31 maja 2020

Centrum gromady gwiazd Westerlund 2 nie sprzyja tworzeniu się planet

Astronomowie korzystający z teleskopu Hubble’a odkrywają, że chaotyczny obszar centralny masywnej, zatłoczonej gromady gwiazd Westerlund 2 jest trudnym miejscem dla formowania się planet. Znajdująca się 20 000 lat świetlnych stąd Westerlund 2 jest wyjątkowym laboratorium do badania gwiezdnych procesów ewolucyjnych, ponieważ jest względnie bliska, dość młoda i zawiera dużą populację gwiazd.


Trzyletnie badanie Westerlund 2 pokazało, że dyski protoplanetarne otaczające gwiazdy w pobliżu centrum gromady są w tajemniczy sposób pozbawione dużych, gęstych obłoków pyłu, które za kilka milionów lat mogłyby się stać planetami.

Jednak obserwacje pokazują, że gwiazdy na obrzeżach gromady mają na swoich dyskach ogromne obłoki pyłu tworzące planety. Naukowcy sądzą, że nasz Układ Słoneczny zastosował tę formułę, gdy tworzył się 4,6 mld lat temu.

Dlaczego więc niektóre gwiazdy w Westerlund 2 mają trudności z formowaniem planet, a inne nie? Wygląda na to, że tworzenie się planet zależy od lokalizacji. Najbardziej masywne i najjaśniejsze gwiazdy w gromadzie skupiają się w rdzeniu, co potwierdzają obserwacje innych obszarów gwiazdotwórczych. Centrum gromady zawiera co najmniej 30 niezwykle masywnych gwiazd, niektóre o masie nawet 80 Słońc. Ich parzące promieniowanie UV i huraganowe wiatry gwiazdowe naładowanych cząsteczek rozpalają dyski wokół sąsiednich gwiazd o mniejszej masie, rozpraszając olbrzymie obłoki pyłu.

„Zasadniczo, jeżeli gwiazdy są monstrualne, ich energia zmieni właściwości dysków wokół pobliskich, mniej masywnych gwiazd. Być może dyski nadal pozostaną, ale gwiazdy zmieniają skład pyłu na nich, więc trudniej jest stworzyć stabilne struktury, które ostatecznie doprowadzą do powstania planet. Uważamy, że pył albo wyparuje za milion lat, albo zmieni się pod względem składu i wielkości tak dramatycznie, że planety nie będą miały budulców do uformowania się” – wyjaśniła Elena Sabbi, główna badaczka Hubble’a.

Po raz pierwszy obserwacje Hubble’a analizują wyjątkowo gęstą gromadę gwiazd, aby zbadać, które środowiska sprzyjają tworzeniu się planet. Naukowcy wciąż jednak debatują, czy duże gwiazdy rodzą się w centrum, czy też tam migrują. Westerlund 2 ma już w swoim centrum masywne gwiazdy, mimo, że jest stosunkowo młodym układem sprzed 2 mld lat.

Korzystając z WFC3 teleskopu Hubble’a, naukowcy odkryli, że spośród prawie 5000 gwiazd w Westerlund 2 o masach w przedziale od 0,1 do 5 mas Słońca, 1500 wykazuje fluktuacje światła, gdy gwiazdy akreują materię ze swoich dysków. Orbitująca materia zbita w dysk tymczasowo zablokowała by część światła gwiazd, powodując wahania jasności.

Jednak Hubble wykrył sygnaturę takiej materii krążącej tylko wokół gwiazd poza ciasnym centralnym obszarem gromady. Teleskop obserwował duże spadki jasności, nawet 10-20 dni, u około 5% gwiazd, zanim powróciły do normalnej jasności. Nie wykryli tych spadków jasności wśród gwiazd przebywających w odległości czterech lat świetlnych od centrum gromady. Wahania te mogą być spowodowane dużymi grudkami pyłu przechodzącymi przed gwiazdami. Grudki znajdowałyby się w dysku nachylonym prawie krawędzią do obserwatora. „Uważamy, że grudki są planetozymalami lub strukturami formującymi. Mogą to być nasiona, z których ostatecznie powstaną planety w bardziej rozwiniętych układach. Są to układy, których nie widzimy w pobliżu bardzo masywnych gwiazd. Widzimy je tylko w układach poza centrum” – mówi Sabbi.

Dzięki Hubble’owi astronomowie mogą teraz zobaczyć, jak gwiazdy akreują w środowiskach podobnych do wczesnego Wszechświata, gdzie gromady gwiazd były zdominowane przez monstrualne gwiazdy. Jak dotąd najbardziej znanym pobliskim gwiezdnym środowiskiem zawierającym masywne gwiazdy jest region rodzenia się gwiazd w Mgławicy Oriona. Jednak Westerlund 2 jest bogatszym celem ze względu na większą populację gwiazd.

Ta gromada będzie doskonałym laboratorium do dalszych obserwacji z użyciem przyszłego Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, obserwatorium na podczerwień. Hubble pomógł astronomom zidentyfikować gwiazdy o możliwych strukturach planetarnych. Dzięki JWST naukowcy będą mogli badać, które dyski wokół gwiazd nie akreują materii, a które dyski wciąż zawierają materię mogącą budować planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

30 maja 2020

Połączenia między galaktykami wyzwalają aktywność w ich jądrach

Aktywne jądra galaktyczne (AGN) odgrywają główną rolę w ewolucji galaktyk. Zespół astronomów wykorzystał rekordową próbkę galaktyk, aby potwierdzić, że połączenia galaktyk mają pozytywny wpływ na zapłon AGN-ów. Byli w stanie opracować około 10 razy więcej zdjęć łączących się galaktyk niż w poprzednich badaniach.


Jednym z większych pytań w astronomii jest to, w jaki sposób galaktyki ewoluują od postaci chmur gazu i pyłu do pięknych spiralnych struktur, które widzimy w naszym galaktycznym sąsiedztwie. Tak zwane aktywne jądra galaktyczne (AGN) tworzą interesujące obiekty badawcze, aby można było odpowiedzieć na część pytania, ponieważ wydaje się, że istnieje współewolucja pomiędzy AGN-ami i galaktykami. AGN-y kryją supermasywne czarne dziury, które emitują ogromne ilości energii po uwolnieniu gazu z ich otoczenia. Niektóre mają wystarczająco duże pola magnetyczne lub grawitacyjne aby wyrzucić ze swoich biegunów dżety rozciągające się na tysiące lat świetlnych.

Współewolucja to dwukierunkowa jezdnia. Z jednej strony etap ewolucji wpływa na aktywność AGN-ów. Wydaje się, że AGN rozwija się na pewnym etapie ewolucji galaktyki, ponieważ widzimy, że aktywność AGN osiąga szczyt w galaktykach w określonej odległości, a zatem w określonym czasie w przeszłości. Z drugiej strony aktywność AGN wpływa na tworzenie się galaktyk. To może iść w dwie strony. Dżet AGN odpycha gaz, gdy rozchodzi się po galaktyce, zmuszając go do zderzenia się z innym gazem, tworząc w ten sposób grudki – ziarna dla gwiazd niemowlęcych. Ale AGN-y emitują również energię, ogrzewając gaz, a tym samym zapobiegając jego ochłodzeniu i kondensacji w grudki.

Astronomowie wykorzystali próbkę z rekordową liczbą galaktyk do zbadania jednego z czynników, który przypuszczalnie ma pozytywny wpływ na zapalanie AGN-ów: scalanie się galaktyk. I rzeczywiście znajdują korelację, licząc w obie strony. Wg. ich obliczeń około 1,4 razy więcej AGN-ów w połączonych galaktykach niż w galaktykach niepołączonych. I na odwrót, odkryli około 1,3 razy połączeń w próbkach galaktyk z AGN w porównaniu z próbkami galaktyk bez AGN.

Zespół badawczy wykorzystał algorytm uczenia maszynowego do rozpoznania połączeń. Daje im to próbkę o rząd wielkości większą niż w poprzednich badaniach, dzięki czemu korelacja jest znacznie bardziej wiarygodna. „Stworzyliśmy sieć, aby szkolić system rozpoznawania połączeń na wielu zdjęciach. Dzięki temu możemy wykorzystać dużą próbkę dwóch przeglądów teleskopowych z dziesiątkami tysięcy galaktyk. AGN-y są stosunkowo łatwe do rozpoznania na podstawie ich spektrum. Ale połączenia są klasyfikowane na podstawie obrazów, które zazwyczaj są pracą człowieka. Dzięki uczeniu maszynowemu możemy teraz pozwolić komputerom zrobić to za nas” – mówi pierwszy autor pracy Fangyou Gao.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 maja 2020

Czarne dziury ucztują pod wysokim ciśnieniem

Nowe badanie pokazuje, że niektóre supermasywne czarne dziury dobrze się rozwijają pod wysokim ciśnieniem.


Od pewnego czasu wiadomo, że gdy odległe galaktyki – i supermasywne czarne dziury w ich jądrach – łączą się w gromady, które tworzą niestabilne środowisko o wysokim ciśnieniu. Poszczególne galaktyki wpadające w gromady często są deformowane podczas tego procesu i zaczynają przypominać kosmiczne „meduzy”.

Co ciekawe, intensywne ciśnienie hamuje tworzenie się nowych gwiazd w galaktykach i ostatecznie odcina normalną czarną dziurę karmiącą się pobliskim gazem międzygwiazdowym.

Naukowcy zasugerowali również, że owo szybkie karmienie może być odpowiedzialne za ewentualny brak nowych gwiazd w tych środowiskach. Zespół badaczy powiedział, że „wypływy” gazu, napędzane przez czarne dziury, mogą powstrzymać powstawanie gwiazd.

„Wiemy, że nawyki żywieniowe centralnych supermasywnych czarnych dziur i powstawanie gwiazd w ich galaktykach macierzystych są ściśle powiązane. Dokładne zrozumienie, jak one działają w różnych środowiskach na dużą skalę, było wyzwaniem. Nasze badanie odsłoniło tę złożoną grę” – powiedziała astrofizyk Priyamvada Natarajan, której zespół zainicjował badania. Natarajan jest profesorem astronomii i fizyki na Wydziale Sztuki i Nauk Yale.

Nowe badanie stanowi dodatkowy wkład w pracę grupy badawczej Natarajan dotyczące tego, w jaki sposób supermasywne czarne dziury tworzą się, rosną i wchodzą w interakcje ze swoimi galaktykami macierzystymi w różnych środowiskach kosmicznych.

Naukowcy przeprowadzili zaawansowane symulacje czarnych dziur w gromadach galaktyk za pomocą kosmologicznej symulacji RomulusC.

Angelo Ricarte, pierwszy autor artykułu opublikowanego w Astrophysical Journal Letters, opracował nowe narzędzia do wydobywania informacji z RomulusC. Analizując aktywność czarnej dziury w symulacji gromady, zauważył, że „coś dziwnego dzieje się, gdy galaktyki macierzyste przestają tworzyć gwiazdy. Co zaskakujące, często zauważałem szczyt aktywności czarnej dziury w tym samym czasie, w którym galaktyka umarła.”

Ten „szczyt” byłby ogromną, ostatnią ucztą czarnej dziury pod wysokim ciśnieniem.

Michael Tremmel, współautor artykułu, powiedział, że „RomulusC jest unikalna ze względu na jej wyjątkową rozdzielczość i szczegółowy sposób, w jaki traktuje supermasywne czarne dziury i ich otoczenie, co pozwala nam śledzić ich wzrost.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 maja 2020

ESPRESSO potwierdza obecność Ziemi wokół najbliższej Słońcu gwiazdy

Naukowcy potwierdzili istnienie planety pozasłonecznej Proxima b korzystając ze spektrografu ESPRESSO.


Istnienie planety wielkości Ziemi, krążącej wokół najbliższej nam gwiazdy – Proxima Centauri – zostało potwierdzone przez międzynarodowy zespół naukowców. Wyniki, o których można przeczytać m.in. w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics, pokazują, że owa planeta, Proxima b, ma masę 1,17 masy ziemskiej i znajduje się w ekosferze gwiazdy, którą okrąża w czasie 11,2 dnia. 

To przełomowe odkrycie było możliwe dzięki pomiarom prędkości radialnej o niespotykanej precyzji przy wykorzystaniu ESPRESSO, szwajcarskiego spektrografu zainstalowanego na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Chile. Proxima b została po raz pierwszy odkryta cztery lata temu za pomocą starszego spektrografu HARPS, który mierzył niskie zakłócenia w prędkości radialnej gwiazdy, które sugerują obecność towarzysza.

Spektrograf ESPRESSO wykonał pomiary prędkości radialnej gwiazdy Proxima Centauri, która znajduje się zaledwie 4,23 roku świetlnego od nas. Prędkość została określona z dokładnością do 30 cm/s, trzy razy bardziej precyzyjnie niż przez HARPS.

Pomiary przeprowadzone z użyciem ESPRESSO wyjaśniły, że minimalna masa Proxima b wynosi 1,17 masy ziemskiej (poprzednie oszacowanie wynosiło 1,3) i że okrąża ona swoją gwiazdę w zaledwie 11,2 dnia.

Chociaż Proxima b krąży 20 razy bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia wokół Słońca, otrzymuje porównywalną ilość energii, co oznacza, że jej temperatura powierzchniowa jest sprzyjająca dla wody w stanie ciekłym (w niektórych miejscach), jeżeli w ogóle istnieje na niej, i dlatego może być przystanią dla życia.

Pomimo, że Proxima b jest idealnym kandydatem do badań jej biomarkerów, przed naukowcami jeszcze długa droga, aby zasugerować, że życie mogło się rozwinąć na jej powierzchni. W rzeczywistości Proxima Centauri jest aktywnym czerwonym karłem, który bombarduje swoją planetę promieniowaniem X około 400 razy większym niż Słońce Ziemię.

Dzięki budowanemu obecnie spektrometrowi RISOTTO naukowcy będą mogli się dowiedzieć, czy planeta ma atmosferę chroniącą przed tym promieniowaniem. A jeżeli tak, to czy zawiera ona pierwiastki chemiczne sprzyjające rozwojowi życia (np. tlen)? RISOTTO pomoże także odpowiedzieć na pytanie, jak długo istniały na planecie takie korzystne warunki. Spektrograf ten jest budowany specjalnie do wykrywania światła emitowanego przez Proxima b. Razem ze spektrografem HERIS zostanie on zamontowany na budowanym Ekstremalnie Dużym Teleskopie.

Tymczasem precyzja pomiarów wykonanych przez ESPRESSO może wywołać kolejną niespodziankę. Zespół znalazł w danych dowody na drugi sygnał, nie będąc w stanie ostatecznie ustalić jego przyczyny. Gdyby sygnał pochodził od drugiej planety, miałaby ona masę mniejszą niż 1/3 masy Ziemi. Byłaby to wówczas najmniejsza planeta zmierzona kiedykolwiek metodą pomiarów prędkości radialnej.

Należy zauważyć, że ESPRESSO, który rozpoczął swoje badania w 2017 roku jest w powijakach, a te wstępne wyniki już otwierają nowe możliwości. W zawrotnym tempie została pokonana droga od odkrycia pierwszej planety pozasłonecznej. W 1995 roku, za pomocą spektrografu ELODIE, odkryto gazowego olbrzyma 51Peg b, z dokładnością do 10 m/s. Dzisiaj ESPRESSO wykrywa planetę z dokładnością do 30 cm/s (a wkrótce zwiększy się ona do 10 cm/s po kolejnych regulacjach urządzenia), co być może umożliwi eksplorację światów przypominających nam Ziemię.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 maja 2020

Galaktyczna kraksa mogła zainicjować powstanie Układu Słonecznego

Powstanie Słońca, Układu Słonecznego i późniejsze pojawienie się życia na Ziemi może być konsekwencją zderzenie naszej galaktyki, Drogi Mlecznej, z mniejszą galaktyką zwaną Sagittarius, odkrytą w latach 90. XX wieku, która krąży wokół naszego galaktycznego domu.


Astronomowie wiedzą, że Sagittarius wielokrotnie przebijała się przez dysk Drogi Mlecznej, gdy jej orbita wokół jądra Galaktyki zawężała się w wyniku sił grawitacyjnych. Poprzednie badania sugerowały, że Sagittarius, tak zwana galaktyka karłowata, wywarła ogromny wpływ na ruch gwiazd w Drodze Mlecznej. Niektórzy twierdzą nawet, że 10 000 razy masywniejsza struktura spiralna Drogi Mlecznej może być wynikiem co najmniej trzech znanych zderzeń z Sagittariusem w ciągu ostatnich sześciu miliardów lat.

Nowe badania, oparte na danych zgromadzonych przez satelitę Gaia mapującą Galaktykę, po raz pierwszy ujawniły, że wpływ Sagittariusa na Drogę Mleczną może być jeszcze większy. Wydaje się, że zmarszczki spowodowane zderzeniem zapoczątkowały główne epizody formowania się gwiazd, z których jeden z grubsza zbiegł się z czasem formowania się Słońca ok. 4.7 mld lat temu.

„Z istniejących modeli wiadomo, że Sagittarius trzy razy wpadła w przeszłości na Drogę Mleczną – najpierw około 5-6 mld lat temu, potem ok. 2 mld lat temu a ostatnio miliard lat temu. Gdy spojrzeliśmy na dane z Gai dotyczące Drogi Mlecznej, znaleźliśmy trzy okresy zwiększonego formowania się gwiazd, które osiągnęły szczyt 5.7 mld lat temu, 1.9 mld lat temu oraz 1 mld lat temu, co odpowiada czasowi, w którym uważa się, że Sagittarius przeszła przez dysk Drogi Mlecznej” – mówi Tomás Ruiz-Lara, badacz na astrofizyce w Instituto de Astrofísica de Canarias na Teneryfie i główny autor badania opublikowanego w Nature Astronomy.

Naukowcy przyjrzeli się jasności, odległości i barwie gwiazd w obrębie około 6500 lat świetlnych od Słońca i porównali dane z istniejącymi modelami ewolucji gwiazd. Według Tomása przekonanie, że galaktyka karłowata mogła wywołać taki efekt, ma sens.

W niektórych obszarach Drogi Mlecznej zmarszczki prowadziłyby do wyższego stężenia gazu i pyłu, jednocześnie opróżniając inne. Wysoka gęstość materii w tych obszarach spowodowałaby wówczas powstanie nowych gwiazd.

„Wygląda na to, że Sagittarius nie tylko ukształtowała strukturę i wpłynęła na dynamikę ruchu gwiazd w Drodze Mlecznej, ale także doprowadziła do powstania Drogi Mlecznej. Wygląda na to, że ważna część masy gwiazdowej Galaktyki powstała w wyniku interakcji z Sagittariusem i inaczej by nie istniała” – mówi Carme Gallart, współautorka pracy.

W rzeczywistości wydaje się możliwe, że nawet Słońce i jego planety nie istniałyby, gdyby galaktyka karłowata Sagittarius nie została uwięziona przez przyciąganie grawitacyjne Drogi Mlecznej i ostatecznie roztrzaskała jej dysk.

Każde zderzenie pozbawiało Sagittariusa części gazu i pyłu, pozostawiając galaktykę mniejszą po kolejnym przejściu. Istniejące dane sugerują, że galaktyka Sagittarius mogła ponownie przejść przez dysk Drogi Mlecznej całkiem niedawno, w ciągu ostatnich kilkuset milionów lat, i jest obecnie bardzo blisko niego. W rzeczywistości nowe badania wykazały niedawny wybuch narodzin gwiazd, sugerując możliwą nową i bieżącą falę narodzin gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 maja 2020

Nowy model fali grawitacyjnej pozwoli na odkrycie prawdziwej natury gwiazd neutronowych

Badacze fal grawitacyjnych z Uniwersytetu Birmingham opracowali nowy model, który obiecuje dać świeże spojrzenie na budowę i skład gwiazd neutronowych.


Model pokazuje, że wibracje lub oscylacje wewnątrz gwiazd można mierzyć bezpośrednio na podstawie samego sygnału fali grawitacyjnej. Dzieje się tak, ponieważ gwiazdy neutronowe ulegają deformacji pod wpływem sił pływowych, powodując ich oscylację na charakterystycznych częstotliwościach, które kodują unikalne informacje o gwiazdach w sygnale fali grawitacyjnej.

To sprawia, że asterosejsmologia – badanie oscylacji gwiazd – z falami grawitacyjnymi pochodzącymi od zderzających się gwiazd neutronowych jest obiecującym nowym narzędziem do badania nieuchwytnej natury bardzo gęstej materii jądrowej.

Gwiazdy neutronowe są bardzo gęstymi pozostałościami zapadniętych masywnych gwiazd. Tysiące z nich zostało zaobserwowanych w spektrum elektromagnetycznym, a jednak nadal niewiele wiadomo o ich naturze. Unikalne informacje można uzyskać dzięki pomiarowi fal grawitacyjnych emitowanych, gdy dwie gwiazdy neutronowe spotykają się i tworzą układ podwójny. Po raz pierwszy przewidziane przez Einsteina, te zmarszczki w czasoprzestrzeni zostały wykryte przez LIGO w 2015 roku.

Wykorzystując sygnał fali grawitacyjnej do pomiaru oscylacji gwiazd neutronowych, naukowcy będą mieć nowy wgląd na wnętrze tych gwiazd. Badanie zostało opublikowane w Nature Communications.

Dr Geraint Pratten z Instytutu Fal Grawitacyjnych Uniwersytetu Birmingham jest głównym autorem pracy i wyjaśnia: „Gdy dwie gwiazdy wirują wokół siebie, ich kształty ulegają zaburzeniu przez siłę grawitacji wywieraną przez towarzysza. Staje się to coraz bardziej wyraźne i pozostawia niepowtarzalny ślad w sygnale fali grawitacyjnej.”

„Siły pływowe działające na gwiazdy neutronowe pobudzają oscylacje wewnątrz gwiazdy, dając nam wgląd w jej wewnętrzną strukturę. Mierząc te oscylacje z sygnału fali grawitacyjnej, możemy wydobyć informacje o podstawowej naturze tych tajemniczych obiektów, które w innym przypadku byłyby niedostępne.”

Opracowany przez zespół model po raz pierwszy umożliwia określenie częstotliwości tych oscylacji bezpośrednio na podstawie pomiarów fali grawitacyjnej. Naukowcy wykorzystali swój model do pierwszego zarejestrowanego sygnału fali grawitacyjnej z połączenia się dwóch gwiazd neutronowych – GW170817.

Dr Patricia Schmidt, współautorka pracy, dodaje: „Prawie trzy lata po zaobserwowaniu pierwszych fal grawitacyjnych z układu podwójnego gwiazd neutronowych wciąż znajdujemy nowe sposoby na wydobycie większej ilości informacji na ich temat z sygnałów. Im więcej informacji możemy zgromadzić, opracowując coraz bardziej wyrafinowane modele teoretyczne, tym bardziej będziemy mogli odkryć prawdziwą naturę gwiazd neutronowych.”

Obserwatoria fal grawitacyjnych nowej generacji planowane na lata 30. będą mogły wykrywać znacznie więcej układów podwójnych gwiazd neutronowych i obserwować je z dużo większą szczegółowością niż jest to możliwe obecnie. Model stworzony przez zespół z Birmingham wniesie znaczący wkład w tę naukę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 maja 2020

ALMA dostrzega migoczące serce Drogi Mlecznej

Astronomowie korzystający z ALMA wykryli kwazi-okresowe migotanie fal milimetrowych pochodzące z centrum Drogi Mlecznej, z Sagittariusa A*. Zespół zinterpretował, że te migotania spowodowane są rotacją punktów radiowych krążących wokół supermasywnej czarnej dziury o promieniu orbity mniejszym niż promień orbity Merkurego. Jest to interesująca wskazówka do badania czasoprzestrzeni z ekstremalną grawitacją.


Wiadomo, że Sgr A* czasem rozbłyska na falach radiowych. Tym razem, korzystając z ALMA, astronomowie uzyskali wysokiej jakości dane dotyczące zmiany intensywności fal radiowych Sgr A* przez 10 dni, 70 minut dziennie. I znaleźli dwa trendy: kwazi-okresowe zmiany z typową skalą czasową wynoszącą 30 minut i wolne zmiany godzinowe.

Astronomowie zakładają, że w centrum Sgr A* supermasywna czarna dziura o masie 4 mln Słońc znajduje się. Flary Sgr A* zaobserwowano nie tylko na falach milimetrowych ale i w podczerwieni oraz promieniach rentgenowskich. Jednak zmiany wykryte za pomocą ALMA są znacznie mniejsze niż wcześniej wykryte i możliwe jest, że w Sgr A* zawsze występują te poziomy małych skal.

Sama czarna dziura nie wytwarza żadnej emisji. Jej źródłem jest gazowy dysk wokół czarnej dziury. Gaz wokół czarnej dziury nie trafia prosto do studni grawitacyjnej, ale rotuje wokół niej, tworząc dysk akrecyjny.

Zespół skoncentrował się na krótkich zmianach skali czasowej i stwierdził, że okres zmienności wynoszący 30 minut jest porównywalny z okresem orbitalnym wewnętrznej krawędzi dysku akrecyjnego o promieniu 0,2 jednostki astronomicznej (1 j.a. odpowiada średniej odległości Ziemi od Słońca i wynosi 150 mln km). Dla porównania Merkury, najbardziej wewnętrzna planeta Układu Słonecznego, krąży wokół Słońca w odległości 0,4 j.a. Biorąc pod uwagę kolosalną masę w centrum czarnej dziury, jej efekt grawitacyjny jest także ekstremalny w dysku akrecyjnym.

„Emisja ta może być związana z niektórymi egzotycznymi zjawiskami zachodzącymi w pobliżu supermasywnej czarnej dziury” – mów Tomoharu Oka, profesor na Uniwersytecie Keio.

Ich scenariusz jest następujący. Gorące punkty powstają sporadycznie na dysku i krążą wokół czarnej dziury, emitując silne fale milimetrowe. Zgodnie ze szczególną teorią względności Einsteina, emisja w dużym stopniu jest zwiększona, gdy źródło zbliża się do obserwatora z prędkością zbliżoną do prędkości światła. Prędkość rotacji wewnętrznej krawędzi dysku akrecyjnego jest dość duża, więc powstaje ten niezwykły efekt. Astronomowie uważają, że jest to źródło krótkotrwałej zmiany milimetrowej emisji z Sgr A*.

Zespół przypuszcza, że zmiana może wpłynąć na próbę uzyskania obrazu tej supermasywnej czarnej dziury za pomocą Teleskopu Horyzontu Zdarzeń. „Ogólnie rzecz biorąc, im szybszy ruch, tym trudniej jest wykonać zdjęcie obiektu. Zamiast tego sama zmiana emisji dostarcza przekonującego wglądu w ruch gazu. Możemy być świadkami momentu absorpcji gazu przez czarną dziurę podczas długotrwałej kampanii monitorującej z ALMA” – mówi Oka. Naukowcy starają się wydobyć niezależne informacje, aby zrozumieć tajemnicze środowisko wokół tej supermasywnej czarnej dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 maja 2020

ALMA odkrywa masywną rotującą galaktykę dyskową we wczesnym Wszechświecie

W naszym Wszechświecie większość galaktyk, takich jak Droga Mleczna, powstaje stopniowo, osiągając ogromną masę stosunkowo późno. Jednak nowe odkrycie masywnej wirującej galaktyki dyskowej z czasu, gdy Wszechświat miał zaledwie 10% obecnego wieku, podważa tradycyjne modele formowania się galaktyk. Badanie zostało opublikowane 20 maja b.r. w czasopiśmie Nature.


Galaktyka DLA0817g, nazwane Dyskiem Wolfe’a po nieżyjącym astronomie Arthurze M. Wolfe, jest najodleglejszą wirującą galaktyką dyskową, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Potężna moc ALMA pozwoliła zobaczyć galaktykę wirującą z prędkością podobną do naszej Drogi Mlecznej, która sięga 272 km/s.

„Podczas gdy poprzednie badania wskazywały na istnienie tych wczesnych wirujących galaktyk dyskowych bogatych w gaz, dzięki ALMA mamy teraz jednoznaczne dowody, że występują one już 1,5 mld lat po Wielkim Wybuchu” – powiedział główny autor pracy Marcel Neeleman z Instytutu Maxa Plancka.

Jak się tworzy Dysk Wolfe’a?
Odkrycie Dysku Wolfe’a stanowi wyzwanie dla wielu symulacji formowania się galaktyk, które przewidują, że masywne galaktyki w tym punkcie ewolucji kosmosu rosły w wyniku wielu połączeń mniejszych galaktyk i gorących kępek gazu.

„Większość galaktyk, które znajdujemy we wczesnym Wszechświecie, wygląda jak wraki pociągów, ponieważ uległy one spójnemu i często ‘gwałtownemu’ połączeniu. Te gorące połączenia utrudniają tworzenie się uporządkowanych, chłodnych rotujących galaktyk dyskowych, które obserwujemy w naszym obecnym Wszechświecie” – wyjaśnia Neeleman.

W większości scenariuszy powstawania galaktyk, zaczynają one pokazywać dobrze uformowany dysk około 6 mld lat po Wielkim Wybuchu. Fakt, że astronomowie znaleźli taką galaktykę dyskową, gdy Wszechświat miał zaledwie 10% obecnego wieku, wskazuje, że musiały dominować inne procesy wzrostu.

„Uważamy, że Dysk Wolfe’a urósł przede wszystkim dzięki ciągłemu wzrostowi zimnego gazu. Jednak jednym z pytań, które pozostają, jest takie, jak zgromadzić tak dużą masę gazu, zachowując stosunkowo stabilny, wirujący dysk?” – powiedział J. Xavier Prochaska z University of California, Santa Cruz i współautor artykułu.

Formowanie się gwiazd
Zespół wykorzystał także VLA oraz teleskop Hubble’a, aby dowiedzieć się więcej na temat formowania się gwiazd w Dysku Wolfe'a. W zakresie fal radiowych ALMA badał ruch galaktyki oraz masę atomową gazu i pyłu, podczas gdy VLA mierzył masę molekularną – paliwo do formowania się gwiazd. W świetle UV Hubble obserwował masywne gwiazdy. „Szybkość formowania się gwiazd w Dysku Wolfe’a jest co najmniej dziesięć razy wyższa niż w naszej własnej galaktyce. To musi być jedna z najbardziej produktywnych galaktyk dyskowych we wczesnym Wszechświecie” – wyjaśnił Prochaska.

„Normalna” galaktyka
Dysk Wolfe’a został po raz pierwszy odkryty przez ALMA w 2017 roku. Neeleman i jego zespół znaleźli galaktykę, gdy zbadali światło z bardziej odległego kwazara, które zostało pochłonięte, gdy przechodziło przez ogromny rezerwuar wodoru otaczający galaktykę – tak właśnie się on ujawnił. Zamiast szukać bezpośredniego światła z wyjątkowo jasnych, ale rzadszych galaktyk, astronomowie zastosowali tę metodę „absorpcji”, aby znaleźć słabsze i bardziej „normalne” galaktyki we wczesnym Wszechświecie.

Fakt, że astronomowie znaleźli Dysk Wolfe’a przy użyciu tej metody pokazuje, że należy on do normalnej populacji galaktyk obecnych we wczesnym okresie życia Wszechświata. Kiedy obserwacje ALMA pokazały, że on wiruje, zdali sobie sprawę, że wczesne rotujące galaktyki dyskowe nie są tak rzadkie, jak się wcześniej wydawało, i że powinno ich być znacznie więcej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 maja 2020

Astronomowie potwierdzają istnienie dwóch olbrzymich nowo narodzonych planet w układzie PDS 70

Nowe dowody pokazują, że pierwsze zdjęcia przedstawiające narodziny planet krążących wokół PDS 70 są rzeczywiście autentyczne.


Korzystając z nowego urządzenia zamontowanego na teleskopie w Obserwatorium Kecka, zespół astronomów zastosował nową metodę robienia rodzinnych zdjęć protoplanet i potwierdził ich istnienie.

PDS 70 to pierwszy znany układ posiadający kilka planet, w którym astronomowie mogą obserwować „na żywo” powstawanie planet. Pierwsze bezpośrednie zdjęcie jednej z tych planet, PDS 70b, zostało zrobione w 2018 roku, a następnie w 2019 roku wykonano wiele zdjęć na różnych długościach fali jej siostrzanej planecie – PDS 70c. Obie protoplanety, podobne do Jowisza, zostały odkryte przy pomocy Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) ESO.

„Gdy po raz pierwszy zaobserwowano obie protoplanety, wywołało to zamieszanie. Zalążki planet powstają z dysku protoplanetarnego otaczającego nowo powstałą gwiazdę. Materia ta gromadzi się na protoplanecie, tworząc rodzaj zasłony dymnej, która utrudnia odróżnienie na zdjęciu zakurzonego gazowego dysku od rozwijającej się planety” – powiedział Jason Wang, członek Fundacji Heising-Simons 51 Pegasi b z Caltech i główny autor badania.

Aby pomóc w umożliwieniu przejrzystości, Wang i jego zespół opracowali metodę rozplątywania sygnałów z dysku gwiezdnego i protoplanet.

„Wiemy, że kształt dysku powinien być symetrycznym pierścieniem wokół gwiazdy, podczas gdy planeta powinna być pojedynczym punktem na zdjęciu. Tak więc nawet jeżeli planeta wydaje się znajdować na szczycie dysku, jak w przypadku PDS 70c, w oparciu o naszą wiedzę o tym, jak wygląda na całym obrazie, możemy wywnioskować, jak jasny powinien być dysk w miejscu protoplanety i usunąć sygnał dysku. To, co pozostaje to emisja planety” – powiedział Wang.

Zespół wykonał zdjęcia PDS 70 za pomocą kamery bliskiej podczerwieni NIRC2 na teleskopie Keck II w połączeniu z ulepszonym systemem optyki adaptacyjnej obserwatorium, składającym się z nowego czujnika piramidy podczerwieni i komputera sterującego w czasie rzeczywistym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 maja 2020

Zagadka masywnego, niewidzianego wcześniej układu gwiazd w naszej galaktyce rozwiązana

Na początku b.r. międzynarodowy zespół naukowców ogłosił wykrycie drugiego sygnału fali grawitacyjnej ze zderzenia dwóch gwiazd neutronowych. Zdarzenie, nazwane GW190425, jest zagadkowe: łączna masa obu gwiazd neutronowych jest większa niż jakiegokolwiek innego obserwowanego układu podwójnego gwiazd neutronowych. Jego łączna masa jest 3,4 razy większa od masy Słońca (pisałam o tym tutaj).


W naszej galaktyce tak masywny układ podwójny gwiazd neutronowych nie był obserwowany, a naukowcy aż do teraz byli zdziwieni, w jaki sposób się on uformował. Zespół astrofizyków uważa, że mógł znaleźć odpowiedź.

Gdy gwiazdy neutronowe w układzie podwójnym krążą wokół siebie i zaczną się łączyć, emitują fale grawitacyjne, które naukowcy mogą wykrywać. Fale grawitacyjne zawierają informacje o gwiazdach neutronowych, w tym o ich masach.

Fale grawitacyjne z kosmicznego zdarzenia GW190425 mówią o układzie podwójnym gwiazd neutronowych bardziej masywnym niż jakikolwiek wcześniej zaobserwowany tego typu układ podwójny, zarówno na falach radiowych, jak i falach grawitacyjnych. W swoim ostatnim badaniu doktorantka Isobel Romero-Shaw z Monash University proponuje kanał formacyjny, który wyjaśnia zarówno wysoką masę tego układu podwójnego, jak i fakt, że podobnych układów nie obserwuje się za pomocą tradycyjnych technik radioastronomicznych.

Romero-Shaw wyjaśnia, że zdarzenie GW190425 rozpoczęło się od gwiazdy neutronowej, która miała partnera – gwiazdę helową z jądrem CO. Jeżeli helowa część gwiazdy rozszerzy się wystarczająco daleko, aby pochłonąć gwiazdę neutronową, ten obłok helu ostatecznie popchnie układ podwójny bliżej siebie, zanim się rozproszy. Jądro tlenowo-węglowe gwiazdy eksploduje następnie w postaci supernowej i zapadnie się do gwiazdy neutronowej.

Tworzące się w ten sposób podwójne gwiazdy neutronowe mogą być znacznie masywniejsze niż te obserwowane na falach radiowych. Również bardzo szybko łączą się one po wybuchu supernowej, co sprawia, że nie jest prawdopodobne, aby zostały one zarejestrowane w badaniach radioastronomicznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 maja 2020

Jak grzmot bez błyskawicy

Połączenia między czarnymi dziurami i gwiazdami neutronowymi w gęstych gromadach gwiazd są zupełnie odmienne od tych, które tworzą się w odizolowanych regionach, gdzie gwiazd jest niewiele. Ich powiązane cechy mogą być kluczowe w badaniu fal grawitacyjnych i ich źródeł. Dr Manuel Arca Sedda z Institute for Astronomical Computing na Uniwersytecie Heidelberga doszedł do tego wniosku w badaniu wykorzystującym symulacje komputerowe. Badania mogą dostarczyć ważnego wglądu w zderzenia dwóch masywnych obiektów gwiazdowych, które astronomowie zaobserwowali w 2019 roku.


Gwiazdy znacznie masywniejsze od naszego Słońca kończą zwykle swoje życie jako gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Gwiazdy neutronowe emitują regularne impulsy promieniowania, które umożliwiają ich wykrywanie. W sierpniu 2017 roku, kiedy zaobserwowano pierwsze połączenie się dwóch gwiazd neutronowych, naukowcy z całego świata za pomocą teleskopów wykryli światło po eksplozji. Z drugiej strony czarne dziury zwykle pozostają ukryte, ponieważ ich przyciąganie grawitacyjne jest tak silne, że nawet światło nie może się uwolnić, co czyni je niewidocznymi dla detektorów elektromagnetycznych.

Jeżeli dwie czarne dziury się połączą, zdarzenie może być niewidoczne, ale mimo to można je wykryć na falach grawitacyjnych. Niektóre detektory, takie jak LIGO, są w stanie wykryć te fale. Pierwsza udana bezpośrednia obserwacja została przeprowadzona w 2015 roku. Sygnał został wygenerowany przez łączące się dwie czarne dziury. Ale to zdarzenie może nie być jedynym źródłem fal grawitacyjnych, które mogą również pochodzić z połączenia się dwóch gwiazd neutronowych lub czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Wg. dr. Arca Seddy odkrycie różnic jest jednym z wyzwań związanych z obserwowaniem tych zdarzeń.

W swoim badaniu naukowiec z UH przeanalizował zderzenie par czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Użył szczegółowych symulacji komputerowych do zbadania interakcji między układem złożonym z gwiazdy i zwartego obiektu, takiego jak czarna dziura, a trzecim obiektem wędrującym wymaganym do połączenia. Wyniki wskazują, że takie interakcje między trzema ciałami mogą w rzeczywistości przyczynić się do łączenia się czarnej dziury i gwiazdy neutronowej w gęstych obszarach gwiazdowych, takich jak gromady kuliste. „Można zdefiniować specjalną rodzinę dynamicznych połączeń, która wyraźnie różni się od połączeń w odizolowanych obszarach” – wyjaśnia Manuel Arca Sedda.

Fuzję czarnej dziury z gwiazdą neutronową zaobserwowano po raz pierwszy w obserwatoriach fal grawitacyjnych w sierpniu 2019 roku. Jednak obserwatoria optyczne na całym świecie nie były w stanie zlokalizować elektromagnetycznego odpowiednika w regionie, z którego pochodził sygnał fali grawitacyjnej, co sugeruje, że czarna dziura całkowicie pochłonęła gwiazdę neutronową, nie niszcząc jej wcześniej. Jeżeli zostanie to potwierdzone, może to być pierwsza obserwacja połączenia się czarnej dziury z gwiazdą neutronową wykryte w gęstym środowisku gwiazdowym, jak to opisał dr Arca Sedda.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 maja 2020

Polarymetryczna próba mapowania pola magnetycznego w Mgławicy Oriona

Obłok Molekularny Oriona 1 (OMC-1) jest częścią Mgławicy Oriona i jednym z najbardziej masywnych obszarów gwiazdotwórczych w sąsiedztwie Słońca. Gaz i pył w OMC-1 działają jak żłobek dla młodych gwiazd, zapewniając materię niezbędną do ich rozwoju. Jako tak bliski i duży gwiezdny żłobek, OMC-1 jest łatwo dostępnym i ważnym laboratorium do badania wciąż tajemniczych warunków otaczających, które zachęcają do formowania się gwiazd. Badanie zespołu przyczynia się do zrozumienia procesów powstawania gwiazd poprzez określenie pola magnetycznego i właściwości pyłu OMC-1 za pomocą polarymetrii.


OMC-1 jest szczególnie interesującym celem dla pomiarów pola magnetycznego oraz pyłu ze względu na zmienność struktury w obłoku. Przed OMC-1 znajduje się region HII zjonizowany przez stosunkowo młodą grupę gwiazd, gromada Trapez. Po zachodniej stronie OMC-1 znajduje się mgławica Kleinman-Low (KL) oraz obiekt Becklin-Neugebauer (BN). Mgławica KL jest skupiskiem gazu molekularnego i pyłu z gromadą masywnych gwiazd w środku, z których najjaśniejszy jest obiekt BN. W podczerwieni mgławica KL wydaje się eksplodować, ponieważ wiatry gwiazdowe pochodzące z masywnych gwiazd podgrzewają otaczający gaz. Południowo-wschodni region OMC-1 zawiera Pas Oriona, region fotodysocjacji, który jest zimny, neutralny i tworzy podział między regionem HII i gazem molekularnym. Funkcje te przyczyniają się do złożonej struktury pola magnetycznego w OCM-1, którą autorzy pracy mapują za pomocą pomiarów polarymetrycznych.

Wszyscy słyszeli o spolaryzowanych okularach przeciwsłonecznych, które blokują światło słoneczne i zmniejszają odblaski. Myśląc o świetle jako fali, porusza się ona w jednym kierunku i oscyluje w dwóch płaszczyznach prostopadłych do tego kierunku podróży. Spolaryzowane okulary przeciwsłoneczne  blokują jedną z tych płaszczyzn wibracji i pozwalają tylko połowie światła przenikać przez soczewki.

Pomiary polaryzacji w astronomii działają podobnie. W opublikowanej pracy naukowcy przyjrzeli się promieniowaniu podczerwonemu emitowanemu z pyłu, ale gwiazdy i inne źródła mogą emitować światło spolaryzowane. W przypadku pyłu, podstawowe pojęcia dotyczące polaryzacji pozostają takie same, jak w przypadku blokowania światła za pomocą okularów przeciwsłonecznych. Jednak zamiast blokować światło, pył faktycznie emituje światło, które ma jedną płaszczyznę wibracji jaśniejszą od drugiej. Wiele teorii sugeruje, że pył reguluje swoją drugą oś prostopadłą do pola magnetycznego, więc mierząc kierunek polaryzacji, możemy wywnioskować kierunek pola magnetycznego!

Autorzy artykułu wykorzystali przyrząd HAWC+ znajdujący się na pokładzie obserwatorium stratosferycznego SOFIA, aby przyjrzeć się emisji pyłu w OMC-1 w podczerwieni. Mierzyli całkowity przepływ i polaryzację na czterech różnych długościach fali. Co ciekawe, odkryli, że na mniejszych długościach fali kierunek pola magnetycznego w pobliżu obiektów BN/KL różni się radykalnie od otaczającego je regionu. Autorzy odkryli również, że kierunek pola magnetycznego w Pasie Oriona różni się znacznie od innych w OMC-1, a siła pola magnetycznego i temperatura pyłu są najwyższe w pobliżu wybuchu BN/KL.

Dlaczego więc kierunek i siły pola magnetycznego są różne w całym regionie OMC-1? Autorzy proponują kilka interesujących wyjaśnień. Możliwe, że eksplozja wiatrów gwiazdowych, z której pojawiła się mgławica KL, skompresowała pole magnetyczne przeciwnie do wyrzucanej przez nią materii, tworząc wyraźnie inny kierunek pola magnetycznego, który widzimy na krótszych długościach fali. A dlaczego nie widzimy takiej samej kompresji na dłuższych falach? Dłuższe fale są emitowane przez zimniejszy pył, który prawdopodobnie znajduje się poza zasięgiem wybuchu! Autorzy podają również wyjaśnienie zmiany kierunku pola magnetycznego wzdłuż Pasa Oriona: pole magnetyczne Pasa może przebiegać równolegle do jego dłuższego boku. Gdy wektor pola magnetycznego wzdłuż Pasa zostanie dodany do wektora pola magnetycznego w otaczającym obszarze, prawdopodobnie się skasuje.

Te spostrzeżenia na temat struktury pola magnetycznego OMC-1 pokazują siłę polaryzacji w astronomii, a instrument HAWC+ będzie kontynuował czynienie podobnych pomiarów bardziej powszechnymi dla obłoków molekularnych. Ponieważ obłoki molekularne działają jak gwiezdne żłobki, poznanie ich właściwości (takich, jak kierunek i siła ich pola magnetycznego) zapewnia naukowcom lepsze zrozumienie procesów gwiazdotwórczych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 maja 2020

Odkrywanie związku między supernowymi typu Ia a mgławicami planetarnymi

Przejściowe zdarzenia, takie jak energetyczne wybuchy gwiazd i chaotyczne połączenia, eksponują zmienność kosmosu. Pomimo ich gwałtownego charakteru wydarzenia te wzbogacają puste przestrzenie cennymi składnikami niezbędnymi do narodzin nowych gwiazd.


Chociaż ścieżka ewolucyjna każdej nowo narodzonej gwiazdy jest unikatowa, początkowy warunek, który powoduje jej ostateczną śmierć, jest jednolity - fuzja wodoru w ich jądrach się wyczerpuje. W przypadku gwiazd lżejszych niż 8 mas Słońca jądra te stają się zdominowane przez hel i zaczynają się kurczyć. Wraz ze wzrostem temperatury i kurczeniem się, węgiel i tlen zasiedlają ten region. Następnie wokół centrum gwiazdy powstają powłoki wodoru i helu, a gradient temperatury indukuje rozprzestrzenianie impulsów termicznych. W konsekwencji zewnętrzne warstwy gwiazdy są usuwane w burzliwym procesie.

W ciągu tych zdarzeń jądro się kurczy, dopóki nie zacznie się ciśnienie degeneracji elektronowej i powstanie gęsty biały karzeł. Biały karzeł następnie jonizuje usuniętą materię gwiezdną, a także lokalne środowisko okołogwiazdowe. To, co powstanie, uznawane jest za mgławicę planetarną.

W wielu przypadkach jest to tylko akt pośredni w ramach znacznie większego zdarzenia.

Jeżeli ma towarzysza, często czerwonego karła, biały karzeł może zacząć wysysać z niego materię. Jeżeli zgromadzi wystarczającą masę i przekroczy granicę Chandrasekhara (1,44 masy Słońca), ciśnienie degeneracji elektronów załamie się w pojedynku z grawitacją i gwiazda wybuchnie w dramatycznym zdarzeniu supernowej typu Ia (SN Ia). Podczas gwiezdnych fajerwerków fale uderzeniowe są wyrzucane w głąb przestrzeni i mogą osiągnąć do 6% prędkości światła. Wyrzucona materia oraz zamiatana przez wybuch materia międzygwiazdowa tworzą pozostałość po supernowej.

Podczas, gdy zdarzenia SN Ia zostały dokładnie zbadane, właściwości gwiazdy towarzyszącej, dynamika akrecji układu protoplasty i cechy końcowej eksplozji pozostają nieprzekonywujące. Aby rozwiązać ten problem, autorzy artykułu analizują morfologię pozostałości po supernowych typu Ia oraz ich wpływ na otaczające środowisko okołogwiazdowe.

Naukowcy rozpatrują pozostałość po słynnej supernowej Keplera (SN 1604) oraz jej wpływ na otaczające środowisko okołogwiazdowe.

Istniejące modele tej pozostałości sugerują, że gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów (gwiazda AGB), która przeżyła zdarzenie supernowej emituje wiatry silnie oddziałujące z ośrodkiem międzygwiazdowym w północnym regionie pozostałości, wytwarzając również płaty boczne. Nie znaleziono jednak dowodów obserwacyjnych potwierdzających te twierdzenia – nie wykryto gwiazd AGB w pozostałości po supernowej Keplera.

Autorzy pracy badają pomysł, że w mgławicach planetarnych występuje część SN Ia (a nie gwiazda AGB) tworzących się w układzie protoplasty i przede wszystkim oddziałuje z nimi. W swoich modelach uwzględniają opóźnienie czasowe między powstaniem mgławicy planetarnej (tj. białym karłem jonizującym ośrodek międzygwiazdowy) a ostateczną eksplozją SN Ia.

Zespół przeprowadził trzy różne symulacje:
SN Ia występująca jednocześnie z formowaniem się towarzyszącego białego karła (opóźnienie czasowe równe 0)
z opóźnieniem czasowym wynoszącym 2 mln lat po uformowaniu się białego karła
z opóźnieniem czasowym wynoszącym 8 mln lat po uformowaniu się białego karła

Pierwszy model pokazuje dwubiegunową mgławicę planetarną w układzie protoplasty. W tym modelu nie ma opóźnienia czasowego między SN Ia a formowaniem się towarzyszącego białego karła. Wyniki pokazują, że tworzy się wewnętrzne wgłębienie i jest otoczone gęstym halo mgławicy. W drugim modelu, z opóźnieniem wynoszącym 2 mln lat, wysoki pęd promieniowania modelowanych szybkich wiatrów powoduje, że ośrodek międzygwiazdowy rozszerza się i tworzy wgłębienie o niskiej gęstości wokół układu protoplasty. Wreszcie trzeci model przedstawia ośrodek międzygwiazdowy przechodzący z trybu zasilania ciśnieniem w tryb zasilania pędem, który zmusza ośrodek międzygwiazdowy do zapadnięcia się pod ciśnieniem otaczającego ośrodka, prowadząc do bardziej jednorodnego układu.

Wyniki symulacji są skuteczne w tworzeniu niektórych cech morfologicznych obserwowanych w pozostałości po supernowej Keplera. Jednak, aby zoptymalizować swoje wyniki, badacze wprowadzili do modelu obserwowany ruch układu, a także szacowaną energię wyrzutu oraz masę i prędkość pozostałości.

Wyniki tego badania są intrygujące. Autorzy przedstawili mocne wstępne dowody na to, że mgławica planetarna mogła być członkiem układu progenitora supernowej Keplera, a nie gwiazdą AGB. Ich zdolność do odtworzenia morfologii pozostałości i otaczającego ośrodka międzygwiazdowego sugeruje, że może być konieczny alternatywny mechanizm do wyjaśnienia właściwości tej SN Ia i ewentualnie innych. Na przykład modele drugi i trzeci przedstawione w tym badaniu odzwierciedlają również złożone cechy morfologiczne innych supernowych, takich jak Tycho (SN 1572) i RCW 86, supernowej zaobserwowanej w 185 roku w pobliżu gwiazdy Alfa Centauri! Ostatecznie pokazane tutaj procesy dostarczają cennego wglądu w rolę mgławic planetarnych w ewolucji SN Ia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 maja 2020

Odkryto egzoplanetę, której rozmiar i orbita zbliżone są do ziemskich

Astronomowie z University of Canterbury znaleźli niezwykle rzadką egzoplanetę – super-Ziemię, która okrąża karła lub brązowego karła znajdującego się w odległości ok. 25 000 lat świetlnych stąd w kierunku centrum Galaktyki. Planeta jest jedną z niewielu dotąd odkrytych, których rozmiar i orbita są porównywalne z Ziemią.


Gwiazda ma zaledwie 10% masy Słońca a planeta – 3,96 masy Ziemi. Krąży wokół swojej gwiazdy macierzystej w odległości ok. 0,7 jednostki astronomicznej (między orbitą Wenus i Ziemi w Układzie Słonecznym). Ponieważ gwiazda ma masę mniejszą niż Słońce, rok na tej planecie trwałby 617 dni.

Nowa egzoplaneta jest jedną z niewielu odkrytych planet pozasłonecznych, których zarówno wielkość jak i orbita są tak podobne do ziemskiej. Odkrycia dokonano korzystając z techniki mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Efekt mikrosoczewkowania jest rzadki – tylko około jedna na milion gwiazd w galaktyce jest „dotknięta” nim w danym momencie. Co więcej, ten rodzaj obserwacji nie jest powtarzany, a prawdopodobieństwo złapania w tym samym czasie planety jest bardzo niskie.

To konkretne zdarzenie mikrosoczewkowania grawitacyjnego zaobserwowano w 2018 roku i oznaczono jako OGLE-2018-BLG-0677. Zostało wykryte niezależnie przez program OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) oraz przez koreańską sieć KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network), w których wykorzystano teleskopy w Chile, Australii i Południowej Afryce.

Projekt OGLE ma na celu wykrywanie i obserwację zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Jest prowadzony w Las Campanas Observatory w Chile przez naukowców z Uniwersytetu Warszawskiego pod kierunkiem prof. Andrzeja Udalskiego. Projekt został zapoczątkowany przez prof. Bohdana Paczyńskiego, który to w latach ‘80 ubiegłego stulecia zaproponował metodę mikrosoczewkowania grawitacyjnego do poszukiwania słabo świecących obiektów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 maja 2020

Nowe informacje na temat eksplodujących masywnych gwiazd

W niedawno opublikowanym badaniu naukowcy przeprowadzili symulację trzech supernowych związanych z zapadnięciem się jądra masywnej gwiazdy, wykorzystując do tego celu superkomputery znajdujące się w Australii. Modele symulacyjne – dotyczące wybuchów gwiazd o masach 39, 20 i 18 mas Słońca – dostarczyły nowych informacji na temat eksplodujących masywnych gwiazd i nowej generacji detektorów fal grawitacyjnych.


Tego rodzaju supernowe są efektem wybuchu bardzo masywnych gwiazd pod koniec ich życia. Są jednymi z najbardziej świecących obiektów we Wszechświecie i są miejscem narodzin czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Wykryte fale grawitacyjne pochodzące od tych supernowych pomogą naukowcom lepiej zrozumieć astrofizykę czarnych dziur i gwiazd neutronowych.

Aby wykryć na falach grawitacyjnych supernową związaną z zapadającym się jądrem masywnej gwiazdy, naukowcy muszą przewidzieć, jak będzie wyglądał sygnał takiej fali grawitacyjnej. Do wykonania symulacji tych kosmicznych eksplozji używane są superkomputery, co pomoże zrozumieć ich skomplikowaną fizykę. Pozwala to naukowcom przewidzieć, co zarejestrują detektory, gdy gwiazda wybuchnie, oraz jej obserwowalne właściwości.

W badaniu symulacje trzech eksplodujących masywnych gwiazd śledzą działanie silnika supernowej przez długi czas – jest to ważne dla dokładnego prognozowania mas gwiazd neutronowych i obserwowalnej energii wybuchu.

Modele dwóch najmasywniejszych gwiazd wytwarzają energetyczne eksplozje zasilane przez neutrina, ale najmniejsza z trzech modelowanych gwiazd nie wybuchła. Gwiazdy, które nie eksplodują, emitują fale grawitacyjne o niższej amplitudzie, ale częstotliwość ich fal grawitacyjnych leży w najbardziej czułym zakresie detektorów tych fal.

Naukowcy po raz pierwszy pokazali, że rotacja gwiazdy zmienia zależność między częstotliwością fali grawitacyjnej a właściwościami nowo powstającej gwiazdy neutronowej.

Modele szybko wirujących gwiazd wykazały duże amplitudy fali grawitacyjnej, które sprawiłyby, że eksplodująca gwiazda byłaby wykrywalna z odległości prawie 6,5 mln lat świetlnych przez detektory następnej generacji, takie jak teleskop Einsteina.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 maja 2020

Sprawa brakującego tlenku węgla

Planety rozpoczynają swoje życie w dyskach okołogwiazdowych złożonych z gazu i materii, więc zrozumienie tych tzw. dysków protoplanetarnych jest kluczem do zrozumienia procesów formowania się planet. Jedną z interesujących cech dysków protoplanetarnych jest to, że zawierają mniej tlenku węgla niż typowy ośrodek międzygwiezdny. Kiedy i jak powstaje ten deficyt?


Tlenek węgla (CO) jest jednym z najczęściej występujących w kosmosie związków i może być wykorzystany do śledzenia innych związków chemicznych wraz ze strukturą i rozkładem masy obiektów. Wydaje się jednak, że dyskom protoplanetarnym brakuje CO w zaskakującym stopniu w stosunku do ośrodka międzygwiezdnego. Tlenek węgla może zostać zniszczony przez procesy chemiczne lub zamrożony ze stanu gazowego, ale te same mechanizmy nie są w stanie wyjaśnić deficytu CO widocznego w dyskach protoplanetarnych.

Dyski protoplanetarne są rozwiniętą formą dysków protogwiazdowych, które powstają, gdy obłok gazu zapada się, by urodzić gwiazdę. Czy tlenek węgla może rozproszyć się na tym wcześniejszym etapie dysku protogwiazdowego? A może do jego wyczerpania dochodzi tylko wtedy, gdy dysk jest starszy?

To pytanie uzasadniło ostatnie badanie przeprowadzone przez grupę naukowców pod kierownictwem Ke Zhang (University of Michigan). Zhang i jej współpracownicy wykorzystali obserwacje radiowe trzech młodych (mających mniej niż milion lat) dysków protogwiazdowych aby zmierzyć ich poziom CO i porównać je z typowym ośrodkiem międzygwiezdnym.

Naukowcy wybrali dyski na podstawie tego, czy ich strukturę można zobaczyć w obserwacjach radiowych. Szukali trzech różnych form tlenku węgla, które łącznie z modelami mogłyby badać zawartość CO w całym dysku. Do dopasowania dysków zastosowano różne modele, z dostosowaniem takich parametrów, jak stosunek gazu do pyłu i poziomy wodoru molekularnego.

Zespół stwierdził, że zawartość CO we wszystkich trzech dyskach protogwiazdowych jest podobna do zawartości w ośrodku międzygwiezdnym. To stawia je na wyższym poziomie w stosunku do dysków starszych niż milion lat.

Co to oznacza dla problemu braku CO? Wydaje się, że spadek tlenku węgla występuje po około milionie lat. Oznacza to, że proces zubożenia CO przebiega dość szybko – w skali astronomicznej – i nakłada ścisłe ograniczenia na odpowiedzialne za nie mechanizmy, a także ogranicza zubożenie w dysku a nie w otaczającej powłoce opadającego gazu.

Rozwiązanie zagadki może wymagać zbadania kombinacji procesów fizycznych i chemicznych, a także obserwacji większej próbki dysków protogwiazdowych. Tak czy inaczej, CO nadal jest użyteczną molekułą do znajdowania (lub nie znajdowania) w kosmosie!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 maja 2020

Naukowcy znajdują nowe wskazówki dotyczące czarnych dziur o masach pośrednich

Zespół naukowców opublikował niedawno badanie ukazujące coś nieoczekiwanego w kwestii czarnych dziur: czarne dziury o masie pośredniej z orbitalnym ruchem precesyjnym powinny być łatwiejsze do wykrycia niż te na standardowych orbitach.


Czarne dziury to obszary czasoprzestrzeni, z których nic, nawet światło, nie może się wydostać. Są to zwłoki martwych gwiazd, które zapadły się pod własnym ciężarem po wyczerpaniu całego swojego paliwa. Tak jak archeologia pomaga nam zrozumieć, jak żyły dinozaury, tak badanie czarnych dziur pomaga nam zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy powstały, ewoluowały i umarły.

Kiedy dwie czarne dziury się zderzają, uwalniają niewiarygodne ilości energii w postaci fal grawitacyjnych, tworząc najpotężniejsze burze czasoprzestrzenne. Obserwując te fale, naukowcy mogą badać najbardziej podstawowe właściwości grawitacji.

Czarne dziury można klasyfikować według ich masy - zidentyfikowano dwa różne rodzaje: czarne dziury o masie kilkakrotnie większej niż Słońce oraz supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrach większości galaktyk, mające masę miliardy razy większą od Słońca.

Czarne dziury o masie pośredniej są nieuchwytnym brakującym ogniwem. Pomimo pośrednich dowodów na ich istnienie, naukowcy nie potwierdzili jeszcze jednoznacznie obserwacji tych obiektów. Znalezienie ich pomogłoby wyjaśnić tajemnicę, w jaki sposób czarne dziury o masie gwiazdowej mogą ewoluować do postaci supermasywnych czarnych dziur.

Współpracujące ze sobą zespoły LIGO i Virgo szukały kolizji czarnych dziur o masach pośrednich podczas pierwszego i drugiego cyklu obserwacyjnego, od 2015 do 2018 roku, ale niczego nie znalazły. Z drugiej strony brak detekcji pozwala naukowcom potwierdzić, ile takich kolizji wydarzy się we Wszechświecie.

Aby to osiągnąć, naukowcy w badaniach najpierw określili możliwą do zaobserwowania odległość tych zderzeń za pomocą symulacji superkomputera. Sygnały fali grawitacyjnej generowane w wyniku kolizji zostały zarejestrowane i uwzględnione w danych aby ocenić szybkość ich odzyskiwania w algorytmach wyszukiwania.

Wykonując podobne badania, naukowcy zawsze zakładali, że zderzające się czarne dziury zbliżają się do siebie ze stałą płaszczyzną orbity. Istnieje jednak inna możliwa sytuacja, gdzie czarne dziury poruszają się po orbicie precesyjnej.

Naukowcy odkryli, że tego rodzaju kolizje można zaobserwować z większej odległości, co pozwala im lepiej ograniczyć liczbę zderzeń czarnych dziur. Oznacza to również, że te czarne dziury mogą być łatwiejsze do wykrycia, jeżeli poruszają się po orbicie precesyjnej niż te na standardowej orbicie, co czyni je lepszymi kandydatami do pierwszego wykrycia czarnych dziur o masach pośrednich.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 maja 2020

Brązowy karzeł z pasami chmur jak na Jowiszu

Brązowe karły, często nazywane „nieudanymi gwiazdami”, ważą do 80 mas Jowisza, jednak ich grawitacja zagęszcza je do średnicy mniejszej niż nasz gazowy olbrzym. I podobnie jak Jowisz, brązowe karły mogą posiadać chmury i pogodę. Astronomowie znaleźli dowody na to, że najbliższy znany nam brązowy karzeł, Luhman 16A, ma pasma chmur podobne do tych, jakie ma Jowisz. Natomiast towarzyszący mu brązowy karzeł Luhman 16B wykazuje oznaki niejednolitych chmur.



Zespół astronomów odkrył, że najbliższy nam brązowy karzeł – Luhman 16A – wykazuje oznaki pasm chmur podobnych do tych, jakie widzimy na Jowiszu czy Saturnie. Po raz pierwszy naukowcy zastosowali technikę polarymetrii do określenia właściwości chmur atmosferycznych obiektu poza Układem Słonecznym.

Brązowe karły są obiektami cięższymi od planet, ale lżejszymi od gwiazd i zazwyczaj mają masy mieszczące się w przedziale pomiędzy 13 a 80 mas Jowisza. Luhman 16A jest częścią układu podwójnego złożonego z dwóch brązowych karłów. W odległości do 6,5 roku świetlnego jest to trzecie, po Alfa Centauri i Gwieździe Barnarda, najbliższy nam układ. Obydwa brązowe karły ważą około 30 razy więcej niż Jowisz.

Pomimo faktu, że Luhman 16A i 16B mają podobne masy i temperatury (ok. 1000o C) i prawdopodobnie powstały w tym samym czasie, wykazują wyraźnie różną pogodę. Luhman 16B nie wykazuje żadnych oznak stacjonarnych pasm chmur a bardziej nieregularnych. Luhman 16B ma zatem zauważalne zmiany jasności w wyniku zachmurzenia, w przeciwieństwie do Luhman 16A.

Naukowcy wykorzystali instrumenty VLT do badania spolaryzowanego światła z układu Luhman 16. Kiedy światło odbija się od cząsteczek, może sprzyjać określonemu kątowi polaryzacji. Mierząc preferowaną polaryzację światła z odległego układu, astronomowie mogą wywnioskować obecność chmur bez bezpośredniego rozdzielania struktury chmur  brązowego karła.

„Aby określić, co światło napotkało na swojej drodze, porównaliśmy obserwacje z modelami o różnych właściwościach: atmosfery brązowych karłów z masywnymi pokładami chmur, smugowatymi pasmami chmur, a nawet brązowe karły, które są spłaszczone ze względu na swój szybki ruch wirowy. Odkryliśmy, że tylko modele z pasmami chmur mogą pasować do naszych obserwacji Luhman 16A” – wyjaśnia Theodora Karalidi z University of Central Florida w Orlando na Florydzie, członek zespołu odkrywców.

Technika polarymetrii nie ogranicza się do brązowych karłów. Może być stosowana także do egzoplanet krążących wokół odległych gwiazd. Atmosfera gorących egzoplanet – gazowych olbrzymów – jest podobna do atmosfery brązowych karłów. Chociaż pomiar sygnału polaryzacji z egzoplanet będzie trudniejszy ze względu na ich relatywną słabość i bliską odległość od gwiazdy, informacje uzyskane z brązowych karłów mogą potencjalnie wpłynąć na przyszłe badania.

Przyszły teleskop Jamesa Webba będzie w stanie badać układy takie jak Luhman 16, aby znaleźć oznaki zmian jasności w świetle podczerwonym, które wskazuje na właściwości chmur. Teleskop WFIRST zostanie wyposażony w koronograf, który może prowadzić polarymetrię i może wykrywać olbrzymie egzoplanety w odbijanym świetle i ewentualne oznaki chmur w ich atmosferze.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 maja 2020

Nowe prawdopodobne wyjaśnienie dziwnego połączenia się czarnych dziur

Naukowcy odkrywają alternatywne wyjaśnienie niedawno ogłoszonego zdarzenia połączenia się czarnych dziur.


12 kwietnia 2019 roku LIGO i Virgo wykryły fale grawitacyjne – zmarszczki w czasoprzestrzeni – pochodzące z niezwykłego kosmicznego zdarzenia, w którym dwie czarne dziury się połączyły. W przeciwieństwie do poprzednich dziesięciu ogłoszonych tego typu zdarzeń, w których obie czarne dziury mogły mieć zbliżone lub takie same masy, w GW190412 (taką nazwę otrzymało) uczestniczyły czarne dziury o zdecydowanie różnych masach, gdzie ta cięższa była prawdopodobnie 3-4 razy masywniejsza od lżejszej.

Ponadto, w artykule opublikowanym 19 kwietnia 2020 roku podano, że co najmniej jedna z tych czarnych dziur musiała wirować. Jednak fale grawitacyjne nie pozwalają na dokładny pomiar poszczególnych spinów. Można zmierzyć tylko określoną kombinację spinu. Dlatego, aby mówić o poszczególnych spinach, należy przyjąć założenia oparte na modelach naukowych. Naukowcy informują w swoim artykule, że cięższa, pierwotna czarna dziura może wirować i że ma umiarkowany spin.

W ciągu 24 godzin od ogłoszenia odkrycia, inni naukowcy napisali dokument uzupełniający, w którym zmotywowani najlepszymi obecnie modelami ewolucji masywnych gwiazd w układach podwójnych, argumentowali, że „cięższa” czarna dziura w tym układzie bardzo powoli wiruje, podczas gdy „lżejsza” wiruje bardzo szybko, w tym samym kierunku co ruch orbitalny.

Naukowcy z drugiego zespołu twierdzą, że jeżeli izolowane pary gwiazd krążące wokół siebie rodzą łączące się czarne dziury, naturalnie tworzą pierworodne, cięższe czarne dziury, które wirują bardzo wolno. Zanim gwiazda utworzy czarną dziurę, przekształci się w olbrzyma z gazową otoczką. Kiedy tak się stanie, gwiazda zwolni. Gdy otoczka zostanie zdmuchnięta przez ekstremalne siły pływowe wywierane przez drugą gwiazdę w układzie, rdzeń centralny będzie wirował powoli aby ostatecznie zapaść się w wolno wirującą czarną dziurę.

Ten sam proces powinien dotyczyć także gwiazdy lżejszej, powstałej jako druga, która ostatecznie zapada się w lżejszą czarną dziurę. Jednak gdy druga gwiazda traci gazową otoczkę, separacja układu może być wystarczająco mała, aby umożliwić nagiemu rdzeniu gwiazdy wirowanie przez „blokowanie pływowe”.

Blokowanie pływowe ma miejsce, gdy pływy od orbitującego towarzysza wymuszają okres orbitalny obiektu w celu dopasowania go do czasu potrzebnego na pełną orbitę układu podwójnego. Ma to miejsce na przykład w przypadku zablokowania pływowego Księżyca przez Ziemię. Okres obrotu Księżyca wokół własnej osi jest równy okresowi obiegu wokół Ziemi. Dlatego też Księżyc jest zwrócony zawsze tą samą stroną do Ziemi.

Czasami zatem druga (lżejsza) czarna dziura może zwiększyć spin i wirować szybciej. Naukowcy uważają, że jest tak również w przypadku zdarzenia GW190412. Układy takie powinny także łączyć się wkrótce po powstaniu, ponieważ blokowanie pływowe nastąpi tylko w bardzo ciasnych układach podwójnych.

Chociaż trudno jest potwierdzić tę interpretację, wykrywane w przyszłości zdarzenia łączenia się czarnych dziur pozwolą na dokładniejsze sprawdzenie tego modelu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

2 maja 2020

Zaobserwowano nowo powstały dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury

Wszechświat ukazuje nam różne sposoby śmierci gwiazd. Obserwujemy implozje, eksplozje i łączenia się gwiazd, jednak zdarzenie rozerwania pływowego (TDE) jest jednym z najbardziej burzliwych spektakli zniszczenia gwiazd, jakie do tej pory odkryliśmy. To chwilowe zjawisko zaczyna się od tego, że gwiazda krąży wokół supermasywnej czarnej dziury (SMBH) w centrum galaktyki. Nieświadoma zbliżającego się losu, gwiazda przechodzi coraz bliżej sfery wpływu grawitacyjnego SMBH, a siły pływowe zaczynają niszczyć jej strukturę. Teraz gwiazda zostaje rozerwana na strzępy a jej gaz stworzy dysk akrecyjny. Gdy fragmenty gwiazdy wpadną do centralnej czarnej dziury, spowoduje to gwałtowny wybuch promieniowania.


Chociaż naukowcy wykryli dotąd prawie 100 zjawisk rozerwania pływowego, natura tego, w jaki sposób gwiazda jest rozrywana i tworzy dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury, nadal pozostaje pytaniem otwartym. Przewidywania teoretyczne z ostatnich dwóch dziesięcioleci sugerują, że ten opad gazu z rozrywanej gwiazdy może być jednoznacznie rozpoznawalny w obserwacjach spektroskopowych, na przykład poprzez wykrycie podwójnego piku linii emisji H-alfa, która powstaje z wodoru konsumowanego przez SMBH. Teraz coś takiego zostało zaobserwowane.

Autorzy w swojej pracy przedstawiają pierwsze pewne wykrycie nowo utworzonego dysku akrecyjnego wokół SMBH. Odkryta eksplozja to TDE o nazwie Astronomical Transient (AT) 2018hyz, które zespół obserwował przez 300 dni po wykryciu eksplozji.

Ten znakomity pokaz akrecji wokół SMBH pozwolił autorom pracy precyzyjnie modelować parametry fizyczne TDE, takie jak prędkość, orientacja, nachylenie i ekscentryczność akreującego gwiezdnego gazu. W badaniach autorzy dopasowali szczytową emisję H-alfa w widmach AT 2018hyz do wieloskładnikowego modelu. Ich modelowanie ujawniło szczególnie, że TDE 2018hyz zaobserwowano przy wystarczająco dużym kącie nachylenia, aby pozwolić na wykrycie profili linii z podwójnym pikiem – bezpośredniego podpisu widocznego dysku akrecyjnego.

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...