30 marca 2021

Astronomowie odkrywają rzadką czarną dziurę o masie pośredniej

Nowa czarna dziura pobiła rekord – nie jako najmniejsza lub największa – ale jako dokładnie pośrednia.


Odkryta niedawno czarna dziura jest częścią brakującego ogniwa pomiędzy dwiema populacjami czarnych dziur: małymi czarnymi dziurami powstałymi z gwiazd i supermasywnymi olbrzymami w jądrach większości galaktyk. 

Zespół naukowców odkrył czarną dziurę o masie około 55 000 razy większej od masy Słońca, słynną czarną dziurę o masie pośredniej

Odkrycie zostało opublikowane 29 marca 2021 r. w artykule pt. Evidence for an intermediate mass black hole from a gravitationally lensed gamma-ray burst w czasopiśmie Nature Astronomy.

Główny autor i doktorant Uniwersytetu w Melbourne, James Paynter, powiedział, że najnowsze odkrycie rzuca nowe światło na to, jak tworzą się supermasywne czarne dziury. Chociaż wiemy, że supermasywne czarne dziury czają się w jądrach większości, jeżeli nie wszystkich galaktyk, nie rozumiemy, w jaki sposób te Behemoty są w stanie urosnąć tak duże w skali wieku Wszechświata – powiedział.

Nowa czarna dziura została odkryta dzięki detekcji soczewkowania grawitacyjnego rozbłysków gamma.

Wybuch promieniowania gamma, półsekundowy błysk wysokoenergetycznego światła emitowanego przez parę łączących się gwiazd, został zaobserwowany jako charakterystyczne „echo”. Echo to jest wywołane przez interweniującą czarną dziurę o masie pośredniej, która zakrzywia ścieżkę światła w drodze na Ziemię, przez co astronomowie obserwują ten błysk dwukrotnie.

Potężne oprogramowanie opracowane w celu wykrywania czarnych dziur dzięki falom grawitacyjnym zostało przystosowane do ustalenia, że dwa błyski są obrazami tego samego obiektu.

Ta nowo odkryta czarna dziura może być starożytnym reliktem – pierwotną czarną dziurą – powstałą we wczesnym Wszechświecie, zanim uformowały się pierwsze gwiazdy i galaktyki – powiedział współautor badania Eric Thrane.

Te wczesne czarne dziury mogą być zalążkami supermasywnych czarnych dziur, które dzisiaj żyją w sercach galaktyk.

Naukowcy szacują, że w pobliżu naszej galaktyki Drogi Mlecznej znajduje się około 46 000 czarnych dziur o masie pośredniej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 marca 2021

Symulacje supernowych pokazują, jak gwiezdne eksplozje kształtują obłoki pozostałości

Astronomowie są obecnie w stanie lepiej interpretować obserwacje pozostałości po supernowych dzięki komputerowym symulacjom tych zdarzeń kataklizmicznych wykonanym przez astronomów z RIKEN.


Kiedy pewne typy gwiazd umierają, gasną w blasku chwały – w niewiarygodnie potężnej eksplozji znanej jako supernowa. Jedna z ich najczęstszych form to supernowa typu Ia, wywodząca się od zwartej gwiazdy – białego karła – która wypaliła już swoje paliwo wodorowe. Materia przepływająca z gwiazdy towarzyszącej może zapoczątkować gwałtowną reakcję syntezy jądrowej w karle, wywołując potężną pożogę, w wyniku której powstaje wiele cięższych pierwiastków we Wszechświecie. Są one wyrzucane na zewnątrz w postaci świecącego obłoku zwanego pozostałością, który nosi ślady eksplozji.

Gilles Ferrand z RIKEN Astrophysical Big Bang Laboratory wraz z kolegami z Japonii i Niemiec opracowuje trójwymiarowe symulacje komputerowe, które odtwarzają supernowe. Ich symulacje składają się z dwóch etapów: pierwszy z nich modeluje sam wybuch supernowej, podczas gdy drugi wykorzystuje to jako dane wejściowe do modelu pozostałości po supernowej. Naszym celem jest zbadanie, w jaki sposób różne warunki eksplozji powodują powstawanie pozostałości o charakterystycznych kształtach i składzie, podobnych do tych, które obserwujemy w naszej galaktyce – wyjaśnia Ferrand. 

Najnowsze symulacje zespołu naukowców koncentrują się na dwóch aspektach supernowych: jak dochodzi do zapłonu wewnątrz białego karła i jak spalanie rozrywa gwiazdę. Zapłon może rozpocząć się w zaledwie kilku miejscach wewnątrz białego karła, lub może być wywołany w wielu punktach jednocześnie. Tymczasem spalanie może być deflagracją – burzliwym ogniem, który porusza się wolniej niż lokalna prędkość dźwięku – lub deflagracją, po której następuje naddźwiękowa detonacja.

Zestawiając te opcje na różne sposoby, badacze stworzyli cztery modele pozostałości po supernowej. Każdy model ma swoje charakterystyczne właściwości, mówi Ferrand. Na przykład, supernowa z małą ilością punktów zapłonu i wybuchem deflagracyjnym dała pozostałość z symetryczną otoczką, która była przesunięta od centrum eksplozji. Dla kontrastu, symulacja obejmująca kilka punktów zapłonu i detonację dała pozostałość, w której połowa zewnętrznej otoczki była dwa razy grubsza od drugiej połowy. Pozostałość z symulacji deflagracji charakteryzowała się również nieoczekiwanymi „szwami” gęstszej materii.

Wyniki te sugerują, że najlepszym czasem na zobaczenie odcisku supernowej na jej pozostałości jest okres około 100-300 lat po wybuchu. Odcisk ten jest widoczny dłużej w supernowych z mniejszą liczbą punktów zapłonu, a wszystkie pozostałości w symulacjach stały się sferyczne w ciągu 500 lat. Wyniki te będą pomocne astronomom w interpretacji obserwacji pozostałości po supernowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 marca 2021

Badanie galaktyk gospodarzy AGN o zmiennym wyglądzie

W trakcie życia galaktyki będzie ona akumulować gaz i pył, które będą się przedostawać do jej centrum, gdzie znajduje się supermasywna czarna dziura (ang. SMBH). Ponieważ SMBH żywi się tą materią, emituje ogromne ilości promieniowania i staje się aktywną galaktyką (AGN – ang. active galactic nuclei). Jednakże, pewne warunki mogą spowodować zakłócenia w dostawie gazu do AGN. Chociaż przyczyna tych zakłóceń jest niejasna, możemy zaobserwować ich skutki w zmieniającym się widmie AGN. Albo „włączają się”, gdy pojawiają się szerokie optyczne linie emisyjne, albo „wyłączają się”, gdy linie te znikają. Autorzy artykułu opublikowanego w Astrophysical Journal Letters 26 marca 2021 roku są zainteresowani określeniem, jakie galaktyki są gospodarzami AGN o zmiennym wyglądzie (CL-AGN – ang. changing-look AGN), aby spróbować wyizolować warunki, które mogą wywołać te zmiany.


Identyfikacja CL-AGN polega na porównaniu dwóch zestawów widm tej samej galaktyki uzyskanych w różnym czasie w celu znalezienia zmian w szerokich liniach emisyjnych. Różne badania będą podchodzić do tego na swój własny sposób, ale ostatecznie kierują się tą zasadą. Dotyczy to wszystkich technik identyfikacji, ale CL-AGN zostały zidentyfikowane jako zjawisko stosunkowo niedawno, więc znaleziono ich bardzo niewiele. Aby stworzyć tę próbkę siedemnastu CL-AGN, autorzy musieli połączyć detekcje z trzech różnych badań, które stosują to szerokie podejście, ale mają swoje własne, unikalne cechy. Tak więc to, co w jednym badaniu nazywane jest CL-AGN, w może nieznacznie różnić się od innego. Ponadto, wszystkie z wyjątkiem dwóch z tej detekcji to AGN typu włączających się. Autorzy twierdzą, że brak wyłączających się AGN jest spowodowany względną obfitością cichych galaktyk w pobliskim Wszechświecie. W takich galaktykach znacznie łatwiej jest zaobserwować powstawanie szerokich linii emisyjnych. W rezultacie ich próbka może nie być szczególnie reprezentatywna dla bazowej populacji CL-AGN, ale autorzy są bardzo otwarci na te kwestie i wykazali się starannością w konstruowaniu swojej próbki.

Ich próbka porównawcza to 500 000 lokalnych galaktyk o zmierzonych masach gwiazdowych, współczynnikach gwiazdotwórczych i wielu innych właściwościach spektralnych. Większość z tych wielkości mierzonych jest w całej galaktyce, a także w rozbiciu na składowe zgrubienia centralnego i dysku. Dane te, pochodzące w większości z przeglądu SDSS, pozwolą autorom pracy umieścić CL-AGN w szerszej populacji galaktyk i wyizolować warunki, które wywołują tę zmianę.


Na podstawie ich analizy możemy określić trzy kluczowe zbieżności w preferencjach CL-AGN. Rysunek 1 pokazuje, że wszystkie CL-AGN są zgodne, w granicach błędu, co do tego, że znajdują się w galaktykach typu zielona dolina. Są one rzadszą formą galaktyk, które znajdują się pomiędzy niebieskimi, aktywnie gwiazdotwórczymi galaktykami a ich czerwonymi i martwymi odpowiednikami. Uważa się, że galaktyki typu zielona dolina niedawno przeszły przez wybuch procesu ekstremalnego formowania się gwiazd, co może sugerować obecność dużej ilości zimnego gazu w centrum, który może napędzać większość aktywności gwiazdotwórczej obserwowanej w tej próbce.


Często uważa się, że gaz jest wprowadzany do galaktyk w wyniku ich łączenia się, jednak na rysunku 2 pokazano, że CL-AGN są niezwykle skoncentrowane centralnie, zwłaszcza w porównaniu z kształtami łączących się galaktyk. Co więcej, widzimy, że zakres asymetrii CL-AGN jest znacznie mniejszy niż w przypadku szerszej populacji galaktyk. Aby dokładniej zbadać ten pomysł, autorzy porównują wskaźnik Sersic galaktyk. Jest to miara stromości profilu jasności galaktyki, gdzie większe liczby wskazują, że światło gwiazd jest skoncentrowane bardziej centralnie. Rysunek 3 pokazuje, że CL-AGN mają znacznie wyższe indeksy Sersic niż cała populacja galaktyk. Autorzy twierdzą zatem, że CL-AGN preferencyjnie znajdują się w galaktykach o bardzo symetrycznej i centralnie skoncentrowanej strukturze.


CL-AGN są stosunkowo nowym zjawiskiem, a praca z próbką skonstruowaną na podstawie wielu różnych badań może wprowadzać pewne niepewności związane z selekcją. Autorzy przyznają, że ich próbka może nie być idealnie reprezentatywna dla populacji CL-AGN, ale mimo to znaleźli dość spójny zestaw właściwości. Ich wyniki sugerują, że CL-AGN w pobliskim Wszechświecie najprawdopodobniej włączają się, gdy w centralnym regionie galaktyki-gospodarza znajduje się obfita podaż zimnego gazu i duża koncentracja masy gwiazdowej. Chociaż dokładna natura zaburzeń wciąż pozostaje zagadką, wyniki te pomogą ukierunkować przyszłe poszukiwania. Mając lepszy pomysł na to, gdzie szukać, można stworzyć strategie, które zwiększą próbkę CL-AGN i pomogą nam lepiej zrozumieć przyczyny powstawania tych tranzytów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 marca 2021

Czy najbliższa Słońcu gromada gwiazd ulega zniszczeniu?

Dane z satelity Gaia ujawniły intrygujące dowody na to, że najbliższa Słońcu gromada gwiazd jest zaburzona przez grawitacyjne oddziaływanie masywnej, lecz niewidocznej struktury w naszej galaktyce.


Jeżeli jest to prawda, może dostarczyć dowodów na istnienie podejrzanej populacji „podhalo ciemnej materii”. Uważa się, że te niewidoczne obłoki cząstek to pozostałość po uformowaniu się Drogi Mlecznej i są obecnie rozsiane po całej galaktyce, tworząc niewidzialną podstrukturę, która wywiera zauważalny wpływ grawitacyjny na wszystko, co znajdzie się zbyt blisko niej.

Pracownik naukowy ESA Tereza Jerabkova i jej współpracownicy z ESA i ESO dokonali tego odkrycia podczas badania sposobu, w jaki pobliska gromada gwiazd wtapia się w ogólne tło gwiazd w naszej galaktyce. Odkrycie to zostało dokonane na podstawie trzeciej publikacji danych z Gaia (EDR3 – Gaia’s Early third Data Release) oraz danych z drugiej publikacji.

Zespół wybrał gromadę Hiady jako swój cel, ponieważ jest to najbliższa Słońcu gromada gwiazd. Znajduje się ona w odległości nieco ponad 153 lat świetlnych i jest dobrze widoczna dla obserwatorów nieba zarówno na półkuli północnej, jak i południowej, jako rzucający się w oczy kształt litery „V” złożony z jasnych gwiazd, który wyznacza głowę Byka w konstelacji o tej samej nazwie. Poza łatwo widocznymi jasnymi gwiazdami, teleskopy pokazują sto lub więcej słabszych, które znajdują się w sferycznym obszarze przestrzeni, o średnicy około 60 lat świetlnych.

Gromada gwiazd w naturalny sposób traci gwiazdy, ponieważ poruszając się w obrębie gromady, przyciągają się one do siebie pod wpływem grawitacji. Ta ciągła szarpanina nieznacznie zmienia prędkości gwiazd, przesuwając niektóre z nich na krawędzie gromady. Stamtąd gwiazdy mogą zostać wymiecione przez grawitacyjne przyciąganie galaktyki, tworząc dwa długie ogony.

Jeden ogon podąża za gromadą gwiazd, drugi wysuwa się przed nią. Są one znane jako ogony pływowe i były szeroko badane w zderzających się galaktykach, ale do teraz nikt nie obserwował takich pochodzących z pobliskiej gromady gwiazd.

Kluczem do wykrycia ogonów jest zauważenie, które gwiazdy na niebie poruszają się w podobny sposób jak gromada gwiazd. Gaia ułatwiła to zadanie, ponieważ precyzyjnie mierzy odległość i ruch ponad miliarda gwiazd w naszej galaktyce. A są to dwie najważniejsze wielkości, których potrzebujemy do poszukiwania ogonów pływowych z gromad w Drodze Mlecznej.

Poprzednie próby innych zespołów zakończyły się jedynie ograniczonym sukcesem, ponieważ badacze szukali jedynie gwiazd, które ściśle odpowiadały ruchowi gromady. Wykluczyło to członków, którzy opuścili gromadę wcześniej w jej 600-700 milionowej historii i dlatego podróżują teraz po innych orbitach.

Aby zrozumieć, jakiego okresu orbit należy szukać, Tereza skonstruowała model komputerowy, który symulował różne perturbacje, jakie uciekające gwiazdy w gromadach mogą odczuwać podczas setek milionów lat spędzonych w przestrzeni kosmicznej. Dopiero po uruchomieniu tego kodu, a następnie porównaniu symulacji z rzeczywistymi danymi, ujawniono prawdziwy zasięg ogonów pływowych Hiad. Tereza i jej współpracownicy znaleźli tysiące byłych członków wśród danych z Gaia. Gwiazdy te rozciągają się teraz na tysiące lat świetlnych w poprzek galaktyki i dwóch ogonach pływowych.

Jednak prawdziwą niespodzianką był fakt, że w ogonie pływowym zdawało się brakować gwiazd. Wskazuje to, że dzieje się coś bardziej brutalnego niż delikatne „rozpuszczanie się” gromady gwiazd.

Przeprowadzając ponowne symulacje, Tereza wykazała, że dane mogłyby zostać odtworzone, gdyby ogon zderzył się z obłokiem materii zawierającym około 10 mln mas Słońca. Musiało dojść do bliskiej interakcji z tym naprawdę masywnym obłokiem, a Hiady zostały po prostu rozbite – mówi.

Ale co to za obłok może być? Nie ma żadnych obserwacji tak masywnego obłoku gazu lub gromady gwiazd w pobliżu. Jeżeli nawet podczas przyszłych poszukiwań nie zostanie wykryta żadna widoczna struktura, Tereza sugeruje, że obiekt ten może być podhalo ciemnej materii. Są to naturalnie występujące skupiska ciemnej materii, które, jak się uważa, pomagają w kształtowaniu galaktyk podczas ich procesu formowania się. Nowa praca pokazuje, jak Gaia pomaga astronomom w tworzeniu map tej niewidocznej struktury ciemnej materii w Galaktyce.

Dzięki Gaia sposób, w jaki postrzegamy Drogę Mleczną całkowicie się zmienił. Dzięki tym odkryciom będziemy w stanie mapować podstruktury Drogi Mlecznej znacznie lepiej niż kiedykolwiek wcześniej – mówi Tereza. Po sprawdzeniu tej techniki na Hiadach, Tereza i jej współpracownicy rozszerzają teraz swoją pracę, szukając ogonów pływowych w innych, bardziej odległych gromadach gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 marca 2021

Astronomiczne odkrycie przeczy modelowi powstawania gwiazd

Chociaż nasza galaktyka jest skupiskiem złożonym z co najmniej 200 mld gwiazd, szczegóły ich powstawania w dużej mierze pozostają owiane tajemnicą.


Naukowcy wiedzą, że gwiazdy powstają w wyniku zapadania się ogromnych obłoków wodoru, które są ściskane pod wpływem grawitacji do punktu zapoczątkowania fuzji jądrowej. Jednak tylko około 30% początkowej masy obłoku kończy swój żywot jako nowo narodzona gwiazda. Gdzie podziewa się reszta wodoru podczas tak strasznie nieefektywnego procesu?

Założono, że nowo powstająca gwiazda wyrzuca z siebie mnóstwo gorącego gazu poprzez wypływające dżety w kształcie mieczy świetlnych oraz huraganowe wiatry, wystrzeliwane z otaczającego ją dysku przez potężne pola magnetyczne. Te fajerwerki powinny stłumić dalszy wzrost gwiazdy centralnej. Jednak nowy, kompleksowy przegląd Hubble’a pokazuje, że to najbardziej powszechne wyjaśnienie nie działa, pozostawiając astronomów w zakłopotaniu.

Naukowcy wykorzystali dane zebrane wcześniej z teleskopów Hubble’a, Spitzera i Herschela do przeanalizowania 304 tworzących się gwiazd, zwanych protogwiazdami, w Kompleksie Oriona, najbliższym Ziemi głównym obszarze gwiazdotwórczym

W tym największym jak dotąd przeglądzie rodzących się gwiazd naukowcy odkryli, że gaz usuwany przez wypływ z gwiazdy może nie być tak ważny w określaniu jej ostatecznej masy, jak sugerują konwencjonalne teorie. Celem naukowców było ustalenie, czy wypływy gwiazdowe powstrzymują napływ gazu do gwiazd oraz jej wzrost.

Zamiast tego odkryli, że wnęki w otaczającym obłoku gazu, wyrzeźbione przez wypływ z formującej się gwiazdy, nie powiększają się regularnie w miarę dojrzewania, jak proponują teorie.

Wyniki badań zespołu pojawią się w nadchodzącym numerze czasopisma The Astrophysical Journal.

Gwiazda się rodzi
Podczas stosunkowo krótkiej fazy narodzin gwiazdy, trwającej zaledwie ok. 500 000 lat, gwiazda szybko nabiera masy. W miarę wzrostu wypuszcza wiatr, a także parę wirujących, przypominających zraszacze do trawników strumieni, które wystrzeliwują w przeciwnych kierunkach. Te wpływy zaczynają pochłaniać otaczający obłok, tworząc puste przestrzenie w gazie.

Popularne teorie przewidują, że w miarę rozwoju młodej gwiazdy i kontynuacji wypływów, puste przestrzenie stają się coraz szersze, aż cały obłok gazu wokół gwiazdy zostanie całkowicie wypchnięty. Gdy zbiornik gazu jest pusty, gwiazda przestaje gromadzić masę – innymi słowy, przestaje rosnąć.

Aby wyszukać wzrost wnęki, badacze najpierw posortowali protogwiazdy według wieku, analizując dane z Herschela i Spitzera dotyczące strumienia światła każdej gwiazdy. Protogwiazdy z obserwacji Hubble’a były również obserwowane w ramach przeglądu prowadzonego przez teleskop Herschela (Herschel Orion Protostar Survey).

Następnie astronomowie obserwowali wnękę w bliskiej podczerwieni za pomocą instrumentu Near-infrared Camera and Multi-object Spectrometer oraz Wide Field Camera 3 (WFC3) na teleskopie Hubble’a. Obserwacje zostały wykonane między 2008 a 2017 rokiem. Chociaż same gwiazdy spowite są pyłem, emitują silne promieniowanie, które uderza w ściany wnęk i rozprasza ziarna pyłu, oświetlając szczeliny gazowymi otoczkami w świetle podczerwonym.

Obrazy z Hubble’a ujawniają szczegóły pustych przestrzeni wytwarzanych przez protogwiazdy na różnych etapach ewolucji. Naukowcy użyli tych obrazów do zmierzenia kształtów struktur i oszacowania objętości gazu usuniętego w celu utworzenia pustych przestrzeni. Na podstawie tej analizy można było oszacować ilość masy, która została usunięta przez wybuchy gwiazd.

Odkryliśmy, że pod koniec fazy protogwiazdowej, gdy większość gazu opadła z otaczającego obłoku na gwiazdę, wiele gwiazd wciąż ma dość wąskie szczeliny. Tak więc, ten wciąż powszechnie panujący obraz tego, co decyduje o masie gwiazdy i co powstrzymuje napływ gazu jest taki, że rosnąca szczelina wypływowa zbiera cały gaz. To było dość fundamentalne dla naszego pomysłu na to, jak przebiega proces formowania się gwiazd, ale wydaje się, że po prostu do danych tutaj – powiedział członek zespołu Tom Megeath z Uniwersytetu w Toledo.

Przyszłe teleskopy, takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, będą badać głębiej proces formowania się protogwiazd. Obserwacje spektroskopowe Webba będą obserwować wewnętrzne rejony dysków otaczających protogwiazdy w świetle podczerwonym, szukając dżetów w najmłodszych źródłach. Webb pomoże również astronomom zmierzyć tempo akrecji materii z dysku na gwiazdę oraz zbadać, jak wewnętrzny dysk oddziałuje z wypływem materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 marca 2021

Przeszukiwanie otoczenia szybkich błysków radiowych

Szybkie błyski radiowe (FRB) to wciąż tajemnicze zjawisko astronomiczne. Aby zrozumieć, jak powstają, musimy przyjrzeć się bliżej ich miejscu zamieszkania. W nowym badaniu naukowcy tym właśnie się zajmują, korzystając z pomocy bardzo czułych instrumentów astronomicznych.


Szybkie błyski radiowe są dokładnie tym, o czym mówi ich nazwa: krótkimi, jasnymi sygnałami radiowymi, które trwają najwyżej milisekundy. Ich poziom energii czyni je szczególnie intrygującymi, ponieważ jest niewiele procesów, które mogłyby wytwarzać tak duże ilości energii w tak krótkim czasie. Kolejnym ograniczeniem jest to, że FRB zostały wykryte we wszystkich rodzajach galaktyk, co oznacza, że cokolwiek wytwarza FRB, nie może być zbyt wyjątkowe.

Radioteleskopy mają dzisiaj możliwość precyzyjnego wyizolowania FRB w ich galaktykach macierzystych, co oznacza, że możemy badać środowiska, które wytwarzają źródła FRB. Najbliższy znany FRB, który pewnie wyizolowaliśmy, nazywa się FRB 20180916B i znajduje się prawie 500 mln lat świetlnych od nas. Obserwacje w wysokiej rozdzielczości pokazały, że FRB 20180916B znajduje się w odrębnym regionie gwiazdotwórczym, ale co możemy zobaczyć, jeżeli przyjrzymy się jeszcze bliżej?

W niedawnym badaniu grupa naukowców kierowana przez Shriharsha P. Tendulkara z Indii, zbadała otoczenie FRB 20180916B z największą jak dotąd szczegółowością, schodząc do skali setek lat świetlnych.

Do swoich badań zespół Tendulkara wykorzystał urządzenie Wide Field Camera 3 (WFC3) zamontowane na Teleskopie Hubble’a oraz spektrograf MEGARA na Gran Telescopio Canarias. Podsumowując, obserwacje obejmują głównie zakres fal optycznych, które są wrażliwe na gaz i gwiazdy. 

Gaz spełnia dwie ważne funkcje: można go wykorzystać do określenia, jak dużo procesów gwiazdotwórczych zachodzi w danym regionie, a także do pomiaru ruchu. Naukowcy wykorzystali tę ostatnią właściwość do ustalenia, że region macierzysty FRB 20180916B obraca się wraz z dużą galaktyką w jego pobliżu. Wyklucza to możliwość, że FRB faktycznie znajduje się w mniejszej galaktyce satelitarnej.

Naukowcy odkryli również, że proces formowania się gwiazd wokół FRB 20180916B jest na interesującym etapie: nie jest bardzo aktywny, ale też nie ustąpił spokojnie, co sugeruje, że region ten jest wciąż młody.

FRB 20180916B znajduje się również w znacznej odległości od najbliższej grupy gwiazd. Zatem, jeśli źródło FRB narodziło się w tej grupie, musiało przebyć od 800 000 do 7 mln lat, aby dotrzeć do miejsca, w którym znajduje się obecnie. To nakłada ograniczenia na to, co jest źródłem FRB 20180916B, ponieważ niewiele obiektów astronomicznych może pozostać tak energetyczne jak źródła FRB, gdy się starzeją.

Więc co kryje się za FRB 20180916B? Po rozważeniu możliwych scenariuszy Tendulkar i jego zespół skupili się na układzie podwójnym świecącym w promieniowaniu rentgenowskim lub gamma, który składa się z gwiazdy neutronowej i masywnej gwiazdy towarzyszącej. Jednak aby mieć pewność, że tego rodzaju obiekty są źródłami FRB, potrzebowalibyśmy dużych próbek dobrze znanych układów podwójnych – co z pewnością jest wykonalne z użyciem radioteleskopów, które już mamy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 marca 2021

Naukowcy naszkicowali układ podwójny starzejących się gwiazd z wykorzystaniem ponad 100 lat obserwacji

Astronomowie stworzyli najlepszy jak dotąd obraz zmiennej RV Tauri, rzadkiego typu układu podwójnego, w którym dwie gwiazdy – jedna zbliża się do końca swojego życia – krążą wewnątrz ogromnego dysku pyłu. 130-letni zbiór danych obejmuje najszerszy zakres światła zebranego dotychczas dla jednego z tych układów, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie.


W galaktyce Drogi Mlecznej jest tylko około 300 znanych zmiennych typu RV Tauri. Skoncentrowaliśmy się w naszych badaniach na drugim co do jasności układzie, nazwanym U Monocerotis, będącym pierwszym z układów, z którego wykryto promieniowanie rentgenowskie – powiedziała Laura Vega, główna autorka artykułu.

Artykuł opisujący te wyniki został opublikowany w The Astrophysical Journal

Układ, w skrócie nazywany U Mon, znajduje się w odległości 3600 lat świetlnych w konstelacji Jednorożca. Obie gwiazdy układu krążą wokół siebie raz na około 6,5 roku po orbicie nachylonej pod kątem 75o względem naszego pola widzenia.

Główna gwiazda układu, żółty nadolbrzym, ma masę około dwukrotnie większą niż Słońce, ale rozmiar stukrotnie większy. Walka między ciśnieniem a temperaturą w jej atmosferze powoduje, że regularnie rozszerza się i kurczy, a pulsacje te powodują przewidywalne zmiany jasności z naprzemiennymi głębokimi i płytkimi spadkami blasku – cecha charakterystyczna układów RV Tauri. Naukowcy wiedzą mniej o gwieździe towarzyszącej, ale sądzą, że ma ona podobną masę i jest znacznie młodsza od gwiazdy głównej.

Chłodny dysk wokół obu gwiazd składa się z gazu i pyłu wyrzucanego przez gwiazdę główną w trakcie jej ewolucji. Korzystając z obserwacji radiowych wykonanych radioteleskopem Submillimeter Array na Maunakea na Hawajach, zespół Vegi oszacował, że dysk ma około 82 mld km średnicy. Układ podwójny krąży w szczelinie centralnej, która wg naukowców jest porównywalna z odległością między obiema gwiazdami w ich maksymalnej separacji, która wynosi 870 mln km.

Kiedy gwiazdy są najbardziej od siebie oddalone, są mniej więcej w jednej linii, względem nas. Dysk częściowo zasłania gwiazdę główną i tworzy kolejną przewidywalną fluktuację blasku układu. Vega i jej koledzy uważają, że dzieje się tak, gdy jedna lub obie gwiazdy oddziałują z wewnętrzną krawędzią dysku, wysysając strumienie gazu i pyłu. Sugerują, że gwiazda towarzysząca kieruje gaz do własnego dysku, który nagrzewa się i generuje wypływ gazu emitujący promieniowanie X. Model ten mógłby wyjaśnić promieniowanie rentgenowskie wykryte w 2016 roku przez satelitę XMM-Newton

W swojej analizie układu U Mon zespół Vegi uwzględnił również 130 lat jego obserwacji w świetle widzialnym.

Najwcześniejsze dostępne pomiary układu, zebrane 25 grudnia 1888 roku pochodzą z archiwów Amerykańskiego Stowarzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO), międzynarodowej sieci astronomów amatorów i zawodowych astronomów. AAVSO dostarczyło dodatkowych pomiarów historycznych, począwszy od połowy lat czterdziestych XX wieku do chwili obecnej.

Naukowcy wykorzystali również zarchiwizowane obrazy skatalogowane przez Digital Access to a Sky Century @ Harvard (DASCH), projekt w Harvard College Observatory w Cambridge poświęcony cyfryzacji obrazów astronomicznych ze szklanych płyt fotograficznych wykonanych przez teleskopy naziemne w latach 1880-1990.

Blask U Mon zmienia się zarówno dlatego, że gwiazda główna pulsuje, jak i dlatego, że dysk częściowo ją przysłania co 6,5 roku. Połączone dane AAVSO i DASCH pozwoliły zespołowi Vegi dostrzec jeszcze dłuższy cykl, w którym jasność układu rośnie i spada co około 60 lat. Uważają, że zakrzywienie lub grudka na dysku, znajdująca się mniej więcej tak daleko od układu, jak Neptun od Słońca, powoduje tę dodatkową zmienność podczas jego orbitowania.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 marca 2021

Może istnieć wiele planet z atmosferą bogatą w wodę

Atmosfera umożliwia życie na powierzchni Ziemi, reguluje nasz klimat i chroni nas przed szkodliwym promieniowaniem kosmicznym. Ale chociaż teleskopy zliczają coraz więcej planet skalistych, naukowcy sądzili, że większość z nich już dawno utraciła swoje atmosfery.


Jednak nowe badanie przeprowadzone przez naukowców z University of Chicago i Stanford University sugeruje mechanizm, dzięki któremu planety te mogą nie tylko tworzyć atmosfery pełne pary wodnej, ale także utrzymywać je przez długie okresy. Opublikowane 15 marca 2021 roku w Astrophysical Journal Letters badanie poszerza nasz obraz powstawania planet i może pomóc ukierunkować poszukiwania światów nadających się do zamieszkania w innych układach gwiezdnych.

W miarę, jak teleskopy dokumentują odkrycia coraz większej liczby egzoplanet, naukowcy próbują się dowiedzieć, jak mogą one wyglądać. Ogólnie rzecz biorąc, teleskopy mogą dać informacje na temat fizycznych rozmiarów egzoplanety, jej bliskości do gwiazdy i, jeżeli mamy szczęście, jej masy. Aby pójść o wiele dalej, naukowcy muszą dokonać ekstrapolacji na podstawie tego, co wiemy o Ziemi i innych planetach w naszym Układzie Słonecznym. Ale najczęściej odkrywane planety nie wydają się być podobne do tych, które widzimy wokół nas.

To, co już wiedzieliśmy dzięki misji Kepler, to fakt, że planety nieco mniejsze od Neptuna są naprawdę liczne, co było zaskoczeniem, ponieważ w naszym Układzie Słonecznym ich nie ma. Nie wiemy na pewno, z czego są zbudowane, ale istnieją mocne dowody na to, że są to kule magmy otoczone wodorową atmosferą – powiedział prof. Edwin Kite.

Jest też sporo mniejszych skalistych planet, które są podobne, ale bez powłok wodorowych. Dlatego naukowcy przypuszczali, że wiele planet prawdopodobnie tworzy się jak te większe planety mające atmosferę złożoną z wodoru, ale którą tracą, gdy pobliska gwiazda zapala się i zdmuchuje wodór.

Jednak w modelach tych jest jeszcze wiele luk do wypełnienia. Kite i współautorka artykułu Laura Schaefer z Uniwersytetu Stanforda zaczęli badać niektóre potencjalne konsekwencje posiadania przez gwiazdę planety pokrytej oceanami stopionej skały.

Jak mówi Kite, płynna magma jest w rzeczywistości rzadkością, więc również energicznie się odwraca, jak czynią to oceany na Ziemi. Istnieje duża szansa, że te oceany magmy wysysają wodór z atmosfery i wywołują reakcje, tworząc wodę. Część tej wody ucieka do atmosfery, ale znacznie więcej przesącza się do magmy.

Następnie, po tym, jak pobliska gwiazda obedrze planetę z wodorowej atmosfery, woda zostanie wciągnięta do atmosfery w postaci pary wodnej. Ostatecznie na planecie pozostaje atmosfera zdominowana przez wodę.

Jak mówi Kite, proces ten na niektórych planetach może trwać miliardy lat.

Istnieje kilka sposobów sprawdzenia tej hipotezy. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, potężny następca Teleskopu Hubble’a, będzie w stanie przeprowadzić pomiary składu atmosfery egzoplanety. Jeżeli wykryje planety z wodą w atmosferze, będzie to jeden sygnał.

Innym sposobem testowania jest poszukiwanie pośrednich oznak istnienia atmosfery. Większość z tych planet jest zablokowana pływowo, podobnie jak nasz Księżyc, zwrócone zawsze tą samą stroną do gwiazdy, więc jedna jej strona jest zawsze gorąca, a druga zimna.

Para absolwentów University of Chicago zasugerowała sposób wykorzystania tego zjawiska do sprawdzenia atmosfery. Wykazali oni, że atmosfera zmniejszy temperaturę planety, więc nie będzie ostrej różnicy między stroną dzienną i nocną. Jeżeli teleskop może zmierzyć, jak mocno świeci strona dzienna, powinien być w stanie stwierdzić, czy istnieje atmosfera redystrybuująca ciepło.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 marca 2021

Okołojądrowy pierścień gwiazdotwórczy w świetlistej galaktyce w podczerwieni

Świetliste galaktyki w podczerwieni (ULIRG – Ultraluminous infrared galaxies), napędzane aktywnością gwiazdotwórczą i często materią z supermasywnych czarnych dziur akreującą w ich jądrach, zawierają duże rezerwuary gazu molekularnego. Można się tego spodziewać: gaz molekularny jest surowcem dla nowych gwiazd, a ponadto obecność ciepłego pyłu świecącego w podczerwieni oznacza obfitość gazu molekularnego. Zderzenia galaktyk często wyzwalają aktywność gwiazdotwórczą, a symulacje pokazują, że gdy dwie galaktyki łączą się, ich gaz ma tendencję do opadania w kierunku obszaru jądrowego, gdzie rozwija się w dysk o promieniu około 1500 lat świetlnych. Zaobserwowano, że w wielu takich galaktykach występują silne okołojądrowe procesy gwiazdotwórcze, zachodzące najwyraźniej w wyniku tego procesu. Obserwacje tlenku węgla (CO) w ULIRG, obfitych, ale o niskiej gęstości gatunków cząsteczek, rzeczywiście znalazły dowody na dysk okołojądrowy w szerokim zakresie prędkości eksponowanych przez gaz, charakterystyczne dla wirujących dysków. Jednak astronomowie wiedzą, że formowanie się gwiazd wymaga obecności gazu, który jest 10-100 razy gęstszy niż gaz wskazywany przez CO; nie są pewni rozkładu gęstszej materii, a także roli, jaką aktywne jądro galaktyki może odgrywać w kształtowaniu dysku.


Nowo ukończony Wielki Teleskop Milimetrowy (LMT) to największa na świecie sterowalna pojedyncza antena obserwująca na falach submilimetrowych, której średnica wynosi 50 metrów. Fale submilimetrowe są idealne do badania chłodnego, gęstego gazu molekularnego. Zespół naukowców wykorzystał LMT do badania gęstego gazu molekularnego w dysku okołojądrowym w ULIRG UGC5101. Astronomowie zaobserwowali dziewięć cząsteczek i odkryli, że te gęste gazowe wskaźniki również wykorzystywały szerokie profile prędkości, przekraczające około 800 km/s, wszystkie z podwójnym szczytem charakterystycznym przy obracającym się torusie obserwowanym lekko z boku.

Kiedy rotacja dysku jest zdominowana przez siły grawitacyjne, jego materia porusza się zgodnie z prawami Keplera (te same prawa rządzą orbitami planet), przy czym najbardziej wewnętrzna materia wiruje najszybciej – jest to przeciwieństwo zachowania wirującego dysku sztywnego. Naukowcy doszli do wniosku, że dysk okołojądrowy w ULIRG UGC5101 zachowuje się zgodnie z prawami Keplera, a ponieważ różne cząsteczki oznaczają materię o nieco innej gęstości, mogą wykorzystać prędkość keplerowską każdego gatunku do modelowania rozkładu gęstości na dysku, przy czym wewnętrzne regiony o wyższej gęstości poruszają się szybciej. Nowy wynik pomaga bardziej szczegółowo modelować strukturę pierścienia okołojądrowego, ewolucję jego łączenia się oraz wzajemne oddziaływanie z aktywnym jądrem galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 marca 2021

Astronomowie wykrywają czarną dziurę w ruchu

Naukowcy od dawna wysuwali teorię, że supermasywne czarne dziury mogą wędrować przez kosmos, jednak złapanie ich na gorącym uczynku okazało się trudne.


Teraz zespół naukowców zidentyfikował najwyraźniejszy jak dotąd przypadek supermasywnej czarnej dziury w ruchu. Ich wyniki zostały opublikowane w The Astrophysical Journal.

Dominic Pesce, astronom z Centrum Astrofizyki, który kierował badaniami, i jego współpracownicy pracowali nad obserwacjami tego rzadkiego zjawiska przez ostatnie pięć lat, porównując prędkości supermasywnych czarnych dziur i galaktyk.

Naukowcy zadali sobie pytanie, czy prędkości czarnych dziur są takie same jak prędkości ich galaktyk macierzystych. Oczekują, że będą miały takie same prędkości. Jeżeli jest inaczej będzie to oznaczać, że doszło do zakłócenia czarnej dziury.

W ramach swoich poszukiwań zespół zbadał początkowo 10 odległych galaktyk i supermasywnych czarnych dziur w ich jądrach. Specjalnie zbadali czarne dziury, które zawierają wodę w swoich dyskach akrecyjnych.

Gdy woda krąży wokół czarnej dziury, wytwarza podobną do lasera wiązkę promieniowania radiowego, znaną jako maser. Pasce mówi, że masery, badane z wykorzystaniem połączonej sieci anten radiowych przy użyciu techniki znanej jako interferometria wielkobazowa (VLBI), mogą pomóc w bardzo dokładnym pomiarze prędkości czarnej dziury.

Technika ta pomogła zespołowi ustalić, że 9 na 10 supermasywnych czarnych dziur było w spoczynku, ale jedna wyróżniała się i wydawała się być w ruchu.

Zlokalizowana 230 mln lat świetlnych od Ziemi czarna dziura znajduje się w centrum galaktyki J0437+2456. Jej masa jest około trzy miliony razy większa od masy Słońca.

Korzystając z obserwacji uzupełniających w Obserwatoriach Arecibo i Gemini, zespół potwierdził swoje wstępne ustalenia. Supermasywna czarna dziura porusza się z prędkością około 180 000 km/h wewnątrz galaktyki J0437+2456.

Nie wiadomo jednak, co powoduje ten ruch. Zespół podejrzewa, że są dwie możliwości.

Być może obserwujemy następstwa połączenia dwóch supermasywnych czarnych dziur. W wyniku takiego połączenia nowo narodzona czarna dziura może się cofnąć, a my możemy ją obserwować w trakcie odrzutu lub gdy ponownie się uspokaja – mówi Jim Condon, radioastronom z National Radio Astronomy Observatory, który brał udział w badaniach.

Istnieje jednak jeszcze inna, być może nawet bardziej ekscytująca możliwość: czarna dziura może być częścią układu podwójnego. Jednak detekcja układu podwójnego supermasywnych czarnych dziur nie jest łatwa.

Ostatecznie jednak będą potrzebne dalsze obserwacje, aby ustalić prawdziwą przyczynę niezwykłego ruchu tej supermasywnej czarnej dziury.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 marca 2021

Naukowcy badają segregację masy w gromadach kulistych Drogi Mlecznej

Gromady kuliste to stare i gęste układy gwiazd w halo Galaktyki oraz jej zgrubieniu centralnym. Ich średni wiek jest prawie równy wiekowi Wszechświata.


Podczas długiego okresu dynamicznej ewolucji, cięższe obiekty, takie jak masywne gwiazdy, mają tendencję do opadania w obszar jądra, podczas gdy lżejsze mają tendencję do oddalania się od centrum. Proces ten znany jest jako segregacja masy.

Zespół badaczy pod kierunkiem prof. ZHAO Ganga i dr. WU Wenbo z National Astronomical Observatories of Chinese Academy of Sciences (NAOC) przedstawił wyniki segregacji masy 35 gromad kulistych Drogi Mlecznej przy użyciu wysokiej jakości danych fotometrycznych z przeglądu Hubble/ACS Treasury.

Wyniki ich odkryć zostały opublikowane w The Astrophysical Journal 25 lutego 2021 roku.

Większość gromad kulistych doświadcza silnej segregacji masy, ponieważ przez długi czas przechodziły dynamiczną ewolucję. Jednak nadal możemy znaleźć kilka gromad z niewielką segregacją masy. Bardzo interesujące jest zbadanie przyczyny takiego stanu rzeczy – powiedział dr WU Wenbo, pierwszy autor badania.

Poprzednie symulacje N-ciała pokazują, że istnienie centralnej czarnej dziury o masie pośredniej (IMBH) może wygasić segregację masy. Kiedy masywne gwiazdy opadają w obszar jądra, mogą mieć spotkanie z IMBH. Spotkanie to w rzeczywistości jest procesem wymiany energii. Gwiazdy te z procesu spotkania uzyskują energię kinetyczną i przyspieszają. Następnie uciekają z obszaru jądra i w ten sposób segregacja masy zostaje wygaszona – powiedział prof. ZHAO Gang, współautor pracy.

Badanie to łączy segregację masy z czarnymi dziurami o masie pośredniej, układami podwójnymi gwiazd i podukładem czarnych dziur o masach gwiazdowych. Pomoże to w budowaniu wyraźnego związku między segregacją masy a źródłami energii, które mogłyby odgrywać wiodącą rolę w poszukiwaniu IMBH w gromadach kulistych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 marca 2021

Olbrzymi szpiegowski dżet z czarnej dziury we wczesnym Wszechświecie


Astronomowie odkryli dowody na niezwykle długi dżet cząstek pochodzących z supermasywnej czarnej dziury we wczesnym Wszechświecie, wykorzystując Obserwatorium Rentgenowskie Chandra


Jeżeli zostanie potwierdzona, będzie to najodleglejsza supermasywna czarna dziura z dżetem wykrytym w promieniach X. Pochodzący z galaktyki znajdującej się około 12,7 mld lat świetlnych od Ziemi dżet może pomóc wyjaśnić, w jaki sposób największe czarne dziury powstały na bardzo wczesnym etapie historii Wszechświata.

Źródłem dżetu jest kwazar – szybko rosnąca supermasywna czarna dziura – o nazwie PSO J352.4034-15.3373 (w skrócie PJ352-15), która znajduje się w centrum młodej galaktyki. Jest to jeden z dwóch najpotężniejszych kwazarów wykrytych w falach radiowych w ciągu pierwszego miliarda lat po Wielkim Wybuchu i jest około miliard razy masywniejszy od Słońca.

W jaki sposób supermasywne czarne dziury mogą rosnąć tak szybko, aby osiągnąć tak olbrzymią masę we wczesnej epoce Wszechświata? To jedno z kluczowych pytań współczesnej astronomii.

Pomimo swojej potężnej grawitacji i przerażającej reputacji, czarne dziury nieuchronnie przyciągają wszystko, co zbliża się do nich. Materia krążąca wokół czarnej dziury w dysku musi stracić prędkość i energię, zanim będzie mogła spaść dalej do wewnątrz, aby przekroczyć tak zwany horyzont zdarzeń, punkt bez powrotu. Pola magnetyczne mogą powodować efekt hamowania dysku, ponieważ napędzają dżet, co jest kluczowym sposobem utraty energii przez materię w dysku, a tym samym zwiększenia tempa wzrostu czarnych dziur.

Astronomowie musieli obserwować PJ352-15 w sumie przez 3 dni, używając obserwatorium Chandra, aby wykryć dowody na istnienie dżetu rentgenowskiego. Emisja promieniowania X została wykryta około 160 000 lat świetlnych od kwazara w tym samym kierunku, co znacznie krótsze dżety widziane wcześniej na falach radiowych przez Very Long Baseline Array. Dla porównania, cała Droga Mleczna rozciąga się na około 100 000 lat świetlnych.

Światło wykryte z tego dżetu zostało wyemitowane, gdy Wszechświat miał zaledwie 0,98 mld lat, czyli mniej niż 1/10 obecnego wieku. W tym momencie intensywność mikrofalowego promieniowania tła pozostałego po Wielkim Wybuchu była znacznie większa niż obecnie.

Gdy elektrony w dżecie odlatują z czarnej dziury z prędkością bliską prędkości światła, przechodzą przez i zderzają się z fotonami tworzącymi mikrofalowe promieniowanie tła, zwiększając energię fotonów do zakresu promieniowania rentgenowskiego, które zostaje wykryte przez Chandrę. W tym scenariuszu promienie X mają znacznie większą jasność w porównaniu z falami radiowymi. Zgadza się to z obserwacją, że z dużym strumieniem rentgenowskim nie wiąże się żadna emisja radiowa.

Wynika z tego, że obserwacje rentgenowskie mogą być jednym z najlepszych sposobów badania kwazarów z dżetami we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 marca 2021

Czy wokół Wegi krąży olbrzymia, gorąca planeta?

Astronomowie odkryli nowe wskazówki dotyczące olbrzymiej, gorącej planety krążącej wokół Wegi, jednej z najjaśniejszych gwiazd na niebie.


Badanie, które zostało opublikowane w marcu 2021 roku w czasopiśmie The Astronomical Journal, skupia się na kultowej i stosunkowo młodej gwieździe, Wega, która jest częścią konstelacji Lutni, ma masę dwukrotnie większą niż nasze własne Słońce i znajduje się zaledwie 25 lat świetlnych – z astronomicznego punktu widzenia całkiem blisko.

Wega jest na tyle jasna, że widać ją nieuzbrojonym okiem nawet gdy dookoła nie jest zupełnie ciemno. Pomimo, że gwiazda jest tak sławna, astronomowie jak dotąd nie potwierdzili istnienia planety na orbicie wokół niej. Ale wkrótce to może się zmienić. Bazując na dziesięcioletnich obserwacjach naziemnych, zespół astronomów odkrył ciekawy sygnał, który może być pierwszym znanym światem obok gwiazdy.

Jeżeli ustalenia zespołu potwierdziłyby się, obca planeta krążyła by po orbicie tak blisko Wegi, że rok na niej trwałby mniej niż 2,5 ziemskiego dnia. Dla porównania, na Merkurym, najbliższej Słońcu planecie rok trwa 88 dni. Ten kandydat na planetę mógłby również zająć drugie miejsce pod względem temperatury powierzchniowej znanej nauce – wynoszącej średnio 2980 oC.

Do tej pory naukowcy odkryli ponad 4000 egzoplanet. Jednak niewiele z nich krąży wokół gwiazd, które są tak jasne lub tak blisko Ziemi jak Wega. Oznacza to, że jeżeli wokół niej znajdują się planety, naukowcy mogą uzyskać naprawdę szczegółowe spojrzenie na nie.

Jest tylko jeden haczyk: Wega jest gwiazdą typu widmowego A, czyli większa, młodsza i znacznie szybciej wirująca niż nasze Słońce. Wega obraca się wokół własnej osi raz na 16 godzin – znacznie szybciej niż Słońce, któremu to zajmuje 27 ziemskich dni. Tak błyskawiczne tempo może utrudnić naukowcom zebranie dokładnych danych na temat ruchu gwiazdy, a co za tym idzie, wszelkich planet krążących wokół niej.

Aby spróbować znaleźć jednak ewentualne planety, zespół przejrzał 10 lat danych dotyczących Wegi, zebranych przez Obserwatorium Whipple’a. Naukowcy szukali w szczególności charakterystycznego sygnału o obcej planecie - niewielkiego drgania w prędkości gwiazdy.

Poszukiwania być może się opłaciły. Zespół odkrył sygnał, który wskazuje, że Wega może posiadać coś, co astronomowie nazywają „gorącym neptunem” lub „gorącym jowiszem”.

Jeżeli potencjalna planet znajduje się tak blisko gwiazdy, jak sądzą astronomowie, byłaby nadęta jak balon, a żelazo w atmosferze rozpuściłoby się do postaci gazowej.

Naukowcy mają dużo więcej do zrobienia, zanim będą mogli definitywnie stwierdzić, że odkryli tę gorącą planetę. Wg astronomów najłatwiejszym sposobem jej wyszukania może być bezpośrednie przeskanowanie układu w celu znalezienia światła emitowanego od gorącej, jasnej planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 marca 2021

Odkrywanie struktury spiralnej Drogi Mlecznej

Chociaż astronomowie są przekonani, że nasza Droga Mleczna jest galaktyką spiralną, wciąż istnieje wiele aspektów jej budowy, których do końca nie rozumiemy. Galaktyki spiralne występują w różnych typach, a wszystkie one różnią się kształtem, liczbą, rozmiarem i rozmieszczeniem ramion spiralnych. Opierając się na dziesięcioleciach badań obserwacyjnych, wierzymy, że Droga Mleczna jest galaktyką spiralną z poprzeczką. Jednak uzyskanie pełnego obrazu jej morfologii (kształtu i właściwości) jest trudne, ponieważ wszystkie nasze obserwacje pochodzą jedynie z wnętrza Galaktyki (oglądamy ją od środka).


Większość poprzednich badań zgadza się co do liczby ramion spiralnych w naszej galaktyce, ale istnieje poważna debata dotycząca pozycji, kształtów i kątów nachylenia (miara tego, jak ciasno są one nawinięte) tych ramion.

W niedawnym badaniu naukowcy próbują wykorzystać niezwykle potężny zbiór danych obserwacyjnych, aby rzucić więcej światła na zagadkę tych ramion. Korzystając z danych astrometrycznych z sondy Gaia, autorzy zmapowali rozmieszczenie gwiazd w dużej części Drogi Mlecznej, starając się lepiej ograniczyć właściwości niektórych jej ramion spiralnych. Z ostatniego, trzeciego zbioru danych Gaia – Early Data Release 3 (EDR3) wybrali trzy różne próbki do wykorzystania w mapowaniu – około jednego miliona młodych gwiazd górnego ciągu głównego (typy widmowe O, B i A na diagramie HR), około 400 gromad otwartych i prawie 3000 klasycznych gwiazd zmiennych cefeid. Wszystkie one zostały wybrane, ponieważ są stosunkowo jasne, a zatem ich pozycje w Galaktyce są dobrze określone przez dane z Gai.

Co sprawia, że dane Gaia są tak potężne i przydatne do analizy tego rodzaju? Sonda została zaprojektowana w celu dostarczenia najdokładniejszego (jak dotąd) katalogu pozycji i prędkości ponad miliarda gwiazd w Drodze Mlecznej. Nawet po pierwszych trzech publikacjach danych Gaia zrewolucjonizowała badania naszej galaktyki, prowadząc do przełomowych odkryć związanych z hiperszybkimi gwiazdami, strumieniami gwiazd, dynamiką galaktyczną, gromadami gwiazd i wielu więcej.

Podstawowa analiza opisana we wspominanej pracy polegała na wykorzystaniu próbek z Gai do zmapowania rozmieszczenia gwiazd w dużej części Galaktyki, w której centrum znajduje się Słońce. Autorzy następnie byli w stanie zidentyfikować obszary o zbyt dużej i zbyt małej gęstości w rozkładach i skorelować je z obecnością określonych ramion spiralnych. Z danych wynika, że rozkład gwiazd wokół Słońca wcale nie jest symetryczny lub jednolity – w rzeczywistości zbyt gęste leżą wzdłuż określonych „łuków”, z których każdy odpowiada znanemu spiralnemu ramieniu Drogi Mlecznej.

Ogólnie rzecz biorąc, artykuł z powodzeniem wykorzystuje rozkład gwiazd ze zbioru danych EDR3 z Gai do badania liczby, pozycji i zasięgu ramion spiralnych naszej galaktyki, a także podaje ograniczenia dla czterech znanych ramion. Potwierdzają, że Ramię Perseusza dobrze zgadza się z poprzednimi modelami, że Ramię Tarczy (Krzyża) znajduje się bliżej Słońca, niż wcześniej sądzono, i że niektóre z ramion mogą rozciągać się dalej niż pokazują poprzednie badania. Co najważniejsze, zbliżające się nowe dane z Gai obiecują jeszcze lepszy obraz struktury spiralnej Drogi Mlecznej, ponieważ pozycje i prędkości nawet słabszych i bardziej oddalonych gwiazd są mierzone dokładniej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 marca 2021

Rozszyfrowano strukturę dysku akrecyjnego w rentgenowskim układzie podwójnym

Układ podwójny gwiazd Her X-1 składa się z gwiazdy neutronowej o masie 1,5 masy Słońca, znajdującej się na orbicie wokół gwiazdy o masie 2,2 masy Słońca – HZ Herculis. Her X-1, znajdująca się około 22 000 lat świetlnych od nas, była pierwszą znaną gwiazdą podwójną emitującą promieniowanie rentgenowskie, odkrytą przez satelitę Uhuru w 1971 roku i jest prototypowym obiektem swojej klasy rentgenowskich układów podwójnych.


Promienie rentgenowskie są wytwarzane, gdy materia z zewnętrznej atmosfery normalnej gwiazdy, przechwycona przez grawitację towarzysza, opada na gorący dysk akrecyjny wokół gwiazdy neutronowej. Her X-1 jest pulsarem z okresem rotacji 1,24 sekundy. Obie gwiazdy układu krążą wokół siebie co 1,7 dnia po mniej więcej kołowej orbicie, która jest bardzo nachylona w stosunku do naszej linii wzroku. Her X-1 wykazuje regularne zmiany strumienia w 35-dniowej skali czasu, znacznie dłuższej niż 1,7-dniowy okres orbitalny. Te tak zwane „okresy superorbitalne” są widoczne także w innych układach podwójnych świecących w promieniach X i uważa się, że są one wynikiem zakrzywienia dysku akrecyjnego. Astronomowie próbują przeanalizować zachowanie tej złożonej i zmiennej emisji promieniowania rentgenowskiego, aby modelować szczegółową strukturę dysku akrecyjnego wokół gwiazd neutronowych i lepiej zrozumieć mechanizmy fizyczne zachodzące w tych układach.

Astronom CfA, Saeqa Vrtilek, była członkiem zespołu, który zakończył nowe badania zmian impulsów promieniowania rentgenowskiego w Her X-1. Ich dane pochodzą z misji XMM-Newton i NuSTAR i obejmują pełny 35-dniowy cykl superorbitalny, a także uzupełniają obserwacje o archiwalne zbiory danych. Ich modelowanie wykazało, że dysk akrecyjny jest zakrzywiony i precesyjny, co zgadza się z wcześniejszymi ustaleniami. Chociaż nie są oni w stanie ograniczyć geometrii wyrzuconych wiązek pulsarów, dochodzą do wniosku, że najbardziej energetyczne promieniowanie rentgenowskie znajduje się w wiązce pulsara, podczas gdy mniej energetyczna emisja promieniowania X pochodzi z obszarów dysku, które są oświetlone przez wirującą wiązkę pulsara. Model zespołu z powodzeniem ogranicza geometrię układu dżet-dysk i dystrybucję energii w widmie rentgenowskim.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 marca 2021

Odkryto Superziemię, dzięki której będzie można charakteryzować modele atmosfer planet

W ciągu ostatnich 25 lat astronomowie odkryli szeroką gamę egzoplanet, zbudowanych ze skał, lodu i gazu, dzięki instrumentom astronomicznym zaprojektowanym specjalnie do poszukiwania planet pozasłonecznych. Ponadto, używając kombinacji różnych technik obserwacyjnych, byli w stanie określić w dużej mierze masy, rozmiary, a tym samym gęstości planet, co pomaga oszacować ich wewnętrzny skład i zwiększyć liczbę planet odkrytych poza granicami Układu Słonecznego.


Jednak badanie atmosfer planet skalistych, które umożliwiłoby pełne scharakteryzowanie egzoplanet podobnych do Ziemi, jest niezwykle trudne przy użyciu dostępnych instrumentów. Z tego względu modele atmosferyczne planet skalistych nie są nadal testowane.

Interesujące jest więc to, że astronomowie z zespołu CARMENES (Calar Alto high- Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical échelle Spectrographs) w Cambridge opublikowali ostatnio badanie dotyczące odkrycia gorącej Superziemi na orbicie wokół pobliskiego czerwonego karła Gliese 486, oddalonego od Słońca o zaledwie 26 lat świetlnych

W tym celu naukowcy wykorzystali połączone techniki metody tranzytu i pomiaru prędkości radialnej, a także wykorzystali obserwacje wykonane między innymi instrumentem MuSCAT2 (Multicolour Simultaneous Camera for studying Atmospheres of Transiting exoplanets) zainstalowanym na 1,52-metrowym teleskopie Carlosa Sancheza w Obserwatorium Teide. Wyniki tego badania zostały opublikowane w czasopiśmie Science.

Odkryta przez nich planeta, nazwana Gliese 486b, ma masę 2,8 razy większą od Ziemi i jest od niej tylko 30% większa. Obliczając średnią gęstość na podstawie pomiarów jej masy i promienia, wnioskujemy, że skład chemiczny planety jest podobny do składu Wenus lub Ziemi, które mają w swoich wnętrzach metalowe jądra – wyjaśnia Enric Pallé, badacz IAC i współautor artykuł.

Gliese 486b okrąża swoją macierzystą gwiazdę po kołowej orbicie co 1,5 dnia w odległości 2,5 mln km. Mimo tego, że planeta krąży tak blisko gwiazdy, prawdopodobnie zachowała część swojej pierwotnej atmosfery (gwiazda jest znacznie chłodniejsza niż nasze Słońce), więc jest dobrym kandydatem do bardziej szczegółowych obserwacji z wykorzystaniem naziemnych i kosmicznych teleskopów nowej generacji.

Planeta potrzebuje tyle samo czasu, aby obrócić się wokół własnej osi (doba), ile na okrążenie swojej gwiazdy (rok), w związku z czym zawsze jest zwrócona do niej tą samą stroną. Chociaż Gliese 486 jest znacznie słabsza i chłodniejsza niż Słońce, jej promieniowanie jest tak intensywne, że powierzchnia planety nagrzewa się do co najmniej 700 K (ok. 430 stopni C). Z tego powodu powierzchnia Gliese 486b jest prawdopodobnie bardziej zbliżona do Wenus niż ziemskiej, z gorącym, suchym krajobrazem i rzekami płonącej lawy. Jednak w przeciwieństwie do Wenus, Gliese 486b może mieć rzadką atmosferę.

Jak zauważają naukowcy, którzy obserwowali planetę przez ostatnie cztery lata, temperatura atmosfery jest wręcz idealna, bo gdyby była wyższa o 100 stopni, cała jej powierzchnia byłaby lawą, a w atmosferze znajdowałyby się odparowane skały, co niewiele by nam powiedziało o ewolucji atmosfer planetarnych. Z drugiej strony, jeżeli temperatura jej powierzchni byłaby niższa, nie nadawałaby się do szczegółowych badań atmosfery.

Zespół CARMENES będzie wykonywać pomiary spektroskopowe za pomocą „spektroskopii emisyjnej”, kiedy obszary półkuli oświetlonej przez gwiazdę są widoczne jako fazy planety (analogicznie do faz naszego Księżyca), zanim schowa się ona za gwiazdą. Obserwowane widmo będzie zawierało informacje o warunkach panujących na oświetlonej gorącej powierzchni planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

4 marca 2021

Eksplodujące gwiazdy w dyskach czarnych dziur

Wirujące dyski materii otaczające supermasywne czarne dziury są prawdopodobnie siedliskiem masywnych gwiazd, gwiazd neutronowych i czarnych dziur. Nowe odkrycie bada, czy możemy wykryć sygnatury ognistych eksplozji wytwarzanych przez te wyjątkowo usytuowane gwiazdy i pozostałości gwiazdowe.


Niezwykły dom
Niedawno naukowcy wykryli fale grawitacyjne pochodzące z połączenia nieoczekiwanie dużych czarnych dziur. Jedno z zaproponowanych wyjaśnień – że te potwory urosły do swoich dużych rozmiarów, gdy były osadzone w dysku akrecyjnym otaczającym jeszcze większą, supermasywną czarną dziurę – wzbudziło zainteresowanie badaniem ewolucji gwiazd znajdujących się w dyskach tych aktywnych jąder galaktyk (AGN). 

Dyski akrecyjne AGN są gęstymi, burzliwymi środowiskami, które wytwarzają jasne, wysokoenergetyczne promieniowanie, gdy materia dysku opada po spirali do wewnątrz w kierunku czarnej dziury. Jednak te pozornie nieprzyjazne otoczenia mogą nadal posiadać gwiazdy, które powstają albo in situ – gaz w dyskach akrecyjnych może stać się niestabilny i rozpaść się na samograwitujące skupiska, które stają się gwiazdami – lub są przechwytywane z jądra gromady gwiazd otaczającej AGN.

Wybuchowe zakończenia
Gdy gwiazdy uformują się lub zostaną uwięzione w dysku AGN, gęste środowisko zwiększa prawdopodobieństwo, że gwiazdy połączą się w pary w układach podwójnych. W miarę ewolucji gwiazd osadzonych w dyskach, pewna ich część powinna zakończyć swoje życie w spektakularnych eksplozjach - albo jako długie rozbłyski promieniowania gamma (GRB) wywołane śmiercią masywnych gwiazd, albo krótkie GRB powstałe w wyniku zderzenia dwóch wyewoluowanych pozostałości gwiazdowych.

Możliwość tych relatywistycznych eksplozji występujących w dyskach AGN jest intrygująca. Czy unikalne środowisko dysku wpływa na eksplozję? Jeżeli tak, czy możemy spodziewać się konkretnych, możliwych do zidentyfikowania cech GRB wytwarzanych w dyskach wokół supermasywnych czarnych dziur?

Zespół naukowców pod kierownictwem Rosalby Perny (Stony Brook University i Flatiron Institute) zbadał te kwestie, modelując sposób, w jaki właściwości eksplozji GRB zmieniają się, gdy następują w dyskach.

Poszukiwanie sygnatur
Perna i jej współpracownicy badają standardowy model GRB, w którym szybka emisja jest wytwarzana jako pierwsza seria wewnętrznych fal uderzeniowych napędzanych przez zderzające się zbitki przyspieszonej materii. Po szybkiej emisji następuje długa, zanikająca poświata, ponieważ ten relatywistyczny odpływ jest spowolniony, gdy wdziera się do otaczającej materii.

Autorzy pokazują, że właściwości środowiska dysku AGN mogą zmieniać zachowanie obu tych składników emisji. Wysoka gęstość materii dysku może spowodować silną wsteczną falę uderzeniową, która zostanie cofnięta na początku eksplozji, zasilając szybką emisję zamiast wewnętrznych fal uderzeniowych. A późniejsza poświata GRB może się zakończyć jako jaśniejsza i osiągnąć maksimum wcześniej niż w przypadku typowych GRB obserwowanych w środowisku o małej gęstości, takim jak ośrodek międzygwiazdowy

Te właściwości oraz inne sygnatury zidentyfikowane przez Pernę i jej współpracowników mogą nam pomóc określić, czy obserwowane w przyszłości GRB eksplodowały w typowych środowiskach, czy też w ekstremalnym otoczeniu dysku AGN. Pomoże nam to lepiej zrozumieć, w jaki sposób niektóre gwiazdy mogą ewoluować w swoich niezwykłych domach wokół supermasywnych czarnych dziur.

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...