pozostając jednak odmiennymi. Nie wymagało zbyt wiele czasu, aby wywołać naukowe kontrowersje, a nawet wzbudzić ekscytującą nadzieję, że być może mamy do czynienia z ‘nową fizyką’.” Aby ograniczyć tę lukę, prof. Lombriser rozważył ideę, że Wszechświat nie jest tak jednorodny, jak twierdzono, hipoteza, która może się wydawać oczywista na stosunkowo małych skalach. Nie ma wątpliwości, że materia w galaktyce rozkłada się inaczej, niż poza nią. Trudniej jest jednak wyobrazić sobie wahania średniej gęstości materii obliczonej na objętościach tysiące razy większych niż galaktyka.

„Gdybyśmy znajdowali się w czymś w rodzaju olbrzymiej ‘bańki’, gdzie gęstość materii byłaby znacznie niższa niż znana gęstość dla całego Wszechświata, miałoby to wpływ na odległości supernowych i ostateczne określenie wartości H0” – dodaje prof. Lombriser.

Wystarczyłoby, aby ta „bańka Hubble’a” była wystarczająco duża, aby obejmować galaktykę, która służy jako punkt odniesienia do pomiaru odległości we Wszechświecie. Ustalając średnicę na 250 mln lat świetlnych dla takiej bańki, fizyk obliczył, że jeżeli gęstość materii w jej wnętrzu byłaby o 50% mniejsza niż dla reszty Wszechświata, to uzyskano by nową wartość dla stałej Hubble’a, która wówczas byłaby zgodna z tą uzyskaną za pomocą pomiarów kosmicznego mikrofalowego tła.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 marca 2020

Zaobserwowano rzadki układ podwójny zaćmieniowy brązowych karłów

Astronomowie opracowujący danymi z „pierwszego światła” nowo oddanego do użytku teleskopu w Chile dokonali przypadkowego odkrycia, które doprowadziło do zidentyfikowania rzadkiego zaćmieniowego układu podwójnego brązowych karłów.


Brązowe karły, czasem nazywane „nieudanymi gwiazdami”, zajmują szarą strefę między gwiazdami i planetami olbrzymami. Nie są one w stanie utrzymać syntezy wodoru w hel, procesu, który pozwala świecić normalnych gwiazdom, takim jak Słońce. Wydają się jednak powstawać w taki sam sposób, jak gwiazdy, tylko z mniejszą masą. Są istotnym ogniwem w rozumieniu procesów powstawania gwiazd i planet.

Odkrycie było kierowane przez międzynarodowy zespół naukowców pracujących nad projektem SPECULOOS (Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars), którego celem jest znalezienie planet krążących wokół najmniejszych gwiazd, w tym brązowych karłów. SPECULOOS znajduje planety, wykrywając okresowe spadki jasności gwiazdy, gdy planeta przechodzi przed jej tarczą – zjawisko zwane tranzytem. Astronomowie przewidują, że najmniejsze gwiazdy i brązowe karły mogą posiadać duże populacje bliskich, potencjalnie nadających się do zamieszkania planet skalistych, takie jak słynny układ siedmiu planet TRAPPIST-1, który został odkryty w 2017 roku przez członków tego samego zespołu.

„To świetny przykład naukowej przypadkowości. Podczas poszukiwania planet znaleźliśmy zaćmieniowy układ podwójny brązowych karłów, który jest wyjątkowo odpowiedni do badania fundamentalnej fizyki tych słabych obiektów niebieskich” – powiedział Adam Burgasser, profesor fizyki na Uniwersytecie Kalifornijskim w San Diego i współautor badań.

Niedługo po wybudowaniu pierwszych teleskopów SPECULOOS w Chile i podczas wcześniejszych obserwacji testowych zespół celował w brązowego karła „2MASSW J1510478-281817”, znanego również jako 2M1510, w konstelacji Wagi. W tym przypadku obserwacje SPECULOOS wykryły wyraźny sygnał, który skłonił naukowców do spekulacji, że 2M1510 może być układem podwójnym brązowych karłów krążących wokół siebie, a nie pojedynczym obiektem.

Naukowcom udało się potwierdzić swoją hipotezę korzystając z dwóch potężnych teleskopów, 10-metrowego teleskopu Keck II na Hawajach oraz 8-metrowego VLT w Chile. Obserwatorium Keck i VLT są wyposażone w czułe spektrometry, które mogą mierzyć prędkości obiektów niebieskich. W przypadku 2M1510 astronomowie wykryli prędkości obu brązowych karłów krążących wokół siebie.

Detekcja zaćmieniowego układów podwójnych brązowych karłów jest niezwykle rzadka, ponieważ układ taki musi być ustawiony dokładnie w linii wzroku obserwatora, tak aby jeden przechodził przed drugim. Do tej pory zidentyfikowano tylko jeden taki układ. Umożliwiają one astronomom pomiary zarówno promieni, jak i mas brązowych karłów. 2M1510 jest również wyjątkowy, ponieważ jest jednym z niewielu brązowych karłów, których wiek jest znany ze względu na przynależność do pobliskiej gromady młodych gwiazd. Ten układ podwójny zaćmieniowy jest również częścią układu potrójnego brązowych karłów – kolejna rzadkość, z kolejnym składnikiem krążącym w znacznie większej odległości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 marca 2020

Odkryto nowy rodzaj pulsującej gwiazdy

Po 40-letnich poszukiwaniach astronomowie odkrywają gwiazdę, która pulsuje tylko z jednej strony.


HD74423, bo o niej mowa, jest gwiazdą 1,7 razy masywniejszą od Słońca, została odkryta w Drodze Mlecznej w odległości około 1500 lat świetlnych od Ziemi. Jest to pierwszy tego rodzaju odkryty obiekt, a naukowcy spodziewali się znaleźć wiele podobnych, gdyż poprawia się technologia wsłuchiwania się w bijące serca gwiazd.

Pierwszym, co zwróciło uwagę astronomów na tę gwiazdę był fakt, że jest ona chemicznie osobliwa. Takie gwiazd zwykle są dość bogate w metale, ale ta jest dość uboga w ciężkie pierwiastki, co czyni z niej rzadki rodzaj gorącej gwiazdy.

Istnienie takiej gwiazdy przewidziano teoretycznie już w latach 80. ubiegłego stulecia. Po czterdziestu latach poszukiwań, w końcu ją odnaleziono. 

Gwiazdy pulsujące znane są w astronomii od dawna. Nasze własne Słońce także pulsuje. Te pulsacje powierzchni gwiazdy występują zarówno u młodych jak i u starych gwiazdy i mogą mieć długie lub krótkie okresy pulsacji, szeroki zakres sił i różne przyczyny.

Jest jednak jedna wspólna cecha tych gwiazd: oscylacje były zawsze widoczne ze wszystkich stron gwiazdy. Teraz zespół odkrył gwiazdę, która w dużej mierze oscyluje na jednej półkuli.

Naukowcy zidentyfikowali przyczynę niezwykłej jednostronnej pulsacji: gwiazda znajduje się w układzie podwójnym z czerwonym karłem. Okres orbitalny układu wynosi mniej niż dwa dni, więc jest tak krótki, że masywniejsza gwiazda ulega odkształceniu i przybiera formę kropli pod wpływem przyciągania grawitacyjnego towarzysza. Dane dotyczące tej gwiazdy pochodzą z upublicznionych danych z satelity TESS, który poluje na planety wokół odległych gwiazd.

Prof. Gerald Handler z CAMK i główny autor pracy powiedział: „Doskonałe dane z satelity TESS pozwoliły nam zaobserwować zmiany jasności wywołane grawitacyjnym zniekształceniem gwiazdy oraz pulsacjami”.

Ku swojemu zaskoczeniu zespół zauważył, że intensywność pulsacji zależy od kąta, pod którym obserwowano gwiazdę oraz jej orientacji w układzie podwójnym.

Gdy obie gwiazdy krążą wokół siebie widzimy różne części pulsujące gwiazdy. Czasem widzimy stronę zwróconą w kierunku czerwonego karła, a czasem widzimy stronę zewnętrzną.

W ten sposób astronomowie mogli się upewnić, że pulsacje występują tylko po jednej stronie gwiazdy, ponieważ niewielkie wahania jasności pojawiały się jedynie wtedy, gdy ta sama strona była zwrócona w kierunku Ziemi.

Odkrycia niezwykłego zachowania gwiazdy dokonali amatorzy astronomii, którzy starannie sprawdzili ogromne ilości danych regularnie dostarczanych przez TESS.

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...