30 kwietnia 2020

Odkryto jeszcze masywniejszą planetę w układzie Kepler-88

Zespół astronomów, korzystając z teleskopu Kecka na Maunakea, odkrył planetę trzykrotnie masywniejszą od Jowisza w odległym układzie planetarnym – Kepler-88.


Nasz Układ Słoneczny posiada planetarnego króla. Planeta Jowisz, której nazwa pochodzi od imienia najpotężniejszego rzymskiego boga, rządzi innymi planetami wpływem swojej grawitacji. Przy masie dwukrotnie większej niż Saturna i 300 razy większej niż Ziemi, najmniejszy ruch Jowisza jest odczuwalny przez wszystkie inne planety. Uważa się, że Jowisz jest odpowiedzialny za niewielki rozmiar Marsa, za pas planetoid i kaskadę komet, które dostarczyły wodę młodej Ziemi.

Odkrycie planety Kepler-88 d opiera się na danych zebranych przez sześć lat z Obserwatorium Kecka na Hawajach. Z pomocą spektrometru HIRES zamontowanego na 10-metrowym teleskopie Keck I, zespół potwierdził, że Kepler-88 d okrąża swoją gwiazdę w 4 lata a jej orbita jest eliptyczna. Przy trzykrotnej masie Jowisza, Kepler-88 d jest najmasywniejszą planetą tego układu.

Układ Kepler-88 był znany astronomom dzięki dwóm planetom, które krążą znacznie bliżej gwiazdy. Ich nazwy to Kepler-88 b i Kepler-88 c.

Planety te mają dziwaczną i efektowną dynamikę orbitalną – rezonans. Planeta o rozmiarach pod-Neptuna – Kepler-88 b, okrąża gwiazdę w ciągu zaledwie 11 dni, co stanowi połowę 22-dniowego okresu orbitalnego Kepler-88 c, planety o masie Jowisza. Zewnętrzna planeta – Kepler-88 c, jest dwadzieścia razy masywniejsza niż Kepler-88 b, więc jej siła grawitacji powoduje dramatyczne zmiany w orbitalnym taktowaniu planety wewnętrznej.

Astronomowie zaobserwowali te zmiany, zwane zmianami czasowymi tranzytów, za pomocą kosmicznego teleskopu Kepler, który wykrył dokładne czasy, w których Kepler-88 b tranzytował przed tarczą swojej gwiazdy. Chociaż te zmiany czasowe tranzytów wykryto w kilkudziesięciu układach planetarnych, Kepler-88 b ma jedne z największych zmian. Opóźnienie lub przyspieszenie tranzytu planety sięga nawet pół doby. Ogromny wpływ na to ma Kepler-88 d.

Być może ci pozasłoneczni liderzy mieli tak duży wpływ na swoje, jak Jowisz na nasz Układ Słoneczny. Takie planety mogły sprzyjać rozwojowi planet skalistych i kierować ku nim komety niosące wodę. Zespół szuka podobnych „królewskich” planet w innych układach pozasłonecznych, które mają już małe planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 kwietnia 2020

Poszukiwanie planet krążących wokół pulsarów

Czy wokół ekstremalnych pulsarów czai się więcej ukrytych egzoplanet? Ostatnie badanie eksploruje dobrze zaobserwowany zestaw pulsarów w polowaniu na ich planetarnych towarzyszy.


Obecność pierwszych planet poza naszym Układem Słonecznym została potwierdzona w 1992 roku. Znaleziono je krążące wokół pulsara PSR B1257+12 a odkrycia dokonali: polski astronom Aleksander Wolszczan i Dale Frail. Badając impulsy pochodzące od tej wirującej, namagnesowanej gwiazdy neutronowej, naukowcy potwierdzili obecność dwóch małych okrążających go planet. Dwa lata później w tym samym układzie znaleziono trzecią planetę – i wydawało się, że pulsary są bardzo obiecujące jako gospodarze dla egzoplanet.

Ale potem tempo odkryć egzoplanet krążących wokół pulsarów zmalało. Zdominowały je inne metody wykrywania planet, takie jak metoda pomiarów prędkości radialnych czy metoda tranzytów. Spośród ponad 4000 potwierdzonych egzoplanet, które w sumie zostały odkryte, jedynie sześć krąży wokół pulsarów.

Czy ten niedostatek istnieje, ponieważ planety krążące wokół pulsarów są niezwykle rzadkie? A może po prostu nie przeprowadziliśmy wystarczającej liczby systematycznych poszukiwań planet przy pulsarach? W nowych badaniach Erica Behrens odpowiada na to pytanie, wykorzystując zestaw danych do badania szybko wirujących pulsarów milisekundowych w poszukiwaniu oznak ukrytych planet.

Jak się wykrywa planety krążące wokół pulsarów? Pulsary emitują wiązki gorącego promieniowania, które migają podczas wirowania za każdym razem, gdy są zwrócone w stronę obserwatora (niczym latarnia morska). Regularność tych błysków jest niezwykle stabilna, a kiedy obserwujemy je przez dłuższy czas, możemy przewidzieć moment nadejścia impulsów z dokładnością do mikrosekund!

Ponieważ impulsy te są tak przewidywalne, wszelkie zaburzenia, które mogą je zmienić, mogą być mierzone i modelowane. W szczególności obecność ciała towarzyszącego wokół pulsara spowoduje, że oba obiekty okrążając wspólny środek masy układu, wprowadzą okresową sygnaturę czasu przybycia impulsu od pulsara. Ta fluktuacja taktowania impulsu pozwala mierzyć okres i masę potencjalnych towarzyszy.

Aby zbadać te sygnatury w danych z pulsarów, Behrens i współpracownicy zwracają się do obserwacji 45 pojedynczych pulsarów milisekundowych, które zostały wykonane w ramach projektu obserwacji fal grawitacyjnych NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves).

Głównym celem NANOGrav jest wykorzystanie dokładnego taktowania tych pulsarów do pomiaru zmarszczek w czasoprzestrzeni wywołanych przez fale grawitacyjne. Ale w trakcie prac tego projektu dokładnie monitorowano czasy nadejścia impulsów dla tych pulsarów przez 11 lat, tworząc niezwykle dokładny zestaw danych, w którym możemy szukać dowodów na istnienie planet krążących wokół któregokolwiek z 45 pulsarów.

Szukając w danych okresowych sygnałów, zespół wykluczył obecność planet o okresach od 7 do 2000 dni. Wprowadzając do danych symulowane sygnały, autorzy pracy pokazują, że ich analiza jest czuła na towarzyszy o masach mniejszych niż Ziemia – w rzeczywistości dla niektórych pulsarów wyeliminowali możliwość istnienia towarzyszy o masie większej niż ułamek masy naszego Księżyca!

Badanie to pokazuje niesamowitą moc i czułość w monitorowaniu pulsarów w polowaniu na małe egzoplanety. Chociaż prawdą może być, że planety wokół pulsarów są rzadkością, te, które tam jednak są, nie mogą pozostać długo w ukryciu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 kwietnia 2020

Dane dotyczące „gorących Jowiszów” wykorzystane do badania chemii egzoplanet

Zespół astronomów ulepszył model matematyczny w celu dokładniejszego mierzenia temperatur planet w układach pozasłonecznych oddalonych od nas o setki lat świetlnych.


Nikole Lewis z Carl Sagan Institute zauważa, że w ciągu ostatnich pięciu lat artykuły naukowe opisywały egzoplanety jako znacznie chłodniejsze niż przewidują modele teoretyczne.

Do tej pory astronomowie wykryli ponad 4100 egzoplanet. Należą do nich m.in. tzw. „gorące Jowisze”, popularny typ gazowego olbrzyma, który zawsze krąży blisko swojej gwiazdy macierzystej. Dzięki potężnej grawitacji gwiazdy, gorący Jowisz jest zawsze zwrócony do niej tą samą stroną.

Dlatego też, tak samo jak jedna strona planety jest zawsze bardzo gorąca, tak samo ta druga ma znacznie niższą temperaturę. W rzeczywistości strona zwrócona w kierunku gwiazdy pod działaniem jej pływów grawitacyjnych wybrzusza się, co nadaje planecie kształt jajka.

Z takiej odległości (sięgającej setek lat świetlnych) astronomowie postrzegali temperaturę egzoplanet jako jednorodną – uśrednioną – co sprawiało, że wydawała się ona znacznie niższa, niż mogłoby to wynikać z fizyki.

Według głównego autora pracy, Ryana MacDonalda, temperatura na egzoplanetach, szczególnie gorących Jowiszach, może zmieniać się o tysiące stopni. Uważa on także, że tak szeroki zakres temperatur może świadczyć o radykalnie różnym składzie chemicznym po każdej stronie planety.

Po zapoznaniu się z artykułami naukowymi dotyczącymi egzoplanet, zespół rozwiązał zagadkę pozornie niższych temperatur: matematyka astronomów była błędna. Dzięki nowej generacji teleskopów kosmicznych, których praca rozpocznie się w 2021 roku, astronomowie będą mogli wykonywać modele 3D egzoplanet, a nie, jak do tej pory, wykorzystywać modele jednowymiarowe.

Obecnie nowe modele sugerują, że dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a mogą już teraz dostarczyć cennych wskazówek.

Dzięki zaktualizowanym modelom zawierającym aktualne dane o egzoplanetach, naukowcy mogą lepiej przyjrzeć się temperaturom po obu stronach egzoplanet i lepiej określić ich skład chemiczny.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 kwietnia 2020

Odkryto pulsar milisekundowy w układzie podwójnym zaćmieniowym

Korzystając z danych uzyskanych z radioteleskopu FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope), zespół naukowców odkrył w gromadzie kulistej M92 pulsar milisekundowy w układzie podwójnym zaćmieniowym.


Nazwany PSR J1717+4307A lub M92A, jest pierwszym znanym pulsarem w M92 z okresem rotacji wynoszącym 3,16 ms.

Dalsze obserwacje wykazały, że składniki tego układu podwójnego okrążają się po kołowej orbicie z okresem orbitalnym równym 0,2 dnia i promieniem 120 000 km. Towarzyszem pulsara jest gwiazda o masie 0,18 masy Słońca, ewoluująca do postaci podolbrzyma.

Ze względu na ciasną orbitę materia z towarzysza jest pochłaniana przez pulsara. W układach tego typu pulsary zwykle gromadzą materię od swojego towarzysza.

Od czasu odkrycia pierwszego pulsara w 1967 roku, w naszej galaktyce znaleziono tysiące pulsarów. Chociaż niektóre z nich znajdują się w płaszczyźnie galaktyki, zaobserwowano także populacje pulsarów w gromadach kulistych krążących wokół Drogi Mlecznej.

Takie pulsary są przydatnym narzędziem do badania zupełnie innego środowiska: gęstych jąder gwiazdowych należących do gwiazd mających 10 mld lat. Do tej pory w 30 gromadach kulistych odkryto 157 pulsarów.

M92A został odkryty 9 października 2017 roku podczas uruchamiania FAST. Naukowcy oczekują, że dzięki temu radioteleskopowi zwiększy się liczba odkryć, które poprawią ich zrozumienie populacji pulsarów w Drodze Mlecznej, oraz powiązaną astrofizykę ewolucji masywnych gwiazd i równanie stanu skondensowanej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 kwietnia 2020

Spektrometr EXPRES w atmosferę odległej, gorącej planety

Spektrograf EXPRES pozwala astronomom przyjrzeć się bliżej atmosferze odległej planety, gdzie jest tak gorąco, że powietrze zawiera odparowane metale.


Planeta MASCARA-2 b znajduje się w odległości 140 parseków od Ziemi i jest gazowym olbrzymem, jak nasz Jowisz jednak krąży po orbicie stukrotnie bliższej swojej gwieździe niż Jowisz wokół Słońca.

Temperatura atmosfery planety osiąga ponad 1700 stopni Celsjusza i jest to jedna z najgorętszych planet typu gorący Jowisz, jakie znamy. Astronomowie są bardzo zainteresowani tego typu planetami, gdyż o ich istnieniu jeszcze 25 lat temu nic nie wiedzieli. Zatem mogą one oferować nowe informacje na temat powstawania układów planetarnych.

Gorące Jowisze są najlepszym laboratorium do opracowywania technik analizy, które w przyszłości zostaną wykorzystane do poszukiwania biosygnatur na potencjalnie zamieszkałych światach.

Spektrometr EXPRES (Extreme PREcision Spectrometer), instrument, który umożliwił to odkrycie, został zbudowany w Yale i zainstalowany na 4,3-metrowym teleskopie Lowell Discovery w pobliżu Flagstaff w Arizonie.

Podstawową misją EXPRES jest znalezienie planet podobnych do Ziemi w oparciu o niewielki wpływ grawitacyjny na ich gwiazdy macierzyste. Precyzja ta przydaje się także przy oglądaniu szczegółów atmosfer odległych planet.

Gdy MASCARA-2 b znajdzie się dokładnie na linii wzroku między Ziemią i gwiazdą macierzystą, spektrograf jest w stanie obserwować linie spektralne atmosfery planety, które są jej chemicznymi odciskami palców.

Korzystając ze spektrografu EXPRES, astronomowie znaleźli żelazo, magnez i chrom w stanie gazowym w atmosferze MASCARA-2.

Główny autor badania zaznacza, że EXPRES znalazł również dowody na to, że w zależności od pory dnia, atmosfera ma różny skład chemiczny.

Te detekcje chemiczne mogą nam powiedzieć więcej nie tylko na temat składu atmosfery ale także o wydajności wzorców cyrkulacji atmosferycznej.

Naukowcy oczekują, że połączona praca zaawansowanych spektrometrów zgromadzi bogactwo badań, które mogą znacznie przyspieszyć poszukiwania egzoplanet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 kwietnia 2020

Gwiazda przetrwała bliski kontakt z czarną dziurą

Astronomowie odkryli gwiazdę, która musnęła olbrzymią czarną dziurę i przeżyła. Dokonali tego dzięki promieniowaniu rentgenowskiemu gwiazdy.


Wśród danych z obserwatorium rentgenowskiego Chandra i XMM-Newton odkryto czerwonego olbrzyma wędrującego zbyt blisko supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w galaktyce odległej o 250 mln lat świetlnych od Ziemi. Czarna dziura, zlokalizowana w galaktyce GSN 069, ma masę ok. 400 000 razy większą niż Słońce, co stawia ją na niewielkim końcu skali dla supermasywnych czarnych dziur.

Gdy czerwony olbrzym został schwytany przez grawitację czarnej dziury, zewnętrzne warstwy gwiazdy, zawierające wodór, zostały zerwane i porwane w kierunku czarnej dziury, pozostawiając po sobie jądro gwiazdy – białego karła.

„Według mojej interpretacji danych rentgenowskich biały karzeł przeżył, ale nie uciekł. Teraz jest uwięziony na eliptycznej orbicie wokół czarnej dziury z okresem obiegu wynoszącym 9 godzin” – powiedział Andrew King z University of Leicester, który prowadził to badanie.

Gdy biały karzeł krążył tak szybko, czarna dziura ściągała materię podczas największych zbliżeń (nie więcej niż 15 promieni horyzontu zdarzeń). Gwiezdny detrytus wchodzi na dysk otaczający czarną dziurę i uwalnia impulsy rentgenowskie, które Chandra i XMM-Newton mogą wykryć. Ponadto King przewiduje, że ta para obiektów będzie emitować fale grawitacyjne.

Jaka byłaby przyszłość gwiazdy i jej orbity? Połączenie efektu fal grawitacyjnych i zmiana wielkości gwiazdy w miarę utraty masy powinna spowodować, że orbita stanie się bardziej kołowa i powiększy się. Tempo utraty masy stopniowo zwalnia, podobnie jak wzrost odległości białego karła od czarnej dziury.

Astronomowie znaleźli wiele gwiazd, które zostały całkowicie rozerwane przez spotkanie z czarnymi dziurami, ale jest bardzo niewiele zgłoszonych przypadków, w których gwiazda prawdopodobnie przetrwała spotkanie.

Takie zbliżenia powinny być częstsze niż bezpośrednie kolizje, biorąc pod uwagę statystyki kosmicznych wzorców ruchu, ale można je łatwo przeoczyć z kilku powodów. Po pierwsze może zająć dużo czasu masywnej, ocalałej gwieździe wykonanie pełnego obiegu wokół czarnej dziury, aby astronomowie zarejestrowali powtarzające się wybuchy. Inną kwestią jest to, że supermasywne czarne dziury, które są znacznie masywniejsze niż ta w GSN 069, mogą bezpośrednio połykać gwiazdę, zamiast spowodować, że będzie ona powoli opadać na orbitę, gdzie z czasem straci masę. W takim przypadku astronomowie niczego by nie zaobserwowali.

King przewiduje, że biały karzeł ma masę zaledwie 0,2 masy Słońca. Jeżeli byłby on jądrem czerwonego olbrzyma całkowicie pozbawionego wodoru, powinien być bogaty w hel. Hel zostałby wytworzony przez fuzję atomów wodoru podczas ewolucji czerwonego olbrzyma.

Astronom dokonał prognozy na podstawie swojego scenariusza. Ponieważ biały karzeł jest blisko czarnej dziury, efekty ogólnej teorii względności oznaczają precesję osi orbity. „Kołysanie” się osi orbity powinno się powtarzać co dwa dni i może być wykrywalne przy wystarczająco długich obserwacjach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 kwietnia 2020

Najmniejsza planeta, jaka mogłaby istnieć

Pod względem wielkości, nasze Słońce dalekie jest od bycia pospolitym, a większość gwiazd Drogi Mlecznej ma jedynie ułamek masy Słońca. Masy najmniejszych z nich, zwanych skrajnie chłodnymi karłami (UCD), wahają się pomiędzy 10 a 100 masami Jowisza (zaledwie 1-10% masy Słońca). Mimo niewielkich proporcji uważa się, że UCD stanowią około 15-30% całkowitej liczby gwiazd w naszej galaktyce.


W przypadku najmniejszych UCD (zwanych także brązowymi karłami) rozróżnienie pomiędzy gwiazdą a planetą może być dość płynne. Obiekty te są zbyt małe i zbyt zimne, aby spalać w swoich jądrach wodór w hel jak zwykłe gwiazdy. Zamiast tego uważa się, że są zdolne do syntezy deuteru lub litu. Ponieważ obiekty te są zasilane inaczej niż ich więksi kuzyni, powstające wokół nich dyski protoplanetarne prawdopodobnie także są różne. Formowanie się planet może zatem dać coś raczej egzotycznego.

Autorzy artykułu starają się lepiej zrozumieć, jakiego rodzaju planety mogą się tworzyć wokół tak maleńkich gwiazd. Do tego celu wykorzystali model syntezy populacji planet, aby przewidzieć, jak powinna wyglądać „przeciętna” planeta UCD. W samym sercu model syntezy populacji planet przewiduje takie właściwości, jak rozmiar, skład i orbity planet, na podstawie szeregu parametrów wejściowych związanych z gwiazdą macierzystą i dyskiem protoplanetarnym. Jest to bardzo dobry sposób na udzielenie odpowiedzi na pytania, takie jak: czy planety wokół UCD w ogóle mogą się tworzyć? Czy są skaliste czy gazowe? Jaki wpływ te odpowiedzi będą miały na nasze wątpliwości dotyczące procesów formowania się planet?

Na początku, autorzy modelują wzrost  kilku protoplanet osadzonych w dysku gazu, pyłu i kryształów. Gdy protoplanety gromadzą się w materii stałej (poprzez akrecję kryształów), oddziaływania grawitacyjne z dyskiem gazowym przyciągają planety bliżej gwiazdy. Podczas, gdy wokół modelowanego karła typu M tworzą się planety wielkości Ziemi, wokół brązowego karła planety nie rosną większe niż Mars.

Później naukowcy zbadali znacznie szerszy zakres warunków początkowych. W szczególności różnią się trzy właściwości: masa gwiazdy macierzystej, rozkład początkowy protoplanet oraz czy protoplanety powstały wcześniej i były masywne (gdy dysk był niestabilny grawitacyjnie) czy powstały później i były mniejsze (po tym, jak ilość gazu w dysku nieco się zmniejszyła).

Kluczową rzeczą wynikającą z symulacji jest to, że wszystkie planety, jakie będą się formować wokół UCD, nie będą większe niż Ziemia. Chociaż zespół dopuszcza nagromadzenie się gazu na planetach, odpowiednie do tego warunki nigdy nie są spełnione – nie ma tu egzo-Jowisza! W przypadku, gdy planety powstają poprzez zapadanie grawitacyjne, rozmiar powstałej planety skaluje się liniowo z rozmiarem gwiazdy macierzystej. Jeżeli jednak protoplanety powstają później, to skalowanie staje się znacznie bardziej ostre, a wokół brązowych karłów powstają absolutnie maleńkie planety.

Chociaż warunki w dyskach protoplanetarnych UCD są znacząco inne niż w ich bardziej masywnych odpowiednikach, formowanie się planet w tych układach wciąż wydaje się nieuniknione. Idea układów miniaturowych światów krążących wokół słabej, letniej, nieudanej gwiazdy może na początku wydawać się dziwnie egzotyczna, ale może wcale nie jest taka obca. W końcu mamy nieudaną gwiazdę otoczoną maleńkimi światami tutaj, w Układzie Słonecznym :) (chodzi o Jowisza).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 kwietnia 2020

Poznawanie przyjaznego sąsiedztwa niezwykle małomasywnego białego karła

Gwiazdy większość swojego życia spędzają na ciągu głównym, gdzie łączą wodór z helem w swoich jądrach. Po wypaleniu całego wodoru w swoim jądrze, gwiazda opuszcza ciąg główny i przechodzi kilka późniejszych etapów ewolucji. Podczas, gdy masywne gwiazdy o masie powyżej 8 słońc umierają i stają się gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami, większość gwiazd we Wszechświecie traci swoje zewnętrzne warstwy i staje się mgławicami planetarnymi. W centrach tych obiektów znajdują się jądra martwych obecnie gwiazd, zwane białymi karłami.


Białe karły są interesujące z kilku powodów. Pozwalają nam uzyskać informacje na temat późniejszych stadiów ewolucji gwiazd, poznać szczegóły dotyczące populacji gwiezdnych, a nawet uzyskać wgląd we właściwości egzotycznej materii. Istnieje określona klasa białych karłów, która jest szczególnie intrygująca, znana jako białe karły o ekstremalnie niskiej masie, których masy są mniejsze niż 0,3 masy Słońca. Bazując na naszym obecnym rozumieniu ewolucji gwiazd, pojedyncza gwiazda nie jest w stanie stworzyć tak słabego białego karła. Dlatego obiekty te muszą tracić znaczną część swojej masy w miarę starzenia się. Jeden ze sposobów jest taki, że współtowarzysze kradną od nich masę. Te obiekty są rzadkie (znanych jest mniej niż 100) i mają tendencję do życia w układach podwójnych.

Chociaż jego gwiazda macierzysta nie żyje, nie oznacza to, że biały karzeł nie ma już w sobie życia. Ponieważ są to jądra starych gwiazd, są one niezwykle gorące i emitują znaczne ilości wysokoenergetycznego promieniowania UV. Z czasem pojedynczy biały karzeł po prostu ostygnie i zniknie, ale jeżeli ma partnera, może emitować fale grawitacyjne, gdy obiekty krążą wokół siebie lub nawet eksplodować, gdy stanie się zbyt masywny.

W wyniku nieoczekiwanych obserwacji 2MASS J050051.85–093054.9 (w skrócie J0500−0930), potwierdzono, że jest on rzadkim małomasywnym białym karłem. Korzystając z satelity Gaia, który mierzy odległości do gwiazd metodą paralaksy, autorzy stwierdzili, że J0500−0930 jest najbliższym małomasywnym białym karłem znajdującym się w odległości zaledwie 71 parseków od Ziemi. Na szczęście J0500−0930 znalazł się w jednym z sektorów obserwacyjnych satelity TESS, który wykonuje fotometrię w 30-minutowych odstępach.

Biorąc widma J0500−0930 w różnych momentach, autorzy pracy zmierzyli prędkość białego karła wykorzystując efekt Dopplera. Wykreślając prędkość obiektu w czasie, stworzyli tzw. krzywą prędkości radialnej. Autorzy ponownie obliczyli moc widma i byli w stanie dopasować się do okresu orbitalnego, co jest zgodne z tym obliczonym na podstawie krzywej blasku TESS.

W końcu, autorzy chcą oszacować ważne parametry białego karła i jego atmosfery, takie jak temperatura oraz grawitacja powierzchni. Robią to na dwa sposoby, dopasowując zarówno widma jak i rozkład energii widmowej białego karła. Łącząc pomiary temperatury i lokalizację w przestrzeni J0500−0930 z amplitudą krzywej prędkości radialnej, autorzy byli w stanie oszacować jego masę na 0,17 masy Słońca, ze słabym towarzyszem o masie ~ 0,3 masy Słońca. Można zauważyć, że w porównaniu z innymi małomasywnymi białymi karłami, J0500−0930 należy do małomasywnych białych karłów o najniższej masie.

Układy podwójne białych karłów stanowią wyjątkową okazję do badania fizyki poza ewolucją gwiazd. Gdy dwa białe karły krążą wokół siebie, wywołują niewielkie zmarszczki w czasoprzestrzeni i powoli tracą energię w wyniku promieniowania grawitacyjnego. W przyszłości LISA znajdzie wiele takich układów w Galaktyce. Dostarczy nam to cennych informacji na temat populacji gwiazd, transferu masy i zwartych układów podwójnych.

Ponadto wiadomo, że supernowe typu Ia powstają w wyniku eksplozji białych karłów. Uważa się, że takie zdarzenie może się wytworzyć na dwa sposoby. Pierwszy to taki, w którym jest pojedynczy biały karzeł. Drugi, i prawdopodobnie bardziej powszechny scenariusz to połączenie się dwóch białych karłów. Supernowe typu Ia są kluczowe dla naszego zrozumienia ewolucji Wszechświata, ponieważ są one tzw. świecami standardowymi. Dlatego bardzo ważne jest, abyśmy nadal doskonalili naszą wiedzę na temat tego, jak one faktycznie powstają.

Niestety, J0500−0930 i towarzyszący mu biały karzeł będą emitować jedynie słabe fale grawitacyjne, poniżej granicy wykrywalności LISA. Nie połączą się także w ciągu najbliższych 30 mld lat (znacznie powyżej obecnego wieku Wszechświata), a nawet wtedy mogą nie być wystarczająco masywne, aby stworzyć supernową. Jednak w celu interpretacji wyników misji, takich, jak LISA oraz dalszego ograniczania mechanizmów napędzających supernowe typu Ia ważne jest, aby mieć podobne układy, na których można dokonywać szczegółowych i precyzyjnych pomiarów. Musimy zatem zaprzyjaźnić się z naszymi sąsiadami, takimi jak J0500−0930, z których można uzyskać tak cenne informacje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 kwietnia 2020

Odkryto planetę, której nigdy nie było

Według grupy astronomów to, co uważano za egzoplanetę w pobliskim układzie gwiezdnym, prawdopodobnie nigdy nie istniało. Ich analiza wskazuje zamiast tego na rozległy, rozszerzający się obłok pyłu – prawdopodobnie pozostałość po kosmicznej kolizji.


To, co astronomowie uważali za planetę pozasłoneczną, teraz najwyraźniej zniknęło z pola widzenia, co sugeruje, że to, co zostało ogłoszone, jako jedna z pierwszych egzoplanet odkrytych za pomocą obrazowania bezpośredniego, prawdopodobnie nigdy nie istniało.

Dwóch astronomów z University of Arizona stwierdza, że kosmiczny teleskop Hubble’a patrzył na rozszerzający się obłok bardzo drobnych cząsteczek pyłu z dwóch lodowych ciał, które się ze sobą zderzyły. Teleskop zbyt późno został skierowany w tamtą stronę, aby być świadkiem tego zdarzenia, ale być może uchwycił jego następstwa. Zaginioną w akcji planetę ostatnio widziano, jak krąży wokół gwiazdy Fomalhaut, odległej o 25 lat świetlnych od Ziemi.

Układ gwiezdny Fomalhauta jest najlepszym laboratorium testowym dla wszystkich pomysłów astronomów dotyczących ewolucji egzoplanet i układów gwiezdnych. Mają oni dowody takich kolizji w innych układach, ale żadnej o takiej wielkości nie zaobserwowano w Układzie Słonecznym. Jest to schemat wzajemnego niszczenia się planet.

Planeta, o której mowa, nazywa się Fomalhaut b, a o jej obecności doniesiono w 2008 roku na podstawie danych z 2004 i 2006 r. Była wyraźnie widoczna przez kilka lat obserwacji Hubble’a, które wykazały, że była to poruszająca się kropka. Do tego czasu dowody na istnienie egzoplanet w większości pochodziły z pośrednich metod detekcji, takich jak subtelne wahania gwiazd oraz cienia planet krążących wokół nich.

Jednakże, w przeciwieństwie do innych egzoplanet wykrywanych metodą bezpośredniego obrazowania, powstały zagadki związane z Fomalhaut b. Obiekt był jasny w świetle widzialnym – bardzo niezwykłe jak na egzoplanetę, która jest po prostu zbyt mała, aby odbijać wystarczającą ilość światła od gwiazdy macierzystej, aby można ją było zobaczyć z Ziemi. Jednocześnie nie miał żadnej wykrywalnej sygnatury cieplnej w podczerwieni – znowu, bardzo niezwykłe, ponieważ planeta powinna być wystarczająco ciepła, aby świecić w podczerwieni, szczególnie tak młoda, jak Fomalhaut b. Astronomowie przypuszczali, że zwiększona jasność pochodzi od pierścienia pyłu otaczającego planetę, który mógł mieć związek z kolizją.

Badanie zespołu, w którym przeanalizowano wszystkie dostępne archiwalne dane z Hubble'a dotyczące Fomalhaut, ujawniło kilka cech, które razem tworzą obraz i wskazuje na to, że obiekt wielkości planety mógł w ogóle nie istnieć.

Zespół podkreśla, że ostatnie potwierdzenie przyszło, gdy analiza danych zdjęć Hubble’a wykonana w 2014 roku wykazała, że obiekt, ku ich niedowierzaniom, zniknął. Wcześniejsze zdjęcia pokazały, że obiekt z czasem zgasnął.

Interpretacja jest taka, że Fomalhaut b powoli się rozszerza od zderzenia, które wysadziło rozprzestrzeniający się obłok w przestrzeń kosmiczną. Biorąc pod uwagę wszystkie dostępne dane, András Gáspár i George Rieke uważają, że zderzenie nastąpiło niedługo przed pierwszymi obserwacjami przeprowadzonymi w 2004 roku. Do tej pory obłok gazu – składający się z cząsteczek pyłu o wielkości 1 mikrona – jest poniżej granicy wykrywalności Hubble’a. Szacuje się, że obłok pyłu rozszerzył się do rozmiarów większych niż orbita Ziemi wokół Słońca.

„Niedawno utworzony ogromny obłok pyłu, doświadczający znacznego promieniowania od gwiazdy centralnej Fomalhaut, zostałby umieszczony na orbicie ucieczki. Nasz model jest w stanie w naturalny sposób wyjaśnić wszystkie niezależne, obserwowalne parametry układu: tempo ekspansji, jego zanikanie oraz trajektorię” – powiedział Gáspár.

Ponieważ Fomalhaut b znajduje się obecnie w rozległym pierścieniu lodowych gruzów otaczających gwiazdę Fomalhaut, zderzające się ciała prawdopodobnie byłyby mieszaniną lodu i pyłu, podobnie jak komety, które istnieją w Pasie Kuipera na zewnętrznej granicy Układu Słonecznego. Gáspár i Rieke szacują, że każde z tych ciał podobnych do komety miało średnicę ok. 200 km, mniej więcej połowę wielkości planetoidy Westa.

Autorzy podkreślają, że ich model wyjaśnia wszystkie zaobserwowane cechy Fomalhaut b. Zaawansowane modelowanie ruchu pyłu w czasie, przeprowadzone na klastrze komputerów na Uniwersytecie Arizona, pokazuje, że taki model jest w stanie dopasować ilościowo wszystkie obserwacje. Według obliczeń autora, układ Fomalhaut, znajdujący się 25 lat świetlnych od Ziemi, może doświadczać jednego z tych zdarzeń tylko raz na 200 000 lat.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 kwietnia 2020

Czy Droga Mleczna wyrzuca gwiazdy do zewnętrznego halo?

Choć potężne, Droga Mleczna i galaktyki o podobnej masie nie są bez blizn opowiadających ich burzliwe historie. Zespół astronomów wykazał, że gromady supernowych mogą powodować narodziny gwiazd, które będą rozsiane i krążące po ekscentrycznych orbitach w wewnętrznym halo gwiazdowym – wbrew powszechnym wyobrażeniom na temat tego, jak powstały i ewoluowały gwiazdy przez miliardy lat.


Kosmologiczne symulacje komputerowe z projektu Feedback in Realistic Environments 2 (FIRE-2) umożliwiły naukowcom modelowanie zakłóceń w inaczej uporządkowanych rotacjach galaktycznych. Praca zespołu jest przedmiotem badania opublikowanego w Monthly Notices.

Te bardzo dokładne symulacje numeryczne pokazały, że Droga Mleczna prawdopodobnie wyrzuca gwiazdy w przestrzeń okołogalaktyczną w wypływach wywołanych eksplozjami supernowych. Gdy umiera wiele dużych gwiazd, wytworzona energia może usuwać gaz z galaktyki, która z kolei się ochładza, umożliwiając tworzenie się nowych gwiazd.

Symulacje FIRE-2 pozwalają naukowcom tworzyć filmy, które sprawiają wrażenie, jakby się oglądało prawdziwą galaktykę. Filmy takie pokazują, że gdy galaktyczne centrum rotuje, bąbel napędzany sprzężeniem zwrotnym supernowej się rozwija, a na jego krawędzi tworzą się gwiazdy. Wygląda na to, że gwiazdy są wyrzucane ze środka.

Astronomowie nie spodziewali się takiej konstrukcji, ponieważ gwiazdy są niewiarygodnie gęstymi kulami, które zazwyczaj nie podlegają przemieszczaniu w stosunku do tła przestrzeni. A jednak obserwuje się wypychanie gazu, który następnie ochładza się i powoduje, że gwiazdy opuszczają galaktykę.

Naukowcy powiedzieli, że chociaż ich wnioski zostały wyciągnięte z komputerowej symulacji formowania się, wzrostu i ewolucji galaktyk do dnia dzisiejszego, to w rzeczywistości istnieje spora ilość dowodów obserwacyjnych, że gwiazdy formują się w wypływach z centrów galaktycznych do swoich halo.

Dojrzałe, cięższe, bogate w metale gwiazdy, takie jak nasze Słońce, krążą wokół centrum galaktyki z przewidywaną prędkością i trajektorią. Ale gwiazdy o niskiej metaliczności mogą być obserwowane jako krążące w przeciwnym kierunku.

W ciągu życia galaktyki liczba gwiazd powstających w wypływach po eksplozjach supernowych jest niewielka, ok. 2%. Jednak w trakcie tej części galaktycznej historii, gdy zdarzenia gwiazdotwórcze są wyjątkowo aktywne, w ten sposób powstaje aż 20% gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 kwietnia 2020

Masy supermasywnych czarnych dziur

Uważa się, że większość galaktyk posiada w swoich jądrach supermasywną czarną dziurę (SMBH), obiekt o masie przekraczającej milion mas Słońca. Droga Mleczna, na przykład, ma w centrum czarną dziurę o masie czterech milionów Słońc. Szacuje się, że najbardziej ekstremalne ich przykłady mają masy sięgające nawet 10 mld Słońc. Zarówno aktywne jak i nieaktywne galaktyki posiadają SMBH ale te pierwsze aktywnie akreują materię oraz promieniują z gorącego środowiska. Masy tych potworów są zwykle mierzone bezpośrednio na podstawie kinematyki gazu lub gwiazd poruszających się pod silnym grawitacyjnym oddziaływaniem jądrem. Pośrednich pomiarów można dokonać również bazując na odkrytych zależnościach pomocniczych; np. masy SMBH wydają się być ściśle powiązane z masami gwiazd i rozkładem ruchów (dyspersja prędkości) obserwowanymi w galaktykach macierzystych. Ponieważ czarne dziury rosną na przestrzeni czasu, korelacje te sugerują, że istnieje pewna współewolucja z galaktyką, ale nie wiadomo dlaczego taka jest i jak się rozwija. Nieaktywne galaktyki czasem wykazują na przykład inną korelację niż aktywne. Niektórzy naukowcy argumentowali, że korelacja z masą gwiazdową jest jedynie produktem ubocznym bardziej fundamentalnych połączeń z dyspersją prędkości.


Zespół astronomów wykorzystał dane z obserwatorium rentgenowskiego Chandra oraz innych misji obserwujących w paśmie X, aby zbadać kluczową kwestię, czy obserwacyjne efekty selekcji powodują pojawienie się korelacji. Na przykład ograniczone możliwości współczesnych teleskopów sprzyjają obserwacjom jedynie tych galaktyk, których gaz i gwiazdy mają największe prędkości, a symulacje komputerowe wykazały, że ten sam efekt może tłumaczyć pojawienie się korelacji. Zamiast tego, astronomowie spojrzeli na promieniowanie rentgenowskie próbki galaktyk, miarę akrecji na ich SMBH, co z kolei jest miarą ich mas i wydajności tworzenia promieniowania. Technika ta wykorzystuje wyniki promieniowania rentgenowskiego poszczególnych galaktyk do uzyskania mas i jest bardziej niezawodna niż podobne, starsze próby, które wykorzystywały połączone średnie wartości rentgenowskie.

Astronomowie odkryli, że masy gwiazdowe galaktyk i ich centralne SMBH wydają się rosnąć razem, i że relacja ta jest prawie niezależna od epoki galaktyk już około 10 mld lat. Wynik ten dostarcza niezależnych dowodów na to, że wcześniejsze korelacje były tendencyjne z powodu efektów selekcji, przynajmniej tych wywodzących się z kinematyki. Zespół donosi o jednej niespodziance: wydajność promieniowania akrecyjnego wynosi około 15%, prawie dziesięć razy więcej niż oczekiwano bazując na teorii, i sugeruje, że czarne dziury wirują gwałtownie, ponieważ wirujące czarne dziury powinny być bardziej wydajnymi radiatorami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 kwietnia 2020

Odkryto najbardziej energetyczny wiatr z odległego kwazara

Astronomowie korzystający z teleskopu Gemini North wykryli najbardziej energetyczny jak dotąd odkryty wiatr z kwazara. Ten wypływ, który porusza się z prędkością bliską 13% prędkości światła, przenosi energię mającą znaczny wpływ na tworzenie się gwiazd w całej galaktyce. Pozagalaktyczna burza pozostawała w ukryciu przez 15 lat, zanim została odkryta dzięki innowacyjnemu modelowaniu komputerowemu i nowym danym z Obserwatorium Gemini. Kwazar nazywa się SDSS J135246.37 + 423923.5 i znajduje się w odległości ok. 10 mld lat świetlnych od Ziemi. 


Oprócz pomiaru wypływu z SDSS J135246.37 + 423923.5 zespół mógł również wnioskować masę supermasywnej czarnej dziury napędzającej tego kwazara. Ten monstrualny obiekt jest 8,6 mld razy masywniejszy niż nasze Słońce – około 2000 razy masywniejszy od czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej i 50% masywniejszy niż słynna czarna dziura w M87.

Pomimo, że wypływ ten był masywny i energetyczny, pozostawał ukryty w danych z przeglądu kwazarów przez 15 lat, zanim połączenie danych i innowacyjnej metody modelowania komputerowego pozwoliło zespołowi na szczegółowe jego zbadanie.

Kwazary są rodzajem wyjątkowo jasnych obiektów astrofizycznych znajdujących się w centrach masywnych galaktyk. Składające się z supermasywnej czarnej dziury otoczonej świecącym dyskiem gazu kwazary mogą przyćmić wszystkie gwiazdy w galaktyce macierzystej i mogą napędzać wiatry o sile wystarczającej, aby wpływać na całe galaktyki.

Odkrycie zespołu rodzi ważne pytania, a także sugeruje, że być może więcej takich kwazarów czeka na odkrycie. Astronomowie nie wiedzą, ile jeszcze obiektów kryje się w katalogach kwazarów, o których jeszcze nie wiedzą. Ponieważ zautomatyzowane oprogramowanie na ogół identyfikuje kwazary za pomocą silnych linii emisji, może być więcej takich kwazarów z potężnymi wypływami ukrytych w danych z przeglądów obserwacyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 kwietnia 2020

Nowe spojrzenie na to, w jaki sposób gwiazdy nowe rozświetlają niebo

Gwiazda nowa to efekt eksplozji na powierzchni gwiazdy, która może wytworzyć energię wystarczającą do zwiększenia jej jasność miliony razy. Czasami nowa, która jest następstwem eksplozji białego karła, jest tak jasna, że widać ją nieuzbrojonym okiem.


Do eksplozji dochodzi, gdy biały karzeł odrywa materię od swojego gwiezdnego towarzysza, która gromadzi się na powierzchni białego karła, powodując w końcu wybuch termojądrowy. Podczas gdy przez wiele lat astronomowie sądzili, że nuklearne spalanie materii na powierzchni białego karła bezpośrednio zasila całe światło z eksplozji, ostatnio zaczęli debatować nad tym, że „szoki” z eksplozji mogą zasilać większość jasności nowej.

Teraz międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że szoki rzeczywiście powodują większość jasności nowej.

Czym więc są owe szoki i jak się tworzą? Tak jak w przypadku naddźwiękowego samolotu odrzutowego, gdy ten przekracza prędkość dźwięku, tworzy się szok, który prowadzi do głośnego dźwiękowego huku. W wybuchach nowych takie szoki tworzą światło a nie dźwięk.

Gdy z białego karła wydobywa się materia, jest ona wyrzucana w wielu fazach i z różnymi prędkościami. Wyrzuty te zderzają się ze sobą i powodują szoki, które ogrzewają wyrzuconą materię, tworząc większość światła.

Innym efektem ubocznym astronomicznych szoków są promienie gamma, rodzaj promieniowania elektromagnetycznego o najwyższej energii. Astronomowie wykryli jasne promieniowanie gamma pochodzące od gwiazdy, znanej jako V906 Carinae, której eksplozję w gwiazdozbiorze Kila (Carinae) zaobserwowano po raz pierwszy w marcu 2018 roku.

Korzystając z kosmicznego teleskopu Fermiego astronomowie wykazali, że V906 Car emituje najjaśniejsze promieniowanie gamma, jakie kiedykolwiek zaobserwowano dla nowej, udowadniając tym, że jest źródłem wstrząsów energetycznych.

Ale prawdziwa niespodzianka przyszła, gdy satelita optyczny – jeden z sześciu nanosatelitów konsorcjum BRITE – przypadkiem patrzył na tę właśnie część nieba, w której pojawiła się nowa. Porównując dane promieniowania gamma i optycznego, astronomowie zauważyli, że za każdym razem, gdy występowała fluktuacja promieniowania gamma, zmieniało się również światło z nowej.

Astronomowie zaobserwowali wahania jasności zarówno wizualnej jak i promieniowania gamma, co oznacza, że obie emisje pochodzą od szoków. To doprowadziło ich do wniosku, że szoki są odpowiedzialne za większość jasności zdarzenia.

Zespół ocenia, że V906 Car znajduje się w odległości około 13 000 lat świetlnych od Ziemi. Oznacza to, że kiedy po raz pierwszy zaobserwowano nową w 2018 roku, w rzeczywistości wybuchła 13 000 lat temu.

Te nowe informacje mogą nawet pomóc wyjaśnić, w jaki sposób są generowane duże ilości światła podczas innych gwiezdnych zdarzeń, takich jak supernowe czy zderzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 kwietnia 2020

Masywne galaktyki dyskowe w lokalnym Wszechświecie

Jedną z szeroko rozpowszechnionych teorii wzrostu i ewolucji galaktyk w czasie kosmicznym jest proces zwany wzrostem hierarchicznym. W scenariuszu tym mniejsze galaktyki łączą się ze sobą, tworząc większe galaktyki, co tłumaczy, dlaczego tej najbardziej masywne, jakie widzimy, żyją we Wszechświecie lokalnym. Istnieją dwa główne typy galaktyk: spiralne i eliptyczne, często zwane dyskowymi i sferoidalnymi.


Ponieważ łączenie się galaktyk zaburza pływowo pary galaktyk, gwiazdy na początkowo uporządkowanych orbitach wewnątrz galaktyk mają tendencje do zakłócania i umieszczania na przypadkowych orbitach. Oznacza to, że najbardziej masywne galaktyki, które powstały w wyniku wielokrotnych dużych połączeń, są zazwyczaj sferoidalne. Mimo to około 10% galaktyk masywniejszych niż ~4 masy Drogi Mlecznej ma znaczące dyski. Ponieważ liczba dużych połączeń galaktyk jest wysoce zależna od ich masy gwiazdowej, prawdopodobne jest, że wszystkie masywne galaktyki przeszły podobną ilość dużych połączeń w kosmicznym czasie. Jeżeli jest to prawda, dlaczego widzimy masywne galaktyki z dyskami w lokalnym Wszechświecie?

Aby odpowiedzieć na to pytanie, astronomowie przeprowadzili symulacje Wszechświata wykorzystując symulacje Horizon-AGN obejmujące zarówno sprzężenie gwiazdowe, jaki i AGN (aktywne jądra galaktyczne), które przekazują galaktyce energię, pęd i wzbogaconą materię. Dzięki swoim symulacjom astronomowie mogą bardzo szczegółowo śledzić ewolucję gwiazd, czarnych dziur i morfologię galaktyk w czasie. Historie łączenia się galaktyk są śledzone od przesunięcia ku czerwieni z=3 do z=0.06 (zakres prawie 11 mld lat) w odstępach czasu ok. 130 mln lat.

Morfologia galaktyk jest częściowo określona przez ruchy gwiazd w galaktyce. Autorzy pracy obliczyli stosunek średniej prędkości wirowej (v) do średniej dyspersji prędkości (\sigma) gwiazd w galaktyce. Wysokie wartości stosunku wskazują na galaktyki dyskowe a niskie na galaktyki sferoidalne. Analizując galaktyki we Wszechświecie lokalnym, poprzednia praca zdefiniowała separację między galaktykami dyskowymi i sferoidalnymi jako v/\sigma = 0.55. Autorzy zauważają, że galaktyki dyskowe badane w ich pracy mają v/\sigma większe niż 0.55, a zatem są one solidnymi galaktykami dyskowymi.

Badając właściwości galaktyk w swoich symulacjach, naukowcy odkryli dwa główne kanały tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych. Pierwszy z nich to „odmłodzony dysk” lub duże połączenie z bogatym w gaz towarzyszem, który zdarza się, że daje pierwotnej galaktyce kopniaka zwiększając tym samym jej rotację. Drugi kanał to scenariusz „starego dysku”, w którym galaktyki dyskowe nie doświadczają poważnych fuzji w ciągu swojego życia, a zatem nigdy nie tracą swojego składnika, jakim jest dysk.

Analizując ewolucję v/\sigma dla masywnych galaktyk dyskowych, autorzy stwierdzili, że kanał odmłodzonego dysku jest odpowiedzialny za około 70% wszystkich galaktyk dyskowych, podczas gdy kanał starego dysku stanowi 30% masywnych galaktyk dyskowych. W pozostałych galaktykach sferoidalnych fuzje z galaktykami ubogimi w gaz służą jedynie do losowych orbit gwiazd i wzmocnienia klasyfikacji galaktyk sferoidalnych. Autorzy nie znajdują jasnego wyjaśnienia dla scenariusza stałego dysku, oprócz losowych niskich szybkości łączenia się, wyjaśniając w ten sposób ich mały ułamek.

Ponieważ odmłodzone galaktyki dyskowe wydają się być preferowaną metodą tworzenia masywnych galaktyk dyskowych, autorzy spodziewają się korelacji między gazem we Wszechświecie a odsetkiem masywnych galaktyk dyskowych. 

Naukowcy stwierdzają, że odmłodzone galaktyki dyskowe mają tendencję do przebywania w mniej masywnych halo ciemnej materii niż reszta populacji masywnych galaktyk. Ich wyjaśnienie jest takie, że te środowiska o niskiej gęstości są mniej podatne na usuwanie wtłaczanego ciśnienia i procesy pływowe, które mają tendencję do przekształcania galaktyk dyskowych w sferoidalne. Dodatkowo w środowiskach tych jest więcej bogatych w gaz galaktyk do odmłodzonych połączeń. Autorzy stwierdzili również, że mediana przesunięcia ku czerwieni ostatniego dużego połączenia dla odmłodzonych galaktyk dyskowych wynosi z~0.3, w porównaniu do z~0.49 dla galaktyk sferoidalnych. Odpowiada to mniej o około 1.5 mld lat aby odmłodzona galaktyka dyskowa stała się galaktyką sferoidalną poprzez drobne interakcje.

Niezależnie od metody tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych, autorzy znaleźli solidne wyjaśnienie obserwowanych frakcji masywnych galaktyk dyskowych oraz galaktyk sferoidalnych przy niskich przesunięciach ku czerwieni. Wynik ten służy wzmocnieniu teorii wzrostu hierarchicznego, ale pokazuje, że naiwne założenia dotyczące dużych fuzji wymagają bardziej szczegółowego wglądu w systemy galaktyk protoplastów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 kwietnia 2020

Połączenie partnerów? Może

Detektory LIGO i Virgo w swoich obserwacjach pokazują coraz więcej połączeń podwójnych czarnych dziur. Czy czarne dziury zaangażowane w te połączenia mają ze sobą coś wspólnego, czy też stały się parami przez przypadek?


Pytanie, w jaki sposób tworzą się podwójne czarne dziury (binary black holes – BBH), nadal pozostaje otwarte, co dodatkowo komplikuje fakt, że masy zaangażowanych czarnych dziur są wyższe niż oczekiwano. Niektórzy astronomowie sugerowali, że BBH są wynikiem masywnych gwiazd, które były już w układach podwójnych, podczas gdy inni zaproponowali scenariusze, w których czarne dziury w gęstych populacjach gwiazd spotykają się i łączą w pary. Inna możliwość jest taka, że czarne dziury w BBH uformowały się tak, jak są we wczesnym Wszechświecie – pomijając egzystencję jako gwiazda – i skończyły w układach podwójnych.

Połączenie podwójnych czarnych dziur jest dobrym sposobem na naukę o samych BBH. Właściwości łączących się składników (takie, jak masa) są odciśnięte na powstałych falach grawitacyjnych. W swoich dwóch pierwszych sesjach obserwacyjnych LIGO i Virgo wykrył dziesięć połączeń BBH, a zaangażowane w te zdarzenia czarne dziury wydają się mieć masy od 18 do 84 mas Słońca.

W nowym badaniu Maya Fishbach i Daniel Holz z University of Chicago odkrywali, w jaki sposób BBH łączą się w pary pod względem masy. I zauważyli coś interesującego – okazuje się, że czarne dziury w pobliskich układach podwójnych mogą mieć ze sobą więcej wspólnego, niż nam się wydawało.

Fishbach i Holz próbowali zrozumieć łączenie się w pary BBH poprzez różne rozkłady masy czarnej dziury. Ogólnie rzecz biorąc rozważano trzy scenariusze:

1. Masy czarnych dziur pochodzą z podziału ograniczonego tylko przez masy minimalne i maksymalne.
2. Masy czarnych dziur pochodzą z podziału zależnego od mas minimalnych i maksymalnych oraz stosunku między masami czarnych dziur w układach podwójnych.
3. Masy czarnych dziur pochodzą z podziału zależnego od mas minimalnych i maksymalnych oraz stosunku między masami czarnych dziur w układach podwójnych i całkowitej masy BBH.

Podczas modelowania i stosowania tych scenariuszy do dziesięciu dostępnych obserwacji łączenia się BBH, Fishbach i Holz opracowali dwa główne ustalenia: losowe pary są mało prawdopodobne, a czarne dziury w BBH mają pięć razy większe szanse na podobną masę niż inne. Odkryli również, że całkowita masa układu może nie odgrywać dużej roli w łączeniu się w pary BBH.

Modele formowania się BBH kończące się czarnymi dziurami o podobnej masie, są zwykle takimi, które obejmują masywne gwiazdy podwójne. Nie wyklucza to innych mechanizmów formowania się, ale praca Fishbach i Holza sugeruje, że przyszłe modele mogą wymagać uwzględnienia stosunku masy w BBH.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 kwietnia 2020

Jak rosną olbrzymie galaktyki?

To, jak dokładnie formują się galaktyki, nadal pozostaje otwartym pytaniem w astrofizyce. Nie jest tak, że możemy obserwować ewolucję galaktyki, większość z nich ma 12 mld lat.



Istnieją dwa sposoby obejścia tego problemu. Pierwszym jest po prostu spojrzenie w przeszłość w czasie. Światło potrzebuje skończonej ilości czasu, aby do nas dotrzeć, więc im dalej patrzymy, tym obserwowany obiekt jest starszy. Zatem także im galaktyka odleglejsza, tym ją widzimy młodszą. Zamiast obserwować ewolucję pojedynczej galaktyki, możemy porównać odleglejsze („młodsze”) galaktyki do bliższych („starszych”) galaktyk i interpolować, co mogło spowodować jakiekolwiek zmiany.

Drugi sposób polega na obserwowaniu ewolucji galaktyk w symulowanym kosmosie. Autorzy pracy wykorzystali IllustrisTNG100, część zestawu dużych kosmologicznych symulacji ewolucji galaktyk.

Właściwości kinematyczne (sposób poruszania się) galaktyk gwiazdotwórczych są silnie powiązane z tym, w jaki sposób uzyskały swoją masę. Zespół porównał dyspersję prędkości „młodszych” galaktyk przy przesunięciu ku czerwieni z=3,0-3,8 do „starszych" galaktyk z poprzednich badań z przesunięciem ku czerwieni z~2 i stwierdzili, że ich najbardziej masywne galaktyki miały mniejsze dyspersje prędkości niż masywne „starsze” galaktyki.

Zarówno dziwne historie powstawania gwiazd, jak i dyspersje prędkości wskazują na coś, co dzieje się pomiędzy z=3 i z=2 co zmienia masywne galaktyki. Aby ustalić, co to może być, autorzy wracają do symulacji.

Symulacja IllustrisTNG100 rozpoczyna się od rozkładu masy przy przesunięciu z=127 i trwa do dnia dzisiejszego, z=0. Podczas tego okresu losowe fluktuacje gęstości przy z=127 zamieniają się w galaktyki, które rosną, tworzą gwiazdy i łączą się. Autorzy chcieli się przyjrzeć temu, jak te galaktyki zdobyły swoje gwiazdy na przestrzeni czasu.

Istnieją dwa sposoby, w jakie galaktyka może zyskać gwiazdy: albo poprzez formowanie się z gazu należącego do galaktyki (in situ), albo przez akrecję gwiazd z innych, głównie mniejszych, galaktyk (ex situ). Symulacje pokazują ułamek masy gwiazdowej, który był nagromadzony ex situ, a nie uformowały w galaktyce.

Autorzy spekulują, że ten wzrost frakcji masy gwiazdowej ex situ obserwowany w symulacjach może być odpowiedzialny za wzrost dyspersji prędkości widziany w obserwowanych masywnych galaktykach między z=3 i z=2. Turbulencje i niestabilności grawitacyjne wywołane akrecją gwiazd i gazu zwiększyłyby losowość (dyspersję) prędkości.

Może to również tłumaczyć różnicę w historii formowania się gwiazd między masywnymi galaktykami przy z=2 i z=3. Gaz jest niezbędny do formowania się gwiazd i jeżeli galaktyka przy z=2 byłaby w stanie uzyskać gaz z akrecji, byłaby w stanie zwiększyć tempo formowania się gwiazd. Natomiast mniejsza frakcja masy gwiezdnej ex situ dla z=3 galaktyk wskazuje na mniejszą akrecję i mniejszą szansę na pozyskanie nowego gazu.

Zasadniczo młodsze galaktyki przy z=3 miały mniej czasu na połączenie się z innymi galaktykami, co prowadzi do mniejszych dyspersji prędkości i mniejszej gwiazdotwórczości.

Autorzy zauważają, że ich wnioski są ograniczone przez wiele czynników, w tym np. niewielką liczbę próbki. Są to jednak obiecujące wyniki i pokazują, ile można zyskać, porównując obserwacje i symulacje.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 kwietnia 2020

Gorący Jowisz z wyjątkowym towarzyszem

Przez stulecia ludzkość zastanawiała się, czy istnieją inne planety poza Układem Słonecznym, czy też jesteśmy wyjątkowi. Pierwsze zarejestrowane próby zaobserwowania innych planet datowane są na ok. XIX wiek – chociaż spekulacje na temat egzoplanet trwają od XVI wieku – ale do ostatnich kilku dekad ludzkość nie dysponowała technologią umożliwiającą szczegółowe pomiary wymagane do wykrycia planet krążących wokół innych gwiazd. Pierwsza wykryta egzoplaneta – 51 Pegasi b – została odkryta w 1995 roku, i od tego czasu dowiedzieliśmy się, że egzoplanety są w rzeczywistości bardziej regułą niż wyjątkiem. Niektóre z najczęściej występujących egzoplanet, jakie jesteśmy w stanie wykryć, nazywane są gorącymi Jowiszami – duże gazowe olbrzymy, takie jak nasz Jowisz, ale krążące tak blisko swoich macierzystych gwiazd, że ich okresy orbitalne wynoszą zaledwie 10 dni lub mniej – oraz mini Neptunami, podobnymi w składzie do naszego Neptuna, ale będące mniejszymi.


W swoim artykule autorzy omawiają unikalny układ o nazwie TOI-1130, który posiada zarówno gorącego Jowisza, jak i mini Neptuna. Gorący Jowisz, TOI-1130 c, został potwierdzony dzięki pomiarom prędkości radialnej i ma masę ok. 0,974 MJup (masy Jowisza) a jego okres orbitalny wynosi 8,4 dnia. Mniej natomiast wiadomo o mini Neptunie, TOI-1130 b, ponieważ astronomowie nie posiadają detekcji jego prędkości radialnej, ale autorzy są w stanie ustalić górną granicę masy na 40 mas Ziemi. Robią to dopasowując dane prędkości radialnej w oparciu o założenie, że istnieją dwie planety i określając w oparciu o znaną masę gorącego Jowisza, jaka mogłaby być największa masa drugiej planety.

Ale dlaczego ten układ planetarny jest tak wyjątkowy? TOI-1130 jest jednym z zaledwie trzech znanych układów, w których gorąca egzoplaneta typu jowiszowego ma jako towarzysza inną planetę orbitującą wokół tej samej gwiazdy. Pozostałe dwa układy to WASP-47 i Kepler-730. Taki układ uważany jest za dziwny, zarówno dlatego, że posiadamy niewielką próbkę takich układów, jak i dlatego, że obecne modele migracji wskazują, że Jowisz zrzuciłby mniejsze planety z drogi przesuwając się na swoją obecną orbitę.

Pomimo powszechnego występowania gorących Jowiszów, sposób ich powstawania jest wciąż palącym tematem badań, a układy takie jak te trzy mogą rzucić więcej światła na problem formowania się tychże. Trzy główne teorie formowania się gorących Jowiszów wymienione w tym artykule to:
1. Migracja: gorący Jowisz uformował się dalej w dysku protoplanetarnym i wędrował do wewnątrz układu w różnych potencjalnych procesach;
2. Tworzenie się in situ: gorący Jowisz powstał tam, gdzie jest teraz, bardzo blisko swojej macierzystej gwiazdy;
3. Rozpraszanie planeta-planeta: planety, które przechodzą blisko siebie, oddziałują na siebie grawitacyjnie i popychają się na nowe, różne orbity.

W układach takich jak TOI-1130, pierwsza teoria dotycząca migracji może być prawdopodobnie wykluczona ze względu na brak wpływu na mini Neptuna. To wskazuje, że różne mechanizmy formowania się mogą działać na różne gorące Jowisze. Jest kilka aktualnych i planowanych na przyszłość instrumentów zdolnych do przeprowadzania dużych przeglądów egzoplanet, takich jak Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), James Webb Space Telescope (JWST, jeżeli kiedykolwiek poleci w kosmos) oraz Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST). Gdyby można było znaleźć większą próbkę takich układów za pomocą tego typu instrumentów, moglibyśmy prawdopodobnie dowiedzieć się więcej o mechanizmach powstawania gorących Jowiszów, a także ich mniej znanych kuzynów, ciepłych Jowiszów (ich okres orbitalny zawiera się w przedziale 10-100 dni). Ponadto, ponieważ gorący Jowisz w układzie TOI-1130 ma dłuższy okres orbitalny niż te w układzie WASP-47 czy w Kepler-130, autorzy uważają, że zdobycie większej ilości wiedzy o nim może rzucić światło na różnice pomiędzy formowaniem się krótkookresowych i długookresowych olbrzymich egzoplanet, ponieważ ich okres orbitalny jest bliski 10-dniowemu limitowi dla planet, które są uważane za gorące Jowisze. TOI-1130 ma również tę zaletę, że gwiazda macierzysta układu jest znacznie jaśniejsza niż te w układzie WASP-47 czy Kepler-130, co ułatwia obserwowanie zmian w kształcie widma gwiazdy wywołanych przez egzoplanety. Dowiadując się więcej na temat tych dziwnych układów, możemy mieć nadzieję, że uda nam się lepiej zrozumieć, jak tworzą się te inne układy planetarne oraz jakiego rodzaju układów możemy spodziewać się w przyszłości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE , naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgła...