29 czerwca 2021

Olbrzymia kometa znaleziona na obrzeżach Układu Słonecznego w przeglądzie Dark Energy Survey

Olbrzymia kometa z obrzeży naszego Układu Słonecznego została odkryta w ciągu 6 lat zbierania danych z przeglądu Dark Energy Survey. Kometa Bernardinelli-Bernstein jest około 1000 razy masywniejsza niż typowa kometa, co czyni ją prawdopodobnie największą kometą odkrytą we współczesnych czasach. Ma ona niezwykle wydłużoną orbitę, podróżując do wewnątrz Układu Słonecznego z okolic Obłoku Oorta przez miliony lat. Jest to najodleglejsza kometa odkryta na swojej ścieżce, co daje astronomom lata na obserwacje jej ewolucji w miarę zbliżania się do Słońca, choć nie przewiduje się, aby stała się widoczna nieuzbrojonym okiem.

Wizja artystyczna przedstawiająca, jak może wyglądać kometa Bernardinelli-Bernstein w zewnętrznym Układzie Słonecznym. Źródło: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

Dwóch astronomów odkryło olbrzymią kometę po kompleksowym przeszukaniu danych z przeglądu Dark Energy Survey (DES). Kometa, której średnica szacowana jest na 100-200 km, czyli około 10 razy więcej niż średnica większości komet, jest lodowym reliktem wyrzuconym z Układu Słonecznego przez wędrujące planety olbrzymie w jego wczesnej historii. Kometa ta jest zupełnie niepodobna do żadnej innej widzianej wcześniej, a jej ogromny rozmiar szacowany jest na podstawie tego, jak wiele światła słonecznego odbija.

Pedro Bernardinelli i Gary Bernstein z University of Pennsylvania znaleźli kometę – nazwaną kometą Bernardinelli-Bernstein (z oznaczeniem C/2014 UN271) – ukrytą wśród danych zebranych przez 570-megapikselową kamerę Dark Energy Camera (DECam) zamontowaną na 4-metrowym teleskopie Víctora M. Blanco w Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) w Chile.

DES miał za zadanie mapowanie 300 mln galaktyk na obszarze 5000 stopni kwadratowych nocnego nieba, ale podczas sześciu lat obserwacji zaobserwował również wiele komet i obiektów transneptunowych przechodzących przez badane pole. Obiekt transneptunowy (TNO) to lodowe ciało, które znajduje się w Układzie Słonecznym poza orbitą Neptuna.

Bernardinelli i Bernstein wykorzystali 15-20 mln godzin pracy procesora, stosując zaawansowane algorytmy identyfikacji i śledzenia, aby zidentyfikować ponad 800 pojedynczych TNO spośród ponad 16 mld indywidualnych źródeł wykrytych w 80 000 ekspozycji wykonanych w ramach DES. 32 z tych detekcji należały w szczególności do jednego obiektu – C/2014 UN271.

Komety to lodowe ciała, które parują w miarę zbliżania się do Słońca, powiększając swoją komę i warkocz. Zdjęcia DES obiektu z lat 2014-2018 nie pokazywały typowego warkocza komety, ale w ciągu jednego dnia od ogłoszenia odkrycia przez Minor Planet Center, astronomowie korzystający z sieci Las Cumbres Observatory wykonali świeże zdjęcia komety Bernardinelli-Bernstein, które ujawniły, że w ciągu ostatnich 3 lat urosła koma, co czyni ją oficjalnie kometą.

Jego obecna podróż do wewnątrz rozpoczęła się w odległości ponad 40 000 jednostek astronomicznych (j.a.) od Słońca. Dla porównania, Pluton znajduje się średnio 39 j.a. od Słońca. Oznacza to, że kometa Bernardinelli-Bernstein powstała w Obłoku Oorta, wyrzucona we wczesnej historii Układu Słonecznego. Może to być największy członek Obłoku Oorta, jaki kiedykolwiek został wykryty i jest to pierwsza zbliżająca się kometa, która została wykryta tak daleko.

Obiekt znajduje się obecnie znacznie bliżej Słońca. Po raz pierwszy został dostrzeżony w 2014 roku, gdy znajdował się w odległości 29 j.a. od Słońca (w przybliżeniu odległość Neptuna), a w czerwcu 2021 roku znajdował się 20 j.a. od Słońca (odległość Urana) i obecnie ma jasność 20 magnitudo. Orbita komety jest prostopadła do płaszczyzny Układu Słonecznego i osiągnie swój najbliższy Słońcu punkt (peryhelium) w 2031 roku, kiedy to znajdzie się w odległości 11 j.a. (nieco więcej niż odległość Saturna) – ale nie zbliży się bardziej. Pomimo rozmiarów komety, obecnie przewiduje się, że obserwatorzy nieba będą potrzebowali dużych teleskopów amatorskich, aby ją dostrzec, nawet w jej najjaśniejszym momencie.

Kometa Bernardinelli-Bernstein będzie intensywnie śledzona przez społeczność astronomiczną, aby zrozumieć skład i pochodzenie tego masywnego reliktu z czasów narodzin naszej planety. Astronomowie podejrzewają, że w Obłoku Oorta, daleko poza Plutonem i Pasem Kuipera, może znajdować się wiele innych nieodkrytych komet tego rozmiaru. Uważa się, że te olbrzymie komety zostały rozrzucone w odległych zakątkach Układu Słonecznego w wyniku migracji Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna na początku ich historii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

27 czerwca 2021

Kosmiczny świt nastąpił 250-350 mln lat po Wielkim Wybuchu

Z nowych badań przeprowadzonych przez naukowców wynika, że kosmiczny świt, okres, kiedy uformowały się pierwsze gwiazdy, miał miejsce 250-350 mln lat po powstaniu Wszechświata.

Nieruchomy obraz z symulacji wideo pokazuje formowanie się i ewolucję pierwszych gwiazd i galaktyk w wirtualnym wszechświecie podobnym do naszego. Pokazane są galaktyki we wczesnym wszechświecie, formujące się w czasie porównywalnym do galaktyk wykrytych w nowych obserwacjach. Źródło: Prof. Brant Robertson, University of California — Santa Cruz

Badanie, opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, sugeruje, że Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST), który ma zostać wyniesiony na orbitę w listopadzie 2021 roku, będzie wystarczająco czuły, aby bezpośrednio obserwować narodziny galaktyk.

Zespół naukowców zbadał sześć z najbardziej odległych znanych obecnie galaktyk, których światło potrzebowało większej części życia Wszechświata, aby do nas dotrzeć. Odkryli, że odległość tych galaktyk od Ziemi odpowiada czasowi „spojrzenia wstecz” ponad 13 mld lat, kiedy Wszechświat miał zaledwie 550 mln lat.

Analizując obrazy z Kosmicznych Teleskopów Hubble’a i Spitzera, badacze obliczyli wiek tych galaktyk na od 200 do 300 mln lat, co pozwala oszacować, kiedy po raz pierwszy uformowały się w nich gwiazdy.

Główny autor, Nicolas Laporte z University of Cambridge, powiedział: Teoretycy spekulują, że Wszechświat był ciemnym miejscem przez pierwsze kilkaset milionów lat, zanim uformowały się pierwsze gwiazdy i galaktyki. Zobaczyć moment, w którym Wszechświat po raz pierwszy został skąpany w świetle gwiazd, to jedno z najważniejszych zadań astronomii.

Naukowcy przeanalizowali światło gwiazd z galaktyk zarejestrowane przez teleskopy Hubble’a i Spitzera, badając znaczniki w ich rozkładzie energii wskazujący na obecność wodoru atomowego – wodoru, który nie został rozszczepiony na protony i elektrony – w ich atmosferach gwiezdnych. Pozwala to oszacować wiek gwiazd, które zawierają.

Ta sygnatura wodoru rośnie w siłę wraz ze starzeniem się populacji gwiazd, ale słabnie, gdy galaktyka jest starsza niż miliard lat. Zależność od wieku wynika z tego, że masywniejsze gwiazdy, które przyczyniają się do powstania tego sygnału, szybciej spalają swoje paliwo jądrowe i dlatego umierają jako pierwsze.

Współautor pracy, Romain Meyer z Instytutu Maxa Plancka powiedział: Ten wskaźnik wieku jest używany do datowania niezwykle odległych galaktyk w naszym własnym sąsiedztwie, w Drodze Mlecznej, ale może być również używany do datowania niezwykle odległych galaktyk, widzianych w bardzo wczesnym okresie Wszechświata. Używając tego wskaźnika możemy wnioskować, że nawet w tych wczesnych czasach nasze galaktyki mają od 200 do 300 mln lat.

Analizując dane z Hubble’a i Spitzera, naukowcy musieli oszacować przesunięcie ku czerwieni każdej z galaktyk, które wskazuje ich kosmologiczną odległość, a tym samym czas, w którym są one obserwowane. Aby to osiągnąć, wykorzystali pomiary spektroskopowe przy użyciu pełnego arsenału potężnych teleskopów naziemnych – chilijskiego Atacama Large Millimetre Array (ALMA), europejskiego Very Large Telescope, bliźniaczych teleskopów Kecka na Hawajach, oraz teleskopu Gemini-South.

Pomiary te pozwoliły zespołowi potwierdzić, że patrzenie na te galaktyki odpowiada patrzeniu wstecz do czasu, gdy Wszechświat miał 550 mln lat.

Współautor pracy, profesor University College London Richard Ellis, który w trakcie swojej kariery zawodowej śledził coraz odleglejsze galaktyki, powiedział: W ciągu ostatniej dekady astronomowie cofnęli granice tego, co możemy obserwować, do czasów, gdy Wszechświat miał zaledwie 4% swojego obecnego wieku. Jednak ze względu na ograniczoną przejrzystość ziemskiej atmosfery oraz możliwości HST i Spitzera, osiągnęliśmy już swój limit. Teraz z niecierpliwością czekamy na wystrzelenie JWST, który naszym zdaniem ma możliwość bezpośredniego obserwowania kosmicznego świtu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

24 czerwca 2021

Pierwszy wyraźny widok na obszar gwiazdotwórczy

Naukowcy z Uniwersytetu w Maryland stworzyli pierwszy obraz o wysokiej rozdzielczości rozszerzającego się bąbla gorącej plazmy i zjonizowanego gazu, w którym rodzą się gwiazdy. Poprzednie obrazy o niskiej rozdzielczości nie pokazywały wyraźnie bąbla ani nie ujawniały, jak rozszerza się on w otaczającym gazie.

Mgławica galaktyczna RWC 49 jest jednym z najjaśniejszych regionów gwiazdotwórczych w Drodze Mlecznej. Źródło: NASA/JPL-Caltec/E.Churchwell (University of Wisconsin)

Naukowcy wykorzystali dane zebrane przez obserwatorium stratosferyczne SOFIA do przeanalizowania jednego z najjaśniejszych i najbardziej masywnych regionów gwiazdotwórczych w galaktyce Drogi Mlecznej. Ich analiza wykazała, że pojedynczy, rozszerzający się bąbel ciepłego gazu otacza gromadę gwiazd Westerlund 2 i obaliła wcześniejsze badania sugerujące, że mogą istnieć dwa bąble otaczające Westerlund 2. Naukowcy zidentyfikowali również źródło bąbla oraz energię napędzającą jego ekspansję. Ich wyniki zostały opublikowane 23 czerwca 2021 roku w The Astrophysical Journal.

Kiedy formują się masywne gwiazdy, wydmuchują znacznie silniejsze wyrzuty protonów, elektronów i atomów ciężkiego metalu, w porównaniu z naszym Słońcem – powiedziała Maitraiyee Tiwari, główna autorka badania. Wyrzuty te nazywane są wiatrami gwiazdowymi, a ekstremalne wiatry gwiazdowe są w stanie dmuchać i kształtować bąble w otaczających je obłokach zimnego, gęstego gazu. Zaobserwowaliśmy właśnie taki bąbel skupiony wokół najjaśniejszej gromady gwiazd w tym rejonie galaktyki i byliśmy w stanie zmierzyć jego promień, masę oraz prędkość, z jaką się rozszerza.

Powierzchnie tych rozszerzających się bąbli są zbudowane z gęstego gazu zjonizowanego węgla i tworzą rodzaj zewnętrznej powłoki wokół tych bąbli. Uważa się, że w powłokach tych tworzą się gwiazdy. Jednak, niczym zupa w gotującym się kociołku, bąble otaczające te gromady gwiazd nakładają się na siebie i mieszają z obłokami otaczającego gazu, przez co trudno jest odróżnić powierzchnie poszczególnych bąbli.

Tiwari i jej koledzy stworzyli wyraźniejszy obraz bąbla otaczającego Westerlund 2 poprzez pomiar promieniowania emitowanego z gromady w całym spektrum elektromagnetycznym, od wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego po niskoenergetyczne fale radiowe. Poprzednie badania, które opierały się tylko o fale radiowe i submilimetrowe, dały obraz o niskiej rozdzielczości i nie pokazywały bąbla. Jednym z najważniejszych pomiarów była długość fali w dalekiej podczerwieni emitowanej przez konkretny jon węgla w powłoce.

Możemy użyć spektroskopii, aby faktycznie powiedzieć, jak szybko ten węgiel porusza się albo w naszą stronę, albo w kierunku od nas. Technika ta wykorzystuje efekt Dopplera – powiedział Ramsey Karim, współautor badania.

Określając, czy jony węgla poruszały się w kierunku Ziemi czy z dala od niej, i łącząc te informacje z pomiarami z pozostałej części widma elektromagnetycznego, Tiwari i Karim byli w stanie stworzyć trójwymiarowy obraz rozszerzającego się bąbla wiatru gwiazdowego otaczającego Westerlund 2.

Oprócz znalezienia pojedynczego, napędzanego wiatrem gwiazdowym bąbla wokół Westerlund 2, znaleźli oni dowody na formowanie się nowych gwiazd w rejonie otoczki tego bąbla. Ich analiza sugeruje również, że w miarę rozszerzania się bąbla, pękł on z jednej strony, uwalniając gorącą plazmę i spowalniając ekspansję powłoki mniej więcej milion lat temu. Następnie jednak, około 200 000 lub 300 000 lat temu, inna jasna gwiazda w Westerlund 2 rozwinęła się, a jej energia ponownie pobudziła ekspansję powłoki Westerlund 2.

Zobaczyliśmy, że ekspansja bąbla otaczającego Westerlund 2 została ponownie przyspieszona przez wiatry pochodzące od innej bardzo masywnej gwiazdy, a to rozpoczęło proces ekspansji i formowania się gwiazd od nowa. To sugeruje, że gwiazdy będą nadal rodzić się w tej powłoce przez długi czas, ale w miarę jego trwania, nowe gwiazdy będą stawały się coraz mniej masywne – powiedziała Tiwari.

Tiwari i jej koledzy zastosują teraz nową metodę do innych jasnych gromad gwiazd i ciepłych obłoków gazu, aby lepiej zrozumieć te gwiazdotwórcze regiony galaktyk. Praca jest częścią wieloletniego, wspieranego przez NASA programu FEEDBACK.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

23 czerwca 2021

Sygnały radiowe z nocnej strony egzoplanet mogą pomóc w ujawnieniu szczegółów, które ich dotyczą

Nie potrafimy jeszcze ich wykryć, ale sygnały radiowe z odległych układów słonecznych mogą dostarczyć cennych informacji o charakterystyce ich planet.

Ilustracja przedstawiająca egzoplanetę. Tęczowe plamy to intensywność emisji radiowej, w większości pochodząca z nocnej strony. Białe linie to linie pola magnetycznego. Ilustracja autorstwa Anthony'ego Sciola

Praca naukowców z Rice University opisuje sposób na lepsze określenie, które egzoplanety są najbardziej prawdopodobne, aby wytworzyć wykrywalne sygnały na podstawie aktywności magnetosfery na wcześniej pomijanych nocnych stronach egzoplanet.

Badanie przeprowadzone przez absolwenta Rice, Anthony'ego Sciola, pokazuje, że podczas gdy emisje radiowe z dziennej strony egzoplanet wydają się osiągać maksimum podczas wysokiej aktywności słonecznej, te, które pojawiają się po nocnej stronie, mogą znacząco wzbogacić sygnał.

Siła magnetosfery danej egzoplanety wskazuje, jak dobrze byłaby ona chroniona przed wiatrem słonecznym, który promieniuje z jej gwiazdy, tak samo jak ziemskie pole magnetyczne chroni nas.

Planety, które krążą w strefie złotowłosej (ekosferze), gdzie w innym przypadku warunki mogłyby spowodować powstanie życia, mogą zostać uznane za nienadające się do zamieszkania bez dowodów na istnienie wystarczająco silnej magnetosfery. Dane dotyczące natężenia pola magnetycznego pomogłyby również w modelowaniu wnętrz planet i zrozumieniu, w jaki sposób planety się formują, powiedział Sciola.

Ziemska magnetosfera nie jest dokładnie kulą; jest to zestaw linii w kształcie komety, które ściskają dzienną stronę planety i wylatują w przestrzeń kosmiczną po stronie nocnej, pozostawiając po sobie wiry, szczególnie podczas zjawisk słonecznych, takich jak koronalne wyrzuty masy. Magnetosfera wokół każdej planety emituje to, co interpretujemy jako fale radiowe, a im bliżej swojego słońca krąży dana planeta, tym silniejsze są tam emisje.

Astrofizycy mają całkiem dobre pojęcie o magnetosferach planetarnych naszego własnego Układu Słonecznego, bazując na radiometrycznym prawie Bodego, narzędziu analitycznym używanym do ustalenia liniowej zależności pomiędzy wiatrem słonecznym a emisjami radiowymi z planet znajdujących się na jej drodze. W ostatnich latach naukowcy próbowali zastosować to prawo do układów egzoplanetarnych z ograniczonym sukcesem.

Sciola powiedział, że obecny model analityczny opiera się głównie na emisjach, które mają się pojawić w rejonie polarnym egzoplanety, co na Ziemi obserwujemy jako zorza polarna. Nowe badania dołączają model numeryczny do tych, które szacują emisje z rejonu polarnego, aby zapewnić pełniejszy obraz emisji wokół całej egzoplanety.

Okazuje się, że nocne emisje niekoniecznie pochodzą z jednego dużego punktu, jak zorze wokół bieguna północnego, ale z różnych części magnetosfery. W obecności silnej aktywności słonecznej, suma tych nocnych plam może podnieść całkowitą emisję planety o co najmniej rząd wielkości.

Sciola zauważył, że nowy model najlepiej sprawdza się w przypadku układów egzoplanetarnych. Trzeba być naprawdę daleko, aby zobaczyć efekt, powiedział. Trudno jest powiedzieć, co dzieje się w skali globalnej na Ziemi; to tak, jakby próbować oglądać film, siedząc tuż obok ekranu. Dostajesz tylko mały wycinek tego, co się dzieje.

Ponadto, sygnały radiowe z egzoplanet podobnych do Ziemi mogą nigdy nie być wykrywalne z powierzchni naszej planety, powiedział Sciola. Ziemska jonosfera blokuje je. Oznacza to, że nie możemy nawet zobaczyć własnej emisji radiowej Ziemi z powierzchni, mimo, że jest ona tak blisko – dodaje.

Wykrycie sygnałów z egzoplanet będzie wymagało kompleksu satelitów, albo instalacji na odwrotnej stronie Księżyca. Byłoby to ładne, ciche miejsce do stworzenia zestawu, który nie byłby ograniczony przez ziemską jonosferę i atmosferę, powiedział Sciola.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

22 czerwca 2021

Naukowcy śledzą podróż ziarna pyłu przez nowo narodzony Układ Słoneczny

Łącząc analizę próbek w skali atomowej i modele symulujące prawdopodobne warunki panujące w rodzącym się Układzie Słonecznym, nowe badania ujawniają wskazówki dotyczące pochodzenia kryształów, które uformowały się ponad 4,5 mld lat temu.

Wizja artystyczna wczesnego Układu Słonecznego, w czasie, gdy nie było jeszcze planet. Źródło: Heather Roper

Zespół badawczy odtworzył w niespotykanych dotąd szczegółach historię ziarna pyłu, które uformowało się podczas narodzin Układu Słonecznego ponad 4,5 mld lat temu. Odkrycia te dają wgląd w fundamentalne procesy leżące u podstaw formowania się układów planetarnych, z których wiele wciąż jest owianych tajemnicą.

Na potrzeby badania, zespół opracował nowy rodzaj modelu łączącego mechanikę kwantową i termodynamikę, aby symulować warunki, na jakie ziarno pyłu było narażone podczas formowania się, kiedy Układ Słoneczny był wirującym dyskiem gazu i pyłu, znanym jako dysk protoplanetarny lub mgławica słoneczna. Porównanie przewidywań modelu z niezwykle szczegółową analizą składu chemicznego i struktury krystalicznej próbki, wraz z modelem transportu materii w mgławicy słonecznej, pokazało wskazówki dotyczące podróży ziarna i warunków środowiskowych, które ukształtowały je po drodze.

Ziarno analizowane w badaniu jest jednym z kilku inkluzji, znanych jako inkluzje bogate w wapń i glin (CAl), odkrytych w próbce z meteorytu Allende, który spadł nad meksykańskim stanem Chihuahua w 1969 roku. CAl są przedmiotem szczególnego zainteresowania, ponieważ uważa się, że należą do pierwszych ciał stałych, które uformowały się w Układzie Słonecznym ponad 4,5 mld lat temu.

Podobnie, jak pieczątki w paszporcie opowiadają historię podróży i przystanków po drodze, struktury w skali mikro i atomowej próbek odkrywają zapis historii ich formowania się, która była kontrolowana przez zbiorowe środowiska, na które były wystawione.

O ile nam wiadomo, nasza praca jest pierwszą opowiadającą historię pochodzenia, oferująca wskazówki na temat prawdopodobnych procesów, które zaszły w skali odległości astronomicznych z tym, co widzimy w naszej próbce w skali odległości astronomicznych – powiedział Tom Zega, profesor w University of Arizona's Lunar and Planetary Laboratory i pierwszy autor pracy, opublikowanej w The Planetary Science Journal.

Zega i jego zespół analizowali skład inkluzji osadzonych w meteorycie przy użyciu najnowocześniejszych transmisyjnych mikroskopów elektronowych o rozdzielczości atomowej – jednego w Kuiper Materials Imaging and Characterization Facility Uniwersytetu Arizona oraz siostrzanego mikroskopu znajdującego się w fabryce Hitachi w Hitachinaka w Japonii.

Okazało się, że inkluzje składają się głównie z rodzajów minerałów znanych jako spinel i perowskit, które również występują w skałach na Ziemi i są badane jako materiały kandydujące do zastosowań, takich jak mikroelektronika i fotowoltaika.

Podobne rodzaje ciał stałych występują w innych typach meteorytów, zwanych chondrytami węglistymi, które są szczególnie interesujące dla naukowców planetarnych, ponieważ wiadomo, że są pozostałością po formowaniu się Układu Słonecznego i zawierają cząsteczki organiczne, w tym takie, które mogły dostarczyć materiałów do powstania życia.

Precyzyjna analiza przestrzennego rozmieszczenia atomów pozwoliła zespołowi na bardzo szczegółowe zbadanie budowy struktur krystalicznych. Ku zaskoczeniu zespołu, niektóre z wyników były sprzeczne z obecnymi teoriami na temat procesów fizycznych zachodzących wewnątrz dysków protoplanetarnych, co skłoniło ich do dalszych poszukiwań.

Naszym wyzwaniem jest to, że nie wiemy, jakie ścieżki chemiczne doprowadziły do powstania tych inkluzji – powiedział Zega. Natura jest naszą zlewką laboratoryjną, a ten eksperyment miał miejsce miliardy lat przed naszym pojawieniem się, w zupełnie obcym środowisku.

Na podstawie danych, które autorzy pracy byli w stanie wydobyć ze swoich próbek, doszli do wniosku, że cząstka uformowała się w regionie dysku protoplanetarnego niedaleko miejsca, w którym obecnie znajduje się Ziemia, a następnie odbyła podróż bliżej Słońca, gdzie stawała się coraz gorętsza, by później zmienić kurs i rozpłynąć się w chłodniejszych częściach dalej od młodego Słońca. Ostatecznie, została włączona do planetoidy, która później rozpadła się na kawałki. Niektóre z tych kawałków zostały przechwycone przez ziemską grawitację i spadły jako meteoryty.

Próbki do tego badania zostały pobrane z wnętrza meteorytu i uważane są za prymitywne – innymi słowy, nienaruszone przez wpływ środowiska. Uważa się, że taki prymitywny materiał nie przeszedł żadnych znaczących zmian od czasu jego pierwszego uformowania się ponad 4,5 mld lat temu, co jest rzadkością. Czy podobne obiekty występują na asteroidzie Bennu, której próbki zostaną dostarczone na Ziemię przez misję OSIRIS-REx w 2023 roku, dopiero się okaże. Do tego czasu naukowcy polegają na próbkach, które spadają na Ziemię za pośrednictwem meteorytów.

Autorzy stwierdzili, że badania takie, jak to mogą przenieść naukowców planetarnych krok bliżej do „wielkiego modelu powstawania planet” – szczegółowego zrozumienia materii poruszającej się po dysku, z czego się składa i jak daje początek Słońcu i planetom.

Potężne radioteleskopy, takie jak Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) w Chile, pozwalają astronomom zobaczyć układy gwiezdne w trakcie ich ewolucji, powiedział Zega.

Być może w pewnym momencie będziemy mogli zajrzeć do ewoluujących dysków, a wtedy będziemy mogli naprawdę porównać nasze dane pomiędzy dyscyplinami i zacząć odpowiadać na niektóre z tych naprawdę ważnych pytań. Czy te cząsteczki pyłu tworzą się tam, gdzie myślimy, że powstały w naszym Układzie Słonecznym? Czy są one wspólne dla wszystkich układów gwiazdowych? Czy powinniśmy spodziewać się wzorca, który widzimy w naszym Układzie Słonecznym – skaliste planety blisko gwiazdy centralnej i gazowe olbrzymy dalej – we wszystkich układach? – dodaje Zega.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

21 czerwca 2021

Badanie młodego, chaotycznego układu gwiezdnego odkrywa tajemnice formowania się planet

Nowe obserwacje młodego obiektu gwiazdowego Elias 2-27 potwierdzają, że niestabilności grawitacyjne i masa dysku protoplanetarnego są kluczem do formowania się planet olbrzymów.

Obraz Elias 2-27. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/T. Paneque-Carreño (Universidad de Chile), B. Saxton (NRAO)

Zespół naukowców wykorzystując Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) do badania młodej gwiazdy Elias 2-27 potwierdził, że niestabilności grawitacyjne odgrywają kluczową rolę w formowaniu się planet i po raz pierwszy bezpośrednio zmierzył masę dysków protoplanetarnych wykorzystując dane o prędkości gazu, potencjalnie rozwiązując jedną z tajemnic formowania się planet. Wyniki badań zostały opublikowane w dwóch artykułach w The Astrophysical Journal.

Dyski protoplanetarne – dyski formujące planety, zbudowane z gazu i pyłu, które otaczają nowo uformowane młode gwiazdy – są znane naukowcom jako miejsca narodzin planet. Dokładny proces formowania się planet pozostaje jednak tajemnicą. Nowe badania, prowadzone przez prof. Teresę Paneque-Carreño, główną autorkę pierwszej z dwóch prac, koncentrują się na rozwikłaniu tajemnicy powstawania planet.

Podczas obserwacji naukowcy potwierdzili, że układ gwiazdowy Elias 2-27 – młoda gwiazda znajdująca się w odległości mniejszej niż 400 lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Wężownika – wykazuje oznaki niestabilności grawitacyjnej, które występują, gdy dyski protoplanetarne przenoszą dużą część masy gwiazdowej układu.

Unikalne cechy Elias 2-27 sprawiły, że jest on od ponad pół dekady popularny wśród naukowców korzystających z ALMA. W 2016 roku zespół naukowców używających ALMA odkrył spirale pyłu wirujące wokół tej młodej gwiazdy. Uważano, że spirale te są wynikiem fal gęstości, powszechnie znanych z tworzenia rozpoznawalnych ramion spiralnych galaktyk, takich jak Droga Mleczna, ale w tamtym czasie nigdy wcześniej nie były obserwowane wokół pojedynczych gwiazd.

Odkryliśmy w 2016 roku, że dysk Elias 2-27 miał różną strukturę od innych zbadanych już układów, coś, czego nie zaobserwowano wcześniej w dysku protoplanetarnym: dwa wielkoskalowe ramiona spiralne. Niestabilność grawitacyjna była solidną możliwością, ale pochodzenie tych struktur pozostawało tajemnicą i potrzebowaliśmy dalszych obserwacji – powiedziała Laura Pérez, adiunkt na Universidad de Chile i główny naukowiec badania z 2016 roku. Wraz ze współpracownikami zaproponowała dalsze badania na wielu pasmach ALMA, które były analizowane z Paneque-Carreño w ramach jej pracy magisterskiej na Universidad de Chile.

Oprócz potwierdzenia niestabilności grawitacyjnej, naukowcy znaleźli zaburzenia w tym układzie gwiazdowym powyżej i poza teoretycznymi oczekiwanymi. Wciąż może istnieć nowa materia z otaczającego obłoku molekularnego opadająca na dysk, co sprawia, że wszystko jest bardziej chaotyczne – powiedziała Paneque-Carreño, dodając, że ten chaos przyczynił się do interesujących zjawisk, które nigdy wcześniej nie były obserwowane, i dla których naukowcy nie mają jasnego wytłumaczenia. Układ gwiazdowy Elias 2-27 jest wysoce asymetryczny w strukturze gazu. Było to zupełnie niespodziewane i po raz pierwszy zaobserwowaliśmy taką wertykalną asymetrię w dysku protoplanetarnym.

Cassandra Hall, adiunkt astrofizyki obliczeniowej na Uniwersytecie Georgii i współautorka badań, dodała, że potwierdzenie zarówno asymetrii wertykalnej jak i zaburzenia prędkości – pierwszych wielkoskalowych zaburzeń związanych ze strukturą spiralną w dysku protoplanetarnym – może mieć znaczące implikacje dla teorii formowania się planet. To może być oznaka niestabilności grawitacyjnej, która może przyspieszyć niektóre z najwcześniejszych etapów formowania się planet. Po raz pierwszy przewidzieliśmy tę sygnaturę w 2020 roku, a z punktu widzenia astrofizyki obliczeniowej, ekscytujące jest mieć rację.

Jedną z barier w zrozumieniu procesu formowania się planet był brak bezpośrednich pomiarów masy dysków protoplanetarnych. Problem ten został rozwiązany w nowych badaniach. Wysoka czułość ALMA pozwoliła zespołowi na dokładniejsze zbadanie procesów dynamicznych, gęstości a nawet masy dysku. Poprzednie pomiary masy dysku protoplanetarnego były pośrednie i opierały się tylko na pyle lub rzadkich izotopologach. Dzięki temu nowemu badaniu jesteśmy teraz wrażliwi na całą masę dysku – powiedziała Benedetta Veronesi, główna autorka drugiej pracy. To odkrycie kładzie podwaliny pod rozwój metody pomiaru masy dysku, która pozwoli nam przełamać jedną z największych i najbardziej palących barier w dziedzinie formowania się planet. Znajomość ilości masy obecnej w dyskach protoplanetarnych pozwala nam określić ilość materii dostępnej do formowania się układów planetarnych, a także lepiej zrozumieć proces, w którym się one tworzą.

Chociaż zespół odpowiedział na kilka kluczowych pytań dotyczących roli niestabilności grawitacyjnej i masy dysku w formowaniu się planet, praca nie jest jeszcze zakończona. Studiowanie tego, jak tworzą się planety jest trudne, ponieważ proces ten trwa miliony lat. Jest to bardzo krótka skala czasowa dla gwiazd, które żyją miliardy lat, ale dla nas jest to bardzo długi proces – powiedziała Paneque-Carreño. To, co możemy zrobić, to obserwować młode gwiazdy, wokół których znajdują się dyski gazu i pyłu, i próbować wyjaśnić, dlaczego te dyski materii wyglądają tak, a nie inaczej. To tak, jakbyśmy patrzyli na miejsce zbrodni i próbowali zgadnąć, co się stało. Nasza analiza obserwacyjna, połączona z przyszłą dogłębną analizą Elias 2-27 pozwoli nam dokładnie scharakteryzować, jak niestabilności grawitacyjne działają w dyskach protoplanetarnych i uzyskać większy wgląd w to, jak powstają planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

20 czerwca 2021

Badanie pyłu w pobliżu supermasywnych czarnych dziur

Co dzieje się głęboko w centrach aktywnych galaktyk, w pobliżu supermasywnych czarnych dziur żywiących się swoim otoczeniem? Nowe badania wykorzystują obserwacje w podczerwieni do zbadania tego wewnętrznego regionu w jednej z aktywnych galaktyk.

Wizja artystyczna przedstawiająca otoczenie supermasywnej czarnej dziury w sercu aktywnej galaktyki. 
Źródło: ESO/M. Kornmesser

Ujednolicony obraz?
Wiemy, że aktywne jądra galaktyk (AGN) składają się z supermasywnej czarnej dziury akreującej otaczającą materię i świecą jasno w całym spektrum elektromagnetycznym. Jednak struktura gazu i pyłu wokół czarnej dziury, a także przyczyny różnych emisji, które obserwujemy, pozostają tematem dyskusji.

Dekady temu naukowcy zaproponowali, że AGN typu 1 i typu 2 – dwie różne kategorie galaktyk aktywnych o odmiennych właściwościach obserwacyjnych – mogą być tymi samymi obiektami widzianymi pod różnymi kątami. Ten schemat unifikacji opiera się na obecności torusa pyłowego – nadmuchanej struktury pyłowej w pobliżu czarnej dziury. W tym modelu torus przesłania wewnętrzny gaz wytwarzający linie emisyjne pod niektórymi kątami widzenia, zmieniając wygląd AGN w zależności od jego orientacji.

Jednak ostatnie badania w podczerwieni podważyły ten pogląd. Dzięki potężnym teleskopom pracującym w średniej podczerwieni, naukowcy przyjrzeli się bliżej wewnętrznym obszarom aktywnych galaktyk znajdujących się w odległościach kilkuset lat świetlnych – i zamiast ujawnić przesłaniający torus pyłu, obserwacje te pokazały polarne struktury pyłowe.

Poszukiwanie odległego pyłu
Jak można wyjaśnić te obserwacje? Teoretycy mają rozwiązanie: w modelu dysk-wiatr pył w pobliżu czarnej dziury ułożony jest w gorący, równikowy dysk, a nie torus. Ciśnienie promieniowania zdmuchuje część tego pyłu do chłodniejszego wiatru z biegunów, tworząc struktury polarne, które naukowcy widzieli w obserwacjach w średniej podczerwieni. Obserwacje pochodzą z dysku i obszaru startowego wiatru.

Dysk równikowy w tym modelu powinien leżeć w skałach zbyt małych, aby można go było wcześniej zaobserwować w średniej podczerwieni – ale pojawiło się nowe narzędzie. GRAVITY, instrument interferometryczny na interferometrze Bardzo Dużego Teleskopu (VLT), działa w bliskiej podczerwieni. To czyni go idealnym instrumentem do poszukiwania bardzo gorącego pyłu, który mógłby znajdować się w dysku w sercu AGN.

W nowym badaniu kierowanym przez Jamesa Leftleya (Uniwersytet Southampton, Wielka Brytania; Uniwersytet Côte d'Azur, Francja; ESO, Chile), zespół naukowców wykorzystał GRAVITY do uzyskania obserwacji w bliskiej podczerwieni centrum ESO 323-G77, lokalnego AGN.

Dotarcie do sedna sprawy
Dzięki dokładnej analizie i modelowaniu, Leftley i jego współpracownicy interpretują swoje obserwacje w skalach mniejszych niż rok świetlny (dla obiektu odległego o setki mln lat świetlnych!). Wynik? Obserwacje w bliskiej podczerwieni potwierdzają istnienie rozszerzonego, wyrównanego równikowo dysku gorącego pyłu. Skala tego dysku starannie odpowiada rozmiarom przewidywanym przez modele dysk-wiatr.

Chociaż dane są wciąż zbyt skąpe i zaszumione, aby wykluczyć model torusa na korzyść modelu dysk-wiatr, obserwacje te stanowią ważny krok w zrozumieniu, w jaki sposób pył może być rozprowadzany w sercu aktywnych galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

18 czerwca 2021

Zagadka brakującej galaktycznej ciemnej materii pogłębia się

Kiedy astronomowie korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a odkryli dziwną galaktykę, która wyglądała, jakby nie posiadała zbyt wiele ciemnej materii, niektórzy uważali, że trudno w to uwierzyć i szukali prostszego wytłumaczenia.

Zdjęcie z HST przedstawia próbkę starzejących się, czerwonych gwiazd w ultra-rozproszonej galaktyce NGC 1052-DF2. Źródło: NASA, ESA, STScI, Zili Shen (Yale), Pieter van Dokkum (Yale), Shany Danieli (IAS) Obróbka: Alyssa Pagan (STScI)

Ciemna materia jest w końcu niewidzialnym klejem, który stanowi większość materii Wszechświata. Wszystkie galaktyki wydają się być zdominowane przez nią; w rzeczywistości uważa się, że galaktyki tworzą się wewnątrz ogromnych halo ciemnej materii.

Zatem znalezienie galaktyki pozbawionej ciemnej materii jest niezwykłym żądaniem, które podważa konwencjonalną mądrość. Mogłoby to potencjalnie zachwiać teoriami powstawania i ewolucji galaktyk.

Aby wzmocnić swoje pierwotne odkrycie, po raz pierwszy zgłoszone w 2018 roku, zespół naukowców pod kierownictwem Pietera van Dokkuma z Uniwersytetu Yale w New Haven w stanie Connecticut, kontynuował swoje wstępne badania z bardziej solidnym spojrzeniem HST na galaktykę, nazwaną NGC 1052-DF2. Naukowcy nazywają ją w skrócie „DF2”.

Określenie ilości ciemnej materii w galaktyce zależy od dokładnych pomiarów jej odległości od Ziemi.

Jeżeli DF2 znajduje się tak daleko od Ziemi, jak twierdzi zespół van Dokkuma, zawartość ciemnej materii w galaktyce może wynosić zaledwie kilka procent. Wniosek zespołu opiera się na ruchach gwiazd w galaktyce, na których prędkość wpływa siła grawitacji. Naukowcy stwierdzili, że zaobserwowana liczba gwiazd stanowi całkowitą masę galaktyki, a na ciemną materię nie ma już zbyt wiele miejsca.

Jednakże, gdyby DF2 znajdowała się bliżej Ziemi, jak twierdzą niektórzy astronomowie, byłaby ona z natury słabsza i mniej masywna. Dlatego też galaktyka potrzebowałaby ciemnej materii, aby wyjaśnić obserwowane efekty masy całkowitej.

Lepszy miernik
Członek zespołu, Zili Shen z Yale University twierdzi, że nowe obserwacje Hubble’a pomogły im potwierdzić, że DF2 jest nie tylko dalej od Ziemi niż sugerują niektórzy astronomowie, ale również nieco bardziej odległa niż pierwotne szacunki zespołu.

Nowe oszacowanie odległości mówi, że DF2 znajduje się w odległości 72 mln lat świetlnych a nie 42 mln, jak podawały inne niezależne zespoły. To stawia galaktykę dalej niż oryginalne oszacowanie Hubble’a z 2018 roku, które mówiło o odległości 65 mln lat świetlnych.

Zespół badawczy oparł swoje nowe wyniki na długich ekspozycjach z Advanced Camera for Surveys Hubble’a, które zapewniają głębszy widok galaktyki, co pozwala na znalezienie wiarygodnego miernika odległości. Ich celem były starzejące się gwiazdy typu czerwone olbrzymy na obrzeżach galaktyki, które w trakcie swojej ewolucji osiągają ten sam szczyt jasności. Astronomowie mogą wykorzystać ich wewnętrzną jasność do obliczenia ogromnych odległości międzygalaktycznych. Badanie najjaśniejszych czerwonych olbrzymów jest dobrze znanym wskaźnikiem odległości do pobliskich galaktyk – wyjaśniła Shen.

Członkowie zespołu twierdzą, że dokładniejsze pomiary Hubble’a ugruntują początkowy wniosek badaczy o galaktyce ubogiej w ciemną materię. Zagadka, dlaczego w DF2 brakuje większości ciemnej materii, wciąż pozostaje nierozwiązana.

Ukryta galaktyka
DF2 to olbrzymia kosmiczna wata cukrowa, którą van Dokkum nazywa „przezroczystą galaktyką”, gdzie gwiazdy są rozproszone. Ta galaktyczna kula jest prawie tak szeroka, jak Droga Mleczna, ale zawiera tylko 1/200 liczby gwiazd naszej galaktyki.

Ta widmowa galaktyka wydaje się nie mieć zauważalnego regionu centralnego, ramion spiralnych czy dysku. Zespół oszacował, że DF2 zawiera najwyżej 1/400 ciemnej materii, niż astronomowie się spodziewali.

DF2 nie jest jedyną galaktyką pozbawioną ciemnej materii. Shany Danieli z Institute for Advanced Study w Princeton w stanie New Jersey użyła Hubble’a w 2020 roku aby uzyskać dokładną odległość do innej widmowej galaktyki, znanej jako NGC 1052-DF4 (lub po prostu DF4), która najwyraźniej również pozbawiona jest ciemnej materii. Niektórzy naukowcy sugerują, że w tym przypadku jednak ciemna materia mogła zostać usunięta z galaktyki w wyniku sił pływowych od innej galaktyki.

Naukowcy sądzili, że zarówno DF2 jak i DF4 były członkami zbioru galaktyk. Jednak nowe obserwacje Hubble’a pokazują, że obie galaktyki są oddalone od siebie o 6,5 mln lat świetlnych, czyli dalej niż początkowo sądzono. Okazuje się również, że DF2 oddaliła się od zgrupowania i jest odizolowana w przestrzeni kosmicznej.

Badacze polują na więcej takich dziwnych galaktyk. Inne zespoły astronomów również prowadzą poszukiwania. W 2020 roku grupa badaczy odkryła 19 niezwykłych galaktyk karłowatych, o których mówią, że są ubogie w ciemną materię. Jednak, aby rozwiązać tę zagadkę, trzeba będzie odkryć o wiele więcej galaktyk pozbawionych ciemnej materii.

Mimo to van Dokkum uważa, że znalezienie galaktyki pozbawionej ciemnej materii mówi astronomom coś o jej niewidzialnej substancji. W naszej pracy z 2018 roku zasugerowaliśmy, że jeżeli masz galaktykę bez ciemnej materii, a inne podobne galaktyki wydają się ją mieć, oznacza to, że ciemna materia jest faktycznie prawdziwa i istnieje – powiedział van Dokkum. To nie jest miraż.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

16 czerwca 2021

Ciemna materia spowalnia spin galaktycznej poprzeczki Drogi Mlecznej

Spin galaktycznej poprzeczki Drogi Mlecznej, która składa się z miliardów zgrupowanych gwiazd, zwolnił o około ¼ od czasu uformowania się – wynika z nowego badania przeprowadzonego przez naukowców UCL i University of Oxford.

Wizja artystyczna Drogi Mlecznej. Źródło: Pablo Carlos Budassi.

Od 30 lat astronomowie przewidywali takie spowolnienie, ale po raz pierwszy zostało ono zmierzone.

Naukowcy twierdzą, że daje to nowy rodzaj spojrzenia w naturę ciemnej materii, która działa jak przeciwwaga spowalniająca spin.

W badaniu, opublikowanym w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, naukowcy przeanalizowali obserwacje teleskopu kosmicznego Gaia dużej grupy gwiazd, strumienia Herkulesa, które są w rezonansie z poprzeczką – to znaczy, że obracają się wokół Galaktyki w tym samym tempie, jakie ma spin poprzeczki.

Gwiazdy te są grawitacyjnie uwięzione przez wirującą poprzeczkę. To samo zjawisko zachodzi w przypadku planetoid jowiszowych Trojańczycy i Grecy, które krążą wokół punktów Lagrange'a Jowisza (przed i za Jowiszem). Jeżeli spin poprzeczki spowolni się, można się spodziewać, że gwiazdy te przesuną się dalej w Galaktyce, utrzymując swój okres orbitalny zgodny ze spinem poprzeczki.

Naukowcy odkryli, że gwiazdy w strumieniach noszą chemiczny odcisk palca – są bogate w cięższe pierwiastki (zwane w astronomii metalami), co dowodzi, że przebyły drogę z dala od centrum galaktyki, gdzie gwiazdy i gaz gwiazdotwórczy są około 10 razy bogatsze w metale w porównaniu z zewnętrzną częścią galaktyki.

Wykorzystując te dane, zespół wywnioskował, że poprzeczka – składająca się z miliardów gwiazd i mająca masę bilionów mas Słońca – zwolniła swój spin o co najmniej 24% od czasu, gdy się uformowała.

Współautor, dr Ralph Schoenrich (UCL Mullard Space Science Laboratory) powiedział: Astrofizycy od dawna podejrzewali, że wirująca poprzeczka w centrum naszej galaktyki spowalnia, ale znaleźliśmy pierwsze dowody na to, że tak się dzieje. Przeciwwagą spowalniającą to wirowanie musi być ciemna materia. Do tej pory byliśmy w stanie wnioskować o ciemnej materii jedynie poprzez mapowanie potencjału grawitacyjnego galaktyk i odejmowanie wkładu z materii widzialnej. Nasze badania dostarczają nowego typu pomiaru ciemnej materii – nie jej energii grawitacyjnej, ale masy inercyjnej (reakcji dynamicznej), która spowalnia spin poprzeczki.

Współautor i doktorant Rimpei Chiba, z University of Oxford, powiedział: Nasze odkrycie oferuje fascynującą perspektywę dla ograniczenia natury ciemnej materii, ponieważ różne modele będą zmieniać to inercyjne przyciąganie na galaktycznej poprzeczce. Nasze odkrycie stanowi również poważny problem dla alternatywnych teorii grawitacji – ponieważ brakuje w nich ciemnej materii w halo, nie przewidują one żadnego, lub znacząco zbyt małe spowolnienie poprzeczki.

Uważa się, że Droga Mleczna, podobnie jak inne galaktyki, osadzona jest w „halo” ciemnej materii, które rozciąga się daleko poza jej widoczną krawędź.

Ciemna materia jest niewidoczna i jej natura nie jest znana, ale o jej istnieniu wnioskuje się na podstawie zachowania galaktyk, które wydają się być spowite znacznie większą masą, niż możemy dostrzec. Uważa się, że we Wszechświecie jest około pięć razy więcej ciemnej materii niż zwykłej, widocznej.

Alternatywne teorie grawitacji, takie jak zmodyfikowana dynamika newtonowska, odrzucają ideę ciemnej materii, zamiast tego starając się wyjaśnić rozbieżności poprzez poprawki w ogólnej teorii względności Einsteina.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

13 czerwca 2021

ALMA odkrywa najwcześniejszą gigantyczną burzę we wczesnym Wszechświecie

Naukowcy korzystający z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) odkryli tajemniczy wiatr galaktyczny napędzany przez supermasywną czarną dziurę 13,1 mld lat temu. Jest to najwcześniejszy jak dotąd zaobserwowany przykład takiego wiatru i jest to znak, że ogromne czarne dziury mają głęboki wpływ na wzrost galaktyk od bardzo wczesnej historii Wszechświata.

Wizja artystyczna przedstawiająca wiatr galaktyczny napędzany supermasywną czarną dziurą znajdującą się w centrum galaktyki. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

W centrum wielu dużych galaktyk znajduje się supermasywna czarna dziura, która jest miliony lub miliardy razy masywniejsza od Słońca. Co ciekawe, masa czarnej dziury jest w przybliżeniu proporcjonalna do masy zgrubienia centralnego macierzystej galaktyki. Na pierwszy rzut oka może się to wydawać oczywiste, ale w rzeczywistości jest to bardzo dziwne. Powodem tego jest fakt, że rozmiary galaktyk i czarnych dziur różnią się o około 10 rzędów wielkości. Na podstawie tej proporcjonalnej zależności pomiędzy masami dwóch tak różnych obiektów, astronomowie uważają, że galaktyki i czarne dziury rosły i ewoluowały razem (koewolucja) poprzez jakiś rodzaj fizycznej interakcji.

Wiatr galaktyczny może zapewnić ten rodzaj fizycznej interakcji pomiędzy czarnymi dziurami a galaktykami. Supermasywna czarna dziura pochłania dużą ilość materii. Gdy materia ta pod wpływem grawitacji czarnej dziury zaczyna poruszać się z dużą prędkością, emituje intensywną energię, która może wypchnąć otaczającą materię na zewnątrz. Tak powstaje wiatr galaktyczny.

Pytanie brzmi: kiedy we Wszechświecie pojawiły się wiatry galaktyczne? Jest to ważne pytanie, ponieważ wiąże się z ważnym problemem w astronomii: jak doszło do koewolucji galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami? – mówi Takuma Izumi, główny autor pracy badawczej i badacz w National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ).

Zespół naukowców najpierw użył Teleskopu Subaru do poszukiwania supermasywnych czarnych dziur. Dzięki jego możliwościom obserwacji szerokiego pola, znaleźli ponad 100 galaktyk z supermasywnymi czarnymi dziurami we Wszechświecie ponad 13 mld lat temu.

Następnie zespół wykorzystał wysoką czułość ALMA do zbadania ruchu gazu w galaktykach macierzystych czarnych dziur. ALMA obserwował galaktykę HSC J124353.93+010038.5 (zwaną dalej J1243+0100), odkrytą przez Teleskop Subaru, i uchwycił fale radiowe emitowane przez pył i jony węgla w galaktyce.

Szczegółowa analiza danych ALMA pokazała, że w J1243+0100 jest szybki przepływ gazu poruszający się z prędkością 500 km/s. Ten przepływ gazu ma wystarczającą energię, aby wypchnąć materię gwiazdową w galaktyce i zatrzymać aktywność gwiazdotwórczą. Przepływ gazu znaleziony w badaniu jest prawdziwym wiatrem galaktycznym i jest to najstarszy zaobserwowany przykład galaktyki z olbrzymim wiatrem o rozmiarach galaktycznych. Poprzednią rekordzistką była galaktyka sprzed około 13 mld lat, więc ta obserwacja przesuwa początek o kolejne 100 mln lat wstecz.

Zespół zmierzył również ruch spokojnego gazu w J1243+0100 i oszacował masę zgrubienia centralnego, na podstawie jej równowagi grawitacyjnej, na około 30 mld razy większą od Słońca. Masa supermasywnej czarnej dziury tej galaktyki, oszacowana inną metodą, wynosiła około 1% tej masy. Stosunek masy zgrubienia do supermasywnej czarnej dziury w tej galaktyce jest niemal identyczny ze stosunkiem mas czarnych dziur do galaktyk we współczesnym Wszechświecie. To sugeruje, że koewolucja supermasywnych czarnych dziur i galaktyk zachodzi od mniej niż miliarda lat po Wielkim Wybuchu.

Nasze obserwacje wspierają ostatnie wysoce precyzyjne symulacje komputerowe, które przewidziały, że relacje koewolucyjne istniały nawet 13 mld lat temu. Planujemy w przyszłości obserwacje dużej liczby takich obiektów i mamy nadzieję wyjaśnić, czy pierwotna koewolucja widoczna w tym obiekcie jest obrazem ogólnego Wszechświata w tym czasie, czy też nie – komentuje Izumi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

12 czerwca 2021

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 gwiazdy podwójnej VVV-WIT-08. Źródło: Amanda Smith

Międzynarodowy zespół astronomów zaobserwował, że gwiazda VVV-WIT-08 zmniejszyła swoją jasność 30-krotnie, tak że niemal zniknęła z nieba. Podczas, gdy wiele gwiazd zmienia swoją jasność, ponieważ pulsują lub są zaćmiewane przez drugą gwiazdę w układzie podwójnym, to wyjątkowo rzadko zdarza się, aby gwiazda stawała się słabsza przez okres kilku miesięcy, a następnie ponownie jaśniała.

Naukowcy uważają, że VVV-WIT-08 może należeć do nowej klasy układów podwójnych gwiazd typu „mrugający olbrzym”, w którym olbrzymia gwiazda – 100 razy większa od Słońca – jest zaćmiewana raz na kilka dekad przez jeszcze niewidocznego towarzysza. Towarzysz, który może być inną gwiazdą lub planetą, jest otoczony przez nieprzezroczysty dysk zakrywający olbrzyma, co powoduje jego znikanie i ponowne pojawianie się na niebie. Badania zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Odkryciem kierował dr Leigh Smith z Instytutu Astronomii w Cambridge, współpracujący z naukowcami z Uniwersytetu w Edynburgu, Uniwersytetu w Hertfordshire, Uniwersytetu Warszawskiego w Polsce i Universidad Andres Bello w Chile.

To niesamowite, że właśnie zaobserwowaliśmy ciemny, duży i wydłużony obiekt przechodzący między nami a odległą gwiazdą i możemy tylko spekulować, jakie jest jego pochodzenie – powiedział współautor pracy, dr Sergey Koposov z University of Edinburgh.

Ponieważ gwiazda ta znajduje się w gęstym regionie Drogi Mlecznej, badacze zastanawiali się, czy jakiś nieznany ciemny obiekt mógł po prostu przypadkiem dryfować przed olbrzymem. Symulacje wykazały jednak, że aby taki scenariusz był prawdopodobny, musiałaby istnieć niewiarygodnie duża liczba ciemnych ciał unoszących się w Galaktyce.

Od dawna znany jest jeszcze jeden układ gwiazd tego typu. Olbrzymia gwiazda Epsilon Aurigae co 27 lat jest częściowo zaćmiewana przez ogromny dysk pyłu, ale jego jasność spada tylko o około 50%. Drugi przykład, TYC 2505-672-1, został odkryty kilka lat temu i jest aktualnym rekordzistą w dziedzinie zaćmieniowego układu podwójnego gwiazd o najdłuższym okresie orbitalnym – 69 lat – rekord, do którego VVV-WIT-08 jest obecnie pretendentem.

Zespół z Wielkiej Brytanii odnalazł jeszcze dwie takie gwiazdy poza VVV-WIT-08, co sugeruje, że może to być nowa klasa „mrugających olbrzymów”, którą astronomowie powinni zbadać.

VVV-WIT-08 została odkryta w ramach VISTA Variables in the Via Lactea survey (VVV), projektu wykorzystującego brytyjski teleskop VISTA w Chile i obsługiwany przez Europejskie Obserwatorium Południowe, które obserwuje ten sam miliard gwiazd przez prawie dekadę w poszukiwaniu przykładów o różnej jasności w podczerwonej części widma.

Philip Lucas z University of Hertfordshire powiedział: Czasami znajdujemy gwiazdy zmienne niepasujące do żadnej ustalonej kategorii, które nazywamy obiektami typu „co to jest?”, lub „WIT” (ang. what-is-this). Naprawdę nie wiemy, jak powstały te mrugające obiekty. To ekscytujące widzieć takie odkrycia z VVV po tak wielu latach planowania i zbierania danych.

Podczas, gdy VVV-WIT-08 została odkryta przy użyciu danych z VVV, pociemnienie gwiazdy zostało również zaobserwowane przez Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), długotrwałą kampanię obserwacyjną prowadzoną przez Uniwersytet Warszawski. OGLE wykonuje częstsze obserwacje, ale bliżej widzialnej części widma. Te częste obserwacje były kluczowe dla modelowania VVV-WIT-08 i pokazały, że olbrzym pociemniał o tę samą wartość zarówno w świetle widzialnym, jak i podczerwonym.

Obecnie wydaje się, że istnieje około pół tuzina potencjalnych znanych układów gwiazd tego typu, zawierających olbrzymy i duże nieprzezroczyste dyski. Z pewnością można znaleźć ich więcej, ale wyzwaniem jest teraz ustalenie, czym są ukryci towarzysze i jak doszło do tego, że zostali otoczeni przez dyski, mimo tego, że orbitują tak daleko od olbrzyma – powiedział Smith. W ten sposób możemy dowiedzieć się czegoś nowego o tym, jak ewoluują tego typu układy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

11 czerwca 2021

Jasne kosmiczne eksplozje mogą ukazać dziwne międzygwiazdowe węzły

Rozbłyski promieniowania gamma to ogromne kosmiczne eksplozje, które są jednymi z najjaśniejszych i najbardziej energetycznych zjawisk we Wszechświecie. Ich jasność zmienia się w czasie, oświetlając głęboki kosmos niczym latarka świecąca w ciemnym pokoju. Przewiduje się, że intensywne promieniowanie emitowane z większości obserwowanych rozbłysków gamma jest uwalniane podczas wybuchu supernowej, gdy gwiazda imploduje tworząc gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

Powłoka materii otaczająca gwiazdę Eta Carinae. Źródło: Promieniowanie X: NASA/CXC; Ultrafiolet/Optyczne: NASA/STScI; Połączony obraz: NASA/ESA/N. Smith (University of Arizona), J. Morse (BoldlyGo Institute) i A. Pagan

W niedawno zaobserwowanym rozbłysku gamma o nazwie GRB 160203A, pozostałości po eksplozji zaczęły świecić znacznie jaśniej niż oczekiwano, zgodnie ze standardowymi modelami naukowymi, nawet kilka godzin po początkowym rozbłysku. Obecnie naukowcy uważają, że to „ponowne rozjaśnienie” było spowodowane rozbiciem głównego ciała przez powłoki materii wyrzuconej przez gwiazdę macierzystą, lub „węzłami” międzygwiazdowymi. Obie te teorie sugerują, że model standardowy rozbłysku promieniowania gamma musi zostać ponownie przeanalizowany, a być może otaczająca przestrzeń nie jest gładka i jednolita, jak pierwotnie przewidywano.

W swoim badaniu naukowcy zaczęli zbierać raporty z całego świata, które obserwowały wybuch promieniowania gamma, w tym z archiwów teleskopu badawczego Zadko. Dzięki starannej kalibracji danych z różnych źródeł i porównaniu jasności w czasie, naukowcy zidentyfikowali kluczowe cechy wybuchu w otaczającej galaktyce: indeks czasowy (jak szybko znika w czasie), indeks widmowy (ogólny kolor wybuchu) i ekstynkcję (ile światła jest pochłaniane przez materię pomiędzy nami a wybuchem). Jednym z zaskakujących odkryć było to, że galaktyka macierzysta wybuchu jest niezwykle gęsta – mniej więcej tak samo, jak nasza własna galaktyka, Droga Mleczna.

Następnym krokiem było sprawdzenie, jak i kiedy dane odbiegały od modelu. Dzięki dalszym obliczeniom naukowcy zidentyfikowali trzy interesujące okresy, które wskazywały na znaczące różnice jasności w porównaniu z przewidywaniami modelu. Chociaż trzeci okres był prawdopodobnie zbiegiem okoliczności, pierwszy i drugi były zbyt duże, aby je zignorować. Normalnie, ponowne rozjaśnienie jest spowodowane przez coś, co dzieje się z galaktyką macierzystą, jak nagłe zapadnięcie się w czarną dziurę; jednakże tego typu zdarzenia zazwyczaj mają miejsce w ciągu pierwszych kilku minut od rozbłysku gamma – w tym przypadku, pierwsze ponowne rozjaśnienie zaczęło się dopiero trzy godziny po początkowej eksplozji.

W związku z tym naukowcy postanowili rozszerzyć konwencjonalny model rozbłysków gamma, aby wyjaśnić to niezwykłe zdarzenie. Jedną z właściwości takich zdarzeń jest związek pomiędzy gęstością ośrodka a intensywnością promieniowania emitowanego przez rozbłysk. Co jest szczególnie przekonujące w tym wyjaśnieniu, to możliwość jego zastosowania w wielu kontekstach. Gdy gwiazdy przygotowują się do eksplozji w postaci supernowych i rozbłysków promieniowania gamma, wyrzucają swoje zewnętrzne powłoki do otaczającej je przestrzeni. W przypadku wybuchów, które nie pochodzą od supernowych, zmiany jasności mogą być wynikiem zaburzeń w ośrodku międzygwiazdowym. W obu przypadkach zmiana jasności daje nam nowe narzędzie do badania struktury odległej przestrzeni kosmicznej, a teraz naukowcy z niecierpliwością oczekują kolejnego wybuchu o podobnych właściwościach, aby przetestować swój nowy model.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

9 czerwca 2021

Zidentyfikowane pochodzenie pierwszych struktur powstałych w galaktykach takich jak Droga Mleczna

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał Gran Telescopio Canarias (GTC) do zbadania reprezentatywnej próbki galaktyk, zarówno dyskowych, jak i sferoidalnych w strefie głębokiego nieba w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy, aby scharakteryzować własności populacji gwiazdowych centralnych zgrubień galaktycznych. Naukowcy byli w stanie określić sposób powstawania i rozwoju tych galaktycznych struktur. Wyniki badań zostały opublikowane niedawno w The Astrophysical Journal.

Przykład pobliskiej galaktyki spiralnej, M81, gdzie zgrubienie i dysk są łatwo identyfikowane. Źródło: NASA/JPL-Caltech/ESA/Harvard-Smithsonian CfA.

Analiza danych pozwoliła badaczom odkryć coś nieoczekiwanego: zgrubienia centralne galaktyk dyskowych powstawały w dwóch falach. ⅓ zgrubień w galaktykach dyskowych powstała przy przesunięciu ku czerwieni z = 6.2, co odpowiada wczesnej epoce Wszechświata, kiedy miał on zaledwie 5% swojego obecnego wieku, czyli około 900 mln lat. Te zgrubienia są reliktami pierwszych struktur uformowanych we Wszechświecie, które znaleźliśmy ukryte w lokalnych galaktykach dyskowych, wyjaśnia Luca Costantin, naukowiec z CAB (Centre for Astrobiology).

Natomiast, prawie ⅔ obserwowanych zgrubień wykazuje średnią wartość przesunięcia ku czerwieni wynoszącą około 1.3, co oznacza, że powstały znacznie później, gdy Wszechświat miał cztery mld lat (około 35% obecnego wieku).

Osobliwą cechą, która pozwala na rozróżnienie tych dwóch fal jest to, że zgrubienia centralne pierwszej fali, starsze zgrubienia, są bardziej zwarte i gęste niż te uformowane w drugiej, nowszej fali. Ponadto, dane z galaktyk sferoidalnych w próbce pokazują średnią wartość przesunięcia ku czerwieni równą 1.1, co sugeruje, że uformowały się one w tym samy czasie, co zgrubienia drugiej fali.

Dla Jairo Méndez Abreu, naukowca z Uniwersytetu w Granadzie (UGR) i współautora artykułu idea stojąca za techniką używaną do obserwacji gwiazd w zgrubieniu centralnym jest dość prosta, ale jej zastosowanie nie było możliwe aż do niedawnego rozwoju metod, które pozwoliły nam oddzielić światło gwiazd w zgrubieniu centralnym od światła gwiazd w dysku, a konkretnie algorytmów GASP2D i C2D, które niedawno opracowaliśmy, i które pozwoliły nam osiągnąć niespotykaną dotąd dokładność.

Innym ważnym wynikiem badań jest to, że dwie fale formowania się zgrubień różnią się nie tylko wiekiem gwiazd, ale także tempem ich formowania się. Dane wskazują, że gwiazdy w zgrubieniach pierwszej fali formowały się szybko, w skali czasowej typowo 200 mln lat. Natomiast znaczna część gwiazd w zgrubieniach drugiej fali potrzebowała na to pięciokrotnie dłuższego czasu, około miliarda lat.

Jak opisuje Paola Dimauro, badaczka z Narodowego Obserwatorium Brazylii i współautorka tego artykułu, obserwacje te pozwoliły nam zbadać ewolucję morfologiczną i historię gromadzenia elementów strukturalnych galaktyk, analogicznie do badań archeologicznych, analizując informacje zakodowane w milionach gwiazd każdej galaktyki. Interesujące było odkrycie, że nie wszystkie struktury powstały w tym samym czasie i w ten sam sposób.

Wyniki tych badań pozwoliły obserwatorom na ustalenie ciekawej analogii pomiędzy formowaniem się i ewolucją w czasie badań galaktyk dyskowych a powstawaniem i rozwojem dużego miasta na przestrzeni wieków. Tak jak zauważamy, że niektóre duże miasta mają historyczne centra, które są starsze i mieszczą najstarsze budynki w zagraconych wąskich uliczkach, tak wyniki tej pracy sugerują, że niektóre z centrów masywnych galaktyk dyskowych zawierają jedne z najstarszych sferoid powstałych we Wszechświecie, które nadal pozyskują materię, wolniej tworząc dyski, nowe obrzeża miast w naszej analogii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

7 czerwca 2021

Opóźnienie powstawania dysków szczątków u białych karłów

Białe karły, świecące rdzenie martwych gwiazd, często posiadają dyski szczątków. Jednak dyski te pojawiają się dopiero 10-20 mln lat po gwałtownej fazie gwiazdy, jaką jest czerwony olbrzym. Nowa praca autorstwa naukowca z Planetary Science Institute, Jordana Steckloffa, odkrywa przyczynę tego opóźnienia.

Wizja artystyczna przedstawiająca dysk szczątków białego karła. Źródło: NASA/JPL-Caltech.

Kiedy gwiazda o masie podobnej do Słońca wyczerpuje paliwo jądrowe, najpierw rozszerza się, stając się czerwonym olbrzymem. Pod koniec życia naszego Słońca rozszerzy się ono do postaci czerwonego olbrzyma, który otoczy i zniszczy najbardziej wewnętrzne planety: Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię. Podczas tej fazy gwiazdy typu czerwonego olbrzyma tracą również dużą część swojej masy, zanim ostatecznie zapadną się do białego karła – kulę węgla i tlenu wielkości Ziemi i masie stanowiącą połowę masy Słońca. To destabilizuje orbity pozostałych planet, które z kolei mogą rozpraszać planetoidy, rzucając niektóre z nich w stronę białego karła – powiedział Steckloff, główny autor pracy, która ukazała się w Astrophysical Journal Letters.

Dyski szczątków powstają, gdy ciała planetarne, takie jak te planetoidy, zbytnio zbliżają się do swojej gwiazdy macierzystej – białego karła – którego siły pływowe mogą zmiażdżyć je w pył. Dlatego też oczekuje się, że młode, gorące białe karły, które goszczą zdestabilizowane układy planetarne, będą szybko tworzyć dyski szczątków. Obserwacje pokazują jednak, że pyłowe dyski szczątków powstają dopiero z dużym opóźnieniem.

Stwierdziliśmy, że opóźnienie to jest wynikiem tego, że te młode białe karły są niezwykle gorące. Tak gorące, że wszelki pył, który tworzy się z planetoidy ulegającej zaburzeniu w wyniku oddziaływania sił podprzestrzennych, szybko wyparowuje i rozprasza się. Odkryliśmy, że pył ten przestaje parować dopiero wtedy, gdy biały karzeł zdąży się wystarczająco ochłodzić do temperatury powierzchni wynoszącej ok. 27 000 K. Temperatura ta zgadza się z obserwacjami układów białych karłów; wszystkie pyłowe dyski szczątków znajdują się wokół białych karłów chłodniejszych niż ta krytyczna temperatura – powiedział Steckloff.

Nasz Układ Słoneczny podąży tą drogą za kilka miliardów lat, kiedy Słońcu skończy się paliwo i rozszerzy się do postaci czerwonego olbrzyma, a następnie ostatecznie zapadnie się do białego karła – powiedział Steckloff. Większość planet wewnętrznych zostanie zniszczona, a Jowisz przemieści się na zewnątrz, destabilizując orbity planetoid. Niektóre z tych planetoid mogą w końcu przejść bardzo blisko Słońca, gdzie pływy gwiazdowe mogą je rozbić, tworząc pyłowe dyski szczątków.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

5 czerwca 2021

Dżety z masywnych protogwiazd mogą się różnić od tych z układów małomasywnych

Astronomowie badający szybko poruszający się strumień materii wyrzucany przez wciąż formującą się, masywną młodą gwiazdę, znaleźli istotną różnicę pomiędzy tym strumieniem a strumieniami wyrzucanymi przez mniej masywne młode gwiazdy. Naukowcy dokonali tego odkrycia używając należącego do amerykańskiej Narodowej Fundacji Naukowej Very Large Array (VLA) Karla G. Jansky'ego do wykonania najbardziej szczegółowego jak dotąd obrazu wewnętrznego obszaru takiego strumienia pochodzącego od młodej masywnej gwiazdy.

Wizja artystyczna młodej gwiazdy Cep A HW2, ukazująca szerokokątny wiatr pochodzący z bliskiej odległości od gwiazdy i dalej dysk akrecyjny z dużo większym strumieniem. Źródło: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

Zarówno mało- jak i bardzo masywne młode gwiazdy (protogwiazdy) wyrzucają dżety na zewnątrz prostopadle do dysku materii ściśle okrążającego gwiazdę. W gwiazdach o masach zbliżonych do Słońca, dżety te są skupiane stosunkowo blisko gwiazdy w procesie zwanym kolimacją. Ponieważ większość protogwiazd o dużej masie jest bardziej odległa, badanie regionów blisko nich byłoby trudniejsze, dlatego astronomowie nie byli pewni, czy tak właśnie było w ich przypadku.

Zespół naukowców zaobserwował masywną protogwiazdę, nazwaną Cep A HW2, znajdującą się około 2300 lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Cefeusza. Oczekuje się, że Cep A HW2 rozwinie się w nową gwiazdę około 10 razy masywniejszą od Słońca. Nowe obrazy VLA pokazały najdrobniejsze szczegóły, jakie do tej pory zaobserwowano w takim obiekcie, dając astronomom pierwsze spojrzenie na najbardziej wewnętrzną część dżetu, fragment o długości równej średnicy Układu Słonecznego.

To, co widzieliśmy, bardzo różni się od tego, co zwykle widać w dżetach pochodzących od małomasywnych gwiazd – powiedziała Adriana Rodriguez-Kamenetzky, z Narodowego Uniwersytetu Autonomicznego w Meksyku (UNAM).

W małomasywnych protogwiazdach obserwacje wykazały, że dżety są kolimowane bardzo blisko gwiazdy (zaledwie kilka jednostek astronomicznych).

Jednakże, w Cep A HW2 nie widzimy pojedynczego strumienia, ale dwa – szerokokątny wiatr pochodzący ze strony bliskiej gwieździe, a następnie silnie skolimowany strumień w pewnej odległości od niej – powiedział Alberto Sanna, z Osservatorio Astronomico di Cagliari (INAF) we Włoszech. Skolimowany strumień zaczyna się w odległości od gwiazdy porównywalnej z odległością Urana lub Neptuna od Słońca.

Astronomowie twierdzą, że odkrycie stwarza dwie główne możliwości.

Po pierwsze, ten sam mechanizm może działać zarówno w przypadku protogwiazd o wysokiej, jak i niskiej masie, ale odległość kolimacji może być zdeterminowana przez masę, występując dalej w bardziej masywnych układach. Druga możliwość jest taka, że gwiazdy o dużej masie mogą wytwarzać tylko wiatr szerokokątny widoczny w Cep A HW2, a kolimacja następuje dopiero wtedy, gdy warunki fizyczne wokół gwiazdy ograniczą przepływ.

Ten przypadek wskazywałby na istotną różnicę w mechanizmach działających w protogwiazdach o różnych masach. Odpowiedź na to pytanie jest ważna dla zrozumienia, jak tworzą się gwiazdy o wyższych masach – powiedział Carlos Carrasco-Gonzalez, również z UNAM, kierujący pracami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Mgławice planetarne w odległych galaktykach

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