28 kwietnia 2021

Rozwiązywanie zagadki zmienności czerwonych olbrzymów

Naukowcy od dawna zastanawiali się nad powolnymi i regularnymi zmianami jasności wielu wyewoluowanych gwiezdnych olbrzymów. Teraz, wskazówki z nowo przeanalizowanych obserwacji w podczerwieni mogą ostatecznie rozwiązać tę zagadkę.

Wizja artystyczna czerwonego olbrzyma zaćmiewanego przez chmurę pyłu
 otaczającą małomasywnego towarzysza gwiazdy. (autorka: Matylda Soszyńska).

Gdy gwiazdy takie jak nasze Słońce starzeją się, nadmuchują się nawet do rozmiarów setki razy większych niż ich rozmiary na ciągu głównym, sięgając orbit swoich planet wewnętrznych i stając się czerwonymi olbrzymami. W końcowym etapie swojego życia stają się gwiazdami zmiennymi, wykazującymi zmiany jasności, które mogą być wywołane wewnętrznymi pulsacjami, ruchami komórek konwekcyjnych w otoczkach gwiazdowych, a nawet obecnością pyłu okołogwiazdowego.

Większość tych zmienności czerwonych olbrzymów jest dość dobrze poznana, ale jest jeden typ, który pozostaje tajemnicą: tak zwane długie okresy wtórne.

Oprócz zwykłej zmienności spowodowanej pulsacjami, czerwone olbrzymy o długim okresie wtórnym wykazują regularne minima w optycznych krzywych blasku, które występują w okresach o rząd wielkości dłuższych niż pulsacje – zwykle od kilku miesięcy do kilku lat.

Zaawansowane ewolucyjnie gwiazdy z długimi okresami wtórnymi są zaskakująco powszechne: co najmniej ⅓ jasnych gwiazd asymptotycznej gałęzi olbrzymów i nadolbrzymów wykazuje takie długookresowe zmiany. Jednak pomimo ich powszechności, długie okresy wtórne przez dziesięciolecia pozostawały niewyjaśnione. Czy wahania te są nieodłączną cechą starzejącej się gwiazdy? Czy też są one wywołane przez jakieś czynniki zewnętrzne?

Nowe badania, przeprowadzone przez zespół naukowców pod kierownictwem prof. dr. hab. Igora Soszyńskiego z Uniwersytetu Warszawskiego, wykorzystały obserwacje w podczerwieni do zidentyfikowania prawdopodobnego winowajcy: spowitych pyłem gwiezdnym towarzyszy.

Prof. Soszyński i jego współpracownicy zebrali obserwacje optyczne próbki 16 000 znanych gwiazd zmiennych długookresowych w Drodze Mlecznej i pobliskich Obłokach Magellana. Dla około 700 z tych gwiazd autorzy uzyskali odpowiadające im krzywe blasku w dwóch pasmach podczerwonych z misji NEOWISE-R.

Przy porównaniu optycznych i podczerwonych obserwacji tych zmiennych natychmiast była widoczna uderzająca cecha: tam, gdzie krzywe blasku w świetle widzialnym miały pojedyncze szerokie minima, podczerwone krzywe blasku około połowy gwiazd miały również wtórne minima, które wydawały się być dokładnie poza fazą z pierwotnym minimum.

Co to oznacza? Prof. Soszyński i współpracownicy twierdzą, że te wtórne minima potwierdzają, że długookresowa zmienność jest spowodowana zaćmieniami przez towarzysza.

W wyjaśnieniu autorów, planeta znajdująca się w pobliżu gromadzi masę z rozszerzającej się otoczki swojego czerwonego olbrzyma, ostatecznie rosnąc do rozmiarów brązowego karła. Gdy ten podgwiezdny towarzysz – spowity w przypominający kometę, rozciągnięty obłok pyłu – przechodzi pomiędzy nami a czerwonym olbrzymem, obserwujemy długotrwałe zaćmienia w świetle widzialnym i podczerwonym gwiazdy. Kiedy obłok i towarzysz przechodzą za gwiazdą, ich emisja przede wszystkim w podczerwieni, na krótko znika, powodując wtórne zaćmienie obserwowane tylko w podczerwieni.

Rozwiązanie trwającej od dziesięcioleci zagadki zmienności długiego okresu wtórnego u czerwonych olbrzymów otwiera drzwi do nowych odkryć. Dzięki badaniu kształtu zaćmień w krzywych blasku gwiazd zmiennych możemy dowiedzieć się znacznie więcej o tym, jak gwiazdy takie jak Słońce ewoluują wraz ze swoimi planetami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 kwietnia 2021

Odkrywanie życia podwójnych gwiazd neutronowych w astronomii radiowej i fal grawitacyjnych

Naukowcy z OzGrav opisali sposób na określenie populacji urodzeniowej podwójnych gwiazd neutronowych – jednych z najgęstszych obiektów we Wszechświecie, powstałych w wyniku kolapsu masywnych gwiazd. W niedawno opublikowanych badaniach zaobserwowano różne etapy życia tych podwójnych gwiazd neutronowych.

Wizja artystyczna przedstawiająca łączenie się układu podwójnego gwiazd neutronowych. 
Źródło: LIGO, Sonoma State University, A. Simonnet.

Badacze mogą obserwować łączenie się układów podwójnych gwiazd neutronowych za pomocą fal grawitacyjnych – zmarszczek w czasoprzestrzeni. Badając populacje gwiazd neutronowych, naukowcy mogą dowiedzieć się więcej na temat ich formowania się i ewolucji. Jak dotąd, tylko dwa układy podwójne gwiazd neutronowych zostały wykryte przez detektory fal grawitacyjnych, jednak wiele z nich zostało zaobserwowanych przez radioastronomów.

Jeden z takich układów podwójnych, zaobserwowany na falach grawitacyjnych, nazwany GW190425, jest znacznie masywniejszy niż gwiazdy w typowych populacjach Galaktyki obserwowanych w zakresie fal radiowych, o łącznej masie 3,4 razy większej od masy Słońca. To rodzi pytanie: dlaczego w radioastronomii brakuje tych masywnych podwójnych gwiazd neutronowych? Aby znaleźć odpowiedź na to pytanie, doktorantka OzGrav Shanika Galaudage z Monash University, zbadała, jak połączyć obserwacje radiowe z obserwacjami fal grawitacyjnych.

Astronomia radiowa i astronomia fal grawitacyjnych łącznie umożliwiają naukowcom badanie podwójnych gwiazd neutronowych na różnych etapach ich ewolucji. Obserwacje radiowe sondują życie tych gwiazd podwójnych, podczas gdy fale grawitacyjne badają ostatnie chwile ich życia. Aby lepiej zrozumieć te układy, od momentu ich powstania aż do łączenia się, naukowcy muszą zbadać związek pomiędzy populacjami fal radiowych i grawitacyjnych: ich populacje urodzeniowe.

Shanika i jej zespół wyznaczyli rozkład masy urodzeniowej układów podwójnych gwiazd neutronowych wykorzystując obserwacje prowadzone w zakresie fal radiowych i grawitacyjnych. Obie populacje ewoluują z populacji urodzeniowych tych układów, więc jeżeli spojrzymy wstecz w czasie, rozważając populacje radiowo i grawitacyjnie, które widzimy dzisiaj, powinniśmy być w stanie wyodrębnić dystrybucję narodzinową – mówi Shanika Galaudage.

Kluczem jest zrozumienie rozkładu czasu opóźnienia podwójnych gwiazd neutronowych: czasu, jaki upływa pomiędzy formowaniem się i łączeniem tych układów. Naukowcy wysunęli hipotezę, że cięższe układy podwójnych gwiazd neutronowych mogą być układami szybko łączącymi się, co oznacza, że robią to zbyt szybko, aby można je było dostrzec w obserwacjach radiowych i mogą być widoczne jedynie na falach grawitacyjnych.

Badanie wykazało umiarkowane poparcie dla hipotezy szybkiego łączenia się, wskazując jednak na to, że ciężkie układy podwójne gwiazd neutronowych mogą nie potrzebować scenariusza szybkiego łączenia, aby wyjaśnić braki w populacjach radiowych. Stwierdzamy, że GW190425 nie jest wyjątkiem w porównaniu do szerszej populacji podwójnych gwiazd neutronowych. Tak więc układy te mogą być rzadkie, ale niekoniecznie wskazują na odrębną szybko łączącą się populację – mówi współautor badania Christian Adamcewicz z Monash University.

W przyszłych detekcjach fal grawitacyjnych naukowcy mogą spodziewać się wykrycia większej ilości połączeń podwójnych gwiazd neutronowych. Jeżeli przyszłe detekcje ujawnią silniejszą rozbieżność pomiędzy populacjami radiowymi a populacjami fal grawitacyjnych, nasz model dostarczy naturalnego wyjaśnienia, dlaczego tak masywne podwójne gwiazdy neutronowe nie są powszechne w populacjach radiowych – dodaje współautor, dr Simon Stevenson, badacz z OzGrav na Swinburne University of Technology.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 kwietnia 2021

Pierwsze ślady gwiazdy rozrywanej przez potężną grawitację czarnej dziury

Przez dziesiątki lat astronomowie dostrzegali wybuchy promieniowania elektromagnetycznego pochodzące od czarnych dziur. Zakładali, że są one wynikiem rozdzierania gwiazd, ale nigdy nie widzieli sylwetek faktycznych więzadeł materii. Teraz grupa astronomów, w tym główny autor Giacomo Cannizzaro i Peter Jonker z SRON/Radboud University, po raz pierwszy zaobserwowała widmowe linie absorpcyjne spowodowane przez pasma gwiazdy rozrywanej jak spaghetti.

Czarna dziura rozrywa gwiazdę, pozostawiając długie pasmo materii gwiazdowej, które następnie owija się wokół czarnej dziury. Źródło: NASA / CXC / M. Weiss

Większość gwiazd we Wszechświecie umiera z przyczyn naturalnych. Albo zdmuchują swoje zewnętrzne powłoki, albo po prostu stygną z braku paliwa, albo też mogą zgasnąć z hukiem w olbrzymiej eksplozji supernowej. Jednak gwiazdy żyjące w wewnętrznych regionach swoich galaktyk mogą nie mieć tyle szczęścia. Są one narażone na możliwość rozerwania przez supermasywne czarne dziury, które czają się w centrach większości galaktyk. Ekstremalna grawitacja czarnej dziury przyciąga gwiazdę z jednej strony o wiele mocniej niż z drugiej, co powoduje jej rozerwanie. Astronomowie lubią nazywać ten proces spaghettizacja, ale w publikacjach naukowych nazywany jest on zjawiskiem rozerwania pływowego.

Po tym, jak gwiazda przekształci się w nitkę spaghetti, wpada ona dalej do czarnej dziury, emitując krótki błysk promieniowania. Astronomowie zauważali te błyski już od dziesięcioleci i na podstawie teorii zakładali, że są to przypadki zakłóceń pływowych. Nigdy jednak nie widzieli rzeczywistych więzadeł materii, czyli fizycznego obiektu, który nie tylko emituje, ale również blokuje światło. Teraz międzynarodowy zespół astronomów po raz pierwszy zaobserwował widmowe linie absorpcyjne patrząc na jeden z biegunów czarnej dziury. Już wcześniej było oczywiste, że czarne dziury mogą posiadać dysk z materią wokół swojego równika, ale linie absorpcyjne powyżej bieguna czarnej dziury sugerują, że istnieje długie pasmo wielokrotnie owinięte wokół czarnej dziury: jest to prawdziwe wiązadło materii świeżo rozerwanej gwiazdy.

Naukowcy wiedzą, że czarna dziura jest skierowana w ich stronę biegunem, ponieważ wykryli promieniowanie rentgenowskieDysk akrecyjny jest jedyną częścią układu czarnej dziury, która emituje ten rodzaj promieniowania. Gdyby patrzyli od strony krawędzi, nie zobaczyliby promieniowania X dysku akrecyjnego. Ponadto linie absorpcyjne są wąskie. Nie są one poszerzone przez efekt Dopplera, jak można by się spodziewać, patrząc na rotujący dysk – mówi Giacomo Cannizzaro.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 kwietnia 2021

Dzięki soczewkowaniu grawitacyjnemu ALMA odkrywa rotującą młodą galaktykę

Korzystając z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astronomowie znaleźli rotującą młodą galaktykę mającą 1/100 wielkości Drogi Mlecznej w czasie, gdy Wszechświat miał zaledwie 7% swojego obecnego wieku. Dzięki wsparciu efektu soczewki grawitacyjnej, zespół naukowców był w stanie po raz pierwszy zbadać naturę małych i ciemnych „normalnych galaktyk” we wczesnym Wszechświecie, reprezentatywnych dla głównej populacji pierwszych galaktyk, co znacznie poszerza nasze rozumienie początkowej fazy ewolucji galaktyk.

Obraz gromady galaktyk RXCJ0600-2007 wykonany przez HST, połączony z obrazami soczewkowania grawitacyjnego odległej galaktyki RXCJ0600-z6, oddalonej o 12,4 mld lat świetlnych stąd, obserwowanej przez ALMA (czerowny kolor). Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Fujimoto i inni, NASA/ESA Hubble Space Telescope.

Wiele z galaktyk, które istniały we wczesnym Wszechświecie było tak małych, że ich jasność jest znacznie poniżej możliwości obecnych największych teleskopów na Ziemi i w kosmosie, co utrudnia badanie ich właściwości i struktury wewnętrznej. Jednakże, światło pochodzące z galaktyki o nazwie RXCJ0600-z6, zostało silnie wzmocnione przez soczewkowanie grawitacyjne, co czyni ją idealnym celem do badania właściwości i struktury typowych młodych galaktyk – mówi Nicolas Laporte, Kavli Senior Fellow na Uniwersytecie w Cambridge.

Soczewkowanie grawitacyjne jest naturalnym zjawiskiem, w którym światło emitowane z odległego obiektu jest zakrzywiane pod wpływem grawitacji masywnego obiektu, takiego jak galaktyka czy gromada galaktyk, znajdujący się na pierwszym planie. Nazwa „soczewkowanie grawitacyjne” wywodzi się stąd, że grawitacja masywnego obiektu działa jak soczewka. Kiedy patrzymy przez soczewkę grawitacyjną, światło odległych obiektów ulega wzmocnieniu, a ich kształty są rozciągnięte. Innymi słowy, jest to „naturalny teleskop” unoszący się w przestrzeni kosmicznej.

Zespół ALMA Lensing Cluster Survey (ALCS) wykorzystał ALMA do poszukiwania dużej liczby galaktyk we wczesnym Wszechświecie, które są wzmocnione przez soczewkowanie grawitacyjne. Łącząc moc ALMA z pomocą naturalnych teleskopów, naukowcy są w stanie odkryć i zbadać słabsze galaktyki.

Dlaczego tak ważne jest badanie słabych galaktyk we wczesnym Wszechświecie? Teoria i symulacje przewidują, że większość galaktyk powstałych kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu jest mała, a przez to słaba. Chociaż kilka galaktyk we wczesnym Wszechświecie zostało wcześniej zaobserwowanych, badania te, ze względu na możliwości teleskopów, były ograniczone do najbardziej masywnych obiektów, a więc mniej reprezentatywnych galaktyk, we wczesnym Wszechświecie. Jedynym sposobem na zrozumienie standardowego procesu powstawania pierwszych galaktyk i uzyskanie pełnego obrazu formowania się galaktyk jest skupienie się na słabszych i liczniejszych galaktykach.

Zespół ALCS przeprowadził zakrojony na szeroką skalę program obserwacyjny, który trwał 95 godzin, co jest bardzo długim czasem dla obserwacji ALMA, aby zaobserwować centralne regiony 33 galaktyk, które mogą powodować efekt soczewkowania grawitacyjnego. Jedna z tych gromad, nazwana RXCJ0600-2007, znajduje się w kierunku gwiazdozbioru Wilka i jest biliard razy masywniejsza od Słońca. Zespół odkrył pojedynczą odległą galaktykę, którą wzmacnia soczewka grawitacyjna. ALMA wykrył światło pochodzące od jonów węgla i pyłu gwiezdnego w galaktyce i wraz z danymi uzyskanymi z teleskopu Gemini ustalono, że galaktyka jest widziana taką, jaką była około 900 mln lat po Wielkim Wybuchu (12,4 mld lat temu). Dalsza analiza tych danych zasugerowała, że część tego źródła jest 160 razy jaśniejsza niż jest w rzeczywistości.

Dzięki precyzyjnym pomiarom rozkładu masy gromady galaktyk, możliwe jest „cofnięcie” efektu soczewkowania grawitacyjnego i przywrócenie pierwotnego wyglądu wzmocnionego obiektu. Łącząc dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) z modelem teoretycznym, zespołowi udało się zrekonstruować rzeczywisty kształt odległej galaktyki RXCJ0600-z6. Całkowita jej masa jest około 2-3 mld razy większa od masy Słońca, co stanowi 1/100 masy naszej galaktyki Drogi Mlecznej.

To, co zaskoczyło zespół to fakt, że RXCJ0600-z6 się obraca. Tradycyjnie sądzono, że gaz w młodych galaktykach porusza się w sposób przypadkowy, chaotyczny. Dopiero niedawno ALMA odkrył kilka obracających się młodych galaktyk, które podważyły tradycyjne ramy teoretyczne, ale były one o kilka rzędów wielkości jaśniejsze (większe) niż RXCJ0600-z6.

Nasze badania pokazują, po raz pierwszy, że możemy bezpośrednio zmierzyć ruch wewnętrzny tak słabych (mniej masywnych) galaktyk we wczesnym Wszechświecie i porównać go z przewidywaniami teoretycznymi – mówi Kotaro Kohno, profesor na Uniwersytecie Tokijskim i lider zespołu ALCS.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 kwietnia 2021

Najmniejsza w historii czarna dziura, która jest także najbliżej od Ziemi

Naukowcy odkryli jedną z najmniejszych w historii czarnych dziur – i najbliższą Ziemi, jaką do tej pory znaleziono.

Ilustracja przedstawiająca układ podwójny czarnej dziury z czerwonym olbrzymem, który ma wydłużony kształt wywołany oddziaływaniem grawitacyjnym czarnej dziury. Źródło: Ohio State illustration by Lauren Fanfer.

Naukowcy nazwali ją „Jednorożcem”, po części dlatego, że jak dotąd jest jedyną w swoim rodzaju, a po części dlatego, że została znaleziona w konstelacji Jednorożca. Wyniki badań zostały opublikowane 21 kwietnia 2021 roku w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

„Jednorożec” ma masę około trzy razy większą od Słońca – to bardzo mało jak na czarną dziurę. Zostało znalezionych bardzo niewiele czarnych dziur o podobnej masie. Znajduje się ona w odległości 1500 lat świetlnych od Ziemi, wciąż wewnątrz Drogi Mlecznej. Dopóki Tharindu Jayasinghe, główny autor pracy i doktorant astronomii na Uniwersytecie Stanowym Ohio, nie zaczął jej analizować, pozostawała w ukryciu.

Czarna dziura wydaje się być towarzyszem czerwonego olbrzyma, co oznacza, że są one połączone grawitacyjnie. Naukowcy nie są w stanie zobaczyć czarnej dziury – z definicji jest ona ciemna, nie tylko wizualnie, ale również dla narzędzi, których astronomowie używają do pomiarów światła i innych długości widma elektromagnetycznego.

Jednak w tym przypadku mogą zobaczyć gwiazdę towarzyszącą czarnej dziurze. Została ona dobrze udokumentowana przez system teleskopów, w tym Kilodegree Extremely Little Telescope (KELT), ASAS (prekursor ASAS-SN) oraz TESS, który poszukuje planet poza naszym Układem Słonecznym. Dane na temat tej gwiazdy były już powszechnie dostępne, ale nie były analizowane w ten sposób.

Kiedy Jayasinghe i inni badacze przeanalizowali te dane i zauważyli, że coś, czego nie mogli dostrzec, wydaje się krążyć wokół czerwonego olbrzyma, powodując, że światło gwiazdy zmienia natężenie i wygląd w różnych punktach orbity.

Zdali sobie sprawę, że coś zmienia kształt czerwonego olbrzyma. Efekt ten, zwany zniekształceniem pływowym, daje astronomom sygnał, że coś wpływa na gwiazdę. Jedną z możliwości była czarna dziura, ale musiałaby ona być niewielka – mniej więcej pięć razy masywniejsza od Słońca, mieszcząca się w oknie rozmiarów, które astronomowie nazywają „luką masową”. Dopiero niedawno uznali, że czarne dziury o takiej masie mogą istnieć.

To zniekształcenie pływowe jest wytwarzane przez siłę pływową niewidzialnego towarzysza – czarnej dziury.

Tak jak grawitacja Księżyca zniekształca ziemskie oceany, powodując wybrzuszanie się mórz w kierunku i od Księżyca, wytwarzając wysokie pływy, tak samo czarna dziura zniekształca gwiazdę do kształtu przypominającego piłkę do rugby, z jedną osią dłuższą od drugiej. Najprostsze wyjaśnienie jest takie, że to czarna dziura – w tym przypadku najprostsze wyjaśnienie jest najbardziej prawdopodobne – powiedział Todd Thompson, współautor badania, przewodniczący wydziału astronomii Ohio State.

Prędkość czerwonego olbrzyma, okres orbitalny oraz sposób, w jaki siła pływowa go zniekształciła, pozwoliły na określenie masy czarnej dziury, co doprowadziło do wniosku, że sięgała ona około 3 mas Słońca.

Przez ostatnie niemal dziesięć lat astronomowie i astrofizycy zastanawiali się nad tym, czy nie znajdują tych czarnych dziur, ponieważ systemy i metody, których używają nie są wystarczająco wyrafinowane, aby je znaleźć, czy po prostu one nie istnieją?

Następnie, około 18 miesięcy temu, wielu członków tego zespołu badawczego Ohio State, kierowanego przez Thompsona, opublikowało artykuł naukowy w czasopiśmie Science, w którym przedstawiono mocne dowody na istnienie tego typu czarnych dziur. Odkrycie to zmotywowało Jayasinghe i innych, zarówno w Ohio State jak i na całym świecie, do poważnych poszukiwań mniejszych czarnych dziur. To doprowadziło ich do Jednorożca.

Znajdowanie i badanie czarnych dziur i gwiazd neutronowych w naszej galaktyce ma kluczowe znaczenie dla naukowców badających kosmos, ponieważ mówi im o sposobie powstawania i umierania gwiazd.

Jednak znalezienie i zbadanie czarnych dziur jest niemal z definicji trudne: pojedyncze czarne dziury nie emitują tego samego rodzaju promieniowania, co inne obiekty w przestrzeni kosmicznej. Dla instrumentów naukowych są one elektromagnetycznie ciche i ciemne. Większość znanych czarnych dziur została odkryta, ponieważ weszły w interakcję z towarzyszącą im gwiazdą, która wytworzyła dużo promieniowania rentgenowskiego – i to właśnie to promieniowanie jest widoczne dla astronomów.

W ostatnich latach rozpoczęto więcej eksperymentów na dużą skalę, aby spróbować zlokalizować mniejsze czarne dziury, a Thompson powiedział, że spodziewa się, że w przyszłości odkryje więcej czarnych dziur „luki masowej”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 kwietnia 2021

Po raz pierwszy zarejestrowano rozbłysk pobliskiej gwiazdy na wielu długościach fal

Astronomowie korzystający z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) zauważyli rozbłysk pochodzący od najbliższej Ziemi (poza Słońcem) gwiazdy Proxima Centauri, który jest 100 razy silniejszy niż jakikolwiek podobny rozbłysk obserwowany dla Słońca. Największy kiedykolwiek zaobserwowany rozbłysk pochodzący od tej gwiazdy, ukazał astronomom wewnętrzne funkcjonowanie tego typu zjawisk i może pomóc w poszukiwaniu życia poza Układem Słonecznym.

Wizja artystyczna rozbłysku gwiazdowego z Proxima Centauri odkrytego przez naukowców w 2019 roku. Źródło: S. Dagnello, NRAO/AUI/NSF

Do rozbłysków gwiazdowych dochodzi, gdy uwolniona energia magnetyczna w plamach gwiazdowych eksploduje w postaci intensywnego wybuchu promieniowania elektromagnetycznego, które można zaobserwować w całym spektrum elektromagnetycznym, od fal radiowych po promieniowanie gamma. Jest to pierwszy przypadek, kiedy pojedynczy rozbłysk gwiazdowy, inny niż te, które występują na Słońcu, został zaobserwowany z tak pełnym pokryciem długości fal. Badania zostały zapoczątkowane przez przypadkowe odkrycie rozbłysku Proxima Centauri wśród archiwalnych danych z ALMA z 2018 roku.

Nigdy przed 2018 rokiem nie widzieliśmy rozbłysku karła typu M na falach milimetrowych, więc nie było wiadomo, czy istnieje odpowiednia emisja na innych długościach fal – powiedziała Meredith MacGregor, adiunkt w Centrum Astrofizyki i Astronomii Kosmicznej (CASA) oraz na Wydziale Nauk Astrofizycznych i Planetarnych (APS) w CU Boulder, a także główna autorka badania.

Aby lepiej zrozumieć rozbłyski na Proxima Centauri – czerwonym karle znajdującym się około 4 lata świetlne od Ziemi – zespół astronomów obserwował gwiazdę przez 40 godzin w ciągu kilku miesięcy 2019 roku przy użyciu dziewięciu teleskopów na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej.

W maju 2019 roku, Proxima Centauri wyrzuciła gwałtowny rozbłysk, który trwał zaledwie 7 sekund, ale wygenerował gwałtowny wzrost zarówno w ultrafiolecie, jak i na milimetrowych długościach fal. Rozbłysk charakteryzował się silnym, impulsowym uderzeniem, nigdy wcześniej nie widzianym na tych długościach fal. Zdarzenie to zostało zarejestrowane przez pięć z dziewięciu teleskopów biorących udział w badaniach, w tym Kosmiczny Teleskop Hubble’a w ultrafiolecie oraz ALMA na falach milimetrowych.

Jak się okazało, gwiazda zmieniła swoją jasność w ultrafiolecie, na 14 000 razy jaśniejszą, w ciągu kilku sekund. Podobne zjawisko zostało uchwycone w tym samym czasie na falach milimetrowych.

W przeszłości nie wiedzieliśmy, że gwiazdy mogą rozbłyskać w zakresie milimetrowym, więc po raz pierwszy wyruszyliśmy na poszukiwanie rozbłysków milimetrowych – powiedziała MacGregor, dodając, że nowe obserwacje mogą pomóc naukowcom zebrać więcej informacji na temat tego, jak gwiazdy generują rozbłyski, które mogą mieć wpływ na życie w pobliżu.

Potężne rozbłyski naszego Słońca są rzadkością, zdarzają się tylko kilka razy w cyklu słonecznym. Według MacGregor, w przypadku Proxima Centauri tak nie jest. Planety krążące wokół Proxima Centauri otrzymują uderzenia czegoś takiego nie raz na stulecie, ale co najmniej raz dziennie, jeżeli nie kilka razy na dzień.

Gwiazda ta zajmuje ważne miejsce w dyskusjach na temat życia wokół czerwonych karłów ze względu na jej bliską odległość od Ziemi, a także dlatego, że w jej ekosferze krąży planeta Proxima Centauri b.

Jak mówią naukowcy, przyszłe obserwacje skupią się na ujawnieniu wielu tajemnic kryjących się za rozbłyskami Proxima Centauri w nadziei na odkrycie wewnętrznych mechanizmów, które powodują tak potężne wybuchy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 kwietnia 2021

Wykryto FRB o częstotliwościach radiowych niższych niż można było dotychczas obserwować

Od czasu, gdy ponad dziesięć lat temu odkryto szybkie błyski radiowe (FRB), naukowcy zastanawiali się, co może generować te intensywne błyski fal radiowych spoza naszej galaktyki. W procesie stopniowej eliminacji, pole możliwych wyjaśnień zawężało się w miarę gromadzenia nowych informacji o FRB – jak długo trwają, jakie częstotliwości fal radiowych są wykrywane, itd.

Wizja artystyczna FRB o niższej częstotliwości 
niż dotychczas wykrywano. Źródło: McGill

Teraz zespół naukowców z Uniwersytetu McGill i członków kanadyjskiego projektu CHIME zajmującego się szybkimi błyskami radiowymi ustalił, że FRB zawierają fale radiowe o niższych częstotliwościach niż kiedykolwiek wcześniej wykryto, co jest odkryciem, które zmienia granice dla astrofizyków teoretycznych próbujących znaleźć źródło FRB.

Wykryliśmy szybkie błyski radiowe o częstotliwości do 110 MHz, przy czym wcześniej znane były tylko do 300 MHz. To mówi nam, że region wokół źródła błysków musi być przezroczysty dla emisji o niskiej częstotliwości, podczas gdy niektóre teorie sugerowały, że cała emisja o niskiej częstotliwości zostanie od razu pochłonięta i nigdy nie będzie można jej wykryć – mówi Ziggy Pleunis z Wydziału Fizyki McGill University i główny autor badań opublikowanych niedawno w The Astrophysical Journal Letters.

Badanie skupiło się na źródle FRB wykrytym w 2018 roku przez radioteleskop CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) w Kolumbii Brytyjskiej. Znane jako FRB 20180916B, źródło przyciągnęło szczególną uwagę dzięki jego względnie bliskiej odległości od Ziemi i fakt, że emituje rozbłyski w bardzo regularnych odstępach czasu.

Zespół badawczy połączył możliwość CHIME z możliwościami innego radioteleskopu, LOFAR, znajdującego się w Holandii (w Polsce także działa stacja będąca częścią sieci). Wspólny wysiłek nie tylko umożliwił wykrycie wyjątkowo niskich częstotliwości FRB, ale także pokazał stałe opóźnienie około trzech dni pomiędzy wyższymi częstotliwościami odbieranymi przez CHIME a niższymi docierającymi do LOFAR.

To systematyczne opóźnienie wyklucza wyjaśnienia okresowych działań, które nie uwzględniają zależności od częstotliwości, a tym samym przybliża nas o kilka kroków do zrozumienia pochodzenia tych tajemniczych rozbłysków – dodaje współautor Daniele Michilli, również z Wydziału Fizyki McGill.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 kwietnia 2021

Odkryto nową superziemię krążącą wokół czerwonego karła

W ostatnich latach prowadzone są intensywne badania nad czerwonymi karłami w celu znalezienia krążących wokół nich egzoplanet. Gwiazdy te mają efektywne temperatury powierzchni pomiędzy 2400 a 3700 K (ponad 2000 stopni chłodniejsze niż Słońce) i masy pomiędzy 0,08 a 0,45 masy Słońca. W tym kontekście, zespół naukowców pod kierownictwem Borja Toledo Padrón, doktoranta Severo Ochoa-La Caixa z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), specjalizującego się w poszukiwaniu planet wokół tego typu gwiazd, odkrył superziemię krążącą wokół gwiazdy GJ 740, czerwonego karła znajdującego się około 36 lat świetlnych od Ziemi.

Wizja artystyczna superziemi na orbicie wokół czerwonego karła GJ 740. 
Źródło: Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC)

Planeta krąży wokół swojej gwiazdy z okresem 2,4 dnia a jej masa jest około 3 razy większa od masy Ziemi. Ponieważ gwiazda jest tak blisko Słońca, a planeta blisko swojej gwiazdy, nowa superziemia może być obiektem przyszłych badań przy użyciu teleskopów o bardzo dużej średnicy, pod koniec przyszłej dekady. Wyniki badań zostały niedawno opublikowane w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Jest to planeta o drugim najkrótszym okresie orbitalnym krążąca wokół tego typu gwiazdy. Masa i okres sugerują, że jest to planeta skalista, o promieniu około 1,4 promienia Ziemi, co może zostać potwierdzone w przyszłych obserwacjach za pomocą satelity TESS – wyjaśnia Borja Toledo Padrón, pierwszy autor artykułu. Dane wskazują również na obecność drugiej planety o okresie orbitalnym wynoszącym 9 lat i masie porównywalnej z Saturnem (blisko 100 mas Ziemi), chociaż sygnał jej prędkości radialnej może być wywołany cyklem magnetycznym gwiazdy (podobnym do słonecznego), dlatego potrzeba więcej danych, aby potwierdzić, że rzeczywiście pochodzi on od planety.

Misja Kepler, uznana za jedną z najskuteczniejszych w wykrywaniu egzoplanet metodą tranzytów (polegającą na poszukiwaniu niewielkich zmian jasności gwiazdy spowodowanych tranzytem między nią a krążącymi wokół niej planetami), odkryła łącznie 156 nowych planet wokół chłodnych gwiazd. Na podstawie danych oszacowano, że ten typ gwiazd kryje średnio 2,5 planety o okresach orbitalnych krótszych niż 200 dni.

Chłodne gwiazdy są również idealnym celem w poszukiwaniu planet metodą pomiaru prędkości radialnych. Metoda ta opiera się na wykrywaniu niewielkich zmian prędkości gwiazdy spowodowanych przyciąganiem grawitacyjnym planety krążącej wokół niej, za pomocą obserwacji spektroskopowych. Od czasu odkrycia w 1998 roku pierwszego sygnału prędkości radialnej egzoplanety krążącej wokół chłodnej gwiazdy, do chwili obecnej odkryto łącznie 116 egzoplanet wokół tej klasy gwiazd przy użyciu tejże metody. Główna trudność tej metody związana jest z aktywnością magnetyczną tego typu gwiazd, która może wytwarzać sygnały spektroskopowe bardzo przypominające te, które są wywołane obecnością egzoplanety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

15 kwietnia 2021

Nawyki żywieniowe supermasywnych czarnych dziur w galaktykach aktywnych

Wszystkie supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk wydają się mieć okresy, w których połykają materię ze swojego bliskiego otoczenia. Ale to tyle, jeżeli chodzi o podobieństwa między nimi. Taki wniosek wyciągnęli brytyjscy i holenderscy astronomowie na podstawie badań przeprowadzonych przy użyciu ultraczułych radioteleskopów w dobrze znanym regionie Wszechświata. Swoje odkrycia opublikowali w dwóch artykułach w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Wizja artystyczna galaktyki z aktywnym jadrem, supermasywną czarną dziurą w centrum. Źródło: ESA/C. Carreau

Astronomowie badają aktywne galaktyki od lat 50. XX wieku. Galaktyki aktywne mają w swoich jądrach supermasywne czarne dziury, które połykają materię. Podczas tych aktywnych faz obiekty te często emitują niezwykle silne promieniowanie radiowe, podczerwone, ultrafioletowe i rentgenowskie.

W dwóch nowych publikacjach, międzynarodowy zespół astronomów skupił się na wszystkich galaktykach aktywnych w dobrze znanym regionie GOODS-North (Great Observatories Origins Deep Survey) w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy. Do tej pory region ten był badany głównie przez teleskopy kosmiczne zbierające światło widzialne, podczerwone i UV. Nowe obserwacje uzupełniają dane z czułych radioteleskopów, w tym brytyjskiego ośrodka e-MERLIN oraz Europejskiej Sieci VLBI (EVN).

Dzięki tym systematycznym badaniom trzy rzeczy stały się jasne. Po pierwsze, okazuje się, że jądra wielu różnych typów galaktyk mogą być aktywne, na różne sposoby. Jedne pochłaniają tyle materii, ile tylko mogą, inne robią to trochę wolniej, a jeszcze inne nie pobierają jej prawie w ogóle.

Po drugie, czasami faza akrecji występuje jednocześnie z fazą formowania gwiazd, a czasami nie. Jeżeli proces formowania gwiazd trwa, aktywność w jądrze jest trudna do wykrycia.

Po trzecie, proces akrecji jądrowej może, ale nie musi, generować dżety radiowe – niezależnie od tempa, w jakim czarna dziura pochłania materię.

Według głównego badacza Jacka Radcliffe'a (University of Pretoria, RPA), obserwacje pokazują również, że radioteleskopy są optymalnie użyteczne w badaniu nawyków żywieniowych czarnych dziur w odległym Wszechświecie. To dobra wiadomość, ponieważ nadchodzą radioteleskopy SKA, które pozwolą nam zajrzeć głębiej we Wszechświat z jeszcze większą szczegółowością.

Współautor, Peter Barthel (University of Groningen, Holandia) dodaje: Otrzymujemy coraz więcej wskazówek, że wszystkie galaktyki w swoich centrach mają ogromnie masywne czarne dziury. Oczywiście, musiały one urosnąć do swojej obecnej masy. Wygląda na to, że dzięki naszym obserwacjom mamy teraz te procesy wzrostu pod obserwacją i powoli, ale skutecznie zaczynamy je rozumieć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 kwietnia 2021

Odkryto brązowe karły wirujące tak szybko, że wkrótce mogą się rozpaść

Brązowe karły, czasami nazywane „upadłymi gwiazdami”, mogą wirować z prędkością do 320 000 km/h, jednak może istnieć granica tego tempa rotacji.

Ilustracja przedstawia najszybciej wirującego brązowego karła 
2MASS J0348-6022, jakiego dotychczas odkryto. Źródło: Spitzer

Wykorzystując dane z Teleskopu Spitzera, naukowcy zidentyfikowali trzy najszybciej wirujące brązowe karły, jakie kiedykolwiek znaleziono. Bardziej masywne niż większość planet, ale nie dość ciężkie, aby zapalić się jako gwiazdy, brązowe karły są kosmicznymi obiektami pośrednimi między tymi dwoma gatunkami. I chociaż dla większości ludzi nie są one tak dobrze znane jak gwiazdy i planety, uważa się, że ich liczba w naszej galaktyce sięga miliardów.

W pracy opublikowanej w Astronomical Journal, zespół, który dokonał nowych pomiarów prędkości twierdzi, że te trzy szybko rotujące karły mogą zbliżać się do granicy prędkości wirowania dla wszystkich brązowych karłów, po przekroczeniu której rozpadną się na kawałki. Wszystkie one mają mniej więcej taką samą średnicę jak Jowisz, ale są od 40 do 70 razy masywniejsze. Każdy z nich obraca się mniej więcej raz na godzinę, podczas gdy inne najszybsze znane brązowe karły obracają się co 1,4 godziny, a Jowisz raz na 10 godzin. Biorąc pod uwagę ich rozmiary, oznacza to, że największy z nich porusza się z prędkością ponad 100 km/s.

Pomiary prędkości zostały wykonane przy użyciu danych z satelity Spitzer, który NASA wycofała z użycia w styczniu 2020 roku. Brązowe karły zostały odkryte przez teleskop naziemny Two Micron All Sky Survey (2MASS), który działał do 2021 roku. Następnie zespół potwierdził swoje niezwykłe odkrycia dzięki obserwacjom przy pomocy naziemnych teleskopów Gemini North i Magellan.

Brązowe karły, podobnie jak gwiazdy czy planety, wirują już w momencie powstania. W miarę jak stygną i kurczą się, wirują szybciej. Naukowcy zmierzyli prędkość rotacji około 80 brązowych karłów i okazało się, że wahają się one w przedziale mniej więcej od dwóch godzin (wliczając w to trzy nowe obiekty) do dziesiątek godzin.

Przy tak dużej różnorodności zmierzonych już prędkości brązowych karłów, autorów nowej pracy zaskoczył fakt, że trzy najszybsze dotychczas znalezione brązowe karły mają niemal identyczną prędkość wirowania (około jednego pełnego obrotu na godzinę) jak pozostałe. Nie można tego przypisać temu, że brązowe karły uformowały się razem lub są na tym samym etapie rozwoju, ponieważ fizycznie różnią się od siebie: jeden z nich jest ciepłym brązowym karłem, jeden jest zimny a inny plasuje się pomiędzy nimi. Ponieważ brązowe karły stygną z wiekiem, różnice temperatur sugerują, że są one w różnym wieku.

Autorzy pracy nie uznają tego za przypadek. Uważają, że wszyscy członkowie tego szybkiego trio osiągnęli limit prędkości wirowania, po przekroczeniu którego brązowy karzeł może się rozpaść.

Wszystkie wirujące obiekty generują siłę odśrodkową, która wzrasta im szybciej obiekt się obraca. Na karuzeli w wesołym miasteczku siła ta może grozić wyrzuceniem pasażerów z ich miejsc; gwiazdom i planetom może grozić rozerwanie. Zanim wirujący obiekt rozpadnie się, często zaczyna się wybrzuszać w środkowej części, ponieważ deformuje się pod wpływem ciśnienia. Naukowcy nazywają to oblacją. Saturn, który obraca się raz na 10 godzin, podobnie jak Jowisz ma wyczuwalną oblację. Według autorów pracy, na podstawie znanych cech brązowych karłów, prawdopodobnie mają one podobny stopień oblacji.

Biorąc pod uwagę fakt, że brązowe karły mają tendencję do przyspieszania w miarę starzenia się, czy obiekty te regularnie przekraczają limit prędkości wirowania i są rozrywane na kawałki? W przypadku innych wirujących obiektów kosmicznych, takich jak gwiazdy, istnieją naturalne mechanizmy hamujące, które powstrzymują je przed samozniszczeniem. Nie wiadomo jeszcze, czy podobne mechanizmy istnieją także w brązowych karłach.

Znalezienie brązowego karła, który wiruje tak szybko, że wyrzuca swoją atmosferę w kosmos, byłoby bardzo spektakularne. Ale jak dotąd nie znaleźliśmy czegoś takiego. Myślę, że to musi oznaczać, że albo coś spowalnia brązowe karły zanim osiągną tak ekstremalną prędkość, albo że nie są w stanie osiągnąć takiej prędkości w ogóle. Wynik naszej pracy przemawia za jakimś ograniczeniem tempa rotacji, ale nie jesteśmy jeszcze pewni przyczyny – powiedziała Megan Tannock, doktorantka z Western University w London, Ontario.

Maksymalna prędkość wirowania dowolnego obiektu zależy nie tylko od jego całkowitej masy, ale także od tego, jak ta masa jest rozłożona. Dlatego właśnie, gdy w grę wchodzą bardzo duże prędkości wirowania, zrozumienie struktury wnętrza brązowego karła staje się coraz ważniejsze: materia wewnątrz prawdopodobnie przesuwa się i deformuje w sposób, który może zmienić prędkość wirowania obiektu. Podobnie jak planety gazowe, takie jak Jowisz i Saturn, brązowe karły składają się głównie z wodoru i helu.

Są one również znacznie gęstsze niż większość planet olbrzymów. Naukowcy uważają, że wodór w jądrze brązowego karła znajduje się pod tak ogromnym ciśnieniem, że zaczyna zachowywać się jak metal, a nie jak gaz obojętny: ma swobodnie pływające przewodzące elektrony, podobnie jak w przypadku miedzianego przewodnika. Zmienia to sposób, w jaki ciepło jest przewodzone przez wnętrze, a przy bardzo dużych prędkościach wirowania może również wpływać na sposób rozkładu masy wewnątrz obiektu astronomicznego.

Fizycy wykorzystują obserwacje, dane laboratoryjne i matematykę do tworzenia modeli tego, jak powinny wyglądać wnętrza brązowych karłów i jak powinny się one zachowywać, nawet w ekstremalnych warunkach. Jednak obecne modele pokazują, że maksymalna prędkość wirowania brązowego karła powinna być o około 50% do 80% większa niż jednogodzinny okres rotacji opisany w nowych badaniach.

Możliwe, że te teorie nie mają jeszcze pełnego obrazu. Może wchodzić w grę jakiś niedoceniany czynnik, który nie pozwala brązowemu karłowi wirować szybciej – powiedział Stanimir Metchev, współautor pracy i Canada Research Chair in Extrasolar Planets w Institute for Earth and Space Exploration na Uniwersytecie Zachodnim. Dodatkowe obserwacje i prace teoretyczne mogą jeszcze ujawnić, czy istnieje jakiś mechanizm hamujący, który powstrzymuje brązowe karły przed samozniszczeniem i czy w ciemnościach istnieją brązowe karły, które wirują jeszcze szybciej.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 kwietnia 2021

Bardzo czułe obrazy radiowe ukazują tysiące galaktyk gwiazdotwórczych we wczesnym Wszechświecie

Międzynarodowy zespół astronomów opublikował najczulsze zdjęcia Wszechświata, jakie wykonano kiedykolwiek na niskich częstotliwościach radiowych, przy użyciu International Low Frequency Array (LOFAR). Obserwując wielokrotnie te same obszary nieba i łącząc dane w jeden obraz o bardzo długiej ekspozycji, zespół naukowców wykrył słabą poświatę radiową gwiazd eksplodujących jako supernowe w dziesiątkach tysięcy galaktyk, aż do najdalszych zakątków Wszechświata.


Philip Best z Uniwersytetu w Edynburgu, który kierował głębokimi przeglądami, wyjaśnił: Kiedy obserwujemy niebo korzystając z radioteleskopu, najjaśniejsze obiekty, które widzimy, są wytwarzane przez masywne czarne dziury w centrach galaktyk. Jednak nasze obrazy są tak głębokie, że większość obiektów na nim to galaktyki, takie jak nasza własna Droga Mleczna, emitujące słabe fale radiowe, które wskazują ich trwające procesy gwiazdotwórcze.

Połączenie wysokiej czułości LOFAR i szerokiego obszaru nieba objętego naszym badaniem – około 300 razy większego od Księżyca w pełni – pozwoliło nam wykryć dziesiątki tysięcy galaktyk, takich jak Droga Mleczna, daleko w odległym Wszechświecie. Światło z tych galaktyk podróżowało przez miliardy lat, aby dotrzeć do Ziemi; oznacza to, że widzimy galaktyki takimi, jakimi były miliardy lat temu, kiedy tworzyły większość swoich gwiazd.

Isabella Prandoni, INAF Bologna, dodała: Formujące się gwiazdy zwykle osłonięte są pyłem, który zasłania nam widok, gdy obserwujemy za pomocą teleskopów optycznych. Ale fale radiowe przenikają przez pył, więc dzięki LOFAR uzyskujemy pełny obraz procesów gwiazdotwórczych. Głębokie obrazy LOFAR doprowadziły do nowej relacji pomiędzy emisją radiową galaktyki a tempem, w jakim tworzy ona gwiazdy, oraz do dokładniejszego pomiaru liczby nowych gwiazd powstających w młodym Wszechświecie.

Ten niezwykły zbiór danych umożliwił przeprowadzenie wielu dodatkowych badań naukowych, począwszy od natury spektakularnych dżetów emisji radiowej produkowanej przez masywne czarne dziury, aż po emisję powstającą w wyniku zderzeń ogromnych gromad galaktyk. Przyniosło to również nieoczekiwane rezultaty. Na przykład, porównując powtarzane obserwacje, badacze szukali obiektów, które zmieniają radiową jasność. Dzięki temu udało się wykryć czerwonego karła CR Draconis. Joe Callingham z Uniwersytetu w Leiden i ASTRON (NL) zauważył, że: CR Draconis wykazuje wybuchy emisji radiowej, które bardzo przypominają te pochodzące od Jowisza i mogą być napędzane przez interakcję gwiazdy z nieznaną wcześniej planetą, lub dlatego, że gwiazda rotuje niezwykle szybko.

LOFAR nie tworzy bezpośrednio map nieba; zamiast tego sygnały z 70 000 anten muszą zostać połączone. Aby stworzyć te głębokie obrazy, pobrano i przetworzono ponad 4 petabajty surowych danych – odpowiednik około miliona płyt DVD.

Równie ważne było porównanie tych radiowych obrazów z danymi uzyskanymi na innych długościach fal. Wybrana przez nas część nieba jest najlepiej zbadaną na półkuli północnej – wyjaśnia Philip Best. Pozwoliło to zespołowi na zebranie danych optycznych, bliskiej podczerwieni, dalekiej podczerwieni i submilimetrowych dla galaktyk wykrytych przez LOFAR, co było kluczowe w interpretacji wyników LOFAR.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 kwietnia 2021

Rozbłyski z supermasywnej czarnej dziury w Drodze Mlecznej

W 2019 roku supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki obudziła się i wyemitowała serię rozbłysków. Nowe badania obecnie analizują, co mogło być ich powodem.


Sgr A*, czarna dziura o masie 4,6 mln mas Słońca, znajdująca się w centrum Drogi Mlecznej, jest zazwyczaj dość cichą bestią. Powoli żywi się akreującą materią w centrum Galaktyki – ale to źródło pożywienia jest skąpe, a akrecja Sgr A* nie wytwarza niczego, co przypominałoby fajerwerki, jakie kojarzymy z supermasywnymi czarnymi dziurami w aktywnych galaktykach.

Jednak w maju 2019 roku Sgr A* nagle stała się znacznie bardziej aktywna niż zwykle, wytwarzając niespotykanie jasny rozbłysk w bliskiej podczerwieni, który trwał około 2,5 godziny. Rozbłysk ten był ponad stukrotnie jaśniejszy niż typowa emisja z przypadkowej akrecji Sgr A* i ponad dwukrotnie jaśniejszy niż najjaśniejszy rozbłysk, jaki kiedykolwiek zmierzyliśmy u potwora z naszego sąsiedztwa.

Rozbłysk z maja 2019 roku zapoczątkował przedłużającą się wzmożoną aktywność – niezwykłą liczbę silnych rozbłysków, które trwały co najmniej przez cały 2019 rok (obecnie analizowane dane sięgają tylko do końca 2019 roku). Co spowodowało przebudzenie Sgr A*? I czy możemy spodziewać się kolejnych rozbłysków? Nowe badania przeprowadzone przez Lenę Murchikovą (Institute for Advanced Study) sprawdzają takie możliwości.

Rozbłyski w Sgr A* powstały prawdopodobnie w wyniku nagłego wzrostu ilości materii dostępnej do akrecji na czarną dziurę. Murchikova identyfikuje dwa prawdopodobne źródła tego nadmiaru materii.

  1. Zrzucanie masy przez gwiazdy typu S 
    Gęste jądro naszej galaktyki gości populację gwiazd na ciasnych orbitach wokół Sgr A*. Gwiazdy te zrzucają masę w postaci wiatrów gwiazdowych, a kiedy zbliżają się do Sgr A* na perycentrum swojej orbity, zrzucona masa może akreować na Sgr A*.
  2. Dezintegracja obiektów G
    Wiadomo również, że w pobliżu Sgr A* krążą tzw. obiekty G. Te rozszerzone źródła mogą być obłokami gazu, gwiazdami lub kombinacją obu tych zjawisk – astronomowie nie są jeszcze tego pewni! Obiekty G tracą masę w wyniku tarcia podczas orbitowania, wykazując większe tempo utraty masy, gdy zbliżają się do Sgr A* i są rozciągane do kształtów o dużych powierzchniach, przechodząc przez gęstą materię tła. Masa, którą tracą w wyniku dezintegracji w perycentrum, może akreować na Sgr A*.

Poprzez serię obliczeń Murchikova oszacowała, jak dużo materii jest wyrzucane przez te dwa typy obiektów i ile czasu zajęłaby im akrecja na Sgr A*. Na podstawie dostępnych obserwacji autorka uważa, że najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem niespodziewanego dudnienia naszej czarnej dziury w 2019 roku jest obecnie akrecja materii z połączonych przeszłych przejść przez perycentrum obiektów G1 i G2.

Jeżeli ta interpretacja jest poprawna, moglibyśmy oczekiwać, że rozbłyski będą trwały przez pewien czas, ale Sgr A* powinna potem powrócić do stanu spoczynku. Jeżeli natomiast rozbłyski są częścią normalnej zmienności w przepływie materii akrecyjnej na Sgr A*, można by oczekiwać, że aktywność ta będzie trwała jeszcze przez wiele lat. Dalsze obserwacje tego rozbłysku powiedzą nam o tym.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 kwietnia 2021

Astronomowie mapują kosmiczną sieć

Międzynarodowy zespół astronomów po raz pierwszy zmapował fragment kosmicznej sieci bez wykorzystania jasnych kwazarów.


Astronomowie od dawna zakładają, że miliardy galaktyk we Wszechświecie są połączone ogromną kosmiczną siecią gazowych przepływów. Sama sieć jest trudna do zaobserwowania, ponieważ nie generuje prawie żadnego światła. Do tej pory mapowane były tylko węzły kosmicznej sieci, z wykorzystaniem kwazarów. Są to supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk, których otoczenie emituje ogromne ilości światła. Światło to jest następnie rozpraszane przez kosmiczną sieć, dzięki czemu staje się ona widoczna wokół kwazarów. Niestety, kwazary są rzadkie. Co więcej, znajdują się one tylko w węzłach kosmicznej sieci, w rezultacie dając ograniczone spojrzenie.

A teraz, po raz pierwszy, naukowcom udało się zobaczyć mały kawałek kosmicznej sieci bez użycia kwazarów. Zespół kierowany przez Rolanda Bacona (CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Francja) skierował Very Large Telescope na części znanego Ultragłębokiego Pola Hubble’a na okres 140 godzin (6 nocy pomiędzy sierpniem 2018 a styczniem 2019 roku).

Korzystając z Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), naukowcy byli w stanie uchwycić światło pochodzące od grupy gwiazd i galaktyk, które zostało rozproszone przez włókna gazowe z kosmicznej sieci. Jest to światło pochodzące z okresu około 2 mld lat po Wielkim Wybuchu.

Obserwacje wykazały, że potencjalnie ponad połowa rozproszonego światła nie pochodzi z dużych, jasnych źródeł promieniowania, ale z morza wcześniej nieodkrytych galaktyk o bardzo niskiej jasności, które są zbyt ciemne, by obserwować je pojedynczo.

Wyniki wzmacniają hipotezę, że młody Wszechświat składał się z ogromnej liczby małych grup świeżo uformowanych gwiazd. Współautor badania Joop Schaye (Leiden Observatory, Leiden University, Holandia) mówi: Sądzimy, że światło, które widzimy, pochodzi głównie z młodych galaktyk, z których każda zawiera milion razy mniej gwiazd niż nasza własna Droga Mleczna. Takie maleńkie galaktyki były prawdopodobnie odpowiedzialne za koniec kosmicznych ‘wieków ciemnych’, kiedy to mniej niż miliard lat po Wielkim Wybuchu, Wszechświat został oświetlony i ogrzany przez pierwsze generacje gwiazd.

Współautor Michael Maseda (Leiden Observatory, Leiden University) dodaje: Obserwacje MUSE dają nam zatem nie tylko obraz kosmicznej sieci, ale także dostarczają nowych dowodów na istnienie niezwykle małych galaktyk, które odgrywają tak istotną rolę w modelach wczesnego Wszechświata.

W przyszłości astronomowie chcieliby tworzyć mapy większych fragmentów kosmicznej sieci. Dlatego pracują nad udoskonaleniem instrumentu MUSE tak, by zapewnił dwa do czterech razy większe pole widzenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 kwietnia 2021

Hubble dostrzega podwójne kwazary w łączących się galaktykach

Kosmiczny Teleskop Hubble’a „widzi podwójnie”. Spoglądając 10 mld lat wstecz w przeszłość Wszechświata, astronomowie znaleźli parę kwazarów, które są tak blisko siebie, że na zdjęciach z teleskopów naziemnych wyglądają, jak jeden obiekt.


Naukowcy uważają, że kwazary znajdują się bardzo blisko siebie, gdyż są w jądrach dwóch zderzających się galaktyk. Zespół wygrał „dzienny dublet”, znajdując kolejną parę kwazarów w innym zderzającym się duecie galaktyk.

Kwazar to olśniewająca latarnia intensywnego światła z centrum odległej galaktyki, która może przyćmić swym blaskiem całą galaktykę. Jest zasilany przez supermasywną czarną dziurę żarłocznie żywiącą się nadmuchiwaną materią, uwalniając promieniowanie.

Szacujemy, że w odległym Wszechświecie na każde 1000 kwazarów przypada jeden kwazar podwójny. Zatem znalezienie tych podwójnych kwazarów jest szukaniem igły w stogu siana – powiedziała główna badaczka Yue Shen z Uniwersytetu Illinois w Urbana-Champaign.

Jak twierdzą naukowcy, odkrycie tych czterech kwazarów oferuje nowy sposób na badanie zderzeń galaktyk i łączenie się supermasywnych czarnych dziur we Wszechświecie.

Kwazary rozrzucone są po całym niebie, a ich największa obfitość miała miejsce 10 mld lat temu. W tamtych czasach dochodziło do wielu złączeń galaktyk, które karmiły czarne dziury. Dlatego też astronomowie twierdzą, że w tym okresie powinno być wiele podwójnych kwazarów.

Wyniki badań zespołu ukazały się w internetowym wydaniu czasopisma Nature Astronomy z 1 kwietnia 2021 roku.

Te obserwacje są ważne, ponieważ rola kwazarów w spotykających się galaktykach odgrywa kluczową rolę w formowaniu się galaktyk, twierdzą naukowcy. Gdy dwie bliskie galaktyki zaczynają się nawzajem zniekształcać grawitacyjnie, ich wzajemne oddziaływanie kieruje materię do odpowiednich czarnych dziur, powodując zapłon kwazarów.

Z czasem promieniowanie z tych „żarówek” o dużej intensywności uruchamia potężne wiatry galaktyczne, które wymiatają większość gazu z łączących się galaktyk. Pozbawione gazu galaktyki przestają tworzyć gwiazdy i przekształcają się w galaktyki eliptyczne

Astronomowie odkryli dotąd ponad 100 podwójnych kwazarów w łączących się galaktykach. Jednakże żaden z nich nie jest tak stary, jak podwójny kwazar z tego badania.

Zdjęcia pokazują, że kwazary w każdej parze są oddalone od siebie o zaledwie 10 000 lat świetlnych. Dla porównania, nasze Słońce znajduje się 26 000 lat świetlnych od supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej galaktyki.

Pary galaktyk-gospodarzy połączą się w końcu, a wtedy kwazary również się połączą, dając w efekcie jeszcze masywniejszą, pojedynczą, samotną czarną dziurę.

Znalezienie ich nie było łatwe. Hubble jest jedynym teleskopem o wystarczającej ostrości, aby sięgnąć do wczesnego Wszechświata i rozróżnić dwa bliskie kwazary znajdujące się daleko od Ziemi. Jednak sama ostra rozdzielczość Hubble’a nie wystarcza do znalezienia tych podwójnych latarni.

Astronomowie musieli najpierw ustalić, gdzie skierować teleskop, aby je zbadać. Wyzwanie polega na tym, że niebo pokryte jest gobelinem starożytnych kwazarów, które powstały 10 mld lat temu, a tylko niewielka ich część jest podwójna. Do zebrania grupy potencjalnych kandydatów do obserwacji przez HST potrzebna była pomysłowa i innowacyjna technika, która wymagała pomocy satelity Gaia oraz naziemnego przeglądu SDSS

Teleskop SDSS, znajdujący się w Obserwatorium Apache Point w Nowym Meksyku, tworzy trójwymiarowe mapy obiektów na całym niebie. Zespół przejrzał dane z przeglądu SDSS, aby zidentyfikować kwazary, które należy dokładnie zbadać.

Naukowcy zwrócili się do zespołu Gaia, aby pomogli wskazać potencjalnych kandydatów na kwazary podwójne. Gaia bardzo dokładnie mierzy pozycje, odległości i ruch pobliskich obiektów niebieskich. Zespół opracował jednak nowe, innowacyjne zastosowanie dla Gai, które może być wykorzystane do badania odległego Wszechświata. Wykorzystali oni bazę danych obserwatorium do poszukiwania kwazarów, które naśladują pozorny ruch pobliskich gwiazd. Kwazary pojawiają się w danych z Gaia jako pojedyncze obiekty. Jednak Gaia może wychwycić subtelne, nieoczekiwane „drgania” w pozornym położeniu niektórych obserwowanych kwazarów.

Kwazary nie poruszają się w przestrzeni w żaden mierzalny sposób, a zamiast tego dowodem ich drgania mogą być losowe fluktuacje światła, gdy każdy z członków pary kwazarów zmienia swoją jasność. Kwazary migoczą w skali czasu od dni do miesięcy w zależności od harmonogramu żywienia ich czarnych dziur.

Członkini zespołu Xin Liu z University of Illinois at Urbana-Champaign nazwała potwierdzenie Hubble’a „radosną niespodzianką”. Od dawna polowała na podwójne kwazary bliżej Ziemi, używając różnych technik z wykorzystaniem teleskopów naziemnych. Dzięki nowej technice mogą nie tylko odkrywać podwójne kwazary znacznie dalej, ale jest ona jeszcze znacznie wydajniejsza niż metody, których naukowcy używali wcześniej.

Zespół wykonał również kolejne obserwacje za pomocą teleskopu Gemini. Spektroskopia Gemini może jednoznacznie odrzucić intruzów z powodu przypadkowej superpozycji z niepowiązanych układów gwiazda-kwazar, gdzie gwiazda pierwszego planu jest przypadkowo ustawiona w jednej linii z kwazarem tła – powiedział członek zespołu Yu-Ching Chen, student na Uniwersytecie Illinois w Urbana-Champaign.

Chociaż zespół jest przekonany o słuszności swoich wyników, twierdzi, że istnieje niewielka szansa, że na zdjęciach Hubble’a uchwycono podwójne obrazy tego samego kwazara, iluzja wywołana soczewkowaniem grawitacyjnym. Zjawisko to występuje, gdy grawitacja masywnej galaktyki pierwszego planu rozdziela i wzmacnia światło kwazara tła na dwa lustrzane obrazy. Naukowcy uważają również, że taki scenariusz jest mało prawdopodobny, ponieważ HST nie wykrył żadnych galaktyk pierwszoplanowych w pobliżu obu par kwazarów.

Procesy łączenia się galaktyk najobficiej występowały miliardy lat temu, ale kilka z nich nadal się dzieje. Jednym z przykładów jest NGC 6240, pobliski układ łączących się galaktyk, w którym znajdują się dwie, a być może nawet trzy supermasywne czarne dziury. Jeszcze bliższa galaktyczna fuzja nastąpi za kilka mld lat, gdy nasza Droga Mleczna zderzy się z sąsiednią Galaktyką Andromedy. Galaktyczne starcie prawdopodobnie nakarmi supermasywne czarne dziury w jądrze każdej z galaktyk, zapalając je jako kwazary.

Przyszłe teleskopy mogą zaoferować lepsze spojrzenie na te łączące się układy. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, obserwatorium pracujące w podczerwieni, które ma wystartować jeszcze w tym roku, będzie badać galaktyki z kwazarami. Webb pokaże ślady łączących się galaktyk, takie jak rozkład światła gwiazd i długie strumienie gazu wyrywane z oddziałujących galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 kwietnia 2021

Gorący towarzysze błękitnych maruderów

Błękitni maruderzy to tajemnicze gwiazdy, które wydają się jaśniejsze i gorętsze od innych gwiazd o podobnym wieku i masie. Chociaż dokładne pochodzenie tych gwiazd nie jest znane, uważa się, że powstają, gdy gwiazdy w układzie podwójnym oddziałują ze sobą. Autorzy pracy poszukują niebieskich maruderów w gromadzie otwartej King 2 i szukają dowodów na to, że gwiazdy są podwójne.


Błękitne gwiazdy wędrowne w gromadzie gwiazd można zidentyfikować na podstawie diagramu Hertzsprunga-Russella (HR.) Gwiazdy, które spalają wodór w swoich jądrach znajdują się na ciągu głównym diagramu HR. Gwiazdy o większej masie wyczerpują wodór w jądrze szybciej niż gwiazdy o mniejszej masie i w konsekwencji opuszczają ciąg główny. Istnieje zatem masa maksymalna, powyżej której gwiazdy w gromadzie nie leżą już na ciągu głównym. Ten punkt na diagramie HR nazywany jest punktem wyłączenia z ciągu głównego (ang. Main Sequence Turn-Off – MSTO) i reprezentuje najbardziej masywną gwiazdę, która nadal spala wodór w swoim jądrze. Błękitne marudery wydają się leżeć na ciągu głównym, ale są znacznie jaśniejsze (tj. bardziej masywne) niż MSTO. Zajmują one zatem region diagramu HR, który zgodnie z naszymi oczekiwaniami powinien być pusty, i stanowią wyzwanie dla istniejących modeli ewolucji gwiazd.


Możliwym wyjaśnieniem błękitnych maruderów jest to, że powstają one w układach podwójnych. Masa drugiej gwiazdy w układzie podwójnym może ulec znacznemu zwiększeniu, jeżeli pierwsza gwiazda przeniesie na nią część swojej masy. Zwiększa to ilości wodoru w jądrze drugiej gwiazdy, powodując, że pozostaje ona na ciągu głównym dłużej niż inne gwiazdy o tej samej masie. Ten sam efekt można zaobserwować, gdy dwie gwiazdy w układzie podwójnym połączą się w jedną, bardziej masywną gwiazdę. Zwiększona masa sprawia również, że gwiazda wydaje się jaśniejsza i gorętsza. Istnieją pewne dowody obserwacyjne na poparcie tezy o istnieniu układu podwójnego. Jednak wciąż nie jest jasne, ile błękitnych maruderów jest częścią układów podwójnych przenoszących masę, a ile pojedynczymi gwiazdami powstałymi w wyniku łączenia się gwiazd podwójnych.

Autorzy artykułu poszukiwali towarzysza błękitnego marudera w gromadzie otwartej King 2. King 2 jest jedną z najstarszych gromad gwiazd w Drodze Mlecznej, liczącą 6 mld lat i oddaloną od nas o 5700 parseków (~ 17 000 lat świetlnych). Wcześniejsze badania pozwoliły na zidentyfikowanie w tej gromadzie trzydziestu błękitnych maruderów. Autorzy pracy obserwowali tę gromadę za pomocą urządzenia Ultra-Violet Imaging Telescope znajdującego się na pokładzie teleskopu kosmicznego Astrosat. W swoich obserwacjach w ultrafiolecie wykryli dziesięć z trzydziestu znanych błękitnych maruderów. Gwiazdy potrzebują bardzo wysokich temperatur (>10 000 K), aby wykazywać silną emisję UV. Jednakże, błękitne marudery mają stosunkowo niskie temperatury (<8 000 K). Wskazuje to na istnienie gorącego towarzysza, który czai się w pobliżu tych błękitnych maruderów.

Aby określić ilościowy wkład gorącego towarzysza, autorzy zestawiają dane na wielu długościach fali dla tych dziesięciu błękitnych maruderów z innych przeglądów nieba, takich jak PanSTARRS i Gaia (optyczny), 2MASS (bliska podczerwień) oraz WISE (średnia podczerwień). Konstruując widmowy rozkład energii (ang spectral energy distributions – SED) – jasność w funkcji długości fali – dla tych gwiazd. Te widmowe rozkłady energii mogą być modelowane w celu wyznaczenia temperatury, promienia i masy gwiazdy. Autorzy najpierw dopasowali wszystkie swoje SED do modeli pojedynczych gwiazd. Dane optyczne i podczerwone są dobrze dopasowane do tych modeli i sugerują temperatury 5750 – 8250 K oraz masy 1,2 – 1,9 mas Słońca dla błękitnych maruderów. Stwierdzili jednakże, że sześć gwiazd w ich próbce wykazuje nadmiar emisji UV, którego nie można wyjaśnić modelami gwiazd pojedynczych. Przypisują tę nadwyżkę emisji UV gorącej gwieździe towarzyszącej.

Autorzy modelują nadmiar emisji UV i stwierdzają, że gorący towarzysze mają temperatury w zakresie 14 000 – 26 000 K i promienie 0,09 – 0,27 promienia Słońca. Własności te sugerują, że mogą to być gwiazdy skrajnej gałęzi horyzontalnej na diagramie HR (ang. Extreme Horizontal Branch – EHR) lub podkarły typu B. Obydwa typy gwiazd są gorącymi gwiazdami, które w swoich jądrach spalają hel i mają jasną emisję w UV ze względu na ich wysoką temperaturę. Co więcej, gorące podkarły są zwykle znajdowane w układach podwójnych przenoszących masę, co dodatkowo uwiarygadnia tezę, że błękitne marudery pochodzą z układów podwójnych.

Jeżeli EHB lub gorące podkarły zostaną potwierdzone jako towarzysze tych błękitnych maruderów, sugerowałoby to, że te dziesięć błękitnych maruderów powstało z układów podwójnych przenoszących masę, a nie ze zderzenia gwiazd. Autorzy szacują, że ich wyniki wskazują na to, że co najmniej 15% błękitnych maruderów w gromadzie King 2 może być uformowanych z układu podwójnego przenoszącego masę. Obserwacje spektroskopowe mające na celu zmierzenie prędkości radialnych tych gwiazd pomogą lepiej scharakteryzować ich towarzyszy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Obserwowanie procesów gwiazdotwórczych w kosmiczne południe

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