30 października 2020

Ocena zdatności do zamieszkania planet wokół starych czerwonych karłów

Planety krążące wokół najliczniejszych i najdłużej żyjących gwiazd w naszej Drodze Mlecznej mogą być mniej przyjazne dla życia, niż wcześniej sądzono.


W ramach nowego badania wykorzystującego Obserwatorium Rentgenowskie Chandra i Kosmiczny Teleskop Hubble’a zbadano czerwonego karła zwanego Gwiazdą Barnarda, który ma około 10 mld lat, czyli ponad dwukrotnie więcej niż obecny wiek Słońca. Czerwone karły są chłodniejsze i mniej masywne niż Słońce i oczekuje się, że będą żyły znacznie dłużej, ponieważ nie spalają już tak szybko swojego paliwa. Gwiazda Barnarda jest jedną z najbliższych Ziemi gwiazd, zlokalizowana w odległości zaledwie 6 lat świetlnych.

Młode czerwone karły, których wiek nie przekracza kilku miliardów lat, są znane jako silne źródła wysokoenergetycznego promieniowania, w tym wybuchów promieniowania UV i rentgenowskiego. Jednak naukowcy wiedzą mniej o tym, ile szkodliwego promieniowania emitują czerwone karły w późniejszym okresie życia.

Z nowych obserwacji wynika, że około 25% czasu Gwiazda Barnarda wyzwala palące rozbłyski, które mogą uszkodzić atmosfery planet blisko ją okrążających. Chociaż na jej jednej znanej planecie nie panują temperatury nadające się do zamieszkania, badanie to jest dowodem na to, że czerwone karły mogą stanowić poważne wyzwanie dla życia na ich planetach.

„Czerwone karły to najliczniejszy typ gwiazd, a ich małe rozmiary sprawiają, że są korzystne w przypadku badania planet wokół nich krążących. Astronomowie są zainteresowani zrozumieniem perspektyw dla planet nadających się do zamieszkania, krążących wokół czerwonych karłów. Gwiazda Barnarda to świetne studium przypadku, dzięki któremu dowiesz się, co dzieje się w szczególności wokół starszych czerwonych karłów” – powiedział Kevin France z University of Colorado w Boulder, który prowadził badanie.

Obserwacje Gwiazdy Barnarda z teleskopu Hubble’a przeprowadzone w marcu 2019 roku przez zespół badawczy pokazały dwa wysokoenergetyczne rozbłyski w UV, a obserwacje Chandra w czerwcu 2019 roku ujawniły jeden rozbłysk rentgenowski. Obie obserwacje trwały około 7 godzin.

„Jeżeli te zdjęcia są reprezentatywne dla tego, jak aktywna jest Gwiazda Barnarda, to pompuje ona dużo szkodliwego promieniowania. Taka sytuacja jest zaskakująca dla starego czerwonego karła” – powiedział współautor badania Girish Duvvuri, również z University of Colorado.

Następnie zespół badał, co te wyniki oznaczają dla planet skalistych krążących w strefie nadającej się do zamieszkania – strefie, w której może istnieć woda w stanie ciekłym na powierzchni planety – czerwonego karła, takiego jak Gwiazda Barnarda.

Każda atmosfera utworzona na wczesnym etapie historii planety znajdującej się w ekosferze prawdopodobnie zostałaby zniszczona przez wysokoenergetyczne promieniowanie gwiazdy podczas jej zmiennej młodości. Później jednak atmosfery planet mogą się zregenerować, ponieważ z wiekiem gwiazda staje się mniej aktywna. Ten proces regeneracji może zachodzić przez gazy uwalniane przez uderzenia materii stałej lub gazy uwalniane w procesach wulkanicznych.

Jednak atak potężnych rozbłysków, takich jak te opisane tutaj, powtarzający się przez setki milionów lat, może spowodować erozję każdej zregenerowanej atmosfery na planetach skalistych znajdujących się w ekosferze.

Ze względu na te zaskakujące odkrycia, zespół rozważał inne możliwości życia na planetach krążących wokół starych czerwonych karłów, takich jak Gwiazda Barnarda. Chociaż planety w tradycyjnej ekosferze mogą nie być w stanie utrzymywać swojej atmosfery ze względu na rozbłyski, astronomowie mogą rozszerzyć swoje poszukiwania planet na większe odległości od gwiazdy macierzystej, gdzie dawki wysokoenergetycznego promieniowania są mniejsze. Przy większych odległościach istnieje możliwość, że efekt cieplarniany gazów innych niż dwutlenek węgla, takich jak wodór, pozwoli na istnienie wody w stanie ciekłym.

„Trudno powiedzieć, jakie jest prawdopodobieństwo, że jakakolwiek planeta w jakimkolwiek układzie będzie nadawała się do zamieszkania dzisiaj lub w przyszłości. Nasze badania pokazują jeden ważny czynnik, który należy wziąć pod uwagę w skomplikowanym pytaniu dotyczącym tego, czy planeta może wspierać życie” – powiedziała Allison Youngblood z University of Colorado.

Planety krążące poza orbitą słoneczną są także znane jako egzoplanety. Jak dotąd potwierdzono ponad 4000 egzoplanet, a wiele z tych zidentyfikowanych znajduje się na orbitach wokół czerwonych karłów. Zrozumienie, co sprawia, że planety nadają się do zamieszkania, jest przedmiotem zainteresowania naukowców zajmujących się astrobiologią, która bada, jak powstało życie na Ziemi i gdzie może ono jeszcze istnieć w Układzie Słonecznym i poza nim.

Zespół obecnie bada wysokoenergetyczne promieniowanie z wielu innych czerwonych karłów, aby określić, czy Gwiazda Barnarda jest typowa.

„Może się okazać, że większość czerwonych karłów jest wrogo nastawiona do życia. W takim przypadku można by wyciągnąć wniosek, że planety wokół bardziej masywnych gwiazd, takich jak nasze Słońce, mogą być optymalną lokalizacją do poszukiwania zamieszkałych światów za pomocą teleskopów następnej generacji” – powiedział współautor pracy Tommi Koskinen z University of Arizona w Tucson.

Gwiazda Barnarda ma 16% masy Słońca, a jej znana planeta ma masę około trzy razy większą od Ziemi i krąży w odległości mniej więcej takiej, jak Merkury od Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 października 2020

Galaktyki w niemowlęcym Wszechświecie były zaskakująco dojrzałe

Już we wczesnym Wszechświecie masywne galaktyki były znacznie bardziej dojrzałe, niż oczekiwano. Zostało to pokazane przez międzynarodowy zespół astronomów, który za pomocą teleskopów ALMA zbadał 118 odległych galaktyk.


Większość galaktyk powstała, gdy Wszechświat był jeszcze bardzo młody. Na przykład nasza własna galaktyka prawdopodobnie zaczęła się formować 13,6 mld lat temu we Wszechświecie, który obecnie liczy 13,8 mld lat. Kiedy Wszechświat miał zaledwie 10% swojego obecnego wieku (1-1,5 mld lat po Wielkim Wybuchu), większość galaktyk doświadczyła „zrywu wzrostu”. W tym czasie nagromadziły większość swojej masy gwiazdowej i innych właściwości, takich jak pył, zawartość ciężkich pierwiastków i kształty dysków spiralnych, które obserwujemy w dzisiejszych galaktykach. Dlatego jeżeli chcemy dowiedzieć się, w jaki sposób powstały galaktyki takie, jak nasza Droga Mleczna, ważne jest, aby przestudiować tę epokę.

W badaniu zwanym ALPINE (ALMA Large Program to Investigate C+ at Early Times) międzynarodowy zespół zbadał 118 galaktyk doświadczających takiego „zrywu wzrostu” we wczesnym Wszechświecie. „Ku naszemu zdziwieniu, wiele z nich było dużo bardziej dojrzałych, niż się spodziewaliśmy” – powiedział Andreas Faisst z Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) w Caltech.

Galaktyki uważane są za bardziej „dojrzałe” niż „pierwotne” wtedy, gdy zawierają znaczną ilość pyłu i ciężkich pierwiastków. „Nie spodziewaliśmy się, że w tych odległych galaktykach jest tyle pyłu i ciężkich pierwiastków” – powiedział Faisst. Pył i ciężkie pierwiastki (astronomowie tak nazywają pierwiastki cięższe od wodoru i helu) są uważane za produkt uboczny umierających gwiazd. Ale galaktyki we wczesnym Wszechświecie nie miały wystarczającej ilości czasu na budowę gwiazd, więc astronomowie również tam nie spodziewają się zobaczyć dużo pyłu ani ciężkich pierwiastków.

„Z poprzednich badań wynika, że takie młode galaktyki są ubogie w pył. Jednak odkrywamy, że około 20% galaktyk, które utworzyły się w tak wczesnej epoce, jest już bardzo pyłowych, a znaczna część światła ultrafioletowego z nowonarodzonych gwiazd jest już ukryta przez ten pył” – dodał.

Wiele galaktyk uznawano również za stosunkowo dojrzałe, ponieważ wykazywały różnorodność w swoich strukturach, w tym pierwsze oznaki rotujących dysków – co może później prowadzić do galaktyk o strukturze spiralnej, jak obserwuje się w galaktykach takich jak nasza Droga Mleczna. Astronomowie ogólnie spodziewają się, że galaktyki we wczesnym Wszechświecie wyglądają jak wraki pociągów, ponieważ często się zderzają. „Widzimy wiele zderzających się galaktyk, ale widzimy również wiele z nich wirujących w uporządkowany sposób, bez oznak kolizji” – powiedział John Silverman z Instytutu Fizyki i Matematyki Wszechświata w Kavli w Japonii.

ALMA już wcześniej zauważył odległe galaktyki, takie jak MAMBO-9 (bardzo zakurzona galaktyka) i Dysk Wolfa (galaktyka z rotującym dyskiem). Trudno było jednak powiedzieć, czy te odkrycia były wyjątkowe, czy też istnieje więcej takich galaktyk. ALPINE to pierwsze badanie, które umożliwiło astronomom zbadanie znacznej ilości galaktyk we wczesnym Wszechświecie i pokazuje, że mogą one ewoluować szybciej niż oczekiwano. Ale naukowcy nie rozumieją jeszcze, w jaki sposób galaktyki rosły tak szybko i dlaczego niektóre z nich mają już wirujące dyski.

Obserwacje z ALMA były kluczowe dla tych badań, ponieważ radioteleskop może zobaczyć proces formowania się gwiazd, który ukryty jest przez pył i śledzić ruch gazu emitowanego z obszarów gwiazdotwórczych. W badaniach galaktyk we wczesnym Wszechświecie wykorzystuje się zwykle teleskopy optyczne i podczerwone. Umożliwiają one pomiar niezasłoniętych formujących się gwiazd oraz pomiar mas gwiazd. Jednak te teleskopy mają trudność z pomiarem obszarów zasłoniętych przez pył, w których tworzą się gwiazdy, lub ruchów gazu w tych galaktykach. Czasami w ogóle nie widzą galaktyki. „Dzięki ALMA po raz pierwszy odkryliśmy kilka odległych galaktyk. Nazwane zostały Hubble-dark, gdyż nie można ich było wykryć nawet teleskopem Hubble’a” – powiedziała Lin Yan z Caltech.

Aby dowiedzieć się więcej o odległych galaktykach, astronomowie chcą przez dłuższy czas kierować ALMA na poszczególne galaktyki. „Chcemy dokładnie zobaczyć, gdzie jest pył i jak porusza się gaz. Chcemy również porównać zakurzone galaktyki z innymi galaktykami w tej samej odległości i dowiedzieć się, czy w ich otoczeniu może być coś wyjątkowego” – dodał Paolo Cassata z Uniwersytetu w Padwie we Włoszech.

ALPINE to pierwsze i największe badanie galaktyk we wczesnym Wszechświecie na wielu długościach fal. Dla dużej próbki galaktyk zespół zebrał pomiary optyczne (w tym Subaru, VISTA, Hubble, Keck i VLT), podczerwone (Spitzer) i radiowe (ALMA). Aby uzyskać pełny obraz tego, jak powstają galaktyki, potrzebne są badania na wielu długościach fal. „Tak duży i kompleksowy przegląd jest możliwy tylko dzięki współpracy między wieloma instytutami na całym świecie” – powiedział Matthieu Béthermin z Laboratoire d’Astrophysique de Marseille we Francji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 października 2020

Nowe badanie szczegółowo opisuje atmosferę gorącego Neptuna, który nie powinien istnieć

Zespół naukowców zebrał dane pochodzące z teleskopów kosmicznych TESS i Spitzer, aby po raz pierwszy zobrazować atmosferę bardzo nietypowej egzoplanety zwanej „gorącym Neptunem”.


„Po raz pierwszy zmierzyliśmy światło pochodzące z tej planety, która nie powinna istnieć. Ta planeta jest tak intensywnie napromieniowana przez swoją gwiazdę, że temperatura przekracza 3000 stopni Fahrenheita, a jej atmosfera mogłaby całkowicie wyparować. Jednak nasze obserwacje przy pomocy Spitzera pokazują nam jej atmosferę dzięki światłu podczerwonemu emitowanemu przez planetę” – powiedział Ian Crossfield, docent fizyki i astronomii na Kansas University i główny autor artykułu.

Ta planeta nie ma stałej powierzchni i jest o wiele gorętsza nawet niż Merkury w naszym Układzie Słonecznym – w atmosferze tej planety nie tylko stopił by się ołów, ale platyna, chrom, i stal nierdzewna. Rok na niej trwa mniej niż 24 godziny!

Gorący Neptun LTT 9779b został odkryty zaledwie w 2019 roku (pisaliśmy o tym tutaj), stając się jedną z pierwszych planet wielkości Neptuna odkrytych podczas misji polowania na planety TESS. Crossfield i współautorzy pracy opublikowanej w Astrophysical Journal Letters, wykorzystali technikę zwaną analizą „krzywej fazowej”, aby przeanalizować skład atmosferyczny egzoplanety.

„Zmierzyliśmy, ile światła podczerwonego jest emitowane przez planetę, gdy obraca się ona o 360o wokół własnej osi. Światło podczerwone wskazuje temperaturę czegoś i wskazuje, gdzie są cieplejsze i chłodniejsze części tej planety – na Ziemi w południe nie jest najcieplej; najbardziej gorąco jest kilka godzin po południu. Ale na tej planecie najbardziej gorąco jest właśnie około południa. Widzimy większość światła podczerwonego pochodzącego z części planety, gdy jej gwiazda znajduje się dokładnie w zenicie, a znacznie mniej z innych części planety” – powiedział Crossfield.

Odczyty temperatury planety są postrzegane jako sposób na scharakteryzowanie jej atmosfery.

„Planeta jest znacznie chłodniejsza, niż się spodziewaliśmy, co sugeruje, że odbija większość padającego na nią światła gwiazdy, prawdopodobnie ze względu na chmury znajdujące się po jej dziennej stronie. Planeta także nie przenosi dużo ciepła na swoją nocną stronę, ale myślimy, że rozumiemy, że: pochłaniane światło gwiazd jest prawdopodobnie absorbowane wysoko w atmosferze, skąd energia jest wypromieniowywana z powrotem w kosmos” – powiedział współautor artykułu Nicolas Cowan z Institute for Research on Exoplanets (iREx) i McGill University w Montrealu, który pomógł w analizie i interpretacji pomiarów termicznych krzywych fazowych.

Według Crossfielda, wyniki są zaledwie pierwszym krokiem do nowej fazy eksploracji egzoplanet, ponieważ badania atmosfer egzoplanet stale przesuwają się w kierunku coraz mniejszych planet.

„Nie powiedziałbym, że rozumiemy teraz wszystko, co dotyczy tamtej planety, ale dokonaliśmy pomiarów na tyle, aby wiedzieć, że będzie to naprawdę owocny obiekt do przyszłych badań. Nasze dotychczasowe pomiary pokazują nam to, co nazywamy cechami absorpcji widmowej – a jej widmo wskazuje na obecność tlenku węgla i/lub dwutlenku węgla w atmosferze. Zaczynamy rozumieć, jakie cząsteczki tworzą jego atmosferę” – powiedział.

Crossfield wyjaśnił niezwykłą rzadkość światów podobnych do Neptuna, znalezionych blisko ich gwiazd macierzystych, regionu zazwyczaj pozbawionego planet, które astronomowie nazywają „pustynią gorących Neptunów”.

„Uważamy, że dzieje się tak dlatego, że gorące Neptuny nie są wystarczająco masywne, aby uniknąć znacznego odparowania atmosfery i utraty masy. Tak więc najbliższe swoim gwiazdom gorące egzoplanety to albo masywne gorące Jowisze, albo skaliste planety, które dawno temu straciły większość swojej atmosfery” – powiedział.

Chociaż LTT 9779b nie nadaje się do kolonizacji przez ludzi ani żadne inne znane formy życia, Crossfield powiedział, że ocena jej atmosfery doprowadziłaby do udoskonalenia technik, które pewnego dnia można by wykorzystać do znalezienia planet bardziej przyjaznych dla życia. I dodał, że pozostaje wiele do zrobienia, aby lepiej zrozumieć LTT 9779b i podobne gorące Neptuny, które jeszcze nie zostały odkryte.

„Chcemy kontynuować obserwacje za pomocą innych teleskopów, abyśmy mogli odpowiedzieć na więcej pytań: W jaki sposób ta planeta jest w stanie zachować swoją atmosferę? Jak się w ogóle uformowała? Czy początkowo była większa, ale straciła część swojej pierwotnej atmosfery? Jeżeli tak, to dlaczego jej atmosfera nie jest tylko pomniejszoną warstwą atmosfery bardzo gorących, większych egzoplanet? I co jeszcze może czaić się w jej atmosferze?” – powiedział Crossfield.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 października 2020

Potwór w środku Drogi Mlecznej... wiruje powoli?

Monstrualna czarna dziur w centrum galaktyki Drogi Mlecznej po raz kolejny okazuje się dziwniejsza od fikcji. Nowe badania naukowców pokazały, że supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki zbytnio nie wiruje, co dostarcza więcej dowodów na to, że prawdopodobnie nie posiada dżetów.


Supermasywne czarne dziury, takie jak Sgr A* – monstrualna czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej – charakteryzują się tylko dwiema liczbami: masą i spinem, ale mają krytyczny wpływ na powstawanie i ewolucję galaktyk. Według dr Avi Loeba, Franka B. Bairda Jr. profesora nauk ścisłych z Harvardu i astronoma CfA, a także współautora badań „czarne dziury uwalniają ogromne ilości energii, która usuwa gaz z galaktyk, a tym samym kształtuje ich historię formowania się gwiazd.”

Chociaż naukowcy wiedzą, że masa centralnych czarnych dziur ma krytyczny wpływ na galaktykę macierzystą, zmierzenie wpływu ich spinu nie jest łatwe. Jak ujął to Loeb: „wpływ wirowania czarnych dziur na orbity pobliskich gwiazd jest subtelny i trudny do bezpośredniego zmierzenia”.

Aby lepiej zrozumieć, w jaki sposób Sgr A* wpłynęła na powstanie i ewolucję Drogi Mlecznej, Loeb i dr Giacomo Fragione z Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) zbadali orbity gwiezdne i przestrzenne rozmieszczenie gwiazd typu widmowego S – najbliższych gwiazd krążących wokół Sgr A* i podróżujących z prędkością do kilku procent prędkości światła – aby ograniczyć tempo wirowania czarnej dziury. „Doszliśmy do wniosku, że supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki wiruje powoli. Może to mieć poważne konsekwencje dla wykrywalności aktywności w centrum Drogi Mlecznej i przyszłych obserwacji Teleskopu Horyzontu Zdarzeń (EHT)” – powiedział Fragione.

Wydaje się, że gwiazdy typu S są ograniczone na dwóch preferowanych płaszczyznach. Loeb i Fragione wykazali, że gdyby Sgr A* miała znaczący spin, preferowane płaszczyzny orbity gwiazd w momencie ich narodzin pozostałyby do obecnej chwili niewyrównane. „W naszych badaniach wykorzystaliśmy niedawno odkryte gwiazdy typu S, aby wykazać, że spin czarnej dziury Sgr A* musi być mniejszy niż 10% jej maksymalnej wartości, co odpowiada czarnej dziurze wirującej z prędkością światła. W przeciwnym razie wspólne płaszczyzny orbit tych gwiazd nie pozostałyby wyrównane podczas ich życia, jak widać to dzisiaj” – powiedział Loeb.

Wynik badania wskazuje również na inny ważny szczegół dotyczący Sgr A*: jest mało prawdopodobne, aby miała dżet. „Uważa się, że dżety są napędzane przez wirujące czarne dziury, które działają jak olbrzymie koło zamachowe” – powiedział Loeb, a Fragione dodał: „Rzeczywiście, nie ma dowodów na aktywność dżetów w Sgr A*. Zbliżająca się analiza danych z EHT rzuci więcej światła na tę kwestię”.

Odkrycie to zostało opublikowane na kilka dni przed ogłoszeniem Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 2020 roku, która została częściowo przyznana naukowcom Reinhardowi Genzelowi i Andrei Ghez za ich przełomowe badania wykazujące, że Sgr A* jest czarną dziurą. „Genzel i Ghez monitorowali ruch gwiazd wokół niej. Mierzyli jej masę ale nie spin. Ustaliliśmy pierwszą wąską granicę spinu Sgr A*, dodając, że odkrycie nie byłoby możliwe bez oryginalnej pracy Genzel i Ghez nagrodzonej Noblem” – powiedział Loeb.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 października 2020

Uśmiechnij się, pomachaj: niektóre planety też mogą nas zobaczyć

Trzy dekady po tym, jak astronom Carl Sagan zasugerował, aby Voyager 1 wykonał zdjęcie Ziemi z odległości miliardów kilometrów – w wyniku czego powstało kultowe zdjęcie Błękitnej Kropki – dwoje astronomów proponuje inną wyjątkową kosmiczną perspektywę na naszą planetę.


Niektóre egzoplanety – planety spoza naszego Układu Słonecznego – mają w bezpośrednim polu widzenia obserwację biologicznych właściwości Ziemi z bardzo, bardzo daleka.

Lisa Kaltenegger, profesor astronomii i Joshua Pepper, profesor fizyki, zidentyfikowali 1004 gwiazdy ciągu głównego (takie, jak nasze Słońce), które mogą mieć planety podobne Ziemi w swoich ekostrefach (strefa wokół gwiazdy, w której na powierzchni planety może znajdować się woda w stanie ciekłym) i z których powinno być możliwe wykrycie chemicznych śladów ziemskiego życia. Wszystkie te gwiazdy znajdują się w promieniu około 300 lat świetlnych od nas.

„Odwróćmy punkt widzenia na inne gwiazdy i zapytajmy, z jakiego punktu obserwacyjnego inni obserwatorzy mogliby odkryć Ziemię jako planetę tranzytującą” – powiedziała Kaltenegger. Planeta tranzytująca to taka, która przechodzi pomiędzy obserwatorem a swoją gwiazdą, taką jak Słońce, odsłaniając wskazówki dotyczące składu atmosfery planety.

„Gdyby obserwatorzy szukali tam, byliby w stanie zobaczyć oznaki biosfery w atmosferze naszej błękitnej kropki” – dodała. „I możemy nawet zobaczyć jedne z najjaśniejszych spośród tych gwiazd na naszym niebie bez użycia lornetki czy teleskopu.”

Ale które układy gwiazd mogą znaleźć nas? Kluczem do tej nauki jest ziemska ekliptyka – płaszczyzna orbity Ziemi wokół Słońca. Ekliptyka jest tam, gdzie znajdowałyby się egzoplanety z widokiem na Ziemię, ponieważ będą to miejsca, w których Ziemia będzie przechodzić przed tarczą Słońca – skutecznie dostarczając astronomom odkrycia tętniącej życiem biosfery naszej planety.

Pepper i Kaltenegger stworzyli listę tysiąca najbliższych gwiazd, korzystając z katalogu TESS.

„Tylko niewielka część egzoplanet będzie w takim ustawieniu względem Ziemi, abyśmy mogli zobaczyć tranzyty. Ale z tych wszystkich tysiąca gwiazd, które zidentyfikowaliśmy w naszym artykule, znajdujących się w sąsiedztwie Słońca, Ziemia mogła być widziana jako przechodząca przed tarczą Słońca, zwracając ich uwagę” – powiedział Pepper.

„Gdybyśmy znaleźli planetę z tętniącą życiem biosferą, bylibyśmy ciekawi, czy ktoś tam też patrzy na nas. Jeżeli szukamy inteligentnego życia we Wszechświecie, które mogłoby nas znaleźć i mogłoby chcieć się z nami skontaktować, właśnie stworzyliśmy mapę gwiazd, na które najpierw powinniśmy spojrzeć” – powiedziała Kaltenegger.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 października 2020

Ultrafiolet rzuca światło na pochodzenie Układu Słonecznego

Chcąc odkryć pochodzenie naszego Układu Słonecznego, międzynarodowy zespół naukowców porównał skład Słońca do składu najstarszej materii, która powstała w naszym Układzie Słonecznym: ogniotrwałych wtrętów w nieprzetworzonych meteorytach.


Analizując izotopy tlenu (odmiany pierwiastka, które mają dodatkowe neutrony) tych ogniotrwałych wtrętów, zespół badaczy ustalił, że różnice w składzie między Słońcem, planetami i inną materią Układu Słonecznego zostały odziedziczone po protosłonecznym obłoku molekularnym, istniejącym jeszcze przed Układem Słonecznym. Wyniki ich badań zostały niedawno opublikowane w Science Advances.

„Niedawno wykazano, że zmiany w składzie izotopowym wielu pierwiastków w naszym Układzie Słonecznym zostały odziedziczone po protosłonecznym obłoku molekularnym. Nasze badanie pokazuje, że tlen nie jest wyjątkiem” – powiedział główny autor pracy Alexander Krot z University of Hawaii.

Obłok molekularny czy mgławica słoneczna?
Kiedy naukowcy porównują izotopy tlenu 16, 17 i 18, obserwują znaczące różnice między Ziemią i Słońcem. Uważa się, że jest to spowodowane przetwarzaniem pod wpływem światła UV tlenku węgla, który uległ rozpadowi, co prowadzi do dużej zmiany stosunków izotopów tlenu w wodzie. Planety powstają z pyłu, który dziedziczy zmienione proporcje izotopów tlenu poprzez interakcje z wodą.

Naukowcy nie wiedzieli, czy przetworzenie w ultrafiolecie miało miejsce w macierzystym obłoku molekularnym, który zapadł się, tworząc układ protosłoneczny, czy później w obłoku gazu i pyłu, z którego powstały planety, zwanym mgławicą słoneczną.

Aby to ustalić, zespół badawczy zwrócił się w stronę najstarszego składnika meteorytów, zwanego wtrętem wapienno-glinowym (CAl). Wykorzystali mikrosondę jonową, obrazy rozpraszania wstecznego elektronów i rentgenowskie analizy pierwiastkowe w Instytucie Geofizyki i Planetologii Uniwersytetu Hawajskiego, aby dokładnie przeanalizować CAl. Następnie włączyli drugi układ izotopów (izotopy glinu i magnezu), aby ograniczyć wiek CAl, tworząc związek – po raz pierwszy – między obfitością izotopów tlenu a masą 26 izotopów glinu.

Na podstawie tych izotopów glinu i magnezu doszli do wniosku, że CAl powstały około 10 000 do 20 000 lat po zapadnięciu się macierzystego obłoku molekularnego.

Jest to bardzo wczesny okres w historii Układu Słonecznego. Tak wczesny, że nie starczyłoby czasu na zmianę izotopów tlenu w mgławicy słonecznej.

Chociaż potrzeba więcej pomiarów i modelowania, aby w pełni ocenić implikacje tych odkryć, mają one wpływ na inwentaryzację związków organicznych dostępnych podczas tworzenia się Układu Słonecznego, a później podczas formowania się planet i planetoid.

„Wszelkie ograniczenia dotyczące ilości materii przetwarzanej w UV w mgławicy słonecznej lub macierzystym obłoku molekularnym mają zasadnicze znaczenie dla zrozumienia inwentarza związków organicznych, które doprowadziły do życia na Ziemi” – powiedział James Lyons z Arizona State University.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 października 2020

Galaktyka Drogi Mlecznej ma zlepione halo

Astronomowie ustalili, że nasza galaktyka jest otoczona zlepionym halo gorących gazów, do którego nieustannie dostarczana jest materia wyrzucana przez rodzące się lub umierające gwiazdy. To rozgrzane halo, zwane ośrodkiem okołogalaktycznym (CGM), było inkubatorem powstania Drogi Mlecznej około 10 mld lat temu i mogła tam przebywać podstawowa materia, nieuwzględniona od narodzin Wszechświata.


Odkrycia te pochodzą z obserwacji wykonanych przez HaloSat, jednego z klasy minisatelitów zaprojektowanych i zbudowanych w Iowa – ten przeznaczony jest do oglądania promieni rentgenowskich emitowanych przez CGM. Naukowcy doszli do wniosku, że CGM ma geometrię podobną do dysku, bazując na intensywności emisji promieniowania rentgenowskiego pochodzącego z niego.

Tam, gdzie Droga Mleczna intensywnie tworzy gwiazdy, jest więcej emisji promieniowania rentgenowskiego z ośrodka okołogalaktycznego. To sugeruje, że CGM jest powiązany z formowaniem się gwiazd i prawdopodobnie naukowcy widzą gaz, który wcześniej wpadł do Drogi Mlecznej, pomógł w tworzeniu się gwiazd, a teraz jest zwracany do ośrodka okołogalatycznego.

Każda galaktyka posiada ośrodek okołogalaktyczny, a regiony te mają kluczowe znaczenie dla zrozumienia nie tylko tego, w jaki sposób galaktyki powstały i ewoluowały, ale także tego, jak Wszechświat rozwijał się od jądra helu i wodoru do kosmicznej przestrzeni pełnej gwiazd, planet, komet i wszystkich innych rodzajów ciał i składników niebieskich.

HaloSat został wystrzelony w kosmos w 2018 roku w celu poszukiwania materii barionowej, którą uważa się za brakującą od narodzin Wszechświata blisko 14 mld lat temu. Satelita obserwował CGM Drogi Mlecznej w poszukiwaniu dowodów, że może tam znajdować się pozostałość materii barionowej.

Naukowcy chcieli się dowiedzieć, czy CGM jest ogromnym, rozciągniętym halo, które jest wielokrotnie większe od naszej galaktyki – w takim przypadku mogłoby pomieścić całkowitą liczbę atomów, aby rozwiązać problem brakującej materii barionowej.

„To, co zrobiliśmy to zdecydowane pokazanie, że istnieje część CGM o dużej gęstości, która jest jasna w promieniach rentgenowskich, co powoduje dużą emisję tego promieniowania. Ale nadal może istnieć naprawdę duże, rozległe halo, które jest prawdopodobnie słabe w promieniowaniach rentgenowskich. I być może trudniej zobaczyć to słabe, rozległe halo, ponieważ po drodze jest ten jasny dysk emisyjny. Tak więc okazuje się, że w przypadku samego HaloSat naprawdę nie możemy powiedzieć, czy rzeczywiście istnieje to rozległe halo” – mówi Philip Kaaret, profesor na Wydziale Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Iowa i autor pracy.

Kaaret mówi, że był zaskoczony grudkowatością CGM, spodziewał się, że jego geometria będzie bardziej jednolita. Gęstsze obszary to regiony, w których powstają gwiazdy i gdzie między Drogą Mleczną a CGM odbywa się wymiana materii.

„Wydaje się, że Droga Mleczna i inne galaktyki nie są układami zamkniętymi. W rzeczywistości wchodzą w interakcje, wyrzucają materię do CGM i przywracają ją z powrotem” – dodaje Kaaret.

Następnym krokiem jest połączenie danych HaloSat z danymi z innych obserwatoriów rentgenowskich w celu ustalenia, czy istnieje rozległe halo otaczające Drogę Mleczną, a jeżeli tak, obliczenie jego rozmiaru. To z kolei może rozwiązać zagadkę brakującej materii barionowej.

Lepiej, żeby te brakujące bariony gdzieś były. Znajdują się w halo wokół pojedynczych galaktyk, takich jak Droga Mleczna, lub we włóknach rozciągających się między galaktykami” – mówi Kaaret.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 października 2020

Głębokie spojrzenie z ALMA na odległe galaktyki

Niesamowita moc ALMA, szeregu radioteleskopów zlokalizowanych na pustyni w Chile, zrewolucjonizowała rozumienie przez naukowców struktur zbudowanych z gazu i pyłu w naszej własnej galaktyce. Ale ALMA może zdziałać jeszcze więcej: może również katalogować gaz molekularny i pył galaktyk znajdujących się w odległych głębinach naszego Wszechświata.


Aby lepiej zrozumieć, w jaki sposób ewoluują i tworzą się gwiazdy na przestrzeni czasu, naukowcy zebrali obserwacje głębokiego pola z ALMA, kierując teleskopy na prawdopodobnie najbardziej znane pole galaktyk w astronomii: Ultragłębokie Pole Hubble’a (Hubble Ultra-Deep Field – HUDF). Ten obszar nieba był badany przez ponad tysiąc godzin obserwacyjnych przy użyciu różnych teleskopów, ale ALMA dostarcza nowego spojrzenia.

Dzięki ALMA możemy z czasem uzyskać wgląd w zawartość zimnego gazu molekularnego i pyłu w galaktykach – a niezwykłą czułość tego obserwatorium wykorzystano w niedawnym, ambitnym projekcie o nazwie ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra-Deep Field (ASPECS).

Pierwszym krokiem w kierunku zrozumienia procesu formowania się gwiazd w odległym Wszechświecie jest ustalenie, które galaktyki tworzą gwiazdy i w jakim tempie. Jest to stosunkowo proste, gdy procesy gwiazdotwórcze są widoczne – ale często jest to zasłonięte przez pył, co uniemożliwia astronomom uzyskanie wyraźnych pomiarów.

W tej sytuacji wysoka czułość ALMA jest idealna, a obserwacje ASPECS posłużyły do zbadania procesów gwiazdotwórczych otulonych pyłem w 1362 galaktykach w HUDF, które znajdują się w zakresie przesunięcia ku czerwieni z = 1,5-10. 

Mając wyraźny obraz powstawania gwiazd w czasie, warto następnie zbadać surowiec użyty do ich produkcji.

Aby to zrobić, ALMA poszukiwała odległego, zimnego gazu i pyłu, odsłaniając rezerwuary w dziesiątkach galaktyk – w tym nieoczekiwane źródła o niskim tempie formowania się gwiazd i masie gwiazdowej. Niesłychana głębokość obserwacji ASPECS pozwoliła zespołowi zidentyfikować prawie wszystkie rezerwuary zimnego pyłu od współczesności do wczesnych kosmicznych czasów w HUDF.

Powszechnie wiadomo, że gdy zaczęły się formować pierwsze gwiazdy, aktywność gwiazdotwórcza wzrastała z czasem, aż osiągnęła szczyt w okolicach z ~ 1-3, czyli „kosmicznego południa”. Po tym czasie aktywność gwiazdotwórcza znacznie wyhamowała do dnia dzisiejszego. Obserwacje ASPECS pomagają teraz astronomom lepiej zrozumieć, dlaczego tak się stało.

Dane ASPECS pokazują, że całkowita ilość gazu molekularnego we Wszechświecie wzrastała aż do kosmicznego południa, kiedy to zaczęła się stopniowo zmniejszać. Obecnie ilość gazu molekularnego dostępnego do formowania się gwiazd to zaledwie około 1/10 tego, co było dostępne w kosmicznym południu! Jest to całkowicie zgodne z tą znaną kosmiczną historią formowania się gwiazd: tworzenie się gwiazd osiągnęło szczyt gęstości gazu molekularnego i osłabło do dnia dzisiejszego – i prawdopodobnie będzie nadal spadać, aż całkowicie ustanie.

Co dalej? Dane ASPECS są obecnie wykorzystywane do ograniczania modeli kosmologicznych, pomagają naukowcom lepiej zrozumieć ewolucję galaktyk i narodziny gwiazd. Jest jeszcze wiele do zrobienia z obserwacjami ASPECS a wspominana praca to dopiero początek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 października 2020

Wątpliwości związane z pobliską czarną dziurą

W maju 2020 roku naukowcy ogłosili pośrednie wykrycie najbliższej Ziemi czarnej dziury. Ale inny zespół sugeruje teraz odmienne wyjaśnienie tej gwiezdnej łamigłówki.


HR 6819: Historia tajemnicy
Na podstawie wcześniejszych widm układu HR 6819 naukowcy zidentyfikowali to źródło jako jasną gwiazdę, wczesnego typu Be – gorącą gwiazdę z liniami emisyjnymi, prawdopodobnie poprzez akrecję okołogwiazdowego dysku materii. Wraz z rozwojem zdolności do rozpoznawania szczegółów w widmach gwiazdowych, wyłonił się jednak bardziej skomplikowany obraz.

Badania przeprowadzone w latach 80. ubiegłego stulecia nieoczekiwanie pokazały wąskie linie absorpcyjne w widmach HR 6819, a badanie z 2003 roku wykazało, że linie z czasem się przesunęły. To wskazywało, że chociaż naukowcy nie mogli ich rozdzielić optycznie, HR 6819 miał dwa składniki: gwiazdę typu Be, nie wykazują żadnego oczywistego ruchu i gwiazdę typu B3 III na 40-dniowej orbicie.

Ale czym jest obiekt, który okrąża gwiazda typu B3 III? W maju 2020 roku naukowcy ogłosili odpowiedź na tę zagadkę: HR 6819 musi w rzeczywistości być układem potrójnym. Twierdzili, że gwiazda typu B3 III krąży wokół czarnej dziury (dlatego nie widać tego w widmach), a gwiazda typu Be jest odległym, trzecim towarzyszem, orbitującym zbyt wolno, by mieć wykrywalny ruch.

Bazując na orbicie gwiazdy typu B3 III, czarna dziura musiałaby ważyć więcej niż 4 masy Słońca – a w odległości zaledwie 1120 lat świetlnych od Ziemi obiekt ten byłby najbliższą znaną czarną dziurą. Ale czy może istnieć inne wyjaśnienie widm HR 6819?

Tylko dwoje z nas
W nowym badaniu naukowcy z Georgia State University, Douglas Gies i Luqian Wang, twierdzą, że HR 6819 nie jest jednak układem potrójnym. Zamiast tego jest prostym układem podwójnym, składającym się tylko z dwóch znanych składników: gwiazd typu Be i B3 III.

Jeżeli HR 6819 jest tylko układem podwójnym, to gwiazda typu B3 III powinna wykazywać lustrzany ruch orbitalny w tym samym okresie 40 dni – ale ruch ten może być niewielki i trudny do wykrycia w złożonych widmach układu.

Aby go znaleźć, Gies i Wang przeanalizowali emisję Hα z dysku akrecyjnego otaczającego gwiazdę typu Be. Korzystając z dokładnego modelowania widmowego, pokazali, że cały dysk porusza się w przód i w tył z okresem 40 dni, dokładnie tak, jak oczekiwano tego dla lustrzanego ruchu orbitalnego. Ruch ten jest mniej więcej o rząd wielkości mniejszy niż ruch gwiazdy typu B3 III, dlatego nie został zauważony wcześniej.

Nierówna para
Dlaczego więc ruch orbitalny Be jest o wiele mniejszy niż jej towarzyszki B3 III? Jeżeli gwiazda typu Be ma typową masę ~6 mas Słońca, towarzysz musi mieć tylko ułamek masy Słońca. Być może jest na tym etapie ewolucji, na którym już przekazała znaczną ilość masy swojemu towarzyszowi i teraz istnieje tylko naga pozostałość.

Czy zatem sprawa HR 6819 została zamknięta? Do tego jeszcze bardzo daleko! Układ nadal kwestionuje założenia naukowców i daje im możliwość przećwiczenia procesu naukowego, gdy pracują nad wyjaśnieniem swoich obserwacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 października 2020

Gromady gwiazd to tylko wierzchołek góry lodowej

Najbliższe i najjaśniejsze dla Ziemi gromady gwiazd, takie jak Plejady, są łatwo widoczne nieuzbrojonym okiem na nocnym niebie, gdzie widziane są jako ciasne skupiska gwiazd. Teraz zespół naukowców odkrył istnienie masywnych gwiezdnych halo, zwanych koronami, otaczających lokalne gromady gwiazd.


Gromady tworzą duże rodziny gwiazd, które mogą pozostawać razem przez większą część swojego życia. Dziś znamy około kilku tysięcy gromad gwiazd w Drodze Mlecznej, ale rozpoznajemy je tylko ze względu na ich wyraźne prezentowanie się jako bogate i ciasne grupy gwiazd. Posiadając wystarczająco dużo czasu, gwiazdy mają tendencję do opuszczania swoich kolebek i znajdowania się w otoczeniu niezliczonych nieznajomych, przez co stają się nie do odróżnienia od swoich sąsiadów i trudno zidentyfikować, skąd pochodzą. Uważa się, że nasze Słońce powstało w gromadzie gwiazd, ale już dawno pozostawiło za sobą swoje rodzeństwo.

Dzięki precyzyjnym pomiarom sondy Gaia astronomowie z Uniwersytetu Wiedeńskiego odkryli, że to, co nazywamy gromadą gwiazd, jest tylko wierzchołkiem góry lodowej ze znacznie większym i często wyraźnie wydłużonym rozkładem gwiazd.

„Nasze pomiary po raz pierwszy pokazują ogromną liczbę gwiezdnego rodzeństwa otaczającego jądra dobrze znanych gromad gwiazd. Wygląda na to, że gromady gwiazd są zamknięte w bogatych halo, ponad 10 razy większych od rozmiaru samej gromady, wykraczającym daleko poza nasze wcześniejsze przypuszczenia. Ciasne grupy gwiazd, które widzimy na nocnym niebie, są tylko częścią znacznie większej całości. Czeka nas jeszcze wiele pracy nad rewizją tego, co uważaliśmy za podstawowe cechy gromad gwiazd i próbami zrozumienia pochodzenia nowo odkrytych halo” – mówi Alena Rottensteiner, współautorka pracy.

Aby znaleźć zaginione gwiezdne rodzeństwo, zespół naukowców opracował nową metodę wykorzystywania uczenia maszynowego do śledzenia grupy gwiazd, które narodziły się razem i poruszają się wspólnie po niebie. Zespół przeanalizował 10 gromad gwiazd i zidentyfikował tysiące rodzeństwa daleko od centr zwartych gromad, ale wyraźnie należących do tej samej rodziny. Wyjaśnienie pochodzenia tego halo pozostaje niepewne, ale zespół jest przekonany, że ich odkrycia na nowo zdefiniują gromady gwiazd i pomogą nam zrozumieć ich historię i ewolucję w czasie kosmicznym.

„Uważano, że badane przez nas gromady gwiazd są dobrze znanymi prototypami, badanymi przez ponad sto lat, ale wydaje się, że musimy zacząć myśleć szerzej. Nasze odkrycie będzie miało ważne implikacje dla naszego zrozumienia, jak została zbudowana Droga Mleczna, gromada po gromadzie, ale także implikacje współczynnika przeżycia protoplanet z dala od sterylizującego promieniowania masywnych gwiazd w centrach gromad. Gęste gromady gwiazd z ich masywnymi, ale mniej gęstymi halo, mimo wszystko, mogą nie być złym miejscem do wzrostu młodych planet” – mówi João Alves, profesor astrofizyki gwiazd na Uniwersytecie Wiedeńskim i współautor artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 października 2020

Betelgeza jest mniejsza i bliższa niż początkowo sądzono

Według nowego badania przeprowadzonego przez międzynarodowy zespół naukowców, może upłynąć kolejne 100 000 lat, zanim czerwony olbrzym – Betelgeza – zginie w ognistej eksplozji.


Nowe badanie, przeprowadzone przez dr Meridith Joyce z Australian National University (ANU), nie tylko daje Betelgezie nowe życie, ale pokazuje, że jest ona mniejsza i znajduje się bliżej Ziemi, niż wcześniej sądzono.

Dr Joyce mówi, że nadolbrzym – który jest częścią konstelacji Oriona – od dawna fascynuje naukowców. Ale ostatnio zachowuje się dziwnie.

"Zwykle jest to jedna z najjaśniejszych gwiazd na niebie, ale od końca 2019 roku zaobserwowaliśmy dwa spadki jasności Betelgezy. Wywołało to spekulacje, że zaraz może ona wybuchnąć. Ale nasze badanie proponuje inne wyjaśnienie. Wiemy, że w pierwsze zdarzenie pociemnienia zaangażowany był obłok pyłu. Okazało się, że drugie, mniejsze zdarzenie, było wywołane prawdopodobnie pulsacjami gwiazdy" – powiedziała dr Joyce.

Naukowcom udało się wykorzystać modelowanie hydrodynamiczne i sejsmiczne, aby uzyskać więcej informacji o fizyce napędzającej te pulsacje – i uzyskać jaśniejszy obraz tego, w jakiej fazie życia znajduje się Betelgeza.

Według współautorka pracy, dr. Shing-Chi Leunga z University of Tokyo, analiza potwierdziła, że fale dźwiękowe były przyczyną pulsacji gwiazdy.

"W tej chwili gwiazda spala hel w swoim jądrze, co oznacza, że nie jest bliska wybuchu. Być może spoglądamy na nią 100 000 lat przed wybuchem" – powiedziała dr Joyce.

Inny współautor, dr László Molnár z Konkoly Observatory w Budapeszcie twierdzi, że badanie pokazało również, jak duża jest Betelgeza i jak daleko od Ziemi się znajduje.

"Rzeczywisty rozmiar Betelgezy był nieco tajemniczy – wcześniejsze badania sugerowały, że może być większa niż orbita Jowisza. Nasze wyniki mówią, że Betelgeza rozciąga się tylko na ⅔ tej wielkości, przy promieniu 750 większym niż promień Słońca" – mówi dr Molnár. I dodaje: "Kiedy już mieliśmy fizyczny rozmiar gwiazdy, byliśmy w stanie określić jej odległość od Ziemi. Nasze wyniki pokazują, że jest to zaledwie 530 lat świetlnych od nas – 25% bliżej niż wcześniej sądzono."

Dobra wiadomość jest taka, że Betelgeza jest nadal zbyt daleko od Ziemi, aby ewentualna eksplozja miała tu znaczący wpływ.

"To wciąż naprawdę ważna sprawa, kiedy Betelgeza wybuchnie jako supernowa. I to jest nasz najbliższy kandydat. Daje nam to rzadką okazję do zbadania, co dzieje się z gwiazdami takimi jak ta, zanim wybuchną" – powiedziała dr Joyce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 października 2020

W jaki sposób planety mogą wpływać na swoje rodzeństwo

Gwiazda, taka jak nasze Słońce, jest skazana na zakończenie swojego życia na ciągu głównym, rozrastając się do rozmiaru nawet setki razy większego niż obecny, ewoluując do postaci czerwonego olbrzyma. Ale kiedy ta apokalipsa nadejdzie, nie wszystkie planety krążące wokół tej gwiazdy zostaną zniszczone. Nowe badanie pokazuje, że niektóre planety mogą wpływać na losy swojego rodzeństwa.


Przetrwać apokalipsę
Przez najbliższe sześć mld lat nasze Słońce będzie rosło, aż jego płonąca powierzchnia osiągnie z grubsza orbitę Ziemi, pochłaniając tym samym Merkurego i Wenus. Ale planety wewnętrzne nie są jedynymi zagrożonymi – planety bliskie wokół gwiazd podobnych do naszego Słońca w całym Wszechświecie dzielą ten apokaliptyczny los.

Jednak podczas, gdy najbardziej wewnętrzne planety takich układów z pewnością zostaną pochłonięte lub „odparowane”, a najbardziej zewnętrzne planety pozostaną w dużej mierze niewzruszone dramatem w odległym wewnętrznym Układzie Słonecznym, planety pomiędzy tymi skrajnościami – w odległości kilku jednostek astronomicznych (j.a.) – stoją w obliczu bardziej niepewnej przyszłości.

Teraz nowe badanie, przeprowadzone przez Maríę Ronco (Millennium Nucleus for Planet Formation and Pontifical Catholic University of Chile) sugeruje, że los tych planet w płaszczyźnie środkowej w dużej mierze zależy od ich rodzeństwa.

Rywalizacja rodzeństwa
Szereg wcześniejszych badań dotyczył warunków, w jakich planety mogą przetrwać ewolucję swoich gwiazd macierzystych przez fazę czerwonego olbrzyma do białego karła, ale badania te skupiały się głównie na wynikach dla pojedynczej planety próbującej przetrwać apokalipsę.

Zamiast tego, Ronco i jej współpracownicy badając, jak dwie planety – wewnętrzna o masie Neptuna i zewnętrzna o masie Jowisza, obie krążące w układzie w odległości kilku j.a. – mogą wpływać na siebie podczas ewolucji swojej gwiazdy macierzystej.


Z małą pomocą
Kiedy gwiazda rozszerza się do rozmiarów czerwonego olbrzyma, istnieją dwa podstawowe efekty, które mogą wpływać na orbity planetarne: pływy wywołane przez gwiazdy, które mogą redukować i nadawać kołowy kształt orbitom planet, oraz utratę masy przez gwiazdę, która może rozciągać orbitę planety. Jednak modele zespołu Ronco pokazują, że gdy w układzie występuje więcej niż jedna planeta, interakcje między nimi mogą mieć równie ważny wpływ na ich ewentualne orbity.

W szczególności, gdy orbity obu planet są bliskie rezonansu średniego ruchu, planeta o masie Neptuna będzie na bardziej ekscentrycznej orbicie. Ma to dramatyczne konsekwencje: dla planet Neptunowych, które jako jedyne mogły przetrwać ewolucję swojego gospodarza – czerwonego olbrzyma, obecność zewnętrznej planety Jowiszowej może spowodować ich pochłonięcie przez gwiazdę. Podobnie w przypadku planet Neptunowych, które mogły zostać pochłonięte same, obecność planety Jowiszowej może uchronić je przed pochłonięciem.

Prace zespołu Ronco pokazują, że kiedy gwiazda ewoluuje do fazy czerwonego olbrzyma, oddziaływania grawitacyjne między jej planetami na średnim dystansie odgrywają ważną rolę w przetrwaniu lub zniszczeniu planet. Kontynuując badanie tych wpływów, będziemy w stanie lepiej zrozumieć losy układów słonecznych, takich jak nasz własny, oraz to, czego spodziewać się po architekturze planetarnej wokół wyewoluowanych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 października 2020

Naukowcy znajdują wskazówki, jak rozszyfrować kształty czarnych dziur

Zespół naukowców zajmujący się falami grawitacyjnymi ujawnił, że kiedy dwie czarne dziury zderzają się i łączą ze sobą, powstała czarna dziura „ćwierka” nie raz, ale wiele razy, emitując fale grawitacyjne, które informują nas o jej kształcie.


Czarne dziury to jedne z najbardziej fascynujących obiektów we Wszechświecie. Na ich powierzchni, zwanej „horyzontem zdarzeń”, grawitacja jest tak silna, że nawet światło nie może z niej uciec. Zwykle czarne dziury są spokojnymi, cichymi stworzeniami, które połykają wszystko, co zbytnio się do nich zbliża. Jednak kiedy zderzają się i łączą ze sobą dwie czarne dziury, powodują jedno z najbardziej katastrofalnych zdarzeń we Wszechświecie: w ułamku sekundy rodzi się silnie zniekształcona czarna dziura a gdy osiada w swojej ostatecznej postaci, uwalnia ogromne ilości energii. Zjawisko to daje astronomom wyjątkową szansę obserwowania szybko zmieniających się czarnych dziur i badania grawitacji w jej najbardziej ekstremalnej formie.

Chociaż zderzające się czarne dziury nie emitują światła, astronomowie mogą obserwować wykryte fale grawitacyjne, które się od nich odbijają. Naukowcy spekulują, że po zderzeniu zachowanie pozostałej czarnej dziury jest kluczem do zrozumienia grawitacji i powinno zostać zakodowane w emitowanych falach grawitacyjnych.

W niedawno opublikowanym artykule zespół naukowców kierowany przez prof. Juana Calderóna Bustillo ujawnił, w jaki sposób fale grawitacyjne kodują kształt łączących się czarnych dziur, gdy lokują się one w ostatecznej formie.

Współautor pracy, Christopher Evans, mówi: „Przy użyciu superkomputerów przeprowadziliśmy symulacje zderzeń czarnych dziur, a następnie porównaliśmy szybko zmieniający się kształt pozostałej czarnej dziury z falami grawitacyjnymi, które emituje. Odkryliśmy, że sygnały te są znacznie bogatsze i bardziej złożone niż się powszechnie uważa, co pozwala nam dowiedzieć się więcej o bardzo zmieniającym się kształcie ostatecznej czarnej dziury.”

Fale grawitacyjne pochodzące ze zderzających się czarnych dziur to bardzo proste sygnały, znane jako „ćwierkanie”. Gdy dwie czarne dziury zbliżają się do siebie, emitują sygnał o rosnącej częstotliwości i amplitudzie, który wskazuje prędkość i promień orbity. Według prof. Calderóna Bustillo „wysokość i amplituda sygnału wzrasta, gdy dwie czarne dziury coraz szybciej zbliżają się do siebie. Po zderzeniu pozostała ostateczna czarna dziura emituje sygnał o stałej wysokości i malejącej amplitudzie – jak dźwięk uderzanego dzwonu.” Zasada ta jest spójna ze wszystkimi dotychczasowymi obserwacjami fal grawitacyjnych, podczas badania zderzenia „z góry”.

Jednak badanie wykazało, że dzieje się coś zupełnie innego, gdy zderzenie obserwuje się z „równika” pozostałej czarnej dziury.

„Kiedy obserwowaliśmy czarne dziury z ich równika, stwierdziliśmy, że ta pozostała czarna dziura emituje bardziej złożony sygnał, którego wysokość wzrasta i spada kilka razy, zanim umrze. Innymi słowy, czarna dziura w rzeczywistości ćwierka kilka razy” – wyjaśnia prof. Calderón Bustillo.

Zespół odkrył, że ma to związek z kształtem ostatecznej czarnej dziury, która działa jak rodzaj latarni morskiej na falach grawitacyjnych: „Kiedy dwie oryginalne, ‘macierzyste’ czarne dziury mają różne rozmiary, ostateczna czarna dziura początkowo wygląda jak kasztan. Okazuje się, że czarna dziura emituje intensywniejsze fale grawitacyjne przez swoje najbardziej zakrzywione regiony.”

Prof. Pablo Laguna zwrócił uwagę, że „podczas, gdy związek pomiędzy falami grawitacyjnymi a zachowaniem pozostałej czarnej dziury był od dawna domniemywany, nasze badanie dostarcza pierwszego wyraźnego przykładu tego rodzaju relacji.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Innowacyjna metoda analizy najgęstszych układów gwiazdowych we Wszechświecie

W niedawno opublikowanym badaniu zespół naukowców proponuje innowacyjną metodę analizy fal grawitacyjnych z połączenia gwiazd neutronowych, w których dwie gwiazdy są różne pod względem typu (a nie masy), w zależności od tego, jak szybko wirują.


Gwiazdy neutronowe to niezwykle gęste obiekty gwiazdowe, które powstają, gdy olbrzymie gwiazdy eksplodują i giną – wyniku eksplozji ich jądra zapadają się, a protony i elektrony wtapiają się w siebie, tworząc pozostałą gwiazdę neutronową.

W 2017 roku połączenie dwóch gwiazd neutronowych, nazwane GW170817, zostało po raz pierwszy zaobserwowane przez detektory fal grawitacyjnych LIGO i Virgo. To połączenie jest dobrze znane, ponieważ naukowcy byli również w stanie zobaczyć wytwarzane przez nie promieniowanie elektromagnetyczne: wysokoenergetyczne promienie gamma, światło widzialne i mikrofale. Od tego czasu każdego dnia publikowano średnio trzy badania naukowe dotyczące GW170817.

W styczniu bieżącego roku współpracownicy LIGO/Virgo donieśli o drugim zdarzeniu połączenia się gwiazd neutronowych, nazwanym GW190425. Chociaż nie wykryto żadnego światła, zdarzenie to jest szczególnie intrygujące, ponieważ dwie łączące się gwiazdy neutronowe są znacznie cięższe niż GW170817, a także inne wcześniej znane układy podwójne gwiazd neutronowych w Drodze Mlecznej.

Naukowcy wykorzystują sygnały fal grawitacyjnych do wykrywania par gwiazd neutronowych i mierzenia ich mas. Cięższa gwiazda neutronowa z tej pary nazywana jest gwiazdą „pierwotną” a lżejsza gwiazdą „drugorzędną”.

Układy podwójne gwiazd neutronowych zwykle zaczynają się od zwyczajnych gwiazd, z których każda jest 10-20 razy masywniejsza od Słońca. Kiedy te masywne gwiazdy starzeją się i wyczerpuje się im paliwo, ich życie kończy się w postaci wybuchu supernowych, które pozostawiają zwarte pozostałości, czyli gwiazdy neutronowe. Każda z tych gwiazd neutronowych waży ok. 1,4 masy Słońca, ale ma średnicę zaledwie 25 km.

Pierwotna gwiazda neutronowa zwykle przechodzi proces „recyklingu”: gromadzi materię ze swojej towarzyszki i zaczyna szybciej wirować. Druga gwiazda neutronowa nie gromadzi materii; jej prędkość rotacji więc gwałtownie spada. Można przewidzieć, że do czasu, gdy obie gwiazdy neutronowe się połączą – miliony do miliardów lat później – poddana recyklingowi gwiazda neutronowa może nadal szybko wirować, podczas gdy inne, niepoddane recyklingowi gwiazdy neutronowe będą prawdopodobnie wirować powoli.

Innym sposobem na powstanie podwójnego układu gwiazd neutronowych są stale zmieniające się interakcje w gęstych gromadach gwiazd. W tym scenariuszu dwie niezwiązane ze sobą gwiazdy neutronowe, same lub w innych oddzielnych układach gwiazd, spotykają się, tworzą pary i ostatecznie łączą się ze sobą, powodując fale grawitacyjne. Jednak obecne modelowanie gromad galaktyk sugeruje, że ten scenariusz jest nieskuteczny w przypadku łączenia się gwiazd neutronowych.

Niedawne badanie naukowców z OzGrav przedstawia nowe spojrzenie zarówno na GW170817, jak i na GW190425, przyjmując schemat powolnego recyklingu. Stwierdzono, że pochodząca z recyklingu gwiazda neutronowa w GW170817 wiruje powoli, podczas gdy gwiazda GW190425 rotuje szybko, prawdopodobnie raz na 15 milisekund. Stwierdzono również, że w obu przypadkach połączenia prawdopodobnie będą uczestniczyć dwie gwiazdy neutronowe o niemal równej masie. Ponieważ w GW170817 istnieje niewiele dowodów na spin lub jego brak, a gwiazdy neutronowe zmniejszają spin, naukowcy wywnioskowali, że połączenie układu podwójnego prawdopodobnie zajęło miliardy lat. Zgadza się to dobrze z obserwacjami galaktyki macierzystej NGC 4993, gdzie zaobserwowano małą aktywność gwiazdotwórczą mającą miejsce w ciągu ostatnich miliardów lat.

Detektory LIGO/Virgo zakończyły swoją trzecią wspólną kampanię obserwacyjną (O3) na początku bieżącego roku i obecnie przechodzą planowaną konserwację i modernizację. Kiedy rozpocznie się czwarta kampania (O4) w 2021 roku, naukowcy będą oczekiwali kolejnych odkryć łączących się gwiazd neutronowych. Perspektywa będzie jeszcze lepsza, gdy japoński podziemny detektor KAGRA i detektor LIGO-India dołączą do globalnej sieci w nadchodzących latach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 października 2020

Wybuchowe połączenie… Być może

16 sierpnia 2019 roku zarówno Fermi Gamma-ray Burst Monitor (GBM), jak i LIGO wykryły słabe punkty, które nie zostały zarejestrowane jako zdarzenia. Ale czy te sygnały-duchy rzeczywiście odpowiadają pierwszemu zderzeniu czarnej dziury z gwiazdą neutronową, jakie naukowcy wykryli?


Gwiazdy neutronowe i czarne dziury: zmieszaj i połącz
Pierwsze wykrycie fal grawitacyjnych przez LIGO dotyczyło zdarzenia GW150914, połączenie się pary czarnych dziur. Od tego czasu LIGO współpracuje ze swoim europejskim odpowiednikiem, Virgo, w celu potwierdzenia kolejnych kilkunastu detekcji łączenia się podwójnych czarnych dziur. W ramach współpracy wykryto dwa przypadki zderzeń podwójnych gwiazd neutronowych – jednemu z nich, GW170817, towarzyszył krótki błysk gamma i emisja obejmująca widmo elektromagnetyczne.

Jednak zbiór LIGO/Virgo typu „zmieszaj i połącz” jest niekompletny, wciąż czekamy na zdecydowane wykrycie zderzenia gwiazdy neutronowej z czarną dziurą. W szczególności naukowcy chcieliby zauważyć połączenie, w którym gwiazda neutronowa jest niszczona pływowo przez czarną dziurę, rozświetlając niebo wraz z towarzyszącą mu emisją elektromagnetyczną.

Czy to możliwe, że takie zdarzenie znajduje się wśród odrzuconych danych detektorów z LIGO/Virgo i Fermi?

Para intrygujących (nie-)zdarzeń?
Wyniki trzeciej rundy obserwacyjnej LIGO/Virgo są nadal dokładnie analizowane w ramach współpracy między zespołami. Dane o alarmie O3 są jednak publicznie dostępne – i zespół naukowców wykorzystał to, aby przeprowadzić niezależną analizę, szczegółowo opisaną niedawno w publikacji prowadzonej przez Yi-Si Yang (Uniwersytet w Nanjing, Chiny).

Yang i jego współpracownicy zwracają uwagę na dwa słabe sygnały, które zarejestrowano 16 sierpnia 2020 roku:

  1. Podprogowe zdarzenie fali grawitacyjnej w danych LIGO/Virgo – tj. zdarzenie o stosunku sygnału do szumu poniżej 12, progu kwalifikującym jako znaczący kandydat.
  2. Podprogowy rozbłysk gamma, GBM-190816, który został wychwycony przez Fermi/GBM zaledwie 1,57 sekundy po zdarzeniu fali grawitacyjnej.

Jeżeli te dwa sygnały są zarówno rzeczywiste, jak i powiązane, to GBM-190816 reprezentuje krótki rozbłysk gamma wyemitowany z połączenia dwóch zwartych obiektów – a analiza Yanga i jego współpracowników pokazuje, że przy stosunku masy q ~2,26 jest to najprawdopodobniej układ podwójny gwiazda neutronowa – czarna dziura. Najprostsze wyjaśnienie jest takie, że gwiazda neutronowa została rozerwana, zanim obiekty ostatecznie się połączyły, tworząc parę sygnałów.

Identyfikowanie tego, co prawdziwe
Czy więc te zdarzenia podprogowe są prawdziwe? Naukowcy jeszcze nie mogą tego powiedzieć. Publiczne alerty LIGO/Virgo zawierają tylko część informacji o sygnale, więc zespół Yanga musiał przyjąć szereg założeń, aby przeanalizować to zdarzenie.

Słabość obu sygnałów jest rozsądna, biorąc pod uwagę parametry tego potencjalnego połączenia: jeżeli było prawdziwe, miało miejsce w odległości 1,4 mld lat świetlnych, około dziesięć razy dalej niż GW170817. Promieniowanie gamma było również niezwykle krótkie – zaledwie ~0,1 sekundy, w porównaniu z ~2 sekundami czasu trwania GW170817 – co spowodowało, że zarejestrował się poniżej progu Fermi/GBM.

Jeżeli zostanie potwierdzone, zdarzenie to może dostarczyć ciekawych informacji o tym, jak światło emitowane przez takie połączenie ucieka i dociera do nas. Teraz trzeba jedynie poczekać na oficjalną wspólną analizę zespołu LIGO/Virgo/Fermi!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 października 2020

Burzliwe początki przyszłych planet?

Planety rozpoczynają swoje życie owiane tajemnicą, osadzone w wirujących dyskach gazu i pyłu, które otaczają nowo narodzone gwiazdy. Kiedy próbujemy zrozumieć procesy fizyczne zachodzące w tych przysłoniętych środowiskach, jeden z nich wyróżnia się jako osobliwa niewiadoma: burzliwość. Nowe obserwacje pozwoliły spojrzeć na obecność – i brak – turbulencji w dyskach protoplanetarnych.


Turbulencja – to samo zjawisko, które powoduje, że dym świecy tworzy skomplikowane zawirowania lub powoduje wyboistą podróż samolotem – może teoretycznie wpływać na prawie każdy aspekt formowania się i ewolucji planet. Modele wskazują, że te nieprzewidywalne ruchy mogą wpływać na wzrost ziaren i grudek, ewolucję chemii dysku protoplanetarnego w czasie, a nawet na ostateczny ruch orbitalny w pełni uformowanych planet.

Ale czy prawdziwe dyski protoplanetarne są burzliwe? Odpowiedź na to pytanie jest zaskakująco trudna, a do tej pory astronomom udało się przeprowadzić tylko kilka pośrednich pomiarów turbulencji w dyskach protoplanetarnych. Nowe badanie, prowadzone przez Kevina Flaherty'ego (Williams College) wykorzystuje wysoką rozdzielczość ALMA, aby dodać więcej punktów danych do kolekcji, badając ruchy gazu w zewnętrznych obszarach trzech różnych dysków protoplanetarnych.

Wykorzystując modele do interpretacji obserwacji z ALMA dotyczących emisji tlenku węgla z dysków, Flaherty i jego współpracownicy byli w stanie nałożyć ograniczenia na ilość turbulencji w każdym z tych trzech środowisk protoplanetarnych.

Autorzy badań pokazują, że dyski MWC 480 i V4046 Sgr mają tylko słabe – jeżeli w ogóle – turbulencje. Z drugiej strony dysk DM Tau to inna historia: pokazuje prędkości gazu wskazujące na znaczny turbulentny ruch.

Ten podział wyników jest wygodny: daje naukowcom doskonałą okazję do zbadania podobieństw i różnic między tymi dyskami, aby można było spróbować zrozumieć, jakie czynniki prowadzą do burzliwego środowiska formujących się planet, zamiast do spokojnego.

Jednym z proponowanych czynników wpływających na burzliwość jest siła promieniowania jonizującego docierająca do dysków zewnętrznych. DM Tau jest jednym z trzech układów, który nie wykazuje oznak blokującego promieniowanie wiatru dysku wewnętrznego, co może oznaczać, że więcej promieniowania jonizującego dociera do zewnętrznych krawędzi dysku w DM Tau, napędzając zaobserwowane przez naukowców turbulencje.

Inna opcja jest taka, że DM Tau może mieć silniejsze pole magnetyczne niż inne układy. Jest również możliwe, że wiek układu – zaledwie kilka milionów lat – może być czynnikiem wpływającym na siłę turbulencji.

Ogólnie rzecz biorąc, Flaherty i jego współpracownicy sugerują, że słabe turbulencje mogą być cechą dysków tworzących planety – ale jasne jest, że istnieją pewne wartości odstające, takiej jak DM Tau. Więcej podobnych obserwacji pomoże naukowcom lepiej zrozumieć te tajemnicze, osłonięte planetarne żłobki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 października 2020

Gwiazdy i planety rosną razem jako rodzeństwo

Astronomowie znaleźli przekonujące dowody na to, że planety zaczynają się formować, gdy młode gwiazdy wciąż rosną. Obraz w wysokiej rozdzielczości uzyskany przy pomocy ALMA pokazuje młody dysk protogwiazdowy z wieloma szczelinami i pierścieniami pyłu. Ten nowy wynik pokazuje najmłodszy i najbardziej szczegółowy przykład pierścieni pyłowych działających jak kosmiczne kołyski, w których powstają i utrzymują się zarodki planet.


Międzynarodowy zespół naukowców wziął na cel protogwiazdę IRS 63, korzystając z radioteleskopów ALMA. Układ ten znajduje się 470 lat świetlnych od Ziemi głęboko w międzygwiazdowym obłoku L1709 w konstelacji Wężownika. Protogwiazdy tak młode, jak IRS 63 są nadal owinięte dużą i masywną warstwą gazu i pyłu zwaną otoczką, a protogwiazda i dysk karmią się tym rezerwuarem materii.

W układach starszych niż 1 mln lat, wykryto duże ilości pierścieni pyłowych, po tym, jak protogwiazdy zakończyły gromadzenie większości swojej masy. Protogwiazda IRS 63 jest inna: mając mniej więcej 500 000 lat, jest o połowę mniejsza od innych młodych gwiazd z pierścieniami pyłu, i nadal będzie znacząco przybierała masę. Zatem pierścienie wokół IRS 63 też są młode. Kiedyś astronomowie myśleli, że gwiazdy najpierw wkraczają w dorosłość, a potem stają się „matkami” planet, które pojawiły się później. Jednak teraz widać, że protogwiazdy i planety rosną i ewoluują razem od wczesnych czasów, jak rodzeństwo.

Na wcześniejszych etapach powstawania planety napotykają poważne przeszkody. Muszą wyrosnąć z maleńkich cząsteczek pyłu, mniejszych niż kurz domowy na Ziemi. Pierścienie w dysku IRS 63 to ogromne skupiska pyłu, gotowe do połączenia się w planety. Jednak nawet po zlepieniu się pyłu, aby utworzyć zalążek planety, wciąż formująca się planeta mogłaby zniknąć, opadając po spirali do wnętrza i zostać pochłonięta przez centralną protogwiazdę. Jeżeli planety zaczną się formować bardzo wcześnie i na dużych odległościach od protogwiazd, lepiej mogą przetrwać ten proces.

Zespół naukowców odkrył, że w młodym dysku IRS 63 znajduje się około 0,5 masy Jowisza pyłu, dalej niż 20 jednostek astronomicznych od jego centrum (w odległości podobnej do orbity Urana w Układzie Słonecznym). Nie wliczając ilości gazu, który mógłby dodać do 100 razy więcej materii. Potrzeba co najmniej 0,03 masy Jowisza materii stałej, aby uformować jądro planety, które skutecznie akumuluje gaz i rozrasta się, tworząc gazowego olbrzyma. Członek zespołu Jaime Pineda z MPE dodaje: „Wyniki te pokazują, że musimy się skupić na najmłodszych układach, aby naprawdę zrozumieć powstawanie planet”. Jest na przykład coraz więcej dowodów na to, że Jowisz faktycznie mógł uformować się znacznie dalej w Układzie Słonecznym, poza orbitą Neptuna, a następnie migrować do wewnątrz, do swojego obecnego położenia. Podobnie pył otaczający IRS 63 pokazuje, że jest wystarczająco dużo materii z dala od protogwiazdy i na wystarczająco młodym etapie, że jest szansa, aby ten odpowiednik Układu Słonecznego uformował planety w sposób, w jaki podejrzewa się, że został uformowany Jowisz.

Dysk ma rozmiar bardzo podobny do Układu Słonecznego. Nawet masa protogwiazdy jest tylko trochę mniejsza od masy Słońca. Badanie takich młodych dysków protoplanetarnych wokół protogwiazd może dać astronomom ważne spojrzenie na nasze własne pochodzenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 października 2020

Odparowany metal odnaleziony w atmosferze egzoplanety

Międzynarodowy zespół naukowców zbadał atmosferę ultra-gorącej egzoplanety WASP-121b. Znaleźli w niej szereg metali w stanie gazowym. Wyniki te są kolejnym krokiem w poszukiwaniu światów potencjalnie nadających się do zamieszkania.


WASP-121b to egzoplaneta znajdująca się w odległości 850 lat świetlnych od Ziemi, okrążająca swoją gwiazdę macierzystą w czasie krótszym niż dwa ziemskie dni. WASP-121b znajduje się bardzo blisko swojej gwiazdy – około 40 razy bliżej niż Ziemia od Słońca. To bliskie sąsiedztwo jest również głównym powodem jej niezwykle wysokiej temperatury, sięgającej od 2500 do 3000 stopni Celsjusza. To sprawia, że jest idealnym obiektem do nauki o bardzo gorących światach.

Naukowcy pod kierownictwem Jensa Hoeijmakersa, pierwszego autora badania i pracownika naukowego z tytułem doktora w National Center of Competence in Research PlanetS na uniwersytetach w Bernie i Genewie, przeanalizowali dane zebrane przez wysokiej rozdzielczości spektrograf HARPS. Udało im się wykazać, że w atmosferze WASP-121b występuje łącznie co najmniej siedem metali w stanie gazowym.

W atmosferze egzoplanety WASP-121b dzieje się niespodziewanie dużo
WASP-121b od czasu jej odkrycia była intensywnie badana. „Wcześniejsze wyniki wskazywały, że w jej atmosferze dużo się dzieje” – wyjaśnia Jens Hoeijmakers. I to pomimo faktu, że astronomowie założyli, że ultra-gorące planety mają raczej proste atmosfery, ponieważ w takim upale może powstać niewiele złożonych związków chemicznych. W jaki sposób zatem atmosfera WASP-121b osiągnęła tak nieoczekiwaną złożoność?

„Wcześniejsze badania próbowały wyjaśnić tę złożoność teoriami, które wydawały mi się niewiarygodne” – mówi Hoeijmakers. W badaniach podejrzewano, że główną przyczyną złożoności atmosfery w WASP-121b były cząsteczki zawierające stosunkowo rzadki metal – wanad. Według Hoeijmakersa miałoby to sens jednak tylko wtedy, gdyby w atmosferze zabrakło bardziej pospolitego metalu – tytanu. Dlatego Hoeijmakers i jego koledzy postanowili znaleźć inne wyjaśnienie. „Okazało się jednak, że mieli rację. Ku mojemu zdziwieniu w obserwacjach faktycznie znaleźliśmy mocne ślady wanadu” – przyznaje jednoznacznie Hoeijmakers. Równocześnie jednak brakowało tam tytanu, co z kolei potwierdziło przypuszczenia Hoeijmakersa.

Odparowane metale
Jednak zespół dokonał innych, nieoczekiwanych odkryć. Oprócz wanadu, odkryli w atmosferze WASP-121b sześć innych metali: żelazo, chrom, wapń, sód, magnez i nikiel. „Wszystkie metale odparowały w wyniku wysokich temperatur panujących na WASP-121b, gwarantując w ten sposób, że powietrze tej egzoplanety składa się między innymi z odparowanych metali” – wyjaśnił Hoeijmakers.

Nowa era w badaniach egzoplanet
Tak szczegółowe wyniki pozwalają badaczom na przykład wyciągnąć wnioski na temat procesów chemicznych zachodzących na takich planetach. Jest to kluczowa umiejętność na niezbyt odległą przyszłość, kiedy zostaną opracowane większe, bardziej czułe teleskopy i spektrografy. Pozwoli to astronomom na badanie właściwości mniejszych, chłodniejszych planet skalistych podobnych do Ziemi. „Dzięki tym samym technikom, których używamy obecnie, zamiast wykrywać tylko sygnatury żelaza lub wanadu w stanie gazowym, będziemy mogli skupić się na biosygnaturach, oznakach życia, takich jak sygnatura wody, tlenu i metanu” – mówi Hoeijmakers.

Rozległa wiedza o atmosferze WASP-121b nie tylko potwierdza ultra-gorący charakter egzoplanety, ale także podkreśla fakt, że ta dziedzina badań wkracza w nową erę, jak to ujmuje Hoeijmakers: „Po latach katalogowania tego, co tam jest, nie zajmujemy się już tylko pomiarami, ale naprawdę zaczynamy rozumieć, co pokazują nam dane z tych instrumentów. W jaki sposób planety są do siebie podobne i jak się od siebie różnią. W ten sam, być może sposób, w jaki Karol Darwin zaczął rozwijać teorię ewolucji po scharakteryzowaniu niezliczonych gatunków zwierząt, my zaczynamy rozumieć, jak powstały te egzoplanety i jak funkcjonują.”

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...