30 listopada 2020

Szybko poruszający się gaz wypływający z młodej gwiazdy w wyniku parowania lodowej komety

Astronomowie wykryli szybko poruszający się tlenek węgla wypływający z małomasywnej młodej gwiazdy: wyjątkowy etap ewolucji układu planetarnego, który może dostarczyć wglądu w ewolucję naszego Układu Słonecznego i sugeruje, że sposób rozwoju takich układów może być bardziej skomplikowany niż wcześniej uważano.


Chociaż nie jest jasne, w jaki sposób gaz jest wyrzucany z tak dużą prędkością, zespół naukowców uważa, że może on być wytwarzany z lodowych komet odparowanych w pasie asteroid gwiazdy. Wyniki zostały zaakceptowane do publikacji w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Detekcji dokonano za pomocą anten ALMA w Chile, w ramach przeglądu młodych gwiazd klasy III (pomarańczowe do czerwonych gwiazd ze złożonymi widmami pasmowymi), opisanych we wcześniejszej pracy. Niektóre z gwiazd klasy III otoczone są dyskami szczątków, które, jak się uważa, powstają w wyniku ciągłych zderzeń komet, asteroid i innych ciał stałych, znanych jako planetozymale, w zewnętrznych regionach niedawno utworzonych układów planetarnych. Pozostały pył i szczątki po tych zderzeniach pochłaniają światło ze swoich gwiazd centralnych i ponownie emitują tę energię w postaci słabej poświaty, którą można badać przy pomocy ALMA.

Oczekuje się, że w wewnętrznych obszarach układów planetarnych procesy formowania się planet spowodują utratę całego najgorętszego pyłu, a gwiazdy klasy III to te, które pozostają z – co najwyżej – słabym, zimnym pyłem. Te słabe pasy zimnego pyłu są podobne do znanych dysków szczątków widzianych wokół innych gwiazd, podobnie, jak Pas Kuipera w naszym Układzie Słonecznym, o którym wiadomo, że zawiera znacznie większe asteroidy i komety.

W badaniu stwierdzono, że omawiana gwiazda, NO Lup (konstelacja Wilka), mająca masę ok. 70% masy Słońca, miała słaby, pyłowy dysk o małej masie, ale była to jedyna gwiazda klasy III, w której wykryto tlenek węgla przy użyciu ALMA. Chociaż wiadomo, że wiele młodych gwiazd wciąż posiada bogate w gaz dyski protoplanetarne, z którymi się rodzą, NO Lup jest bardziej rozwinięta i można było oczekiwać, że utraciła ten pierwotny gaz po uformowaniu swoich planet.

Chociaż wykrycie tlenku węgla jest rzadkością, to, co sprawiło, że obserwacja była wyjątkowa, to skala i prędkość gazu, co skłoniło do dalszych badań w celu zbadania jego ruchu i pochodzenia.

„Samo wykrycie tlenku węgla było ekscytujące, ponieważ żadna inna gwiazda tego typu nie została wcześniej sfotografowana przez ALMA. Ale kiedy przyjrzeliśmy się bliżej, znaleźliśmy coś jeszcze bardziej niezwykłego: biorąc pod uwagę, jak daleko od gwiazdy znajdował się gaz, poruszał się znacznie szybciej niż oczekiwano. To nas zastanawiało od dłuższego czasu” – powiedział pierwszy autor Joshua Lovell, doktorant z Cambridge’s Institute of Astronomy.

Grant Kennedy, pracownik naukowy Royal Society University na Uniwersytecie w Warwick, który kierował modelowaniem w tym badaniu, znalazł rozwiązanie tej zagadki. „Znaleźliśmy prosty sposób, aby to wyjaśnić: modelując gazowy pierścień, ale dając gazowi dodatkowe kopnięcie na zewnątrz. Do wyjaśnienia młodych dysków o podobnych mechanizmach wykorzystano inne modele, ale ten dysk jest bardziej podobny do dysku szczątków, w stosunku do których wcześniej nie byliśmy świadkami wiatru. Nasz model pokazał, że gaz jest całkowicie zgodny ze scenariuszem, w którym jest wyrzucany z układu z prędkością około 22 km/s, czyli znacznie większą niż jakakolwiek stabilna prędkość orbitalna” – powiedział.

Dalsza analiza wykazała również, że gaz może powstawać podczas zderzeń między asteroidami lub w okresach sublimacji – przejścia ze stanu stałego do gazowego – na powierzchni komet krążących wokół gwiazd, które prawdopodobnie będą bogate w lód z tlenkiem węgla.

Niedawno pojawiły się dowody na ten sam proces w naszym Układzie Słonecznym, pochodzące z misji New Horizons, kiedy w 2019 roku obserwowano obiekt Pasa Kuipera – Ultima Thule, i odkryto ewolucję sublimacji na powierzchni komety, która miała miejsce około 4,5 mld lat temu. To samo zdarzenie, które doprowadziło do wyparowania komet w naszym Układzie Słonecznym miliardy lat temu, mogło zatem zostać po raz pierwszy uchwycone w odległości 400 lat świetlnych stąd, w procesie, który może być powszechny wokół gwiazd tworzących planety i mieć wpływ na to, jak wszystkie komety, asteroidy i planety ewoluują.

„Ta fascynująca gwiazda rzuca światło na to, jakiego rodzaju procesy fizyczne kształtują układy planetarne wkrótce po ich narodzinach, tuż po tym, jak wyszły spod osłony dysku protoplanetarnego. Chociaż widzieliśmy gaz wytwarzany przez planetozymale w starszych układach, tempo, z jakim gaz jest wytwarzany w tym układzie i jego płynna natura, są dość niezwykłe i wskazują na fazę ewolucji układu planetarnego, której jesteśmy tutaj po raz pierwszy świadkami” – powiedział współautor pracy, prof. Mark Wyatt, również z Instytutu Astronomia.

Chociaż zagadka nie została w pełni rozwiązana i potrzebne będą dalsze szczegółowe modelowania, aby zrozumieć, w jaki sposób gaz jest wyrzucany tak szybko, pewne jest, że układ ten ma być celem bardziej intensywnych dalszych pomiarów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 listopada 2020

Szybko tworzące się olbrzymy mogą zakłócić spiralne dyski protoplanetarne

Według nowego badania przeprowadzonego przez astronomów z University of Warwick, olbrzymie planety, które rozwinęły się na wczesnym etapie życia układu gwiazdowego, mogą rozwiązać zagadkę dotyczącą tego, dlaczego w młodych dyskach protoplanetarnych nie obserwuje się struktur spiralnych.


Badania, opublikowane 26 listopada 2020 r. w Astrophysical Journal Letters wyjaśniają brak struktury spiralnej, której astronomowie oczekują w dyskach protoplanetarnych wokół młodych gwiazd, co również sugeruje, że naukowcy być może będą musieli ponownie ocenić, jak szybko powstają planety w cyklu życia dysku.

Dyski protoplanetarne to miejsca narodzin planet, w których znajduje się materia, która ostatecznie połączy się w szereg planet, jakie widzimy we Wszechświecie. Kiedy te dyski są młode, tworzą struktury spiralne, a cały ich pył i materia są wciągane w gęste ramiona przez potężny efekt grawitacji wirującego dysku. Podobny efekt występuje na poziomie galaktycznym, dlatego widzimy galaktyki spiralne, takie jak nasza Droga Mleczna.

W ciągu trzech do dziesięciu milionów lat materia z dysku zbiera się, tworząc planety, opada na gwiazdę, którą okrąża lub po prostu rozprasza się w kosmosie przez wiatry pochodzące z dysku. Gdy dysk jest młody, samograwituje, a znajdująca się w nim materia tworzy strukturę spiralną, którą traci, gdy staje się stabilna grawitacyjnie. Młode planety, które się rozwijają, następnie wycinają luki w dysku, gdy pochłaniają i rozpraszają materię na swojej drodze, czego wynikiem są struktury „pierścienia i szczeliny”, najczęściej widziane przez astronomów w dyskach protoplanetarnych.

Jednak astronomowie starali się wytłumaczyć obserwacje młodych dysków protoplanetarnych, które nie wykazują struktur spiralnych, a zamiast tego wyglądają jak dysk znacznie starszy ze strukturą szczeliny i pierścienia. Aby to wyjaśnić, Sahl Rowther i dr Farzana Meru z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Warwick przeprowadzili symulacje komputerowe masywnych planet w młodych dyskach, aby określić, co się stanie, gdy wejdą w interakcje.

Odkryli, że olbrzymia planeta, około trzykrotnie masywniejsza niż Jowisz, migrująca z zewnętrznych obszarów dysku w kierunku swojej gwiazdy spowodowałaby wystarczające zakłócenia, aby zniszczyć strukturę spiralną dysku, dając wyniki podobne do dysków obserwowanych przez astronomów. Jednak aby znaleźć się w spiralnej fazie dysku, planety te musiałyby uformować się szybko i na wczesnym etapie cyklu życia dysku.

Współautorka pracy, dr Farzana Meru z Wydziału Fizyki, mówi: „Jeżeli niektóre z tych dysków, które obserwują astronomowie, ostatnio uległy samograwitacji, oznacza to, że uformowały one planetę, gdy dysk był jeszcze młody. Faza samograwitacji dysku protoplanetarnego trwa znacznie krócej niż około pół miliona lat, co oznacza, że planeta musiałaby uformować się bardzo szybko. Niezależnie od tego, jaki mechanizm wyjaśnia, w jaki sposób powstają te planety, prawdopodobnie oznacza to, że musimy wziąć pod uwagę, że planety powstają znacznie szybciej niż początkowo sądzono.”

Ich symulacje modelowały olbrzymią planetę w zewnętrznych regionach dysku protoplanetarnego, gdy migruje ona do wewnątrz, proces, który astronomowie spodziewają się zobaczyć, gdy moment obrotowy popycha planetę do wewnątrz, gdy wymienia ona moment pędu z gazem w dysku. Oznacza to również, że planeta wchodziłaby w interakcje z dużą częścią dysku i zakłócała by go, a także byłaby wystarczająco masywna, by otworzyć lukę w gazie, co spowodowałoby powstanie struktury pierścienia i szczeliny.

Sahl Rowther dodaje: „To ekscytujące, biorąc pod uwagę niewiadome związane z masami obserwowanych dysków. Jeżeli masywne dyski ze strukturami pierścieniowymi i szczelinowymi są powszechne, może to dostarczyć więcej ścieżek wyjaśniających architekturę dysków. Nasze wyniki sugerują, że przy odpowiednich warunkach i technologii można nawet dostrzec ślady tych olbrzymów. Kolejnym etapem naszych badań będzie ustalenie, jakie są te warunki, aby pomóc astronomom w ustaleniu obecności tych planet.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 listopada 2020

Przypadek zaginionej ciemnej materii: nowy przypadek znaleziony w galaktycznej tajemnicy

Odległa galaktyka prawie bez ciemnej materii grozi złamaniem naszej teorii dotyczącej formowania się galaktyk. Nowe dowody sugerują, że galaktyka nie jest anomalią – ale ofiarą kradzieży.


Ciemna materia – niewidzialna substancja tak zagadkowa, jak sugeruje jej nazwa – jest kluczowym składnikiem pomagającym galaktykom formować się i utrzymywać przy życiu.

Tworzy silną grawitację potrzebną do zapoczątkowania procesu formowania się galaktyk i utrzymania istniejących galaktyk w nienaruszonej strukturze.

Ale astronomowie byli zaskoczeni zeszłorocznym odkryciem NGC 1052-DF4, stabilnej i starej galaktyki prawie bez ciemnej materii. Jak galaktyka może istnieć bez tego ważnego składnika? Czy nasze teorie dotyczące powstawania galaktyk są błędne?

Niedawne badanie przeprowadzone przez międzynarodowy zespół pod kierownictwem UNSW Sydney sugeruje, że ciemna materia była tam od początku, ale została po prostu skradziona przez jej chciwego sąsiada. Astronomowie odkryli, że przyciąganie grawitacyjne pobliskiej masywnej galaktyki NGC 1035 usuwa jej gwiazdy i ciemną materię.

Badania opublikowane w Astrophysical Journal wyjaśniają, dlaczego w galaktyce brakuje tak dużej ilości ciemnej materii, nie zaprzeczając naszej dotychczasowej wiedzy na temat formowania się galaktyk.

„Kiedy dwie galaktyki mijają się w bliskiej odległości, cierpią z powodu wzajemnego przyciągania grawitacyjnego. Nasze bardzo głębokie obrazowanie wykazało, że słabe gwiazdy są odciągane przez większą galaktykę – interakcja zwana zakłóceniem pływowymi” – mówi dr Mireia Montes, główna autorka artykułu z UNSW Science and the Space Telescope Science Institute.

To samo zjawisko można spotkać również na Ziemi: w naszym przypadku grawitacyjne przyciąganie Księżyca wpływa na pływy oceaniczne na Ziemi. Jednak zakłócenia pływowe mogą spowodować, że galaktyki – które nie są tak trwałe, jak Ziemia czy Księżyc – tracą swój kształt.

Jeżeli teoria zakłóceń pływowych jest poprawna, mniejsza galaktyka NGC 1052-DF4 wkrótce zacznie wykazywać więcej oznak degradacji. Może się w końcu całkowicie rozpaść.

Dr Ignacio Trujillo, współautor artykułu i badacz z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), mówi: „Wcześniej galaktyka przestanie być kanibalizowana przez wielki układ wokół niej (NGC 1035), z przynajmniej niektórymi z ich gwiazd swobodnie przemieszczającymi się w przestrzeni kosmicznej.”

Dr Montes i jej koledzy wykorzystali potężne teleskopy i techniki głębokiego obrazowania – w tym fotografię z długim czasem naświetlania do 60 godzin – aby znaleźć słabe wskazówki na zewnętrznych krawędziach galaktyki.

„Wstępne badania wykazały, że galaktyka ma bardzo systematyczny kształt, co sugeruje, że żadne siły zewnętrzne jej nie zakłóciły. Ale nasze zdjęcia głębokiego pola pokazują, że w rzeczywistości na tę galaktykę oddziałuje sąsiednia galaktyka – właśnie została uchwycona na początku interakcji. Wewnętrzna część galaktyki zachowuje swój kształt, ale w zewnętrznych, słabszych częściach widać te ‘ogony pływowe’: gwiazdy, które już zostały oddzielone od galaktyki” – mówi dr Montes.

Ponieważ ciemna materia jest niewidzialną siłą, można ją zaobserwować jedynie dzięki obserwacji tego, w jaki sposób obiekty gwiazdowe – takie jak gwiazdy i galaktyki – oddziałują z otaczającą je przestrzenią.

„Ultragłębokie obrazowanie jest trudne nie tylko ze względu na olbrzymią ilość czasu potrzebną na dotarcie do takich głębokości, ale również niezwykle staranne przetwarzanie danych potrzebnych do zachowania najsłabszych struktur” – mówi doktorant Raúl Infante-Sainz z IAC i drugi autor tego opracowania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 listopada 2020

Ostateczny los naszego Układu Słonecznego

Jak skończy się nasz Układ Słoneczny? Niektórzy naukowcy mają odpowiedź: część zostanie pochłonięta a reszta prawdopodobnie się rozpadnie.


Po tym, jak Słońce się zestarzeje
Badanie prawdopodobnego losu naszego Układu Słonecznego jest „jednym z najstarszych zajęć astrofizyki, sięgającym wstecz do samego Newtona”, zgodnie z początkiem niedawnej publikacji, której głównym autorem jest Jon Zink (UC Los Angeles). Chociaż tradycja jest długa, dziedzina ta jest skomplikowana: rozwiązanie dynamicznych interakcji między wieloma ciałami jest nieustannie trudnym problemem.

Co więcej, należy wziąć pod uwagę nie tylko dynamikę niezmiennych obiektów. Słońce będzie dramatycznie ewoluowało w miarę jego starzenia się na ciągu głównym, zwiększając swój rozmiar, który obejmie orbity Merkurego, Wenus i Ziemi, tracąc prawie połowę swojej masy w ciągu następnych 7 mld lat.

Planety zewnętrzne przetrwają tę ewolucję, ale nie wyjdą bez szwanku: ponieważ grawitacyjne przyciąganie słonecznej masy jest tym, co rządzi orbitami planet, a utrata masy naszego Słońca spowoduje, że planety zewnętrzne podryfują jeszcze dalej, osłabiając swoją więź z Układem Słonecznym.

Co się stanie potem? Zink i jego współpracownicy pokazują scenariusz za pomocą serii symulacji numerycznych N-ciał.

Koniec z Układem Słonecznym
Symulacje autorów badają, co stanie się z planetami zewnętrznymi po tym, jak Słońce pochłonie planety wewnętrzne, straci połowę swojej masy i rozpocznie nowe życie jako biały karzeł. Zink i współpracownicy pokazują, jak olbrzymie planety będą migrować na zewnątrz w odpowiedzi na utratę przez Słońce masy, tworząc stabilną konfigurację, w której Jowisz i Saturn osiadają w rezonansie ruchu średniego 5:2 – Jowisz wykona 5 okrążeń na każde 2 okrążenia Saturna.

Ale nasz Układ Słoneczny nie istnieje w izolacji; w Galaktyce są inne gwiazdy i jedna przechodzi obok nas mniej więcej co 20 mln lat. Zink i współpracownicy uwzględniają ruchy tych innych gwiazd w swoich symulacjach. Pokazują, że w ciągu 30 mld lat przeloty gwiazd będą zakłócać planety zewnętrzne na tyle, że stabilna konfiguracja zmieni się w chaos, powodując gwałtowne wyrzucenie większości gazowych olbrzymów z Układu Słonecznego.

Ostatnia niewzruszona planeta pozostanie w pobliżu jeszcze przez chwilę. Ale w ciągu 100 mld lat nawet ta ostatnia pozostała planeta również zostanie zdestabilizowana przez przelot gwiazdy w jej pobliżu i wyrzucona z Układu Słonecznego. Po tej eksmisji, planety olbrzymy będą niezależnie wędrować po galaktyce, dołączając do populacji planet swobodnie poruszających się, bez gwiezdnych gospodarzy.

Nasz los jest zatem ponury: zgodnie z tymi symulacjami połączenie utraty masy Słońca z przelotami gwiazd doprowadzi do całkowitego rozpadu Układu Słonecznego. Dobre wieści? Ten los rozciąga się na wiele miliardów lat w przyszłość.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 listopada 2020

Powiew przeszłości – o CK Vulpeculae

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył, że CK Vulpeculae, po raz pierwszy widziana jako gwiazda nowa w 1670 roku, znajduje się około pięć razy dalej niż wcześniej sądzono. To sprawia, że eksplozja CK Vulpeculae z 1670 roku jest znacznie bardziej energetyczna niż wcześniej szacowano i umieszcza ją w tajemniczej klasie obiektów, które są zbyt jasne, aby być członkami dobrze poznanego rodzaju eksplozji znanych jako nowe, ale zbyt słabe, aby być supernowymi.


350 lat temu francuski mnich Anthelme Voituret zobaczył, jak w konstelacji Liska (Vulpeculae) rozbłysła nowa, jasna gwiazda. W następnych miesiącach gwiazda stała się prawie tak jasna, jak Gwiazda Polarna i była monitorowana przez niektórych czołowych astronomów, w tym Jana Heweliusza i Giovanniego Cassiniego, zanim po roku zniknęła z pola widzenia. Nowa gwiazda ostatecznie zyskała nazwę CK Vulpeculae i przez długi czas była uważana za pierwszy udokumentowany przykład nowej – krótkotrwałego zdarzenia astronomicznego powstałego w wyniku eksplozji w bliskim układzie podwójnym, w którym jednym z członków był biały karzeł, pozostałość po gwieździe podobnej do Słońca. Jednak szereg niedawnych wyników podważył wieloletnią klasyfikację CK Vulpeculae jako nowej.

W 2015 roku zespół astronomów zasugerował, że pojawienie się CK Vulpeculae w 1670 roku było wynikiem kataklizmicznej kolizji dwóch normalnych gwiazd. Nieco ponad trzy lata później ci sami astronomowie zaproponowali, po odkryciu przez siebie radioaktywnego izotopu glinu w bezpośrednim otoczeniu eksplozji z 1670 roku, że jedna z gwiazd była w rzeczywistości rozdętym czerwonym olbrzymem. Jeszcze bardziej komplikując obraz, oddzielna grupa astronomów zaproponowała inną interpretację. W swoim artykule, również opublikowanym w 2018 roku, zasugerowali, że nagłe pojaśnienie w 1670 roku było wynikiem połączenia się brązowego karła z białym karłem.

Teraz, dodając do tej tajemnicy otaczającej CK Vulpeculae nowe obserwacje z międzynarodowego Obserwatorium Gemini, programu NOIRLab NSF, ujawniają, że ten enigmatyczny obiekt astronomiczny znajduje się znacznie dalej i wyrzucił gaz z dużo większą prędkością niż wcześniej podawano.

Zespół ten planował początkowo, w 2018 roku, użyć instrumentu Gemini Near-Infrared Spectrograph (GNIRS) na Gemini North na Hawai'i's Maunakea, aby potwierdzić wykrycie radioaktywnego glinu w sercu CK Vulpeculae. Po uświadomieniu sobie, że wykrycie tego w podczerwieni byłoby znacznie trudniejsze niż początkowo sądzili, astronomowie zaimprowizowali i uzyskali obserwacje w podczerwieni na całym obszarze CK Vulpeculae, w tym w dwóch pasmach mgławicy na jej najbardziej zewnętrznych krawędziach.

„Kluczem do naszego odkrycia były pomiary GNIRS uzyskane na zewnętrznych krawędziach mgławicy. Wykryta tam sygnatura przesuniętych ku czerwieni i błękitowi atomów żelaza pokazuje, że mgławica rozszerza się znacznie szybciej, niż sugerowały to poprzednie obserwacje” – wyjaśnia Tom Geballe z Obserwatorium Gemini.

Jak wyjaśnia dalej główny autor pracy i astronom Dipankar Banerjee z Indii: „Nie podejrzewaliśmy, że to właśnie znajdziemy. Było to ekscytujące, gdy znaleźliśmy gaz poruszający się z nieoczekiwanie dużą prędkością około 7 milionów km/h. To wskazywało na inną historię o CK Vulpeculae niż te, które zostały steoretyzowane.”

Mierząc zarówno prędkość ekspansji mgławicy, jak i to, jak bardzo zewnętrzne pasma przemieszczały się w ciągu ostatnich dziesięciu lat, a także uwzględniając nachylenie mgławicy na nocnym niebie, które zostało oszacowane wcześniej przez innych, zespół ustalił, że CK Vulpeculae znajduje się około 10 000 lat świetlnych od Słońca - około pięć razy dalej niż wcześniej sądzono. Oznacza to, że eksplozja z 1670 roku była znacznie jaśniejsza, uwalniając około 25 razy więcej energii niż wcześniej szacowano. To znacznie większe oszacowanie ilości uwolnionej energii oznacza, że jakiekolwiek zdarzenie, które wywołało nagłe pojawienie się CK Vulpeculae w 1670 roku, było znacznie bardziej gwałtowne niż zwykła nowa.

„Jeżeli chodzi o uwolnioną energię, nasze odkrycie umieszcza CK Vulpeculae w połowie drogi między nową a supernową. Jest to jeden z nielicznych takich obiektów w Drodze Mlecznej, a przyczyna – lub przyczyny – wybuchów tej pośredniej klasy obiektów pozostają nieznane. Myślę, że wszyscy wiemy, czym nie jest CK Vulpeculae, ale nikt nie wie, czym jest” – mówi Nye Evans z Keele University w Wielkiej Brytanii.

Wizualne pojawienie się mgławicy CK Vulpeculae i duże prędkości obserwowane przez zespół mogą pomóc astronomom w rozpoznaniu reliktów podobnych zdarzeń – w naszej Drodze Mlecznej lub zewnętrznych galaktykach – które miały miejsce w przeszłości.

„Na tym etapie trudno jest podać ostateczne lub przekonujące wyjaśnienie pochodzenia erupcji CK Vulpeculae w 1670 roku. Nawet 350 lat po odkryciu Voituretego natura eksplozji pozostaje tajemnicą” – podsumowuje Banerjee.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 listopada 2020

Dysk protoplanetarny wciąż zasilany przez macierzysty obłok

Układy gwiazdowe, takie jak nasz własny, formują się wewnątrz międzygwiazdowych obłoków gazu i pyłu, które zapadają się, tworząc młode gwiazdy otoczone dyskami protoplanetarnymi. W obrębie tych dysków protoplanetarnych formują się planety, pozostawiając wyraźne wnęki, które ostatnio zaobserwowano w ewoluujących układach w czasie, gdy macierzysty obłok został wyczyszczony. Teraz ALMA pokazuje wyewoluowany dysk protoplanetarny z dużą szczeliną, wciąż zasilany przez otaczający go obłok za pośrednictwem dużych włókien akrecyjnych. To pokazuje, że akrecja materii na dysk protoplanetarny trwa dłużej niż wcześniej sądzono, wpływając na ewolucję przyszłego układu planetarnego.


Zespół astronomów wykorzystał ALMA do badania procesu akrecji w obiekcie gwiazdowym [BHB2007] 1, układzie znajdującym się w końcówce Obłoku Molekularnego Fajka. Dane ALMA pokazują dysk pyłu i gazu wokół protogwiazdy oraz duże włókna gazu wokół tego dysku. Naukowcy interpretują te włókna jako wstęgi akrecyjne zasilające dysk materią wydobytą z otaczającego go obłoku. Dysk ponownie przetwarza nagromadzoną materię, dostarczając ją do protogwiazdy. Obserwowana struktura jest bardzo nietypowa dla obiektów gwiazdowych na tym etapie ewolucji – o szacowanym wieku miliona lat – kiedy dyski gwiazdowe są już uformowane i dojrzałe do tworzenia planet. „Byliśmy dość zaskoczeni, widząc tak wyraźne włókna akrecyjne opadające na dysk. Aktywność włókien akrecyjnych pokazuje, że dysk wciąż rośnie, jednocześnie kształtując protogwiazdę” – powiedział dr Felipe Alvesz Center for Astrochemical Studies w Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics.

Zespół raportuje również o obecności ogromnej wnęki w dysku. Wnęka ma szerokość 70 jednostek astronomicznych i obejmuje zwartą strefę gorącego gazu molekularnego. Ponadto, dodatkowe dane dotyczące częstotliwości radiowych Very Large Array (VLA) wskazują na istnienie nietermicznej emisji w tym samym miejscu, w którym wykryto gorący gaz. Te dwie linie dowodów wskazują, że we wnęce znajduje się obiekt podgwiazdowy – młoda olbrzymia planeta lub brązowy karzeł. Gdy ten towarzysz gromadzi materię z dysku, podgrzewa gaz i prawdopodobnie zasila silnie zjonizowane wiatry i/lub strumienie. Zespół szacuje, że do wytworzenia zaobserwowanej wnęki w dysku potrzebny jest obiekt o masie od 4 do 70 mas Jowisza.

„Przedstawiamy nowy przypadek formowania się gwiazd i planet w tandemie. Nasze obserwacje wyraźnie wskazują, że dyski protoplanetarne akreują materię również po rozpoczęciu procesu formowania się planet. Jest to ważne, ponieważ świeża materia opadająca na dysk wpłynie zarówno na skład chemiczny przyszłego układu planetarnego, jak i dynamiczną ewolucję całego dysku” – stwierdza Paola Caselli, dyrektor MPE i szef grupy CAS. Obserwacje te nałożyły również nowe ograniczenia czasowe na formowanie się planet i ewolucję dysków, rzucając światło na sposób, w jaki układy gwiazdowe, takie jak nasz, są wyrzeźbione z pierwotnego obłoku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 listopada 2020

Spotkanie z galaktyką gwałtownie zakłóciło Drogę Mleczną

Od dawna utrzymywane przekonanie, że Droga Mleczna, galaktyka zawierająca Ziemię i Układ Słoneczny, jest stosunkowo statyczna, zostało zachwiane przez świeże kosmiczne spojrzenie.


Spiralny dysk gwiazd i planet jest ciągnięty, skręcany i deformowany z niezwykłą siłą mniejszej galaktyki – Wielkiego Obłoku Magellana (LMC).

Naukowcy są przekonani, że LMC przekroczył granicę Drogi Mlecznej około 700 mln lat temu i ze względu na dużą zawartość ciemnej materii silnie zaburzył strukturę i ruch naszej galaktyki, gdy wpadł na nią.

Efekty nadal są obserwowane dzisiaj i powinny wymusić rewizję tego, jak ewoluowała nasza galaktyka, twierdzą astronomowie.

LMC, obecnie galaktyka satelitarna Drogi Mlecznej, jest widoczna jako słaby obłok z półkuli południowej – co zauważył jej imiennik, XVI-wieczny portugalski odkrywca Ferdinand Magellan.

Poprzednie badania wykazały, że LMC, podobnie jak Droga Mleczna, jest otoczony halo ciemnej materii – nieuchwytnych cząsteczek, które otaczają galaktyki i nie absorbują ani nie emitują światła, ale mają znaczący wpływ grawitacyjny na ruch gwiazd i gazu we Wszechświecie.

Korzystając z wyrafinowanego modelu statystycznego, który obliczył prędkość najbardziej odległych gwiazd Drogi Mlecznej, zespół z Uniwersytetu w Edynburgu odkrył, w jaki sposób LMC zaburza ruch naszej galaktyki.

Naukowcy odkryli, że ogromne przyciąganie halo ciemnej materii LMC pociąga i skręca dysk Drogi Mlecznej z prędkością 32 km/s (115 200 km/h) w kierunku konstelacji Pegaza.

Ku swojemu zdziwieniu odkryli również, że Droga Mleczna nie zmierza w kierunku obecnej lokalizacji LMC, jak sądzono wcześniej, ale w kierunku punktu na swojej przeszłej trajektorii.

Uważają, że dzieje się tak dlatego, że LMC, napędzany ogromną siłą grawitacji, oddala się od Drogi Mlecznej z jeszcze większą prędkością wynoszącą 370 km/s (ok. 1,3 mln km/h).

Astronomowie twierdzą, że to tak, jakby Droga Mleczna usilnie próbowała trafić szybko poruszający się cel, ale nie celowała zbyt dobrze.

To odkrycie pomoże naukowcom opracować nowe techniki, które uchwycą silną dynamiczną zależność między dwiema galaktykami.

Astronomowie zamierzają teraz ustalić kierunek, z którego LMC po raz pierwszy spadł na Drogę Mleczną i dokładny czas, w którym to się stało. To ujawni ilość i rozmieszczenie ciemnej materii w Drodze Mlecznej i LMC z niespotykaną dotąd szczegółowością.

„Nasze odkrycia proszą się o nową generację modeli Drogi Mlecznej, aby opisać ewolucję naszej galaktyki. Udało nam się pokazać, że gwiazdy na niewiarygodnie dużych odległościach, do 300 000 lat świetlnych od nas, zachowują pamięć o strukturze Drogi Mlecznej przed upadkiem LMC i tworzą tło, na którym mierzyliśmy gwiezdny dysk lecący w przestrzeni, pociągnięty grawitacją LMC” – mówi dr Michael Petersen, główny autor pracy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 listopada 2020

Dzięki mikrosoczewkowaniu grawitacyjnemu odkryto małą samotną planetę

Astronomowie od dawna wierzą, że przez naszą galaktykę może dryfować od miliardów do bilionów samotnych planet, niezwiązanych z żadną gwiazdą macierzystą. Niedawne badanie pozwoliło zidentyfikować jednego takiego kandydata – potencjalnie pierwszy świat o masie ziemskiej, który zaobserwowali astronomowie jako swobodnie poruszający się.


W ciągu ostatnich trzech dekad naukowcy odkryli ponad 4000 egzoplanet, obejmujących ogromny zakres mas, rozmiarów i temperatur, składu, właściwości orbitalnych i nie tylko. Jednak zdecydowana większość z nich ma jedną wspólną cechę: wszystkie krążą wokół gwiazdy.

Chociaż może się to wydawać normalnym zachowaniem – w końcu jesteśmy raczej przywiązani do naszej własnej gwiazdy, tutaj na Ziemi – modele formowania się planet przewidują, że w naszej galaktyce powinna znajdować się duża populacja swobodnie poruszających się planet. Zgodnie z modelami, te planety o masie mniejszej niż Ziemia są wyrzucane ze swoich układów macierzystych poprzez interakcje z innymi ciałami (zwykle gazowymi olbrzymami).

W jaki sposób można potwierdzić ten obraz obserwacyjnie? Bez światła gwiazdy macierzystej, swobodnie poruszające się planety są trudne do wykrycia – ale można je znaleźć dzięki metodzie zwanej mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym.

W przypadku mikrosoczewkowania, obiekt soczewkujący jest mały – obiekt o masie gwiazdowej lub planetarnej – więc soczewkowanie nie wytwarza rozdzielanego pierścienia światła, jak w przypadku silnego soczewkowania. Zamiast tego widzimy krótkie pojaśnienie źródła tła, gdy soczewka przechodzi przed nim. Na podstawie kształtu krzywej blasku możemy następnie wywnioskować właściwości tej soczewki i źródła.

Do tej pory w zdarzeniach mikrosoczewkowania odkryto około 100 planet – ale w większości tych przypadków masa soczewkująca jest w rzeczywistości połączeniem masy planety i jej gwiazdy macierzystej. Jak dotąd znaleziono tylko kilka obiektów, które mogły być planetami swobodnie poruszającymi się, a wszystkie miały stosunkowo dużą masę.

Niedawne badania przeprowadzone przez Przemka Mroza z CalTech przedstawiają nowe odkrycie zebrane na podstawie danych z dwóch soczewek grawitacyjnych: najkrócej jak dotąd trwającej, obserwowanej mikrosoczewki grawitacyjnej, OGLE-2016-BLG-1928.

Chociaż skala czasowa rozjaśnienia wynosiła zaledwie 41,5 minuty, OGLE i KMTN (Korea Microlensing Telescope Network) zdołały uchwycić łącznie 15 danych powiększonych punktów. Modelując krzywą blasku, autorzy ustalili, że OGLE-2016-BLG-1928 jest planetą swobodnie podróżującą lub jej gwiazda macierzysta znajduje się w odległości co najmniej 8 jednostek astronomicznych od niej.

Zakładając, że planeta znajduje się w dysku galaktycznym (co autorzy pracy uważają za prawdopodobne, bazując na swoich danych), szacuje się, że waży ~0,3 masy Ziemi, czyli około 3 razy tyle, co Mars.

Jak zatem wyglądają nasze perspektywy znalezienia większej liczby tych swobodnie podróżujących planet o małej masie i weryfikowania oczekiwań, że jest ich dużo? Z pewnością to odkrycie OGLE udowadnia, że jest to możliwe – a dzięki mocy przyszłych obserwatoriów, takich jak Nancy Grace Roman Space Telescope, istnieje duże prawdopodobieństwo, że będziemy w stanie dostrzec więcej tych dryfujących ziemskopodobnych światów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 listopada 2020

Odkryto nową „skamieniałą galaktykę” zakopaną głęboko w Drodze Mlecznej

Naukowcy pracujący na danych z Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE) Sloan Digital Sky Surveys (SDSS) odkryli „skamieniałą galaktykę” ukrytą w głębinach naszej Drogi Mlecznej.


Wynik ten, opublikowany w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, może wstrząsnąć naszym zrozumieniem, w jaki sposób Droga Mleczna wyrosła na galaktykę, jaką widzimy dzisiaj.

Proponowana skamieniała galaktyka mogła zderzyć się z Drogą Mleczną 10 mld lat temu, kiedy nasza galaktyka była jeszcze w powijakach. Astronomowie nazwali ją Herakles, na cześć starożytnego greckiego bohatera, który według mitologii otrzymał dar nieśmiertelności, a z mleka, które pił powstała Droga Mleczna.

Pozostałości Heraklesa stanowią około ⅓ sferycznego halo Drogi Mlecznej. Ale jeżeli gaz i gwiazdy z Heraklesa stanowią tak duży procent galaktycznego halo, dlaczego nie wiedzieliśmy tego wcześniej? Odpowiedź tkwi w jej lokalizacji w głębi Drogi Mlecznej.

„Aby znaleźć skamieniałą galaktykę, taką jak ta, musieliśmy przyjrzeć się szczegółowemu składowi chemicznemu i ruchom dziesiątek tysięcy gwiazd. Jest to szczególnie trudne w przypadku gwiazd w centrum Drogi Mlecznej, ponieważ są one zasłonięte obłokami pyłu międzygwiazdowego. APOGEE pozwala nam przebić się przez ten pył i zajrzeć głębiej w serce Drogi Mlecznej niż kiedykolwiek wcześniej” – mówi Ricardo Schiavon z Uniwersytetu Johna Mooresa w Liverpoolu (LJMU) w Wielkiej Brytanii, kluczowy członek zespołu badaczy.

APOGEE robi to, rejestrując widma gwiazd w bliskiej podczerwieni, zamiast w świetle widzialnym, które jest zasłaniane przez pył. W ciągu swojego dziesięcioletniego okresu obserwacyjnego, APOGEE dokonało pomiarów widm dla ponad pół miliona gwiazd w całej Drodze Mlecznej, w tym jej jądra, które wcześniej było przesłonięte pyłem.

Danny Horta, absolwent z LJMU, główny autor artykułu wyjaśnia: „zbadanie tak dużej liczby gwiazd jest konieczne, aby znaleźć niecodzienne gwiazdy w gęsto zaludnionym sercu Drogi Mlecznej, co przypomina szukanie igieł w stogu siana”.

Aby oddzielić gwiazdy należące do Heraklesa od gwiazd Drogi Mlecznej, zespół wykorzystał zarówno skład chemiczny, jak i prędkości gwiazd zmierzone przez instrument APOGEE.

„Spośród dziesiątek tysięcy gwiazd, które oglądaliśmy, kilkaset miało uderzająco odmienny skład chemiczny i prędkość. Te gwiazdy są tak różne, że mogły pochodzić tylko z innej galaktyki. Badając je szczegółowo, mogliśmy prześledzić dokładne położenie i historię tej skamieniałej galaktyki” – powiedział Horta.

Ponieważ galaktyki powstają w wyniku łączenia się mniejszych galaktyk w czasie, pozostałości starszych galaktyk są często dostrzegane w zewnętrznym halo Drogi Mlecznej, ogromnym, ale bardzo rzadkim obłoku gwiazd otaczającym główną galaktykę. Ale ponieważ nasza galaktyka budowała się od wewnątrz, znalezienie najwcześniejszych połączeń wymaga spojrzenia na najbardziej centralne części halo Drogi Mlecznej, które są zagrzebane głęboko w dysku i zgrubieniu centralnym.

Gwiazdy pierwotne należące do Heraklesa stanowią obecnie mniej więcej ⅓ masy całego halo Drogi Mlecznej – co oznacza, że ta nowo odkryta starożytna kolizja musiała być ważnym wydarzeniem w historii naszej galaktyki. To sugeruje, że nasza galaktyka może być niezwykła, ponieważ większość podobnych masywnych galaktyk spiralnych miała znacznie spokojniejsze wczesne życie.

„Jako nasz kosmiczny dom, Droga Mleczna jest już dla nas wyjątkowa, ale ta starożytna galaktyka, która jest w niej zakopana, czyni ją jeszcze bardziej wyjątkową” – mówi Schiavon.

Karen Masters, rzecznik SDSS-IV, komentuje: „APOGEE to jeden z flagowych przeglądów czwartej fazy SDSS, a ten wynik jest przykładem niesamowitej nauki, którą każdy może zrobić, teraz, gdy prawie ukończyliśmy naszą dziesięcioletnią misję”.

Ta nowa era odkryć nie zakończy się wraz z zakończeniem operacji APOGEE. Piąta faza SDSS już rozpoczęła zbieranie danych, a jej „mapowanie Drogi Mlecznej” będzie opierać się na sukcesie APOGEE, polegającym na pomiarze widm dziesięciokrotnie większej liczby gwiazd we wszystkich częściach Drogi Mlecznej, przy użyciu bliskiej podczerwieni, światła widzialnego, a czasem jednego i drugiego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 listopada 2020

VLA ukazuje nowonarodzone dżety w odległych galaktykach

Astronomowie korzystający z danych z trwającego przeglądu nieba VLASS (VLA Sky Survey) odkryli wiele odległych galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami w swoich jądrach, które w ciągu ostatnich dwóch dekad wystrzeliły potężne, emitujące promieniowanie strumienie materii (dżety). Naukowcy porównali dane z VLASS z danymi z wcześniejszego przeglądu, w którym również wykorzystano VLA.


„Znaleźliśmy galaktyki, które wcześniej nie wykazywały śladów strumieni materii, ale teraz wykazują wyraźne oznaki posiadania młodych, zwartych dżetów” – powiedziała dr Kristina Nyland, stypendystka NRC w Naval Research Laboratory.

„Takie dżety mogą mieć duży wpływ na wzrost i ewolucję swoich galaktyk, ale nadal nie rozumiemy wszystkich szczegółów. Łapanie nowonarodzonych dżetów za pomocą takich przeglądów jak VLASS, jest miarą roli potężnych dżetów radiowych w kształtowaniu życia galaktyk na przestrzeni milionów lat” – powiedziała Nyland.

VLASS to projekt, który będzie badał niebo widoczne przez VLA – około 80% całego nieba – trzy razy w ciągu siedmiu lat. Obserwacje rozpoczęły się w 2017 roku i pierwszy z trzech skanów został już zakończony. Nyland i jej koledzy porównali dane z tego przeglądu z danymi z badania FIRST, w którym wykorzystano VLA do obserwacji mniejszej części nieba w latach 1993-2011.

Znaleźli około 2000 obiektów, które pojawiają się na obrazach VLASS, ale nie zostały wykryte we wcześniejszym przeglądzie FIRST. Spośród nich wybrali 26 obiektów, które wcześniej zostały sklasyfikowane jako galaktyki z aktywnymi jądrami – zasilane przez supermasywne czarne dziury – na podstawie obserwacji optycznych i podczerwonych. FIRST przeprowadziło obserwacje 26 obiektów w latach 1994-2001. Obserwacje za pomocą VLASS wykonano w 2019 roku. Odstępy między obserwacjami obiektów wynosiły zatem od 18 do 25 lat.

Wybrali 14 z tych galaktyk do bardziej szczegółowych obserwacji za pomocą VLA. Obserwacje te dostarczyły obrazów o wyższej rozdzielczości, a także zostały wykonane na wielu częstotliwościach radiowych, aby uzyskać pełniejsze zrozumienie właściwości obiektów.

„Dane z tych szczegółowych obserwacji mówią nam, że najbardziej prawdopodobną przyczyną różnicy w jasności radiowej między obserwacjami FIRST a VLASS jest to, że ‘silniki’ w jądrach galaktyk od czasu obserwacji FIRST uruchomiły nowe dżety” – wyjaśnił Dillon Dong z Caltech.

Wiadomo, że czarne dziury w jądrach galaktyk oddziałują z samymi galaktykami i obie razem ewoluują. Dżety wystrzeliwane z regionów w pobliżu czarnych dziur mogą wpływać na ilość formowania się gwiazd w galaktyce.

„Dżety radiowe to naturalne laboratoria do poznawania ekstremalnej fizyki supermasywnych czarnych dziur, których powstawanie i wzrost są uważane za nierozłącznie powiązane z centrami galaktyk, w których się znajdują” – powiedział Pallavi Patil z University of Virginia.

„Dżety tak młode, jak te odkryte w naszych badaniach, mogą dać nam rzadką okazję do uzyskania nowych informacji na temat tego, jak działają te interakcje między dżetami a ich otoczeniem” – powiedziała Nyland.

„VLASS okazał się kluczowym narzędziem do odkrywania takich dżetów, i z niecierpliwością czekamy na wyniki jego następnych dwóch epok obserwacyjnych” – powiedział Mark Lacy z National Radio Astronomy Observatory.

Nyland i jej koledzy planują dalsze badania galaktyk przy użyciu VLBA, obserwatorium rentgenowskiego Chandra oraz teleskopów obserwujących w świetle widzialnym i w podczerwieni.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 listopada 2020

ASKAP znajduje rozbłyski radiowe w czasie rzeczywistym

Podczas, gdy detektory cały czas odbierają potężne milisekundowe rozbłyski emisji radiowej z całego Wszechświata, poszukiwanie ich źródła nadal trwa. Jednak poszukiwanie światła sprzed i po wybuchu może okazać się kluczem do rozwikłania ich tajemnicy.


Od czasu pierwszego odkrycia szybkich błysków radiowych (FRB) ponad dziesięć lat temu, astronomowie znaleźli ponad 100, w tym ponad 20 takich, które się powtarzają. Pomimo tej dużej i wciąż rosnącej próbki nadal nie wiadomo z całą pewnością, co je wywołuje.

Wiele wiodących teorii na temat pochodzenia FRB zawiera przewidywania dotyczące innych emisji, które powinny dopełniać błysk radiowy. Na przykład narodziny namagnesowanej gwiazdy neutronowej powinny wytworzyć nie tylko FRB, ale także poświatę radiową – stabilniejszą emisję radiową, która pojawia się po wybuchu, a następnie zanika w czasie.

Fakt, że nie znaleziono jeszcze żadnych poświat radiowych definitywnie związanych z FRB oznacza jedną z trzech rzeczy: 1) nie zdarzają się, 2) są słabsze, niż można wykryć, lub 3) ewoluują w krótszych skalach czasowych niż badano, więc już osłabły, zanim zostały dostrzeżone.

Aby uchwycić szybko zmieniającą się poświatę, potrzeba obserwacji FRB w czasie rzeczywistym – co pozwala monitorować źródło emisji radiowej przed, w trakcie i bezpośrednio po wybuchu. W tym celu w połowie 2019 roku rozpoczęto nowe badanie za pomocą Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP): Commensal Real-time ASKAP Fast Transients Survey (CRAFT).

CRAFT prowadzi ciągłe obserwacje nieba w niskiej rozdzielczości, podczas gdy ASKAP jest używany w innych projektach badawczych. Po wykryciu FRB, badanie automatycznie zapisuje dane sprzed i po samym FRB, dzięki czemu zespół badawczy może przeszukać go pod kątem radiowego prekursora i emisji poświaty.

W nowym badaniu zespół naukowców, kierowany przez Shivani Bhandari (Australia Telescope National Facility, CSIRO, Australia), donosi o pierwszym wykryciu FRB w tym trybie: FRB 191001.

Na podstawie danych z CRAFT autorzy byli w stanie zlokalizować FRB 191001 na obrzeżach galaktyki spiralnej tworzącej gwiazdy, z przesunięciem ku czerwieni z = 0,234 (to prawie 3 mld lat świetlnych stąd!). Dane CRAFT nie ujawniły ani trwałego, kompaktowego źródła radiowego przed wybuchem, ani wolno zmieniającej się poświaty radiowej po wybuchu.

Co to znaczy? Brak wykrywalnej poświaty dla samego FRB 191001 nie wyklucza jeszcze żadnych scenariuszy formowania się – ale pokazuje, że poświata albo była słabsza niż progi wykrywania, albo w ogóle nie wystąpiła.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 listopada 2020

Wykorzystanie soczewek grawitacyjnych do pomiaru ekspansji Wszechświata

Jest to jedna z wielkich debat kosmologicznych: Wszechświat się rozszerza, ale jak szybko? Dwa znane pomiary dają różne wyniki. Fizyk z Leiden University, David Harvey, dostosował niezależną trzecią metodę pomiaru, wykorzystując właściwości zakrzywiania światła galaktyk przewidywane przez Einsteina.


Od prawie wieku wiemy o tym, że Wszechświat się rozszerza. Astronomowie zauważyli, że światło od odległych galaktyk ma większą długość fali niż światło pobliskich galaktyk. Fale światła wydają się rozciągnięte (przesunięte ku czerwieni), co oznacza, że te odległe galaktyki się oddalają.

Tę szybkość rozszerzania się Wszechświata, zwaną stałą Hubble’a, można zmierzyć. Pewne supernowe mają dobrze poznaną jasność, co pozwala oszacować ich odległość od Ziemi i powiązać ją z ich przesunięciem ku czerwieni. Na każdy megaparsek odległości (parsek to 3,3 roku świetlnego), prędkość, z jaką galaktyki się od nas oddalają, wzrasta o 73 km/s.

Jednak coraz dokładniejsze pomiary mikrofalowego promieniowania tła, przynosiły inną stałą Hubble’a: około 67 km/s.

Einstein
Jak to możliwe? Skąd taka różnica? Czy ta różnica może nam powiedzieć coś nowego o Wszechświecie i fizyce? „Właśnie to jest powodem, dla którego pojawił się trzeci pomiar, niezależny od dwóch pozostałych: soczewki grawitacyjne” – mówi fizyk z Leiden, David Harvey.

Ogólna teoria względności Alberta Einsteina przewiduje, że skupisko masy, np. galaktyka, może załamywać drogę światła, podobnie jak czyni to soczewka. Kiedy taka galaktyka znajduje się przed jasnym źródłem światła, światło wydaje się być zakrzywione wokół niego. Może dotrzeć do Ziemi różnymi drogami, co daje nam dwa, a czasem nawet cztery obrazy tego samego źródła.

H0LiCOW
W 1964 roku norweski astrofizyk Sjur Refsdal zauważył, że kiedy soczewkująca galaktyka jest nieco poza środkiem obiektu tła, jedna droga światła jest dłuższa niż inna. Oznacza to, że światło potrzebuje więcej czasu na pokonanie tej drogi. Zatem, gdy następuje zmiana jasności kwazara, ten punkcik będzie widoczny na jednym obrazie przed innym. Różnica może wynosić dni, tygodnie lub miesiące.

Refsdal pokazał, że ta różnica w czasie może być również wykorzystana do określenia odległości do kwazara i soczewki. Porównanie ich z przesunięciem ku czerwieni kwazarów daje niezależny pomiar stałej Hubble’a.

W ramach współpracy badawczej w H0LiCOW wykorzystano sześć soczewek, aby zawęzić stałą Hubble’a do wartości około 73. Istnieją jednak pewne komplikacje: poza różnicą odległości, masa galaktyki na pierwszym planie również ma efekt opóźnienia, w zależności od dokładnej masy rozkładu. „Trzeba modelować ten rozkład, ale pozostaje wiele niedomówień” – mówi Harvey. Taka niepewność ogranicza dokładność tej techniki.

Obrazowanie całego nieba
Może się to zmienić, gdy w 2021 roku w Chile pojawi się nowy teleskop, przeznaczony do obrazowania całego nieba co kilka nocy. Oczekuje się, że owo Vera Rubin Observatory zobaczy tysiące układów podwójnych kwazarów, co da szansę jeszcze bardziej ograniczyć stałą Hubble’a.

Jak mówi Harvey: „Problem w tym, że modelowanie wszystkich tych pierwszoplanowych galaktyk z osobna jest niemożliwe obliczeniowo”. Zamiast tego, Harvey opracował metodę obliczenia średniego efektu pełnego rozkładu nawet tysiąca soczewek.

W takim przypadku indywidualne dziwactwa soczewek grawitacyjnych nie są aż tak ważne i nie trzeba wykonywać symulacji dla wszystkich soczewek. Należy tylko upewnić się, że modeluje się całą populację.

W swoim artykule Harvey pokazuje, że przy takim podejściu błąd w progach stałej Hubble’a jest na poziomie 2%, gdy zbliża się do obserwacji około tysięcy kwazarów.

Ten margines błędu umożliwi miarodajne porównanie kilku stałych Hubble’a i może pomóc w zrozumieniu tych rozbieżności. Ale żeby zejść poniżej tych 2%, trzeba ulepszyć model, wykonując lepsze symulacje. Powinno to być możliwe.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 listopada 2020

Naukowcy odkrywają prawdę o świecącej podczerwonej kilonowej

Naukowcy ogłosili, że zaobserwowali najbardziej świecącą kandydatkę na kilonową w historii, odkrycie, które podważa konwencjonalne teorie na temat tego, co dzieje się po wybuchu promieniowania gamma. Wskazują one na możliwość narodzin masywnej, silnie namagnesowanej gwiazdy neutronowej zwanej magnetarem.


Naukowcy po raz pierwszy wykryli błysk 22 maja 2020 roku, po tym, jak podróżował on przez 5,42 mld lat, aby dotrzeć do Ziemi. Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, Obserwatorium Swift i wielu teleskopów naziemnych, zespół badawczy uważnie obserwował krótki rozbłysk gamma 200522A w całym spektrum elektromagnetycznym, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie. Badania zaowocowały zebraniem jednych z najbardziej szczegółowych – i zdumiewających – obserwacji tego ekstremalnego zjawiska, a emisja w podczerwieni wykryta przez Hubble’a była 10 razy jaśniejsza niż przewidywano.

„Obserwacje Hubble’a zostały zaprojektowane do poszukiwania emisji w podczerwieni, która jest wynikiem powstawania ciężkich pierwiastków, takich jak złoto, platyna i uran, podczas zderzenia gwiazd neutronowych, wywołującej krótki rozbłysk gamma. Co zaskakujące, odkryliśmy znacznie jaśniejszą emisję w podczerwieni, niż się spodziewaliśmy, co sugeruje, że był dodatkowy wkład energii z magnetara, który był pozostałością po fuzji” – powiedział Edo Berger, astronom w Centrum Astrofizyki Harvard & Smithsonian i główny badacz programu Hubble.

Naukowcy od dawna podejrzewali, że krótkie błyski gamma – błyski gamma trwające krócej niż dwie sekundy – powstają w wyniku zderzeń gwiazd neutronowych, niezwykle gęstych obiektów o masie Słońca, ale ściśniętych do rozmiarów małego miasta. Kiedy dochodzi do tych zderzeń, naukowcy spodziewają się zaobserwować kilonową – poświatę wywołaną przez radioaktywny rozpad ciężkich pierwiastków, unikalną dla połączenia się dwóch gwiazd neutronowych – która jest nawet 1000 razy jaśniejsza niż tradycyjna nowa. Do dzisiaj uważano, że efektem połączenia się dwóch gwiazd neutronowych jest powstanie czarnej dziury.

Nowe obserwacje dostarczyły naukowcom pełniejszego obrazu eksplozji, obalając konwencjonalne teorie na temat rozbłysków gamma. „Obserwacje te nie pasują do tradycyjnych wyjaśnień krótkich błysków gamma. Biorąc pod uwagę to, co wiemy o promieniach radiowych i rentgenowskich pochodzących z tego wybuchu, to po prostu nie pasuje. Emisja w podczerwieni, którą wykryliśmy za pomocą HST, jest o wiele za jasna. Jeżeli chodzi o próbę dopasowania do siebie elementów układanki z tego wybuchu promieniowania gamma, jeden element nie pasuje prawidłowo” – powiedział Wen-fai Fong, astronom z Northwestern University w Evanston w stanie Illinois i główny autor badań.

Zespół omówił kilka możliwości wyjaśnienia niezwykłego poziomu jasności zaobserwowanego za pomocą HST. Według Bergera, niepasujący element układanki mógł odpowiedzieć na ważne pytanie: „Co pozostaje po takim zderzeniu: bardziej masywna gwiazda neutronowa? Czarna dziura? Fakt, że widzimy tę emisję w podczerwieni i że jest ona tak jasna, pokazuje, że krótkie rozbłyski gamma rzeczywiście powstają w wyniku zderzeń gwiazd neutronowych, ale co zaskakujące, następstwem zderzeń nie może być czarna dziura, ale raczej magnetar.”

Błysk światła został pierwotnie wykryty przez Neil Gehrels Swift Observatory NASA, a naukowcy szybko przeprowadzili dalsze obserwacje poświaty, kilonowej i galaktyki macierzystej za pomocą innych teleskopów, w tym za pomocą Hubble'a, Very Large Array (VLA), Las Cumbres Observatory Global Telescope (LCOGT) i WM Obserwatorium Kecka. Dla Fonga to obserwacje Hubble’a zrobiły różnicę. Jako jedyny HST zdołał wykryć światło podczerwone i był w stanie zrobić zdjęcie zaledwie 3 dni po wybuchu. Potrzeba kolejnych obserwacji, aby udowodnić, że z fuzją wiąże się zanikający odpowiednik, w przeciwieństwie do statystycznego źródła. Kiedy Hubble spojrzał ponownie za 16 i 55 dni, astronomowie wiedzieli, że nie tylko złapali zanikające źródło, ale także odkryli coś bardzo niezwykłego.

Przyszłe obserwatoria i teleskopy sprawią, że obserwacje podobnych zdarzeń będą jeszcze ciekawsze, dostarczając dalszych wyjaśnień na temat tego, co naukowcy wiedzą teraz o kilonowych. Teleskop Jamesa Webba będzie szczególnie dobrze przystosowany do tego typu obserwacji. „Webb całkowicie zrewolucjonizuje badanie podobnych zdarzeń. Dzięki niesamowitej czułości na podczerwień nie tylko wykryje taką emisję na jeszcze większych odległościach, ale także dostarczy szczegółowych informacji spektroskopowych, które pozwolą określić naturę emisji podczerwieni” – powiedział Berger.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 listopada 2020

Kosmiczny ametyst w umierającej gwieździe

Na Ziemi ametysty mogą się tworzyć, gdy bąble gazu w lawie ostygną w odpowiednich warunkach. W kosmosie umierająca gwiazda o masie podobnej do Słońca jest w stanie stworzyć strukturę dorównującą urokowi tych pięknych klejnotów.


Gdy gwiazdy takie jak Słońce spalają swoje paliwo, odrzucają zewnętrzne warstwy, a jądro się kurczy. Korzystając z obserwatorium rentgenowskiego Chandra, astronomowie odkryli bańkę ultra gorącego gazu w centrum jednej z takich umierających gwiazd, mgławicę planetarną znajdującą się w naszej galaktyce, nazwaną IC 4593. Znajdująca się w odległości około 7800 lat świetlnych od Ziemi, IC 4593 to najodleglejsza mgławica planetarna, jaką dotychczas wykryto za pomocą Chandra.

To nowe zdjęcie IC 4593 przedstawia promienie X w kolorze fioletowym, które wskazują na podobieństwo do ametystów występujących w geodach na całym świecie. Bąbel wykryty przez Chandra pochodzi od gazu podgrzanego do ponad miliona stopni. Te wysokie temperatury były prawdopodobnie generowane przez materię, która oderwała się od skurczonego jądra gwiazdy i uderzyła gaz wyrzucony wcześniej przez gwiazdę.

Ten obraz zawiera także dane dotyczące światła widzialnego uzyskane dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Hubble’a (różowe i zielone). Różowe obszary na zdjęciu z HST to efekt nakładania się emisji z chłodniejszego gazu składającego się z kombinacji azotu, tlenu i wodoru, podczas gdy zielona emisja pochodzi głównie od azotu.

IC 4593 jest tym, co astronomowie nazywają „mgławicą planetarną”, zwodniczo brzmiąca nazwa, ponieważ ta klasa obiektów nie ma nic wspólnego z planetami. (Nazwa została nadana około dwóch wieków temu, ponieważ obserwowane przez teleskop wyglądały jak dyski planet.) W rzeczywistości mgławica planetarna powstaje we wnętrzu gwiazdy o masie Słońca, a jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają. W przypadku Słońca, gdy wejdzie w fazę czerwonego olbrzyma za kilka miliardów lat, jego zewnętrzne warstwy mogą rozciągać się aż do orbity Wenus.

Oprócz gorącego gazu, badania te znalazły również dowody na punktowe źródło promieniowania rentgenowskiego w centrum IC 4593. Ta emisja promieniowania X ma wyższe energie niż bańka gorącego gazu. Źródłem punktowym może być gwiazda, która odrzuciła swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną, lub może pochodzić od potencjalnej gwiazdy towarzyszącej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 listopada 2020

Łapiąc radiową niespodziankę

Very Large Array Sky Survey (VLASS) to ambitny projekt, którego celem jest wykonanie wysokiej rozdzielczości mapy radiowej obejmującej prawie 80% nieba. Kiedy zostanie ukończony w 2024 roku, da astronomom najbardziej szczegółowy obraz radiowego nieba, jaki kiedykolwiek zarejestrowano. Jednym z celów VLASS jest odkrywanie i mapowanie źródeł radiowych, takich jak kwazary i dżety radiowe z czarnych dziur. Aby stworzyć tę mapę Very Large Array (VLA) rejestruje obrazy nieba. Wykonując te obrazy, czasami rejestruje również zdarzenia, znane jako zjawiska tymczasowe na falach radiowych.


Zjawiska tymczasowe na falach radiowych to krótkie zdarzenia, które mogą trwać zaledwie tygodnie lub dni. Jeżeli radioteleskop nie patrzy we właściwym kierunku, kiedy dochodzi do zjawisk, mogą one zostać przeoczone. Ale ponieważ VLASS mapuje duże odcinki nieba w stosunkowo krótkim czasie, ma duże szanse na wychwycenie zjawisk tymczasowych na falach radiowych, tak jak to miało miejsce w lipcu tego roku.

12 grudnia 2019 roku w konstelacji Ryb, korzystając ze Zwicky Transient Facility Palomar Observatory w San Diego w Kalifornii, odkryto supernową. Supernowa pojawiła się, gdy jądro dużej gwiazdy zapadło się pod koniec jej życia. Wynikająca z tego eksplozja rozrywa gwiazdę, wyrzucając w kosmos gaz i pył bogaty w nowe pierwiastki. Supernowe, takie jak ta, to jeden ze sposobów, w jaki galaktyka jest zasilana w materię niezbędną do tworzenia nowych gwiazd i planet.

W momencie największej jasności supernowa może przyćmić całą galaktykę. W świetle optycznym ten blask nie trwa długo. W ciągu kilku tygodni supernowe ciemnieją w świetle widzialnym, co utrudnia ich badanie. Ale kiedy zewnętrzne warstwy gwiazdy są odrzucane, emitują poświatę radiową, która może być obserwowana przez teleskopy takie jak VLA. Poświata supernowej może trwać nawet miesiące od początkowej eksplozji.

Na początku tego roku zespół astronomów zdał sobie sprawę, że VLA Sky Survey skanował obszar w pobliżu supernowej wkrótce po jej wystąpieniu. Przejrzeli więc dane z VLASS dla tego regionu, szukając zjawisk tymczasowych na falach radiowych. Znaleźli takie, które pasowało do czasu i lokalizacji supernowej. Obserwacje VLASS dostrzegły także początkową poświatę radiową światła wodoru, która z czasem zgasła. Astronomowie nie do końca rozumieją, dlaczego tak się dzieje, ale może to być spowodowane tym, że zewnętrzna warstwa gwiazdy (złożona głównie z wodoru) staje się rozproszona i przezroczysta, umożliwiając widoczność głębszych warstw supernowej.

Dane z VLASS rozwiązały również zagadkę dotyczącą odległości do supernowej. Wstępny pomiar jej jasności wskazał, że znajdowała się w odległości około 420 mln lat świetlnych. Późniejszy pomiar widma widzialnego pokazał, że znajdowała się znacznie bliżej – 195 mln lat świetlnych stąd. Jasność zjawisk tymczasowych obserwowanych przez VLASS zgadza się z bliższą odległością.

Najlepszym sposobem dla astronomów na badanie krótkotrwałych zjawisk jest uchwycenie ich na wielu długościach fal, od światła widzialnego i rentgenowskiego po promieniowanie radiowe. Jest to jeszcze jeden powód, dla którego radiowe badanie nieba, takie jak VLASS, jest tak ważne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 listopada 2020

Wszechświat staje się coraz gorętszy

Nowe badanie pokazuje, że w ciągu ostatnich 10 mld lat temperatura Wszechświata wzrosła dziesięciokrotnie.


Badanie, opublikowane 13 października 2020 r. w Astrophysical Journal, dotyczyło historii termicznej Wszechświata w ciągu ostatnich 10 mld lat. Okazało się, że średnia temperatura gazu we Wszechświecie wzrosła ponad 10 razy w tym okresie i osiąga obecnie około 2 mln Kelwinów.

„Nasze nowe pomiary stanowią bezpośrednie potwierdzenie przełomowej pracy Jima Peeblesa – laureata Nagrody Nobla z fizyki z 2019 roku – który przedstawił teorię dotyczącą formowania się wielkoskalowych struktur we Wszechświecie” – powiedział Yi-Kuan Chiang, główny autor pracy i pracownik naukowy w Ohio State University Center for Cosmology and AstroParticle Physics.

Wielkoskalowa struktura Wszechświata odnosi się do globalnych wzorców galaktyk i gromad galaktyk w skalach wykraczających poza poszczególne galaktyki. Powstaje w wyniku grawitacyjnego zapadania się ciemnej materii i gazu.

Odkrycie pokazało naukowcom, jak określić postęp formowania się struktury kosmicznej poprzez „sprawdzanie temperatury” Wszechświata.

Naukowcy zastosowali nową metodę, która pozwoliła im oszacować temperaturę gazu dalej od Ziemi – czyli dalej w przeszłość – i porównać ją z gazami bliżej Ziemi, bliżej współczesności. Naukowcy potwierdzili, że Wszechświat staje się z czasem cieplejszy poprzez grawitacyjne zapadanie się struktury kosmicznej, a ogrzewanie prawdopodobnie będzie kontynuowane.

Aby zrozumieć, jak zmieniała się temperatura Wszechświata w czasie, naukowcy wykorzystali dane dotyczące światła w przestrzeni kosmicznej, zebrane w ramach dwóch misji: Planck i SDSS. 

Połączyli dane z dwóch misji i ocenili odległości gorącego gazu blisko i daleko, mierząc przesunięcie ku czerwieni, pomiar, którego astrofizycy używają do oszacowania kosmicznego wieku, w jakim są obserwowane obiekty.

Koncepcja przesunięcia ku czerwieni działa, ponieważ światło, które obserwujemy od obiektów znajdujących się dalej od Ziemi, jest starsze niż światło pochodzące od obiektów bliżej Ziemi – światło z odległych obiektów przebyło dłuższą podróż, aby do nas dotrzeć. Fakt ten, wraz z metodą szacowania temperatury na podstawie światła, pozwolił badaczom zmierzyć średnią temperaturę gazów we wczesnym Wszechświecie – gazów otaczających dalsze obiekty – i porównać tę średnią ze średnią temperaturą gazów bliżej Ziemi – gazy dzisiaj.

Naukowcy odkryli, że te gazy we Wszechświecie osiągają temperaturę około 2 mln Kelwinów wokół obiektów bliżej Ziemi. To około dziesięciokrotność temperatury gazów wokół obiektów znajdujących się dalej i dalej w czasie.

Wszechświat ociepla się z powodu naturalnego procesu tworzenia się galaktyk i struktur. Nie ma to związku z ociepleniem na Ziemi. Te zjawiska zachodzą w zupełnie innej skali. W ogóle nie są ze sobą połączone.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

10 listopada 2020

Pierwszy brązowy karzeł odkryty za pomocą radioteleskopu

Po raz pierwszy astronomowie wykorzystali obserwacje z radioteleskopu i dwóch obserwatoriów na Maunakea do odkrycia i scharakteryzowania zimnego brązowego karła, znanego również jako „super planeta” lub „nieudana gwiazda”. Odkrycie, oznaczone jako BDR J1750+3809, jest pierwszym obiektem protogwiazdowym wykrytym podczas obserwacji radiowych – do tej pory brązowe karły w dużej mierze odkrywano podczas badań nieba w podczerwieni.


BDR J1750+3809 (nazywany przez zespół odkrywców „Elegast”) został po raz pierwszy zidentyfikowany przy użyciu danych z teleskopu LOFAR w Europie, a następnie potwierdzony za pomocą teleskopów na szczycie Maunakea, a mianowicie Międzynarodowe Obserwatorium Gemini i InfraRed Telescope Facility (który jest obsługiwany przez University of Hawaiʻi). Bezpośrednie odkrycie tych obiektów za pomocą czułych radioteleskopów, takich jak LOFAR, jest znaczącym przełomem, ponieważ pokazuje, że astronomowie mogą wykrywać obiekty, które są zbyt zimne i słabe, aby można je było znaleźć podczas badań w podczerwieni, a być może nawet wykryć swobodnie pływające gazowe olbrzymie egzoplanety.

Badania zostały opublikowane w The Astrophysical Journal Letters. Astronom Michael Liu i doktorant Zhoujian Zhang z UH Institute for Astronomy (IfA) są współautorami artykułu. „Ta praca odkrywa zupełnie nową metodę znajdowania najzimniejszych obiektów unoszących się w pobliżu Słońca, które w innym przypadku byłyby zbyt słabe, aby je odkryć metodami stosowanymi przez ostatnie 25 lat” – powiedział Liu.

Brązowe karły w nowym świetle
Brązowe karły znajdują się na granicy pomiędzy największymi planetami a najmniejszymi gwiazdami. Czasami nazywane „nieudanymi gwiazdami”, brązowe karły mają niedostatek masy potrzebnej do wywołania fuzji wodorowej w swoim wnętrzu, i zamiast tego świecą w podczerwieni ciepłem pozostałym z procesu ich formowania się. Nazywane również „super planetami”, brązowe karły posiadają gazowe atmosfery, które bardziej przypominają gazowe olbrzymy w naszym Układzie Słonecznym niż jakiekolwiek gwiazdy.

Ponieważ w brązowych karłach nie zachodzą reakcje fuzji, które powodują świecenie Słońca, mogą one emitować światło o długości fal radiowych. Podstawowy proces zasilający tę emisję radiową jest znany, ponieważ zachodzi również na największej planecie Układu Słonecznego. Silne pole magnetyczne Jowisza przyspiesza naładowane cząsteczki, takie jak elektrony, które z kolei wytwarzają promieniowanie – w tym przypadku fale radiowe i zorze polarne.

Fakt, że brązowe karły są nadajnikami radiowymi, pozwolił międzynarodowemu zespołowi astronomów stojących za tym wynikiem, na opracowanie nowej strategii obserwacyjnej. Wcześniej wykryto emisje radiowe tylko z kilku zimnych brązowych karłów, które zostały odkryte i skatalogowane przez badania w podczerwieni, zanim zostały zaobserwowane za pomocą radioteleskopów. Zespół postanowił zmienić tę strategię, używając czułego radioteleskopu do odkrycia zimnych, słabych źródeł radiowych, a następnie przeprowadzić obserwacje w podczerwieni za pomocą teleskopów na Maunakea w celu ich sklasyfikowania.

„Zadaliśmy sobie pytanie: po co kierować nasze radioteleskopy na skatalogowane brązowe karły? Zróbmy po prostu duży obraz nieba i odkryjmy te obiekty bezpośrednio na falach radiowych” – powiedział Harish Vedantham, główny autor badań i astronom z ASTRON w Holandii.

Odkrycie BDR J1750+3809 jest nie tylko ekscytującym wynikiem samym w sobie, ale może też dać kuszące spojrzenie w przyszłość, w której astronomowie będą mogli mierzyć właściwości pól magnetycznych egzoplanet. Zimne brązowe karły są najbliższymi egzoplanetom obiektami, które astronomowie obecnie mogą wykrywać za pomocą radioteleskopów, a to odkrycie można wykorzystać do testowania teorii przewidujących siłę pola magnetycznego egzoplanet. Pola magnetyczne są ważnym czynnikiem w określeniu właściwości atmosferycznych i długoterminowej ewolucji egzoplanet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej informacji:


9 listopada 2020

Pochodzenie i orbity zderzających się czarnych dziur

Liczba łączących się czarnych dziur wykrywanych przez detektory fal grawitacyjnych LIGO-Virgo nadal rośnie. Najnowsza publikacja danych daje łącznie prawie 50 kolizji! Ale w jaki sposób te układy podwójne z czarną dziurą w ogóle powstają?


Dwa kanały formowania się
Zanim dwie czarne dziury zderzą się i wyemitują fale grawitacyjne, muszą najpierw zostać połączone w okrążającą się nawzajem parę.

Istnieją dwie wiodące teorie na temat tego, jak takie pary czarnych dziur mogą powstawać w naszym Wszechświecie. W ewolucji odosobnionego układu podwójnego, dwie masywne gwiazdy w gwiazdowym układzie podwójnym niezależnie ewoluują w czarne dziury. Podczas dynamicznych spotkań pojedyncze czarne dziury łączą się w pary w układy podwójne poprzez oddziaływanie grawitacyjne w centrum gęstej, zatłoczonej gromady gwiazd.

Dwie wskazówki obserwacyjne
Jak możemy określić, który kanał formowania się wytworzył układ podwójny czarnych dziur, jakie do tej pory wykryliśmy? W szczególności dwie sygnatury obserwacyjne mogą wskazywać na dynamiczne połączenie:

1. Niewspółosiowość wirowania
Ze względu na zachowanie momentu pędu oczekuje się, że czarne dziury w izolowanym układzie podwójnym będą miały wyrównane spiny. Z drugiej strony czarne dziury, które łączą się w pary poprzez dynamiczne spotkania, mogą mieć losowe, niewyrównane orbity.

2. Ekscentryczność orbity
Jeżeli układ podwójny ewoluuje w izolacji, wszelkie początkowe mimośrody są tłumione na długo przed połączeniem się czarnych dziur. Jednak w dynamicznym scenariuszu, nagle utworzone układy podwójne mogą się połączyć, zanim ich orbity staną się cykliczne.

Zdecydowana większość wykrytych do tej pory połączeń wiązała się z sygnałami fal grawitacyjnych zgodnymi z układami podwójnymi o małej masie, wyrównanym spinem i kołowymi orbitami – co uniemożliwia nam rozróżnienie między dwoma kanałami formowania się. Ale jedno zdarzenie połączenia się dwóch czarnych dziur jest obiecującym kandydatem do dalszych badań: GW190521.

Jedna intrygująca kolizja
Zdarzenie GW190521 ustanowiło rekordy jako waga ciężka: łączące się składniki miały ~85 i ~66 mas Słońca. Te niezwykle duże czarne dziury już wskazują na dynamiczną formację układu podwójnego: łatwiej jest wyjaśnić czarne dziury o tej masie, jeżeli rosły one w wyniku kolejnych fuzji w gęstym środowisku gwiazdowym.

Teraz zespół naukowców pod kierownictwem Isobel Romero-Shaw (Uniwersytet Monash i OzGrav, Australia) podąża za tą wskazówką, modelując sygnał GW190521 z różnymi przebiegami, aby zbadać ekscentryczność układu podwójnego i wyrównanie spinu.

Romero-Shaw i jej współpracownicy pokazują, że obecnie nie jesteśmy w stanie rozróżnić dwóch modeli: jednego z niezerową ekscentrycznością i wyrównanymi spinami, a drugiego z orbitą kołową ale z niewyrównanymi spinami. Oba modele są jednak bardzo preferowane w stosunku do modeli z kołowymi orbitami i wyrównanymi spinami – co oznacza, że dla GW190521 prawdopodobnie zostanie utworzony kanał dynamicznej formacji.

Ponieważ detektory LIGO-Virgo nadal gromadzą detekcje, być może wkrótce będziemy w stanie zbudować statystyczny obraz tego, jak powstały układy podwójne z czarnymi dziurami. Ale w międzyczasie dokładne modelowanie poszczególnych zderzeń, takich jak GW190521, dostarcza cennych informacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

Tworzenie się gwiazd w galaktykach wydaje się być mocno regulowane przez przepływ gazu do i z galaktyk. Naukowcom nadal nie udało się ustal...