31 sierpnia 2020

Hubble mapuje olbrzymie halo wokół galaktyki Andromedy

W nowym badaniu naukowcy zmapowali olbrzymią otoczkę gazu, zwaną halo, otaczającą galaktykę Andromedy, naszego najbliższego dużego galaktycznego sąsiada. Naukowcy byli zaskoczeni gdy odkryli, że to cienkie, prawie niewidoczne halo rozproszonej plazmy rozciąga się 1,3 mln lat świetlnych od galaktyki – mniej więcej połowa drogi do naszej Drogi Mlecznej – i aż do 2 mln lat świetlnych w niektórych kierunkach. Oznacza to, że halo Andromedy już wpada w halo naszej własnej galaktyki.



Odkryli również, że halo ma strukturę warstwową, z dwiema głównymi zagnieżdżonymi i odrębnymi powłokami gazu. Jest to najbardziej wszechstronne badanie halo otaczającego galaktykę.

„Zrozumienie ogromnych halo otaczających galaktyki jest niezwykle ważne. Ten rezerwuar gazu zawiera paliwo dla przyszłego formowania się gwiazd w galaktyce, a także wypływów ze zdarzeń, takich jak np. supernowe. Zawiera wiele wskazówek dotyczących przeszłej i przyszłej ewolucji galaktyki i wreszcie jesteśmy w stanie szczegółowo zbadać ją u naszego najbliższego galaktycznego sąsiada” – wyjaśnia współbadaczka Samantha Berek z Uniwersytetu Yale w New Haven w stanie Connecticut.

„Odkrywamy, że wewnętrzna powłoka, która rozciąga się na około pół mln lat świetlnych, jest znacznie bardziej złożona i dynamiczna. Zewnętrzna powłoka jest gładsza i cieplejsza. Ta różnica prawdopodobnie jest wynikiem wpływu aktywności supernowej na dysk galaktyki, który ma z kolei bezpośredni wpływ na wewnętrzne halo” – wyjaśnił kierownik badań Nicolas Lehner z University of Notre Dame w Indianie.

Znakiem rozpoznawczym tego działania jest odkrycie przez zespół dużej ilości ciężkich pierwiastków w gazowym halo Andromedy. Cięższe pierwiastki są gotowane we wnętrzach gwiazd, a następnie wyrzucane w kosmos – czasami gwałtownie, gdy gwiazda umiera. Następnie, w wyniku gwiezdnych eksplozji, halo zostaje zanieczyszczone tą materią.

Galaktyka Andromedy, znana również jako M31, jest majestatyczną spiralą prawdopodobnie mającą nawet 1 bilion gwiazd i wielkość porównywalną z naszą Drogą Mleczną. Znajdując się w odległości 2,5 mln lat świetlnych jest tak blisko nas, że na niebie galaktyka wygląda jak smuga światła w kształcie cygara. Gdyby jej gazowe halo można było zobaczyć nieuzbrojonym okiem, byłoby około 3 razy szersze od Wielkiego Wozu. Byłby to z pewnością największy element nocnego nieba.

W ramach programu o nazwie Projekt AMIGA (Absorption Map of Ionized Gas in Andromeda – mapa absorpcji zjonizowanego gazu w Andromedzie) naukowcy zbadali światło pochodzące od 43 kwazarów – bardzo odległych, jasnych jąder aktywnych galaktyk zasilanych przez czarne dziury – znajdujących się daleko poza Andromedą. Kwazary są rozproszone za halo, co umożliwia naukowcom badanie wielu regionów. Patrząc przez halo na światło kwazarów, zespół zaobserwował, jak to światło jest absorbowane przez halo Andromedy i jak zmienia się ta absorpcja w różnych regionach. Ogromne halo Andromedy składa się z bardzo rzadkiego i zjonizowanego gazu, który nie emituje łatwo wykrywalnego promieniowania. Dlatego śledzenie pochłaniania światła pochodzącego ze źródła tła jest lepszym sposobem sondowania tej materii.

Naukowcy wykorzystali wyjątkową zdolność spektrografu Hubble’a COS (Cosmic Origins Spectrograph) do badania promieniowania ultrafioletowego z kwazarów. Promieniowanie ultrafioletowe jest pochłaniane przez ziemską atmosferę, co uniemożliwia obserwacje za pomocą teleskopów naziemnych. Zespół wykorzystał COS do wykrycia zjonizowanego gazu z węgla, krzemu i tlenu. Atom zostaje zjonizowany, gdy promieniowanie usunie z niego jeden lub więcej elektronów.

Halo Andromedy było już wcześniej badane przez zespół Lehnera. W 2015 roku odkryli, że jest ono duże i masywne. Ale było niewiele śladów jego złożoności; teraz jest odwzorowane bardziej szczegółowo, co prowadzi do znacznie dokładniejszego określenia jego rozmiaru i masy.

Ponieważ żyjemy wewnątrz Drogi Mlecznej, naukowcy nie są w stanie z łatwością zinterpretować sygnatury halo naszej własnej galaktyki. Jednak uważają, że halo Andromedy i Drogi Mlecznej muszą być bardzo podobne, ponieważ te dwie galaktyki są dość do siebie podobne. Obie znajdują się na kursie kolizyjnym i połączą się, tworząc olbrzymią galaktykę eliptyczną. Rozpocznie się ono za 4 mld lat.

Naukowcy zbadali gazowe halo z bardziej odległych galaktyk, ale są one znacznie mniejsze na niebie, co oznacza, że liczba wystarczająco jasnych kwazarów tła potrzebnych do zbadania halo wynosi zwykle tylko jeden na galaktykę. Dlatego przestrzenne informacje zasadniczo są tracone. Dzięki bliskiej odległości od Ziemi gazowe halo Andromedy na niebie jest duże, co pozwala na uzyskanie znacznie większej ilości próbek.

Andromeda jest jedyną galaktyką we Wszechświecie, dla której można przeprowadzić ten eksperyment teraz, i tylko przy użyciu Hubble’a. Jedynie przy pomocy przyszłego teleskopu kosmicznego czułego na promieniowanie UV naukowcy będą mogli rutynowo przeprowadzać tego typu eksperymenty poza około 30 galaktykami wchodzącymi w skład Grupy Lokalnej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

30 sierpnia 2020

Możliwości wynikające z nowo odkrytego układu planetarnego

Mniej niż 250 lat świetlnych od Ziemi znajdują się dwie nowo odkryte planety okrążające gwiazdę podobną do naszej własnej. Nowe badanie przedstawia te odkrycia i bada, czego możemy się nauczyć z przyszłych obserwacji ich pękatych atmosfer.


Identyfikacja idealnych celów
Misja TESS została zaprojektowana specjalnie do poszukiwania tranzytów planet mniejszych niż 4 promienie Ziemi, krążących wokół jasnych gwiazd – i znalazła już ponad 1000 kandydatów na planety, a do końca misji oczekuje się ich 10 000. Te odkrycia pomogą nam lepiej zrozumieć przejścia między planetami skalistymi, takimi jak Ziemia, które mają zwartą atmosferę, a gazowymi pod-Neptunami, które mają rozszerzone, spuchnięte atmosfery.

Wraz ze zbliżającym się startem Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST), naukowcy chcieliby szczegółowo zidentyfikować odkrycia TESS, które będą idealnymi kandydatami do spektroskopii tranzytowej przy pomocy właśnie JWST. Spektroskopia tranzytowa pozwala nam badać atmosfery pobliskich planet przechodzących przed tarczami ich jasnych gwiazd macierzystych.

W nowej publikacji zespół naukowców pod kierownictwem Ilarii Carleo (Uniwersytet Wesleyan; Obserwatorium Astronomiczne INAF w Padwie, Włochy) opisuje szczegółowo identyfikację kandydata TESS na planetę tranzytującą w pobliskim układzie TOI-421. Prowadząc wszechstronną kampanię uzupełniającą z wykorzystaniem fotometrii naziemnej, obrazowania optyki adaptatywnej i spektroskopii, Carleo i jej współpracownicy nie tylko potwierdzili kandydata TESS, ale także odkryli drugą planetę krążącą w tym samym układzie.

Para napuszonych planet
Cały czas znajdujemy planety – więc co sprawia, że warto mówić o TOI-421 b i c? Szczegółowa charakterystyka planet dokonana przez Carleo i jej współpracowników pokazuje intrygujące właściwości, które mogą pomóc nam dowiedzieć się więcej o przejściach między skalistymi Ziemiami a gazowymi Neptunami.

Planeta wewnętrzna, TOI-421 b, ma gęstość podobną do Neptuna – pomimo faktu, że masa planety jest mniejsza niż połowa masy Neptuna. Korzystając z modeli strat atmosferycznych, zespół Carleo wykazał, że ta zagadkowa planeta – która leży na burzliwej 5-dniowej orbicie bardzo blisko swojej gorącej gwiazdy macierzystej – powinna była stracić całą zdominowaną przez wodór atmosferę we wczesnym okresie swojego życia. Mimo to niska gęstość TOI-421 b silnie wskazuje na obecność pękatej wodorowej atmosfery. Oczywiście potrzebne będą dalsze badania, aby lepiej zrozumieć, co pominęliśmy w tej tajemniczej planecie.

Jeżeli chodzi o TOI-421 c, ta zewnętrzna planeta ma mniej więcej taką samą masę jak Neptun, ale jej gęstość jest wyjątkowo niska – gęstość TOI-421 c jest mniejsza niż połowa gęstości Neptuna. Autorzy pracy pokazują, że duży promień tej planety i spokojność jej gwiazdy macierzystej powinny uczynić ją idealnym celem do dalszych charakterystyk atmosferycznych.

Modele Carleo i współpracowników sugerują, że rozszerzone atmosfery tych planet można badać za pomocą obserwacji w ultrafiolecie, takich jak te z Hubble’a. Autorzy przedstawiają również szczegółowe prognozy tego, co spodziewają się znaleźć w widmach transmisyjnych dwóch planet z JWST.

Porównanie tych przewidywań z przyszłymi obserwacjami układu TOI-421 z pewnością dostarczy cennych informacji o tych intrygujących, pękatych planetach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 sierpnia 2020

Misje NASA badają aktywną galaktykę „Myśliwiec TIE”

Nie tak dawno astronomowie sporządzili mapę odległej galaktyki wykorzystując fale radiowe i stwierdzili, że ma ona uderzająco znajomy kształt. Odkryli obiekt o nazwie TXS 0128+554, który w ostatnim stuleciu doświadczył dwóch potężnych nawrotów aktywności.



Około pięć lat temu teleskop Fermi odkrył, że TXS 0128+554 (w skrócie TXS 0128) jest słabym źródłem promieniowania gamma, czyli formy światła o najwyższej energii. Od tego czasu naukowcy przyglądali mu się bliżej, korzystając z radioteleskopu VLBA oraz obserwatorium rentgenowskiego Chandra.

„Po ogłoszeniu Fermiego, przybliżyliśmy obraz galaktyki milion razy, używając anten radiowych VLBI i sporządziliśmy mapę jej kształtu w czasie. Kiedy po raz pierwszy zobaczyłem wyniki, od razu pomyślałem, że wygląda jak myśliwiec TIE Dartha Vadera z filmu 'Gwiezdne wojny: Część IV – Nowa nadzieja'. To była zabawna niespodzianka, ale jego pojawienie się na różnych częstotliwościach radiowych również pomogło nam dowiedzieć się więcej o tym, jak aktywne galaktyki mogą się radykalnie zmieniać w skali dziesięciolecia” – powiedział Matthew Lister, profesor fizyki i astronomii na Uniwersytecie Purdue w West Lafayette w stanie Indiana.

TXS 0128 znajduje się 500 mln lat świetlnych od nas, w konstelacji Kasjopei, zakotwiczona przez supermasywną czarną dziurę o masie ok. 1 mld słońc. Została sklasyfikowana jako galaktyka aktywna, co oznacza, że wszystkie jej gwiazdy łącznie nie mogą odpowiadać za ilość emitowanego przez nią światła. 

Dodatkowa energia aktywnej galaktyki ma nadmiar promieniowania radiowego, rentgenowskiego i gamma. Naukowcy uważają, że emisja ta pochodzi z regionów, czy płatów, w pobliżu centralnej czarnej dziury, gdzie wirujący dysk gazu i pyłu gromadzi się i nagrzewa pod wpływem sił grawitacyjnych i tarcia.

Około 10% aktywnych galaktyk wytwarza parę dżetów, wiązek wysokoenergetycznych cząstek poruszających się z prędkością bliską prędkości światła, w przeciwnych kierunkach z biegunów. Astrofizycy uważają, że dżety wytwarzają promienie gamma. W niektórych przypadkach zderzenia z gazem międzygalaktycznym ostatecznie spowalniają i zatrzymują ruch cząsteczek dżetu na zewnątrz, a materia zaczyna płynąć z powrotem w kierunku centrum galaktyki. Powoduje to powstawanie szerokich obszarów wypełnionych szybko poruszającymi się cząsteczkami, krążących po spirali wokół pól magnetycznych. Interakcje cząsteczek tworzą jasną emisję radiową.

Fermi zidentyfikował ponad 3000 aktywnych galaktyk wykorzystując swój Large Area Telescope, który dokonuje przeglądu całego nieba co trzy godziny. Prawie wszystkie z tych galaktyk są ustawione tak, że jeden dżet jest skierowany bezpośrednio na Ziemię, co wzmacnia ich sygnały. TXS 0128 jest jednak około 100 000 razy mniej wydajna niż większość z nich. W rzeczywistości, mimo że jest stosunkowo blisko, Fermi musiał gromadzić dane z galaktyki przez pięć lat, zanim w 2015 roku zgłoszono ją jako źródło promieniowania gamma.

Pomiary z VLBA dostarczają szczegółową mapę TXS 0128 na różnych częstotliwościach radiowych. Struktura radiowa, którą odkryli, rozciąga się na 35 lat świetlnych i odchyla się o około 50o od linii naszego widzenia. Ten kąt oznacza, że dżety nie są skierowane bezpośrednio na nas i może wyjaśniać, dlaczego galaktyka jest tak słaba w promieniach gamma.

Gdyby galaktyka była usytuowana tak, aby dżety były prostopadłe do naszej linii wzroku, całe światło docierało by do Ziemi w tym samym czasie. Zobaczylibyśmy obie strony na tym samym etapie rozwoju, na jakim są w rzeczywistości.

Pozorny kształt galaktyki zależy od wykorzystywanej częstotliwości radiowej. Przy 2,3 GHz, około 21 razy większej niż maksymalna częstotliwość nadawania radia FM, wygląda jak bezkształtna plama. Kształt myśliwca TIE pojawia się przy 6,6 GHz. Następnie przy 15,4 GHz między jądrem galaktyki a jej płatami pojawia się wyraźna luka w emisji radiowej.

Zespół Listera podejrzewa, że lukę tę stworzył zastój w aktywności TXS 0128. Wydaje się, że dżety w galaktyce pojawiły się około 90 lat temu, jak zaobserwowano z Ziemi, a następnie zatrzymały się około 50 lat później, pozostawiając niepołączone płaty. Następnie, mniej więcej dziesięć lat temu, dżety ponownie się włączyły, wytwarzając emisję widzianą bliżej jądra. Nie jest jasne, co spowodowało nagły początek tych aktywnych okresów.

Emisja radiowa rzuca również światło na lokalizację sygnału promieniowania gamma w galaktyce. Wielu teoretyków przewidywało, że młode, radiowo jasne, aktywne galaktyki wytwarzają promieniowanie gamma, gdy ich dżety zderzają się z gazem międzygalaktycznym. Ale przynajmniej w przypadku TXS 0128 cząsteczki w płatach nie wytwarzają wystarczającej łącznej energii, aby wygenerować wykryte promieniowanie gamma. Zespół Listera uważa, że zamiast tego, dżety galaktyki wytwarzają promienie gamma bliżej jądra, tak jak większość aktywnych galaktyk, które widzi Fermi.

Zespół obserwował galaktykę w promieniach X za pomocą obserwatorium Chandra, szukając dowodów na otaczający ją kokon zjonizowanego gazu. Chociaż ich pomiary nie mogły potwierdzić obecności lub braku kokonu, istnieją dowody na obecność takich struktur w innych aktywnych galaktykach, takich jak np. Cygnus A, który jest zgodny z nachylonym kątem linii widzenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 sierpnia 2020

Badanie procesu formowania się czarnej dziury

Niektórzy uważają, że galaktyki karłowate są kapsułami czasu, ale uważa się, że zamiast starych zapisów zachowują one nasiona czarnych dziur powstałych we wczesnym Wszechświecie. Dzieje się tak, ponieważ większość galaktyk karłowatych wykrytych w pobliskim Wszechświecie nie wykazuje oznak interakcji ze swoimi galaktycznymi sąsiadami, pozostawiając te stosunkowo małomasywne zbiorowiska gazu, pyłu i gwiazd ewoluujące w izolacji. Bez zanieczyszczenia z innych galaktyk astronomowie mogą traktować te galaktyki karłowate jako nieskazitelne zbiorniki z przeszłości Wszechświata. A zatem, analizując rozmieszczenie i masy czarnych dziur w galaktykach karłowatych, astronomowie mogą mieć nadzieję, że rzucą trochę światła na to, jak one powstały.



W dyskusji dominują dwa mechanizmy powstania: albo czarne dziury powstały w wyniku zapadnięcia się wczesnych generacji gwiazd, znanych jako gwiazdy populacji III, albo powstały w wyniku bezpośredniego zapadnięcia się gazu i pyłu. Gdyby dominował pierwszy mechanizm, spodziewalibyśmy się znaleźć dużą liczbę czarnych dziur o małej masie, podczas gdy przewiduje się, że drugi mechanizm wytworzy znacznie mniejszą liczbę nasion o większej masie. Niestety galaktyki karłowate są znacznie słabsze niż ich odpowiedniki o większej masie, więc trudno je wykryć. Jeszcze większym wyzwaniem są często niewidoczne czarne dziury w ich wnętrzach.

Łatwiejszym sposobem wykrywania tych czarnych dziur jest oczekiwanie, że akreują materię i emitują ogromne ilości promieniowania, zamieniając je w źródło znane jako aktywne jądro galaktyczne (AGN). W ciągu ostatniej dekady nastąpił ogromny wzrost liczby AGN wykrytych w galaktykach karłowatych. Autorzy pracy starają się umieścić niektóre z tych AGN na dobrze znanej relacji dyspersji masy i prędkości, aby spróbować uzyskać wgląd w to, jak czarne dziury mogły powstać we wczesnym Wszechświecie.

Poprzednia praca, na której opierają się autorzy, pobiera galaktyki z atlasu Sloan NASA i identyfikuje wszelkie znajdujące się w nim AGNy za pomocą diagnostyki BPT (nazwanej na cześć jej twórców: Baldwina, Phillipsa i Terlevicha). Technika ta polega na porównaniu stosunku dwóch par linii emisji optycznej w celu określenia, czy widmo galaktyki macierzystej jest zdominowane przez procesy AGN, procesy formowania się gwiazd, czy też jest połączeniem obu. Ponadto obiekty musiały mieć szerokopasmową detekcję Hα, ponieważ są one wykorzystywane do obliczania masy czarnej dziury. Aspekty emisji Hα opisują zachowanie szerokopasmowego regionu (broad line region – BLR), silnie zjonizowanego wewnętrznego regionu galaktyki, w której znajduje się AGN. Pomiar jasności na całej szerokości linii Hα może być użyty do określenia promienia BLR i prędkości znajdującej się w nim materii. Na podstawie tych danych autorzy mogą obliczyć masę czarnej dziury. I na podstawie tych kryteriów zidentyfikowali osiem obiektów, które mają szerokopasmową emisję Hα i są klasyfikowane jako AGN lub złożone przez diagnostykę BPT.

Chociaż dyspersję prędkości można zmierzyć na podstawie linii Hα, ważne jest, aby wielkość ta była niezależna od masy czarnej dziury. Tak więc dla każdego z tych AGN autorzy wykorzystali spektrograf Keck II Echellette do pomiaru trypletu Mg Ib i, jeżeli to możliwe, trypletu Ca II. Tam, gdzie były dostępne obie linie, całkowity rozrzut prędkości obliczano przy użyciu średniej z obu pomiarów. Niestety, niektóre galaktyki zajmują przesunięcia ku czerwieni, które powodują znaczne zanieczyszczenie na długości fal Ca II, więc gdy dyspersja prędkości Ca nie była dostępna, używano wartości Mg Ib.

Najnowszy artykuł podwoił liczbę czarnych dziur w galaktykach karłowatych wykreślonych na podstawie zależności dyspersji masy i prędkości. Uderzające jest to, że wszystkie AGNy zidentyfikowane w próbie są zgodne z wykreślonymi relacjami. Znalezienie czarnych dziur o małej masie, które leżą w tych relacjach, może pomóc w rozszerzeniu zakresu mas, w którym, jak uważają autorzy, czarne dziury i ich galaktyki macierzyste bezpośrednio oddziałują. Dzisiejsze wyniki pokazują dalsze dowody sugerujące, że czarne dziury w galaktykach karłowatych oddziałują ze swoimi gospodarzami w podobny sposób. Dzięki tej wiedzy astronomowie mogą lepiej zrozumieć, w jaki sposób czarne dziury w całym spektrum mas rosną i oddziałują ze swoimi galaktykami.

Chociaż sam w sobie jest to cenny wynik, autorzy tej pracy byli również zainteresowani tym, co masy czarnych dziur mogą nam powiedzieć o ich powstawaniu we wczesnym Wszechświecie. Gdyby zapadanie się gwiazd zdominowało wczesne formowanie się czarnych dziur, to naukowcy spodziewali by się, że będą miały mniejszą masę. Z drugiej strony, gdyby dominował bezpośredni kolaps, spodziewali by się, że czarne dziury będą nadmiernie masywne. Niestety, fakt, że wszystkie te masy są zgodne z wykreślonymi relacjami, nie daje ostatecznej odpowiedzi, który mechanizm jest bardziej prawdopodobny.

Jednak autorzy pracy próbują wyciągnąć pewne wnioski z pojedynczej czarnej dziury i faktu, że ich wszystkie czarne dziury zostały znalezione, ponieważ były to ANGy. Jak wcześniej wspomniano, AGNy są czarnymi dziurami akreującymi materię z dużą szybkością, co nie tylko powoduje, że czarne dziury emitują promieniowanie, ale także prowadzi do wzrostu ich masy. Ze względu na akrecję autorzy pracy uważają, że tym, co wykryli, mogą być czarne dziury, które są bardziej masywne w porównaniu z resztą populacji czarnych dziur znajdujących się w galaktykach karłowatych. Zdaniem autorów, ekstremalnie niska masa czarnej dziury, która nie jest AGN, może być przykładem reprezentatywnym dla tej szerszej populacji czarnych dziur galaktyk karłowatych. Jeżeli to założenie jest poprawne, wskazywałoby na zapadnięcie się gwiazdy jako preferowany mechanizm powstawania we wczesnym Wszechświecie. Chociaż jest to intrygujący argument, nadal ma charakter spekulacyjny. Zanim będziemy mogli wyciągnąć mocne wnioski na temat tego, jak powstały czarne dziury we wczesnym Wszechświecie, konieczne będzie wykonanie wielu dalszych pomiarów, aby określić, czy te ekstremalnie niskie masy czarnych dziur są wyjątkiem, czy regułą.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 sierpnia 2020

Niedawno odkryte planety przy GJ 887 nie są bezpieczne przed jej rozbłyskami

Pobliska gwiazda, którą okrążają dwie bądź trzy egzoplanety, była uważana za cichą i nudną. Takie właściwości są poszukiwane, ponieważ tworzą bezpieczne środowisko dla swoich planet, zwłaszcza tych, które mogą znajdować się w tym, co naukowcy nazywają „strefą zdatną do zamieszkania”, gdzie na ich powierzchni może istnieć woda w stanie ciekłym i możliwe jest życie. Ale astronomowie z Arizona State University ogłosili, że ta pobliska gwiazda okazuje się nie być wcale taka przyjazna.




Gwiazda ta, nazwana GJ 887, jest jedną z najjaśniejszych gwiazd typu M na niebie. Gwiazdy typu M to czerwone gwiazdy – karły – o małej masie, które przewyższają swoją liczebnością gwiazdy takie jak nasze Słońce, ponad dziesięciokrotnie, i ogromna większość egzoplanet w naszej galaktyce krąży właśnie wokół nich.

GJ 887 została początkowo wyróżniona ze względu na pozornie łagodne środowisko kosmiczne, które zapewnia odkrytym niedawno planetom. Podczas monitorowania przez satelitę TESS, misję poszukiwania planet poza naszym Układem Słonecznym, gwiazda dziwnie nie wykazywała wykrywalnych rozbłysków przez 27 dni ciągłych obserwacji.

Brak rozbłysków to cecha, która sprzyja przetrwaniu atmosfery na planetach krążących wokół gwiazdy, a tym samym potencjalnemu życiu na tych planetach.

Ale astronomowie z ASU, Parke Loyd i Evgenya Shkolnik, mieli wątpliwości, czy GJ 887 jest tak spokojna. Przeglądając archiwalne dane z teleskopu Hubble’a, odkryli, że GJ 887 rozbłyskuje co godzinę.

Jak zauważyli tę różnicę? Używając dalekiego ultrafioletu, Loyd, Shkolnik i ich współpracownicy byli w stanie zobaczyć ogromne skoki jasności spowodowane przez rozbłyski gwiazdy.

Ich odkrycie zostało niedawno opublikowane w Research Note of the American Astronomical Society, przy współpracy z University of Colorado, Boulder i Naval Research Laboratory w Waszyngtonie.

Gwiazdy typu M: gospodarze większości potencjalnie nadających się do zamieszkania planet

Ponieważ jest ich tak wiele, gwiazdy typu M, takie jak GJ 887, odgrywają kluczową rolę w dążeniu ludzkości do zrozumienia, gdzie mieści się Ziemia w wielkiej menażerii planet we Wszechświecie oraz w poszukiwaniu życia na innych planetach.

Gwiazdy typu M są podatne na bombardowanie swoich planet rozbłyskami. Mogą sprawiać wrażenie spokojnych w świetle widzialnym, tak jak to obserwuje misja TESS, a w rzeczywistości mogą być pełne rozbłysków, które są wyraźnie widoczne w świetle ultrafioletowym zawierającym fotony o znacznie większej energii niż światło widzialne. A każdy rozbłysk może zbombardować planety burzą magnetyczną i deszczem szybko poruszających się cząsteczek, zwiększając szanse, że atmosfery planet GJ 887 uległy erozji dawno temu.

„Fascynujące jest wiedzieć, że obserwowanie gwiazd w normalnym świetle optycznym (tak jak robi to misja TESS) nie jest bliskie opowiedzenia całej historii. Szkodliwe środowisko promieniowania tych planet można w pełni zrozumieć jedynie przy pomocy obserwacji w UV, takich jak te z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a” – powiedział Shkolnik.

Chociaż monitorowanie gwiazd typu M w ultrafiolecie jest cenne, zasoby, które astronomowie muszą przeznaczyć na takie obserwacje, są obecnie ograniczone. Na szczęście w przygotowaniu są planowane misje, które mogą pomóc w zaspokojeniu tej potrzeby, w tym misja CubeSat prowadzona przez ASU, w której Shkolnik jest głównym badaczem. Misja ta zapewni astronomom czas potrzebny na obserwację, jakiego potrzebują, aby uchwycić rozbłyski UV od gwiazd typu M i zmierzyć, jak często się one zdarzają, ostatecznie prowadząc do lepszego zrozumienia gwiazd i planet w naszej galaktyce.

„Emisja promieniowania UV gwiazdy jest naprawdę krytycznym, choć wciąż brakującym elementem układanki dla naszego zrozumienia atmosfer planet i ich zdatności do zamieszkania” – dodaje Shkolnik.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 sierpnia 2020

Paradoks poprzeczki Drogi Mlecznej rozwiązany

Na tajemniczą i długotrwałą zagadkę w sercu naszej galaktyki padło nowe światło. Nowa praca proponuje rozwiązanie tzw. „paradoksu galaktycznej poprzeczki”, w którym różne obserwacje dają sprzeczne szacunki dotyczące ruchu centralnych regionów Drogi Mlecznej. Wyniki zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.



Większość galaktyk spiralnych, takich jak nasza Droga Mleczna, posiada w swoim centrum dużą strukturę gwiazd przypominającą poprzeczkę. Znajomość prawdziwego rozmiaru i prędkości obrotowej poprzeczki ma kluczowe znaczenie dla zrozumienia, w jaki sposób formują się i ewoluują galaktyki, a także jak tworzą podobne poprzeczki w całym Wszechświecie.

Jednak rozmiar poprzeczki naszej galaktyki i prędkość jej wirowania były silnie kwestionowane w ciągu ostatnich 5 lat; podczas gdy badania ruchów gwiazd w pobliżu Słońca pokazują poprzeczkę, która jest zarówno szybka, jak i mała a bezpośrednie obserwacje regionu centralnego Galaktyki pokazują poprzeczkę, która jest znacznie wolniejsza i większa.

Nowe badanie przeprowadzone przez międzynarodowy zespół naukowców pod kierownictwem Tariqa Hilmi z University of Surrey i Ivana Mincheva z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) sugeruje wnikliwe rozwiązanie tej rozbieżności. Analizując najnowocześniejsze symulacje formowania się galaktyki Drogi Mlecznej, naukowcy pokazują, że zarówno rozmiar poprzeczki, jak i jej prędkość obrotowa zmieniają się szybko w czasie, powodując, że poprzeczka wydaje się nawet dwa razy dłuższa i rotuje o 20% szybciej w określonych momentach.

Pulsacje poprzeczki wynikają z jej regularnych spotkań z galaktycznym ramieniem spiralnym, w czymś, co można określić jako „kosmiczny taniec”. Gdy poprzeczka i ramię spiralne zbliżają się do siebie, ich wzajemne przyciąganie pod wpływem grawitacji powoduje, że poprzeczka zwalnia a ramie przyspiesza. Po połączeniu obie struktury poruszają się jako jedna, a poprzeczka wydaje się znacznie dłuższa i wolniejsza niż w rzeczywistości. Gdy tancerze się rozdzielają, poprzeczka przyspiesza a ramię spiralne zwalnia.

Ostatnie obserwacje potwierdziły, że wewnętrzne ramię spiralne Drogi Mlecznej jest obecnie połączone z poprzeczką, co zgodnie z symulacjami zdarza się mniej więcej raz na 80 mln lat. Dane z nadchodzącej trzeciej publikacji danych misji Gaia pozwolą na dalsze testowanie tego modelu, a przyszłe misje odkryją, czy taniec ten będzie trwał w innych galaktykach we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 sierpnia 2020

Wirująca czarna dziura napędza dżet strumieniem magnetycznym

Czarne dziury znajdują się w centrum prawie wszystkich badanych do tej pory galaktyk. Mają niewyobrażalnie dużą masę i dlatego przyciągają materię, gaz a nawet światło. Ale mogą też emitować materię w postaci dżetów plazmy – rodzaju wiązki plazmy wyrzucanej ze środka galaktyki z ogromną energią. Strumień plazmy może sięgać kilkuset tysięcy lat świetlnych daleko w kosmos.



Kiedy emitowane jest to intensywne promieniowanie, czarna dziura pozostaje ukryta, ponieważ promienie światła w jej pobliżu są silnie zakrzywione, co prowadzi do pojawienia się cienia. Zostało to niedawno ogłoszone przez naukowców z zespołu Event Horizon Telescope (EHT) zajmującego się masywną czarną dziurą w olbrzymiej galaktyce eliptycznej M87.

W kwazarze 3C 279 – także czarna dziura – zespół EHT odkrył inne zjawisko: w odległości ponad tysiąca razy większej od cienia czarnej dziury nagle zapaliło się jądro strumienia plazmy. Nie było jeszcze jasne, w jaki sposób energia z czarnej dziury przedostaje się do jądra dżetu w niewidoczny sposób.

Ten kwazar był obserwowany za pomocą kosmicznego teleskopu Fermi-LAB przez astrofizyka Amita Shuklę, który do 2018 roku prowadził badania na Julius-Maximilians-Universität (JMU) Würzburg w Bawarii w Niemczech. Shukla wykazał, że jądro dżetu, które zostało odkryte w zakresie długości fal milimetrowych, również emituje wysokoenergetyczne promieniowanie gamma, ale z wyjątkowo migoczącą jasnością. Jak donosi czasopismo Nature Communications, jasność ta może się podwoić w ciągu kilku minut.

Specjalny wzór sekwencji zmian jasności jest charakterystyczny dla uniwersalnego procesu zwanego ponownym połączeniem magnetycznym, który zachodzi w wielu obiektach astronomicznych o silnym polu magnetycznym. Aktywność słoneczna również ma związek z dynamiką pól magnetycznych i ponownym połączeniem. Zostało to niedawno zademonstrowane przez obserwację „ognisk” w atmosferze słonecznej w ramach misji Solar Orbiter.

Ale wracając do kwazara 3C 279: „Widziałem, jak analiza danych ujawniła specjalny wzór ponownego połączenia magnetycznego w krzywej blasku. Czułem się, jakbym nagle odszyfrował hieroglif w alfabecie czarnej dziury” – mówi podekscytowany Amit Shukla.

Podczas ponownego połączenia energia, która początkowo jest niewidocznie zmagazynowana w polu magnetycznym, zostaje nagle uwolniona w postaci licznych „mini-dżetów”. W dżetach tych cząsteczki są przyspieszane, co powoduje wytwarzanie obserwowanego promieniowania gamma. Ponowne połączenie magnetyczne wyjaśniło by, w jaki sposób energia dociera do jądra dżetu z czarnej dziury i skąd ostatecznie pochodzi.

Profesor Karl Mannheim, kierownik Katedry Astronomii UJM i współautor publikacji, wyjaśnia: „czasoprzestrzeń w pobliżu czarnej dziury w kwazarze 3C 279 jest zmuszona do wirowania razem z nim. Pola magnetyczne zakotwiczone w plazmie wokół czarnej dziury usuwają dżet spowalniając rotację czarnej dziury i zmieniają w promieniowanie część jej energii rotacyjnej.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 sierpnia 2020

Zagłębianie się w ciąg główny z misją Gaia

Diagramy Hertzsprunga–Russella (HR) są integralną częścią astronomii od ponad 100 lat. Gwiazdy na różnych etapach życia zajmują różne części diagramu, co pozwala nam na pierwszy rzut oka ocenić populację gwiazd. Misja Gaia dostarczyła nam ogromnej próbki gwiazd – czego możemy się nauczyć, umieszczając je na diagramie HR?



Diagramy HR są dość proste – to tylko wykresy jasność-barwa gwiazd. Okazuje się jednak, że gwiazdy zmieniają się drastycznie w miarę ewolucji, przechodząc z jednej części wykresu HR do drugiej, gdy przechodzą przez różne etapy życia. Oznacza to, że jeżeli chcesz poznać przybliżony wiek gwiazdy, możesz po prostu sprawdzić, gdzie znajduje się ona na diagramie HR.

Interesująca jest również możliwość zobaczenia, gdzie na diagramie HR skupiają się gwiazdy. Niektóre części tego wykresu nigdy nie zostaną wypełnione, ponieważ jest fizycznie niemożliwe, aby gwiazdy zajmowały te przestrzenie. Tak więc, wykreślając duże próbki na diagramie HR, możemy dowiedzieć się więcej o ewolucji gwiazd.

Misja Gaia obserwuje ogromną liczbę gwiazd – 1,7 mld! – z bardzo dużą precyzją, a wiele badań naukowych zostało już przeprowadzonych przy dwóch pierwszych publikacjach danych z sondy. W niedawnym artykule Wei-Chun Jao (Georgia State University) i Gregory Feiden (University of North Georgia) wykorzystali te dane do badania gwiazd skupionych w regionie na diagramie HR zwanym ciągiem głównym.

Gwiazdy ciągu głównego mają jedną wspólną cechę: ich paliwem jest wodór. Jednak mogą one należeć do różnych części ciągu głównego w zależności od cech, takich jak ich masa, ogólny skład chemiczny lub aktywność magnetyczna. Na przykład gwiazda ciągu głównego o dużej masie będzie bardziej niebieska i jaśniejsza niż gwiazda ciągu głównego o małej masie. Słońce plasuje się pośrodku ciągu głównego.

Dzięki ogromnej ilości danych misja Gaia dodała trzeci wymiar do diagramów HR: gęstość. Teraz stało się jaśniejsze bardziej niż kiedykolwiek wcześniej, których obszarów na wykresie HR unikają gwiazdy. W rzeczywistości, poprzednie badanie prowadzone przez Jao wykorzystywało dane Gaia, aby zidentyfikować lukę w niższej (bardziej czerwonej, słabszej) części ciągu głównego.

Jednym ze sposobów zrozumienia analizy Fouriera jest rozbicie sygnału na części składowe, umożliwiając identyfikację najbardziej widocznego składnika sygnału. Analiza Fouriera zastosowana do obrazu może ulepszyć rzeczywiste cechy i zmniejszyć szum.

Aby sprawdzić cechy charakterystyczne, takie jak przerwa w dolnej części ciągu głównego, Jao i Feiden symulowali diagramy HR oparte na danych z Gaia, ale zakładali, że gwiazdy są rozmieszczone w taki sposób, że żadne cechy charakterystyczne nie istnieją. Kiedy ten symulowany diagram HR został odjęty od rzeczywistego diagramu HR, różnice między dwoma obrazami ujawniły cechy charakterystyczne, takie jak przerwa w ciągu głównym. Następnie zastosowano analizę Fouriera, aby określić najsilniejsze składniki tego odejmowanego obrazu.

Jao i Feiden odkryli, że nad przerwą w ciągu głównym jest więcej gwiazd niż pod nią. Luka była również bardziej „pusta” na niebieskim końcu niż na czerwonym. Znaleźli również „paski” biegnące w poprzek ciągu głównego i niejednorodne cechy charakterystyczne w luce ciągu głównego.

Przerwa w ciągu głównym jest prawdopodobnie spowodowana nietypową fuzją helu, która powoduje zmianę promienia gwiazdy. Luka może być mniej pusta po czerwonej stronie, ponieważ jest wypełniona młodszymi gwiazdami i niewyraźnymi układami podwójnymi. Inne cechy charakterystyczne stanowią jednak interesującą zagadkę. Czy bardziej szczegółowe modele gwiazd mogą pomóc? Bądźcie czujni!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 sierpnia 2020

Nowe narzędzie pomaga interpretować przyszłe poszukiwania życia na egzoplanetach

Jednym ze sposobów ustalenia, czy na innej planecie istnieje życie, jest poszukiwanie biosygnatur w świetle rozpraszanym poza jej atmosferą. Naukowcy z EPFL i Uniwersytetu Rzymskiego Tor Vergata opracowali oryginalny model, który interpretuje wyniki tej analizy.



Czy istnieje życie na odległej planecie? Jednym ze sposobów, w jaki astronomowie próbują się o tym dowiedzieć, jest analiza światła rozproszonego w atmosferze planety. Część tego światła, pochodzącego od gwiazdy, wokół której planeta krąży, wchodzi w interakcję z atmosferą i dostarcza ważnych wskazówek dotyczących zawartości w niej gazów. Jeżeli wykryte zostaną gazy takie jak tlen, metan lub ozon, może to wskazywać na obecność żywych organizmów. Gazy te znane są jako biosygnatury. Zespół naukowców z EPFL i Uniwersytetu Tor Vergata w Rzymie opracował model statystyczny, który może pomóc astronomom w interpretacji wyników poszukiwań tych „oznak życia”.

Od czasu odkrycia pierwszej egzoplanety – planety krążącej wokół gwiazdy innej niż Słońce – 25 lat temu, zidentyfikowano ponad 4300 kolejnych. Lista wciąż się powiększa: co dwa lub trzy dni odkrywana jest nowa. Około 200 z dotychczas znalezionych egzoplanet składa się głównie ze skał, tak jak Ziemia. Chociaż nie jest to jedyny wymóg, aby planeta mogła gościć życie – mus również posiadać wodę w stanie ciekłym i znajdować się w pewnej odległości od swojego słońca – jest to jedno z kryteriów, które astronomowie wykorzystują skupiając się na swoich poszukiwaniach.

W nadchodzących latach wykorzystanie spektroskopii gazu do wykrywania biosygnatur w atmosferach planet będzie stawało się coraz ważniejszym elementem astronomii. Wiele programów badawczych w tej dziedzinie jest już w toku, jak na przykład satelita CHEOPS do polowania na egzoplanety, który na orbicie jest od grudnia 2019 roku.

Chociaż poczyniono znaczne postępy w wykrywaniu egzoplanetarnych sygnatur biologicznych, pozostaje kilka znaków zapytania. Jakie są implikacje tego rodzaju badań? Jak powinniśmy interpretować wyniki? A jeżeli na planecie zostanie wykryta tylko jedna biosygnatura? A co, jeżeli nie zostaną wykryte żadne biosygnatury – jakie wnioski powinniśmy wyciągnąć? Na tego rodzaju pytania postanowili odpowiedzieć naukowcy z EPFL-Tor Vergata, przedstawiając swój nowy model.

Tradycyjnie astronomowie szukali życia na innych planetach bazując na tym, co wiemy o życiu i ewolucji biologicznej na Ziemi. Jednak dzięki nowej metodzie naukowcy zaczęli od niewiadomego: ile innych planet w naszej galaktyce posiada jakąkolwiek formę życia? Ich model obejmuje takie czynniki, jak szacunkowa liczba innych gwiazd podobnych do Słońca w Galaktyce oraz liczba planet typu ziemskiego, które mogą krążyć na orbicie w nadającej się do zamieszkania odległości od tych gwiazd. Model wykorzystuje statystyki bayesowskie – szczególnie dobrze dopasowane do próbek małych rozmiarów – do obliczenia prawdopodobieństwa życia w naszej galaktyce na podstawie liczby wykrytych biosygnatur: jednej, kilku lub żadnej.

Biorąc pod uwagę niewielką liczbę planet, które prawdopodobnie zostaną zbadane w najbliższej przyszłości, i zakładając, że życie powstanie niezależnie na dowolnej planecie, badanie EPFL-Tor Vergata wykazało, że jeżeli wykryje się choćby jedną biosygnaturę, możemy stwierdzić, że prawdopodobieństwo, że w Galaktyce jest ponad 100 000 zamieszkałych planet, przekracza 95% - to więcej niż liczba pulsarów, które są obiektami powstającymi, gdy masywna gwiazda wybucha pod koniec swojego życia. Z drugiej strony, jeżeli nie zostaną wykryte żadne sygnatury biologiczne, nie możemy koniecznie wywnioskować, że inne formy życia nie istnieją gdzie indziej w Drodze Mlecznej.

Naukowcy przyjrzeli się również teorii panspermii, która stwierdza, że zamiast pojawić się niezależnie na danej planecie, formy życia mogą być przenoszone z innej planety – na przykład poprzez materię organiczną lub mikroskopijne organizmy przenoszone na kometach lub rozprzestrzeniać się między sąsiednimi planetami. Oznacza to, że prawdopodobieństwo życia na planecie zależy również od tego, jak daleko znajduje się ona od innych planet i jak łatwo różne formy życia – których cechy fizyczne mogą bardzo różnić się od tych, które znamy – są w stanie oprzeć się ekstremalnym warunkom kosmicznym, podróżować i dostać się na inne planety. Uwzględnienie panspermii zmienia przewidywalną liczbę zamieszkałych planet w innych częściach Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
EPFL

19 sierpnia 2020

Naukowcy amatorzy odkryli dziesiątki nowych kosmicznych sąsiadów w danych z NASA

Korzystając z oprogramowania zaprojektowanego przez NASA naukowcy amatorzy pomogli zidentyfikować zbiór brązowych karłów – czasami nazywanych nieudanymi gwiazdami – czających się w naszym kosmicznym sąsiedztwie.



Nie spotkaliśmy do tej pory niektórych z najbliższych sąsiadów Słońca. W nowym badaniu astronomowie donoszą o odkryciu 95 obiektów znanych jako brązowe karły, z których wiele znajduje się w odległości kilkudziesięciu lat świetlnych od Słońca. Leżą daleko poza Układem Słonecznym, więc nie otrzymują ciepła od Słońca, ale nadal „zamieszkują” region, który astronomowie uważają za nasze kosmiczne sąsiedztwo. Ta kolekcja przedstawia jedne z najzimniejszych znanych przykładów tych obiektów, które mają rozmiary między planetami i gwiazdami.

Członkowie społeczności amatorskiej pomogli w tych odkryciach, korzystając z Backyard Worlds: Planet 9, projektu naukowców amatorów finansowanego przez NASA, który jest wynikiem współpracy wolontariuszy i zawodowych naukowców. Backyard Worlds obejmuje dane z satelity NEOWISE wraz z obserwacjami całego nieba zebranymi w latach 2010-2011 pod jego poprzednią nazwą WISE. W analizie uwzględniono również dane z emerytowanego teleskopu Spitzer oraz obiektów NOIRLab.

„Ogromne, współczesne zbiory danych mogą odblokować przełomowe odkrycia i ekscytujące jest to, że jako pierwsi mogli je dostrzec naukowcy amatorzy. Te odkrycia Backyard Worlds pokazują, że członkowie tej społeczności mogą odegrać ważną rolę w przekształceniu naukowego rozumienia sąsiedztwa naszego Słońca” – powiedział Aaron Meisner, asystent naukowca w laboratorium NSF NOIRLab i główny autor badania opisującego brązowe karły.

Dlaczego brązowe karły są tak ważne
Brązowe karły nie są wystarczająco masywne, aby spalać paliwo w swoich jadrach, tak jak gwiazdy, ale wciąż są wielokrotnie cięższe od planet. Pomimo swojej nazwy brązowe karły faktycznie wydają się być purpurowe lub pomarańczowo-czerwone dla ludzkiego oka, gdyby oglądać je z bliska. Podczas gdy brązowe karły mogą być bardzo gorące – nawet tysiące stopni Celsjusza – wiele z nowo odkrytych jest zimniejszych niż temperatura wrzenia wody. Niektóre nawet zbliżają się do temperatury Ziemi i są wystarczająco chłodne, aby gromadzić wodne chmury.

Brązowe karły o niskich temperaturach mają również małą średnicę i dlatego są słabo widoczne w świetle widzialnym. Mimo to wydzielają ciepło w postaci światła podczerwonego, które jest niewidoczne dla ludzkiego oka, ale wykrywalne przez teleskopy, takie jak NEOWISE i Spitzer. W przypadku zimnych brązowych karłów, takich jak te w tym badaniu, sygnał w podczerwieni jest również słaby, więc im bliżej naszego Układu Słonecznego się znajdują tym są łatwiejsze do znalezienia.

Odkrywanie i charakteryzowanie obiektów astronomicznych w pobliżu Słońca ma fundamentalne znaczenie dla zrozumienia naszego miejsca we Wszechświecie i jego historii. Dzięki swoim stosunkowo niskim temperaturom te nowo odkryte brązowe karły stanowią od dawna poszukiwane brakujące ogniwo w populacji brązowych karłów.

W 2014 roku naukowcy, korzystając z danych z misji WISE, odkryli najzimniejszego znanego brązowego karła, zwanego WISE 0855. Jego temperatura wynosi minus 23oC. Żaden inny brązowy karzeł nie zbliżył się do tak niskiej temperatury. Niektórzy badacze zastanawiali się, czy 0855 nie jest w rzeczywistości zbuntowaną egzoplanetą – planetą, która powstała w układzie gwiezdnym, ale została wyrzucona ze swojej orbity. Ten nowy zestaw brązowych karłów, wraz z niedawno odkrytymi przy użyciu NEOWISE i Spitzera, stawia 0855 w kontekście.

Ponieważ te same procesy fizyczne mogą tworzyć zarówno planety jak i brązowe karły, nowe odkrycia dają perspektywy badań światów poza naszym Układem Słonecznym.

To badanie jest dowodem na to, że słoneczne sąsiedztwo jest wciąż niezbadanym terytorium, a naukowcy amatorzy są doskonałymi astronomicznymi kartografami. Mapowanie najzimniejszych brązowych karłów do najniższych mas daje nam kluczowe spojrzenie w proces formowania się gwiazd o niskiej masie, dostarczając jednocześnie listę celów do szczegółowych badań odpowiedników Jowisza.

Jak współpracowali zawodowi astronomowie z naukowcami amatorami
Aby pomóc w znalezieniu najzimniejszych, najbliższych sąsiadów naszego Słońca, zawodowi astronomowie z projektu Backyard Worlds zwrócili się do ogólnoświatowej sieci ponad 100 000 naukowców amatorów. Wolontariusze pilnie badali biliony pikseli obrazów z teleskopu, aby zidentyfikować subtelne ruchy brązowych karłów. Pomimo możliwości uczenia maszynowego i superkomputerów, nic nie zastąpi ludzkiego oka, jeżeli chodzi o przeglądanie obrazów z teleskopu pod kątem poruszających się obiektów. W przypadku tej nowej grupy brązowych karłów, 20 naukowców amatorów z 10 różnych krajów jest wymienionych jako współautorzy badania.

Wolontariusze Backyard Worlds badają przede wszystkim mapy nieba utworzone na podstawie obserwacji WISE i NEOWISE. Następnie uczestnicy przeszukują dodatkowe zbiory danych archiwalnych, takie jak te z 4-metrowego teleskopu Nicholas U. Mayall w Krajowym Obserwatorium Kitt Peak i 4-metrowego Teleskopu Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory, programy NSF NOIRLab. Spitzer, który przeszedł na emeryturę w styczniu 2020 roku, dostarczył kluczowych szacunków dotyczących temperatury brązowego karła. Wyniki zostaną opublikowane w The Astrophysical Journal.

Wolontariusze Backyard Worlds odkryli już ponad 1500 zimnych światów w pobliżu Słońca. Nowe odkrycie 95 brązowych karłów jest największą opublikowaną próbką tych obiektów, jaką kiedykolwiek odkryto w ramach amatorskiego projektu naukowego.

Podejście projektu Backyard Worlds – poszukiwanie rzadkich obiektów w dużych zbiorach danych – jest również jednym z celów Obserwatorium Very C. Rubin, które jest obecnie budowane na Cerro Pachón na pustyni Atacama w Chile. Obserwatorium Rubin będzie wykonywać zdjęcia całego południowego nieba co trzy noce przez 10 lat, dostarczając ogromnej ilości danych, które dostarczą nowych sposobów prowadzenia badań astrofizycznych.

Nowe odkrycia Backyard Worlds podkreślają również pionierskie dziedzictwo Spitzera polegające na ujawnieniu najzimniejszych sąsiadów Słońca. Przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba również będzie potężnym narzędziem do badania brązowych karłów, aby uzyskać więcej informacji na temat tych tajemniczych obiektów i tego, co mogą one ujawnić na temat formowania się planet i ich atmosfer.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 sierpnia 2020

Dziwne bicie serca promieniowania gamma jest zagadką dla naukowców

Kosmiczny obłok gazu miga synchronicznie z drgającą czarną dziurą.

Naukowcy wykryli tajemnicze „bicie serca” promieniowania gamma pochodzące z kosmicznego obłoku gazu. Niepozorny obłok w Orle bije w rytmie sąsiedniej czarnej dziury, wskazując na położenie między dwoma obiektami. To, w jaki sposób czarna dziura napędza bicie serca promieniowania gamma w obłoku w odległości około 100 lat świetlnych, pozostaje zagadką.



Zespół badawczy, składający się z naukowców z Niemiec, Hiszpanii, Chin i USA, przeanalizował dane z ponad dziesięciu lat pochodzące z kosmicznego teleskopu Fermiego, obserwującego tak zwanego mikrokwazara. Układ, skatalogowany jako SS 433, znajduje się około 15 000 lat świetlnych dalej w Drodze Mlecznej i składa się z olbrzymiej gwiazdy o masie ok. 30 mas Słońca oraz czarnej dziury o masie około 10-20 mas Słońca. Oba obiekty okrążają siebie nawzajem z okresem 13 dni, podczas gdy czarna dziura zasysa materię z olbrzymiej gwiazdy.

„Materia ta gromadzi się w dysku akrecyjnym, zanim wpadnie do czarnej dziury, tak jak dzieje się to z wodą w wirze w odpływie wanny. Jednak część tej materii nie spada do odpływu ale wystrzeliwuje z dużą prędkością dwoma wąskimi strumieniami w przeciwnych kierunkach powyżej i poniżej wirującego dysku akrecyjnego” – wyjaśnia Jian Li, kierownik zespołu. Zjawisko to jest znane z aktywnych galaktyk zwanych kwazarami, które mają w swoich centrach potężne czarne dziury o masach milionów Słońc, wystrzeliwujących w kosmos strumienie materii na dziesiątki tysięcy lat świetlnych. Ponieważ SS 433 wygląda jak pomniejszona wersja takich kwazarów, nazwany został mikrokwazarem.

Cząsteczki o dużej prędkości i ultra silne pole magnetyczne w dżecie wytwarzają promieniowanie rentgenowskie i gamma. Dysk akrecyjny nie leży dokładnie w płaszczyźnie orbity obu obiektów, jest w ruchu precesyjnym. W rezultacie oba dżety wirują w otaczającej przestrzeni, a nie tworzą linię prostą.

Precesja dżetów czarnej dziury trwa około 162 dni. Skrupulatna analiza ujawniła sygnał promieniowania gamma o tym samym okresie z miejsca położonego stosunkowo daleko od dżetów mikrokwazara, który został oznaczony przez naukowców jako Fermi J1913+0515. Znajduje się w pozycji niezwykłego wzmocnienia gazu. Stałe okresy wskazują, że emisja obłoku gazu jest zasilana przez mikrokwazara.

„Znalezienie takiego jednoznacznego połączenia poprzez synchronizację, około 100 lat świetlnych od mikrokwazara, nawet nie wzdłuż kierunku strumieni, jest tak nieoczekiwane, jak niesamowite. Ale to, w jaki sposób czarna dziura może napędzać bicie serca obłoku gazu, nie jest dla nas jasne” – mówi Li. Mało prawdopodobne wydaje się bezpośrednie okresowe oświetlanie dżetu. Alternatywa, którą bada zespół, opiera się na wpływie szybkich protonów (jąder atomów wodoru) wytwarzanych na końcach strumieni lub w pobliżu czarnej dziury, i wstrzykiwanych do obłoku, gdzie te cząsteczki subatomowe uderzają w gaz i wytwarzają promieniowanie gamma. Protony mogą być również częścią wypływu szybkich cząsteczek z krawędzi dysku akrecyjnego. Ilekroć ten wypływ uderza w obłok gazu, rozświetla się promieniowanie gamma, co wyjaśniałoby jego dziwne bicie serca.

Konieczne są dalsze obserwacje, a także prace teoretyczne, aby w pełni wyjaśnić dziwne bicie serca promieniowania gamma tego unikalnego układu poza tym początkowym odkryciem. SS 433 nadal zadziwia obserwatorów i z pewnością przez wiele lat będzie stanowić podstawę dla ich pomysłów na produkcję i rozprzestrzenianie się promieni kosmicznych w pobliżu mikrokwazarów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 sierpnia 2020

Młoda planeta wielkości pod-Neptuna rzuca światło na formowanie się i ewolucję planet

Szczegółowa charakterystyka młodej planety, nieco mniejszej od Neptuna, daje wgląd w to, jak takie planety powstają i ewoluują. Astronomowie scharakteryzowali masę, promień i nachylenie orbity planety za pomocą spektrografu HPF (Habitable-zone Planet Finder – Szukacz planet w strefie zdatnej do zamieszkania) zainstalowanego na 10-metrowym teleskopie Hobby-Eberly w Obserwatorium McDonalda w Teksasie. 



Planety o średnich rozmiarach, takich między Ziemią a Neptunem, to jedne z najczęściej występujących typów planet w Galaktyce, ale nie występującym w naszym Układzie Słonecznym. Pomimo ich ogromnej liczby w Galaktyce, wiele aspektów ich powstawania i ewolucji pozostaje zagadką. Nowe obserwacje zespołu astronomów pomagają rzucić światło na ten proces.

Planeta, nazwana K2-25b, ma nieco mniejszy rozmiar niż Neptun i krąży wokół karła typu M – najliczniejszego typu gwiazd w Galaktyce. Pierwotnie została odkryta przez sondę Kepler obserwującą spadek jasności blasku gwiazdy macierzystej wywołany przez planetę przechodzącą przed jej tarczą względem obserwatora, co wywołało częściową blokadę światła gwiazdy. Planeta okrąża swoją gwiazdę w czasie 3,5 dnia. Ten układ planetarny jest członkiem gromady Hiady, pobliskiej gromady młodych gwiazd o podobnych właściwościach chemicznych, która powstała około 600 mln lat temu w odległości ok. 150 lat świetlnych od Ziemi.

K2-25b to jedna z nielicznych młodych planet krążących wokół małomasywnej gwiazdy, której masa i nachylenie orbity zostały zmierzone. Co ciekawe, chociaż planeta jest mniejsza od Neptuna, ma masę ok. 1,5 raza od niego większą. Planeta ze względu na swój wiek i rozmiar jest gęsta, w przeciwieństwie do innych młodych, krótkookresowych układów pod-Neptunów, które często mają niską gęstość i rozszerzone, parujące atmosfery.

Nachylenie orbity planety – kąt między równikiem gwiazdy a orbitą planety – niesie ze sobą cenne informacje na temat formowania się i ewolucji układów planetarnych. Jednym z najskuteczniejszych sposobów pomiaru nachylenia orbit planet jest badanie widma gwiazd – światła, które ona emituje na wielu różnych długościach fali – uzyskiwanego podczas tranzytów planet. Gdy gwiazda macierzysta rotuje podczas tranzytu planetarnego, jedna połowa dysku gwiazdy jest „przesunięta ku błękitowi” – jej widmo przesuwa się w kierunku krótszych długości fali – dla obserwatora, podczas gdy druga połowa gwiazdy jest „przesunięta ku czerwieni” – przesunięcie w kierunku dłuższych fal. Gdy planeta przechodzi przed różnymi regionami dysku gwiazdy, blokuje różnie przesunięcie światła ku błękitowi i czerwieni, powodując anomalne zmiany prędkości gwiazdy. Mierząc dokładnie te zmiany prędkości, można wywnioskować nachylenie orbity.

„Orbita K2-25b jest wyrównana z równikiem gwiazdy macierzystej, co daje wgląd w to, jak powstają układy planetarne wokół małomasywnych gwiazd. Tylko trzy inne układy planetarne krążące wokół gwiazd o małej masie miały zmierzone nachylenie orbit. Dzięki wykorzystaniu dużej, 10-metrowej apertury teleskopu Hobby-Eberly'ego i czułość HPF w bliskiej podczerwieni – gdzie gwiazdy o małej masie emitują większość swojego światła – jesteśmy podekscytowani mogąc prowadzić podobne obserwacje innych układów planetarnych karłów typu M, aby dalej badać, w jaki sposób tworzą się i ewoluują” – powiedział Suvrath Mahadevan, profesor astronomii i astrofizyki w Penn State i główny badacz spektrografu HPF.

HPF rozpoczął swoją pracę naukową pod koniec 2018 roku. Jest przeznaczony do wykrywania i charakterystyki planet w strefie zdatnej do zamieszkania – regionie wokół gwiazdy, w którym planeta może utrzymywać na swojej powierzchni wodę w stanie ciekłym – wokół pobliskich karłów typu M, ale jest również zdolny do dokonywania czułych pomiarów bliskich planet, poza ekosferą.

„Fotometria wysokiej rozdzielczości z 0,9-metrowego teleskopu WIYN, wykorzystująca innowacyjną technikę dyfuzora jest ważną częścią tego badania, która pozwoliła nam lepiej określić kształt tranzytu, a tym samym dodatkowo ograniczyć rozmiar, gęstość i skład planety. Teleskopy o mniejszej aperturze, wyposażone w najnowocześniejszy sprzęt, mogą stanowić platformy dla programów naukowych o dużym działaniu. Bardzo dokładna fotometria będzie potrzebna do eksploracji gwiazd i planet macierzystych w połączeniu z misjami kosmicznymi i większymi aperturami na Ziemi, a to jest ilustracja roli, jaką 0,9-m teleskop może odegrać w tych wysiłkach” – powiedział Jayadev Rajagopal, astronom z National Science Foundation NOIRLab, które obsługuje Kitt Peak National Observatory.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło: 

16 sierpnia 2020

Odkryto gwiazdę poruszającą się z prędkością 8% prędkości światła

W centrum naszej galaktyki setki gwiazd krąży wokół supermasywnej czarnej dziury. Większość z tych gwiazd ma na tyle duże orbity, że ich ruch jest opisany przez zasadę grawitacji Newtona i prawa ruchu Keplera. Ale kilka z nich ma tak ciasne orbity, że można je opisać jedynie za pomocą ogólnej teorii względności Einsteina. Gwiazda o najmniejszej orbicie jest znana jako S62. Przy największym zbliżeniu do czarnej dziury porusza się ona z prędkością większą niż 8% prędkości światła.



Supermasywna czarna dziura w naszej galaktyce znana jest jako Sagittarius A* (Sgr A*) i ma masę ok. 4 mln słońc, a wiemy to dzięki obserwacjom okrążających ją gwiazd. Astronomowie przez dziesięciolecia śledzili ruch tych gwiazd. Obliczając ich orbity, możemy wyznaczyć masę Sgr A*. W ostatnich latach nasze obserwacje stały się tak precyzyjne, że możemy zmierzyć więcej niż masę czarnej dziury. Możemy sprawdzić, czy nasze rozumienie czarnych dziur jest trafne.

Najbardziej znana gwiazda orbitująca wokół Sgr A* jest znana jako S2. To jasny, niebieski olbrzym, który okrąża czarną dziurę raz na 16 lat. W 2018 roku S2 zbliżyła się najbardziej do czarnej dziury, dając astronomom szansę zaobserwowania efektu względności zwanego grawitacyjnym przesunięciem ku czerwieni. Gdy podrzucisz piłkę do góry, zwalnia ona podczas wznoszenia się. Gdy skierujesz wiązkę światła w niebo, światło nie zwalnia ale grawitacja zabiera część jego energii. W rezultacie wiązka światła zostaje przesunięta ku czerwieni gdy wychodzi ze studni grawitacyjnej. Efekt ten zaobserwowano w laboratorium, ale S2 dała nam szansę zobaczenia go w świecie rzeczywistym. Faktycznie, przy największym zbliżeniu światło S2 zmieniło się na czerwone, tak jak przewidywano.

Przez lata uważano, że najbliższą gwiazdą Sgr A* jest S2, ale potem odnaleziono S62. Jak niedawno odkrył zespół naukowców, jest to gwiazda około dwa razy masywniejsza od Słońca, która okrąża czarną dziurę raz na dziesięć lat. Według ich obliczeń, przy największym zbliżeniu jej prędkość zbliża się do 8% prędkości światła. To jest tak szybko, że w grę wchodzi dylatacja czasu. Godzina na S62 trwałaby około 100 ziemskich minut.

Ze względu na bliskość Sgr A* S62 nie porusza się po orbicie keplerowskiej. Zamiast być elipsą, ma charakter spirograficzny, gdzie jej precesja wynosi około 10o w każdym cyklu. Ten rodzaj relatywistycznej precesji został po raz pierwszy zaobserwowany dla orbity Merkurego, ale tylko jako niewielki efekt.

Jesienią 2022 roku S62 po raz kolejny znajdzie się najbliżej Sgr A*. Powinno to pozwolić astronomom na przetestowanie efektów teorii względności nawet dokładniej niż dla największego zbliżenia S2.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 sierpnia 2020

Gdy ciemna materia staje się rozmyta

Jaki model ciemnej materii najlepiej opisuje nasz Wszechświat? Nowe badanie wykorzystuje unikalny region w naszej galaktyce, aby ograniczyć jeden konkretny model: rozmytą ciemną materię.




Kwestia modelowania
Obserwacje naszego Wszechświata mówią nam, że tylko 15% materii w nim zawartej jest zwykłą materią barionową, którą jesteśmy w stanie obserwować. Pozostałe 85% to ciemna materia – tajemnicza materia, która ukształtowała strukturę i ewolucję naszego Wszechświata poprzez oddziaływanie grawitacyjne, ale nie emituje żadnego światła.

Ponieważ nie możemy jej bezpośrednio zaobserwować, ciemna materia jest nadal stosunkowo nieznana – i istnieje wiele różnych hipotetycznych modeli, które opisują jej naturę. Czy ciemna materia jest gorąca? Zimna? Składa się z cząstek subatomowych? Albo obiektów makroskopowych, takich jak pierwotne czarne dziury? Istnieje model dla wszystkich tych opcji, a najlepszym sposobem ich przetestowania jest porównanie ich przewidywań z rzeczywistą strukturą, którą obserwujemy.

Ograniczenia dziwnej struktury
Jedną z takich struktur ograniczających jest wyjątkowy region w naszej własnej galaktyce: Centralna Strefa Molekularna (Central Molecular Zone – CMZ). Ten niezwykle gęsty, bogaty zbiór orbitującego gazu molekularnego znajduje się w samym centrum Drogi Mlecznej i ma średnicę zaledwie kilkuset lat świetlnych. Obserwacje sugerują, że obłoki gazu molekularnego krążą w pierścieniu lub dysku o skręconym trójwymiarowym kształcie, ale gruby pył, który spowija centrum galaktyki, ogranicza to, czego możemy się bezpośrednio dowiedzieć o CMZ.

Jednak kształt CMZ nie jest jedyną tajemnicą: nie do końca rozumiemy, co spowodowało rozwój tej dziwnej struktury. Wcześniejsze badania nad narodzinami struktury naszej galaktyki z cienkiego dysku sugerują, że formowanie się CMZ zależy od kombinacji potencjału grawitacyjnego Drogi Mlecznej z poprzeczką i szczególnie gęstego obszaru jądrowego.

W nowym badaniu zespół naukowców wykorzystał ten obraz do ograniczenia modelu ciemnej materii, który opiera się na lekkich cząsteczkach ciemnej materii skoncentrowanych w jądrze Galaktyki.

Dodanie rozmycia do Drogi Mlecznej
Zhi Li (Shanghai Jiao Tong University, Chiny) i jego współpracownicy przeprowadzają serie kosmologicznych symulacji, które modelują powstawanie Drogi Mlecznej z cienkiego dysku w realistycznym potencjale grawitacyjnym. W niektórych z tych symulacji autorzy uwzględniają tylko gęste zgrubienie jądrowe w centrum galaktyki. W innych dodają także jądro galaktyki zgodne z przewidywaniami rozmytej ciemnej materii, model opisujący ciemną materię Wszechświata jako bardzo lekkie bozony, które w niektórych skalach wykazują zachowanie fal.

Autorzy pokazują, że strukturę i dynamikę CMZ można dobrze odtworzyć tylko z wyjątkowo zwartym zgrubieniem centralnym. Ale połączenie mniejszego zgrubienia centralnego i jądra z rozmytej ciemnej materii również starannie odtwarza obserwacje, pozostawiając otwarte drzwi dla tego modelu ciemnej materii.

Czy więc nasza ciemna materia jest rozmyta, czy nie? Nie możemy tego jeszcze jednoznacznie powiedzieć, ale Li i współpracownicy rezerwują niektóre przyszłe obserwacje – takie jak określenie stosunku masy do światła w centrum galaktyki – które pomogą nam odpowiedzieć na to pytanie i lepiej zrozumieć, co się dzieje z tymi niewidzialnymi 85% materii naszego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 sierpnia 2020

Nowe spojrzenie na powstawanie gwiazd w najmniejszych galaktykach

Pytanie, w jaki sposób małe, karłowate galaktyki podtrzymywały procesy formowania nowych gwiazd, od dawna wprawia w zakłopotanie astronomów na całym świecie. Obecnie międzynarodowy zespół badaczy odkrył, że uśpione małe galaktyki mogą powoli gromadzić gaz przez wiele miliardów lat. Kiedy ten gaz nagle zapadnie się pod własnym ciężarem, mogą powstać nowe gwiazdy. Nowe badanie zostało opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.



W naszym Wszechświecie istnieje około dwóch miliardów galaktyk i podczas gdy nasza galaktyka Drogi Mlecznej zawiera od dwustu do czterystu miliardów gwiazd, małe galaktyki karłowate zawierają tylko dziesiątki tysięcy do kilku miliardów gwiazd. Sposób formowania się gwiazd w tych malutkich galaktykach od dawna owiany jest tajemnicą.

Obecnie zespół badaczy z Uniwersytetu w Lund w Szwecji ustalił, że galaktyki karłowate mogą pozostawać w stanie uśpienia przez kilka miliardów lat, zanim ponownie zaczną formować gwiazdy.

„Szacuje się, że te galaktyki karłowate przestały tworzyć gwiazdy około 12 mld lat temu. Nasze badanie pokazuje, że może to być tymczasowa przerwa” – mówi Martin Rey, astrofizyk z Uniwersytetu w Lund i kierownik badania.

Poprzez symulacje komputerowe wysokiej rozdzielczości naukowcy wykazali, że proces formowania się gwiazd w galaktykach karłowatych kończy się w wyniku ogrzewania i jonizacji silnego światła nowonarodzonych gwiazd. Eksplozje tak zwanych białych karłów – małych, słabych gwiazd zbudowanych z jądra, które pozostaje po śmierci gwiazdy normalnej wielkości – dodatkowo przyczyniają się do zapobiegania procesowi powstawania gwiazd w galaktykach karłowatych.

„Nasze symulacje pokazują, że galaktyki karłowate są w stanie gromadzić paliwo w postaci gazu, który ostatecznie skrapla się i rodzi gwiazdy. To wyjaśnia obserwowane formowanie się gwiazd w istniejących słabych galaktykach karłowatych, które od dawna intryguje astronomów” – stwierdza Rey.

Symulacje komputerowe wykorzystywane przez naukowców w badaniu są niezwykle czasochłonne: każda symulacja trwa nawet dwa miesiące i wymaga odpowiednika 40 laptopów pracujących przez całą dobę. Prace są kontynuowane, ponieważ opracowywane są metody lepszego wyjaśnienia procesów odpowiedzialnych za powstawanie gwiazd w najmniejszych galaktykach naszego Wszechświata.

„Pogłębiając naszą wiedzę na ten temat, uzyskujemy nowy wgląd w modelowanie procesów astrofizycznych, takich jak eksplozje gwiazd, a także ogrzewanie i chłodzenie gazu kosmicznego. Ponadto trwają dalsze prace nad przewidywaniem, ile takich galaktyk karłowatych tworzących gwiazdy istnieje w naszym Wszechświecie, a które mogłyby zostać odkryte przez teleskopy” – podsumowuje Rey.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 sierpnia 2020

Pogłębiająca się tajemnica białego karła GD 394

Podczas podstawowej dwuletniej misji TESS sonda obserwowała 200 000 gwiazd, odkrywając ponad 2000 kandydatów na planety. Jednak pod obserwacją teleskopu znalazły się również inne cele – w tym GD 394, niezwykły biały karzeł zlokalizowany mniej niż 200 lat świetlnych od nas.



GD 394 rzuca wyzwanie naszym oczekiwaniom dotyczącym białych karłów od czasu jego odkrycia w latach 60. XX w. Biały karzeł – gorąca, gęsta gwiezdna pozostałość – ma tak silne przyciąganie grawitacyjne, że oczekuje się, że cięższe pierwiastki szybko opadną do centrum białego karła, pozostawiając tylko lekki wodór, hel, a czasem węgiel i tlen, które możemy zidentyfikować w jego atmosferze.

Jednak wczesne obserwacje GD 394 ukazały w atmosferze nieoczekiwany obiekt zanieczyszczony cięższymi metalami, takimi jak krzem i żelazo. Aby do tego doszło, GD 394 musiałby aktywnie i stale gromadzić świeżą, bogatą w metale materię z jakiegoś zewnętrznego źródła, którego nie mogliśmy wykryć.

Ale te cięższe metale w atmosferze GD 394 były tylko częścią jego tajemnicy. W połowie lat 90. obserwacje wykazały, że emisja skrajnego ultrafioletu (EUV) tego białego karła nie była stała – jej intensywność zmieniała się o około 25% w szybkim tempie ok. 1,15 dnia.

Co może powodować tę zmienność? Odpowiedź pozostaje niejasna, ponieważ próby sprawdzenia różnych hipotez okazały się niewystarczające. Niedawne badanie obserwacji GD 394 wykazało, że krzywa blasku dalekiego ultrafioletu gwiazdy jest stała z dokładnością do 1%. Czy źródło zmienności zniknęło w ciągu ostatnich kilku dekad? A może zmienność występuje tylko w świetle EUV, a nie na dłuższych długościach fali?

W niedawnej publikacji naukowiec David Wilson (McDonald Observatory, University of Texas w Austin) i jego współpracownicy przedstawili nowe obserwacje TESS wykonane na falach optycznych, które jeszcze bardziej pogłębiły tajemnicę GD 394.

Wilson i współpracownicy monitorowali GD 394 przez 52 dni w dwóch sektorach TESS. Na podstawie tych obserwacji zidentyfikowali wyraźny dowód na około 1,15-dniowy okres zmienności na optycznej krzywej blasku białego karła – pierwszy dowód zmienności GD 394 poza długością fali EUV. Jednak w porównaniu ze zmiennością EUV zmienność optyczna jest niewielka, na poziomie zaledwie 0,12%! Tylko wysoka czułość TESS pozwoliła nam wykryć ten subtelny sygnał.

Więc co powoduje długotrwałe zmiany tej gwiazdy? Wiodące teorie, które mogą pasować do obu zestawów obserwacji, obejmują punkty metalu wywołane przez akrecję, zakrycie przez wypływ z orbitującej (ale nie tranzytującej) planety oraz indukowany magnetycznie gorący punkt.

Przyszłe jednoczesne obserwacje z użyciem teleskopu EUV i czułego obserwatorium optycznego, takiego jak TESS, mogą pomóc nam znaleźć różnice między tymi modelami. W międzyczasie TESS rozpoczął swoją rozszerzoną misję – polowanie na więcej planet, charakteryzowanie większej liczby gwiazd i odkrywanie kolejnych kosmicznych tajemnic.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 sierpnia 2020

Identyfikacja długookresowej planety na podstawie pojedynczego tranzytu TESS

W ciągu ostatnich 25 lat odkryto tysiące światów poza naszym Układem Słonecznym. Niemniej jednak niektóre kategorie egzoplanet pozostają nieuchwytne – na przykład planety krążące wokół swoich gwiazd na długich, powolnych orbitach. Nowe badanie pokazuje, jak możemy polować na te światy.


Od czasu pierwszego odkrycia egzoplanety ćwierć wieku temu, znaleziono ponad 4000 potwierdzonych planet krążących wokół innych gwiazd. Wiele z tych odkryć to planety, które przechodzą przed tarczą swojej gwiazdy macierzystej – większość z nich została zidentyfikowana przez Kosmiczny Teleskop Keplera lub, ostatnio, przez TESS. Te egzoplanety są cennym celem, ponieważ tranzyty można wykorzystać do pomiaru właściwości, takich jak promień, gęstość, skład masy a nawet atmosferę planet.

Niestety, ze względu na naturę detekcji tranzytów, nasze obserwacje są właściwie stronnicze: łatwiej jest wykryć i potwierdzić duże planety szybko okrążające gwiazdy, co oznacza, że wiemy dużo o gorących Jowiszach, ale stosunkowo niewiele o chłodniejszych planetach krążących na dalszych orbitach.

Ponieważ TESS obserwuje typowe regiony przez mniej niż miesiąc, planety na dalszych orbitach, dłuższych niż 30 dni zarejestrują – co najwyżej – pojedynczy tranzyt w danych TESS, zanim teleskop przesunie się na następny odcinek nieba. Ale czy możemy w jakiś sposób wykorzystać te pojedyncze tranzyty, aby dowiedzieć się więcej o planetach na wolnych, szerokich orbitach?

Kandydata na planetę z tylko jednego wykrycia tranzytu można potwierdzić za pomocą pomiarów prędkości radialnej gwiazdy macierzystej. Jednak istnieje duże zapotrzebowanie na precyzyjne przyrządy do pomiaru prędkości radialnej! Bez dokładnej wiedzy o okresie orbitalnym planety potwierdzenie jej istnienia i zmierzenie jej właściwości wymagałoby ogromnych nakładów czasu na obserwacje ze strony i tak przepełnionych instrumentów do pomiaru prędkości radialnej.

Jednak zespół naukowców pod przewodnictwem Samuela Gilla (University of Warwick, Wielka Brytania) zademonstrował teraz skuteczny sposób wyłapywania planety po jednym tranzycie TESS.

Gill i jego współpracownicy kontynuowali badanie kandydata na planetę, którego zarejestrował pojedynczy tranzyt TESS we wrześniu 2018 roku. Zespół przeprowadził intensywną kampanię monitorowania fotometrycznego gwiazdy gospodarza kandydata przy użyciu teleskopów NGTS w Chile – i po 79 nocach obserwacji wykryli drugi tranzyt kandydata 390 dni po pierwszym wykrytym przez TESS tranzycie.

Na podstawie połączonych obserwacji fotometrycznych astronomowie byli w stanie zawęzić możliwe okresy orbity dla planety do 13 oddzielnych okresów. Korzystając z tych ograniczeń, mogli następnie przeprowadzić krótkie i wydajne pomiary prędkości radialnej, aby zidentyfikować właściwości planety.

Wynik? NGTS-11 b (lub TOI-1847 b), jak obecnie nazywa się potwierdzona egzoplaneta, jest planetą o masie Saturna na szerokiej, około 35-dniowej orbicie. Ze statyczną temperaturą wynoszącą zaledwie 435 K, NGTS-11 b jest jednym z najchłodniejszych znanych tranzytujących gazowych olbrzymów i cennym celem przyszłej spektroskopii transmisyjnej do zbadania jego atmosfery.

Identyfikacja NGTS-11 b przez Gilla i jego współpracowników z zaledwie jednego tranzytu TESS pokazuje, jak potężna jest naziemna fotometria do namierzania planet na szerokich orbitach. Takie podejście może nam pomóc radykalnie poszerzyć naszą wiedzę na temat wolniej poruszających się, długookresowych światów poza naszym Układem Słonecznym.

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...