30 maja 2021

Gwiazdy neutronowe mogą być większe niż wyobrażano sobie wcześniej

Kiedy masywna gwiazda umiera, najpierw dochodzi do eksplozji supernowej. Następnie to, co zostaje, staje się albo czarną dziurą albo gwiazdą neutronową.

Złożony obraz supernowej 1E0102.2-7219, w której centrum znajduje się gwiazda neutronowa. 
Źródło: Dzięki uprzejmości NASA

Taka gwiazda neutronowa jest najgęstszym ciałem niebieskim, jakie astronomowie mogą zaobserwować, z masą około 1,4 razy większą od Słońca. Jednak wciąż niewiele wiadomo na temat tych imponujących obiektów. Teraz, naukowiec z Florida State University opublikował w Physical Review Letters pracę, w której przekonuje, że nowe pomiary związane z zewnętrzną warstwą w jądrze atomu ołowiu mogą zmusić naukowców do ponownego przemyślenia teorii dotyczących całkowitego rozmiaru gwiazd neutronowych.

Ołów-208, izotop zawierający 82 protony i 126 neutronów, ma rodzaj jądra, które fizycy nazywają „podwójnie magicznym", ponieważ zarówno protony jak i neutrony są uporządkowane w powłokach wewnątrz jądra. Powłoki te sprawiają, że atom jest stosunkowo stabilny. Ponieważ powłoka neutronowa powstaje w wyniku tego, że wnętrze jądra jest tak gęste, że wyciska część neutronów na zewnątrz, pomiar grubości tej warstwy neutronów ujawnia gęstość jądra jako całości.

Krótko mówiąc, gwiazdy neutronowe mogą być większe niż naukowcy wcześniej przewidywali.

Wymiar tej zewnętrznej warstwy, to, jak się dalej rozciąga, jest czymś, co koreluje z rozmiarem gwiazdy neutronowej – powiedział Jorge Piekarewicz, profesor fizyki Roberta O. Lawtona.

Piekarewicz i jego koledzy odkryli, że nowy pomiar grubości zewnętrznej warstwy w jądrze atomu ołowiu sugeruje promień pomiędzy 13,25 a 15,25 kilometrów dla przeciętnej gwiazdy neutronowej. W oparciu o wcześniejsze eksperymenty na tej warstwie, inne teorie określają średni rozmiar gwiazd neutronowych na 10-12 kilometrów.

Praca Piekarewicza uzupełnia badania przeprowadzone przez fizyków z Lead Radius Experiment (PREX) w Thomas Jefferson National Accelerator Facility. Zespół PREX przeprowadził eksperymenty, które pozwoliły zmierzyć grubość warstwy neutronowej jądra ołowiu na 0,28 femtometra – czyli 0,28 bilionowej części milimetra.

Jądro atomowe składa się z neutronów i protonów. Jeżeli neutrony w jądrze przeważają nad protonami, dodatkowe neutrony tworzą warstwę wokół centrum jądra. Ta warstwa czystych neutronów nazywana jest skórą.

To właśnie grubość tej „skóry” zainteresowała zarówno fizyków eksperymentalnych, jak i teoretyków, ponieważ może ona rzucić światło na ogólny rozmiar i strukturę gwiazdy neutronowej. I chociaż eksperyment został przeprowadzony na ołowiu, ta fizyka ma zastosowanie w gwiazdach neutronowych – obiektów, które są kwintyliony (lub bilion milionów) razy większe niż jądro atomu.

Piekarewicz wykorzystał wyniki podane przez zespół PREX do obliczenia nowych ogólnych pomiarów gwiazd neutronowych.

Nie ma takiego eksperymentu, który moglibyśmy przeprowadzić w laboratorium, a który mógłby zbadać strukturę gwiazdy neutronowej – powiedział Piekarewicz. Gwiazda neutronowa jest tak egzotycznym obiektem, że nie jesteśmy w stanie odtworzyć jej w laboratorium. Tak więc wszystko, co można zrobić w laboratorium, aby poinformować nas o właściwościach gwiazdy neutronowej, jest bardzo pomocne.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

29 maja 2021

Nowe spostrzeżenia LIGO/Virgo na temat łączących się czarnych dziur

Od czasu wykrycia w 2015 roku pierwszego zdarzenia połączenia się dwóch czarnych dziur, detektory LIGO/Virgo zaobserwowały do końca września 2019 roku łącznie 47 pewnych zderzeń czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Co kryje się za tymi zdarzeniami? Drugi katalog fal grawitacyjnych jest już oficjalnie dostępny – i statystyki populacji także są!

Kadr z symulacji pokazującej, jak czarne dziury mogą oddziaływać na siebie w chaotycznych jądrach gromad kulistych. Źródło: Carl Rodriguez/Northwestern Visualization.

Nowy katalog
W ostatnich latach detektory Advanced LIGO w Hanford (WA) i Livingston (LA) oraz detektor Advanced Virgo w Europie czuwały nad poszukiwaniem zmarszczek w czasoprzestrzeni, które dają nam znać, że para zwartych obiektów – czarnych dziur lub gwiazd neutronowych – wpadła w spiralę i się połączyła.

Podczas dwóch pierwszych biegów obserwacyjnych LIGO (O1 w latach 2015-16 i O2 w latach 2016-17) dwa detektory LIGO wykryły 11 przypadków połączeń. Po serii modernizacji detektorów, system powrócił do sieci w kwietniu 2019 roku na trzeci bieg (O3). W ciągu zaledwie 26 pierwszych tygodni pracy (O3a), LIGO/Virgo wspólnie odkryły kolejnych 36 połączeń.

W nowej publikacji zespół naukowców przedstawił drugi katalog zdarzeń fal grawitacyjnych (GWTC-2), który zawiera dane z O1, O2 i O3a. W towarzyszącej publikacji w Astrophysical Journal Letters, zespół przeanalizował szerszy zestaw wszystkich 47 zderzeń w katalogu, używając modeli populacyjnych, aby uzyskać głębszy wgląd we właściwości układów podwójnych oraz sposób formowania się i ewolucji tych układów.

Nauka o zderzeniach
Czego więc dowiedzieliśmy się od populacji GWTC-2?

1. Masa czarnej dziury jest bardziej skomplikowana niż wcześniej sądziliśmy.
Wszystkie łączące się czarne dziury w O1 i O2 miały masy pierwotne poniżej 45 mas Słońca, co jest zgodne z teorią, że czarne dziury o masach ~50-200 mas Słońca nie powinny być w stanie się uformować. Jednak O3a zawiera kilka czarnych dziur o masie pierwotnej powyżej 45 mas Słońca, więc nie możemy już modelować rozkładu masy pierwotnej jako pojedynczego prawa siły z ostrym odcięciem przy 45 masach Słońca. Może to sugerować, że patrzymy na różne populacje czarnych dziur, które uformowały się na różny sposób.

2. Niektóre czarne dziury mają spiny, które nie są zgodne z momentem pędu układu podwójnego.
Dziewięć z ostatnio wykrytych obiektów wykazuje niewłaściwe spiny, co jest kolejną wskazówką na temat ich powstawania. Okazuje się, że podwójne czarne dziury, które powstają i ewoluują w izolowanych parach będą miała podobne spiny, podczas gdy układy podwójne czarnych dziur tworzących się dynamicznie – na przykład w wyniku oddziaływań w gromadach gwiazd lub w dysku galaktyki aktywnej – powinny mieć izotropowo rozłożone spiny. Autorzy artykułu pokazują, że wirująca populacja GWTC-2 jest zgodna z 25-93% czarnych dziur tworzących się dynamicznie. To duży zakres, ale ważne jest to, że wskazuje to również na istnienie więcej niż jednego kanału formowania się!

3. Tempo łączenia się czarnych dziur prawdopodobnie wzrasta wraz z przesunięciem ku czerwieni.
Uaktualnione szacunki sugerują, że podwójne czarne dziury łączą się w tempie 15-38 zdarzeń na gigaparsek sześcienny na rok, a podwójne gwiazdy neutronowe w tempie 80-810 zdarzeń na gigaparsek sześcienny na rok. Tempo fuzji wydaje się być wyższe przy wyższym przesunięciu ku czerwieni, ale ten wzrost nie dokładnie odpowiada znanemu wzrostowi tempa powstawania gwiazd z przesunięciem ku czerwieni.

Przed nami wspaniała zabawa
Te wnioski wyraźnie oznaczają ogromny wzrost naszego zrozumienia tego, jak i gdzie tworzą się i ewoluują układy podwójne czarnych dziur – ale wciąż mamy tak wiele do nauczenia się! Na szczęście przed nami jest jeszcze mnóstwo danych: zespół analizuje obecnie ostatnie 5 miesięcy danych z O3, a detektory są teraz modernizowane w ramach przygotowań do O4, który ma ruszyć w 2022 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

28 maja 2021

Znalezienie odpowiedniego rodzaju eksplozji

Supernowe typu Ia są kamieniem milowym w pomiarach odległości pozagalaktycznych, dlatego ważne jest, abyśmy dobrze je rozumieli. W tej chwili naukowcy są prawie pewni, że supernowe typu Ia są wynikiem eksplozji białych karłów. Jednak sposób, w jaki one wybuchają, jest wciąż kwestią otwartą.

Mechanizm powstawania supernowych typu Ia, w których biały karzeł akreuje masę od towarzysza (górny panel) aż do wybuchu jako supernowa (dolny panel). Źródło: NASA/CXC/M. Weiss

Aby biały karzeł eksplodował
Białe karły są pozostałościami po gwiazdach o stosunkowo niskiej masie, takich jak nasze Słońce. Są to w zasadzie odsłonięte jądra gwiazd, zwykle zdominowane przez węgiel i tlen, z zewnętrzną warstwą helu. Białe karły nie wytwarzają własnej energii. Zamiast tego, po prostu stygną, powoli wypromieniowując resztki energii pozostałej z czasów, gdy były częścią gwiazdy.

Jak więc sprawić, by coś takiego jak biały karzeł eksplodowało? Wystarczy dodanie masy! Jeżeli biały karzeł zgromadzi wystarczająco dużo materii od swojego towarzysza, może zbliżyć się do granicy Chandrasekhara wynoszącej 1,4 masy Słońca i eksplodować. Proces ten wydaje się dość prosty, ale okazuje się, że istnieje kilka potencjalnych sposobów na eksplozję białego karła.

Jeden ze scenariuszy zakłada „podwójną detonację”, w której helowa powłoka białego karła wybucha, wywołując następnie detonację węglowego jądra. Inny scenariusz rozważa układ podwójny białych karłów, w którym jeden akreuje materię i eksploduje, odrzucając drugiego.

Co ciekawe, obserwacje sugerują, że kombinacja tych dwóch scenariuszy – podwójny wybuch w układzie podwójnym białych karłów – może być prawdopodobnym protoplastą wielu supernowych typu Ia. Ważnym ograniczeniem w tym modelu jest to, że masa eksplodującego białego karła pozostaje już poniżej granicy Chandrasekhara.

Mając to na uwadze, grupa badaczy pod kierownictwem Kena Shen (Uniwersytet Kalifornijski w Berkeley) rozważała scenariusze wybuchów poniżej masy Chandrasekhara, z trudnym, ale realistycznym założeniem: że lokalna równowaga termodynamiczna (LTE) nie jest zachowana.

Eksplozje poza równowagą
Kiedy układ jest w LTE, energie i poziomy jonizacji cząstek w nim są w pewnej stałej relacji do siebie, a temperatura pozostaje stała w całym układzie. Istnieją scenariusze astrofizyczne, w których LTE jest bezpiecznym założeniem, na przykład w gwiazdach, ale z pewnością nie obowiązuje ona w przypadku zdarzenia takiego, jak supernowa.

Do modelowania wybuchów z założeniem innym niż LTE, Shen i współpracownicy użyli dwóch różnych kodów modelujących. Główną różnicą między nimi był czas obliczeń, a uruchomienie tych samych scenariuszy eksplozji w obu kodach pozwoliło zespołowi określić, czy bardziej wydajny czasowo kod będzie w stanie sprostać drugiemu. Dane wyjściowe modelu zawierały widma powstałych supernowych, jak również ich krzywe blasku w różnych filtrach.

Dopasowanie modelu
Shen i współpracownicy odkryli, że modelowe krzywe blasku pasują do obserwowanych supernowych aż do 15 dni po najjaśniejszym punkcie na krzywej blasku w paśmie B („maksimum w paśmie B”). Oznacza to, że kody z powodzeniem modelują również zaobserwowaną zależność zwaną zależnością Phillipsa – im jaśniejsze jest szczytowe magnitudo supernowej w paśmie B, tym wolniej będzie ona ewoluowała poza ten szczyt. Można to zobaczyć, wykreślając szczytową jasność pasma B względem jasności pasma B 15 dni po szczycie.

Widma modelowe są również dobrze dopasowane do obserwacji, czasami nawet do 30 dni po szczycie. Są one szczególnie dokładne w pobliżu szczytu, z wyjątkiem widm „pierwiastków o masie pośredniej”, które generalnie obejmują pierwiastki cięższe od węgla aż do wapnia.

Podsumowując, modele te doskonale pasują do szerokiego zakresu obserwowanych supernowych typu Ia w pobliżu szczytu jasności. Przyszłe modele będą musiały uwzględnić więcej warunków, ale niezachowanie lokalnej równowagi termojądrowej wydaje się być drogą, którą należy podążać.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 maja 2021

Czy supermasywne czarne dziury łączą się tworząc układy podwójne?

W centrach większości galaktyk znajdują się czarne dziury tak masywne – do kilku mld razy masywniejsze od naszego Słońca – że zyskały miano „supermasywnych”. Zwykła czarna dziura o masie gwiazdowej jest zaledwie 10 do 100 razy masywniejsza od Słońca. Poznanie tych supermasywnych czarnych dziur pomoże astronomom zrozumieć pochodzenie i ewolucję galaktyk. Jednym z otwartych pytań jest to, czy mogą one tworzyć układy podwójne.

Wizja artystyczna dwóch łączących się czarnych dziur. Źródło: ESA

Czarne dziury o masie gwiazdowej tworzą układy podwójne, dwie czarne dziury okrążające siebie nawzajem, jeżeli powstają w wyniku kolapsu układu podwójnego gwiazd, lub gdy dwie czarne dziury pochwycą się wzajemnie dzięki swojemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Zbliżają się do siebie po spirali, by w końcu połączyć się w tak potężnym zdarzeniu, że wyśle ono falę w czasie i przestrzeni, znaną jako fala grawitacyjna. Kilka lat temu detektor fal grawitacyjnych LIGO po raz pierwszy wykrył takie fale powstałe w wyniku podobnego zdarzenia.

Teoretycznie, w wyniku połączenia się dwóch galaktyk może powstać podwójna czarna dziura rodzaju supermasywnego, ale jak dotąd astronomowie nie wykryli jednoznacznie ani jednego takiego przypadku. Na czele tych poszukiwań stoi profesor astronomii i astrofizyki z Penn State, Michael Eracleous.

Około dziesięć lat temu opublikowano kilka prac, w których twierdzono, że udało się wykryć podwójne supermasywne czarne dziury. Już jako student pracowałem nad takimi układami, więc poczułem się zmuszony do rozpoczęcia projektu mającego na celu zebranie dużej ilości danych, aby móc przedstawić kontrargumenty do twierdzeń zawartych w tych pracach. Kiedy już się w to zagłębiłem, zobaczyłem, jak bardzo jest to związane z ewolucją galaktyk – powiedział prof. Eracleous.

Jak więc szukać coś, czego się nigdy nie widziało?

W wielu dziedzinach astronomii obserwacje znajdują się na pierwszym miejscu – widzimy coś, co kształtuje naszą teorię. W przypadku podwójnych supermasywnych czarnych dziur, teoria napędza obserwacje. Dopóki takich nie znajdziemy, pytania brzmią: „Czy powinny istnieć?” i „Czy powinniśmy ich szukać?”. Odpowiedź na oba pytania brzmi: „Tak” – dodaje Eracleous.

Główną różnicą między supermasywnymi czarnymi dziurami a czarnymi dziurami o masie gwiazdowej jest gaz. Kiedy gwiazdowe czarne dziury tworzą się po eksplozji gwiazdy w postaci supernowej, większość gazu jest wyrzucana. Uważa się jednak, że supermasywne czarne dziury przenoszą ze sobą gazy emitujące sygnały świetlne, które mogą być wykryte przez duże teleskopy wyposażone w spektrografy tutaj na Ziemi, takie jak 11-metrowy Teleskop Hobby’ego-Eberly’ego (HET).

Eracleous wyjaśnił, że gazy te są wykrywane przez spektrograf jako linie emisyjne o określonej długości fali i mogą stanowić klucz do identyfikacji układów podwójnych supermasywnych czarnych dziur. Gdy czarne dziury krążą wokół siebie, linie emisji gazów przesuwają się w wyniku efektu Dopplera. Linie emisyjne z jednej czarnej dziury są przesunięte w kierunku dłuższych fal, a te z drugiej w kierunku krótszych. Naukowcy spodziewają się więc dwóch oddzielnych linii emisyjnych, po jednej dla każdej czarnej dziury.

Oczywiście, same poszukiwania nie są takie proste. Ze względów praktycznych, takich jak ograniczona dostępność czasowa różnych teleskopów niezbędnych do prowadzenia takich obserwacji, astronomowie nie mogą po prostu obserwować i czekać, aż zobaczą charakterystyczne oznaki supermasywnego układu podwójnego. Ale nie muszą tego robić. Zamiast tego, identyfikują kandydatów na podstawie wstępnych badań i regularnie sprawdzają, czy widma tych kandydatów zmieniły się tak, jak można by tego oczekiwać na podstawie modeli teoretycznych.

Proces ten jest powolny, ale Eracleous wyjaśnił, że gdy znajdą jedną podwójną supermasywną czarną dziurę, poszukiwania powinny nabrać tempa.

Astronomowie już teraz opracowują technologie, które pozwolą na te kolejne poszukiwania. Eracleous jest zaangażowany w planowanie Laser Interferometer Space Antenna (LISA). LISA jest dla LIGO tym, czym supermasywna czarna dziura dla gwiazdowej czarnej dziury. Podczas gdy LIGO składa się z dwóch czterokilometrowy laserów ustawionych względem siebie pod kątem prostym, trzy satelity LISA będą połączone laserem o długości 2,5 mln km, tworząc trójkąt równoboczny. Skala projektu LISA oraz fakt, że jest on zlokalizowany w przestrzeni kosmicznej oznacza, że może wykrywać fale grawitacyjne o małej długości, z dala od źródeł hałasu tutaj, na Ziemi.

LISA będzie dostrojona do wyszukiwania fal grawitacyjnych, takich jak te, które powstałyby w wyniku zderzenia się dwóch supermasywnych czarnych dziur – powiedział Eracleous.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

25 maja 2021

Droga Mleczna jednak nie jest niezwykła

Szczegółowe badania przeprowadzone przez astronomów z Uniwersytetu w Sydney nad galaktyką oddaloną od nas o 320 mln lat świetlnych ujawniają jej uderzające podobieństwo do naszej Drogi Mlecznej.

Galaktyka UGC 10738, widziana bokiem przez VLT, pokazuje wyraźne grube i cienkie dyski. 
Źródło: Jesse van de Sande/European Southern Observatory

Opublikowany dzisiaj (25 maja 2021 r.) pierwszy szczegółowy przekrój galaktyki bardzo podobnej do Drogi Mlecznej ujawnia, że nasza galaktyka ewoluowała stopniowo a nie doświadczyła gwałtownego zderzenia. Odkrycie to poddaje w wątpliwość historię powstawania naszego domu.

Okazuje się, że galaktyka, nazwana UGC 10738, ma wyraźne „grube” i „cienkie” dyski, podobne do tych w Drodze Mlecznej. Sugeruje to, wbrew wcześniejszym teoriom, że takie struktury nie są wynikiem rzadkiego, dawno minionego zderzenia z mniejszą galaktyką. Wygląda na to, że są one produktem bardziej pokojowych zmian.

I to zmienia zasady gry. Oznacza to, że nasz dom w galaktyce spiralnej nie jest wynikiem dziwnego wypadku. Wręcz przeciwnie, jest typowy.

Odkrycia dokonał zespół kierowany przez dr. Nicholasa Scotta i dr. Jesse van de Sande z australijskiego ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D) oraz Szkoły Fizyki na Uniwersytecie w Sydney.

Nasze obserwacje wskazują, że cienkie i grube dyski Drogi Mlecznej nie powstały w wyniku olbrzymiego zderzenia, ale w wyniku czegoś w rodzaju „domyślnej” ścieżki formowania się i ewolucji galaktyk – powiedział dr Scott.

Na podstawie tych wyników sądzimy, że galaktyki ze szczególnymi strukturami i właściwościami Drogi Mlecznej mogłyby być opisane jako te „normalne”.

Wniosek ten ma dwie głębokie konsekwencje.

Do tej pory uważano, że grube i cienkie dyski Drogi Mlecznej powstały w wyniku rzadkiego, gwałtownego zderzenia, a więc prawdopodobnie nie występują w innych galaktykach spiralnych.

Nowe badania pokazują, że ewoluowały one „naturalnie”, bez katastrofalnych interwencji. Oznacza to, że galaktyki typu Drogi Mlecznej są prawdopodobnie bardzo powszechne.

Oznacza to także, że możemy wykorzystać istniejące bardzo szczegółowe obserwacje Drogi Mlecznej jako narzędzia do lepszej analizy znacznie bardziej odległych galaktyk, których z oczywistych powodów nie możemy tak dobrze zobaczyć – mówi dr Scott.

Badania pokazują, że UGC 10738, podobnie jak Droga Mleczna, ma gruby dysk składający się głównie ze starożytnych gwiazd – rozpoznawalnych po niskim stosunku żelaza do wodoru i helu. Gwiazdy w jej cienkim dysku są młodsze i zawierają więcej metalu.

Chociaż takie dyski były obserwowane wcześniej w innych galaktykach, nie można było stwierdzić, czy mają one ten sam typ rozmieszczenia gwiazd – a zatem podobne pochodzenie.

Naukowcy rozwiązali ten problem używając Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) do obserwacji UGC 10738, znajdującej się w odległości 320 mln lat świetlnych.

Galaktyka jest ustawiona „krawędzią” pod kątem w stosunku do nas, więc patrząc na nią możemy zobaczyć przekrój jej struktury.

Korzystając z instrumentu MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) zainstalowanym na VLT, naukowcy byli w stanie ocenić stosunek metali w gwiazdach w grubych i cienkich dyskach.

Były one całkiem podobne do tych w Drodze Mlecznej – stare gwiazdy w grubym dysku i młodsze w cienkim. Przyglądamy się innym galaktykom, aby się upewnić, ale jest to dość mocny dowód na to, że obie galaktyki ewoluowały w ten sam sposób – mówi dr van de Sande.

Współautor pracy, prof. Ken Freeman z Australian National University powiedział: Jest to ważny krok naprzód w zrozumieniu, jak galaktyki dyskowe gromadziły się dawno temu. Wiele wiemy o tym, jak uformowała się Droga Mleczna, ale zawsze istniała obawa, że nie jest ona typową galaktyką spiralną. Teraz możemy zobaczyć, że formowanie się Drogi Mlecznej jest dość typowe dla tego, jak powstały inne galaktyki dyskowe.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 maja 2021

ALMA odkrywa najbardziej starożytną galaktykę spiralną

Analizując dane uzyskane dzięki Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), naukowcy znaleźli galaktykę o spiralnej morfologii, gdy Wszechświat miał zaledwie 1,4 mld lat. Jest to najbardziej starożytna galaktyka tego typu, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Odkrycie galaktyki o spiralnej strukturze na tak wczesnym etapie jest istotną wskazówką do rozwiązania klasycznych pytań astronomii: „Jak i kiedy uformowały się galaktyki spiralne?”

Obraz galaktyki BRI 1335-0417 wykonany przy pomocy ALMA. 
Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), T. Tsukui & S. Iguchi

Galaktyka Drogi Mlecznej, w której żyjemy, jest galaktyką spiralną. Galaktyki spiralne są podstawowymi obiektami we Wszechświecie, stanowiąc aż 70% całkowitej liczby galaktyk. Jednakże badania wykazały, że liczba galaktyk spiralnych gwałtownie maleje, gdy spojrzymy wstecz na historię Wszechświata. Kiedy zatem powstały galaktyki spiralne?

Takafumi Tsukui, główny autor pracy badawczej opublikowanej w czasopiśmie Science, i jego opiekun Satoru Iguchi, profesor z SOKENDAI i Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii, zauważyli galaktykę nazwaną BRI 1335-0417 w Archiwum Naukowym ALMA. Galaktyka ta istniała 12,4 mld lat temu i zawierała dużą ilość pyłu, który przesłania światło gwiazd, co utrudnia szczegółowe badanie tej galaktyki w świetle widzialnym. Z drugiej strony ALMA może wykryć emisję radiową jonów węgla w galaktyce, co pozwala astronomom zbadać, co się w niej dzieje.

Naukowcy znaleźli strukturę spiralną rozciągającą się około 15 000 lat świetlnych od centrum galaktyki: ⅓ rozmiaru Drogi Mlecznej. Szacowana całkowita masa gwiazd i materii międzygwiazdowej w BRI 1335-0417 jest w przybliżeniu identyczna jak w Galaktyce.

Ponieważ BRI 1335-0417 jest bardzo odległym obiektem, możemy nie być w stanie zobaczyć w tej obserwacji prawdziwej krawędzi galaktyki – komentuje Tsukui. Jak na galaktykę, która istniała we wczesnym Wszechświecie, BRI 1335-0417 była olbrzymia.

Nasuwa się więc pytanie, w jaki sposób ta wyraźna spiralna struktura uformowała się w ciągu zaledwie 1,4 mld lat od Wielkiego Wybuchu? Naukowcy rozważali wiele możliwych przyczyn i zasugerowali, że może to być spowodowane interakcją z małą galaktyką. BRI 1335-0417 aktywnie tworzy gwiazdy, a naukowcy odkryli, że gaz w zewnętrznej części galaktyki jest niestabilny grawitacyjnie, co sprzyja formowaniu się gwiazd. Taka sytuacja prawdopodobnie ma miejsce, gdy duża liczba gazu jest dostarczana z zewnątrz, prawdopodobnie w wyniku kolizji z mniejszymi galaktykami.

Los BRI 1335-0417 również jest owiany tajemnicą. Uważa się, że galaktyki, które w starożytnym Wszechświecie zawierały duże ilości pyłu i aktywnie tworzyły gwiazdy, są przodkami olbrzymich galaktyk eliptycznych, w obecnym Wszechświecie. W takim razie BRI 1335-0417 w przyszłości zmieni swój kształt z galaktyki spiralnej w galaktykę eliptyczną. Albo, wbrew konwencjonalnemu poglądowi, może pozostać galaktyką spiralną przez długi czas. BRI 1335-0417 odegra istotną rolę w badaniu ewolucji kształtu galaktyk w długiej historii Wszechświata.

Nasz Układ Słoneczny znajduje się w jednym z ramion spiralnych Drogi Mlecznej. Śledzenie korzeni struktury spiralnej dostarczy nam wskazówek co do środowiska, w którym narodził się Układ Słoneczny. Mamy nadzieję, że te badania przyczynią się do dalszego postępu w naszym rozumieniu historii formowania się galaktyk – wyjaśnia Iguchi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 maja 2021

Co szybkie błyski radiowe mówią nam o halo galaktyk

W ostatnich latach zarejestrowaliśmy setki krótkich, silnych błysków światła pochodzących spoza naszej galaktyki. W nowej pracy naukowcy wykorzystują te enigmatyczne szybkie błyski radiowe (FRB), aby dowiedzieć się czegoś o gorącym gazie wokół galaktyk.

Wizja artystyczna przedstawiająca drogę szybkiego błysku radiowego FRB 181112 podróżującego z odległej galaktyki do Ziemi. Po drodze rozbłysk przechodzi przez halo galaktyki pośredniej. Źródło: ESO/M. Kornmesser.

Epicka podróż
Szybkie błyski radiowe to intensywne wybuchy emisji radiowej, które trwają zaledwie milisekundy. U ich źródła, światło tych potężnych erupcji zawiera w jednej milisekundzie tyle energii, ile Słońce emituje w ciągu 3 dni. Jednak FRB powstają głównie w odległych źródłach, które mogą się znajdować miliardy lat świetlnych od nas – światło ma więc przed sobą długą podróż.

Aby dotrzeć do nas, emisja ta najpierw przechodzi przez lokalne otoczenie źródła, następnie przez ośrodek międzygwiazdowy (ISM) galaktyki gospodarza, a potem przez halo tej galaktyki. Po uwolnieniu się z galaktyki, światło musi przemierzyć ośrodek międzygalaktyczny (IGM) – potencjalnie przechodząc przez interweniujące halo galaktyczne – zanim ostatecznie trafi do środowiska okołogalaktycznego wokół Drogi Mlecznej. Tam podróżuje przez halo i ośrodek międzygwiazdowy Galaktyki i w końcu dociera do naszych detektorów tutaj, na Ziemi.

Ta epicka podróż najeżona jest wieloma przeszkodami: emisja rozbłysków napotyka skupiska gorącego, zjonizowanego i turbulentnego gazu spowalniającego jej przejście i pozostawia wyraźne ślady na sygnale, który ostatecznie widzimy. W nowych badaniach prowadzonych przez Stellę Ocker (Uniwersytet Cornella), naukowcy wykorzystali te ślady do zbadania zjonizowanego gazu, który znajduje się pomiędzy nami a odległymi FRB.

Ograniczenia wynikające z błysków i impulsów
Ocker i jej współpracownicy łączą wiele różnych metod diagnostycznych:
  • rozproszenie błysków, które występuje, gdy różne częstotliwości światła przechodzą przez gaz interweniujący z różnymi prędkościami;
  • impulsy i poszerzenie kątowe, lub rozmycie w czasie i przestrzeni spowodowane rozproszeniem, gdy światło przemieszcza się wieloma różnymi drogami w gazie;
  • scyntylacja, czyli migotanie źródła zwartego spowodowane turbulencją w ośrodku pośredniczącym.

Aby rozdzielić względny udział zjonizowanego gazu w różnych regionach podróży FRB, autorzy pracy wykorzystali dane pochodzące od wielu FRB rozmieszczonych wzdłuż różnych linii widzenia przechodzących przez różne części naszej galaktyki. Połączyli te informacje z dalszymi danymi pochodzącymi od pulsarów – pulsujących, namagnesowanych gwiazd neutronowych – które znajdują się wewnątrz naszej galaktyki, aby lepiej zrozumieć fluktuacje gęstości wzdłuż tych różnych linii widzenia.

Pomniejszenie zasług halo
Dzięki swojej pracy Ocker i współpracownicy byli w stanie wyznaczyć górną granicę rozpraszania, jakie halo Drogi Mlecznej wnosi do badanych przez nich FRB. Następnie naukowcy porównali te wyniki z danymi pochodzącymi z sygnałów FRB, które w drodze do nas przeszły przez dodatkowe, przenikające się halo galaktyk. Stwierdzili, że udział rozpraszania z innym halo jest zgodny z górnymi limitami wyznaczonymi dla halo Drogi Mlecznej.

Badania Ocker i jej współpracowników sugerują, że halo galaktyk ma bardzo mały wpływ na rozpraszanie światła w FRB. Chociaż dodatkowe dane dotyczące FRB i pulsarów będą pomocne w wyznaczeniu większej ilości linii widzenia, praca ta stanowi cenny krok w wyodrębnianiu różnych rezerwuarów zjonizowanego gazu, aby ostatecznie zbadać fluktuacje gęstości w naszym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 maja 2021

Reliktowa czarna dziura w galaktyce karłowatej

Korzystając z nowej techniki, naukowcy zidentyfikowali supermasywną czarną dziurę czającą się w galaktyce o niskiej masie i metaliczności. Czy to odkrycie może być tylko wierzchołkiem góry lodowej?

Henize 2-10 jest przykładem galaktyki karłowatej, w której znajduje się aktywne jądro galaktyczne. Źródło: [Promieniowanie rentgenowskie: (NASA/CXC/Virginia/A.Reines i inni); Radiowe (NRAO/AUI/NSF); Optyczne (NASA/STScI)]

Polowanie na zalążki
Jak powstały pierwsze supermasywne czarne dziury – czarne dziury o masie milionów lub miliardów mas Słońca?

Dzisiaj wiemy, że olbrzymie czarne dziury znajdują się w sercach większości galaktyk. Wiele z nich znacznie się powiększyło od czasu powstania, poprzez fuzje galaktyk i akrecję masy wokół nich. Ale czy zaczynały one jako duże gwiazdy? Czy też zapadły się bezpośrednio z obłoków molekularnych? A może powstały w wyniku fuzji mniejszych czarnych dziur?

Aby zidentyfikować zalążki supermasywnych czarnych dziur i odpowiedzieć na te pytania, musimy zbadać najmniej zaburzone supermasywne czarne dziury, jakie możemy dzisiaj znaleźć. Małe galaktyki o niskiej metaliczności – te, które miały spokojną kosmiczną historię, pozbawioną zderzeń napędzających znaczący wzrost czarnych dziur – są zatem idealnymi celami do poszukiwania reliktów zalążków supermasywnych czarnych dziur.

Haczyk? To są właśnie środowiska, w których trudno jest dostrzec czarne dziury!

Nowe podejście
Najłatwiejsze do wykrycia czarne dziury to te, które aktywnie się żywią, znane jako aktywne jądra galaktyk (AGN). Jednak typowa metoda identyfikacji AGN – która opiera się na specyficznych sygnaturach w widmie optycznym źródła – jest nieobiektywna w stosunku do galaktyk o niskiej metaliczności i względnie wolnych od zderzeń, przez co nie uwzględnia dokładnie tej populacji, którą chcemy znaleźć! Tylko garstka galaktyk aktywnych została zidentyfikowana w galaktykach karłowatych, a większość z nich znajduje się w środowiskach o wysokiej metaliczności. Jak więc znaleźć nasze reliktowe zalążki?

Według zespołu naukowców, kierowanego przez Jennę Cann (George Mason University), nadszedł czas na inne podejście. Zamiast polegać na sygnaturach optycznych, Cann i jej współpracownicy skupiają się na poszukiwaniu linii koronalnych – linii emisyjnych w bliskiej podczerwieni, wytwarzanych przez jony wzbudzane przez wysokoenergetyczne promieniowanie. Obecność tych linii może ujawnić ukryte AGN-y, nawet jeżeli galaktyka nie wykazuje oznak AGN w emisji optycznej.

Odkrycie reliktu
W najnowszym badaniu Cann i jej zespół dowodzą, że ich unikalna metoda działa: wykryli linię koronalną w J1601+3113: pobliskiej galaktyce o niskiej metaliczności, która ma zaledwie 1/10 masy Wielkiego Obłoku Magellana! Detekcja autorów badania jest zgodna z obecnością supermasywnej czarnej dziury o masie około 100 000 mas Słońca, co otwiera okno na dokładnie takie zalążki reliktowych czarnych dziur, jakie mamy nadzieję znaleźć.

Odkrycie Cann i współpracowników oznacza, że po raz pierwszy zidentyfikowano AGN w galaktyce o niskiej masie, niskiej metaliczności, w której nie ma optycznych oznak aktywności AGN, co podkreśla, że technika linii koronalnej może pomóc nam w znalezieniu aktywnych galaktyk, które w przeciwnym razie mogłyby pozostać niewykryte.

A dzięki Kosmicznemu Teleskopowi Jamesa Webba, który ma zostać wystrzelony w 2021 roku, będziemy wkrótce (miejmy nadzieję!) zbierać widma w podczerwieni z niespotykaną dotąd czułością. Przy odrobinie szczęścia będziemy mieli dostęp do nowej, niezwykłej populacji lekkich AGN-ów ukrywających się w małych galaktykach o niskiej metaliczności – a wraz z nią cenne spojrzenie w to, jak te obiekty się narodziły.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 maja 2021

Supermasywne czarne dziury akreują gaz w taki sam sposób, jak ich małe odpowiedniki

Nowe badania dowodzą, że niezależnie od rozmiaru, wszystkie czarne dziury doświadczają podobnych cykli akrecji.

Wizja artystyczna czarnej dziury pochłaniającej gwiazdę. Źródło: NASA/JPL-Caltech

9 września 2018 roku astronomowie zauważyli błysk pochodzący z galaktyki oddalonej o 860 mln lat świetlnych. Jego źródłem była supermasywna czarna dziura o masie około 50 mln razy większej od Słońca. Normalnie spokojny, grawitacyjny olbrzym nagle się obudził, aby pożreć przechodzącą w pobliżu gwiazdę w rzadkim przykładzie znanym jako rozerwanie pływowe. Szczątki gwiazdy spadały w kierunku czarnej dziury, uwalniając ogromną ilość energii w postaci światła.

Naukowcy z MIT, Europejskiego Obserwatorium Południowego i innych instytucji użyli wielu teleskopów, aby obserwować to zdarzenie, nazwane AT2018fyk. Ku ich zaskoczeniu, zaobserwowali, że supermasywna czarna dziura pochłaniając gwiazdę, wykazywała właściwości podobne do tych, które posiadają znacznie mniejsze czarne dziury o masie gwiazdowej.

Wyniki, opublikowane 17 maja 2021 roku w czasopiśmie Astrophysical Journal, sugerują, że akrecja, czyli sposób, w jaki czarne dziury ewoluują, jest niezależna od ich rozmiaru.

Gwiezdne przebudzenie
Kiedy małe czarne dziury o masie około 10 Słońc emitują rozbłyski światła, często jest to reakcja na napływ materii od gwiazdy towarzyszącej. Ten wybuch promieniowania zapoczątkował specyficzną ewolucję regionu wokół czarnej dziury. Ze stanu spoczynku czarna dziura przechodzi w fazę „miękką”, zdominowaną przez dysk akrecyjny, w której materia gwiazdy jest wciągana do czarnej dziury. Gdy ilość napływającej materii spada, następuje ponowne przejście do fazy „twardej”, w której rolę dysku przejmuje rozgrzana do białości korona. W końcu czarna dziura powraca do stabilnego stanu spoczynku, a cały cykl akrecji może trwać od kilku tygodni do kilku miesięcy.

Fizycy obserwowali ten charakterystyczny cykl akrecji w wielu czarnych dziurach o masie gwiazdowej przez kilka dekad. Jednak w przypadku supermasywnych czarnych dziur sądzono, że proces ten będzie trwał zbyt długo, aby go całkowicie uchwycić, ponieważ bardzo powoli akreują one gaz w centralnych regionach galaktyk.

Jednak cały ten proces przyspiesza, gdy czarna dziura doświadcza nagłego, ogromnego napływu materii, np. podczas zaburzeń pływowych, kiedy gwiazda zbliża się na tyle, że czarna dziura może ją rozerwać na strzępy.

Cykl supermasywny
We wrześniu 2018 roku, All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN), odebrał sygnały o nagłym rozbłysku. Następnie naukowcy ustalili, że rozbłysk był wynikiem zdarzenia rozerwania pływowego z udziałem supermasywnej czarnej dziury, którą oznaczyli jako TDE AT2018fyk. Zespół naukowców był w stanie skierować w stronę układu wiele teleskopów, z których każdy został wytrenowany do mapowania różnych zakresów widma ultrafioletowego i rentgenowskiego.

Zespół zbierał dane przez dwa lata, korzystając z kosmicznych teleskopów rentgenowskich XMM-Newton i Chandra X-Ray Observatory, a także NICER, instrumentu monitorującego promieniowanie X na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, oraz obserwatorium Swift, wraz z radioteleskopami w Australii.

Naukowcy szacują, że czarna dziura zaburzyła funkcjonowanie gwiazdy o rozmiarach naszego Słońca. W procesie tym wygenerowała ogromny dysk akrecyjny, szeroki na około 12 mld km i wyemitowała gaz, którego temperaturę szacuje się na około 40 000 K. W miarę, jak dysk stawał się coraz słabszy i mniej jasny, korona zwartego, wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego przejęła rolę dominującej fazy wokół czarnej dziury, zanim ostatecznie zanikła.

Oprócz pokazania, że czarne dziury doświadczają akrecji w ten sam sposób, niezależnie od ich rozmiaru, wyniki te stanowią jedynie drugi przypadek uchwycenia przez naukowców procesu formowania się korony od początku do końca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

19 maja 2021

Datowanie gwiazd: najdokładniejszy jak dotąd obraz

Naukowcom udało się datować niektóre z najstarszych gwiazd w naszej galaktyce z bezprecedensową precyzją, łącząc dane dotyczące oscylacji gwiazd z informacjami o ich składzie chemicznym.

Droga Mleczna. Źródło: NASA

Zespół kierowany przez naukowców z Uniwersytetu w Birmingham, zbadał około stu czerwonych olbrzymów i był w stanie ustalić, że niektóre z nich były pierwotnie częścią galaktyki satelitarnej zwanej Gaia-Enceladus, która zderzyła się z Drogą Mleczną na początku swojej historii.

Wyniki, opublikowane w Nature Astronomy, ujawniły, że grupa badanych gwiazd ma podobny wiek, lub jest nieco młodsza niż większość gwiazd, o których wiadomo, że rozpoczęły swoje życie w Drodze Mlecznej. Potwierdza to istniejące teorie sugerujące, że Droga Mleczna zaczęła już formować znaczną część swoich gwiazd, gdy doszło do połączenia z Gaia-Enceladus.

W momencie zderzenia Droga Mleczna już skutecznie tworzyła gwiazdy, z których większość znajduje się obecnie w jej zgrubieniu, jednej z dwóch dyskowych struktur tworzących Galaktykę.

Josefina Montalbán, ze Szkoły Fizyki i Astronomii na Uniwersytecie w Birmingham, jest głównym autorem pracy. Powiedziała: Skład chemiczny, położenie i ruch gwiazd, które możemy dzisiaj obserwować w Drodze Mlecznej, zawierają cenne informacje o ich pochodzeniu. Gdy powiększymy naszą wiedzę o tym, jak i kiedy te gwiazdy powstały, będziemy mogli zacząć lepiej rozumieć, jak połączenie Gaia-Enceladus z Drogą Mleczną wpłynęło na ewolucję naszej Galaktyki.

W swoich obliczeniach zespół wykorzystał dane asterosejsmologiczne pochodzące z teleskopu Keplera w połączeniu z danymi z instrumentów Gaia i APOGEE. Wszystkie trzy instrumenty zostały stworzone, aby zbierać dane, które pomogą naukowcom mapować i charakteryzować gwiazdy w Drodze Mlecznej.

Asterosejsmologia jest stosunkowo nową techniką, która mierzy względne częstotliwości i amplitudy naturalnych modów oscylacji gwiazd. Dzięki temu naukowcy mogą zebrać informacje na temat wielkości i struktury wewnętrznej gwiazdy, co pozwala na dokładne oszacowanie jej wieku.

W badaniach tych zespół wykorzystał informacje o poszczególnych trybach oscylacji każdej gwiazdy, a nie uśrednione właściwości ich pulsacji. Byli również w stanie wykorzystać asterosejsmologię w połączeniu ze spektroskopią – co pozwala na zmierzenie składu chemicznego gwiazd.

Współautorka pracy, profesor Andrea Miglio, na Uniwersytecie Bolońskim, powiedziała: Pokazaliśmy ogromny potencjał asterosejsmologii w połączeniu ze spektroskopią, aby wyznaczyć precyzyjny, dokładny względny wiek poszczególnych, bardzo starych, gwiazd. Razem wzięte, pomiary te przyczyniają się do wyostrzenia naszego spojrzenia na wczesne lata naszej Galaktyki i obiecują świetlaną przyszłość dla galaktycznej archeoastronomii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

17 maja 2021

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 ustalić szczegółów tych przepływów, ale można się o nich wiele dowiedzieć badając galaktyki podczas „kosmicznego południa”, kiedy tempo powstawania gwiazd w całym Wszechświecie było najwyższe.

Galaktyka spiralna NGC 1559 jest przykładem lokalnej galaktyki gwiazdotwórczej. Źródło: NASA/ESA/Hubble

Tajniki kosmicznego południa
„Kosmiczne południe” odpowiada przesunięciu ku czerwieni z = 2-3, kiedy Wszechświat miał mniej więcej od 2 do 3 miliardów lat (przypadkowo). W tym stosunkowo krótkim okresie, galaktyki utworzyły około połowy swojej masy gwiazdowej. To sprawia, że kosmiczne południe jest idealnym czasem do badania mechanizmów powstawania gwiazd.

Gwiazdy powstają z gazu, a gaz nieustannie wpływa i wypływa z galaktyk. W szczególności, gaz przepływa pomiędzy ośrodkami międzygalaktycznym i międzygwiazdowym, przechodząc przez ośrodek okołogalaktyczny (ang. circumgalactic medium – CGM). Tak więc, CGM jest rejestratorem tego, jaki rodzaj gazu wpłynął i wypłynął z danej galaktyki.

Ponieważ galaktyki przekształcają lżejsze pierwiastki w cięższe, można by się spodziewać, że gaz wpływający do galaktyki jest zdominowany przez pierwiastki lekkie, podczas gdy gaz wypływający zawiera więcej pierwiastków ciężkich. Jednakże, naukowcy nie zaobserwowali tego efektu przy niskich przesunięciach ku czerwieni, prawdopodobnie z powodów kilku czynników zakłócających, takich jak mieszanie się gazu i pyłu. Ale czy może on być bardziej widoczny przy wyższych przesunięciach ku czerwieni, jak w kosmiczne południe?

Najnowsze badania przeprowadzone przez Nikole Nielsen (Swinburne University of Technology/ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions, Australia) przedstawiają pierwsze wyniki programu „CGM at Cosmic Noon with Keck Cosmic Web Imager”, którego celem jest badanie przepływów gazu z galaktyk podczas kosmicznego południa. Używając danych uzyskanych z Keck Cosmic Web Imager (KCWI), Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz Bardzo Dużego Teleskopu (VLT), Nielsen i jej współpracownicy bardzo szczegółowo zbadali własności jednej z galaktyk z przesunięciem ku czerwieni z ~ 2.

Pochłanianie jak największej liczby informacji
Program CGM at Cosmic Noon with KCWI ma na celu uzyskanie „par galaktyk-przesłaniających” odpowiednich do badania przepływów gazu. „Galaktyki przesłaniające” to ciała materii, które są podświetlane przez kwazary, niezwykle jasne, aktywne galaktyki. Gdy światło z kwazara przechodzi przez taką galaktykę, jest przez nią zmieniane w sposób unikalny dla jej zawartości. Nielsen i współpracownicy byli szczególnie zainteresowani galaktykami przesłaniającymi, które wykazywały sygnatury magnezu i węgla, ponieważ pierwiastki te są łatwo wykrywalne podczas kosmicznego południa i mogą być wykorzystane do śledzenia wzbogaconego w metale, zjonizowanego gazu. Odpowiednie galaktyki przesłaniające w tym badaniu zostały zaobserwowane przez VLT.

Naukowcy nie przyjmują za pewnik, że galaktyka ta jest związany z galaktyką, dlatego z pomocą przychodzą dane z KCWI i Hubble’a. Dane z KCWI mogą być użyte do znalezienia charakterystycznej emisji wodoru z galaktyki, podczas gdy obrazy z Hubble’a pozwalają na określenie kształtu galaktyki. Galaktyka, na której skupiono się w tym badaniu, wydaje się być zwrócona do nas krawędzią, a kwazar świeci wzdłuż jej węższej osi.

Prawdopodobnie wypływy
Na podstawie cech naszej własnej galaktyki oraz prawdopodobnej orientacji galaktyki ogniskującej, Nielsen i jej współpracownicy założyli, że przepływy gazu związane z magnezem są wypływami. Jeżeli tak jest, autorzy szacują, że gaz wypływa z galaktyki w tempie około 50 mas Słońca na rok. CGM galaktyki ogniskującej wydaje się być bardziej wzbogacony w ciężkie pierwiastki niż przeciętnie, ale nie na tyle, by został całkowicie zdominowany przez wypływy.

Nielsen i jej współpracownicy zauważyli, że istnieje wiele realnych interpretacji tych danych, więc nie można wyciągać absolutnych wniosków na podstawie tej jednej galaktyki. Bardziej szczegółowe modele uwzględniające wpływ różnych pierwiastków i orientacji galaktyk będą przydatne w przyszłości. Jednak to badanie jest doskonałą demonstracją tego, co można zrobić łącząc dane z różnych instrumentów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

14 maja 2021

Obserwacje akrecji w akcji

W jaki sposób materia przemieszcza się przez dysk akrecyjny do młodej gwiazdy w swoim centrum? Zaskakujące detekcje z dysku akrecyjnego ustawionego pod korzystnym kątem, dostarczyły nowych obserwacji.

Wizja artystyczna młodej gwiazdy otoczonej okołogwiazdowym dyskiem akrecyjnym. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Kierowanie napływem
Kiedy gwiazdy rodzą się z kolapsu gęstego obłoku molekularnego, spędzają wczesne stadium swojego rozwoju w otoczeniu dysków okołogwiazdowych: dysków gazu i pyłu, które, jak rozumiemy, akreują na młodych gwiazdach w swoich centrach.

Skąd wiemy, że materia dysku spływa na gwiazdy? Dowody na akrecję pochodzą z wysokoenergetycznego światła emitowanego, gdy napływająca materia uderza w powierzchnię młodych gwiazd, powodując wstrząsy akrecyjne. Jednak, choć te obserwacje dostarczają dowodów na to, że akrecja ma miejsce, nie mówią nam zbyt wiele o mechanizmach, które napędzają te przepływy w dysku.

Aby materia mogła się przemieszczać do wewnątrz dysku, musi najpierw stracić moment pędu – ale gdzie ten pęd trafia? Jakie procesy go usuwają lub redystrybuują? W nowym badaniu przeprowadzonym przez Joan Najita (NSF's NOIRLab), zespół naukowców przedstawia obserwacje w wysokiej rozdzielczości niezwykłego dysku – tak się składa, że jest on nachylony w taki sposób, że może nam pomóc odpowiedzieć na te pytania.

Szczęśliwe ułożenie
Najita i jej współpracownicy użyli spektrografu TEXES znajdującego się na 8-metrowym teleskopie Gemini North do przeprowadzenia obserwacji w średniej podczerwieni GV Tau N, młodej gwiazdy otoczonej przez zwrócony do nas niemal krawędzią dysk okołogwiazdowy. Obserwacje autorów ujawniły rzadkie molekularne linie absorpcyjne, będące wynikiem nachylenie dysku prawie krawędzią w kierunku obserwatora.

Unikalny kąt, pod jakim obserwujemy GV Tau N oznacza, że nasza linia widzenia przechodzi przez atmosferę dysku w wewnętrznych kilku jednostkach astronomicznych (j.a.) dysku - regionie, w którym przypuszczalnie dochodzi do formowania się planet. Cząsteczki tego gazu pochłaniają część światła ciągłego emitowanego przez wnętrze dysku, pozostawiając w widmie struktury, które zapewniają cenne spojrzenie w skład i ruchy gazu na powierzchni wewnętrznego dysku.

Przyłapane na gorącym uczynku
Najita i współpracownicy znaleźli dowody na istnienie różnych gatunków cząsteczek w dysku: acetylenu (C2H2), cyjanowodoru (HCN), wody (H20), a nawet amoniaku (NH3), którego nigdy wcześniej nie wykryto w wewnętrznym dysku akrecyjnym. Jednak szczególnie interesującym wynikiem jest to, że linie absorpcyjne tych cząsteczek są przesunięte ku czerwieni, leżąc na dłuższych falach niż można by się spodziewać, gdyby gaz poruszał się po stabilnej orbicie kołowej.

To przesunięcie ku czerwieni wskazuje, że obserwowany gaz szybko (około 1 j.a. na rok) przepływa do wewnątrz wzdłuż powierzchni dysku – jest to bezpośredni dowód na akrecję w akcji. Autorzy pokazują, że ich obserwacje odpowiadają oczekiwanym tempom akrecji masy dla aktywnych gwiazd typu T Tauri: około kilku do kilkudziesięciu mas Ziemi rocznie. Obserwacje idealnie pasujące do modelu akrecji dysku, w którym moment pędu jest redystrybuowany wewnątrz dysku, powodując napływ i akrecję gazu na powierzchni, podczas gdy środkowa płaszczyzna dysku rozprzestrzenia się na zewnątrz.

GV Tau N to szczęśliwy traf – jej orientacja pozwoliła naukowcom na wykonanie tych unikalnych pomiarów. Ale z pewnością nie jest ona jedyna! Dzięki większej ilości obserwacji układów takich jak GV Tau N, będziemy w stanie jeszcze bardziej pogłębić naszą wiedzę na temat akrecji dysku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 maja 2021

Przeskakiwanie luki masowej w celu zbadania dużych czarnych dziur

Teoria przewiduje, że detektory fal grawitacyjnych powinny być w stanie zaobserwować populację ogromnych czarnych dziur. Nowe badania sprawdzają, czego dowiemy się o tych tajemniczych obiektach i kiedy możemy mieć nadzieję na ich odnalezienie.

Wizja artystyczna łączących się czarnych dziur. Źródło: SXS Lensing

Preferowany rozmiar
Detektory fal grawitacyjnych, takie jak LIGO/Virgo, badają czarne dziury o masach porównywalnych z masami gwiazd. Takie czarne dziury mogą posiadać bardzo różne masy w zakresie od kilku do nawet kilkuset mas Słońca.

Detektory fal grawitacyjnych LIGO/Virgo odkryły sygnały pochodzące od dziesiątek podwójnych czarnych dziur kończących swoją ostatnią spiralę śmierci i łączących się. Jak dotąd te obserwowane pierwotne czarne dziury znajdują się głównie w zakresie mas poniżej ~45 mas Słońca, co wskazuje na gwałtowny spadek populacji układów podwójnych czarnych dziur powyżej tej masy.

Unikanie niestabilnego zakończenia
Dlaczego jest taki niedobór cięższych czarnych dziur? Teoretycy mają wytłumaczenie: przerwa rozkładu mas spowodowana supernowymi typu niestabilności parowej. Pod tą nader skomplikowaną nazwą kryje się całkiem elegancka hipoteza. Według modeli ewolucji gwiazd, czarne dziury w pewnym zakresie mas – około 50-100 mas Słońca – nie powinny być w stanie się uformować. Jest to rzeczona „przerwa rozkładu mas”. Ta luka ma miejsce dlatego, że gwiazdy, które mogłyby wytworzyć odpowiednio masywne czarne dziury, przechodzą przez gwałtowny etap zwany „kreacją par”. Sprowadza się on do tego, że światło będące nośnikiem energii i ciśnienia wewnątrz takiej gwiazdy zaczyna nagle zamieniać się na pary cząstka-antycząstka, a gwiazda traci ciśnienie wewnętrzne. W bardzo krótkim czasie gwiazda zapada się grawitacyjnie, w jej wnętrzu skokowo wzrasta ciśnienie, restartują się reakcje termojądrowe i gwiazda zostaje niemalże rozerwana przez niekontrolowany wzrost reakcji syntezy. Ten brak równowagi początkujący nagłą eksplozję nazywa się „niestabilnością spowodowaną kreacją par”.

Formowanie się czarnych dziur o masie powyżej ~120 mas Słońca powinno być jednak nadal możliwe, dlatego też naukowcy spodziewają się, że w naszej galaktyce i poza nią będzie się czaić populacja ogromnych czarnych dziur o masie leżącej po drugiej stronie luki masowej. W nowych badaniach naukowcy z Uniwersytetu w Chicago Jose María Ezquiaga i Daniel Holz dokładniej analizują te przekonania.

Polowanie na dalekim brzegu
Ezquiaga i Holz wykorzystują statystyki przeszłych detekcji podwójnych czarnych dziur oraz przewidywań dotyczących możliwości obecnych i przyszłych detektorów fal grawitacyjnych, aby oszacować, co nas czeka w kategoriach czarnych dziur po drugiej stronie luki masowej.

Po pierwsze, autorzy pokazują, że te najcięższe źródła byłyby najbardziej masywnymi źródłami wykrywalnymi przez LIGO/Virgo, i – jeżeli istnieją – naukowcy powinni być w stanie dostrzec do kilkudziesięciu z nich podczas dwóch następnych okresów obserwacyjnych LIGO/Virgo (O4 i O5).

Co więcej, układy podwójne po drugiej stronie luki masowej powinny również znaleźć się w paśmie obserwacyjnym LISA, zbliżającej się misji kosmicznej, która zajmie się falami grawitacyjnymi. Mogą one zdominować populacje układów podwójnych, które mogą być obserwowane zarówno przez LIGO/Virgo, jak i LISA, dostarczając cennych informacji o tym, jak tempo łączenia się układów podwójnych czarnych dziur zmienia się w czasie.

Wreszcie, Ezquiaga i Holz pokazują, że obserwacje układów podwójnych spoza luki masowej za pomocą LISA, LIGO/Virgo i Teleskopu Einsteina (detektor nowej generacji) dostarczą niezależnych miar ekspansji Wszechświata przy różnych wartościach przesunięcia ku czerwieni: odpowiednio z~0,4, 0,8 i 1,5. Wykorzystując górną krawędź luki masowej, czarne dziury leżące daleko poza nią mogą działać jak standardowe syreny, umożliwiając precyzyjną kosmologię.

Wkrótce zostanie odnaleziony?
Jaki jest więc wniosek? Perspektywy dla czarnych dziur spoza luki masowej są dobre!

Jeżeli te ciężkie obiekty istnieją, naukowcy powinni je dostrzec w ciągu kilku lat i będą one w stanie dostarczyć nam cennych informacji na różne naukowe pytania. Jeżeli nie zaobserwują żadnej w tym czasie, będzie to również mocne stwierdzenie na temat powstawania czarnych dziur, wymagające nowych teorii wyjaśniających ten niedobór.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

8 maja 2021

Formowanie się planet może rozpoczynać się wcześniej niż dotychczas sądzono

Pierścienie w układach protoplanetarnych mogą powstawać znacznie wcześniej niż wynika to z konwencjonalnych scenariuszy formowania się planet.

Zdjęcie dysku protoplanetarnego wokół pobliskiej gwiazdy TW Hydrae wykonane przy użyciu ALMA. Źródło: S. ANDREWS (HARVARD-SMITHSONIAN CFA); B. SAXTON (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO /SCIENCE PHOTO LIBRARYY.

Symulacje przeprowadzone przez astrofizyków z RIKEN sugerują, że w swojej długiej podróży do formowania planet ziarna pyłu mogą łączyć się ze sobą znacznie wcześniej niż dotychczas sądzono. Może to oznaczać rewizję konwencjonalnych teorii powstawania planet.

Masywne planety rozpoczęły swoje życie jako drobiny pyłu, które są zbyt małe, aby mogły być zaobserwowane przez ludzkie oko. Planety takie jak Ziemia, o średnicy tysięcy kilometrów, wyewoluowały z submikronowych cząsteczek pyłu międzygwiezdnego – to spory skok na skali – zauważa Satoshi Ohashi z Laboratorium Formowania Gwiazd i Planet RIKEN. Jesteśmy zainteresowani odkryciem, w jaki sposób ziarna pyłu łączą się ze sobą tworząc obiekty o rozmiarach tysięcy kilometrów.

Planety powstają z dysków protoplanetarnych – wirujących dysków gazu i pyłu wokół nowych gwiazd. W dyskach tych zaobserwowano struktury przypominające pierścienie, które z czasem łączą się w coraz większe struktury, prowadząc ostatecznie do powstania planet. Jednak wiele na temat tego procesu pozostaje nieznane.

Teraz, Ohashi i jego współpracownicy zbadali możliwy scenariusz powstawania tych pierścieni, przeprowadzając symulacje komputerowe. Wyniki, które uzyskali wskazują, że pył może zbierać się w większe cząstki w czasie etapu protogwiazdy, podczas gdy sama gwiazda wciąż się formuje, i znacznie wcześniej niż przewidują to obecne teorie powstawania planet. Odkryliśmy, że struktury pierścieniowe pojawiły się nawet na wczesnych etapach formowania się dysku. To sugeruje, że ziarna pyłu mogą stawać się większe wcześniej niż dotychczas sądziliśmy – mówi Ohashi.

Jest to nieoczekiwane odkrycie, ponieważ dysk pyłowy wciąż jest w stanie znacznego przepływu podczas etapu protogwiazdy, co nie jest obiecującym miejscem gromadzenia się pyłu. To naprawdę zaskakujące, ponieważ podczas formowania się planety ziarna pyłu powinny pozostać w dysku, ale materia wciąż wpada do gwiazdy centralnej na etapie protogwiazdy. Sądzimy więc, że formowanie się protoplanet może być bardzo dynamicznym procesem – dodaje Ohashi.

Zespół znalazł dobrą zgodność pomiędzy wynikami symulacji a obserwacjami 23 struktur pierścieniowych w dyskach dzięki ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) w Chile i innym teleskopom. Ich wyniki mogłyby również wyjaśnić niedawne obserwacje pierścieni w dyskach protogwiazdowych. Ostatnie obserwacje ALMA pozwoliły znaleźć co najmniej cztery struktury pierścieniowe w dyskach protogwiazdowych, które są zgodne z symulacjami zespołu.

W przyszłości zespół ma nadzieję uzyskać obrazy struktur pierścieniowych wokół dysków protoplanetarnych w wielu długościach fal, co umożliwiłoby lepsze porównanie symulacji z obserwacjami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 maja 2021

Zderzenia obłoków molekularnych powodują formowanie się gromad gwiazd

Naukowcy odkryli, że zderzenia obłoków molekularnych w przestrzeni kosmicznej powodują narodziny gromad gwiazd.

Demonstracja typowych zderzających się obłoków molekularnych tworzących gromady gwiazd, odkrytych na podstawie obserwacji radiowych. Wstawione obrazy optyczne przedstawiają Mgławicę Orzeł oraz [DBS2003]179, gdzie widoczne są świecące mgławice oraz nowo narodzone gromady gwiazd. Źródło: Nagoya University, National Astronomical Observatory of Japan, NASA, JPL-Caltech, R. Hurt (SSC/Caltech), Robert Gendler, Subaru Telescope, ESA, The Hubble Heritage Team (STScI/AURA), Hubble Collaboration, and 2MASS.

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego kurczenia się obłoków molekularnych w przestrzeni kosmicznej i mogą mieć różną masę. Masywne gwiazdy, wraz z wieloma innymi gwiazdami, mogą tworzyć ogromne gromady gwiazd (grupa ponad 10 000 gwiazd). Powstanie takiej gromady gwiazd wymaga szybkiego upakowania ogromnych ilości gazu i innych materiałów w niewielkiej przestrzeni, ale mechanizm, dzięki któremu to się dzieje, nie został jeszcze wyjaśniony.

Zespół badawczy kierowany przez doc. Kengo Tachiharę i emerytowanego profesora Yasuo Fukui z Uniwersytetu Nagoya skupił się na hipotezie, w której wiele obłoków molekularnych zderza się, co pozwala im efektywnie skupiać się i w ten sposób tworzyć gromady gwiazd. Aby zweryfikować tę hipotezę, zespół, we współpracy z naukowcami z Uniwersytetu Prefektury Osaka i Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii, przeprowadził badania obserwacyjne ogromnej ilości danych uzyskanych w wyniku ponad dekady badań, jak również badania teoretyczne symulacji numerycznych z tymi danymi. W rezultacie odkryli, że zderzenia obłoków molekularnych unoszących się w przestrzeni kosmicznej rzeczywiście powodują narodziny gromad gwiazd.

Zaobserwowali oni wiele zderzeń obłoków molekularnych w naszej galaktyce Drogi Mlecznej, a także w innych galaktykach, co sugeruje, że zderzenia te są zjawiskiem uniwersalnym. Z tej perspektywy istnieje coraz większe prawdopodobieństwo, że Droga Mleczna zderzyła się z innymi galaktykami wkrótce po swoich narodzinach, co spowodowało częste zderzenia obłoków molekularnych w galaktykach, w wyniku czego powstało wiele gromad kulistych (grup ponad miliona gwiazd). Ich odkrycia przyczyniły się do głębszego zrozumienia procesu powstawania masywnych gwiazd i narodzin gromad kulistych.

Badania zostały opublikowane w czasopiśmie Publications of the Astronomical Society of Japan w styczniu 2021 roku w specjalnym numerze zatytułowanym Star Formation Triggered by Cloud-Cloud Collision II, który zawiera zbiór 20 oryginalnych prac opartych na skomplikowanych weryfikacjach poszczególnych ciał astronomicznych, a także pracę przeglądową podsumowującą najnowsze rozumienie powstawania gwiazd w wyniku zderzeń obłoków molekularnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

6 maja 2021

Tajemnicza supernowa niezawierająca wodoru rzuca światło na gwałtowną śmierć gwiazd

Osobliwy żółty nadolbrzym sprzed zdarzenia supernowej sprawił, że astrofizycy ponownie ocenili, co jest możliwe w momencie śmierci najbardziej masywnych gwiazd naszego Wszechświata. Zespół badaczy opisał tę specyficzną gwiazdę i supernową będącą jej wynikiem w nowej pracy opublikowanej w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Wizja artystyczna żółtego nadolbrzyma w ciasnym układzie podwójnym z niebieską gwiazdą ciągu głównego. Źródło: Kavli IPMU / Aya Tsuboi

Pod koniec swojego życia chłodne, żółte nadolbrzymy są zwykle spowite wodorem, który ukrywa ich gorące, niebieskie wnętrze. Jednak wspominany żółty nadolbrzym, znajdujący się 35 mln lat świetlnych od Ziemi w gromadzie galaktyk Virgo, w tajemniczy sposób był pozbawiony tej kluczowej warstwy wodoru w momencie eksplozji.

Nie widzieliśmy wcześniej takiego scenariusza. Jeżeli gwiazda eksploduje bez wodoru, powinna być niezwykle niebieska – naprawdę, bardzo gorąca. Jest prawie niemożliwe, aby gwiazda była tak chłodna nie mając wodoru w swojej zewnętrznej warstwie. Przyjrzeliśmy się każdemu modelowi gwiazdy, który mógłby wyjaśnić taką gwiazdę i każdy model wymaga, aby miała ona wodór. Jednak na podstawie supernowej wiemy, że ta gwiazda go nie miała. I jest to fizycznie niemożliwe – powiedział Charles Kilpatrick, pracownik naukowy w Centrum Interdyscyplinarnych Badań i Poszukiwań w Astrofizyce Uniwersytetu Northwestern (CIERA), który kierował badaniami.

Kilpatrick jest również członkiem zespołu Young Supernova Experiment, który używa teleskopu Pan-STARRS na Haleakalā na Hawajach, aby uchwycić supernowe tuż po ich wybuchu. Po tym, jak Young Supernova Experiment dostrzegł supernową 2019yvr w stosunkowo nieodległej galaktyce spiralnej NGC 4666, zespół wykorzystał obrazy głębokiego kosmosu uzyskane z pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, który na szczęście obserwował już ten fragment nieba dwa i pół roku przed wybuchem gwiazdy.

To, co dzieje się z masywną gwiazdą tuż przed wybuchem jest wielką, nierozwiązaną zagadką. Rzadko można zobaczyć tego typu gwiazdę tuż przed jej eksplozją jako supernowa – powiedział Kilpatrick.

Zdjęcia z Hubble’a pokazują źródło supernowej – masywną gwiazdę, którą sfotografowano zaledwie kilka lat przed wybuchem. Kilka miesięcy po wybuchu Kilpatrick i jego zespół odkryli, że materia wyrzucona podczas końcowej eksplozji gwiazdy zdawała się zderzać z dużą masą wodoru. To skłoniło zespół do wysunięcia hipotezy, że gwiazda prekursor mogła wyrzucić wodór na kilka lat przed swoją śmiercią.

Astronomowie podejrzewali, że gwiazdy przechodzą gwałtowne erupcje lub umierają w latach poprzedzających wybuch supernowej. Odkrycie tej gwiazdy dostarcza jednych z najbardziej bezpośrednich dowodów na to, że gwiazdy doświadczają katastrofalnych erupcji, które powodują utratę masy przed wybuchem. Jeżeli gwiazda doświadczała takich erupcji, to prawdopodobnie wyrzuciła swój wodór kilka dekad przed wybuchem – powiedział Kilpatrick.

W nowym opracowaniu zespół Kilpatricka przedstawia również inną możliwość: mniej masywna gwiazda towarzysząca mogła pozbawić wodoru macierzystą gwiazdę supernowej. Jednak zespół będzie w stanie poszukiwać gwiazdy towarzyszącej dopiero po zaniku blasku supernowej, co może potrwać nawet dekadę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Odkryto „mrugającego olbrzyma” w pobliżu centrum Galaktyki

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