28 lutego 2021

Nowe badania sugerują, że supermasywne czarne dziury mogą powstawać z ciemnej materii

W niedawnych badaniach teoretycznych zaproponowano nowy mechanizm tworzenia się supermasywnych czarnych dziur z ciemnej materii


Międzynarodowy zespół odkrył, że zamiast konwencjonalnych scenariuszy formowania się z udziałem „normalnej” materii, supermasywne czarne dziury mogą powstawać bezpośrednio z ciemnej materii w regionach o dużej gęstości w centrach galaktyk. Wynik ma kluczowe implikacje dla kosmologii we wczesnym Wszechświecie i został opublikowany w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

To, w jaki sposób początkowo powstały supermasywne czarne dziury, jest jednym z największych problemów współczesnych badań nad ewolucją galaktyk. Supermasywne czarne dziury zaobserwowano, gdy Wszechświat miał 800 milionów lat, a sposób, w jaki mogły one rosnąć tak szybko, pozostaje niewyjaśniony.

Standardowe modele formowania się obejmują normalną materię barionową – atomy i pierwiastki tworzące gwiazdy, planety i wszystkie widoczne obiekty – zapadającą się pod wpływem grawitacji, tworzącą czarne dziury, które następnie z czasem rosną. Jednak nowa praca bada potencjalne istnienie stabilnych jąder galaktycznych zbudowanych z ciemnej materii i otoczonych przez rozrzedzone halo ciemnej materii, odkrywając, że centra tych struktur mogą stać się tak skoncentrowane, że po osiągnięciu krytycznego progu również mogą się zapaść w supermasywne czarne dziury.

Zgodnie z modelem mogłoby to nastąpić znacznie szybciej niż w innych proponowanych mechanizmach formowania się supermasywnych czarnych dziur i pozwoliłoby supermasywnym czarnym dziurom uformować się przed galaktykami we wczesnym Wszechświecie, które, wbrew obecnemu stanowi wiedzy zamieszkują.

Inną intrygującą konsekwencją nowego modelu jest to, że masa krytyczna do zapadnięcia się w czarną dziurę może nie zostać osiągnięta dla mniejszych halo ciemnej materii, na przykład tych otaczających niektóre galaktyki karłowate. Autorzy sugerują, że może to pozostawić mniejsze galaktyki karłowate z centralnym jądrem ciemnej materii zamiast oczekiwanej czarnej dziury. Takie jądro ciemnej materii mogłoby nadal naśladować grawitacyjne sygnatury konwencjonalnej centralnej czarnej dziury, podczas gdy zewnętrzne halo ciemnej materii mogłoby również wyjaśnić obserwowane krzywe rotacji galaktyk

Autorzy mają nadzieję, że dalsze badania rzucą więcej światła na powstawanie supermasywnych czarnych dziur w najwcześniejszych dniach Wszechświata, a także na zbadanie, czy jądra nieaktywnych galaktyk, w tym nasza Droga Mleczna mogą być gospodarzami tych gęstych jąder ciemnej materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 lutego 2021

Odkryto największą znaną gromadę galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Badanie, prowadzone przez naukowców z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) za pomocą OSIRIS, instrumentu znajdującego się na Gran Telescopio Canarias (GTC), wykazało najgęściej zaludnioną gromadę galaktyk powstającą w pierwotnym Wszechświecie. Naukowcy przewidują, że ta struktura, która znajduje się w odległości 12,5 mld lat świetlnych od nas, ewoluuje, stając się gromadą podobną do gromady w Pannie, sąsiadki Grupy Lokalnej Galaktyk, do której należy Droga Mleczna. Badanie zostało opublikowane w specjalistycznym czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).


Gromady galaktyk to grupy galaktyk, które trzymają się razem pod wpływem grawitacji. Aby zrozumieć ewolucję tych „galaktycznych miast”, naukowcy poszukują formujących się struktur, tak zwanych protogromad galaktyk, we wczesnym Wszechświecie.

W 2012 roku międzynarodowy zespół astronomów dokonał dokładnego określenia odległości galaktyki HDF850.1, znanej jako jedna z galaktyk o największym tempie powstawania gwiazd w obserwowalnym Wszechświecie. Ku swemu zaskoczeniu naukowcy odkryli również, że ta galaktyka, będąca jednym z najlepiej zbadanych regionów na niebie, znanym jako Głębokie Pole Hubble’a (ang. Hubble Deep Field/GOODS-North), jest częścią grupy około tuzina protogalaktyk, które powstały podczas pierwszego miliarda lat kosmicznej historii. Przed jej odkryciem znana była tylko jedna podobna pierwotna grupa.

Teraz, dzięki nowym badaniom przy użyciu instrumentu OSIRIS znajdującego się na GTC, zespół wykazał, że jest to jeden z najgęściej zaludnionych regionów w pierwotnym Wszechświecie, w którym znajdują się galaktyki, i po raz pierwszy przeprowadził szczegółowe badanie właściwości fizycznych tego układu. „Co zaskakujące, odkryliśmy, że wszyscy członkowie badanej do tej pory gromady, około dwóch tuzinów, to galaktyki, w których procesy gwiazdotwórcze przebiegają normalnie, a galaktyka centralna zdaje się dominować w produkcji gwiazd w tej strukturze” – wyjaśnia Rosa Calvi, pierwsza autorka artykułu.

Świadkowie niemowlęctwa Wszechświata lokalnego
Ostatnie badania pokazują, że ta formująca się gromada galaktyk składa się z różnych komponentów lub „stref” z różnicami w ich ewolucji. Astronomowie przewidują, że struktura ta będzie się zmieniać stopniowo, aż stanie się gromadą galaktyk podobną do tej w Pannie, centralnym regionie o tej samej nazwie, w którym znajduje się Grupa Lokalna Galaktyk, do której należy Droga Mleczna. „Widzimy to miasto w budowie dokładnie tak, jak było 12,5 mld lat temu, gdy Wszechświat miał mniej niż 10% swojego obecnego wieku, więc widzimy dzieciństwo gromady galaktyk typowe dla lokalnego Wszechświata” – zauważa Helmut Dannerbauer, współautor artykułu.

Odległość zmierzona do tych źródeł doskonale zgadza się z przewidywaniami opartymi na obserwacjach fotometrycznych wykonanych wcześniej na GTC przez Pablo Arrabal Haro, który opracował metodę selekcji galaktyk z normalnym tempem formowania się gwiazd, opartą na badaniu fotometrycznym SHARDS (Survey for High-z Absorption Red and Dead Sources), dużym programie ESO przeprowadzonym przez GTC.

Program SHARDS prowadził Pablo Pérez-González, badacz z Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA) oraz autor artykułu. Jak wyjaśnia Pérez-González: „dokładne zmierzenie tego, jak te struktury się formują, szczególnie na początku Wszechświata, nie jest łatwe i potrzebujemy wyjątkowych danych, takich jak te, które przyjmujemy z teleskopu GTC w ramach projektów SHARDS i SHARDS Frontier Fields, pozwalających nam określić odległości do galaktyk i między galaktykami na krańcach Wszechświata, z nigdy wcześniej nieosiągalną precyzją.”

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 lutego 2021

Gwiazda z dyskiem pyłowym zasilanym przez otaczającą materię

Międzynarodowy zespół astronomów publikuje obraz młodej gwiazdy z otaczającym ją dyskiem pyłowym, który wciąż jest zasilany z otoczenia. Zjawisko wokół gwiazdy SU Aur może wyjaśnić, dlaczego tak wiele egzoplanet nie jest dokładnie dopasowanych ze swoimi gwiazdami macierzystymi.


Ciężka i niewidoczna
SU Aur lub w całości SU Aurigae to gwiazda znacznie młodsza i cięższa od naszego Słońca. Ma około 4 mln lat i znajduje się około 500 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Woźnicy. Gwiazdy nie widać nieuzbrojonym okiem.

Zespół bardzo precyzyjnie zmapował gwiazdę i jej otoczenie za pomocą instrumentu SPHERE zamontowanego na Bardzo Dużym Teleskopie. Zrobili to w nocy 14 grudnia 2019 roku i udało im się uzyskać 55 minut danych obserwacyjnych. Następnie połączyli te dane z wcześniejszymi obserwacjami wykonanymi przy pomocy ALMA i Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Stworzyło to szczegółowy obraz, który pokazał tak zwane ogony pyłu.

Ogony pyłu
Ogony pyłu widoczne na nowym zdjęciu pochodzą z otaczającej mgławicy, która prawdopodobnie powstała po zderzeniu gwiazdy z ogromnym obłokiem gazu i pyłu. Łącząc różne obserwacje astronomowie byli w stanie wywnioskować, że materia nadal spada z mgławicy i ogonów do dysku pyłowego. Naukowcy zauważyli również, że gwiazda i dysk pyłowy, w którym mogą powstać planety, nie są dokładnie wyrównane. Podejrzewają, że właśnie napływ materii powoduje tę niewspółosiowość.

Niewyrównanie
Główny badacz Christian Ginski (Uniwersytet w Amsterdamie) wyjaśnia: „Wiadomo już, że wiele dojrzałych kombinacji gwiazd i egzoplanet nie jest dokładnie wyrównanych, ale do tej pory nie było wiadomo, co do tego doprowadziło. Nasze nowe obserwacje pokazują, że niewspółosiowość może wystąpić już w dysku pyłowym, w którym rosną egzoplanety.”

W najbliższej przyszłości naukowcy przyjrzą się bliżej SU Aur aby odkryć, czy w dysku pyłowym krążą jakieś młode egzoplanety. Ponadto astronomowie skupiają się na jeszcze 84 młodych gwiazdach z dyskami pyłowymi. Chcą między innymi dowiedzieć się, czy jest więcej przypadków, w których nowa materia z otoczenia opada na dyski pyłowe. Jeżeli tak, może to być główną przyczyną powstawania wielu egzoplanet, które nie są dokładnie wyrównane.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 lutego 2021

Duże galaktyki kradną gwiazdotwórczy gaz od swoich mniejszych sąsiadów

Wiadomo, że duże galaktyki usuwają gaz, który zajmuje przestrzeń między gwiazdami mniejszych galaktyk satelitarnych


W opublikowanym niedawno badaniu astronomowie odkryli, że te małe galaktyki satelitarne zawierają również mniej gazu molekularnego w swoich jądrach.

Gaz molekularny znajduje się w olbrzymich obłokach w centrach galaktyk i jest budulcem nowych gwiazd. W związku z tym duże galaktyki kradną materię, której ich mniejsze odpowiedniki potrzebują do tworzenia nowych gwiazd.

Dr Adam Stevens powiedział, że badanie to dostarcza nowych dowodów na to, że małe galaktyki wszędzie tracą część swojego gazu molekularnego, gdy zbliżają się do większej galaktyki i otaczającego ją halo gorącego gazu.

„Gaz jest siłą napędową galaktyki. Ciągłe pozyskiwanie gazu to sposób, w jaki galaktyki rosną i tworzą gwiazdy. Bez niego galaktyki pozostają w stagnacji” – dodaje Stevens.

Gaz molekularny jest trudny do wykrycia bezpośrednio. Zespół przeprowadził najnowocześniejszą symulację kosmologiczną i dokonał bezpośrednich prognoz ilości gazu atomowego i molekularnego, który powinien zostać zaobserwowany przez konkretne przeglądy radioteleskopem Arecibo w Puerto Rico i 30-metrowym teleskopem IRAM w Hiszpanii.

Następnie wzięli rzeczywiste obserwacje z teleskopów i porównali je z pierwotnymi przewidywaniami. Okazało się, że były one zbliżone.

Jak mówi prof. Barbara Catinella, astronom z ICRAR-UWA, teleskop IRAM obserwował gaz molekularny w ponad 500 galaktykach.

Odkrycie zespołu zgadza się z wcześniejszymi dowodami sugerującymi, że galaktyki satelitarne mają niższe tempo tworzenia gwiazd. Uwolniony gaz początkowo trafia w przestrzeń wokół większej galaktyki, który w końcu może spaść na większą galaktykę lub po prostu pozostać w jej otoczeniu.

Jednak w większości przypadków mniejsza galaktyka jest skazana na połączenie się z większą. Często przeżywa ona tylko jeden do dwóch miliardów lat, a następnie łączy się z galaktyką centralną. Ma to wpływ na ilość gazu, jaką uzyskuje do czasu połączenia, co z kolei wpłynie na ewolucję dużego układu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 lutego 2021

Rdzenie zimnego gazu w Centralnej Strefie Drogi Mlecznej

Centralna Strefa Molekularna (CMZ – central molecular zone) obejmuje najbardziej wewnętrzne 1600 lat świetlnych Galaktyki (dla porównania Słońce znajduje się w odległości 26 000 lat świetlnych od jej centrum) i zawiera rozległy kompleks obłoków molekularnych, w których znajduje się około sześćdziesiąt milionów mas Słońca gazu cząsteczkowego. Gaz w tych obłokach występuje średnio w bardziej ekstremalnych warunkach fizycznych niż gdzie indziej w Galaktyce, z większymi gęstościami i temperaturami, intensywniejszymi ciśnieniami, polami magnetycznymi i turbulencjami oraz większą obfitością promieniowania kosmicznego a także promieniowania UV i rentgenowskiego. CMZ jest zatem wyjątkowym laboratorium do badania procesu formowania się gwiazd: warunki te są nie tylko rzadko obserwowane w pozostałej części Drogi Mlecznej, ale wydają się być podobne do warunków panujących w niezwykle jasnych galaktykach gwiazdotwórczych we wczesnym Wszechświecie i dają pośredni wgląd w zrozumienie kosmicznej historii powstawania gwiazd, który obecnie nie jest możliwy. Istnieje jednak jedna zagadka: tempo powstawania gwiazd w CMZ jest znacznie mniejsze, niż można by oczekiwać – zaledwie 1/10 masy Słońca rocznie.


Przyjmuje się, że miejsca narodzin gwiazd to najgorętsze obszary w olbrzymich obłokach molekularnych (GMC – giant molecular clouds), zwanych „skupiskami”, których charakterystyczne rozmiary to 1-10 lat świetlnych. Skupiska te fragmentują się dalej na związane grawitacyjnie „rdzenie”, których charakterystyczne rozmiary są dziesięć razy mniejsze; wówczas poszczególne układy gwiazd mogą się tworzyć z rdzeni. Natura przejść między tymi etapami ewolucji wymaga obszernych badań zarówno struktur gwiazdotwórczych, jak i struktur nie tworzących gwiazd w hierarchicznym kontinuum odpowiednich skal i warunków fizycznych. Zespół astronomów opublikował przegląd CMZoom, kompletną i obiektywną mapę gazu o dużej gęstości w regionie. Obszary o wysokiej gęstości są sklasyfikowane przez ilość gazowego wodoru molekularnego wzdłuż ich linii pola widzenia i charakteryzują się tak dużą ilością pyłu, że światło widzialne jest całkowicie zablokowane.

Badanie było wynikiem dużego, trwającego 550 godzin programu Submillimeter Array i zaowocowało nowymi katalogami zwartych rdzeni w regionie. Istnieje 285 oddzielnych rdzeni, które zostały jednoznacznie odkryte; kolejnych 531 ma bardziej wstępne identyfikacje. Rdzenie w CMZ, podobnie jak gdzie indziej, są potencjalnymi miejscami dla przyszłych gromad gwiazd, ale jasna emisja pierwszego planu i tła w kierunku centrum Galaktyki utrudnia precyzyjne określenie masy tych rdzeni, pozostawiając ten istotny predyktor powstawania gwiazd wysoce niepewny (emisja jest również jednym z powodów, dla których przygotowanie tego katalogu było tak trudne). Astronomowie byli jednak w stanie oszacować maksymalny potencjał gwiazdotwórczy rdzeni w swoim katalogu, dokonując ogólnych, ale realistycznych założeń dotyczących mas, temperatur i innych właściwości rdzeni. Odkrywają, że maksymalne potencjalne tempo formowania się gwiazd wynosi między 0,08 a 2,2 masy Słońca rocznie, być może nawet tyle samo, ile wynosi obecny średni współczynnik formowania się gwiazd w Galaktyce. Wynik podkreśla zagadkową słabość obecnego procesu gwiazdotwórczego w CMZ. Przegląd, poprzez skatalogowanie wszystkich rdzeni do badania, jest kolejnym krokiem w kierunku zrozumienia procesu gwiazdotwórczego w ekstremalnych środowiskach obecnych w CMZ i we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 lutego 2021

Pierwsza wykryta czarna dziura jest masywniejsza niż myśleliśmy

Nowe obserwacje pierwszej kiedykolwiek wykrytej czarnej dziury skłoniły astronomów do zakwestionowania tego, co wiedzą o tych najbardziej tajemniczych obiektach we Wszechświecie.


Badanie opublikowane 17 lutego 2021 roku w czasopiśmie Science pokazuje, że układ znany jako Cygnus X-1 zawiera najmasywniejszą czarną dziurę o masie gwiazdowej, jaką kiedykolwiek odkryto bez wykorzystania fal grawitacyjnych.

Cygnus X-1 jest jedną z najbliższych Ziemi czarnych dziur. Została odkryta w 1964 roku, kiedy na podkładzie suborbitalnej rakiety wystrzelonej z Nowego Meksyku umieszczono parę liczników Geigera.

W ostatniej pracy międzynarodowy zespół astronomów wykorzystał Very Long Baseline Array – radioteleskop wielkości kontynentu składający się z 10 anten rozrzuconych po całych Stanach Zjednoczonych – oraz sprytną technikę pomiaru odległości w przestrzeni – paralaksę

Współautor pracy, profesor Ilya Mandel z Monash University i ARC Center of Excellence in Gravitational Wave Discovery (OzGrav) powiedział, że czarna dziura jest tak masywna, że w rzeczywistości stanowi wyzwanie dla tego, co o sposobie jej powstania myśleli astronomowie.

„Gwiazdy tracą masę na rzecz otaczającego je środowiska przez wiatry gwiazdowe, które wieją z ich powierzchni. Ale aby czarna dziura była tak ciężka, musimy obniżyć ilość masy, jaką jasne gwiazdy tracą podczas swojego życia” – powiedział Ilya Mandel.

„Czarna dziura w układzie Cygnus X-1 rozpoczęła życie jako gwiazda około 60 razy masywniejsza od Słońca i zapadła się dziesiątki tysięcy lat temu. Niesamowite, że okrąża swoją towarzyszkę – nadolbrzyma – w czasie zaledwie 5,5 dnia, w odległości jedynie ⅕ jednostki astronomicznej. Te nowe obserwacje mówią nam, że czarna dziura jest ponad 20 razy masywniejsza od naszego Słońca, 50% więcej niż wcześniej szacowano” – dodaje.

Używając zaktualizowanych pomiarów masy czarnej dziury oraz jej odległości od Ziemi, naukowcy byli w stanie powiedzieć, że Cygnus X-1 wiruje niewiarygodnie szybko – bardzo blisko prędkości światła i szybciej niż jakakolwiek inna czarna dziura znaleziona do tej pory.

Doc. dr hab. Janusz Ziółkowski z Centrum Astronomii im. Mikołaja Kopernika w Warszawie jest współautorem artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 lutego 2021

TESS odkrywa nowe światy w strumieniu młodych gwiazd

Korzystając z obserwacji wykonanych przy pomocy satelity TESS, międzynarodowy zespół astronomów odkrył trio gorących światów większych niż Ziemia, krążących wokół znacznie młodszej wersji naszego Słońca nazwanej TOI 451. Układ znajduje się w niedawno odkrytym strumieniu Ryby-Erydan, zbiorze gwiazd mniej więcej w wieku 3% Układu Słonecznego, który rozciąga się na ⅓ nieba.


Planety zostały odkryte na zdjęciach TESS wykonanych między październikiem a grudniem 2018 roku. Dalsze badania TOI 451 i jej planet obejmowały obserwacje wykonane w 2019 i 2020 roku przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Spitzera, a także wielu obiektów naziemnych. Archiwalne dane w podczerwieni pochodzące z satelity NEOWISE – zebrane w latach 2009-2011 pod jego poprzednią nazwą WISE – sugerują, że układ zachowuje chłodny dysk pyłu i skalistego gruzu. Inne obserwacje pokazują, że TOI 451 ma prawdopodobnie dwóch odległych gwiezdnych towarzyszy krążących daleko poza orbitami planet.

Układ ten ma zaledwie 120 mln lat i znajduje się tylko 400 lat świetlnych stąd, co pozwala na jego szczegółowe obserwacje. A ponieważ ma trzy planety wielkości od dwóch do czterech Ziem, stanowią one szczególnie obiecujące cele do testowania teorii ewolucji atmosfer planet.

Strumienie gwiazd powstają, gdy grawitacja naszej galaktyki rozrywa gromady gwiazd lub galaktyki karłowate. Poszczególne gwiazdy poruszają się po pierwotnej orbicie gromady, tworząc wydłużoną grupę, która stopniowo się rozprasza.

W 2019 roku zespół kierowany przez Stefana Meingasta z Uniwersytetu Wiedeńskiego wykorzystał dane z Gai, aby odkryć strumień Ryby-Erydan, nazwany tak od konstelacji zawierających największe skupiska gwiazd. Strumień rozciągający się przez 14 konstelacji ma długość blisko 1300 lat świetlnych.

Później, w 2019 roku naukowcy pod kierownictwem Jasona Curtisa z Columbia University w Nowym Jorku przeanalizowali dane z TESS dla kilkudziesięciu członków strumienia. Młodsze gwiazdy wirują szybciej niż ich starsze odpowiedniki, a także mają zwykle wyraźne plamy gwiazdowe – ciemniejsze, chłodniejsze obszary, takie jak plamy słoneczne. Gdy te plamy obracają się, mogą powodować niewielkie zmiany jasności gwiazdy, które może mierzyć TESS.

Pomiary TESS ukazały przytłaczające dowody na plamy gwiazdowe i szybkie rotacje wśród gwiazd strumienia. Na podstawie tego wyniku Curtis i jego koledzy odkryli, że strumień miał zaledwie 120 mln lat – podobnie, jak słynna gromada gwiazd Plejady i jest osiem razy młodszy niż poprzednio szacowano. Masa, młodość i bliskość strumienia Ryby-Erydan sprawiają, że jest to ekscytujące istotne laboratorium do badania formowania się i ewolucji gwiazd i planet.

Młoda gwiazda TOI 451, lepiej znana astronomom jako CD-38 1467, znajduje się około 400 lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze Erydanu. Ma masę 95% masy Słońca, ale jest 12% od niego mniejsza, nieco chłodniejsza i emituje 35% mniej energii. TOI 451 obraca się co 5,1 dnia, czyli ponad 5 razy szybciej niż Słońce.

TESS dostrzega nowe światy, szukając tranzytów, delikatnych, regularnych pociemnień, które występują, gdy planeta przechodzi między gwiazdą a obserwatorem. Tranzyty wszystkich trzech planet są widoczne w danych TESS. Zespół Elisabeth Newton, profesor nadzwyczajnej fizyki i astronomii w Dartmouth College w Hanowerze, New Hampshire, która kierowała badaniami, uzyskał pomiary z teleskopu Spitzera potwierdzające ustalenia TESS, co pomogło wykluczyć możliwe alternatywne wyjaśnienia. Dodatkowe uzupełniające obserwacje pochodziły z Obserwatorium Las Cumbres – globalnej sieci teleskopów z siedzibą w Goleta w Kalifornii – oraz z Perth Exoplanet Survey Telescope w Australii.

Nawet najodleglejsza planeta w układzie TOI 451 krąży bliżej niej niż Merkury wokół Słońca, więc wszystkie te światy są dość gorące i niegościnne dla życia, jakie znamy. Szacowane temperatury ich powierzchni wahają się od 1200 oC dla najbardziej wewnętrznej planety do około 450 oC dla najbardziej zewnętrznej.

TOI 451 b okrąża swoją gwiazdę macierzystą w ciągu 1,9 dnia, ma rozmiar około 1,9 Ziemi, a jej szacunkowa masa waha się od 2 do 12 mas Ziemi. Następna planeta, TOI 451 c, okrąża gwiazdę w czasie 9,2 dnia, jest około 3 raz większa od Ziemi i ma masę od 3 do 16 Ziem. Najdalszy i największy świat, TOI 451 d, okrąża gwiazdę w czasie 16 dni, jest czterokrotnie większy od naszej planety i waży od 4 do 19 Ziem.

Astronomowie spodziewają się, że tak duże planety zachowają większość swojej atmosfery pomimo intensywnego ciepła od ich pobliskiej gwiazdy. Różne teorie dotyczące ewolucji atmosfery do czasu, gdy układ osiągnie wiek TOI 451, przewidują szeroki zakres właściwości. Obserwacja światła gwiazd przechodzącego przez atmosfery tych planet daje możliwość zbadania tej fazy rozwoju i może pomóc w ograniczeniu obecnych modeli.

Obserwacje z WISE pokazują, że układ ten jest niezwykle jasny w niewidocznym dla ludzkich oczu świetle podczerwonym o długości fal 12 i 24 mikrometrów. To sugeruje obecność dysku gruzów, gdzie zdarzają się skaliste ciała podobne do planetoid, które ścierają się w pył. Chociaż Newton i jej zespół nie są w stanie określić rozmiaru dysku, wyobrażają go sobie jako rozproszony pierścień skał i pyłu, skupiony mniej więcej w takiej odległości od gwiazdy, jak Jowisz od naszego Słońca.

Naukowcy zbadali również słabą sąsiednią gwiazdę, która pojawiła się w odległości około 2 pikseli od TOI 451 na obrazach TESS. Na podstawie danych z Gai zespół Newton ustalił, że gwiazda ta jest związanym grawitacyjnie towarzyszem, znajdującym się tak daleko od TOI 451, że światło potrzebuje 27 dni aby się do niej dostać. W rzeczywistości naukowcy uważają, że towarzyszem jest prawdopodobnie układ podwójny dwóch karłów typu M, z których każdy ma około 45% mas Słońca i emituje tylko 2% jego energii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 lutego 2021

Skupisko małych czarnych dziur w gromadzie kulistej NGC 6397

Astronomowie znaleźli w sercu gromady kulistej NGC 6397 coś, czego się nie spodziewali: skupisko czających się tam mniejszych czarnych dziur zamiast jednej masywnej czarnej dziury.


Gromady kuliste to niezwykle gęste układy gwiezdne, w których znajdują się blisko siebie upakowane gwiazdy. Układy te zazwyczaj są także bardzo stare – gromada kulista będąca przedmiotem tych badań, NGC 6397, jest prawie tak stara, jak sam Wszechświat i znajduje się w odległości 7800 lat świetlnych, co czyni ją jedną z najbliższych Ziemi gromad kulistych.

Początkowo astronomowie myśleli, że w tej gromadzie znajduje się czarna dziura o masie pośredniej (IMBH). Takie czarne dziury są od lat poszukiwanym „brakującym ogniwem” między supermasywnymi czarnymi dziurami (wiele milionów mas Słońca), które znajdują się w jądrach galaktyk, a czarnymi dziurami o masie gwiazdowej (kilka razy większej od masy Słońca), które powstają po zapadnięciu się pojedynczej masywnej gwiazdy. Samo ich istnienie jest przedmiotem gorącej debaty. Do tej pory zidentyfikowano zaledwie kilka kandydatów na IMBH.

„Znaleźliśmy bardzo mocne dowody na niewidzialną masę w gęstym jądrze gromady kulistej, ale byliśmy zaskoczeni, gdy okazało się, że ta dodatkowa masa nie jest ‘punktowa’ (czego można by się spodziewać w przypadku pojedynczej masywnej czarnej dziury), ale jest rozszerzona do kilku procent rozmiaru gromady” – powiedział Eduardo Vitral z Paris Institute of Astrophysics (IAP) w Paryżu we Francji.

Aby wykryć tę nieuchwytną ukrytą masę, Vitral i Gary Mamon, również z IAP, wykorzystali prędkość gwiazd w gromadzie, aby określić rozkład jej masy całkowitej, czyli zarówno masy w widocznych gwiazdach, jak i w gwiazdach słabych i czarnych dziurach. Im więcej masy w jakimś miejscu, tym szybciej wokół niego poruszają się gwiazdy.

Naukowcy wykorzystali wcześniejsze oszacowania niewielkich ruchów własnych gwiazd (ich pozorny ruch na niebie), które pozwalają określić ich rzeczywiste prędkości w gromadzie. Te precyzyjne pomiary gwiazd w jądrze gromady można było wykonać jedynie za pomocą teleskopu Hubble’a w ciągu kilku lat obserwacji. Dane z Hubble’a zostały dodane do dobrze skalibrowanych prawidłowych pomiarów ruchu własnego dostarczonych przez obserwatorium kosmiczne Gaia, które są jednak mniej dokładne niż obserwacje Hubble’a w jądrze gromady.

„Nasza analiza wykazała, że orbity gwiazd zbliżone są do przypadkowych w całej gromadzie kulistej, a nie systematycznie koliste lub bardzo wydłużone” – wyjaśnia Mamon. Te kształty orbit o umiarkowanym wydłużeniu ograniczają to, jaka musi być masa wewnętrzna.

Naukowcy doszli do wniosku, że niewidoczny składnik może być zbudowany tylko z pozostałości masywnych gwiazd (białych karłówgwiazd neutronowych i czarnych dziur), biorąc pod uwagę jego masę, rozmiar i położenie. Te gwiezdne pozostałości, po oddziaływaniu grawitacyjnym z pobliskimi, mniej masywnymi gwiazdami, stopniowo opadały do środka gromady. Zjawisko to nazywane jest „tarciem dynamicznym”, gdzie poprzez wymianę pędu cięższe gwiazdy są segregowane w jądrze gromady, a gwiazdy o niższej masie migrują na obrzeża gromady.

„Wykorzystaliśmy teorię ewolucji gwiazd, aby dojść do wniosku, że większość dodatkowej masy, którą znaleźliśmy, miała postać czarnych dziur” – powiedział Mamon. Dwa inne badania również sugerowały, że pozostałości gwiazd, w szczególności czarne dziury o masach gwiazdowych, mogą zasiedlać wewnętrzne obszary gromad kulistych. „Nasze badanie jest pierwszym, które dostarcza zarówno masy jak i rozmiaru czegoś, co wydaje się być zbiorem głównie czarnych dziur w centrum gromady kulistej z zapadniętym jądrem” – dodał Vitral.

Astronomowie zauważają również, że odkrycie to stwarza możliwość, że połączenia tych ciasno upakowanych czarnych dziur w gromady kuliste mogą być ważnym źródłem fal grawitacyjnych, zmarszczek w czasoprzestrzeni. Takie zjawiska można było wykryć w eksperymencie LIGO.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 lutego 2021

Czy właśnie widzieliśmy dwie łączące się czarne dziury?

Kiedy zderzają się dwa zwarte obiekty, takie jak czarne dziury lub gwiazdy neutronowe, emitują fale grawitacyjne. Szczególnie w przypadku gwiazd neutronowych falom grawitacyjnym może towarzyszyć promieniowanie pochodzące z materii wyrzuconej podczas połączenia. Z drugiej strony, ponieważ ani światło, ani materia nie mogą uciec z czarnej dziury, nie spodziewamy się, że łączące się czarne dziury będą emitować promieniowanie. Jednak wspominany artykuł donosi, że jeżeli warunki są sprzyjające, łączące się czarne dziury również mogą emitować światło.


Ale w jaki sposób czarne dziury mogą emitować światło?
Światło nie pochodzi od czarnych dziur, ale z otaczającej je materii. Kiedy łączą się dwie czarne dziury o różnych masach, powstałe fale grawitacyjne przenoszą pęd z układu. Aby zachować pęd liniowy, nowo utworzona czarna dziura doświadcza „kopnięcia” odrzutu, przyspieszającego ją do dużych prędkości (ok. 200 km/s). Jeżeli czarna dziura jest otoczona dużymi ilościami gazu, ogrzewa ten gaz, gdy w nim przyspiesza. Ten gorący gaz może następnie emitować światło przez okres do trzech miesięcy po przejściu przez niego czarnej dziury.

Gdzie możemy znaleźć „świecące” połączenia czarnych dziur?
Aktywne galaktyki to specjalne galaktyki, które w swoich centrach kryją supermasywne czarne dziury. Centra te nazywane są aktywnymi jądrami galaktyk (AGN) i są idealnymi miejscami do takich połączeń. Supermasywne czarne dziury w AGN zbierają na sobie ogromne ilości otaczającej materii. To tworzy duży, gęsty dysk akrecyjny wokół supermasywnej czarnej dziury. Promień tego dysku wynosi około 0,01 parseka (około tysiąckrotna odległość Ziemia – Słońce). Dysk ten zawiera dużą ilość gazu i pyłu, a także gwiazd, a nawet czarnych dziur. Jeżeli dwie czarne dziury połączą się w takim dysku, spodziewamy się ujrzeć światło z połączenia w procesie opisanym powyżej. Okazuje się, że emisja rozpocznie się kilka tygodni po połączeniu i potrwa około trzech miesięcy.

Śledzenie światła łączących się czarnych dziur
Autorzy artykułu postanowili polować na taką emisję z AGN. Skoncentrowali się na wszystkich połączeniach czarnych dziur, które zostały wykryte przez LIGO podczas O3a – biegu obserwacyjnego między kwietniem a wrześniem 2019 roku. Dla każdego połączenia zidentyfikowali galaktyki z katalogu AGN zgodne z pozycją połączenia, którą raportowało LIGO. Następnie wykorzystali dane z Zwicky Transient Facility (ZTF) – teleskopu optycznego, który każdej nocy monitoruje całe niebo północne – aby sprawdzić, czy jasność któregokolwiek z tych AGN znacznie wzrosła w tym czasie. I znaleźli taki AGN, J124942.3+344929, który pojaśniał zaledwie 34 dni po tym, jak LIGO wykrył połączenie się czarnych dziur S190521g. Ten rozbłysk jasności trwał przez 80 dni, po czym obiekt powrócił do swojej początkowej jasności – jest to zachowanie oczekiwane w przypadku rozbłysków łączących się z czarnymi dziurami.

Czy jesteśmy pewni, że rozbłysk jest spowodowany łączącymi się czarnymi dziurami?
Nie bardzo. Wiadomo, że AGN wykazują wewnętrzne losowe fluktuacje w ich jasności, np. kiedy centralna czarna dziura połyka otaczającą materię. Autorzy pracy przeprowadzili analizę statystyczną, aby wykazać, że prawdopodobieństwo zaobserwowanej flary będącej wynikiem losowej zmiany AGN jest mniejsza niż 5 na milion. Jest również możliwe, że rozbłysk ten może być wywołany czymś w rodzaju eksplozji supernowej w dysku AGN. Jednak eksplozje takie stają się z czasem zimniejsze, powodując, że ich obserwowany kolor robi się bardziej czerwony. Ale obserwowany obiekt pozostawał mniej więcej w tym samym kolorze, co sugeruje, że temperatura pozostała stała, a to wyklucza możliwe pochodzenie od supernowej. Tak więc, chociaż prawdziwa natura tego rozbłysku nadal pozostaje tajemnicą, jest prawdopodobne, że została wywołana zderzeniem się dwóch czarnych dziur.

Autorzy zauważają, że wczesne obserwacje spektroskopowe tego zdarzenia mogłyby dostarczyć dodatkowych dowodów na temat prawdziwej natury tego rozbłysku. Przewidują również, że jeżeli hipoteza łączenia się czarnych dziur jest prawdziwa, kopnięta czarna dziura ponownie zderzy się z dyskiem AGN za ~1,6 roku, powodując podobny rozbłysk w AGN. Będą mieli oczy (i teleskopy) szeroko otwarte, aby zobaczyć, czy ich przewidywania się spełnią. Jeżeli ich hipoteza jest poprawna, astronomowie będą mieli nowe narzędzie do badania fizyki czarnych dziur i dysków AGN. Co ważniejsze, dostarczy nam to niezwykłego doświadczenia – „zobaczenia” kilku „przytulających się” czarnych dziur!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 lutego 2021

Astronomowie odkrywają tajemnicze pochodzenie „superziemi”


Badania pokazują, że superziemie nie są pozostałościami po mini-Neptunach, co podważa nasze zrozumienie procesu formowania się planet.

Najczęściej występującą populacją egzoplanet są mini-Neptuny i superziemie, nawet czterokrotnie większe od naszej planety. Do tej pory uważano, że superziemie to skaliste jądra mini-Neptunów, których gazowa atmosfera została zdmuchnięta. W nowym badaniu opublikowanym w The Astrophysical Journal astronomowie z McGill University pokazują, że niektóre z tych egzoplanet nigdy nie miały atmosfery gazowej, co rzuca nowe światło na ich tajemnicze pochodzenie.

Z obserwacji wiemy, że około 30-50% gwiazd posiada jedną lub drugą, a obie populacje pojawiają się w mniej więcej równych proporcjach. Ale skąd one pochodzą?

Jedna z teorii głosi, że większość egzoplanet rodzi się jako mini-Neptuny, ale niektóre z nich są pozbawione powłok gazowych przez promieniowanie gwiazd macierzystych, przez co pozostaje jedynie gęste, skaliste jądro. Teoria ta przewiduje, że w naszej galaktyce jest bardzo niewiele mniejszych egzoplanet wielkości Ziemi, znanych jako ziemie i mini-ziemie. Jednak ostatnie obserwacje pokazują, że tak nie jest.

Aby dowiedzieć się więcej, astronomowie wykorzystali symulację do śledzenia ewolucji tych tajemniczych egzoplanet. W modelu wykorzystano obliczenia termodynamiczne oparte na masie ich skalistych jąder, ich odległości od gwiazd macierzystych oraz temperatury otaczającego gazu.

„Wbrew wcześniejszym teoriom nasze badanie pokazuje, że niektóre egzoplanety nie są w stanie zbudować atmosfery gazowej” – mówi współautorka pracy, Eve Lee, adiunkt na Wydziale Fizyki Uniwersytetu McGill i McGill Space Institute.

Odkrycia sugerują, że nie wszystkie superziemie są pozostałościami mini-Neptunów. Egzoplanety powstały raczej w wyniku pojedynczego rozmieszczenia rozkładu skał, powstałych w wirującym dysku gazu i pyłu wokół gwiazd macierzystych. „Na niektórych kamieniach powstały powłoki gazowe, podczas gdy inne pojawiły się i pozostały skalistymi superziemiami” – dodaje.

Jak rodzą się superziemie i mini-Neptuny?
Uważa się, że planety powstają w wirującym dysku gazu i pyłu wokół gwiazd. Skały większe od Księżyca mają wystarczającą siłę grawitacji, aby przyciągnąć otaczający gaz, tworząc powłokę wokół jądra. Z biegiem czasu powłoka ta ochładza się i kurczy, tworząc przestrzeń do wciągania większej ilości otaczającego gazu, powodujące wzrost egzoplanety. Gdy cała powłoka ostygnie do tej samej temperatury, co otaczający ją gaz mgławicowy, skorupa nie może się już kurczyć, a wzrost się zatrzymuje.

W przypadku mniejszych jąder powłoka ta jest malutka, więc pozostają skaliste egzoplanety. Różnica między superziemiami a mini-Neptunami wynika ze zdolności tych skał do wzrostu i zatrzymywania powłok gazowych.

„Nasze odkrycia pomagają wyjaśnić pochodzenie dwóch populacji egzoplanet i być może ich rozpowszechnienie. Korzystając z teorii zaproponowanej w badaniu, mogliśmy ostatecznie rozszyfrować, jak powszechne mogą być skaliste egzoplanety, takie jak ziemie i mini-ziemie” – mówi Lee.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
McGill

Urania

9 lutego 2021

W centrum Drogi Mlecznej odkryto pozostałości rzadkiej eksplozji

Astronomowie mogli znaleźć pierwszy w naszej galaktyce przykład niezwykłego rodzaju gwiezdnej eksplozji. Odkrycie to pomaga zrozumieć, w jaki sposób niektóre gwiazdy niszczą się i obsiewają Wszechświat pierwiastkami kluczowymi dla życia na Ziemi.


Ten intrygujący obiekt, znajdujący się w pobliżu centrum Drogi Mlecznej, to pozostałość po supernowej Sagittarius A East (w skrócie Sgr A East). Bazując na danych uzyskanych z obserwatorium Chandra, astronomowie sklasyfikowali wcześniej ten obiekt jako pozostałość masywnej gwiazdy, która eksplodowała jako supernowa, jeden z wielu rodzajów eksplodujących gwiazd, jakie skatalogowali naukowcy.

Wykorzystując dłuższe obserwacje Chandra, zespół doszedł do wniosku, że obiekt jest pozostałością po innego typu supernowej. Była to eksplozja białego karła, skurczonego gwiezdnego niedopałka z gwiazdy podobnej do Słońca, z wyczerpanym paliwem. Kiedy biały karzeł pobierze zbyt dużo materii od swojego gwiezdnego towarzysza lub łączy się z innym białym karłem, zostaje zniszczony, czemu towarzyszy oszałamiający rozbłysk światła.

Astronomowie wykorzystują te supernowe typu Ia, ponieważ większość z nich emituje za każdym razem taką samą ilość światła, bez względu na to, gdzie się znajdują. Dzięki temu naukowcy mogą używać ich do dokładnego pomiaru odległości w kosmosie i badania ekspansji Wszechświata.

Dane z teleskopu Chandra wykazały, że Sgr A East nie pochodzi ze zwykłej supernowej typu Ia. Zamiast tego wydaje się, że należy do specjalnej grupy supernowych, które wytwarzają różne względne ilości pierwiastków niż tradycyjne supernowe typu Ia i słabsze eksplozje. Ten podzbiór jest określany jako typ Iax, potencjalnie ważny członek rodziny supernowych.

„Chociaż znaleźliśmy supernowe typu Iax w innych galaktykach, do tej pory nie zidentyfikowaliśmy dowodów na istnienie takiej w Drodze Mlecznej. Odkrycie to jest ważne dla zrozumienia niezliczonych sposobów eksplozji białych karłów” – powiedziała Ping Zhou z Nanjing University w Chinach, która prowadziła nowe badania na Uniwersytecie w Amsterdamie.

Eksplozje białych karłów to jedno z najważniejszych we Wszechświecie źródeł pierwiastków, takich jak żelazo, nikiel i chrom. Naukowcy wiedzą, że jedyne miejsce, w którym mogą powstać te pierwiastki, znajduje się wewnątrz jądrowego pieca gwiazdowego lub w momencie wybuchu.

Astronomowie wciąż debatują nad przyczynami eksplozji supernowych typu Iax, ale wiodąca teoria głosi, że są one związane z reakcjami termojądrowymi, które przemieszczają się przez gwiazdę znacznie wolniej niż w supernowych typu Ia. Ten stosunkowo powolny spacer podmuchu prowadzi do słabszych eksplozji, a co za tym idzie do różnych ilości pierwiastków wytwarzanych podczas eksplozji. Możliwe jest także, że po takim wybuchu pozostanie część białego karła.

Sgr A East znajduje się bardzo blisko Sagittariusa A*supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej galaktyki i prawdopodobnie krzyżuje się z dyskiem materii otaczającym czarną dziurę. Zespół był w stanie wykorzystać Chandra do obserwacji skierowanych na supermasywną czarną dziurę i region wokół niej łącznie przez 35 dni, aby zbadać Sgr A East i znaleźć nietypowy wzór pierwiastków w danych rentgenowskich. Wyniki badań Chandra zgadzają się z modelami komputerowymi przewidującymi białego karła, który przeszedł proces powolnych reakcji jądrowych, co czyni go silnym kandydatem na pozostałość po supernowej typu Iax.

Naukowcy zauważają, że supernowe typu Iax w innych galaktykach pojawiają się z szybkością około ⅓ tempa, które osiągają supernowe typu Ia. W Drodze Mlecznej znaleziono trzy potwierdzone pozostałości po supernowej typu Ia i dwóch kandydatów, którzy są młodsi niż 2000 lat, co odpowiada wiekowi, w którym pozostałości po supernowych są nadal stosunkowo jasne, nim z czasem znikną. Jeżeli Sgr A East ma mniej niż 2000 lat i powstała w wyniku supernowej typu Iax, badanie to sugeruje, że nasza galaktyka ma podobną względną liczbę supernowych typu Iax obserwowaną w innych galaktykach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 lutego 2021

Studentka astronomii znajduje brakującą galaktyczną materię

Po raz pierwszy astronomowie wykorzystali odległe galaktyki jako „szpilki lokalizacyjne” do zlokalizowania i zidentyfikowania fragmentu brakującej materii w Drodze Mlecznej


Przez dziesięciolecia naukowcy zastanawiali się, dlaczego nie mogą wyjaśnić całej materii we Wszechświecie, jak przewiduje teoria. Podczas gdy uważa się, że większość masy Wszechświata stanowi tajemnicza ciemna materia i ciemna energia, to 5% stanowi „normalna materia”, z której składają się gwiazdy, planety, asteroidy, masło orzechowe, motyle czyli wszystko wokół nas. Materia ta znana jest jako barionowa

Jednak bezpośrednie pomiary odpowiadają jedynie za około połowę spodziewanej materii barionowej.

Yuanming Wang, doktorantka w Szkole Fizyki na Uniwersytecie w Sydney, opracowała pomysłową metodę pomocy w odnalezieniu brakującej materii. Zastosowała swoją technikę, aby wskazać niewykryty dotychczas strumień zimnego gazu w Drodze Mlecznej oddalony o około 10 lat świetlnych od Ziemi. Obłok ma około biliona kilometrów długości i 10 mld kilometrów szerokości, ale waży tyle samo co nasz Księżyc.

Wyniki, opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, oferują obiecującą sposobność dla naukowców na wyśledzenie brakującej materii w Drodze Mlecznej.

„Podejrzewamy, że znaczna część ‘brakującej’ materii barionowej ma postać obłoków zimnego gazu w galaktyce lub między galaktykami. Gaz ten jest niewykrywalny przy użyciu konwencjonalnych metod, ponieważ nie emituje własnego światła widzialnego i jest po prostu zbyt zimny, aby wykryć go metodami radioastronomicznymi” – powiedziała Wang.

Astronomowie szukali radioźródeł w odległym tle, aby zobaczyć, jak „migotały”.

„Znaleźliśmy pięć migoczących źródeł radiowych na olbrzymim obszarze nieba. Nasza analiza pokazuje, że ich światło musiało przejść przez tę samą zimną bryłę gazu” – mówi Wang.

Tak samo, jak światło widzialne jest zniekształcone, gdy przechodzi przez naszą atmosferę, wywołując migotanie gwiazd, tak samo gdy fale radiowe przechodzą przez materię, wpływa to również na ich jasność. To właśnie tę „scyntylację” https://pl.wikipedia.org/wiki/Scyntylacja wykryła Wang i jej koledzy.

Dr Artem Tuntsov, współautor artykułu z Manly Astrophysics, powiedział: „Nie jesteśmy do końca pewni, czym jest ten dziwny obłok, ale jedna z możliwości jest taka, że mogłaby to być wodorowa ‘chmura śniegu’ rozerwana przez pobliską gwiazdę, tworząca długą, cienką grudkę gazu.”

Wodór zamarza w temperaturze około -260o C, a teoretycy sugerują, że część brakującej materii barionowej we Wszechświecie może zostać uwięziona w tych „śnieżnych chmurach” wodoru. Są one prawie niemożliwe do wykrycia bezpośrednio. Teraz jednak, dzięki nowej metodzie Wang, astronomowie mają możliwość identyfikacji takich skupisk.

Dane do odnalezienia obłoków gazu zostały pobrane za pomocą radioteleskopu CSIRO. Dr Keith Bannister, główny inżynier ds. Badań w CSIRO, powiedział: „dzięki szerokiemu polu widzenia ASKAP, widzenie dziesiątek tysięcy galaktyk podczas jednej obserwacji, pozwoliło nam zmierzyć kształt obłoku gazu.”

Po raz pierwszy za tym samym obłokiem zimnego gazu wykryto wiele „scyntylatorów”. W ciągu najbliższych kilku lat powinniśmy być w stanie użyć podobnych metod z ASKAP do wykrywania dużej liczby takich struktur gazowych w naszej galaktyce.

Odkrycie Wang wzbogaca rosnący zestaw narzędzi wykorzystywanych przez astronomów w poszukiwaniu brakującej materii barionowej we Wszechświecie. Obejmuje to metodę opublikowaną w 2020 roku przez nieżyjącego już Jean-Pierre'a Macquarta z Curtin University, który wykorzystał teleskop ASKAP CSIRO do oszacowania części materii w ośrodku międzygalaktycznym przy użyciu szybkich błysków radiowych jako kosmicznych stacji wagowych”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 lutego 2021

Emisja promieniowania rentgenowskiego z ciemnej materii

Około 85% materii w kosmosie nie emituje ani światła, ani żadnego innego znanego rodzaju promieniowania, i dlatego jest ona nazywana ciemną materią. Jedną z innych godnych uwagi jej cech jest to, że oddziałuje z inną materią tylko poprzez grawitację; nie przenosi na przykład ładunku elektromagnetycznego. Ciemna materia jest również nazywana „ciemną”, ponieważ jest tajemnicza. Nie składa się z atomów czy ich zwykłych składników (takich jak elektrony i protony) ani z jakiegokolwiek innego znanego rodzaju cząstek elementarnych.


Ponieważ ciemna materia jest zdecydowanie dominującym składnikiem materii we Wszechświecie, jej rozkład i grawitacja głęboko wpłynęły na ewolucję struktur galaktycznych, a także na dystrybucję mikrofalowego promieniowania tła. Rzeczywiście, niezwykła zgodność między wartościami kluczowych parametrów kosmicznych (takich jak tempo rozszerzania się Wszechświata) pochodzących niezależnie od dwóch zupełnie różnych struktur kosmicznych, galaktyk i mikrofalowego promieniowania tła, uwiarygodnia modele Wielkiego Wybuchu, które pełnią ważną rolę dla ciemnej materii.

Fizycy próbowali wyobrazić sobie nowe rodzaje cząsteczek zgodne ze znanymi prawami Wszechświata, aby wyjaśnić ciemną materię, ale jak dotąd żaden nie został potwierdzony. Jedną z kuszących możliwości dla nowej cząstki jest tzw. „neutrino sterylne”. Obecnie istnieją trzy znane typy neutrin. Wszystkie oddziałują z materią poprzez grawitację i oddziaływanie słabe (najsłabsze z czterech sił natury). Początkowo sądzono, że wszystkie one nie mają masy, tak jak foton, ale około dwadzieścia lat temu fizycy odkryli, że mają one niewielkie masy – około miliona razy mniejsze niż masa elektronu, ale wciąż wystarczające, aby stanowić śmiertelny problem dla tzw. modelu standardowego cząstek. Możliwym rozwiązaniem byłoby istnienie bardziej masywnego neutrina, być może tysiąc razy większego, zwanego „neutrinem sterylnym”, ponieważ nie oddziaływałoby ono za pośrednictwem oddziaływania słabego. Nigdy jednak nie zostało wykryte.

Astronomowie zdali sobie sprawę, że jeżeli ciemna materia składa się ze sterylnych neutrin, to gdy te cząstki czasami ulegają rozpadowi, mogą emitować wykrywalny foton promieniowania X. Około siedem lat temu astronomowie zajmujący się promieniowaniem rentgenowskim poinformowali o odkryciu dziwnej, słabej widmowej funkcji emisji promieniowania X pochodzącej z gromady galaktyk, w której dominowała ciemna materia. Zasugerowali, że cecha ta może być sygnaturą sterylnego neutrino. W kolejnych latach podejmowano wiele prób potwierdzenia wykrycia lub przypisania go efektom instrumentalnym albo innym efektom nie astronomicznym, z mieszanymi sukcesami. Astronomowie CfA Esra Bulbul i Francesca Civano oraz ich koledzy ukończyli obszerne badania archiwalnych danych z teleskopu rentgenowskiego Chandra, szukając tej nieuchwytnej cechy. Nie znaleźli jej, ale ich nowa analiza, zgodna z innymi niedawno opublikowanymi ograniczeniami, bardziej ogranicza możliwy charakter rozpadu domniemanego sterylnego neutrina nawet dwukrotnie, przy pewnych założeniach, ale nie może tego całkowicie wykluczyć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 lutego 2021

Czy możliwe jest wykrycie pary czarna dziura-gwiazda neutronowa przed ich połączeniem?

Od początku swojej działalności, obserwatoria fal grawitacyjnych zaobserwowały kilka połączeń, w skład których wchodziły czarne dziury i gwiazdy neutronowe. Zarówno czarne dziury jak i gwiazdy neutronowe są następstwem supernowych, zatem czy możemy zidentyfikować parę takich obiektów zanim się one połączą?


Pierwsze połączenie się dwóch czarnych dziur zostało wykryte przez Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) w 2015 roku. Od tego czasu LIGO i Virgo zaobserwowały kilka połączeń podwójnych czarnych dziur i dwóch gwiazd neutronowych. Co ciekawe, oba obserwatoria znalazły również kandydatów na połączenie się czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Jak więc powstają przodkowie takich połączeń?

Jedna z możliwości jest taka, że czarna dziura i gwiazda neutronowa spotykają się w gęsto zaludnionych obszarach kosmosu i po prostu łączą się w pary. Inna możliwość jest taka, że te pary gęstych obiektów wychodzą od masywnych gwiazd w układzie podwójnym i ewoluują, aż osiągną formę sprzed połączenia.

W obu scenariuszach występują supernowe, gdyż gwiazdy ewoluują, aby stać się gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami. Istnieje jednak ciekawa uwaga dotycząca drugiego scenariusza, jeżeli jedna z gwiazd stanie się czarną dziurą zanim druga zakończy swoją ewolucję: w jaki sposób czarna dziura oddziałuje z supernową wywołaną przez jej towarzysza?

W niedawnym badaniu grupa naukowców pod kierownictwem He Gao (Beijing Normal University, China) zajęła się tą kwestią.

Gao i współpracownicy oszacowali najpierw, ile masy i energii zostanie uwolnione przez masywną gwiazdę zamieniającą się w supernową. Nałożyli również ograniczenia na prędkość wyrzucanej masy, ponieważ odegrałaby ona ważną rolę w określeniu interakcji z czarną dziurą.

Gdyby jakakolwiek materia wpadła do sfery wpływów czarnej dziury, spowodowałoby to uwolnienie energii na wiele sposobów, na przykład w postaci dżetów lub wypływów. Zespół Gao ustalił, że te uwolnienia energii mogą następować w skalach czasowych podobnych do supernowej. Co zatem otrzymamy, gdy spojrzymy na całkowitą energię uwolnioną przez protoplastę połączenia?

Jeżeli wykreślimy jasność supernowej od początku do końca, otrzymamy krzywą jasności, która osiąga szczyt bardzo szybko, a następnie powoli się zmniejszy. Krzywa ta może się zmienić w zależności od typu supernowej, ale ogólnie rzecz biorąc, większość supernowych ma charakterystyczny kształt na wykresie jasność-czas.

W protoplaście połączenia energia uwolniona przez wyrzuconą materię oddziałującą z czarną dziurą zakłóciłaby tę charakterystyczną krzywą blasku supernowej. Zakres tego zakłócenia zależałby od wielu czynników, ale zespół zauważył, że przynajmniej niewielka część tych rozerwanych supernowych może zostać wykryta.

Gdybyśmy zaobserwowali wiele takich rozerwanych supernowych, moglibyśmy porównać tempo, w jakim występują, z szybkością wykrycia odpowiednich połączeń przez obserwatoria fal grawitacyjnych. Wynik może nam wskazać jeden z dwóch scenariuszy, które prowadzą do powstania progenitorów połączeń. Tak więc potrzeba więcej obserwacji!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 lutego 2021

Rozkwit „peryferii” galaktyk karłowatych potwierdza, że starożytne galaktyki powstały w halo ciemnej materii

Zespół astronomów odkrył nieoczekiwane zewnętrzne peryferia gwiazd na odległych obrzeżach galaktyki karłowatej Tukana II. Odkrycie, którego wyniki zostały opublikowane przez Nature Astronomy potwierdza, że najstarsze galaktyki we Wszechświecie powstały wewnątrz masywnych skupisk ciemnej materii – tego, co astronomowie nazywają „halo ciemnej materii”.


Nasza Droga Mleczna otoczona jest przez szereg orbitujących galaktyk karłowatych – pozostałości starożytnego Wszechświata. Nowa technika, opracowana przez głównego autora Anirudha Chiti z MIT, rozszerzyła osiągi astronomów i pokazała nigdy wcześniej niewidziane gwiazdy na obrzeżach Tukana II. Ich odkrycie stawia nowe pytania dotyczące pochodzenia tych galaktycznych peryferii.

„Gwiazdy tworzą pierwiastki przez całe swoje życie. Potem rozprzestrzeniają się one w otaczającym je gazie w eksplozjach zwanych supernowymi. Surowce te są następnie włączane do nowych gwiazd, co sprawia, że każda kolejna generacja gwiazd jest bardziej złożona chemicznie niż poprzednie. W rezultacie wiemy, że gwiazdy zawierające bardzo małe ilości większości pierwiastków są niewiarygodnie stare” – wyjaśnia Joshua Simon z MIT.

Nowo odkryte gwiazdy na peryferiach Tukany II są jeszcze starsze niż te w pobliżu jej centrum – zjawisko, którego nigdy wcześniej nie obserwowano dla tak małej galaktyki karłowatej. W większych galaktykach ten rodzaj rozkładu może być pozostałością po zderzeniu dwóch galaktyk złożonych z gwiazd w różnym wieku. Jeżeli źródłem tego układu jest połączenie się galaktyk, byłyby to mniejsze galaktyki, o których wiadomo, że się łączą. 

„Być może jesteśmy świadkami pierwszego galaktycznego kanibalizmu. Jedna galaktyka mogła pożerać jednego ze swoich nieco mniejszych, bardziej prymitywnych sąsiadów, który następnie rozlał wszystkie gwiazdy na swoje obrzeża” – powiedziała Anna Frebel z MIT w komunikacie.

Rozkład przestrzenny gwiazd Tukany II jest bardzo nietypowy dla galaktyk karłowatych, które są zwykle gęściej rozmieszczone. Ruchy gwiazd brzegowych pokazują, że wszystkie one są związane grawitacyjnie z centrum galaktyki, co pozwala naukowcom na znacznie lepsze oszacowanie całkowitej masy galaktyki niż byłoby to zazwyczaj możliwe.

Ciemna materia galaktyki rozciąga się daleko poza jej centrum, gdzie znajduje się większość jej gwiazd. Oznacza to, że astronomowie zwykle mierzą masę centrum galaktyki i dokonują ekstrapolacji, aby oszacować jej całkowitą masę. To odkrycie gwiazd na zewnętrznych krawędziach Tukany II oznaczało, że konieczna była mniejsza ekstrapolacja.

Naukowcy mają nadzieję, że dzięki technice opracowanej przez Chiti będą w stanie zidentyfikować inne galaktyki karłowate posiadające gwiazdy na swoich peryferiach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

4 lutego 2021

Galaktyki meduzy płynące przez gromady

Gromady galaktyk to największe związane grawitacyjnie struktury we Wszechświecie, których rozmiar przekracza jedynie ogromna kosmiczna sieć, w której są one osadzone. Gromady zawierają od setek do tysięcy galaktyk, które gromadzą się pod wpływem grawitacji i mogą osiągać rozmiary kilku megaparseków. Jednak gromady galaktyk nie są delikatnymi olbrzymami. Te ogromne obiekty zawierają niezwykle gorącą plazmę emitującą promieniowanie rentgenowskie i mogą wytwarzać grawitacyjne siły pływowe wystarczająco silne, aby rozerwać galaktyki.


Ze względu na te właściwości, galaktyki w gromadach i galaktyki w innych częściach Wszechświata (zwane galaktykami pola) mogą się znacznie różnić. Galaktyki, które weszły do środowiska gromady, częściej są eliptyczne, mają niski współczynnik gwiazdotwórczy i zawierają bardzo mało gazu (z którego powstają nowe gwiazdy). Ta „relacja morfologia-gęstość” jest dobrze ugruntowana od dziesięcioleci i chociaż istnieje cały szereg teorii, jej konkretne przyczyny są nadal niejasne.

Praca zespołu naukowców przedstawia obserwacje tzw. „usuwania ciśnienia barana”, mechanizmu, który może wyjaśnić ewolucję galaktyk od bogatych w gaz do ubogich w gaz podczas wchodzenia do gromad. Galaktyka poruszająca się przez ośrodek (w tym przypadku gorąca plazma wewnątrz gromady) może mieć luźno związany gaz usunięty przez opór sił z tego ośrodka.

Dowód autorów na ten mechanizm ma postać „galaktyki meduzy”. W tym przypadku badają D100, galaktykę spiralną z poprzeczką w pobliżu centrum Gromady Warkocza Bereniki. Galaktyki meduzy stanowią skrajny przykład mechanizmu usuwania ciśnienia barana, w którym usunięty gaz wypływa w postaci długiego ogona za galaktyką, nadając jej charakterystyczny wygląd meduzy.

Bazując na nowych obserwacjach wykonanych Kosmicznym Teleskopem Hubble’a, praca ta bada zarówno galaktykę, jak i długi ogon za nią, który zawiera znacznie mniej gwiazd niż główny dysk galaktyczny, a więc ogon ten jest znacznie słabszy. Obraz łączący w sobie obserwacje światła gwiazd wykonane teleskopem Hubble’a z obserwacjami linii emisyjnej Hα uzyskanymi z teleskopu Subaru, pokazuje obecność wzbudzonego wodoru gazowego.

Analiza kolorów, przeprowadzona przez autorów pracy pokazuje, że proces gwiazdotwórczy zatrzymał się dawno temu na obrzeżach galaktyki, ale bliżej jej centrum zatrzymał się niedawno a w jądrze trwa nadal. Oznacza to, że gaz tworzący gwiazdy został najpierw usunięty z peryferii galaktyki, powodując „wygaszanie na zewnątrz”.

Głównym wnioskiem artykułu jest to, że oderwany gaz może tworzyć gwiazdy poza dyskiem galaktycznym, ale nie tworzy ich równomiernie w całym ogonie. Zamiast tego, gwiazdy tworzą się w skupiskach o rozmiarach 100 parseków. Jasność tych obszarów jest jednak niewystarczająca do wytworzenia całej obserwowalnej emisji Hα. Oznacza to, że za jej część musi odpowiadać inny mechanizm (np. wstrząsy gazowe), ale dokładna natura tego mechanizmu pozostaje na razie tajemnicą.

Chociaż artykuł ten jest przekonującym potwierdzeniem mechanizmu usuwania ciśnienia barana, ważne jest, aby pamiętać, że samo ciśnienie barana nie wystarczy do wyjaśnienia wszystkich różnic między galaktykami należącymi do gromad i galaktykami pola. Nie wyjaśnia na przykład, dlaczego galaktyki dyskowe rzadziej występują w gromadach. Pełny opis związku między galaktykami a ich otoczeniem prawdopodobnie będzie złożoną kombinacją różnych efektów, w których usuwanie ciśnienia barana będzie odgrywać niewielką, ale ważną rolę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

3 lutego 2021

Astronomowie dostrzegają dziwaczną aktywność z najsilniejszych magnetarów we Wszechświecie

Zespół astronomów zaobserwował dziwne, nigdy wcześniej nieobserwowane zachowanie „głośnego radiowo” magnetara – rzadkiego typu gwiazdy neutronowej i jednego z najsilniejszych magnesów we Wszechświecie.


Te nowe odkrycia, opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, sugerują, że magnetary mają bardziej złożone pola magnetyczne niż wcześniej sądzono – co może podważyć teorie dotyczące ich narodzin i ewolucji w czasie.

Magnetary to rzadki rodzaj wirujących gwiazd neutronowych posiadających jedne z najpotężniejszych pól magnetycznych we Wszechświecie. Astronomowie odkryli tylko trzydzieści takich obiektów w Drodze Mlecznej i wokół niej – większość z nich została wykryta przez teleskopy rentgenowskie po wysokoenergetycznym rozbłysku.

Zaobserwowano również, że kilka z tych magnetarów emituje impulsy radiowe podobne do pulsarów – mniej magnetycznych kuzynów magnetarów, które wytwarzają wiązki fal radiowych ze swoich biegunów magnetycznych. Śledzenie, jak impulsy tych „głośnych radiowo” magnetarów zmieniają się w czasie, oferuje unikalne spojrzenie na ich ewolucję i geometrię.

W marcu 2020 roku nowy magnetar o nazwie Swift J1818.0-1607 (w skrócie J1818) został odkryty po tym, jak wyemitował jasny błysk rentgenowski. Co ciekawe, wygląd impulsów radiowych z J1818 był zupełnie różny niż w przypadku innych magnetarów radiowych.

Większość impulsów radiowych z magnetarów zachowuje stałą jasność w szerokim zakresie obserwowanych częstotliwości. Jednak impulsy z J1818 były znacznie jaśniejsze przy niższych częstotliwościach niż przy wysokich – podobnie do tego, co obserwuje się w przypadku pulsarów.

Aby lepiej zrozumieć, jak J1818 będzie ewoluował w czasie, zespół naukowców obserwował go osiem razy, korzystając z radioteleskopu CSIRO Parkes (znanego również jako Murriyang), w okresie od maja do października 2020 roku.

W tym czasie okazało się, że magnetar przeszedł krótki kryzys tożsamości: w maju nadal emitował niezwykłe pulsaropodobne impulsy, które zostały już wcześniej wykryte; jednak w czerwcu zaczął migotać między stanem jasnym a słabym. Migotanie to osiągnęło szczyt w lipcu, kiedy zespół zobaczył, że przeskakuje on tam i z powrotem, emitując pulsarowe i magnetarowe impulsy radiowe.

„Takie dziwaczne zachowanie nigdy wcześniej nie było obserwowane w przypadku żadnego innego głośnego radiowo magnetara. Wydaje się, że było to tylko krótkotrwałe zjawisko, ponieważ podczas naszej następnej obserwacji osiedlił się na stałe w nowym stanie podobnym do magnetara” – wyjaśnia główny autor badania i doktorant Uniwersytetu Swinburne/CSIRO, Marcus Lower.

Naukowcy poszukiwali również kształtu impulsu i zmian jasności przy różnych częstotliwościach radiowych i porównywali swoje obserwacje z 50-letnim modelem teoretycznym. Model ten przewiduje oczekiwaną geometrię pulsara na podstawie kierunku skręcania jego spolaryzowanego światła. Jak podkreśla jeden z naukowców, z ich obserwacji wynika, że oś magnetyczna J1818 nie jest wyrównana z jego osią obrotu. Zamiast tego emitujący promieniowanie radiowe biegun magnetyczny wydaje się znajdować na półkuli południowej, tuż pod równikiem. Większość innych magnetarów ma pola magnetyczne, które są wyrównane z osiami spinów lub są nieco niejednoznaczne.

Jest to pierwszy raz, kiedy naukowcy widzą magnetara z niewyrównanym biegunem magnetycznym. Co ciekawe, ta geometria magnetyczna wydaje się być stabilna w większości obserwacji. To sugeruje, że wszelkie zmiany w profilu impulsu są po prostu spowodowane zmianami wysokości impulsów radiowych emitowanych powyżej powierzchni gwiazdy neutronowej. Jednak obserwacja z 1 sierpnia 2020 roku wyróżnia go jako osobliwy wyjątek.

„Nasz najlepszy model geometryczny na tę datę sugeruje, że wiązka radiowa na krótko przerzuciła się na zupełnie inny biegun magnetyczny znajdujący się na północnej półkuli magnetara” – mówi Lower. Wyraźny brak jakichkolwiek zmian w kształcie profilu impulsu magnetara wskazuje, że te same linie pola magnetycznego, które wyzwalają „normalne” impulsy radiowe, muszą być również odpowiedzialne za impulsy widoczne z drugiego bieguna magnetycznego.

Badanie sugeruje, że jest to dowód na to, że impulsy radiowe z J1818 pochodzą z pętli linii pola magnetycznego łączących dwa blisko rozmieszczone bieguny w kształcie podkowy, podobne do tych występujących w plamach słonecznych. Różni się to od większości zwykłych gwiazd neutronowych, które mają mieć bieguny północne i południowe po przeciwnych stronach gwiazdy, połączone polem magnetycznym w kształcie pierścienia.

Ta osobliwa konfiguracja pola magnetycznego jest również wspierana przez niezależne badanie impulsów promieniowania rentgenowskiego z J1818, które zostały wykryte przez teleskop NICER znajdujący się na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Wydaje się, że promienie X pochodzą albo z pojedynczego zniekształconego obszaru linii pola magnetycznego, które wyłaniają się z powierzchni magnetara, albo z dwóch mniejszych, ale znajdujących się blisko siebie regionów.

Odkrycia te mają potencjalne implikacje dla symulacji komputerowych dotyczących tego, w jaki sposób rodzą się i ewoluują magnetary w długich okresach czasu, ponieważ bardziej złożone geometrie pól magnetycznych zmieniają szybkość, z jaką ich pola magnetyczne będą zanikać w czasie. Ponadto teorie, które sugerują, że szybkie rozbłyski radiowe mogą pochodzić od magnetarów, będą musiały uwzględnić impulsy radiowe potencjalnie pochodzące z wielu aktywnych miejsc w ich polach magnetycznych.

Uchwycenie w akcji zmian między biegunami może również dać pierwszą okazję do zmapowania pola magnetycznego magnetara.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Odkryto „mrugającego olbrzyma” w pobliżu centrum Galaktyki

Astronomowie zauważyli olbrzymią „mrugającą” gwiazdę w centrum Drogi Mlecznej , ponad 25 000 lat świetlnych od nas. Wizja artystyczna gwiaz...