26 lipca 2021

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE, naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgławice planetarne w odległych galaktykach. Zastosowana metoda, algorytm filtrujący w przetwarzaniu danych obrazowych, otwiera nowe możliwości pomiaru odległości kosmicznych – a tym samym wyznaczania stałej Hubble’a.

Galaktyka NGC 474 w odległości około 110 mln lat świetlnych. Struktura pierścienia powstała w wyniku procesów łączenia się zderzających się galaktyk. Źródło: DES/DOE/Fermilab/NCSA & CTIO/NOIRLab/NSF/AURA

Mgławice planetarne w sąsiedztwie Słońca znane są jako kolorowe obiekty, które pojawiają się pod koniec życia gwiazdy, gdy przechodzi ona ze stadium czerwonego olbrzyma do białego karła: gdy gwiazda zużyje paliwo potrzebne do syntezy jądrowej, wydmuchuje swoją gazową otoczkę do przestrzeni międzygwiazdowej, kurczy się, staje się niezwykle gorąca i pobudza rozszerzającą się otoczkę gazową do świecenia. W przeciwieństwie do ciągłego widma gwiazdy, jony niektórych pierwiastków w tej gazowej otoczce, takich jak wodór, tlen, hel i neon, emitują światło tylko w określonych długościach fal. Specjalne filtry optyczne dostrojone do tych długości fali mogą sprawić, że słabe mgławice staną się widoczne. Najbliższym tego typu obiektem w naszej Drodze Mlecznej jest Mgławica Ślimak, odległa o 650 lat świetlnych.

Wraz ze wzrostem odległości od mgławicy planetarnej, jej pozorna średnica na obrazie maleje, a zintegrowana jasność pozorna maleje z kwadratem odległości. W naszej sąsiedniej galaktyce, Galaktyce Andromedy, znajdującej się w odległości prawie 4000 razy większej, Mgławica Ślimak byłaby widoczna jedynie jako kropka, a jej jasność pozorna byłaby prawie 15 mln razy mniejsza. Dzięki nowoczesnym, dużym teleskopom i długim czasom naświetlania, takie obiekty mogą być mimo wszystko obrazowane i mierzone przy użyciu filtrów optycznych lub spektroskopii obrazowej. Martin Roth, pierwszy autor nowych badań, mówi: Używając spektrofotometru PMAS (Potsdam MultiAperture Spectrophotometer) udało nam się to po raz pierwszy zrobić za pomocą spektroskopii integralnego pola dla kilku mgławic planetarnych w Galaktyce Andromedy w latach 2001-2002 na 3,5-metrowym teleskopie Obserwatorium Calar Alto. Jednak stosunkowo małe pole widzenia PMAS nie pozwoliło jeszcze na zbadanie większej próbki obiektów.

Potrzeba było dobrych 20 lat, aby te pierwsze eksperymenty rozwinąć dalej, stosując potężniejszy instrument o ponad 50-krotnie większym polu widzenia na znacznie większym teleskopie. MUSE na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Chile został opracowany przede wszystkim z myślą o odkrywaniu niezwykle słabych obiektów na obserwowalnych obecnie krawędziach Wszechświata. Właśnie ta właściwość odgrywa rolę również przy wykrywaniu bardzo słabych mgławic planetarnych w odległych galaktykach.

Galaktyka NGC 474 jest szczególnie dobrym przykładem galaktyki, która w wyniku zderzenia z innymi, mniejszymi galaktykami, utworzyła widoczną strukturę pierścieniową z gwiazd rozproszonych w wyniku oddziaływań grawitacyjnych. Znajduje się ona w odległości 110 mln lat świetlnych, czyli około 170 000 razy dalej niż Mgławica Ślimak. Pozorna jasność mgławicy planetarnej w tej galaktyce jest zatem prawie 30 mld razy mniejsza niż w przypadku Mgławicy Ślimak i znajduje się w zakresie galaktyk interesujących pod względem kosmologicznym, dla których zespół zaprojektował instrument MUSE.

Zespół naukowców z AIP, wraz z kolegami z USA, opracował metodę wykorzystania MUSE do wyodrębnienia i precyzyjnego pomiaru niezwykle słabych sygnałów mgławic planetarnych w odległych galaktykach z wysoką czułością. Ważną rolę odgrywa tu szczególnie efektywny algorytm filtrowania w przetwarzaniu danych obrazowych. Dla galaktyki soczewkowatej NGC 474 dostępne były dane archiwalne ESO, oparte na dwóch bardzo głębokich ekspozycjach MUSE, z których każda miała 5 godzin czasu obserwacji. Rezultat obróbki danych: po zastosowaniu algorytmu filtrów uwidoczniło się w sumie 15 niezwykle słabych mgławic planetarnych.

Ta wysoce czuła procedura otwiera nową metodę pomiaru odległości, która może przyczynić się do rozwiązania dyskutowanej obecnie rozbieżności w wyznaczaniu stałej Hubble’a. Mgławice planetarne mają tę właściwość, że fizycznie nie może być przekroczona pewna maksymalna jasność. Funkcja rozkładu jasności próbki w galaktyce, czyli funkcja jasności mgławicy planetarnej, urywa się na jasnym końcu. Jest to własność świecy standardowej, która może być wykorzystana do obliczenia odległości metodami statystycznymi. Metoda funkcji jasności mgławicy planetarnej została opracowana już w 1989 roku przez członków zespołu George'a Jacoby'ego (NSF's NOIRLab) i Robina Ciardullo (Penn State University). W ciągu ostatnich 30 lat została z powodzeniem zastosowana do ponad 50 galaktyk, ale była ograniczona przez stosowane do tej pory filtry. Galaktyki o odległościach większych niż te w Gromadach w Pannie czy Piecu były poza zasięgiem. Badanie, opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal, pokazuje, że MUSE może osiągnąć ponad dwukrotnie większy zasięg, umożliwiając niezależny pomiar stałej Hubble’a.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 lipca 2021

Promieniowanie kosmiczne pomaga wybuchom supernowych nadać większy pęd

Końcowa faza kataklizmicznych eksplozji umierających masywnych gwiazd, zwanych supernowymi, może z pomocą promieniowania kosmicznego nawet sześciokrotnie silniej oddziaływać na otaczający gaz międzygwiazdowy – wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców z Uniwersytetu w Oksfordzie. Praca ta zostanie zaprezentowana przez doktoranta Francisco Rodrígueza Montero 19 lipca 2021 roku na wirtualnym Narodowym Spotkaniu Astronomicznym (NAM 2021).

Obraz pozostałości po supernowej Keplera. Źródło: NASA / CXC / NCSU / JPL-Caltech / M. Burkey i inni.

Kiedy supernowe wybuchają, emitują światło i miliardy cząstek w przestrzeń kosmiczną. Podczas gdy światło może swobodnie dotrzeć do nas, cząsteczki zostają uwięzione w spiralnych pętlach przez fale magnetyczne uderzeniowe generowane podczas eksplozji. Przechodząc tam i z powrotem przez fronty uderzeniowe, cząstki te są przyspieszane niemal do prędkości światła, a po ucieczce z supernowych są uważane za źródło tajemniczej formy promieniowania znanego jako promieniowanie kosmiczne.

Ze względu na swoją ogromną prędkość, promienie kosmiczne doświadczają silnych efektów relatywistycznych, efektywnie tracąc mniej energii niż zwykła materia i umożliwiając im podróżowanie na ogromne odległości przez galaktykę. Po drodze wpływają one na energię i strukturę gazu międzygwiazdowego na swojej drodze i mogą odgrywać kluczową rolę w zatrzymaniu procesu tworzenia nowych gwiazd w gęstych skupiskach gazu. Jednak do tej pory wpływ promieniowania kosmicznego na ewolucję galaktyk nie został dobrze poznany.

W pierwszym tego typu badaniu numerycznym o wysokiej rozdzielczości, zespół przeprowadził symulacje ewolucji fal uderzeniowych pochodzących z wybuchów supernowych na przestrzeni kilku milionów lat. Odkryli, że promieniowanie kosmiczne może odgrywać krytyczną rolę w końcowych etapach ewolucji supernowej i jej zdolności do wstrzykiwania energii do otaczającego ją galaktycznego gazu.

Rodríguez Montero wyjaśnia: Początkowo wydaje się, że dodanie promieniowania kosmicznego nie zmienia tego, jak rozwija się eksplozja. Niemniej jednak, kiedy supernowa osiągnie etap, w którym nie może uzyskać większego pędu z konwersji energii termicznej supernowej na energię kinetyczną, odkryliśmy, że promieniowanie kosmiczne może nadawać dodatkowy impuls gazowi, pozwalając, aby ostateczny nadany pęd był nawet 4-6 razy większy niż wcześniej przewidywano.

Wyniki sugerują, że wypływy gazu z ośrodka międzygwiazdowego do otaczającego ośrodka okołogalaktycznego, będą znacznie bardziej masywne niż wcześniej szacowano.

Wbrew najnowszym teoretycznym argumentom, symulacje sugerują również, że dodatkowy impuls dostarczany przez promieniowanie kosmiczne jest bardziej znaczący, gdy masywne gwiazdy eksplodują w środowiskach o niskiej gęstości. Mogłoby to ułatwić tworzenie się super-bąbli napędzanych przez kolejne generacje supernowych, wymiatając gaz z ośrodka międzygwiazdowego i wypuszczając go z dysków galaktycznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 lipca 2021

Nowe obserwacje dotyczące gwiazdowych czarnych dziur

Czy czarne dziury mają preferowany rozmiar? Nowe przeglądy badały populacje czarnych dziur uczestniczących w katastrofalnych zderzeniach emitujących fale grawitacyjne – i wyłonił się z nich interesujący wzór.

Wizja artystyczna zderzających się czarnych dziur. Źródło: Aurore Simonnet/Sonoma State/Caltech/MIT/LIGO

Kwestia masy
Populacja tak zwanych czarnych dziur o masie gwiazdowej we Wszechświecie stanowi interesującą zagadkę: jakiej wielkości są one zazwyczaj, i dlaczego?

Przed rokiem 2015 naukowcy zmierzyli masę niewielkiej liczby czarnych dziur o masie gwiazdowej za pomocą obserwacji elektromagnetycznych. Te czarne dziury ważyły pomiędzy ~5 do ~20 mas Słońca, dając naukowcom – lub tak im się wydawało – dość spójny obraz tych tajemniczych ciał.

Obraz ten został jednak zaburzony przez pierwszą detekcję fal grawitacyjnych pochodzących od łączącej się pary czarnych dziur, odebraną przez detektory LIGO/Virgo. Sygnał pochodzi od czarnych dziur o masach ~30 i ~35 mas Słońca – obie były znacznie cięższe od wcześniej obserwowanych czarnych dziur o masach gwiazdowych. Od tego czasu, kolejne łączące się czarne dziury obserwowane przez LIGO/Virgo nadal mają masę powyżej 20 mas Słońca. Niektóre z nich ważą nawet ponad 80 lub 90 razy więcej niż Słońce!

Teraz, gdy naukowcy zebrali już wiele obserwacji, mogą zacząć zastanawiać się, jak wygląda rozkład masy w bazowej populacji łączących się czarnych dziur o masie gwiazdowej. Nowe badania przeprowadzone przez zespół naukowców Vaibhava Tiwari i Stephena Fairhursta (Uniwersytet w Cardiff, Wielka Brytania) zagłębiają się w katalog detekcji LIGO/Virgo w poszukiwaniu odpowiedzi.

Budowanie dystrybucji
Tiwari i Fairhurst używają GWTC-2, drugiego katalogu detekcji LIGO/Virgo, do analizy populacji 39 silnych sygnałów połączeń podwójnych czarnych dziur. Autorzy wykorzystują model statystyczny, aby zrekonstruować bazową populację łączących się czarnych dziur na podstawie tych danych, oraz badać rozkłady spinów i mas tej populacji.

Najprościej byłoby, gdyby masy czarnych dziur podążały za malejącym prawem potęgowym: ponieważ czarne dziury powstają z masywnych gwiazd, a mniejsze gwiazdy są liczniejsze niż większe, spodziewalibyśmy się płynnie malejącego rozkładu mas czarnych dziur.

Zamiast tego, Tiwari i Fairhurst wykrywają strukturę w rozkładzie na szczycie malejącego prawa mocy: zestaw czterech szczytów, które wypadają przy masach składników 9, 16, 30 i 57 mas Słońca.

Ślady wskazują na więcej zderzeń
Co się dzieje? Autorzy pokazują, że może to być wskazówka, jak uformowały się te czarne dziury.

W scenariuszu hierarchicznej fuzji, gdzie czarne dziury powstają poprzez kolejne zderzenia mniejszych czarnych dziur, spodziewalibyśmy się spiętrzenia masy w miejscu pierwszego szczytu w rozkładzie masy, a następnie kolejnych szczytów oddalonych od siebie o współczynnik około 2.

Być może więc wykrycie przez autorów uporządkowanego rozkładu wskazuje na to, że wiele łączących się gwiazdowych czarnych dziur w naszym Wszechświecie nie ewoluowało w izolacji, ale zamiast tego uformowało się w wyniku kolejnych zderzeń w gęstych środowiskach gwiazdowych.

Tiwari i Fairhurst ostrzegają, że wyniki są obecnie oparte na bardzo małej liczbie punktów danych i będziemy musieli poczekać, aż zgromadzimy więcej detekcji, aby móc wysunąć jakiekolwiek solidne twierdzenia. Jeżeli jednak przyszłe obserwacje potwierdzą te trendy, może to dostarczyć cennego wglądu w czarne dziury o masie gwiazdowej we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 lipca 2021

Supermasywne czarne dziury hamują procesy gwiazdotwórcze

Czarne dziury o masach odpowiadających milionom Słońc hamują powstawanie nowych gwiazd – twierdzą astronomowie. Wykorzystując uczenie maszynowe i trzy najnowocześniejsze symulacje, aby wesprzeć wyniki wielkiego przeglądu nieba, naukowcy rozwiązują trwającą od 20 lat debatę na temat powstawania gwiazd. Joanna Piotrowska, doktorantka na Uniwersytecie w Cambridge, 20 lipca 2021 roku zaprezentowała nową pracę na wirtualnym spotkaniu National Astronomy Meeting (NAM 2021).

Obraz galaktyki Wir (M101) wykonany za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Jasne, niebieskie grudki w ramionach spiralnych to miejsca niedawnego formowania się gwiazd. Źródło: NASA, ESA, K. Kuntz (JHU), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (NOAO), 
Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana), oraz STScI

Powstawanie gwiazd w galaktykach od dawna stanowi główny punkt badań astronomicznych. Dekady udanych obserwacji i modelowania teoretycznego zaowocowały dobrym zrozumieniem tego, w jaki sposób gaz zapada się tworząc gwiazdy zarówno w naszej Drodze Mlecznej, jak i poza nią. Jednak, dzięki programom obserwacyjnym, takim jak Sloan Digital Sky Survey (SDSS), astronomowie zdali sobie sprawę, że nie wszystkie galaktyki w lokalnym Wszechświecie są aktywne gwiazdotwórczo – istnieje liczna populacja obiektów „spokojnych”, które tworzą gwiazdy ze znacznie mniejszą prędkością.

Pytanie, co powstrzymuje powstawanie gwiazd w galaktykach, pozostaje największą niewiadomą w naszym rozumieniu ewolucji galaktyk, nad którą debatowano przez ostatnie 20 lat. Piotrowska i jej zespół przeprowadzili eksperyment, aby dowiedzieć się, jakie procesy mogą być za to odpowiedzialne.

Wykorzystując trzy najnowocześniejsze symulacje kosmologiczne – EAGLE, Illustris i IllustrisTNG – astronomowie zbadali, czego moglibyśmy się spodziewać w prawdziwym Wszechświecie obserwowanym przez SDSS, gdyby różne procesy fizyczne powstrzymywały powstawanie gwiazd w masywnych galaktykach.

Astronomowie zastosowali algorytmy uczenia maszynowego do klasyfikacji galaktyk na gwiazdotwórcze i spokojne, pytając, który z trzech parametrów: masa supermasywnych czarnych dziur znajdujących się w centrach galaktyk (te monstrualne obiekty mają zwykle miliony, a nawet miliardy razy większą masę niż nasze Słońce), całkowita masa gwiazd w galaktyce czy masa halo ciemnej materii wokół galaktyk, najlepiej przewiduje, jak potoczą się losy galaktyk.

Parametry te pozwoliły zespołowi na ustalenie, który proces fizyczny: zastrzyk energii od supermasywnych czarnych dziur czy wstrząsowe podgrzewanie gazu w masywnych halo jest odpowiedzialny za zmuszanie galaktyk do połowicznego spoczynku.

Nowe symulacje przewidują, że masa supermasywnej czarnej dziury jest najważniejszym czynnikiem hamującym powstawanie gwiazd. Co istotne, wyniki symulacji pasują do obserwacji lokalnego Wszechświata, co dodaje wagi odkryciom naukowców.

Piotrowska mówi: To naprawdę ekscytujące móc zobaczyć, jak symulacje przewidują dokładnie to, co widzimy w prawdziwym Wszechświecie. Supermasywne czarne dziury – obiekty o masach odpowiadających milionom, a nawet miliardom Słońc – naprawdę wywierają ogromny wpływ na swoje otoczenie. Te monstrualne obiekty zmuszają galaktyki będące ich gospodarzami do swoistej pół-emerytury od tworzenia gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 lipca 2021

W galaktyce Sombrero zaobserwowano duży strumień pływowy

Zgodnie z najnowszymi modelami kosmologicznymi, duże galaktyki spiralne, takie jak Droga Mleczna, rozrastały się poprzez pochłanianie mniejszych galaktyk, coś w rodzaju galaktycznego kanibalizmu. Dowodem tego są obserwowane wokół nich bardzo duże struktury, pływowe strumienie gwiazd, które są pozostałościami po tych galaktykach satelitarnych. Jednak większość z tych przypadków jest trudna do zbadania, ponieważ te strumienie gwiazd są bardzo słabe, a wykryto jedynie pozostałości po ostatnich fuzjach.

Galaktyka Sombrero (M104). Źródło: Manuel Jiménez/Giuseppe Donatiello.

Badania prowadzone przez zespół naukowców pozwoliły na szczegółowe obserwacje dużego przepływu pływowego wokół galaktyki Sombrero, której dziwna morfologia wciąż nie została ostatecznie wyjaśniona. Wyniki zostały opublikowane 21 lipca 2021 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Galaktyka Sombrero (Messier 104) to galaktyka odległa o około 30 mln lat świetlnych, będąca częścią Supergromady Lokalnej (grupy galaktyk obejmującej Gromadę w Pannie oraz Grupę Lokalną zawierającą Drogę Mleczną). Ma ona mniej więcej ⅓ średnicy Drogi Mlecznej i wykazuje cechy obu dominujących typów galaktyk we Wszechświecie – spiralnych i eliptycznych. Posiada ramiona spiralne oraz bardzo duże jasne zgrubienie centralne, co sprawia, że wygląda jak hybryda tych dwóch typów.

Naszym motywem do uzyskania tych bardzo głębokich obrazów galaktyki Sombrero było poszukiwanie pozostałości po jej połączeniu z bardzo masywną galaktyką. To przypuszczalne zderzenie zostało niedawno zasugerowane na podstawie badań populacji gwiazd w jej bardzo dziwnym halo, uzyskanych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a – mówi David Martínez-Delgado, badacz z IAA-CSIC i pierwszy autor pracy.

Obserwacje z Hubble’a w 2020 roku pokazały, że halo, rozległy i słaby region otaczający galaktykę Sombrero, pokazuje wiele gwiazd bogatych w metale, pierwiastki cięższe od wodoru i helu. Jest to cecha typowa dla nowych generacji gwiazd, które zwykle znajdują się w dyskach galaktyk, i jest dość niezwykła w galaktycznym halo, które są zaludnione przez stare gwiazdy. Aby wyjaśnić ich obecność astronomowie zasugerowali coś, co znane jest jako „mokra fuzja”, czyli scenariusz, w którym duża galaktyka eliptyczna jest odmładzana przez duże ilości gazu i pyłu z innej masywnej galaktyki, które dostały się do formującego się dysku, jaki obserwujemy teraz.

Zespół badawczy odrzuca pomysł, że duży pływowy strumień gwiazd, znany od ponad trzech dekad, mógłby być związany ze zdarzeniem, które wytworzyło dziwną morfologię galaktyki Sombrero, która, gdyby była wywołana mokrą fuzją, wymagałaby interakcji dwóch galaktyk o dużych masach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 lipca 2021

Potencjalny nowy wskaźnik formowania się egzoplanet

Międzynarodowy zespół astronomów jako pierwszy na świecie wykrył izotopy węgla w atmosferze egzoplanety. Dotyczy to różnych form węgla w gazowym olbrzymie TYC 8998-760-1 b, znajdującym się w odległości 300 lat świetlnych w kierunku konstelacji Muchy. Pomiary słabego sygnału dokonano przy pomocy Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) ESO w Chile, z których wydaje się wynikać, że planeta jest stosunkowo bogata w węgiel-13. Astronomowie przypuszczają, że jest to wywołane tym, że planeta uformowała się w dużej odległości od swojej gwiazdy macierzystej.

Kreskówka o odkryciu węgla-13 w atmosferze egzoplanety. Źródło: Daniëlle Futselaar (Artsource)

Izotopy to różne formy tego samego atomu, ale różnią się liczbą neutronów w jądrze. Np. węgiel z sześcioma protonami ma zazwyczaj sześć neutronów (węgiel-12), ale czasem siedem (węgiel-13) lub osiem (węgiel-14). Ta właściwość nie zmienia zbytnio właściwości chemicznych węgla. Mimo to izotopy tworzą się w różny sposób i często reagują nieco inaczej na panujące warunki. Izotopy znajdują zatem zastosowanie w wielu dziedzinach badań: od wykrywania chorób układu krążenia lub nowotworów po badanie zmian klimatycznych i określania wieku skamieniałości i skał.

Zespół astronomów odkrył niezwykły stosunek tych izotopów w atmosferze młodego olbrzyma TYC 8998-760-1 b. Węgiel występuje głównie w postaci tlenku węgla (CO). Sama planeta ma masę około 14 mas Jowisza i jest prawie dwa razy od niego większa. Dlatego jest klasyfikowana jako super-Jowisz.

Naukowcy z powodzeniem odróżnili węgiel-13 od węgla-12, ponieważ absorbuje on promieniowanie o nieco innych barwach. Astronomowie spodziewali się, że około 1 na 70 atomów węgla będzie węglem-13, ale w przypadku tej planety wydaje się, że jest to dwa razy więcej. Pomysł jest taki, że większa ilość węgla-13 jest w jakiś sposób związana z formowaniem się egzoplanet.

Paul Mollière z Instytutu Astronomii Maxa Plancka wyjaśnia: Planeta znajduje się ponad 150 razy dalej od swojej gwiazdy macierzystej niż Ziemia od Słońca. W tak dużej odległości prawdopodobnie utworzyły się lody z większą ilością węgla-13, powodując wyższą frakcję tego izotopu w dzisiejszej atmosferze planety. Przypuśćmy, że wzbogacenie w węgiel-13 jest związane z zamrożeniem CO w tworzących planety dyskach protoplanetarnych. W takim przypadku mogłoby to oznaczać, że planety Układu Słonecznego nie zgromadziły dużo lodu bogatego w węgiel-13. Powodem może być fakt, że w Układzie Słonecznym odległość, poza którą CO zaczyna zamarzać z fazy gazowej, znana jako linia śniegu CO, leży poza orbitą Neptuna. Dlatego też lody CO rzadko wchodziły w skład planet Układu Słonecznego, co prowadzi do wyższego stosunku izotopów. Mollière napisał oprogramowanie do analizy danych i przyczynił się do interpretacji wyników.

Sama egzoplaneta, TYC 8998-760-1 b, została odkryta zaledwie dwa lata temu (2019) przez dr. Alexandra Bohna, współautora artykułu.

Ignas Snellen, profesor w Lejdzie, który od lat jest siłą napędową tego tematu, jest przede wszystkim dumny: Oczekuje się, że w przyszłości izotopy jeszcze bardziej pomogą zrozumieć dokładnie jak, gdzie i kiedy tworzą się planety. Ten wynik to dopiero początek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 lipca 2021

Odkryto aktywność w największej komecie, jaką kiedykolwiek znaleziono

Nowo odkryty gość z zewnętrznych krawędzi naszego Układu Słonecznego okazał się być największą znaną kometą w historii. O obiekcie, który nazwano kometą C/2014 UN271 Bernardinelli-Bernstein na cześć jej odkrywców, po raz pierwszy poinformowano w sobotę, 19 czerwca 2021 roku. C/2014 UN271 została znaleziona dzięki ponownemu przetworzeniu zdjęć z czteroletnich danych zebranych w przeglądzie Dark Energy Survey, który był prowadzony przy użyciu 4-metrowego teleskopu Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile w latach 2013-2019. W momencie ogłoszenia nie było żadnych przesłanek by sądzić, że jest to aktywny świat. C/2014 UN271 nadlatywała z zimnych, zewnętrznych krańców Układu Słonecznego, więc potrzebne było szybkie obrazowanie, aby się dowiedzieć, kiedy ten wielki, nowo odkryty świat zacznie pokazywać warkocz kometarny.

Kometa C/2014 UN271 (Bernardinelli-Bernstein), widoczna na syntetycznej kolorowej kompozycji obrazów wykonanej za pomocą 1-metrowego teleskopu LCO. Źródło: LOOK/LCO

Las Cumbres Observatory było w stanie dość szybko określić, czy obiekt stał się aktywną kometą w ciągu trzech lat od momentu, gdy został po raz pierwszy dostrzeżony przez DES. Ponieważ nowy obiekt znajdował się tak daleko na południu i był dość słaby, wiedzieliśmy, że nie będzie wielu innych teleskopów, które mogłyby go zaobserwować – mówi dr Tim Lister, Staff Scientist w Las Cumbres Observatory (LCO). Na szczęście LCO posiada sieć zrobotyzowanych teleskopów na całym świecie, szczególnie na półkuli południowej, i byliśmy w stanie szybko uzyskać obrazy z teleskopów LCO w Afryce Południowej – wyjaśnia Tim Lister.

Obrazy z jednego z 1-metrowych teleskopów LCO, znajdującego się w Południowoafrykańskim Obserwatorium Astronomicznym (SAAO), napłynęły około godziny 21.00 Czasu Pacyficznego Letniego (UTC-7) w poniedziałek 22 czerwca. Astronomowie z Nowej Zelandii jako pierwsi zauważyli nową kometę.

Analiza obrazów z LCO wykazała rozmytą komę wokół obiektu, co wskazuje, że był on aktywny i rzeczywiście był kometą, mimo, że wciąż znajduje się w niezwykłej odległości blisko 3 mld km, czyli ponad dwukrotnie większej niż odległość Saturna od Słońca.

Szacuje się, że kometa ma ponad 100 km średnicy, czyli jest ponad trzykrotnie większa od kolejnego największego znanego nam jądra komety, komety Hale’a-Boppa, która została odkryta w 1995 roku. Nie oczekuje się, że kometa ta stanie się jasna i widoczna nieuzbrojonym okiem: pozostanie obiektem teleskopowym, gdyż jej najbliższa odległość od Słońca nadal będzie poza orbitą Saturna. Ponieważ kometa C/2014 UN271 została odkryta tak daleko, astronomowie będą mieli ponad dekadę na jej zbadanie. Największe zbliżenie do Słońca kometa osiągnie w styczniu 2031 roku.

Tim Lister i inni astronomowie z Projektu LCO Outbursting Objects Key (LOOK) będą więc mieli mnóstwo czasu, aby wykorzystać teleskopy LCO do badania komety C/2014 UN271. Projekt LOOK kontynuuje obserwacje zachowania dużej ilości komet i tego, jak zmienia się ich aktywność w miarę zbliżania się do Słońca. Naukowcy wykorzystują również zdolność szybkiego reagowania LCO, aby uzyskać obserwacje bardzo szybko, gdy kometa wybuchnie.

Obecnie istnieje wiele przeglądów, które monitorują każdej nocy fragmenty nieba. Przeglądy te mogą dostarczać ostrzeżenia, jeżeli któraś z komet nagle zmieni jasność. Wtedy można uruchomić zmotoryzowane teleskopy LCO, aby uzyskać bardziej szczegółowe dane i dłuższe spojrzenie na zmieniającą się kometę, podczas gdy przegląd przeniesie się na inny obszar nieba. Teleskopy LCO pozwalają na uzyskanie obrazów zdarzenia w ciągu zaledwie 15 minut od alarmu. Pozwala to badać wybuchy w komet w miarę ich rozwoju.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:


17 lipca 2021

Odkryto długo poszukiwany energetyczny gorący wiatr z AGN o niskiej jasności

Supermasywne czarne dziury połykają otaczający je gaz. Napływający gaz nazywany jest przepływem akrecyjnym czarnej dziury. W badaniach opublikowanych w Nature Astronomy, zespół naukowców znalazł bezpośredni dowód na istnienie energetycznego gorącego wiatru wystrzelonego z gorącego strumienia akrecyjnego na słabo akreującą supermasywną czarną dziurę, co stanowi krok w kierunku zrozumienia procesów akrecyjnych wokół czarnej dziury.

Wizja artystyczna AGN. Źródło: CAS

W prawie każdej galaktyce znajduje się supermasywna czarna dziura. Gaz wokół czarnej dziury będzie akreował i utworzy dysk akrecyjny. Z dysku akrecyjnego emitowane jest silne promieniowanie, które jest źródłem promieniowania na pierwszym obrazie czarnej dziury uzyskanym w 2019 roku.

W zależności od temperatury gazu, przepływy akrecyjne czarnych dziur dzielą się na dwa rodzaje: zimne i gorące. Badania teoretyczne przeprowadzone przez zespół naukowców w ciągu ostatnich dziesięciu lat przewidywały, że silny wiatr musi istnieć w gorących strumieniach akrecyjnych, które zazwyczaj zasilają aktywne jądra galaktyk (AGN) o niskiej jasności. Według najnowszych symulacji kosmologicznych Illustris-TNG, wiatry te odgrywają kluczową rolę w ewolucji galaktyk. Jednak bezpośrednie dowody obserwacyjne na istnienie takiego wiatru okazały się trudne do uzyskania.

Naukowcy w tym badaniu znaleźli mocne dowody obserwacyjne na energetyczny wypływ z M81*, prototypowej AGN o niskiej jasności rezydującej pobliskiej masywnej galaktyce spiralnej Messier 81, poprzez analizę wysokiej jakości widma rentgenowskiego. Widmo, które ma niezrównaną rozdzielczość i czułość, zostało uchwycone przez Chandra X-ray Observatory w latach 2005-2006, ale do tej pory pozostawało niezbadane pod kątem wiatru.

O wypływie z M81* świadczy para linii emisyjnych Fe XXVI Lyα, które ulegają kwazi-symetrycznemu przesunięciu ku czerwieni i ku fioletowi z prędkością linii widzenia 2800 km/s, oraz wysoki stosunek linii Fe XXVI Lyα do linii Fe XXV Kα, który sugeruje temperaturę plazmy emitującej linie na poziomie 140 mln K.

Aby zinterpretować plazmę o dużej prędkości i wysokiej temperaturze, badacze przeprowadzili symulacje magnetohydrodynamicznego gorącego przepływu akrecyjnego na M81* i stworzyli syntetyczne widmo rentgenowskie wiatru wystrzelonego z gorącego przepływu akrecyjnego, zgodnie z przewidywaniami symulacji numerycznych. Przewidywane linie emisyjne zgadzały się z widmem z Chandry, dostarczając dowodów na istnienie gorącego wiatru. Stwierdzono, że energia tego wiatru jest wystarczająco silna, by wpływać na bliskie otoczenie M81*.

Badanie to ukazało brakujące ogniwo pomiędzy obserwacjami a teorią gorących przepływów akrecyjnych, jak również najnowszymi symulacjami kosmologicznymi ze sprzężeniem zwrotnym AGN.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 lipca 2021

FAST odkrywa nowe odległe pulsary

Radioteleskop sferyczny Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST) odkrył nową grupę silnie namagnesowanych, pulsujących gwiazd neutronowych znajdujących się poza głównym dyskiem Drogi Mlecznej.

Wizja artystyczna pulsara milisekundowego i jego gwiezdnego towarzysza.
Źródło: European Space Agency & Francesco Ferraro (Bologna Astronomical Observatory)

Pulsary są zwartymi pozostałościami po wyewoluowanych gwiazdach, które szybko wirują, świecąc wiązką emisji w kierunku Ziemi niczym latarnie morskie o niewiarygodnie precyzyjnym okresie. Możemy użyć tych kosmicznych zegarów do badania galaktyki wokół nas, wykorzystując ich precyzyjne czasy, aby dowiedzieć się więcej o ewolucji gwiazd, ich środowisku, ośrodku międzygwiazdowym i nie tylko.

Ale pulsary istnieją również poza stosunkowo bliskim dyskiem Drogi Mlecznej! Szczególnie interesującym miejscem do ich poszukiwania jest wnętrze gromad kulistych, które orbitują wokół naszej Galaktyki.

Pulsary w gromadach kulistych są często dość egzotyczne. Wśród tych, które wykryli naukowcy w gromadach kulistych znajdują się jedne z najszybciej wirujących, zaćmieniowe układy podwójne, układy potrójne oraz pulsary na ekscentrycznych orbitach ze swoimi towarzyszami. Identyfikując więcej obiektów z tej gamy interesujących obiektów, możemy dowiedzieć się o szerokim zakresie efektów ewolucji gwiazd w starych gromadach.

Wyzwanie? Pulsary w gromadach kulistych są bardzo odległe i często bardzo słabe. Naukowcy potrzebują dużych i czułych przeglądów radiowych, aby polować na te tajemnicze ciała – i tu właśnie wkracza FAST.

Olbrzymi teleskop na polowaniu
FAST, olbrzymi teleskop wkomponowany w krajobraz w południowo-zachodnich Chinach, rozpoczął swoje badanie pulsarów w gromadach kulistych w 2018 roku. Od tego czasu teleskop ten poszukuje oznak słabych, pulsujących gwiazd neutronowych w obrębie gromad kulistych Drogi Mlecznej.

W nowym badaniu zespół naukowców przedstawia najnowsze wyniki tego przeglądu, które obejmują:

  • odkrycie 24 nowych pulsarów w 15 gromadach kulistych, co podwaja liczbę pulsarów znanych z gromad kulistych na niebie FAST;
  • pierwsze w historii detekcje pulsarów w gromadach kulistych M2, M10 i M14;
  • odkrycie kilku nowych pulsarów typu „czarna wdowa” i „czerwony grzbiet” – układów podwójnych, w których gwiazda o bardzo niskiej masie krąży blisko pulsara milisekundowego, a pulsar stopniowo konsumuje swojego towarzysza;
  • dodatkowe pomiary wcześniej odkrytych pulsarów.

Nowe odkrycia z tych gromad kulistych to przede wszystkim pulsary w układach podwójnych – prawdopodobnie ze względu na niski wskaźnik spotkań w tych gromadach, co pozwoliłoby układom podwójnym przetrwać dłużej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 lipca 2021

Para podkarzeł-biały karzeł, w której dojdzie do wybuchu supernowej typu Ia

Astronomowie dokonali rzadkiej obserwacji pary gwiazd, które zmierzają ku swemu przeznaczeniu, dostrzegając charakterystyczne oznaki gwiazdy w kształcie łzy.

Wizja artystyczna układu HD265435. Źródło: University of Warwick/Mark Garlick

Taki kształt spowodowany jest przez masywnego, pobliskiego białego karła, który zniekształca gwiazdę swoją intensywną grawitacją, co będzie również katalizatorem dla ewentualnej supernowej, która pochłonie obie gwiazdy. Odkrycie dokonane przez międzynarodowy zespół astronomów i astrofizyków jest jednym z niewielu odkrytych układów gwiazdowych, w których pewnego dnia dojdzie do zapłonu jądra białego karła.

Nowe badania opublikowane 12 lipca 2021 r. w Nature Astronomy potwierdzają, że obie gwiazdy są we wczesnej fazie okrążania się po spirali, która prawdopodobnie zakończy się supernową typu Ia, czyli taką, która pomaga astronomom określić, jak szybko rozszerza się Wszechświat.

Układ HD265435 znajduje się w odległości około 1500 lat świetlnych od nas i składa się z gorącego podkarła i białego karła, które okrążają się w tempie około 100 minut. Białe karły to „martwe” gwiazdy, które wypaliły całe swoje paliwo i zapadły się w sobie, co czyni je małymi, ale niezwykle gęstymi obiektami.

Uważa się, że supernowa typu Ia powstaje w momencie ponownego zapłonu jądra białego karła, co prowadzi do wybuchu termojądrowego. Istnieją dwa scenariusze, w których może do tego dojść. W pierwszym z nich, biały karzeł zyskuje masę wystarczającą do osiągnięcia 1,4 masy naszego Słońca, znanej jako granica Chandrasekhara. HD265435 wpisuje się w drugi scenariusz, w którym całkowita masa bliskiego układu gwiazd złożonego z wielu gwiazd jest bliska lub wyższa od tej granicy. Odkryto tylko kilka innych układów gwiazd, które osiągną ten próg i spowodują powstanie supernowej typu Ia.

Główna autorka artykułu, Ingrid Pelisoli z Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Warwick, wyjaśnia: Nie wiemy dokładnie, jak te supernowe wybuchają, ale wiemy, że musi się to wydarzyć, ponieważ widzimy to w innych miejscach we Wszechświecie. Jeden sposób jest taki, że biały karzeł gromadzi wystarczającą ilość masy od gorącego podkarła, więc gdy oba te obiekty będą krążyć wokół siebie i zbliżać się do siebie, materia zacznie uciekać z gorącego podkarła i opadać na białego karła. Inna możliwość jest taka, że ponieważ tracą one energię na emisję fal grawitacyjnych, będą się do siebie zbliżać, aż w końcu się połączą. Gdy biały karzeł zyska wystarczającą masę w wyniku którejkolwiek z tych metod, wybuchnie supernowa.

Korzystając z danych uzyskanych z satelity Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), zespół był w stanie zaobserwować gorącego podkarła, ale nie białego karła, ponieważ gorący podkarzeł jest znacznie jaśniejszy. Jednak jasność ta zmienia się w czasie, co sugeruje, że gwiazda została zniekształcona w formę łezki przez pobliski masywny obiekt. Wykorzystując pomiary prędkości radialnych i rotacyjnych wykonanych w Obserwatoriach Palomar i Kecka, a także modelując wpływ masywnego obiektu na gorącego podkarła, astronomowie mogli powiedzieć, że ukryty biały karzeł jest tak samo ciężki jak nasze Słońce, ale tylko nieznacznie mniejszy niż Ziemia.

W połączeniu z masą gorącego podkarła, która jest nieco ponad 0,6 razy większa od masy Słońca, obie gwiazdy mają masę potrzebną do wywołania supernowej typu Ia. Ponieważ obie gwiazdy są już na tyle blisko siebie, że zaczynają się do siebie zbliżać po spirali, biały karzeł nieuchronnie stanie się supernową za około 70 mln lat. Modele teoretyczne stworzone specjalnie na potrzeby tego badania przewidują, że gorący podkarzeł skurczy się i stanie się białym karłem, zanim połączy się ze swoim towarzyszem.

Supernowe typu Ia są ważne dla kosmologii jako „świece standardowe”. Ich jasność jest stała i należy do określonego typu promieniowania, co oznacza, że astronomowie mogą porównać jasność, jaką powinny mieć z tym, co obserwujemy z Ziemi, i na jej podstawie z dużą dokładnością określić ich odległość. Obserwując supernowe w odległych galaktykach, astronomowie łączą to, co wiedzą o tempie ruchu galaktyki z naszą odległością od supernowej i obliczają ekspansję Wszechświata.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 lipca 2021

Sonda TESS odkrywa gwiezdne rodzeństwo posiadające „nastoletnie” egzoplanety

Dzięki danym z satelity TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), międzynarodowy zespół astronomów zidentyfikował cztery egzoplanety, światy poza naszym Układem Słonecznym, krążące wokół pary powiązanych ze sobą młodych gwiazd TOI 2076 i TOI 1807.

Wizja artystyczna „świata lawy” krążącego wokół gwiazdy TOI 1807. Źródło: Chris Smith, NASA.

Te światy mogą dać naukowcom spojrzenie w mało zrozumiały etap ewolucji planetarnej.

Planety w obu układach są w fazie przejściowej swego cyklu życia – powiedziała Christina Hedges, astronom z Bay Area Environmental Research Institute w Moffett Field i NASA's Ames Research Center w Dolinie Krzemowej, obydwa w Kalifornii. Nie są noworodkami, ale nie są też ukształtowane. Dowiedzenie się więcej o planetach w tym nastoletnim stadium ostatecznie pomoże nam zrozumieć starsze planety w innych układach.

Artykuł opisujący te odkrycia przez Hedges został opublikowany w The Astronomical Journal.

TOI 2076 i TOI 1807 znajdują się w odległości ponad 130 lat świetlnych, a odległość między nimi wynosi około 30 lat świetlnych, znajdują się w północnych gwiazdozbiorach Wolarza i Psów Gończych. Obie są gwiazdami typu K, karłami bardziej pomarańczowymi niż nasze Słońce, i mają około 200 mln lat, czyli mniej niż 5% wieku Słońca. W 2017 roku, wykorzystując dane sondy kosmicznej Gaia, naukowcy wykazali, że gwiazdy podróżują przez przestrzeń w tym samym kierunku.

Astronomowie uważają, że gwiazdy są zbyt odległe od siebie, by się wzajemnie okrążać, ale ich wspólny ruch sugeruje, że są ze sobą powiązane i narodziły się z tego samego obłoku gazu.

Zarówno TOI 2076 jak i TOI 1807 doświadczają rozbłysków gwiazdowych, które są znacznie bardziej energetyczne i występują znacznie częściej niż te produkowane przez nasze Słońce.

Gwiazdy produkują być może 10 razy więcej promieniowania UV niż będą produkować, gdy osiągną wiek Słońca. Ponieważ Słońce mogło być w pewnym momencie równie aktywne, te dwa układy mogą nam dać możliwość spojrzenia na wczesne warunki panujące w Układzie Słonecznym – powiedział współautor George Zhou, astrofizyk z University of Southern Queensland w Australii.

TESS monitoruje duże połacie nieba prawie miesiąc za jednym razem. Tak duży czas obserwacji pozwala satelicie na znalezienie egzoplanet poprzez pomiar małych spadków jasności gwiazd, spowodowanych przejściem planety przed gwiazdą.

Alex Hughes początkowo zwrócił uwagę astronomów na TOI 2076 po tym, jak zauważył tranzyt w danych TESS podczas pracy nad projektem licencjackim. Zespół Hedges ostatecznie odkrył trzy mini-Neptuny, światy o średnicy pomiędzy średnicą Ziemi i Neptuna, krążące wokół gwiazdy. Najbardziej wewnętrzna planeta, TOI 2076 b jest około trzy razy większa od Ziemi i okrąża swoją gwiazdę co 10 dni. Zewnętrzne światy TOI 2076 c i d są nieco ponad cztery razy większe od Ziemi, a ich orbity przekraczają 17 dni.

TOI 1807 posiada tylko jedną planetę, TOI 1807 b, która jest około dwa razy większa od Ziemi i okrąża gwiazdę w zaledwie 13 godzin. Egzoplanety z tak krótkimi orbitami są rzadkością. TOI 1807 b jest najmłodszym odkrytym do tej pory przykładem jednej z tak zwanych planet o ultrakrótkim okresie.

Naukowcy pracują obecnie nad zmierzeniem mas planet, ale zakłócenia pochodzące od nadpobudliwych młodych gwiazd mogą sprawić, że będzie to trudne.

Zgodnie z modelami teoretycznymi, planety początkowo mają grube atmosfery, które pozostały po ich uformowaniu się w dyskach gazu i pyłu wokół młodych gwiazd. W niektórych przypadkach planety tracą swoje pierwotne atmosfery na skutek promieniowania gwiazdowego, pozostawiając po sobie skaliste jądra. Niektóre z tych światów rozwijają wtórne atmosfery w wyniku procesów planetarnych, takich jak aktywność wulkaniczna.

Wiek układów TOI 2076 i TOI 1807 sugeruje, że ich planety mogą znajdować się gdzieś w środku ewolucji atmosfer. TOI 2076 b otrzymuje 400 razy więcej promieniowania UV od swojej gwiazdy niż Ziemia od Słońca – a TOI 1807 b otrzymuje około 22 000 razy więcej tego promieniowania.

Jeżeli naukowcom uda się określić masy planet, informacje te pomogą im określić, czy misje takie, jak Kosmiczny Teleskop Hubble’a i przyszły Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba mogą badać atmosfery planet – jeśli te je posiadają.

Zespół badaczy jest szczególnie zainteresowany TOI 1807 b, ponieważ jest to planeta o bardzo krótkim okresie orbitalnym. Modele sugerują, że światom powinno być trudno uformować się tak blisko swoich gwiazd, ale mogą uformować się dalej, a następnie migrować do środka. Ponieważ TOI 1807 b musiałaby uformować się i migrować w ciągu zaledwie 200 mln lat, pomoże naukowcom lepiej zrozumieć cykle życia tego typu planet. Jeżeli planeta nie ma bardzo gęstej atmosfery, a jej masa to głównie skały, bliskość gwiazdy może oznaczać, że jej powierzchnia jest pokryta oceanami lub jeziorami roztopionej lawy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 lipca 2021

Wybuchy supernowych w dyskach akrecyjnych aktywnych galaktyk

Supernowe typu Ia to eksplodujące białe karły o masie zbliżonej do masy Chandrasekhara. Z tego powodu wybuchy supernowych typu Ia mają prawie uniwersale właściwości i są doskonałym narzędziem do oszacowania odległości do wybuchu, jak kosmiczna drabina odległości. Zapadające się masywne gwiazdy tworzą inny rodzaj supernowych (typu II) o bardziej zmiennych właściwościach, ale o porównywalnych jasnościach szczytowych.

Wizja artysty Jamesa Josephidesa, Swinburne University of Technology.

Jak dotąd, najjaśniejsze zdarzenia zachodzą w supernowych z zapadniętym jądrem w środowisku gazowym, gdy ośrodek okołogwiazdowy w pobliżu wybuchu przekształca energię kinetyczną w promieniowanie i w ten sposób zwiększa jasność. Źródłem materii okołogwiazdowej jest zwykle wiatr gwiazdowy pochodzący z zewnętrznych warstw masywnej gwiazdy, które zostały wyrzucone przed wybuchem.

Naturalnym pytaniem jest, jak będą wyglądały supernowe typu Ia w gęstym środowisku gazowym? I jakie jest pochodzenie ośrodka okołogwiazdowego w tym przypadku? Czy będą one również bardziej świecące niż ich standardowe rodzeństwo? Aby odpowiedzieć na to pytanie, międzynarodowy zespół naukowców badał wybuchy w gęstych dyskach akrecyjnych wokół centralnych regionów aktywnych jąder galaktyk. Skonstruowali oni model analityczny, który wyznacza szczytową jasność i krzywą blasku dla różnych warunków początkowych, takich jak własności dysku akrecyjnego, masa supermasywnej czarnej dziury, oraz położenie i wewnętrzne własności wybuchu (np. energia początkowa, masa wyrzutu). W modelu wykorzystano również zestawy najnowocześniejszych symulacji hydrodynamicznych promieniowania.

Eksplozja generuje falę uderzeniową w ośrodku okołogwiazdowym, która stopniowo rozchodzi się na zewnątrz. W końcu fala uderzeniowa osiąga powłokę, która jest wystarczająco cienka optycznie, aby fotony mogły się z niej „wyrwać”. Położenie tej powłoki i czas trwania dyfuzji fotonów określają własności krzywej blasku.

Jeżeli ilość ośrodka okołogwiazdowego jest znacznie mniejsza niż masa wyrzucanej materii, krzywe blasku wyglądają bardzo podobnie do supernowych typu Ia. I odwrotnie, bardzo masywna materia okołogwiazdowa może zdławić wybuch i nie będzie on widoczny. Punkt krytyczny leży gdzieś pomiędzy, gdzie masa wyrzutu jest mniej więcej porównywalna z ilością materii okołogwiazdowej. W tym drugim przypadku, szczytowa jasność jest 100 razy większa niż w przypadku standardowych supernowych typu Ia, co czyni ją jedną z najjaśniejszych supernowych, jakie kiedykolwiek powstały.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 lipca 2021

Fizycy po raz pierwszy potwierdzają obserwacyjnie twierdzenie Hawkinga o czarnych dziurach

Badanie dostarcza dowodów opartych na falach grawitacyjnych, które pokazują, że całkowita powierzchnia horyzontu zdarzeń czarnej dziury nigdy nie może się zmniejszyć.

Symulacja komputerowa pokazująca zderzenie się dwóch czarnych dziur, które wytworzyły sygnał fal grawitacyjnych GW150914. Źródło: Projekt Simulating eXtreme Spacetimes (SXS). Dzięki uprzejmości LIGO.

Istnieją pewne zasady, których muszą przestrzegać nawet najbardziej ekstremalne obiekty we Wszechświecie. Główne prawo dotyczące czarnych dziur przewiduje, że obszar ich horyzontów zdarzeń – granica, spoza której nic nie może uciec – nigdy nie powinien się kurczyć. To prawo jest twierdzeniem Hawkinga o powierzchni, nazwanym na cześć fizyka Stephena Hawkinga, który wprowadził to twierdzenie w 1971 roku.

Pięćdziesiąt lat później fizycy z MIT i innych ośrodków po raz pierwszy potwierdzili to twierdzenie, wykorzystując obserwacje fal grawitacyjnych. Ich wyniki ukazały się 1 lipca 2021 r. w Physical Review Letters.

W pracy badacze przyglądają się bliżej GW150914, pierwszemu sygnałowi fal grawitacyjnych wykrytemu przez Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO), w 2015 roku. Sygnał ten był produktem dwóch czarnych dziur okrążających się po spirali, które wytworzyły nową czarną dziurę, wraz z ogromną ilością energii zakrzywiającej czasoprzestrzeń w postaci fal grawitacyjnych.

Jeżeli twierdzenie Hawkinga o powierzchni jest prawdziwe, to powierzchnia horyzontu zdarzeń nowej czarnej dziury nie powinna być mniejsza niż całkowita powierzchnia horyzontu jej macierzystych czarnych dziur. W nowym badaniu fizycy ponownie przeanalizowali sygnał z GW150914 przed i po kosmicznej kolizji i stwierdzili, że rzeczywiście całkowity obszar horyzontu zdarzeń nie zmniejszył się po fuzji – wynik ten podają z 95% pewnością.

Ich odkrycia stanowią pierwsze bezpośrednie obserwacyjne potwierdzenie twierdzenia Hawkinga o powierzchni, które zostało udowodnione matematycznie, ale do tej pory nie zostało zaobserwowane w przyrodzie. Zespół planuje zbadać przyszłe sygnały fal grawitacyjnych, aby sprawdzić, czy mogą one jeszcze bardziej potwierdzić twierdzenie Hawkinga lub być oznaką nowej, naginającej prawa fizyki.

Wieki spostrzeżeń
W 1971 roku Stephen Hawking zaproponował teorię o powierzchni, która zapoczątkowała serię fundamentalnych spostrzeżeń na temat mechaniki czarnych dziur. Twierdzenie to przewiduje, że całkowita powierzchnia horyzontu zdarzeń czarnej dziury – i wszystkich czarnych dziur we Wszechświecie – nigdy nie powinna się zmniejszyć. Stwierdzenie to było dziwną paralelą do drugiej zasady termodynamiki, która mówi, że entropia, czyli stopień nieuporządkowania w obiekcie nigdy nie powinien się zmniejszać.

Podobieństwo między tymi dwiema teoriami sugeruje, że czarne dziury mogą zachowywać się jak obiekty termiczne, emitujące ciepło – co jest mylące, ponieważ uważano, że czarne dziury z samej swojej natury nigdy nie pozwalają energii uciec ani promieniować. Hawking ostatecznie połączył te dwie koncepcje w 1974 roku, pokazując, że czarne dziury mogą mieć entropię i emitować promieniowanie w bardzo długich skalach czasowych, jeżeli uwzględni się ich efekty kwantowe. Zjawisko to zostało nazwane „promieniowaniem Hawkinga” i pozostaje jednym z najbardziej fundamentalnych odkryć dotyczących czarnych dziur.

Hawking, dowiedziawszy się o wynikach, skontaktował się ze współzałożycielem LIGO Kipem Thorne’em, profesorem fizyki teoretycznej Feynmana w Caltech. Zapytał: czy detekcja mogłaby potwierdzić twierdzenie o powierzchni?

W tamtym czasie naukowcy nie mieli możliwości wydobycia niezbędnych informacji z sygnału przed i po fuzji, aby stwierdzić, czy powierzchnia ostatecznego horyzontu zdarzeń nie zmniejszyła się, jak zakłada to twierdzenie Hawkinga. Dopiero kilka lat później, po opracowaniu techniki przez Maximiliano Isi, głównego autora pracy, i jego kolegów, sprawdzenie prawa powierzchni stało się możliwe.

Przed i po
W 2019 roku Isi i jego koledzy opracowali technikę wyodrębniania pogłosów bezpośrednio po szczycie GW150914 – momencie, w którym dwie macierzyste czarne dziury zlały się, tworząc nową czarną dziurę. Zespół wykorzystał tę technikę do wyodrębnienia określonych częstotliwości lub tonów hałaśliwego następstwa, które mogli wykorzystać do obliczenia masy i spinu ostatecznej czarnej dziury.

Masa i spin są bezpośrednio związane z powierzchnią jej horyzontu zdarzeń i Thorne zwrócił się do nich z pytaniem: czy mogliby użyć tej samej techniki do porównania sygnału przed i po fuzji i potwierdzić twierdzenie?

Naukowcy podjęli wyzwanie i ponownie podzielili sygnał GW150914 w jego szczytowym punkcie. Opracowali model do analizy sygnału przed szczytem, odpowiadającego dwóm czarnym dziurom okrążającym się po spirali, oraz do określenia masy i spinu obu czarnych dziur przed ich połączeniem. Na podstawie tych szacunków obliczyli ich całkowite powierzchnie horyzontów zdarzeń – około 250 000 km kwadratowych.

Następnie wykorzystali swoją poprzednią technikę, aby wyodrębnić pogłosy nowo powstałej czarnej dziury, na podstawie których obliczyli jej masę i spin, a ostatecznie powierzchnię horyzontu zdarzeń, która okazała się być równa 367 000 km kwadratowym. Jak widać, jest większa a nie mniejsza.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Astronomowie mapują ziarna pyłu międzygwiazdowego w Drodze Mlecznej

Pomiędzy gwiazdami w naszej Drodze Mlecznej unoszą się bez celu ogromne ilości maleńkich ziarenek pyłu. Tworzą one budulec nowych gwiazd i planet. Wciąż jednak nie wiadomo, jakie dokładnie są do wykorzystania pierwiastki, aby powstały planety takie jak Ziemia. Zespół badawczy z SRON kierowany przez Elisę Costantini porównał obserwacje z teleskopów rentgenowskich z danymi z urządzeń synchrotronowych, aby stworzyć mapę ziaren międzygwiezdnych w Drodze Mlecznej.

Ziarna pyłu międzygwiazdowego. Źródło: SRON

Gdyby nasza Galaktyka skurczyła się do tego stopnia, że gwiazdy miałyby wielkość kulek, między każdą z nich nadal byłoby około tysiąca kilometrów. Można więc śmiało powiedzieć, że galaktyki składają się głównie z pustej przestrzeni. Przestrzeń ta nie jest jednak tak pusta, jak mogłoby się wydawać. Wypełnia ją tak zwany ośrodek międzygwiazdowy. W większości składa się on z gazu, ale około 1% jest w postaci maleńkich ziarenek o wielkości około 0,1 mikrona – 1/1000 szerokości ludzkiego włosa.

Ziarna te powstają podczas cyklu życia gwiazd. Gwiazdy i planety wokół niej powstają z zapadającego się obłoku gazu i pyłu. Kiedy gwiazda ewoluuje pod koniec swojego życia, zaczyna wyrzucać część swojej masy do otaczającego ją ośrodka, tworząc nowy materiał do formowania pyłu. Jeżeli gwiazda skończy swoje życie eksplozją supernowej, wzbogaci środowisko o jeszcze więcej gazu i pyłu. To z kolei w końcu będzie stanowiło nowy budulec dla gwiazd i planet. Jak powiedział Carl Sagan: jesteśmy stworzeni z gwiezdnego pyłu. Ale to, jakie dokładnie pierwiastki są dostępne w ośrodku międzygwiazdowym, aby uformować planety takie jak Ziemia, wciąż nie jest jasne.

Grupa badawcza zajmująca się pyłem międzygwiazdowym zbadała te ziarna, wykorzystując promieniowanie rentgenowskie. Po raz pierwszy udało im się zbadać właściwości pyłu w centralnych regionach Galaktyki i odkryli, że ziarna te konsekwentnie są zbudowane ze szklistego krzemianu: oliwinu, który jest związkiem magnezu, żelaza, krzemu i tlenu. Oddziaływanie z promieniowaniem gwiazdowym i kosmicznym stopiło te ziarna tworząc małe, szkliste, nieregularne kule. Przechodząc dalej, do bardziej odległych regionów z dala od centrum Galaktyki, zespół znalazł wskazówki na obecność większej różnorodności w składzie pyłu. Może to prowadzić do powstawania zróżnicowanych układów planetarnych. Może się okazać nawet, że nasz układ planetarny jest raczej wyjątkiem niż normą.

Costantini: Nasz Układ Słoneczny powstał w zewnętrznych rejonach Galaktyki i jest wynikiem złożonej sekwencji zdarzeń, w tym pobliskich wybuchów supernowych. Pozostaje otwartą kwestią, jakie jest właściwe środowisko do tworzenia się układów planetarnych, i które z tych zdarzeń są niezbędne do uformowania się planety, na której może rozkwitnąć życie.

Aby dojść do swoich wniosków, Costantini i jej grupa porównali obserwacje z teleskopów rentgenowskich i urządzeń synchrotronowych. Tych ostatnich użyli, aby scharakteryzować własności, jakie w promieniowaniu rentgenowskim wytwarzają odpowiedniki pyłu międzygwiazdowego, takie jak krzemiany, tlenki i siarczany. Następnie porównali je z danymi astronomicznymi, aby znaleźć najlepsze dopasowanie. Obserwacja kilku linii widzenia pozwoliła im na zbadanie różnych środowisk Drogi Mlecznej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 lipca 2021

Obserwacja „Przypadku”, enigmatycznego brązowego karła

Ludzką naturą jest kategoryzowanie rzeczy, które obserwujemy we Wszechświecie. Ale co się dzieje, gdy coś nie pasuje do ustalonych przez nas kategorii? Nowe badania pokazują jeden z takich obiektów: szczególnie kłopotliwego brązowego karła.

Wizja artystyczna brązowego karła typu Y. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Ukryta populacja
Brązowe karły – obiekty podgwiazdowe, które nie są wystarczająco masywne, aby w ich jądrach zachodziła fuzja wodoru – to intrygująca populacja. Nie do końca gwiazdy i nie do końca planety, obiekty te zajmują przestrzeń pomiędzy, która jest warta dalszych badań.

Jednak najzimniejsze brązowe karły – należące do typu widmowego Y i posiadające temperaturę efektywną poniżej ~450 K – stanowią trudną do zbadania populację! Te chłodne obiekty nie emitują zbyt wiele światła, a to, co wypromieniowują, koncentruje się w podczerwieni w zakresie 5 μm. Z tego powodu obiekty te są trudne do obserwacji z Ziemi, więc naukowcy polegają na misjach kosmicznych, aby odkryć słabe światło tych obiektów.

Przypadkowe znalezisko
Do tej pory naukowcom udało się wykryć około 50 takich zimnych karłów typu Y. Żeby je lepiej sklasyfikować, nanoszą je na wykres kolor-kolor i kolor-magnitudo, by porównać ich jasności przy różnych długościach fal. Ale jedno z ostatnich odkryć nie zachowuje się tak, jak oczekiwano.

WISE 1534–1043, zwany „Przypadek”, gdy został odnaleziony w polu obrazowanym przez Wide-field Infrared Survey Explorer, był samotnym brązowym karłem pędzącym po niebie. Artykuł kierowany przez J. Davy'ego Kirkpatricka (Caltech) przedstawia nowe, kolejne obserwacje tego zagadkowego obiektu zebrane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Obserwatorium Kecka na Hawajach.

Przeciwstawianie się kategoryzacji
Nowe obserwacje wskazują na położenie WISE 1534–1043 zaledwie ~50 lat świetlnych od nas – i potwierdzają jego dziwne właściwości obserwacyjne. Patrząc na wykresy kolor-kolor i kolor-magnitudo, jasne jest, że WISE 1534–1043 leży w ćwiartce całkiem sam.

Pomiary jasności absolutnej Przypadku na różnych długościach fali są zgodne z najzimniejszymi znanymi brązowymi karłami typu Y. Jednak jego barwy względne oraz magnitudo całkowicie wykraczają poza zakres znanych brązowych karłów.

Wykresy: Wykres kolor-kolor (z lewej) i kolor-magnitudo (z prawej) badające własności fotometryczne WISE 1534–1043 (czerwone punkty danych, wykreślone przy użyciu dwóch różnych modeli) pokazują, że jego zachowanie jest wyjątkowe wśród znanych, pobliskich, zimnych brązowych karłów. Zaadaptowane z Kirkpatrick i inni 2021.

Opcje tożsamości
Jakie może być wyjaśnienie tych enigmatycznych właściwości? Kirkpatrick i jego współpracownicy wykorzystują swoje obserwacje do rozważenia czterech możliwych tożsamości Przypadku:

  1. Wyjątkowo niskometaliczny, stary, zimny brązowy karzeł;
  2. Niezwykle małomasywny, z niską grawitacją, młody brązowy karzeł;
  3. Wyrzucona egzoplaneta;
  4. Ultrazimna pozostałość po gwieździe (jak biały karzeł lub egzotyczne, rozszczepione jądro gwiazdy).

Autorzy stwierdzili, że najbardziej prawdopodobna jest pierwsza z tych opcji. Jeżeli WISE 1534–1043 jest stara i ma wyjątkowo niską metaliczność, to zewnętrzne warstwy jej atmosfery miałyby zmniejszoną nieprzezroczystość, co pozwoliłoby naukowcom zajrzeć głębiej i potencjalnie wyjaśniałoby niezwykłe własności fotometryczne. Może to oznaczać, że Przypadek reprezentuje pierwszą znaną grupę podkarłów typu Y – zupełnie nową kategorię gwiazd.

Być może przyszłe obserwacje z wykorzystaniem Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba pozwolą na rozwikłanie zagadki Przypadku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Kepler odkrywa populację planet swobodnych

Naukowcy odkryli interesujące dowody na istnienie tajemniczej populacji „swobodnie płynących” planet – planet, które mogą być samotne w głębokiej przestrzeni kosmicznej, niezwiązane z żadną gwiazdą. Wyniki badań, opublikowane niedawno w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, obejmują cztery nowe odkrycia, które pasują do planet o masach podobnych do Ziemi. W badaniach brał udział również dr Radosław Poleski z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego.

Wizja artystyczna planety swobodnej. Źródło: A. Stelter/Wikimedia Commons

W badaniach, prowadzonych przez Iaina McDonalda z University of Manchester w Wielkiej Brytanii, wykorzystano dane uzyskane w 2016 roku podczas fazy misji K2 należącego do NASA Kosmicznego Teleskopu Keplera. Podczas tej dwumiesięcznej kampanii Kepler co 30 minut monitorował zatłoczone pole milionów gwiazd w pobliżu centrum naszej Galaktyki w celu znalezienia rzadkich zdarzeń mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Zespół badawczy znalazł 27 krótkotrwałych sygnałów mikrosoczewkowanie, których czas trwania wahał się od godziny do 10 dni. Wiele z nich było już wcześniej widzianych w danych uzyskanych jednocześnie z programów naziemnych obserwacji OGLE i KMTNet. Jednak cztery najkrótsze zdarzenia są nowymi detekcjami, które są pasują do planet o masach podobnych do Ziemi.

Te nowe zdarzenia nie wykazują towarzyszącego im dłuższego sygnału, którego można by oczekiwać od gwiazdy macierzystej, co sugeruje, że mogą to być planety swobodne. Takie planety mogły pierwotnie uformować się wokół gwiazdy macierzystej, a potem zostać wyrzucone przez grawitacyjne przyciąganie innych, cięższych planet w układzie.

Przewidziane 85 lat temu przez Alberta Einsteina jako konsekwencja jego ogólnej teorii względności, mikrosoczewkowanie opisuje, jak światło gwiazdy tła może być tymczasowo wzmocnione przez obecność innych gwiazd na pierwszym planie. Powoduje to krótki wzrost jasności, który może trwać od kilku godzin do kilku dni. Mniej więcej jedna na milion gwiazd w naszej Galaktyce jest w danym momencie dotknięta mikrosoczewkowaniem, ale tylko kilka procent z nich może być wywołanych obecnością planet.

Kepler nie został zaprojektowany do poszukiwania planet metodą mikrosoczewkowania, ani do badania niezwykle gęstych obszarów gwiazd w wewnętrznej części Galaktyki. Oznacza to, że trzeba było opracować nowe techniki redukcji danych, aby szukać sygnałów w zbiorze danych Keplera.

Dr Iain zauważa: Takie sygnały są niezwykle trudne do znalezienia. Skierowaliśmy starszawy i niedomagający teleskop z nieostrym wzrokiem na jedną z najgęściej zatłoczonych części nieba, gdzie są już tysiące gwiazd zmieniających swoją jasność oraz tysiące asteroid, które przemykają przez nasze pole widzenia. Z tej kakofonii próbujemy wyłonić drobne, charakterystyczne pojaśnienia wywoływane przez planety, a mamy tylko jedną szansę na dostrzeżenie sygnału, zanim ten zniknie. To tak, jakbyśmy próbowali wyłowić świetlika wśród świateł samochodów na autostradzie, używając do tego jedynie aparatu w smartfonie.

Dr Radosław Poleski obecnie uczestniczy w planowaniu obserwacji mikrosoczewkowych, które będzie wykonywał Kosmiczny Teleskop Nancy Grace Roman, budowany przez agencję kosmiczną NASA. Ten teleskop będzie przełomem w badaniach planet swobodnych, ponieważ pozwoli nam wykrywać obiekty o dużo mniejszych masach niż jest to możliwe teraz. Mam nadzieję, że razem z teleskopem Roman obserwacje będzie prowadził także satelita Euclid przygotowywany przez Europejską Agencję Kosmiczną. Połączenie ich możliwości obserwacyjnych pozwoliłoby na bezpośrednie zmierzenie mas wielu planet swobodnych, a tym samym lepsze zrozumienie właściwości tych niezwykłych obiektów – wyjaśnia dr Poleski.

OGLE z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego – pod kierunkiem prof. Andrzeja Udalskiego – bada zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego od prawie 30 lat, wykorzystując teleskop w obserwatorium Las Campanas w Chile. Na podstawie zebranych danych grupa OGLE już kilka lat temu przedstawiła jedną z pierwszych analiz częstości występowania planet swobodnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

Korzystając z danych z instrumentu MUSE , naukowcom z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) udało się wykryć niezwykle słabe mgła...