31 grudnia 2020

Astronomowie dostrzegają najodleglejszą znaną nam galaktykę

Międzynarodowy zespół astronomów uzyskał spektroskopowe potwierdzenie najodleglejszego znanego do tej pory obiektu astrofizycznego.


Naukowcy za pomocą Multi-Object Spectrograph for Infrared Exploration (MOSFIRE), spektroskopu zainstalowanego na teleskopie Keck I, uzyskali widma w bliskiej podczerwieni i pomyślnie zmierzyli odległość bardzo słabej galaktyki oddalonej o 13,4 mld lat świetlnych stąd (przesunięcie ku czerwieni z = 10,957).

Na podstawie istniejących danych z Hubble’a uważano, że galaktyka nazwana GN-z11 ma przesunięcie ku czerwieni większe niż 10, prawdopodobnie bliżej 11. Jednak dokładna wartość nie była znana aż do teraz.

Podczas obserwacji zespół nieoczekiwanie wykrył również jasny błysk pochodzący z galaktyki. Po przeprowadzeniu kompleksowej analizy wykluczyli możliwość, że pochodził on z jakichkolwiek znanych źródeł, takich jak sztuczne satelity lub poruszające się obiekty w Układzie Słonecznym, i ustalił, że mógł zostać wytworzony przez rozbłysk gamma

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:


29 grudnia 2020

Jak rosły odległe kwazary?

Krótko po Wielkim Wybuchu zjonizowana plazma, z której składa się Wszechświat, ostygła, umożliwiając (ponowne) połączenie elektronów i protonów w neutralny wodór. W końcu, po uformowaniu się źródeł światła, promieniowanie zaczęło ponownie jonizować neutralny wodór – okres znany jako epoka rejonizacji. Uważa się, że jednym ze źródeł, które pomogły w ponownej jonizacji Wszechświata są aktywne jądra galaktyk zwane kwazarami. Kwazary to jedne z najstarszych obiektów we Wszechświecie, co pozwala nam obserwować je przy przesunięciu ku czerwieni z > 6,5, zanim rejonizacja została zakończona. Kwazary są jednymi z najbardziej użytecznych narzędzi do badania epoki rejonizacji, chociaż tylko około 50 z nich zostało odkrytych przy tak dużym przesunięciu ku czerwieni.


Nadal pozostaje niejasne, w jaki sposób te kwazary powstały. Po czasie krótszym niż miliard lat akreujące supermasywne czarne dziury, które zasilają kwazary z czasów rejonizacji, nie miały wystarczająco dużo czasu, aby urosnąć do mierzonych w miliardach mas Słońca. Aby spróbować zrozumieć fizykę stojącą za akrecją supermasywnych czarnych dziur (a tym samym wzrostem), autorzy cytowanej pracy wykorzystują obserwacje rentgenowskie i podczerwone do badania wewnętrznych obszarów kwazarów.

Praca naukowców przedstawia nowe obserwacje Chandra dla pięciu kwazarów przy z > 6,5, co prawie podwaja liczbę kwazarów, które obserwowano rentgenowsko, z takim przesunięciem ku czerwieni (wcześniej było tylko 6 takich kwazarów!). W połączeniu z istniejącymi obserwacjami sześciu kwazarów i archiwalną spektroskopią w bliskiej podczerwieni, autorzy przeprowadzili systematyczną analizę zależności między ultrafioletowymi/optycznymi i rentgenowskimi właściwościami odległych kwazarów.

Czy sposób akrecji supermasywnych czarnych dziur zależy od przesunięcia ku czerwieni?
Przy takich przesunięciach ku czerwieni emisja promieniowania rentgenowskiego nadal będzie obserwowana jako promieniowanie X w zakresie energii dla obserwatorium Chandra, ale emisja UV będzie obserwowana w bliskiej podczerwieni. Autorzy pracy wykorzystują archiwalne dane spektroskopowe z obserwatoriów, takich jak Magellan, Gemini i VLT, aby dopasować widma bliskiej podczerwieni i uzyskać jasność UV. Dodatkowo, pomiar jasności przy 3000 angstremów pozwala oszacować masę czarnej dziury i szybkość akrecji.

Uzyskanie jasności promieniowania rentgenowskiego jest nieco skomplikowane, ponieważ dopasowanie widmowe wymaga więcej fotonów niż faktycznie obserwujemy. Zamiast tego autorzy przyjmują jedną wartość dla indeksu fotonów Γ = 2, aby oszacować przepływ promieniowania rentgenowskiego każdego kwazara.

Aby uzupełnić niskie liczby fotonów i faktycznie obliczyć indeks fotonów, autorzy łączą widma rentgenowskie 6 kwazarów na dwa różne sposoby. Najpierw dopasowali jednocześnie wszystkie 6 widm i stwierdzili, że Γ = 2,32. Druga metoda polega na „ułożeniu” sześciu widm (z uwzględnieniem przesunięcia ku czerwieni) w celu utworzenia pojedynczego widma o łącznej liczbie fotonów wynoszącej 64, co daje Γ = 2,11. 

Dwie zmierzone wartości dla Γ są zgodne z poprzednimi pomiarami przy podobnych przesunięciach ku czerwieni, ale wyższych niż te dla kwazarów o niższym przesunięciu ku czerwieni, co oznacza, że przy dużym przesunięciu ku czerwieni emisja z kwazara zmierza w kierunku promieni X o niższej energii.

Autorzy zauważają, że ich próbka kwazarów o wysokim przesunięciu ku czerwieni reprezentuje tylko najjaśniejsze obiekty – więc wszelkie wnioski odnoszą się do tej populacji – i potrzeba większej próbki kwazarów o wysokim i niskim przesunięciu ku czerwieni zarówno z obserwacji rentgenowskich jak i bliskiej podczerwieni. Korzystają z obserwacji na różnych długościach fal, aby przeprowadzić systematyczne badanie fizyki akrecji czarnych dziur i znaleźć korelacje, które w większości są zgodne z kwazarami o niższym przesunięciu ku czerwieni i innymi pracami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 grudnia 2020

Trzy smaki są lepsze niż jeden – także w badaniach supernowych

Badania pokazują, że ignorujemy kluczowe wskazówki pomagające zrozumieć śmierć gwiazd.


Nowe badania przeprowadzone na Northwestern University wykazały, że badając wszystkie trzy „smaki” występujące w supernowej, naukowcy odkryli więcej wskazówek na temat tego, jak i dlaczego umierają gwiazdy.

Naukowcy przyglądają się neutrinom w poszukiwaniu istotnych informacji o wybuchach supernowych. Podczas gdy poprzednie badania zidentyfikowały trzy „smaki” neutrin, wielu naukowców nadal upraszczało badania na ten temat, badając „wanilię”, a ignorując „czekoladę” i „truskawkę”.

Uwzględniając w badaniu wszystkie trzy smaki, naukowcy z Northwestern pogłębili wiedzę o umierających gwiazdach i zaczęli wyjaśniać istniejące hipotezy.

Podczas eksplozji supernowej 99% energii martwej gwiazdy jest emitowane przez neutrina. Podróżując prawie z prędkością światła i niezwykle słabo oddziałując z materią, neutrina są pierwszymi posłańcami, którzy dotarli do Ziemi i wskazują, że gwiazda umarła.

Od czasu pierwszego wykrycia neutrin w latach pięćdziesiątych XX wieku, fizycy cząstek elementarnych i astrofizycy poczynili ważne postępy w zrozumieniu, wykrywaniu i tworzeniu neutrin. Aby jednak ograniczyć złożoność modeli, wiele osób badających cząsteczki subatomowe przyjmuje założenia upraszczające badania – na przykład, że neutrina nieelektronowe zachowują się identycznie, gdy są wyrzucane z supernowej.

Częścią tego, co sprawia, że badanie neutrin jest skomplikowane, jest to, że pochodzą one ze zwartych obiektów (wnętrza gwiazdy), a następnie oddziałują ze sobą. Oznacza to, że gdy jeden smak oddziałuje, jego ewolucja ma wpływ na wszystkie pozostałe smaki w układzie.

W rezultacie, kiedy ogromna ilość neutrin jest gwałtownie wysyłana podczas masywnej eksplozji supernowej związanej z zapadnięciem się jądra masywnej gwiazdy, zaczynają oscylować. Interakcje między neutrinami zmieniają właściwości i zachowanie całego układu, tworząc sprzężony związek.

Dlatego też, gdy gęstość neutrin jest wysoka, część neutrin wymienia smaki. Kiedy różne smaki są emitowane w różnych kierunkach w głębi gwiazdy, przekształcenia zachodzą szybko i nazywane są „szybkimi konwersjami”. Co ciekawe, badania wykazały, że wraz ze wzrostem liczby neutrin, niezależnie od masy, rosną ich współczynniki konwersji.

W badaniu naukowiec stworzył nieliniową symulację „szybkiej konwersji”, gdy obecne są trzy aromaty neutrin, gdzie szybką konwersję cechują oddziałujące neutrina i zmieniające się smaki. Naukowcy usunęli założenie, że trzy smaki neutrin – neutrina mionowe, elektronowe i tau – mają ten sam rozkład kątowy, nadając każdemu inny rozkład.

Dwusmakowy układ tej samej koncepcji dotyczy neutrin elektronowych i neutrin “x”, w których x może oznaczać neutrina mionowe lub tau, a różnice między nimi są nieznaczne.

Naukowcy pokazali, że w rzeczywistości wszystkie smaki są istotne, a ignorowanie obecności mionów nie jest dobrą strategią. Uwzględniając je pokazują, że poprzednie wyniki są niekompletne i że drastycznie się one zmieniają, gdy uwzględni się trzy smaki.

Chociaż badania mogą mieć poważne implikacje zarówno dla fizyków cząstek, jak i astrofizyków, nawet modele użyte w tych badaniach zawierały uproszczenia. Zespół ma nadzieję, że ich wyniki będą bardziej ogólne poprzez uwzględnienie wymiarów przestrzennych oprócz składowych pędu i czasu. 

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

26 grudnia 2020

Pierwotne czarne dziury i poszukiwanie ciemnej materii z multiwszechświata

Pierwotne czarne dziury, które powstały we wczesnym Wszechświecie zanim narodziły się galaktyki i gwiazdy, mogą stanowić całość lub część ciemnej materii, być odpowiedzialne za niektóre z obserwowanych sygnałów fal grawitacyjnych i supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrum Drogi Mlecznej i innych galaktyk. Mogą również odgrywać rolę w syntezie ciężkich pierwiastków, gdy zderzają się z gwiazdami neutronowymi i niszczą je, uwalniając materię bogatą w neutrony. W szczególności istnieje ekscytująca możliwość, że tajemnicza ciemna materia, która stanowi większość materii we Wszechświecie składa się z pierwotnych czarnych dziur. Nagroda Nobla w 2020 roku została przyznana teoretykowi Rogerowi Penrose’owi oraz dwóm astronomom, Reinhardowi Genzelowi i Andrei Ghez, za ich odkrycia potwierdzające istnienie czarnych dziur. Ponieważ wiadomo, że w przyrodzie istnieją czarne dziury, są one bardzo atrakcyjnymi kandydatkami na ciemną materię.


Zespół naukowców przyjrzał się wczesnemu Wszechświatowi szukając wskazówek, by dowiedzieć się więcej o pierwotnych czarnych dziurach. Wczesny Wszechświat był tak gęsty, że wszelkie dodatnie wahania gęstości przekraczające 50% stworzyłyby czarną dziurę. Jednak wiadomo, że kosmologiczne perturbacje, które są obsadzone galaktykami, są znacznie mniejsze. Niemniej jednak, szereg procesów we wczesnym Wszechświecie mógł stworzyć odpowiednie warunki do powstania czarnych dziur.

Jedną z ekscytujących możliwości jest to, że pierwotne czarne dziury mogły powstać z „wszechświatów niemowlęcych” utworzonych podczas inflacji, okresu gwałtownej ekspansji, który, jak się uważa, odpowiedzialny jest za wysiew struktur obserwowanych dzisiaj, takich jak galaktyki i gromady galaktyk. Podczas inflacji niemowlęce wszechświaty mogą rozgałęziać się od naszego Wszechświata. Mały niemowlęcy wszechświat ostatecznie się zapadnie, ale duża ilość energii uwolnionej w małej objętości spowoduje powstanie czarnej dziury.

Jeszcze bardziej osobliwy koniec czeka większy wszechświat niemowlęcy. Jeżeli jest większy niż pewien rozmiar krytyczny, teoria grawitacji Einsteina pozwala wszechświatowi niemowlęcemu istnieć w stanie, który wydaje się różny dla obserwatora wewnątrz i na zewnątrz. Wewnętrzny obserwator widzi go jako wszechświat rozszerzający się, podczas gdy zewnętrzny obserwator (taki jak my) widzi go jako czarną dziurę. W obu przypadkach, duży i mały wszechświat niemowlęcy są przez nas postrzegane jako pierwotne czarne dziury, które ukrywają podstawową strukturę multiwszechświata za swoimi „horyzontami zdarzeń”. Horyzont zdarzeń jest granicą, poniżej której wszystko, nawet światło, jest uwięzione i nie może uciec z czarnej dziury.

W swoim artykule zespół opisał nowatorski scenariusz powstawania pierwotnych czarnych dziur i pokazał, że czarne dziury ze scenariusza multiwszechświata można znaleźć za pomocą Hyper Suprime-Cam (HSC) zamontowanej na 8,2-metrowym teleskopie Subaru olbrzymiej kamery cyfrowej. Ich praca jest pasjonującym przedłużeniem poszukiwań pierwotnych czarnych dziur przez HSC, które prowadzą Masahiro Takada, główny badacz z Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, i jego zespół.

Dlaczego HSC była niezbędna w tych badaniach? Ponieważ ma unikalną zdolność obrazowania całej gromady Andromedy co kilka minut. Jeżeli czarna dziura przechodzi przez pole widzenia do jednej z gwiazd, grawitacja czarnej dziury zakrzywia promienie światła (efekt soczewkowania grawitacyjnego) i sprawia, że gwiazda przez krótki okres czasu wydaje się jaśniejsza niż wcześniej. Czas trwania rozjaśnienia gwiazdy mówi astronomom o masie czarnej dziury. Dzięki obserwacjom HSC można jednocześnie obserwować sto milionów gwiazd, tworząc szeroką sieć dla pierwotnych czarnych dziur, które mogą przecinać jedną z linii pola widzenia.

Pierwsze obserwacje HSC odnotowały już intrygujące zdarzenie kandydata zgodnego z pierwotną czarną dziurą z multiwszechświata, z czarną dziurą o masie porównywalnej z masą Księżyca. Zachęcony tym pierwszym znakiem i kierujący się nowym teoretycznym zrozumieniem, zespół prowadzi nową rundę obserwacji, aby rozszerzyć poszukiwania i dostarczyć odpowiedniego testu dotyczącego tego, czy pierwotne czarne dziury ze scenariusza multiwszechświata mogą odpowiadać za całą ciemną materię.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 grudnia 2020

Związek między formowaniem się gwiazd i gazem w pobliskich galaktykach

Sposób formowania się gwiazd w galaktykach pozostaje ważnym otwartym pytaniem. Ponowna analiza pomiarów obserwacyjnych rzuca nowe światło na ten problem.


Gwiazdy rodzą się w gęstych obłokach wodoru molekularnego, który przenika przestrzeń międzygwiazdową większości galaktyk. Chociaż fizyka powstawania gwiazd jest złożona, w ostatnich latach nastąpił znaczny postęp w rozumieniu, jak w galaktycznym środowisku tworzą się gwiazdy. Jednak nadal otwartą kwestią pozostaje to, co ostatecznie decyduje o poziomie powstawania gwiazd w galaktykach.

Zasadniczo na aktywną gwiazdotwórczość wpływają dwa główne czynniki: ilość gazu molekularnego obecnego w galaktykach oraz skala czasowa, w której rezerwuar gazu zostaje wyczerpany przekształcając się w gwiazdy. Podczas gdy masa gazu w galaktykach jest regulowana przez wpływy, wypływy i zużycie gazu, fizyka przekształcania się gazu w gwiazdy nie jest obecnie dobrze poznana. Biorąc pod uwagę jego potencjalnie krytyczną rolę, podjęto wiele wysiłków, aby na podstawie obserwacji określić skalę czasową wyczerpywania się gazu. Doprowadziło to do sprzecznych wyników, częściowo ze względu na wyzwanie związane z pomiarem mas gazów przy obecnych granicach wykrywalności.

Niniejsze badanie wykorzystuje nową metodę statystyczną opartą na modelowaniu bayesowskim do właściwego uwzględnienia galaktyk z niewykrytą ilością wodoru molekularnego lub atomowego, aby zminimalizować błąd obserwacyjny. Nowa analiza pokazuje, że w typowych galaktykach gwiazdotwórczych wodór molekularny i atomowy są przekształcane w gwiazdy w przybliżeniu w stałych skalach czasowych odpowiednio 1 i 10 mld lat. Jednakże okazało się, że niezwykle aktywne galaktyki mają znacznie krótsze skale czasowe wyczerpywania się gazu. Odkrycia te sugerują, że powstawanie gwiazd w typowych galaktykach jest rzeczywiście bezpośrednio powiązane z ogólnym rezerwuarem gazu, a zatem zależy od szybkości, z jaką gaz wchodzi do galaktyki lub ją opuszcza. W przeciwieństwie do tego, znacznie wyższa aktywność powstawania gwiazd w rozbłyskach gwiazdotwórczych ma prawdopodobnie inne fizyczne pochodzenie, takie jak interakcje galaktyk lub niestabilności dysków galaktycznych.

Analiza ta oparta jest na danych obserwacyjnych pobliskich galaktyk. Obserwacje przy pomocy ALMA, SKA i innych obserwatoriów umożliwiają badanie zawartości gazu w dużej liczbie galaktyk w całej kosmicznej historii. Nadrzędne znaczenie będzie miało kontynuowanie rozwoju metod statystycznych i naukowych aby dokładnie wyodrębnić fizyczne zawartości tych nowych obserwacji i w pełni odkryć tajemnice powstawania gwiazd w galaktykach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 grudnia 2020

Plusy niestabilnej pogody kosmicznej

Chociaż gwałtowne i nieprzewidywalne, rozbłyski gwiazdowe emitowane przez gwiazdę macierzystą egzoplanety niekoniecznie zapobiegają powstaniu życia na jej powierzchni – mówi nowe badanie naukowców z Northwestern University.


Emitowane przez gwiazdy rozbłyski to nagłe błyski energii magnetycznej. Na Ziemi rozbłyski słoneczne czasami uszkadzają satelity i zakłócają komunikację radiową. Jednak w innych częściach Wszechświata potężne flary gwiazdowe mają również zdolność do wyczerpania i niszczenia gazów atmosferycznych, takich jak ozon. Zniszczenie takich gazów może pozwolić na przenikanie przez atmosferę planety szkodliwym poziomom promieniowania UV, zmniejszając w ten sposób szansę egzoplanety na bycie przyjazną dla jej życia.

Łącząc chemię atmosferyczną i modelowanie klimatu 3D z obserwowanymi danymi dotyczącymi rozbłysków z odległych gwiazd, zespół naukowców odkrył, że rozbłyski gwiazdowe mogą odgrywać ważną rolę w długoterminowej ewolucji atmosfery planety i jej zdolności do zamieszkania.

„Porównaliśmy chemię atmosferyczną planet doświadczających częstych rozbłysków z planetami, które ich nie doświadczają. Długoterminowa chemia atmosferyczna jest zupełnie inna” – powiedział Howard Chen z Northwestern, pierwszy autor badania.

„Odkryliśmy, że rozbłyski gwiazdowe nie muszą wykluczać istnienia życia. W niektórych przypadkach nie powodują erozji całego ozonu atmosferycznego. Życie na powierzchni wciąż może mieć szansę na walkę” – dodał Daniel Horton, starszy autor badania.

Wszystkie gwiazdy – w tym nasze własne Słońce – doświadczają rozbłysków lub losowo uwalniają zmagazynowaną energię. Na szczęście dla Ziemian, rozbłyski słoneczne mają zwykle minimalny wpływ na planetę.

W przeciwieństwie do Ziemi, której gwiazda macierzysta nie jest już tak aktywna a sama planeta posiada silne pole magnetyczne chroniące ją przed promieniowaniem słonecznym, większość egzoplanet potencjalnie nadających się do zamieszkania nie ma tyle szczęścia. Aby planety mogły być potencjalnym siedliskiem życia, muszą znajdować się takiej odległości od swojej gwiazdy, aby woda na ich powierzchni pozostawała w stanie ciekłym.

„Badaliśmy planety krążące w ekosferze karłów typu M i K – najpospolitszych gwiazd we Wszechświecie. Strefy zdatne do zamieszkania wokół tych gwiazd są węższe, ponieważ karły są mniejsze i słabsze niż gwiazdy takie, jak nasze Słońce. Z drugiej strony uważa się, że karły typu M i K mają częstszą aktywność rozbłyskową niż nasze Słońce i jest mało prawdopodobne, aby na ich planetach, zamkniętych pływowo, pola magnetyczne pomagały odchylać ich wiatry gwiazdowe” – powiedział Horton.

Chen i Horton wcześniej przeprowadzili badanie długoterminowych średnich klimatycznych układów gwiazdowych karłów typu M. Jednak rozbłyski pojawiają się w skalach długości godzin lub dni. Chociaż tak krótkie skale mogą być trudne do symulowania, uwzględnienie skutków rozbłysków jest ważne, aby stworzyć pełniejszy obraz atmosfer egzoplanet. Osiągnięto to poprzez włączenie do swoich symulacji modelowych danych dotyczących rozbłysków gwiazd uzyskanych z satelity TESS.

Poprzednie prace zakładały, że jeżeli na egzoplanetach krążących wokół karłów typu M i K istnieje życie, rozbłyski gwiazdowe mogą ułatwić ich wykrycie, np. zwiększając obfitość gazów wskazujących życie (takich jak dwutlenek azotu, podtlenek azotu i kwas azotowy) z poziomów niezauważalnych dla wykrycia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 grudnia 2020

Związek między gwiazdami i ich galaktykami

Gwiazdy w galaktyce zawierają wskazówki dotyczące jej historii. Zatem, gdy spojrzymy na populacje gwiazdowe kilku galaktyk i na właściwości samych galaktyk, być może będziemy w stanie określić trendy w ewolucji galaktyk.


Galaktyki i gwiazdy, które je tworzą
Jakich właściwości gwiazd można użyć do badania ewolucji galaktyk? Kluczowy jest ich wiek. Populacja bardziej starych gwiazd sugeruje, że galaktyka uformowała większość swoich gwiazd dawno temu, podczas gdy populacja zdominowana przez młode gwiazdy wskazuje na świeższe powstawanie gwiazd.

Również ważna jest obfitość różnych pierwiastków, które nie są wodorem i helem, względem wodoru (metaliczność) oraz obfitość izotopów alfa pierwiastków, takich jak węgiel i tlen względem żelaza. Pierwszy wskaźnik może nam powiedzieć, ile generacji gwiazd gościła galaktyka, a drugi to, jak długo galaktyka tworzyła gwiazdy.

Jeżeli chodzi o same galaktyki, ich ogólną masę i rozmiar można powiązać z gwiazdami, które zawierają. Inną przydatną właściwością jest dyspersja prędkości, czyli sposób poruszania się gwiazd w galaktyce. Ostatnio bardziej subtelne właściwości, takie jak powierzchniowy rozkład masy w galaktyce i jej potencjał grawitacyjny, zostały wykorzystane do badania ewolucji galaktyk. W ramach nowych badań grupa naukowców zbadała, w jaki sposób te strukturalne właściwości mogą być powiązane z właściwościami gwiazd.

Łączenie rzeczy razem
Tania Barone (The Australian National University/The University of Sydney) i jej współpracownicy skupili się w tym badaniu na galaktykach gwiazdotwórczych. Chociaż każda galaktyka tworzy gwiazdy, to aby nazwać ją gwiazdotwórczą musi je tworzyć z szybkością wyższą niż średnia. Owo rozróżnienie jest ważne, ponieważ łączenie wyników z różnych typów galaktyk mogłoby przesłaniać wszelkie istniejące trendy.

Wiek i obfitość pierwiastków można obliczyć przy różnych założeniach, jednym opartym na jasności galaktyki, a drugim na jej masie. Jednak Baron i jej zespół odkryli, że przy obu tych założeniach wiek wydaje się korelować z powierzchniową gęstością masy, a metaliczność koreluje z potencjałem grawitacyjnym. Co ciekawe, obie te zależności zaobserwowano również w podobnych badaniach dotyczących wczesnych galaktyk, które powstały, gdy Wszechświat był młodszy.

Zatem co te zależności mówią o ewolucji galaktyk? Korelacja między wiekiem a masą i gęstością sugeruje, że powstawanie gwiazd jest podyktowane dostępnością i gęstością gazu tworzącego gwiazdy. Relacja metaliczność-grawitacja-potencjał sugeruje, że galaktykom o niższym potencjale trudniej jest powstrzymać materię przed unoszeniem przez wiatry astronomiczne.

Jednym ze sposobów dalszego zbadania tych relacji – oprócz obserwacji – jest wykorzystanie symulacji kosmologicznych. Na razie badanie to jest przykładem tego, w jaki sposób możemy zebrać wskazówki, które mamy, aby rozwiązać zagadkę ewolucji galaktyk!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 grudnia 2020

Czy białe karły mogą pomóc rozwiązać kosmologiczny problem litu?

Według badań przeprowadzonych przez naukowców z University of North Carolina w Chapel Hill, opublikowanych w internetowym wydaniu Science, po raz pierwszy w atmosferze wypalonych gwiazd zwanych białymi karłami zidentyfikowano i zmierzono lit, który jest trudny do wyśledzenia.


Lit pomaga zasilać telefony komórkowe i komputery oraz stabilizować nastroje. Jednak naukowców zdumiało to, co stało się z litem, którego oczekiwali po Wielkim Wybuchu, rozbieżności znanej jako „kosmologiczny problem litu”.

Podczas gdy naukowcy są przekonani, że eksplodujące gwiazdy pomagają rozprowadzać lit w całej galaktyce i dostarczają większość litu, który obecnie używamy w elektronice i medycynie, niedawne badanie może pomóc w zmierzeniu ilości litu powstałego w początkowej fazie formowania się Wszechświata.

Nowe spojrzenie dokonane przez naukowców dostarcza wskazówek niezbędnych do śledzenia galaktycznej ewolucji litu.

Odkrycie było możliwe dzięki zastosowaniu spektrografu Goodman-Spectrograph zamontowanego na teleskopie Southern Astrophysical Research. Autor badania i astrofizyk z UNC-Chapel Hill, J. Christopher Clemens, kierował projektem unikalnego spektrografu, który mierzy ilość światła emitowanego przez białego karła.

Białe karły są resztkami jąder, które pozostają po śmierci gwiazd i mogą być otoczone skalistymi światami.

W badaniu naukowcy opisują wykrywanie pokruszonych szczątków dużych obiektów przypominających asteroidy w atmosferach dwóch bardzo starych białych karłów, których planety uformowały się 9 mld lat temu – na długo przed rozwojem naszego Słońca, Ziemi i Układu Słonecznego.

Zespół był w stanie zmierzyć skład chemiczny asteroid i po raz pierwszy zidentyfikował i zmierzył zarówno lit, jaki i potas w skalistym ciele pozasłonecznym.

„Nasze pomiary litu ze skalistego ciała w innym układzie słonecznym stanowią podstawę bardziej niezawodnej metody śledzenia ilości litu w Galaktyce na przestrzeni czasu” – powiedział Clemens.

Wielki Wybuch, główne wyjaśnienie tego, w jaki sposób Wszechświat powstał 13,8 mld lat temu, wyprodukował trzy pierwiastki: wodór, hel i lit. Jednak pomiary litu w gwiazdach podobnych do Słońca nigdy nie potwierdziły przewidywań naukowców.

Spośród tych trzech pierwiastków, lit stanowi największą tajemnicę.

„W końcu przy wystarczającej liczbie tych białych karłów, na które spadły asteroidy, będziemy mogli przetestować przewidywania ilości litu powstałego w Wielkim Wybuchu” – powiedział Ben Kaiser, autor pierwszego badania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 grudnia 2020

Naukowcy identyfikują miejsca, w których olbrzymie dżety z czarnych dziur rozładowują swoją energię

Supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk to najbardziej masywne obiekty we Wszechświecie. Ich masy wahają się w przedziale od 1 mln do 10 mld mas Słońca. Niektóre z nich wyrzucają również olbrzymie, bardzo rozgrzane strumienie plazmy z prędkością bliską prędkości światła. Głównym sposobem, w jaki dżety rozładowują tę potężną energię ruchu, jest przekształcanie jej w bardzo energetyczne promienie gamma. Jednak nadal pozostaje otwartą kwestią to, w jaki sposób to promieniowanie powstaje.


Dżet musi gdzieś rozładować swoją energię, a poprzednie prace naukowe nie są zgodne co do tego, gdzie to ma miejsce. Głównymi kandydatami są dwa regiony złożone z gazu i światła otaczające czarną dziurę, zwane obszarem szerokopasmowym i torusem molekularnym.

Dżet czarnej dziury ma potencjał przekształcania światła widzialnego i podczerwonego w obu regionach w wysokoenergetyczne promienie gamma poprzez oddawanie części swojej energii. Nowe badania dr. fizyki Adama Harveya rzucają światło na tę kontrowersję, dostarczając mocnych dowodów na to, że dżety uwalniają energię głównie w torusie molekularnym, a nie w obszarze szerokopasmowym. Badanie zostało opublikowane w październiku 2020 roku w Nature Communications.

Obszar szerokopasmowy znajduje się bliżej centrum czarnej dziury, w odległości około 0,3 roku świetlnego. Torus molekularny znajduje się znacznie dalej – ponad 3 lata świetlne. Chociaż dla osób niebędących astronomami wszystkie te odległości wydają się ogromne, nowa praca „mówi nam, że otrzymujemy rozpraszanie energii z dala od czarnej dziury w odpowiednich skałach” – wyjaśnia Harvey.

„Implikacje są niezwykle ważne dla naszego zrozumienia dżetów wyrzucanych przez czarne dziury” – mówi Harvey. To, który region pochłania energię dżetu, dostarcza wskazówek, jak początkowo tworzą się, przyspieszają i przybierają kształt kolumny. Na przykład „oznacza to, że dżet nie jest wystarczająco przyspieszany w mniejszych skalach, aby zapoczątkować rozpraszanie energii” – powiedział Harvey.

Inni badacze zaproponowali sprzeczne pomysły dotyczące struktury i zachowania dżetów. Ze względu na sprawdzone metody, które Harvey zastosował w swojej nowej pracy, spodziewają się jednak, że wyniki zostaną szeroko przyjęte w środowisku naukowym. „Wyniki zasadniczo pomagają ograniczyć te możliwości – te różne modele – powstawania dżetu”.

Aby dojść do swoich wniosków, Harvey zastosował standardową technikę statystyczną do danych z 62 obserwacji dżetów czarnej dziury. „Wiele z tego, co pojawiło się przed tym artykułem, było bardzo zależne od modelu. W innych pracach przyjęto bardzo wiele szczegółowych założeń, podczas gdy nasza metoda jest bardzo ogólna. Niewiele jest rzeczy, które mogłyby podważyć analizę. To dobrze poznane metody, wykorzystujące tylko dane obserwacyjne. Więc wynik powinien być poprawny” – wyjaśnia Harvey.

W analizie kluczowa była wartość zwana współczynnikiem początkowym. Współczynnik ten wskazuje, skąd pochodzą fale świetlne, które dżet przekształca w promienie gamma. Jeżeli przekształcenie zachodzi w torusie molekularnym, oczekuje się jednego współczynnika początkowego. Jeżeli dzieje się to w regionie szerokopasmowym, współczynnik początkowy będzie inny.

Harvey obliczył współczynniki początkowe dla wszystkich 62 obserwacji. Okazało się, że współczynniki początkowe spadały z normalnym rozkładem dopasowanym prawie idealnie do oczekiwanej wartości torusa molekularnego. Wyniki te zdecydowanie sugerują, że energia z dżetu wyładowuje się w postaci fal świetlnych w torusie molekularnym, a nie w regionie szerokopasmowym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 grudnia 2020

Wykonano bezpośredni obraz nowo odkrytego brązowego karła

Astronomowie korzystający z obserwatoriów Maunakea odkryli wzorcowego brązowego karła krążącego wokół gwiazdy podobnej do Słońca, znajdującej się zaledwie 86 lat świetlnych od Ziemi, co stanowi kluczowy punkt odniesienia do zrozumienia właściwości pierwszych egzoplanet, które zostały bezpośrednio zobrazowane.


Teleskop Subaru jako pierwszy wykrył i wykonał niezwykle ostre zdjęcia obiektu. Zespół naukowców przeprowadził uzupełniające obserwacje teleskopem Subaru aby wykonać bardziej bezpośrednie zdjęcia, oraz wykorzystał Obserwatorium Kecka do uzyskania obserwacji w podczerwieni i potwierdził, że obiekt jest orbitującym towarzyszem gwiazdy HD 33632 Aa, a nie niepowiązaną gwiazdą tła. W połączeniu z uzupełniającymi danymi z satelity Gaia, naukowcy odkryli również, że brązowy karzeł ma masę około 46 Jowiszów.

Nazwany HD 33632 Ab, brązowy karzeł jest jednym z nielicznych znanych obiektów tego rodzaju, krążących wokół gwiazdy niemal bliźniaczej do Słońca w prawie bliźniaczej skali naszego Układu Słonecznego (od Merkurego do Plutona).

Brązowe karły to klasa obiektów mniejszych niż gwiazdy, ale masywniejszych niż planety olbrzymie, takie jak Jowisz. Są one nazywane nieudanymi gwiazdami, ponieważ nie są wystarczająco masywne, aby wywołać syntezę jądrową w swoich rdzeniach i świecić jak prawdziwe gwiazdy.

Zespół wykonał zdjęcia obiektu HD 33632 przy użyciu potężnej technologii optyki adaptatywnej (AO) w obu Obserwatoriach Maunakea – najnowocześniejszego systemu obrazowania egzoplanet Subaru Telescope, SCExAO/CHARIS i zaawansowanego AO Obserwatorium Kecka w połączeniu z kamerą bliskiej podczerwieni (NIRC2). Technologie te usuwają rozmycie atmosfery, które zniekształca obrazy astronomiczne, pozwalając uzyskać ostrzejsze zdjęcia obiektów.

Dane z teleskopu Subaru wykazały, że atmosfera brązowego karła może zawierać wodę i tlenek węgla.

„Dzięki niewiarygodnie ostrym obrazom otrzymanym z SCExAO/CHARIS możemy nie tylko zobaczyć HD 33632 Ab, ale także uzyskać bardzo precyzyjne pomiary jego położenia i widma, co daje ważne wskazówki na temat jego właściwości atmosferycznych i dynamiki” – powiedział Thayne Currie, współpracownik badacz w Subaru Telescope i główny autor tego badania.

HD 33632 Ab zapewnia nowe, krytyczne spojrzenie w atmosfery planet w HD 33632 – pierwszym układzie pozasłonecznym, któremu wykonano zdjęcie – ponieważ jego temperatura jest prawdopodobnie bardzo podobna, chociaż jest starszy, ma większą masę i większą grawitację.

Badając egzoplanety HD 33632 Ab i HR 8799, astronomowie mają nadzieję dowiedzieć się więcej na temat tego, jak warunki atmosferyczne planet i brązowych karłów są powiązane z różnorodnością ich wieku i składu, takich jak masa, temperatury i właściwości chemiczne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 grudnia 2020

Rozbłysk radiowy ze zderzających się gwiazd?

Kiedy zderzają się dwie gwiazdy neutronowe, emitują pokaz jak sztucznych ogni. Czy niektóre z niskoenergetycznych źródeł energii wytwarzanych podczas tych połączeń mogą być wykrywalne po latach? Zespół naukowców uważa, że tak – i są prawie pewni, że znaleźli przykład.


Tęcza sygnałów
Oprócz fal grawitacyjnych, w wyniku połączenia się dwóch gwiazd neutronowych wytwarzany jest szereg promieniowania elektromagnetycznego, obejmującego spektrum od promieni gamma do fal radiowych.

W 2017 roku słynna już kolizja dwóch gwiazd neutronowych GW170817 dała nam pierwsze spojrzenie na tę przypuszczalną emisję: ujawniła krótki rozbłysk gamma, podczerwień i światło optyczne z wyrzutu w kilonowej oraz stosunkowo krótkotrwałe promieniowanie rentgenowskie i radiowe poświaty wywołane szybkimi odpływami.

Ale jest jeden oczekiwany rodzaj emisji, którego brakowało z GW170817 i nigdy wcześniej nie został zauważony w żadnym zderzeniu gwiazd neutronowych: rozbłyski radiowe.

Tajemnice radiowe ujawnione

Modele łączenia się gwiazd neutronowych przewidują, że kiedy wyrzuty zostaną wystrzelone od zderzających się gwiazd, rozszerzą się w przestrzeni kosmicznej, ostatecznie wpadając do otaczającego je ośrodka międzygwiazdowego gazu i pyłu. Późniejsze oddziaływanie wyrzutu z ośrodkiem międzygwiazdowym powinno wywołać rozbłyski radiowe.

Oczekuje się, że emisja tych rozbłysków radiowych będzie dość długotrwała – trwająca latami a nawet dziesięcioleciami – co oznacza, że możemy mieć nadzieję na znalezienie tych sygnałów na długo po wybuchu, który je wytworzył. Ale rozbłyski radiowe mogą być również stosunkowo słabe, więc możemy spodziewać się tylko tych z pobliskich kolizji (w odległości ~650 mln lat świetlnych). Dodatkowo, tylko połączenia, które występują w środowiskach z gęstym gazem i pyłem otaczającym je, będą świecić wystarczająco jasno, aby można je było dostrzec.

Biorąc pod uwagę te ograniczenia, nie jest zaskakujące, że nie znaleźliśmy jeszcze żadnych rozbłysków radiowych oznaczających wcześniejsze zderzenia. Ale zespół naukowców kierowany przez Kyung-hwan Lee (University of Florida) niedawno przebrnął przez zbierane przez dziesięciolecia dane radiowe z Very Large Array (VLA) – a w niedawnej publikacji ogłaszają, że taki jeden krótkotrwały może być pierwszym zidentyfikowanym rozbłyskiem z gwiezdnej kolizji.

Kolizja sprzed dziesięcioleci
FIRST J141918.9+394036 to radioźródło znajdujące się w galaktyce karłowatej oddalonej od nas o 280 mln lat świetlnych. Lee i jego współpracownicy zbierają dane z badań tego źródła z 23 lat i oceniają możliwe wyjaśnienia związane z tą radiową emisją.

Chociaż źródło to może być potencjalnie wytłumaczone jako poświata z długiego wybuchu promieniowania gamma – światło z dżetu wytwarzanego przez zapadającą się gwiazdę – dane radiowe nie są najlepiej dopasowane przez ten obraz. Zamiast tego autorzy pokazują za pomocą modeli, że krzywą jasności tego radioźródła najlepiej opisać jako rozpad rozbłysku radiowego, tak jak przewidywano na podstawie połączeń gwiazd neutronowych. Znaczy to, że FIRST J141918.9+394036 prawdopodobnie oznacza zderzenie dwóch gwiazd sprzed kilkudziesięciu lat. 

W ciągu kilku lat dalsze obserwacje FIRST J141918.9+394036 pozwolą nam lepiej rozróżnić modele i potwierdzić ich naturę. A ponieważ znajdujemy więcej sygnałów takich jak ten, możemy wykorzystać te obserwacje do lepszego zrozumienia pochodzenia i fizyki połączeń gwiazd neutronowych - potencjalnie oświetlając wszystko, od kanału powstawania układów podwójnych po równanie stanu gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 grudnia 2020

Hubble obserwuje dziwną egzoplanetę na odległej orbicie

Planeta znajdująca się na nietypowej orbicie wokół gwiazdy podwójnej oddalonej o 336 lat świetlnych od nas może stanowić wskazówkę do tajemnicy kryjącej się znacznie bliżej naszego domu: hipotetycznego, odległego ciała w naszym Układzie Słonecznym, zwanego „Dziewiątą Planetą”.

    
Jest to pierwszy raz, kiedy astronomowie byli w stanie zmierzyć ruch masywnej planety podobnej do Jowisza, krążącej bardzo daleko od swoich gwiazd macierzystych i widocznego dysku szczątków. Dysk ten jest podobny do naszego Pasa Kuipera, tworu złożonego z małych, lodowych ciał, znajdującego się za orbitą Neptuna. W naszym Układzie Słonecznym podejrzana Dziewiąta Planeta również leżałaby daleko poza Pasem Kuipera na podobnie dziwnej orbicie. Chociaż poszukiwania Dziewiątej Planety trwają, odkrycie egzoplanety jest dowodem na to, że tak istnienie dziwnych orbit jest możliwe.

Układ ten przedstawia potencjalnie unikalne porównanie z naszym Układem Słonecznym. Planeta leży bardzo daleko od swoich gwiazd macierzystych na ekscentrycznej i bardzo niewyrównanej orbicie, takiej, jaką się przewiduje dla Dziewiątej Planety. To nasuwa pytanie, w jaki sposób te planety powstały i ewoluowały, aby znaleźć się w swojej obecnej konfiguracji – wyjaśnia główny autor artykułu, Meiji Nguyen z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley.

Układ, w którym przebywa ten gazowy olbrzym, ma zaledwie 15 mln lat. To sugeruje, że nasza Dziewiąta Planeta – jeżeli istnieje – mogła powstać na bardzo wczesnym etapie ewolucji naszego liczącego 4,6 mld lat Układu Słonecznego.

Ekstremalna orbita
Egzoplaneta o masie 11 mas Jowisza, zwana HD 106906 b, została odkryta w 2013 roku za pomocą teleskopów Magellana w Obserwatorium Las Campanas na pustyni Atakama w Chile. Astronomowie jednak nie wiedzieli nic na temat orbity tej planety. Wymagało to zebrania bardzo dokładnych pomiarów ruchu z niezwykłą precyzją dotyczących włóczęgi przez ponad 14 lat. Zespół wykorzystał archiwalne dane Hubble’a, które dostarczyły dowodów na ten ruch, czegoś, co mógł zrobić tylko Kosmiczny Teleskop Hubble'a.

Egzoplaneta znajduje się bardzo daleko od swojej pary macierzystych, jasnych, młodych gwiazd – ponad 730 razy dalej niż wynosi odległość Ziemi od Słońca, czyli prawie 110 mld km. Ta duża separacja sprawiła, że określenie orbity trwającej 15 000 lat, w tak stosunkowo krótkim przedziale czasowym obserwacji Hubble’a, było ogromnym wyzwaniem. Planeta bardzo powoli pełznie po swojej orbicie, co jest zasługą słabego przyciągania grawitacyjnego jej bardzo odległych gwiazd macierzystych.

Zespół Hubble’a był zaskoczony, gdy odkrył, że odległy świat ma ekstremalną orbitę, która jest bardzo niewyrównana, wydłużona i położona na zewnątrz dysku szczątków, który otacza gwiazdę podwójną planety. Sam dysk szczątków wygląda bardzo nietypowo, być może z powodu przyciągania niesfornej planety.

Jak to się tam dostało?
Jak więc egzoplaneta dotarła na tak odległą i dziwnie nachyloną orbitę? Dominująca teoria głosi, że uformowała się ona znacznie bliżej swoich gwiazd, około trzy razy dalej niż wynosi odległość Ziemia-Słońce. Jednak opór w dysku gazowym układu spowodował rozpad orbity planety, zmuszając ją do migracji do wewnątrz w kierunku pary gwiazd. Efekt grawitacyjny wirującej gwiazdy podwójnej wyrzucił ją następnie na ekscentryczną orbitę, co prawie wyrzuciło ją z układu w pustkę przestrzeni międzygwiazdowej. Następnie przelatująca w pobliżu gwiazda spoza układu ustabilizowała orbitę egzoplanety i uniemożliwiła jej opuszczenie macierzystego układu.

Korzystając z precyzyjnych pomiarów odległości i ruchu wykonanych przez satelitę badawczego Gaia, przechodzące w pobliżu gwiazdy zostały zidentyfikowane w 2019 roku przez członków zespołu Roberta De Rosę z Europejskiego Obserwatorium Południowego w Santiago w Chile i Paula Kalasa z Uniwersytetu Kalifornijskiego.

Pełnomocnik Dziewiątej Planety?
Ten scenariusz dla dziwacznej orbity HD 106906 b jest pod pewnymi względami podobny do tego, co mogło spowodować, że hipotetyczna Dziewiąta Planeta znalazła się w zewnętrznych krańcach naszego Układu Słonecznego, daleko poza orbitami innych planet i poza Pasem Kuipera. Mogła ona powstać w wewnętrznym Układzie Słonecznym i zostać wyrzucona w wyniku interakcji z Jowiszem. Jednak Jowisz najprawdopodobniej wyrzuciłby Dziewiątą Planetę daleko poza Plutona. Przechodzące w pobliżu gwiazdy mogłyby ustabilizować orbitę wyrzuconej planety, odsuwając ścieżkę orbity od Jowisza i innych planet w wewnętrznym Układzie Słonecznym.

Jak dotąd astronomowie mają zaledwie poszlaki dotyczące Dziewiątej Planety. Znaleźli gromadę małych ciał niebieskich za Neptunem, które poruszają się po nietypowych orbitach w porównaniu z resztą Układu Słonecznego. Konfiguracja ta, jak twierdzą niektórzy astronomowie, sugeruje, że obiekty te były połączone wspólnie przez grawitację ogromnej, niewidocznej planety. Alternatywna teoria głosi, że nie ma jednej olbrzymiej, zakłócającej planety, a brak równowagi jest spowodowany połączonym wpływem wielu, znacznie mniejszych obiektów. Inna teoria głosi, że Dziewiąta Planeta w ogóle nie istnieje, a zgrupowanie mniejszych ciał może być tylko statystyczną anomalią.

Cel dla Teleskopu Webba
Naukowcy będą chcieli wykorzystać przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba do uzyskania danych dotyczących HD 106906 b, aby zrozumieć planetę w szczegółach. Jedno pytanie, które możemy zadać, brzmi: czy planeta posiada krążący wokół jej osi swój własny dysk szczątków? Czy przechwytuje materię za każdym razem, gdy zbliża się do swoich gwiazd macierzystych? I czy bylibyśmy w stanie zmierzyć to za pomocą danych z JWST? Ponadto, jeżeli chodzi o pomoc w zrozumieniu orbity, myślę, że Webb byłby przydatny w potwierdzeniu naszego wyniku – powiedział De Rosa.

Ponieważ Webb jest czulszy na mniejsze planety o masie Saturna, może być w stanie wykryć inne egzoplanety, które zostały wyrzucone z tego i innych wewnętrznych układów planetarnych. Dzięki JWST astronomowie będą mogli zacząć szukać planet, które są zarówno nieco starsze jak i nieco słabsze. Wyjątkowa czułość i możliwość obrazowania Webba otworzą nowe możliwości wykrywania i badania tych niekonwencjonalnych planet i układów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 grudnia 2020

Technika odsiewania pierwotnych fal grawitacyjnych Wszechświata

Identyfikacja pierwotnych fal grawitacyjnych byłaby kluczem do zrozumienia warunków panujących we wczesnym Wszechświecie.

W chwilach bezpośrednio po Wielkim Wybuchu pojawiły się pierwsze fale grawitacyjne. Produkt fluktuacji kwantowych w nowej zupie pierwotnej materii, te najwcześniejsze zmarszczki w strukturze czasoprzestrzeni, zostały szybko wzmocnione przez procesy inflacyjne, które doprowadziły Wszechświat do gwałtownej ekspansji.

Pierwotne fale grawitacyjne, wyprodukowane prawie 13,8 mld lat temu, wciąż odbijają się echem we Wszechświecie. Ale są zagłuszane przez trzask fal grawitacyjnych wytwarzanych przez nowsze wydarzenia, takie jak zderzanie się czarnych dziur i gwiazd neutronowych.


Obecnie zespół naukowców opracował metodę wydobywania bardzo słabych sygnałów pierwotnych zmarszczek z danych fal grawitacyjnych. Ich wynik został opublikowany 9 grudnia 2020 r. w Physical Review Letters.

Fale grawitacyjne są wykrywane niemal codziennie przez LIGO i inne detektory fal grawitacyjnych, ale pierwotne sygnały grawitacyjne są o kilka rzędów wielkości słabsze niż te, które te detektory mogą zarejestrować. Oczekuje się, że następna generacja detektorów będzie wystarczająco czuła, aby wychwycić te najwcześniejsze zmarszczki czasoprzestrzeni.

W następnej dekadzie, gdy zostaną uruchomione bardziej czułe instrumenty, nowa metoda może zostać zastosowana do odkopania ukrytych sygnałów pierwszych fal grawitacyjnych Wszechświata. Wzór i właściwości tych pierwotnych fal mogą następnie ukazać wskazówki dotyczące wczesnego Wszechświata, takie jak warunki, które doprowadziły do inflacji.

Szum koncertowy
Polowanie na pierwotne fale grawitacyjne koncentrowało się głównie na mikrofalowym promieniowaniu tła (CMB – cosmic microwave background), które jest uważane za promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu. Dzisiaj promieniowanie to przenika Wszechświat jako energia najbardziej widoczna w paśmie mikrofalowym widma elektromagnetycznego. Naukowcy są przekonani, że kiedy pierwotne fale grawitacyjne rozchodziły się, pozostawiły ślad na CMB w postaci modów B, rodzaju subtelnego wzoru polaryzacji.

Fizycy szukali oznak modów B, najbardziej znanych z BICEP Array, serii eksperymentów, w tym BICEP2, który według naukowców odkrył w 2014 roku mody B. Okazało się jednak, że sygnał pochodzi od pyłu galaktycznego.

Podczas gdy naukowcy nadal poszukują pierwotnych fal grawitacyjnych w CMB, inni polują na zmarszczki bezpośrednio w danych fal grawitacyjnych. Ogólny pomysł polegał na próbie odjęcia „astrofizycznego pierwszego planu” – dowolnego sygnału fali grawitacyjnej, który pochodzi z astrofizycznego źródła, takiego jak zderzenie się czarnych dziur, gwiazd neutronowych i wybuchających supernowych. Dopiero po ich odjęciu fizycy mogą uzyskać oszacowanie cichszych, nieastrofizycznych sygnałów, które mogą zawierać pierwotne fale grawitacyjne.

Problem z tymi metodami polega na tym, że astrofizyczny pierwszy plan zawiera słabsze sygnały, na przykład z odleglejszych połączeń, które są zbyt słabe, aby je dostrzec i trudne do oszacowania w końcowym odejmowaniu.

Pierwotny zastrzyk
W swoim nowym podejściu naukowcy bazowali na modelu opisującym bardziej oczywiste „rozmowy” astrofizycznego pierwszego planu. Model przewiduje wzór sygnałów fal grawitacyjnych, które powstałyby w wyniku połączenia obiektów astrofizycznych o różnych masach i spinach. Zespół wykorzystał ten model do stworzenia symulowanych danych wzorów fal grawitacyjnych, zarówno silnych, jak i słabych źródeł astrofizycznych, takich jak łączące się czarne dziury.

Następnie zespół próbował scharakteryzować każdy sygnał astrofizyczny czający się w tych symulowanych danych, na przykład w celu zidentyfikowania mas i spinów podwójnych czarnych dziur. W obecnej sytuacji parametry te są łatwiejsze do zidentyfikowania dla głośniejszych sygnałów i tylko słabo ograniczone dla najdelikatniejszych sygnałów. Podczas gdy poprzednie metody wykorzystują tylko „najlepsze przypuszczenie” dla parametrów każdego sygnału w celu odjęcia go od danych, nowa metoda uwzględnia niepewność w każdej charakterystyce wzorca, dzięki czemu jest w stanie wykryć obecność najsłabszych sygnałów, nawet jeśli nie są one dobrze scharakteryzowane. Sylvia Biscoveanu, doktorantka w Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, mówi, że zdolność do ilościowego określenia niepewności pomaga naukowcom uniknąć jakichkolwiek błędów w pomiarach pierwotnego tła.

Po zidentyfikowaniu takich odrębnych, nielosowych wzorów w danych fal grawitacyjnych, pozostały im bardziej losowe sygnały pierwotnych fal grawitacyjnych i szum instrumentalny specyficzny dla każdego detektora.

Uważa się, że pierwotne fale grawitacyjne przenikają Wszechświat jako rozproszony, trwały szum, który według naukowców powinien wyglądać tak samo, a zatem być skorelowany, w dowolnych dwóch detektorach.

W przeciwieństwie do tego, reszta przypadkowego szumu odebranego w detektorze powinna być specyficzna dla tego detektora i nieskorelowana z innymi detektorami. Na przykład szum generowany przez pobliski ruch uliczny powinien być różny w zależności od lokalizacji danego detektora. Porównując dane z dwóch detektorów po uwzględnieniu źródeł astrofizycznych zależnych od modelu, można było wydobyć parametry pierwotnego tła.

Naukowcy przetestowali nową metodę, najpierw symulując 400 sekund danych fal grawitacyjnych, które rozproszyli za pomocą wzorów fal reprezentujących źródła astrofizyczne, takie jak łączenie się czarnych dziur. Wprowadzili również sygnał do wszystkich danych, podobnych do trwałego szumu pierwotnej fali grawitacyjnej.

Następnie podzielili te dane na czterosekundowe segmenty i zastosowali swoją metodę do każdego segmentu, aby sprawdzić, czy mogą dokładnie zidentyfikować każde połączenia czarnych dziur, a także wzór fali, którą wstrzyknęli. Po przeanalizowaniu każdego segmentu danych w wielu przebiegach symulacji i w różnych warunkach początkowych, udało się im się wyodrębnić zakopane pierwotne tło.

„Udało nam się jednocześnie dopasować zarówno pierwszy plan, jak i tło, więc sygnał tła, który otrzymujemy, nie jest zanieczyszczony resztką pierwszego planu” – powiedziała Biscoveanu.

Biscoveanu ma nadzieję, że gdy jeszcze czulsze detektory nowej generacji zostaną uruchomione, nowa metoda będzie mogła zostać wykorzystana do krzyżowej korelacji i analizy danych z różnych detektorów, aby oddzielić pierwotny sygnał. Wtedy naukowcy mogą mieć użyteczny wątek, który będą mogli prześledzić wstecz do warunków wczesnego Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 grudnia 2020

Masywne podwójne układy kontaktowe otwierają nowe okno na ewolucję gwiazd

W 2015 roku pierwsza bezpośrednia obserwacja fal grawitacyjnych została przeprowadzona przez Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO). Wykryty sygnał, nazwany GW150914, dostarczył nie tylko najbardziej rygorystycznego testu ogólnej teorii względności Einsteina, ale była to również pierwsza obserwacja dwóch łączących się czarnych dziur. Potwierdziło to istnienie czarnych dziur, układów podwójnych czarnych dziur o masach gwiazdowych i dowiodło, że mogą się one łączyć w obecnym wieku Wszechświata.


Od czasu tego pierwszego wykrycia, LIGO wykrył znacznie więcej połączeń czarnych dziur, ale naukowcy nadal są bardzo zdziwieni: wiele z tych połączeń, w tym GW150914, zawiera układy, których składowe czarne dziury mają masy ponad 20 mas Słońca każda – niektóre znacznie więcej. Są to masywne czarne dziury – cięższe niż jakiekolwiek wcześniej znane czarne dziury z obserwacji rentgenowskich układów podwójnych – co nasuwa pytanie: jak powstały? Ostatnie badanie ma na celu odpowiedzieć na to pytanie.

LIGO rejestruje (część) zbliżania się po spirali i połączenia orbitujących czarnych dziur. LIGO może rejestrować te zdarzenia tylko wtedy, gdy zachodzą one w czasie ich życia – oznacza to, że gwiezdni prekursorzy muszą zapaść się do postaci czarnych dziur, zanim dojdzie do połączenia, a późniejsze orbitujące czarne dziury muszą zbliżyć się do siebie po spirali i połączyć w epoce Wszechświata. Aby tak się stało, czarne dziury muszą być duże i znajdować się blisko siebie; jednak gwiezdni przodkowie dostatecznie duzi i wystarczająco bliscy, aby utworzyć układ podwójny czarnych dziur, który krążyłby wokół wspólnego środka masy po spirali i ostatecznie połączył się w epoce Wszechświata i mógłby generować fale grawitacyjne wykrywane przez LIGO, byliby zbyt duzi i zbyt blisko siebie; więc najpierw łączą się, a następnie zapadają się do czarnych dziur.

Zatem, detekcja LIGO rodzi intrygujące pytanie: w jaki sposób czarne dziury stały się tak masywne? I jak to się stało, że były tak blisko siebie?

Jako możliwe rozwiązanie zaproponowano chemicznie jednolitą ewolucję (CHE – Chemically Homogeneous Evolution). Szybkie wirowanie miesza gwiazdę, prowadząc do tego, że jej wnętrze staje się jednorodne a nie tylko samo jądro. Gorąca, szybko wirująca, jednorodna chemicznie gwiazda nie rozszerza się wraz z wiekiem, jak robi to konwencjonalnie ewoluująca gwiazda. Model chemicznie jednorodnej ewolucji zaczyna się od pary ciasnych, masywnych gwiazd wirujących wokół siebie niezwykle szybko – tak ciasno, że zostają zablokowane pływowo, co doprowadza do szybkiego wirowania gwiazd wokół własnych osi. Gwiazdy składowe tego masywnego układu podwójnego o nadmiernym kontakcie ostatecznie zapadają się do czarnych dziur, które są teraz wystarczająco blisko, aby krążąc po spirali połączyły się w epoce Wszechświata.

Po raz pierwszy naukowcy badają jednocześnie konwencjonalną ewolucję izolowanych gwiazd podwójnych i jednolitą chemicznie ewolucję, opierając się na tym samym zestawie założeń. Takie podejście pozwala naukowcom na ograniczenie właściwości populacji i dokonanie jednoczesnych prognoz dotyczących wskaźników wykrywania fal grawitacyjnych pochodzących z łączących się podwójnych czarnych dziur dla kanałów chemicznie jednolitej i konwencjonalnej ewolucji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 grudnia 2020

Astronomowie odkrywają kluczowe wskazówki dotyczące historii Układu Słonecznego

Nowe wskazówki prowadzą do lepszego zrozumienia ewolucji Układu Słonecznego i pochodzenia Ziemi jako planety nadającej się do zamieszkania.


W nowym artykule opublikowanym w czasopiśmie Nature Communications Earth and Environment naukowcom z University of Rochester po raz pierwszy udało się wykorzystać namagnesowanie do ustalenia, kiedy po raz pierwszy pojawiły się węglowe planetoidy chondrytowe – planetoidy bogate w wodę i aminokwasy – w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Badania dostarczają danych, które pomagają naukowcom dowiedzieć się więcej o wczesnym pochodzeniu Układu Słonecznego i dlaczego niektóre planety, takie jak Ziemia, stały się zdatne do zamieszkania i były w stanie utrzymać warunki sprzyjające życiu, podczas gdy inne planety, takiej jak Mars, nie.

Badania dostarczają również naukowcom danych, które można zastosować do odkrywania nowych egzoplanet.

„Istnieje szczególne zainteresowanie zidentyfikowaniem tej historii – w odniesieniu do ogromnej liczby odkryć egzoplanet – aby wywnioskować, czy wydarzenia mogły być podobne lub różne w układach egzosłonecznych. Jest to kolejny element poszukiwania planet nadających się do zamieszkania” – mówi John Tarduno, William R. Kenan, Jr., Profesor na Wydziale Nauk o Ziemi i Środowisku oraz dziekan ds. Badań w dziedzinie sztuki, nauki i inżynierii w Rochester.

Rozwiązanie paradoksu za pomocą meteorytu w Meksyku
Niektóre meteoryty to szczątki obiektów kosmicznych, takich jak planetoidy. Po oderwaniu się od swoich „ciał macierzystych”, kawałki te są w stanie przetrwać przejście przez atmosferę i ostatecznie uderzyć w powierzchnię planety lub Księżyca.

Badanie namagnesowania meteorytów może dać naukowcom lepsze wyobrażenie o tym, kiedy powstały obiekty i gdzie znajdowały się na wczesnym etapie historii Układu Słonecznego.

„Kilka lat temu zdaliśmy sobie sprawę, że możemy wykorzystać namagnesowanie meteorytów pochodzących z planetoid, aby określić, jak daleko te meteoryty były od Słońca, kiedy formowały się ich namagnesowane minerały” – mówi Tarduno.

Aby dowiedzieć się więcej o pochodzeniu meteorytów i ich ciał macierzystych, Tarduno i inni naukowcy przeanalizowali dane magnetyczne zebrane z meteorytu Allende, który spadł na Ziemię i wylądował w Meksyku w 1969 roku. Meteoryt Allende jest największym chondrytem węglistym znalezionym na Ziemi i zawiera minerały – wtręty wapnia i aluminium – które są uważane za pierwsze ciała stałe utworzone w Układzie Słonecznym. Jest to jeden z najlepiej zbadanych meteorytów i przez dziesięciolecia był uważany za klasyczny przykład meteorytu z pierwotnego ciała macierzystego planetoidy.

Aby określić, kiedy powstały obiekty i gdzie się znajdowały, naukowcy musieli najpierw zająć się paradoksem dotyczącym meteorytów, które wprowadziły zamieszanie w środowisku naukowym: w jaki sposób meteoryty zyskały namagnesowanie?

Niedawno pojawiły się kontrowersje, gdy niektórzy badacze zaproponowali, że chondryty węgliste, takie jak Allende, zostały namagnesowane przez dynamo jądra, takie jak ziemskie. Ziemia jest znana jako ciało zróżnicowane, ponieważ posiada skorupę, płaszcz i jądro, oddzielone składem i gęstością. Na początku swojej historii ciała planetarne mogą uzyskać wystarczającą ilość ciepła, aby doszło do powszechnego topnienia, a gęsty materiał – żelazo – osiadł w centrum.

Nowe eksperymenty przeprowadzone przez absolwenta Rochester, Tima O’Briena, pierwszego autora artykułu, wykazały, że sygnały magnetyczne interpretowane przez wcześniejszych badaczy nie pochodziły z jądra. O’Brien odkrył, że zamiast tego magnetyzm jest właściwością niezwykłych minerałów magnetycznych Allende.

Określenie roli Jowisza w migracji planetoid
Po rozwiązaniu tego paradoksu, O’Brien był w stanie zidentyfikować meteoryty z innymi minerałami, które mogłyby wiernie rejestrować wczesne namagnesowania Układu Słonecznego.

Grupa Tarduno połączyła tę pracę z pracą teoretyczną Erica Blackmana, profesora fizyki i astronomii, oraz z symulacjami komputerowymi prowadzonymi przez doktorantkę Atmę Ananda i Jonathana Carroll-Nellenback, naukowca zajmującego się obliczeniami w laboratorium Rochester’s Laboratory for Laser Energetics. Symulacje te wykazały, że wiatry słoneczne owijały się wokół wczesnych ciał Układu Słonecznego i to właśnie wiatr słoneczny namagnesował te ciała.

Korzystając z tych symulacji i danych, naukowcy ustalili, że macierzyste planetoidy, z których oderwały się chondryty węgliste, przybyły do pasa planetoid z zewnętrznego Układu Słonecznego 4,562 mld lat temu, w ciągu pierwszych pięciu milionów lat historii Układu Słonecznego. 

Tarduno mówi, że analizy i modelowanie w większym stopniu wspierają teorię silnej grawitacji Jowisza. Podczas, gdy naukowcy myśleli kiedyś, że planety i inne ciała planetarne powstały z pyłu i gazu w uporządkowanej odległości od Słońca, dzisiaj naukowcy zdają sobie sprawę, że siły grawitacyjne związane z gazowymi olbrzymami – takimi jak Jowisz i Saturn – mogą napędzać powstawanie i migrację ciał planetarnych i planetoid. Teoria silnej grawitacji Jowisza sugeruje, że planetoidy zostały rozdzielone siłami grawitacji tego gazowego olbrzyma, którego późniejsza migracja następnie zmieszała dwie grupy planetoid.

Dodaje: „Ten wczesny ruch planetoid węglowych przygotowuje grunt pod dalsze rozpraszanie ciał bogatych w wodę – potencjalnie na Ziemię – w późniejszym rozwoju Układu Słonecznego, co może być wzorem wspólnym dla układów egzoplanetarnych”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

2 grudnia 2020

Układ Słoneczny jest zgodny ze standardem galaktycznym, jednak to rzadkość

Naukowcy z Instytutu Nielsa Bohra zbadali ponad 1000 układów planetarnych krążących wokół gwiazd w naszej własnej galaktyce, Drodze Mlecznej i odkryli szereg powiązań między orbitami planet, liczbą planet i odległością do swoich gwiazd. Okazuje się, że nasz własny Układ Słoneczny pod pewnymi względami jest bardzo rzadki, a pod innymi bardzo zwyczajny.


Rzadkością jest posiadanie ośmiu planet, ale badanie pokazuje, że w Układzie Słonecznym obowiązują dokładnie te same, bardzo podstawowe zasady formowania się planet wokół gwiazdy. Pytanie o to, co dokładnie czyni go tak wyjątkowym, że kryje w sobie życie, jest nadal bardzo dobrym pytaniem.

Ekscentryczne orbity planet są kluczem do określenia liczby planet
Istnieje bardzo wyraźna korelacja między mimośrodowością orbit a liczbą planet w danym układzie słonecznym. Kiedy planety się formują w obłoku gazu i pyłu, zaczynają krążyć po orbitach kołowych. Ale nadal są stosunkowo małe, do rozmiarów porównywalnych z Księżycem. W nieco dłuższej skali czasu oddziałują grawitacyjnie i uzyskują coraz bardziej ekscentryczne lub eliptyczne orbity. Oznacza to, że zaczynają się zderzać, ponieważ eliptyczne orbity przecinają się ze sobą – a więc planety powiększają się w wyniku zderzeń. Jeżeli końcowym rezultatem zderzeń jest to, że wszystkie kawałeczki stają się jedną lub kilkoma planetami, wówczas pozostają na one orbitach eliptycznych. Ale jeżeli w końcu stają się wieloma planetami, przyciąganie grawitacyjne między nimi powoduje, że tracą energię – i dlatego tworzą coraz bardziej kołowe orbity.

Naukowcy odkryli bardzo wyraźną korelację między liczbą planet a tym, jak kołowe są ich orbity. „Właściwie nie jest to niespodzianka, ale nasz Układ Słoneczny jest wyjątkowy w tym sensie, że nie jest znany żaden inny układ słoneczny z tyloma planetami co nasz. Więc być może należałoby się spodziewać, nasz Układ Słoneczny nie pasuje do tej korelacji. Ale tak jest! W rzeczywistości jest on właściwy!” – wyjaśnia profesor Uffe Gråe Jørgensen.

Jedynymi układami słonecznymi, które nie pasują do tej „reguły”, są układy z tylko jedną planetą. W niektórych przypadkach jest to spowodowane tym, że w tych układach jedna planeta krąży wokół gwiazdy w bardzo bliskiej odległości, ale w innych jest to spowodowane tym, że układy mogą w rzeczywistości zawierać więcej planet, niż początkowo zakładano. „W takich przypadkach uważamy, że odchylenie od reguły może pomóc nam odkryć więcej planet, które do tej pory były ukryte” - wyjaśnia Nanna Bach-Møller, pierwsza autorka artykułu naukowego. Jeżeli jesteśmy w stanie zobaczyć ekscentryczności orbity planety, to wiemy, ile innych planet musi się znajdować w układzie – i odwrotnie, jeżeli mamy liczbę planet, znamy ich orbity. „Byłoby to bardzo ważne narzędzie do wykrywania układów planetarnych, takich jak nasz własny Układ Słoneczny, ponieważ wiele egzoplanet podobnych do planet w naszym układzie byłoby trudnych do bezpośredniego wykrycia, gdybyśmy nie wiedzieli, gdzie ich szukać”.

Ziemia jest w szczęśliwym 1 procencie
Niezależnie od metody poszukiwania egzoplanet, rezultat jest taki sam. Tak więc w grę wchodzi podstawowa, uniwersalna fizyka. Naukowcy mogą to wykorzystać, aby powiedzieć: ile układów ma taką samą ekscentryczność jak nasz Układ Słoneczny? – które możemy następnie wykorzystać do oceny, ile układów ma taką samą liczbę planet jak nasz Układ Słoneczny. Odpowiedź jest taka, że tylko 1% wszystkich układów słonecznych ma taką samą liczbę planet, jak nasz układ, lub więcej. Jeżeli w Drodze Mlecznej jest 100 mld gwiazd, jest to jednak nie mniej niż miliard układów słonecznych. W ekosferze, czyli w pewnej odległości od swoich gwiazd, która pozwala na istnienie wody w stanie ciekłym, znajduje się około 10 mld planet podobnych do Ziemi. Ale jest ogromna różnica między przebywaniem w ekosferze a obecnością życia czy rozwinięciem cywilizacji technologicznej, podkreśla Uffe Gråe Jørgensen. „Coś jest przyczyną tego, że nie ma tam zbyt wielu UFO. Kiedy rozpoczął się podbój planet Układu Słonecznego, następowało to dość szybko. Widzimy to w naszej własnej cywilizacji. Byliśmy na Księżycu, a na Marsie mamy już kilka robotów. Ale nie ma wielu UFO z miliardów planet podobnych do Ziemi w strefach nadających się do zamieszkania przy gwiazdach, więc życie i cywilizacje technologiczne są prawdopodobnie nadal dość rzadkie”.

Ziemia nie jest więc specjalnie wyjątkowa - chodzi o liczbę planet w układzie
Co więcej, niż bycie planetą wielkości Ziemi w ekosferze, jest potrzebne do życia? Co jest takiego specjalnego na naszej Ziemi i w naszym Układzie Słonecznym? Z punktu widzenia planety Ziemia nie jest czymś wyjątkowym. Ale może to może być liczba planet i ich natura. W naszym Układzie Słonecznym połowa planet to gazowe olbrzymy. Czy to możliwe, że istnienie dużych planet gazowych jest przyczyną naszego istnienia na Ziemi? Część tej debaty pociąga za sobą pytanie, czy duże planety gazowe, Saturn i Jowisz „kierowały” na Ziemię komety niosące wodę, gdy nasza planeta miała pół miliarda lat, umożliwiając formowanie się tutaj życia?

Jest to pierwszy raz, kiedy badanie wykazało, jak wyjątkowe jest to, że Układ Słoneczny jest domem dla ośmiu planet, ale jednocześnie pokazuje, że nie jest on całkowicie wyjątkowy. Nasz Układ Słoneczny kieruje się tymi samymi fizycznymi zasadami tworzenia planet, jak każdy inny układ słoneczny, po prostu znajdujemy się na niezwykłym końcu skali. I wciąż pozostaje pytanie, dlaczego dokładnie tutaj jesteśmy, aby móc się nad tym zastanawiać?

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

1 grudnia 2020

Towarzysz Regulusa

Pobliska gwiazda Regulus – serce konstelacji Lwa – od dawna jest znana jako układ podwójny. Ale chociaż jasną gwiazdę ciągu głównego można łatwo zauważyć, jeszcze nie wykryliśmy towarzysza Regulusa!


Spleciona przyszłość
Przyszłość gwiazdy w ciasnym układzie podwójnym jest w dużym stopniu zależna od tego, jak wchodzi w interakcje ze swoim towarzyszem – zwłaszcza, gdy obydwa składniki są gwiazdami starymi.

Tak jest prawdopodobnie w przypadku Regulusa, gwiazdy oddalonej o zaledwie 80 lat świetlnych od nas. Niegdyś uważana za gwiazdę pojedynczą, ta jasna, niebiesko-biała, szybko wirująca gwiazda ciągu głównego, od tamtej pory się kołysze – tańczy na 40-dniowej orbicie z partnerem zbyt słabym, aby go można było wykryć.

Czy mogę prosić do tańca?
Taniec wzajemnie oddziałujących, wirujących składników podwójnych, jest złożony. W miarę jak masywniejsza gwiazda z pary starzeje się w stadium czerwonego olbrzyma, staje się coraz większa. Ostatecznie jej promień staje się podobny do separacji między nią a jej mniej masywną towarzyszką ciągu głównego. W tym momencie masa i moment pędu zaczynają wyrzucać masywną gwiazdę na jej partnera.

W miarę jak masa i moment pędu nadal się przenoszą, orbita układu podwójnego najpierw kurczy się, a następnie ponownie rozszerza. Pod koniec transferu gwiazda ciągu głównego jest teraz jasna i szybko wiruje, a pierwotnie masywna gwiazda stała się jedynie słabym, ogołoconym jądrem gwiazdy.

Dowody sugerują, że ten gwiezdny taniec jest dokładnie tym, co stało się z Regulusem i jego niewykrytym towarzyszem – ale obserwacyjne wykrycie jego słabego partnera utrwaliło by ten obraz. Teraz, w badaniu prowadzonym przez Douglasa Giesa (Georgia State University), zespół naukowców mógł w końcu przedstawić ten dowód.

Zaginiony partner – znaleziony
Gies i jego współpracownicy wykorzystali wysoką rozdzielczość i wysoki stosunek sygnału do szumu spektrografów CFHT/EsPaDOnS i TBL/NARVAL na Hawajach i we Francji do poszukiwania cech widmowych słabego towarzysza Regulusa. Chociaż obiekt ten jest zbyt słaby, aby wykryć go w poszczególnych widmach, autorzy pracy łączą informacje z dużego zestawu widm, wykorzystują sprytną analizę korelacji krzyżowej, aby wydobyć sygnaturę słabego sygnału.

Ich analiza się opłaciła: praca Giesa i współpracowników ukazała słabe cechy spektralne, które mają wszystkie właściwości oczekiwane od sygnatury widmowej ogołoconego towarzysza Regulusa.

Autorzy stwierdzili, że to ocalałe jądro jest malutkie – zaledwie 0,31 masy Słońca w porównaniu z Regulusem, którego masa wynosi 3,7 masy Słońca – i bardzo gorące, może nawet o temperaturze 20 000 K! Ten okrojony rdzeń w końcu się ochłodzi i stanie się białym karłem.

Regulus i jego słaby partner potwierdzają wiedzę o tym, jak gwiazdy w bliskim układzie podwójnym wpływają na losy innych gwiazd. Co więcej, właściwości tej pary sugerują, że może istnieć wiele przypadków słabych białych karłów i ich przodków krążących wokół jasnych, szybko rotujących gwiazd.

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...