„Potworny” region gwiazdotwórczy dostrzeżony przez sondę Spitzer

Podobnie jak chmury na Ziemi, obłoki gazu i pyłu w kosmosie mogą przypominać znajome obiekty, a nawet popularne filmowe stwory.

Czy widzisz na tym zdjęciu potwora? Czy jasne plamy w górnej części obrazu wyglądają jak przeszywające oczy i wydłużony pysk Godzilli?

W rzeczywistości ten kolorowy obraz przedstawia mgławicę – obłok gazu i pyłu w przestrzeni kosmicznej – uchwyconą przez Kosmiczny Teleskop Spitzera. W ciągu miliardów lat w znajdującej się tam materii uformowały się niezliczone gwiazdy. W czasie ich życia, promieniowanie, które wydzielają, rzeźbi gaz i pył, zmieniając kształt obłoku. Duże zmiany zachodzą również, gdy masywne gwiazdy umierają i wybuchają, stając się supernowymi. W świetle widzialnym, czyli takim, które mogą wykryć ludzkie oczy, region ten jest prawie całkowicie przesłonięty przez obłoki pyłu. Jednak światło podczerwone (fale o długości większej niż ta, którą może dostrzec nasz wzrok) może przeniknąć przez chmury, odsłaniając ukryte regiony, takie jak ten.

Cztery kolory (niebieski, cyjan, zielony i czerwony) są wykorzystywane do reprezentowania różnych długości fal światła podczerwonego; żółty i biały są kombinacjami tych długości fal. Niebieski i cyjan odpowiadają długościom fal emitowanym głównie przez gwiazdy; pył i cząsteczki organiczne zwane węglowodorami widnieją na zielono; a ciepły pył, który został podgrzany przez gwiazdy lub supernowe, pojawia się na czerwono.

Obraz ten został przetworzony przez astronoma z Caltech Roberta Hurta, który jest odpowiedzialny za większość publicznych obrazów stworzonych z danych Spitzera od czasu uruchomienia obserwatorium w 2003 roku. Hurt jest również tym, który dostrzegł Godzillę na zdjęciu.

Hurt nie jest osamotniony w swojej tendencji do dostrzegania ziemskich obiektów w obrazach kosmosu. Pareidolia to naukowe określenie ludzkiej tendencji do postrzegania specyficznego, często znaczącego obrazu w przypadkowym lub niejednoznacznym wzorcu wizualnym. Inni naukowcy dostrzegli na obrazach Spitzera między innymi pająka – czarną wdowę, lampion Jack-o-Lantern, węża, odsłonięty ludzki mózg oraz statek kosmiczny Enterprise.

Sonda Spitzer została wycofana z użytku w styczniu 2020 roku, ale naukowcy nadal badają ten olbrzymi zbiór danych w poszukiwaniu nowych informacji o Wszechświecie.

Mgławica przypominająca Godzillę znajduje się w konstelacji Strzelca, wzdłuż płaszczyzny Drogi Mlecznej, co było częścią przeglądu GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire). Gwiazdy w prawym górnym rogu (gdzie znajdowałyby się oczy i pysk tej kosmicznej Godzilli) znajdują się w nieznanej odległości od Ziemi, ale w obrębie naszej Galaktyki. Znajdujący się tam około 7800 lat świetlnych od Ziemi, jasny region w lewym dolnym rogu znany jest jako W33. Jest to masywny region gwiazdotwórczy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Spitzer

Vega

Na ilustracji: Obłok gazu i pyłu. Kolory reprezentują różne długości fali światła podczerwonego i mogą ujawnić takie cechy jak miejsca, w których promieniowanie gwiazd podgrzało otaczającą materię. Źródło: NASA/JPL-Caltech

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Skaliste egzoplanety są jeszcze dziwniejsze niż myśleliśmy

Nowe badania astrogeologiczne sugerują, że większość pobliskich skalistych egzoplanet jest zupełnie niepodobna do czegokolwiek w naszym Układzie Słonecznym.

Astronomowie odkryli tysiące planet krążących wokół gwiazd w naszej Galaktyce. Jednak trudno jest stwierdzić, z czego dokładnie zbudowane są te planety i czy któreś z nich przypominają Ziemię. Aby się tego dowiedzieć, astronom Siyi Xu z należącego do NSF NOIRLab we współpracy z geologiem Keithem Putirką z California State University, Fresno, badają atmosfery tak zwanych zanieczyszczonych białych karłów.

Białe karły to gęste, zapadnięte jądra niegdyś normalnych gwiazd, takich jak Słońce, zawierające obcą materię pochodzącą z planet, asteroid lub innych skalistych ciał, które kiedyś krążyły wokół gwiazdy, ale w końcu wpadły do białego karła i „zanieczyściły” jego atmosferę. Szukając pierwiastków, które nie występowałyby naturalnie w atmosferze białego karła (wszystko inne niż wodór i hel), naukowcy mogą dowiedzieć się, z czego zbudowane są skaliste obiekty planetarne, które wpadły do gwiazdy.

Putirka i Xu przyjrzeli się 23 zanieczyszczonym białym karłom znajdującym się w odległości około 650 lat świetlnych od Słońca, w których za pomocą spektrometru High-Resolution Echelle Spectrometer (HIRES) w Obserwatorium Kecka, Maunakea na Hawajach, Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i innych obserwatoriów precyzyjnie zmierzono zawartość wapnia, krzemu, magnezu i żelaza. Następnie naukowcy wykorzystali zmierzone obfitości tych pierwiastków do zrekonstruowania minerałów i skał, które mogłyby się z nich utworzyć.

Wyniki badań Putirki i Xu zostały opublikowane 2 listopada 2021 roku w czasopiśmie Nature Communications.

Odkryli oni, że białe karły mają znacznie szerszy zakres składu niż jakakolwiek z wewnętrznych planet w naszym Układzie Słonecznym, co sugeruje, że ich planety miały szerszą gamę typów skał. W rzeczywistości, niektóre z tych kompozycji są tak niezwykłe, że Putirka i Xu musieli stworzyć nowe nazwy (takie jak „piroksenity kwarcowe” i „dunity peryklasowe”) aby sklasyfikować nowe typy skał, które musiały istnieć na tych planetach.

Podczas gdy niektóre egzoplanety, które kiedyś krążyły wokół zanieczyszczonych białych karłów, wyglądają podobnie do Ziemi, większość ma typ skał egzotyczny dla naszego Układu Słonecznego – powiedziała Xu. Nie mają one bezpośrednich odpowiedników w Układzie Słonecznym.

Wcześniejsze badania zanieczyszczonych białych karłów wykazały obecność pierwiastków pochodzących z ciał skalistych, w tym wapnia, aluminium i litu. Jednak Putirka i Xu wyjaśniają, że są to pierwiastki drugorzędne (które zazwyczaj stanowią niewielką część ziemskiej skały), a pomiary pierwiastków głównych (które stanowią dużą część ziemskiej skały), zwłaszcza krzemu, są potrzebne, aby naprawdę wiedzieć, jakiego rodzaju skały istniałyby na tych planetach.

Dodatkowo, Putirka i Xu stwierdzają, że wysoki poziom magnezu i niski poziom krzemu zmierzony w atmosferach białych karłów sugeruje, że wykryte skaliste odłamki prawdopodobnie pochodzą z wnętrza planet – z płaszcza, a nie skorupy.

Niektóre wcześniejsze badania zanieczyszczonych białych karłów donosiły o oznakach istnienia skorupy kontynentalnej na skalistych planetach, które kiedyś krążyły wokół tych gwiazd, ale Putirka i Xu nie znaleźli żadnych dowodów na istnienie skał skorupy. Jednak obserwacje te nie wykluczają, że planety te miały skorupę kontynentalną lub inne rodzaje skorupy.

Według Xu, połączenie sił astronoma i geologa było kluczem do odkrycia tajemnic ukrytych w atmosferach zanieczyszczonych białych karłów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Obserwatorium Kecka

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca odłamki skalne, fragmenty dawnej skalistej planety, która uległa rozpadowi, wirują do wnętrza białego karła. Źródło: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Grawitacyjny „kopniak” może wyjaśnić dziwny kształt w centrum Andromedy

Kiedy dwie galaktyki zderzają się ze sobą, supermasywne czarne dziury w ich jądrach wyzwalają niszczycielskiego grawitacyjnego „kopa”. Nowe badania prowadzone przez Uniwersytet Kolorado sugerują, że ten kopniak może być tak potężny, że może przemieścić miliony gwiazd na niefortunne orbity.

Badania, opublikowane 29 października 2021 roku w The Astrophysical Journal Letters, pomagają rozwiązać trwającą od dziesięcioleci zagadkę dziwnie ukształtowanej gromady gwiazd w sercu Galaktyki Andromedy. Może również pomóc naukowcom lepiej zrozumieć proces wzrostu galaktyk poprzez wzajemne zasilanie się.

Kiedy naukowcy po raz pierwszy spojrzeli na Andromedę, spodziewali się zobaczyć supermasywną czarną dziurę otoczoną stosunkowo symetrycznym skupiskiem gwiazd – powiedziała Ann-Marie Madigan z JILA. Zamiast tego, znaleźliśmy tę ogromną, wydłużoną masę.

Teraz ona i jej koledzy uważają, że mają wytłumaczenie.

W latach 70. ubiegłego stulecia naukowcy wypuścili balony wysoko w ziemską atmosferę, aby w świetle ultrafioletowym przyjrzeć się Andromedzie, galaktyce najbliższej Drodze Mlecznej. Kosmiczny Teleskop Hubble’a kontynuował te wstępne obserwacje w latach 90. i dostarczył zaskakujących odkryć: podobnie jak nasza własna galaktyka, Andromeda ma kształt olbrzymiej spirali. Jednak obszar bogaty w gwiazdy w pobliżu jej centrum nie wygląda tak, jak powinien – orbity tych gwiazd przybierają dziwny, owalny kształt.

I nikt nie wiedział, dlaczego. Naukowcy nazywają ten wzór „ekscentrycznym dyskiem jądrowym”.

W nowym badaniu zespół wykorzystał symulacje komputerowe, aby prześledzić, co się dzieje gdy dwie supermasywne czarne dziury zderzają się ze sobą – Andromeda prawdopodobnie uformowała się podczas podobnego zderzenia miliardy lat temu. W oparciu o obliczenia zespołu, siła generowana przez takie zderzenie mogłaby zginać i ciągnąć orbity gwiazd w pobliżu centrum galaktyki, tworząc ten charakterystyczny, wydłużony kształt.

Kiedy galaktyki łączą się, ich supermasywne czarne dziury zbliżają się do siebie i w końcu stają się jedną czarną dziurą – powiedział Tatsuya Akiba, główny autor badania i student astrofizyki. Chcieliśmy się dowiedzieć: jakie są tego konsekwencje?

Zaginanie przestrzeni i czasu
Akiba dodał, że odkrycia zespołu pomagają ujawnić niektóre z sił, które mogą napędzać różnorodność szacowanych obecnie dwóch bilionów galaktyk we Wszechświecie – niektóre z nich wyglądają bardzo podobnie do spiralnej Drogi Mlecznej, podczas gdy inne wyglądają bardziej jak piłki nożne lub nieregularne plamy.

Zderzenia mogą odgrywać ważną rolę w kształtowaniu tych mas gwiazd: Akiba twierdzi, że kiedy galaktyki zderzają się ze sobą, czarne dziury w ich centrach mogą zacząć wirować wokół siebie, poruszając się coraz szybciej i szybciej, aż w końcu zderzą się ze sobą. W procesie tym wyzwalają olbrzymie impulsy fal grawitacyjnych.

Te fale grawitacyjne będą przenosić pęd z dala od pozostałej czarnej dziury, a to spowoduje odrzut – powiedział Akiba.

On i Madigan chcieli wiedzieć, co takie odrzuty mogą zrobić z gwiazdami znajdującymi się w odległości jednego parseka od centrum galaktyki. Andromeda, którą można zobaczyć nieuzbrojonym okiem z Ziemi, rozciąga się na szerokość dziesiątek tysięcy parseków.

Galaktyczny odrzut
Duet użył komputerów do zbudowania modeli fałszywych centrów galaktycznych zawierających setki gwiazd – a następnie kopnął centralną czarną dziurę, aby zasymulować odrzut fal grawitacyjnych.

Madigan wyjaśniła, że fale grawitacyjne wytwarzane przez tego rodzaju katastrofalne zderzenia nie wpłyną bezpośrednio na gwiazdy w galaktyce. Ale odrzut wyrzuci pozostałą supermasywną czarną dziurę z powrotem w przestrzeń – z prędkością, która może osiągnąć milionów km/h, nieźle jak na ciało o masie miliony lub miliardy razy większej niż masa Słońca.

Zespół odkrył, że kiedy jednak czarne dziury nie uciekają, mogą pociągać za sobą orbity gwiazd znajdujących się w pobliżu, powodując ich rozciąganie. Rezultat wygląda bardzo podobnie do kształtu, jaki naukowcy widzą w centrum Andromedy.

Madigan i Akiba powiedzieli, że chcą rozwijać swoje symulacje, aby móc bezpośrednio porównać wyniki komputerowe z rzeczywistym jądrem galaktyki – które zawiera wielokrotnie więcej gwiazd. Zauważyli, że ich odkrycia mogą również pomóc naukowcom w zrozumieniu niezwykłych zjawisk zachodzących wokół innych obiektów we Wszechświecie, takich jak planety krążące wokół tajemniczych ciał zwanych gwiazdami neutronowymi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Kolorado

Vega

Na ilustracji: Galaktyka Andromedy widziana przez sondę WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Źródło: NASA/JPL-Caltech/UCLA

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Wykryto ślady wody w galaktyce daleko, daleko stąd

Nowe badania wskazują na najbardziej odległe wykrycie pierwiastka niezbędnego do powstania życia w regularnej galaktyce gwiazdotwórczej.

Według nowych obserwacji z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), woda została wykryta w najbardziej masywnej znanej galaktyce we wczesnym Wszechświecie. Naukowcy badający SPT0311-58 znaleźli H2O, wraz z CO w galaktyce, która znajduje się prawie 12,88 mld lat świetlnych od Ziemi. Wykrycie tych dwóch cząsteczek w dużych ilościach sugeruje, że molekularny Wszechświat był silny krótko po tym, jak pierwiastki zostały wykute we wczesnych gwiazdach. Nowe badania obejmują najbardziej szczegółowe jak dotąd badania zawartości gazu molekularnego w galaktyce we wczesnym Wszechświecie oraz najodleglejszą detekcję H2O w regularnej galaktyce gwiazdotwórczej.

SPT0311-58 składa się w rzeczywistości z dwóch galaktyk i zostały po raz pierwszy dostrzeżone przez naukowców z ALMA w 2017 roku, w miejscu, lub czasie, w erze rejonizacji. Epoka ta miała miejsce w czasie, gdy Wszechświat miał zaledwie 780 mln lat – około 5% obecnego wieku – i rodziły się pierwsze gwiazdy i galaktyki. Naukowcy uważają, że te dwie galaktyki mogą się łączyć, a ich szybkie procesy gwiazdotwórcze nie tylko zużywają gaz, czyli paliwo potrzebne do tworzenia gwiazd, ale mogą ostatecznie przekształcić parę w masywne galaktyki eliptyczne, takie jak te widziane w lokalnym Wszechświecie.

Wykorzystując obserwacje z ALMA w wysokiej rozdzielczości gazu molekularnego w parze galaktyk znanych wspólnie jako SPT0311-58 wykryliśmy zarówno cząsteczki wody jak i tlenku węgla w większej z nich. Tlen i węgiel, w szczególności, są pierwiastkami pierwszej generacji, a w molekularnych formach tlenku węgla i wody są krytyczne dla życia, jakie znamy – powiedziała Sreevani Jarugula, astronom z University of Illinois i główna autorka badań. Ta galaktyka jest najbardziej masywną galaktyką znaną obecnie przy wysokim przesunięciu ku czerwieni, czyli w czasie, gdy Wszechświat był jeszcze bardzo młody. Ma więcej gazu i pyłu w porównaniu do innych galaktyk we wczesnym Wszechświecie, co daje nam wiele potencjalnych możliwości obserwacji obfitych cząsteczek i lepszego zrozumienia, jak te pierwiastki tworzące życie wpłynęły na rozwój wczesnego Wszechświata.

Woda, w szczególności, jest trzecią najobfitszą cząsteczką we Wszechświecie po molekularnym wodorze i tlenku węgla. Wcześniejsze badania galaktyk w lokalnym i wczesnym Wszechświecie skorelowały emisję wody z emisją w dalekiej podczerwieni z pyłu. Pył absorbuje promieniowanie UV od gwiazd w galaktyce i reemituje je jako fotony w dalekiej podczerwieni – powiedziała Jarugula. To dalej wzbudza cząsteczki wody, dając początek emisji wody, którą naukowcy są w stanie zaobserwować. W tym przypadku pomogło nam to wykryć emisję wody w tej masywnej galaktyce. Ta korelacja może być wykorzystana do opracowania wody jako znacznika formowania się gwiazd, co następnie może być zastosowane do galaktyk w skali kosmologicznej.

Studiowanie pierwszych galaktyk, które uformowały się we wczesnym Wszechświecie, pomaga naukowcom lepiej zrozumieć narodziny, wzrost i ewolucję Wszechświata oraz wszystkiego, co się w nim znajduje, w tym Układu Słonecznego i Ziemi. Wczesne galaktyki tworzą gwiazdy w tempie tysiące razy większym niż Droga Mleczna powiedziała Jarugula. Badanie zawartości gazu i pyłu w tych wczesnych galaktykach informuje nas o ich właściwościach, takich jak ilość tworzących się gwiazd, tempie, w jakim gaz jest przekształcany w gwiazdy, jak galaktyki oddziałują ze sobą i z ośrodkiem międzygwiazdowym, i wiele więcej.

Według Jaruguli, jest jeszcze wiele do nauczenia się o SPT0311-58 i galaktykach wczesnego Wszechświata. To badanie nie tylko dostarcza odpowiedzi na temat tego, gdzie i jak daleko może istnieć woda we Wszechświecie, ale także dało początek ważnemu pytaniu: W jaki sposób tak wiele gazu i pyłu zebrało się, aby uformować gwiazdy i galaktyki tak wcześnie we Wszechświecie? Odpowiedź wymaga dalszych badań tych i podobnych galaktyk gwiazdotwórczych, aby lepiej zrozumieć strukturalne formowanie się i ewolucję wczesnego Wszechświata.

Ten ekscytujący wynik, który pokazuje moc ALMA, dodaje do rosnącej kolekcji obserwacji wczesnego Wszechświata – powiedział Joe Pesce, astrofizyk i dyrektor programowy ALMA w National Science Foundation. Te cząsteczki, ważne dla życia na Ziemi, formują się tak szybko, jak tylko mogą, a ich obserwacja daje nam wgląd w fundamentalne procesy Wszechświata bardzo różniącego się od dzisiejszego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Urania

Na ilustracji: Wizja artystyczna pokazująca kontinuum pyłowe oraz linie molekularne tlenku węgla i wody widoczne w parze galaktyk znanej jako SPT0311-58. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/S. Dagnello (NRAO)

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Porządkowanie planetarnych żłobków

Grupa astronomów zaproponowała i po raz pierwszy przetestowała mechanizm, który wyjaśnia większość właściwości obserwowanych w dyskach protoplanetarnych wokół nowo narodzonych gwiazd. Kluczowymi składnikami tej nowej koncepcji fizycznej są emisje promieniowania rentgenowskiego z gwiazdy centralnej oraz spokojny dysk wewnętrzny, dobrze osłonięty przed przypadkowym promieniowaniem. Takie podejście wyjaśnia pozornie sprzeczne cechy obserwowane w tych kurczących się dyskach przejściowych, których poprzednie modele nie były w stanie pogodzić. Wynik ten, opublikowany 5 listopada 2021 roku w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics, jest dużym krokiem w kierunku zrozumienia ewolucji od dysków pyłowych do czystych układów planetarnych, takich jak Układ Słoneczny.

Planety powstają wewnątrz dysków zbudowanych z gazu i pyłu. Każdy z tych dysków dał już początek nowej gwieździe, lub też jej poprzedniczce, która wciąż musi rozpalić swój ogień fuzji jądrowej, zwany protogwiazdą. Kiedy patrzymy na Układ Słoneczny, widzimy, że większość tej materii dawno zniknęła. W ostatnich latach badania pozwoliły zrozumieć, w jaki sposób dyski okołogwiazdowe tracą resztki gazu i pyłu. Wraz z pojawieniem się potężnych teleskopów, astronomowie zdołali nawet zidentyfikować i zbadać te rozpuszczające się dyski, zwane dyskami przejściowymi.

Jednak identyfikacja szczegółowych procesów fizycznych nie powiodła się. Teoretyczne koncepcje, które naukowcy badali do tej pory, odtwarzały jedynie kilka z obserwowanych właściwości. Obecnie, grupa badawcza proponuje nowy schemat, który przezwycięża większość wad poprzednich podejść: Wcześniejsze modele nie były w stanie odtworzyć więcej niż tylko kilku wyników obserwacji dysków przejściowych, mówi Matías Gárate, główny autor artykułu naukowego i naukowiec z Instytutu Astronomicznego Maxa Plancka. Jednak teraz jesteśmy w stanie wyjaśnić większość właściwości, które wydają się sobie przeczyć: szeroką lukę w dysku oraz trwałą akrecję gazu i pyłu z długo żyjącego dysku wewnętrznego na gwiazdę centralną.

Właściwości dysków przejściowych wydają się sprzeczne
Intuicyjnie trudno jest zrozumieć, dlaczego prawie wszystkie obserwowane dyski przejściowe z szeroką szczeliną wykazują oznaki akrecji. Akrecja jest procesem, który zasila gwiazdę centralną gazem i pyłem z dysku okołogwiazdowego. Zanim szczelina się otworzy, materia z grubszego dysku zewnętrznego uzupełnia sektory wewnętrzne, podtrzymując późniejszy transport w kierunku gwiazdy centralnej. Jednak rezerwuar jest ograniczony, co z czasem powoduje zmniejszenie przepływu materii.

W tym samym czasie, emisja promieniowania rentgenowskiego z gwiazdy uderza i ogrzewa powierzchnię dysku. Promieniowanie to powoduje powstanie wiatru, który wyrzuca zjonizowany gaz w otwartą przestrzeń. Proces ten nazywany jest fotoodparowaniem. Gdy tylko przepływ materii z zewnątrz do wewnątrz dysku jest bardziej wydajny, zaczyna otwierać się szczelina, która odłącza dysk wewnętrzny od zewnętrznego zbiornika. W tym momencie dysk wewnętrzny powinien szybko opróżnić się poprzez akrecję i gwałtownie zniknąć. Akrecja na gwiazdę zatrzymuje się.

Martwa strefa może utrzymać dysk przy życiu
Martwa strefa to względnie spokojny pierścieniowy obszar dysku okołogwiazdowego, w którym losowy ruch gazu jest zredukowany w porównaniu z innymi składnikami dysku. W konsekwencji tarcie pomiędzy poszczególnymi cząsteczkami staje się prawie pomijalne, co utrudnia zmniejszanie ich prędkości orbitalnych, stabilizując ich orbity. Martwe strefy mogą się ujawnić, gdy gaz jest niedostatecznie zjonizowany i słabo oddziałuje na niego pole magnetyczne. Mogą one występować np. wtedy, gdy gaz jest wystarczająco gęsty, aby chronić głębsze warstwy dysku przed jonizacją przez promieniowanie uderzające w dysk.

Symulacja wpływu martwych stref
Aby stwierdzić, czy taka martwa strefa może wyjaśnić obserwacje akrecyjnych dysków przejściowych z szerokimi szczelinami, Matías Gárate i jego koledzy symulowali ich ewolucję w czasie. Zbudowali fizyczny model dysku, zmieniając warunki początkowe dla strefy martwej i włączając promieniowanie X, aby ułatwić fotoodparowanie. Byliśmy zachwyceni, gdy zobaczyliśmy wyniki. Znaczna większość symulowanych dysków przejściowych z szerokim zakresem rozmiarów szczelin zachowała wykrywalny przepływ akrecyjny do centralnej gwiazdy typu słonecznego, mówi Gárate. Wynik ten pokazuje, że martwe strefy mogą w dużej ilości wytwarzać akrecyjne dyski przejściowe z szerokimi szczelinami.

Chociaż wynik symulacji jest dużym krokiem naprzód w zrozumieniu tego, co astronomowie znajdują za pomocą teleskopów podczas oglądania rzeczywistych dysków przejściowych, wciąż nie udaje się odtworzyć ich dokładnej liczby. Podczas gdy z obserwacji wynika, że 3% dysków przejściowych jest nieakrecyjnych, symulacje dają ponad dziesięciokrotnie większą część tego ułamka. W rzeczywistości, ponieważ moc obliczeniowa jest ograniczona, model użyty w tym badaniu odzwierciedla jedynie uproszczoną wersję rzeczywistego świata i nie uwzględnia wszystkich możliwych mechanizmów, które mogą wystąpić w takich dyskach. Niektóre z nich mogą nawet zwiększać żywotność dysku wewnętrznego. Z drugiej strony, niewykluczone, że astronomowie będą musieli zrewidować niektóre wnioski wyciągnięte na podstawie obserwacji, a dysków nieakrecyjnych może być w rzeczywistości więcej niż wcześniej sądzono.

Wizualizacja symulowanych dysków przejściowych
Podczas swoich badań, zespół badał aktywność akrecyjną skupiając się na gazie. Jednak pył może zachowywać się zupełnie inaczej. Kiedy astronomowie wykonują zdjęcia taki dysków protoplanetarnych, często widzą promieniujący na falach milimetrowych rozkład pyłu, często w formie koncentrycznych pierścieni. Dlatego astronomowie sprawdzili, czy ich symulacje również traktują pył realistycznie.

Aby porównać nasze obliczenia z obrazami w wysokiej rozdzielczości rzeczywistych dysków przejściowych, które uzyskaliśmy za pomocą interferometru ALMA, stworzyliśmy syntetyczny obraz jednego z symulowanych dysków pyłowych – mówi współautor pracy, Jochen Stadler, student na MPIA i Uniwersytecie w Heidelbergu. Rezultat jest zdumiewającym potwierdzeniem. Obraz wygenerowanego komputerowo rozkładu pyłu pokazuje elementy typowe dla dysków przejściowych: mały dysk wewnętrzny i pierścień zewnętrzny, obydwa oddzielone szeroką szczeliną.

Jak to często bywa, diabeł tkwi w szczegółach. Podczas gdy struktury wydają się być dobrze dopasowane, jasności się nie zgadzają. Emisja pyłu w symulowanych dyskach przejściowych jest znacznie słabsza niż można by się spodziewać na podstawie obserwacji. Stąd syntetyczne dyski mają prawdopodobnie mniej pyłu niż prawdziwe. Autorzy mają jednak rozsądne rozwiązanie dla tej rozbieżności: Sądzimy, że jest to konsekwencja formowania się planet, którego nie uwzględniliśmy w naszych modelach – zaznacza Gárate. Badania często pokazują, że nowo powstałe planety rzeźbią szczeliny przez dysk wzdłuż swoich nowych orbit. Takie wyrwy funkcjonują jako bariery dla pyłu dryfującego promieniście. Gárate dodaje: Jest bardzo możliwe, że szczeliny planetarne wymykają się wykryciu przez obserwacje z powodu niewystarczającej rozdzielczości przestrzennej. Jeżeli planety uformują się w wewnętrznym dysku, może to pomóc w zapobieganiu akrecji pyłu na gwiazdę centralną. Rozszerzymy odpowiednio nasze modele i zbadamy, czy uda nam się również rozwiązać tę zagadkę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPIA

Vega

Na ilustracji: Schematyczny widok dysku przejściowego wokół gwiazdy typu słonecznego. Źródło: MPIA

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Badanie spinów łączących się podwójnych czarnych dziur

Dzięki zwiększającemu się katalogowi łączących się podwójnych czarnych dziur, naukowcy mogą badać ogólne własności spinów tych układów, aby odkryć jak powstały i ewoluowały. Ostatnie prace kreślą sprzeczny obraz naszego zrozumienia wielkości i orientacji spinów łączących się czarnych dziur, wskazując na różne scenariusze ich powstawania. Ostatnie badania, opublikowane w Astrophysical Journal Letters, rozwiązały te konflikty i pozwoliły nam zrozumieć rozkład spinów w układach podwójnych czarnych dziur.

Powstawanie podwójnych czarnych dziur
Istnieją dwie główne drogi prowadzące do powstania podwójnej czarnej dziury: pierwsza z nich to ewolucja „izolowana”, czyli proces, w którym czarna dziura powstaje w wyniku zapadnięcia się jądra dwóch gwiazd w układzie podwójnym; druga to ewolucja „dynamiczna”, w której oddziaływania między czarnymi dziurami w gęstych gromadach gwiazd mogą prowadzić do tego, że para czarnych dziur przechwytuje się nawzajem, tworząc układ podwójny. Kanały te wykazują odrębne cechy w rozkładzie spinów łączących się podwójnych czarnych dziur.

Układy podwójne powstałe w wyniku ewolucji izolowanej mają spiny ściśle dopasowane do orbitalnego momentu pędu, podczas gdy układy powstałe dynamicznie mają spiny zorientowane losowo i mają rozkład wychyleń spinów, który jest izotropowy. W ostatnich badaniach populacji przez LIGO-Virgo, naukowcy widzieli dowody na obydwa te kanały, jednak nowsze badanie pokazało, że populacja jest zgodna tylko z kanałem izolowanym.

Ta niespójność rodzi pytanie: w jaki sposób można uzyskać różne wnioski na podstawie tej samej populacji? Odpowiedzią jest błędna specyfikacja modelu: poprzednie modele dotyczące spinów nie zostały zaprojektowane tak, aby uchwycić możliwe ostre właściwości lub podpopulacje spinów w modelu.

Wyłaniający się obraz spinów w układach podwójnych czarnych dziur
Wykorzystując katalog 44 fuzji układów podwójnych czarnych dziur, nowe badania wykazały istnienie dwóch populacji w rozkładzie spinów w układach podwójnych czarnych dziur: jednej o znikomych spinach i drugiej o umiarkowanych spinach z preferencyjnym ustawieniem względem orbitalnego momentu pędu.

Wynik ten można w pełni wyjaśnić scenariuszem powstawania izolowanego. Przodkowie większości czarnych dziur tracą swój moment pędu, gdy otoczka gwiazdowa jest usuwana przez jej gwiezdnego towarzysza, tworząc podwójne czarne dziury o znikomym spinie, podczas gdy niewielka część podwójnych czarnych dziur posiada drugą czarną dziurę jako towarzysza rozpędzaną przez oddziaływania pływowe. Badanie to otwiera wiele interesujących dróg do zbadania, na przykład, związku pomiędzy masą i spinem tych różnych podpopulacji. Badanie takich korelacji może pomóc poprawić dokładność naszych modeli i umożliwić naukowcom lepsze rozróżnienie pomiędzy różnymi ścieżkami ewolucji podwójnych czarnych dziur.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizualizacja układu podwójnego czarnych dziur, które mają się zderzyć. Źródło: Mark Myers, OzGrav-Swinburne University

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Bardzo szybkie wypływy z czarnych dziur

Od granic naszego Układu Słonecznego po okolice eksplodujących gwiazd, wstrząsy astrofizyczne mogą przyspieszać cząstki do prędkości relatywistycznych i wytwarzać wysokoenergetyczne promieniowanie. Teraz astronomowie być może wykryli nowe źródło promieniowania gamma, które powstaje w miejscu, gdzie spotykają się bardzo szybkie wypływy i gaz międzygwiazdowy.

Wypływy z przestrzeni zewnętrznej
Kiedy supermasywne czarne dziury akreują materię, mogą generować potężne wypływy w postaci wąskich relatywistycznych dżetów lub wiatrów o szerokim kącie, zwanych bardzo szybkimi wypływami (ang. ultrafast outflows – UFO). UFO mogą osiągać prędkości światła i zakłócać zewnętrzne obszary galaktyki, wysyłając gaz w przestrzeń międzygalaktyczną i wpływając na ewolucję w długim czasie.

Jeżeli UFO wlatujące w przestrzeń międzygwiazdową wytwarza wstrząsy, w których cząsteczki mogą być przyspieszane, powinny one generować promieniowanie gamma o energii 10^33 dżuli na sekundę, ale jak dotąd astronomowie wykryli je tylko w promieniowaniu rentgenowskim. Olbrzymie odległości pomiędzy galaktykami działają na naszą niekorzyść: z naszego ziemskiego punktu widzenia, obszar zbierający o powierzchni około 8400 metrów kwadratowych przechwyciłby zaledwie jeden foton o energii większej niż gigaelektronowolt na godzinę pochodzący typowego UFO.

Łączenie danych w promieniach gamma
Aby wykryć te nieuchwytne UFO w promieniowaniu gamma, międzynarodowa grupa naukowców wykorzystała dane z Fermi Large Area Telescope (LAT), instrumentu znajdującego się na sondzie kosmicznej Fermi Gamma Ray Space Telescope. Pojedynczy UFO jest około 2,5 raza słabszy od najciemniejszego źródła wykrytego przez Fermi LAT, ale zespół miał nadzieję wyciągnąć sygnał poprzez połączenie obserwacji wielu galaktyk, dla których UFO zostały wykryte na długościach promieniowania rentgenowskiego.

Zespół podszedł do tego problemu poprzez modelowanie połączonego widma promieniowania gamma. Dla każdego zestawu parametrów modelu obliczono statystykę testową – wielkość, która opisuje, jak prawdopodobne jest uzyskanie danych, jeżeli emisja ze źródła jest zgodna z testowanym modelem. Im większa statystyka testowa, tym bardziej prawdopodobne jest, że sygnał jest dobrze opisany przez model. Połączone obserwacje dały maksymalną statystykę testową równą 30,1 – co odpowiada detekcji 5,1-sigma.

Podwójna kontrola
Przed ogłoszeniem sukcesu autorzy pracy przeanalizowali również próbkę kontrolną, aby upewnić się, że emisja, którą przypisali UFO, nie pochodzi z innego źródła. Zespół zestackował obserwacje 20 galaktyk o odległościach i jasnościach rentgenowskich podobnych do próbki UFO – ale bez wcześniej wykrytych wiatrów z czarnych dziur – i szukał sygnału w tym stosie danych. Analiza ta zwróciła maksymalną statystykę testową równą 1,1, potwierdzając, że sygnał jest wywołany wypływami.

Wykrycie emisji promieniowania gamma z UFO wspiera teorię, że te masywne wypływy produkują wstrząsy, które są miejscami przyspieszania cząstek. Chociaż ta praca bada odległe galaktyki, UFO mogły mieć wpływ również bliżej nas; zespół Fermi LAT sugeruje, że przeszłe wypływy z supermasywnej czarnej dziury w Drodze Mlecznej mogły stworzyć olbrzymie bańki rozciągające się nad i pod naszą Galaktyką, zaobserwowane wcześniej przez Fermi i instrument eROSITA.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wiatry z supermasywnej czarnej dziury w galaktyce uciekają w przestrzeń kosmiczną. Źródło: NASA/JPL-Caltech

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Turbulencje magnetyczne ukryte w galaktyce Wir

Głęboko we wnętrzu galaktyk ukryta jest pewna siła: pola magnetyczne. Niewidoczne dla konwencjonalnych teleskopów, są one czynnikiem ewolucji galaktyk, regulującym powstawanie nowych gwiazd i pomagającym kierować gaz wewnątrzgalaktyczny w stronę ich centralnej supermasywnej czarnej dziury.

Pola magnetyczne mogą zmieniać ruchy gazu w galaktykach, wpływając na rozkład zimnych gęstych obłoków molekularnych, w których rodzą się nowe gwiazdy, a pośrednio powodując migrację gwiazd w dysku galaktycznym. Jednak, aby wykryć ich efekty musimy zmapować kształt pól magnetycznych w obłokach molekularnych, czego tradycyjna radioastronomia nie potrafiła dobrze zrobić.

Używając Stratosferycznego Obserwatorium Astronomii Podczerwonej (SOFIA), międzynarodowy zespół naukowców był w stanie zmapować i wyprowadzić morfologię pola magnetycznego gazu molekularnego w galaktyce Wir (M51).

Dane uzyskano za pomocą High Resolution Airborne Wideband Camera (HAWC+), kamery znajdującej się na pokładzie SOFIA, i porównano z mapami pola magnetycznego w gazie rozproszonym tej galaktyki wykonanymi za pomocą radioteleskopu Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) w Socorro, Nowy Meksyk. Wyniki zostały właśnie opublikowane w The Astrophysical Journal.

W wewnętrznej części galaktyki wszystkie linie pola magnetycznego mają regularną strukturę spiralną, ale w strefie zewnętrznej, przede wszystkim w pobliżu M51b, mniejszej galaktyki towarzyszącej M51, pole magnetyczne w obłokach molekularnych wykazuje znaczne różnice w orientacji w porównaniu z bardziej regularną strukturą znalezioną za pomocą fal radiowych w polu magnetycznym rozproszonego gazu.

Rozłączenie dwóch pól magnetycznych może być związane z oddziaływaniem grawitacyjnym z M51b, ale byliśmy zaskoczeni, że nie występuje ono w regionie pomiędzy ramionami spiralnymi, gdzie gęstość gazu jest znacznie mniejsza i tworzy mniej gwiazd – wyjaśnia Alejandro S. Borlaff, pierwszy autor artykułu.

Modele struktury i ewolucji galaktyk opierały się na założeniu, że gaz molekularny i gaz rozproszony mają wspólną strukturę magnetyczną. Najważniejszym wynikiem tego badania jest dowód na to, że będziemy musieli uwzględnić w nowych modelach siłę wywieraną przez pole magnetyczne w obłokach molekularnych – mówi John Beckman, badacz z IAC, współautor artykułu.

Ramiona spiralne wydają się być kluczem do związku pomiędzy polami magnetycznymi a formowaniem się galaktyk. Ramiona te są zajmowane przez masywne, młode i gorące gwiazdy, powstałe pod wpływem ciśnienia fal gęstości, które okresowo rotują wokół galaktyki.

Fale te ściskają gaz międzygwiazdowy w formie spiralnej, tworząc nowe gwiazdy, a także mogą ściskać pole magnetyczne. Hipoteza badaczy jest taka, że formowanie się gwiazd może generować nowe, turbulentne pola magnetyczne, które mogą być reorganizowane w kształcie ramion spiralnych przez kompresję fal gęstości i ruch obrotowy wewnątrz galaktyki.

Jednym z głównych punktów badań było porównanie kształtu pól magnetycznych przy użyciu znacznika w podczerwieni i znacznika za pomocą fal radiowych. Podczas gdy obserwacje za pomocą VLA mogą wykryć pola magnetyczne w rozproszonym ośrodku wewnątrzgalaktycznym o niskiej gęstości, obserwatorium stratosferyczne SOFIA może wykryć obecność turbulentnych pól magnetycznych w różnych regionach galaktyki, badając jak ta niewidzialna siła oddziałuje w zależności od różnych warunków ciśnienia, grawitacji i prędkości w dysku galaktycznym.

Wyniki uzyskane za pomocą SOFIA w galaktyce Wir są podobne do tych, które zostały już zarejestrowane w polu magnetycznym Drogi Mlecznej, ale nigdy nie zostały uzyskane w galaktyce zewnętrznej ze względu na duże trudności w wykonaniu pomiarów. Obserwacje sugerują, że do modelowania zjawiska powstawania gwiazd w galaktykach spiralnych konieczne będzie uwzględnienie i ilościowe określenie ich pól magnetycznych, jak również kształtów ich pól grawitacyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Linie przepływu pola magnetycznego wykrytego za pomocą SOFIA pokazane na obrazie galaktyki Wir (M51). Źródło: NASA, zespół naukowy SOFIA, A. Borlaff; NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) oraz Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Co kryje się w tykaniu kosmicznych zegarów?

Głęboko we Wszechświecie supermasywne czarne dziury wirują wokół siebie, wydzielając ogromną ilość energii, która przemieszcza się z prędkością światła przez tkaninę tykających gwiezdnych zegarów. Czy szukamy wystarczająco długo, aby wychwycić ich odległy szept tła?

W 2015 roku LIGO ogłosiło pierwszą detekcję falowania czasoprzestrzeni, a od tego czasu naukowcy wykryli ~90 zdarzeń związanych z falami grawitacyjnymi (35 z nich ogłoszono w minionym tygodniu!), na które składają się złączenia dwóch czarnych dziur, zderzenia dwóch gwiazd neutronowych oraz złączenia czarnych dziur z gwiazdami neutronowymi. Każde z tych różnych źródeł wytwarza swoją własną częstotliwość fal grawitacyjnych, zależną od masy obiektu. Na przykład, zderzenia dwóch gwiazd neutronowych są bardzo energetyczne i zachodzą szybko, więc wytwarzają fale o wysokiej częstotliwości, ale złączenia supermasywnych czarnych dziur zachodzą znacznie wolniej i generują znacznie słabsze fale o niskiej częstotliwości. Podobnie jak nie można wykryć wybuchu promieniowania gamma za pomocą teleskopu na podczerwień, tak nie można zaobserwować fal grawitacyjnych z podwójnych supermasywnych czarnych dziur za pomocą czegoś, co jest przeznaczone do badania zderzeń podwójnych gwiazd neutronowych. Tutaj z pomocą przychodzą macierze pomiarów czasów pulsarów.

Detektor fal grawitacyjnych wielkości galaktyki
Pulsary to bardzo gęste, szybko rotujące gwiazdy neutronowe, emitujące promieniowanie radiowe, które przecina naszą linię widzenia niczym latarnia morska, gdy gwiazda wiruje. Pulsary są niesamowicie okresowe i konkurują z zegarami atomowymi pod względem precyzji, więc możemy dokładnie powiedzieć, kiedy nadejdzie impuls. Macierze czasowe pulsarów to zbiory pulsarów milisekundowych na całym niebie, które są monitorowane pod kątem zmian w czasie nadejścia ich pulsów. Ponieważ są one rozproszone po całej Galaktyce, pulsary są w zasadzie detektorami fal grawitacyjnych wielkości galaktyki. Jeżeli pomiędzy nami a pulsarem pojawi się fala grawitacyjna, będzie ona widoczna w czasie nadejścia impulsu, ponieważ odległość pomiędzy pulsarami zmieni się nieznacznie, gdyż przestrzeń zostanie rozciągnięta i ściśnięta przez falę.

W poszukiwaniu fal grawitacyjnych celem jest nie tylko ich wykrycie, ale również scharakteryzowanie. Przejście fali grawitacyjnej zmienia czas dotarcia sygnałów z pulsarów w charakterystyczny sposób, który można opisać za pomocą czegoś, co znane jest jako krzywa Hellingsa-Downsa. Uzyskując wiele czasów dotarcia sygnałów z pulsarów na całym niebie, astronomowie mogą szukać śladów tej krzywej i wykorzystać ją do scharakteryzowania źródła fal grawitacyjnych.

Polowanie na Hellings-Downs
Ale łatwiej powiedzieć niż zrobić! Fale grawitacyjne, które mogą być wykryte przez macierze pomiaru czasu są niewiarygodnie słabe, więc potrzebna jest olbrzymia ilość danych, aby zidentyfikować te nieuchwytne sygnały. Ostatnio jednak, North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) znalazło sygnał w swoich danych, który może być oznaką czających się fal grawitacyjnych.

Podczas gdy detekcja NANOGrav może być długo oczekiwanym sygnałem z tych fal grawitacyjnych w tle, nie można wykluczyć, że jest to szum w danych, taki jak pył w ośrodku międzygwiazdowym lub pewne zjawiska w pulsarach, które zmieniają nieznacznie okres rotacji. Aby potwierdzić wyniki uzyskane przez NANOGrav, naukowcy potrzebują niezależnych obserwacji krzywej Hellingsa-Downsa wykonanych przez inną grupę.

Ostatnio zespół Parkes Pulsar Timing Array, prowadzony przez Borisa Goncharova (Swinburne University of Technology, Australia), postanowił poszukać tych sygnałów we własnych danych, aby sprawdzić, czy uda im się zweryfikować wyniki wykonane przez NANOGrav. Używając teleskopu Parkes w Australii, zespół zmierzył czasy dotarcia 26 sygnałów z pulsarów przez okres do 15 lat. Przeprowadzili analizę bayesowską na pulsarach i modelowali sygnały w swoich danych. To, co znaleźli jest zgodne z tym, co znalazł NANOGrav: sygnał o niskiej częstotliwości, który jest wspólny dla wszystkich pulsarów. Znaleźli również amplitudę fali grawitacyjnej zgodną z amplitudą NANOGrav. Goncharov i współpracownicy byli w stanie wykluczyć kilka alternatywnych wyjaśnień, które mogłyby naśladować sygnał fal grawitacyjnych, ale nie udało im się ostatecznie powiązać zaobserwowanych przez nich dudnień o niskiej częstotliwości z falami grawitacyjnymi pochodzącymi z układów podwójnych supermasywnych czarnych dziur. Chociaż jest to jakaś wskazówka, nie znaleźli dowodów na za lub przeciw krzywej Hellingsa-Downsa.

Międzynarodowy pościg
Obecnie trwają międzynarodowe prace nad połączeniem danych z teleskopów z całego świata w celu stworzenia jednego wielkiego zbioru danych do poszukiwania fal grawitacyjnych. Dzięki danym NANOGrav, Parkes Pulsar Timing Array, a ostatnio European Pulsar Timing Array, możemy być bardzo blisko usłyszenia szeptu supermasywnych czarnych dziur.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS
The Astrophysical Journal Letters

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca macierz czasową pulsara. Źródło: Tonia Klein/NANOGrav

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Ograniczenia dla słabych wybuchów supernowych z pojedynczych gwiazd

Wiele z najcięższych gwiazd we Wszechświecie kończy swoje życie w jasnej eksplozji, znanej jako supernowa, na krótko przyćmiewającej resztę galaktyki, w której się znajduje, pozwalając nam obserwować te rzadkie wydarzenia z bardzo daleka. W dolnym zakresie mas, eksplozja supernowej ściśnie jądro gwiazdy w gęstą kulę neutronów, która jest znacznie gęstsza niż to, co można odtworzyć w laboratorium. Dlatego naukowcy muszą polegać na modelach teoretycznych i obserwacjach astronomicznych, aby badać takie obiekty, zwane gwiazdami neutronowymi.

Uważa się, że na bardzo niskim końcu tego zakresu, wybuchy supernowych są słabsze i ciemniejsze, ale nawet w przypadku najnowszych symulacji supernowych, trudno jest sprawdzić tę hipotezę. W niedawno opublikowanej pracy naukowcy znaleźli nowy sposób na sprawdzenie tych słabszych supernowych: poprzez powiązanie słabszych wybuchów supernowych z powoli poruszającymi się pozostałościami gwiazd neutronowych, prędkości gwiazd neutronowych mogą dokładnie oszacować słabsze supernowe, bez konieczności przeprowadzania kosztownych symulacji.

Gwiazdy neutronowe nie świecą jasno jak inne gwiazdy, ale zamiast tego wytwarzają bardzo wąską wiązkę fal radiowych, która może (jeżeli mamy szczęście) być skierowana w stronę Ziemi. Gdy gwiazda neutronowa rotuje, wiązka światła wydaje się migać, tworząc efekt latarni morskiej. Kiedy efekt ten jest obserwowany, określamy go mianem pulsara. Ostatnie postępy w dziedzinie radioteleskopów pozwalają na precyzyjne pomiary prędkości pulsarów. Naukowcy połączyli swoje pomiary z symulacjami milionów gwiazd i stwierdzili, że typowo wysokie prędkości pulsarów nie pozwalają na powstanie wielu słabych supernowych.

Jest jednak pewne zastrzeżenie: wiele masywnych gwiazd, które tworzą gwiazdy neutronowe, rodzi się w układach podwójnych. Jeżeli normalna supernowa zaistnieje w układzie podwójnym, pozostała gwiazda neutronowa doświadczy dużego odrzutu i prawdopodobnie zostanie wyrzucona z dala od towarzyszącej jej gwiazdy, gdzie może być później obserwowana jako pojedynczy pulsar. Jeżeli jednak supernowa jest słaba, gwiazda neutronowa może nie mieć dość energii, aby uciec przed grawitacyjnym uciskiem swojej towarzyszki, a gwiazdowy układ podwójny pozostanie nienaruszony. Jest to niezbędny krok w powstawaniu układów podwójnych gwiazd neutronowych, więc istnienie takich układów dowodzi, że niektóre wybuchy supernowych muszą być słabe.

Zespół stwierdził, że aby wyjaśnić zarówno istnienie podwójnych gwiazd neutronowych, jak i brak wolno poruszających się pulsarów, słabe supernowe mogą wystąpić tylko w bardzo bliskich układach podwójnych gwiazd, a nie w pojedynczych, odizolowanych gwiazdach. Jest to przydatne w symulacjach supernowych i dodaje do rosnącej liczby badań sugerujących, że słabe supernowe mogą występować tylko w układach podwójnych gwiazd, które wcześniej ze sobą oddziaływały. Badania takie jak to, które do symulacji wykorzystują wiele gwiazd w stosunkowo niewielkim stopniu szczegółowości, są kluczowe dla zrozumienia wpływu niepewnej fizyki na populacje gwiazd, co jest niewykonalne przy symulacjach o wysokim stopniu szczegółowości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna supernowej. Źródło: Carl Knox, OzGrav-Swinburne University

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Dylemat dysku młodej gwiazdy

Uważa się, że CI Tauri posiada masywną planetę, która znajduje się około pięć razy bliżej swojej gwiazdy niż Merkury od Słońca, ale obserwacje wykazują duże promieniowanie pochodzące od gazu i pyłu w pobliżu gwiazdy, których nie powinno tam być, gdyby planeta była obecna. Czy astronomowie są w stanie wyjaśnić te sprzeczne obserwacje?

Protoplanetarne problemy
Mając zaledwie 2 mln lat, CI Tauri ma już planetę o masie 12 mas Jowisza, CI Tauri b, krążącą w odległości zaledwie 0,08 jednostki astronomicznej (j.a.), a trzy dodatkowe olbrzymie planety potencjalnie czają się w dysku CI Tauri w odległości kilkudziesięciu j.a. Co ciekawe, w widmowym rozkładzie energii układu brakuje charakterystycznego znaku bliskiej obecności masywnej planety: spadku ilości emisji w bliskiej podczerwieni, która jest wytwarzana przez ciepły gaz i pył.

Znaczna część promieniowania 1–10-μm z dysku protoplanetarnego pochodzi z materii znajdującej się najbliżej gwiazdy, więc spadek emisji w tych długościach fal jest zwykle traktowany jako znak, że planeta znajdująca się blisko jest zajęta zbieraniem gazu i pyłu, aby wyczyścić szczelinę w materii dysku. Jednak obserwacje CI Tauri sugerują, że planeta może być obecna bez zmian emisji w bliskiej podczerwieni. Aby to sprawdzić, Dhruv Muley i Ruobing Dong (University of Victoria, Kanada) wykorzystali modelowanie hydrodynamiczne i transfer promieniowania, aby zrozumieć warunki, w jakich planeta w pobliżu wpłynie na widmowy rozkład energii układu.

Dysk, pył i dystrybucja
Autorzy pracy najpierw wymodelowali dysk bez planet, dopasowując wyniki modelu do obserwacji CI Tauri tak dokładnie, jak to było możliwe. Następnie wprowadzili do symulacji planetę o rozmiarze CI Tauri b i dali jej czas na wyczyszczenie przestrzeni w dysku, po czym porównali wyniki dla różnych odległości orbitalnych i mimośrodów. Muley i Dong odkryli, że planety o bardziej eliptycznych orbitach tworzą szczeliny, które są szersze, ponieważ są w stanie zebrać materię w większym zakresie promieni, ale materia, która pozostaje w szczelinie jest gęstsza niż w przypadku planety o kołowej orbicie.

Następnie naukowcy użyli symulacji hydrodynamicznych do wygenerowania widmowego rozkładu energii dla każdego zestawu warunków. Stwierdzili, że planeta w odległości orbitalnej CI Tauri b wynoszącej 0,08 j.a. nie usuwa wystarczającej ilości materii, aby wywołać charakterystyczne zanurzenie w emisji w bliskiej podczerwieni, niezależnie od jej ekscentryczności, co jest zgodne z obserwacjami.

Warunki oddziaływań
Jednak planeta wielkości CI Tauri b umieszczona nieco dalej od gwiazdy – powiedzmy 0,26 lub 0,4 j.a. – daje znać o swojej obecności w wynikowym rozkładzie energii widmowej. Bardziej odległe planety zubożają materię dysku na tyle, by zmniejszyć emisję w zakresie 1–10-μm i otworzyć szczelinę na tyle szeroko, by odsłonić gorącą wewnętrzną ścianę szczeliny, co zwiększa energię w zakresie 10–100 μm.

Symulacje przeprowadzone przez autorów pokazują, że obecność planety w pobliżu nie jest sprzeczna z rozkładem energii widmowej CI Tauri, a bardziej ogólnie, brak typowych wskaźników planetarnych może nie oznaczać braku planet. Ponieważ rozkłady energii widmowej są jednym z naszych najpotężniejszych narzędzi do badania dysków protoplanetarnych, zrozumienie ich zawiłości jest kluczowe, aby zaufać naszym interpretacjom.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gazowego olbrzyma formującego się w dysku protoplanetarnym swojej macierzystej gwiazdy. Źródło: NASA/JPL/Caltech/R. Hurt

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Jak uruchomić supermasywną czarną dziurę

Obecne teorie sugerują, że większość galaktyk – jeżeli nie wszystkie – posiada w swoim centrum supermasywną czarną dziurę o masie od milionów do miliardów razy większą niż masa naszego Słońca. Teoria ta została wzmocniona w 2019 roku, gdy Teleskop Horyzontu Zdarzeń (EHT) wykonał pierwszy w historii obraz czarnej dziury w pobliskiej galaktyce eliptycznej M87, a w roku 2020, gdy Reinhard Genzel i Andrea Ghez otrzymali Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki za odkrycie supermasywnej czarnej dziury w centrum naszej własnej Galaktyki.

Ze względu na ogromną gęstość i pole grawitacyjne, czarne dziury są jednymi z najbardziej ekstremalnych obiektów we Wszechświecie. W konsekwencji, materia, która jest ciągnięta w kierunku supermasywnej czarnej dziury może zostać przyspieszona niemal do prędkości światła. Supermasywna czarna dziura otoczona dyskiem akrecyjnym jest znana jako aktywne jądro galaktyki (AGN).

AGN-y są niewiarygodnie wydajnymi silnikami. Około 10% masy akreowanej przez AGN jest przekształcane w energię. W rezultacie, AGN-y emitują olbrzymie ilości światła i są jednymi z najjaśniejszych obiektów we Wszechświecie. Jednak, jak wszystkie silniki, AGN potrzebują zapłonu: wyzwalacza, który może spowodować, że uśpiona supermasywna czarna dziura zacznie akreować materię i stanie się AGN-em. Dzisiejsza praca bada jeden z mechanizmów, który może być odpowiedzialny za włączanie AGN w gromadach galaktyk.

Gromady galaktyk to olbrzymie obiekty zawierające nawet do kilku tysięcy galaktyk. Pomiędzy nimi znajduje się morze gorącego gazu, ośrodek wewnątrzgromadowy (ICM). Gdy galaktyki płyną przez cały ten ocean, siły oporu ICM mogą powodować odrywanie się gazu od galaktyk, co prowadzi do powstawania ogonów gazu, które wylatują z galaktyk. Proces ten znany jest jako usuwanie ciśnienia barana. W niniejszej pracy autorzy badają, czy te galaktyki ubogie w gaz mają większe prawdopodobieństwo posiadania AGN w swoich centrach.

W tym celu wykorzystano obserwacje 115 galaktyk, które obecnie przechodzą proces usuwania ciśnienie barana w gromadach, pochodzące z wielu różnych przeglądów astronomicznych. Galaktyki te są porównywalne z kontrolną próbką 782 galaktyk gwiazdotwórczych pobranych z obszarów polowych (tj. nie w gromadach) w przeglądzie MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at APO). Galaktyki te są następnie badane pod kątem tego, czy zawierają AGN, poprzez sprawdzenie ich emisji światła na różnych długościach fali i umieszczanie ich na diagramie BPT (powszechnie używana metoda identyfikacji AGN-ów).

Z niniejszej pracy można wyciągnąć dwa główne wnioski. Po pierwsze, galaktyki pozbawione ciśnienia barana są około 1,5 raza bardziej narażone na występowanie AGN w swoim centrum w porównaniu z próbką kontrolną. Ponadto, większe galaktyki znacznie częściej zawierają AGN, szczególnie te o masach gwiazdowych większych niż 10^10 mas Słońca. Autorzy odkryli, że 27% ich galaktyk zawiera AGN, w porównaniu do zaledwie 18% galaktyk spoza gromad. Patrząc tylko na duże galaktyki, AGN znajdują się odpowiednio w 51% i 35% galaktyk w próbce ubogich w gaz i kontrolnej.

Wyniki te są ekscytujące i mówią nam, że istnieje ścisły związek pomiędzy AGN a usuwaniem ciśnienia barana. Jedno z potencjalnych wyjaśnień pochodzi z faktu, że ICM, który powoduje usuwanie gazu z galaktyki, może również zwiększać zewnętrzne ciśnienie w galaktyce. Ciśnienie to może ściskać gaz w galaktyce, wyzwalając powstawanie gwiazd i powodując opadanie gazu po spirali do środka w kierunku centrum galaktyki, co prowadzi do powstania świecącego dysku akrecyjnego. Ponadto, wyzwolenie AGN może skutkować wyrzuceniem gazu z galaktyki, co prowadzi do powstania ogonów wyrzuconego gazu, który przypisuje się zjawisku usunięcia ciśnienia barana.

Jest kilka zastrzeżeń w tej pracy. Na przykład, praca ta porównuje galaktyki pola z bardzo specyficznym typem galaktyk w gromadach – tymi, które wykazują wyraźne oznaki usunięcia ciśnienia barana. Autorzy odnoszą się do tego i wyjaśniają, że przyszłe badania z udziałem większej liczby galaktyk będą w stanie jeszcze bardziej zawęzić ich wyniki.

Oczywiście, usuwanie ciśnienia barana nie jest jedyną możliwą przyczyną zapłonu AGN: ⅓ galaktyk, które nie są ubogie w gaz, również zawiera AGN, co pokazuje, że w grę wchodzi wiele innych czynników. Jednak wpływ usuwania ciśnienia barana pokazany w tej pracy jest cenną wskazówką i pomoże nam lepiej zrozumieć, co powoduje wyłączanie się tych ogromnych kosmicznych żarówek.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna AGN, z centralną czarną dziurą otoczoną płaskim, rotującym dyskiem akrecyjnym. Niektóre AGN-y emitują wąskie, potężne dżety materii - można je zaobserwować nad czarną dziurą. Źródło: NASA/JPL-Caltech.

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Jak często czarne dziury są wyrzucane z gromad gwiazd?

Główną teorią na temat powstawania masywnych (i supermasywnych) czarnych dziur jest hierarchiczne łączenie się – koncepcja, według której masywne czarne dziury powstają z serii zderzeń pomiędzy lżejszymi czarnymi dziurami. Gęsto upakowane środowiska, takie jak gromady kuliste i jądrowe gromady gwiazd w centrach galaktyk powinny być pierwszorzędnymi miejscami dla fuzji czarnych dziur, ale „kopnięcia” fal grawitacyjnych mogą stanąć na przeszkodzie.

Kiedy czarne dziury łączą się, emitują fale grawitacyjne, które przenoszą energię i pęd. Fale te nie są emitowane jednakowo we wszystkich kierunkach, więc akt łączenia się powoduje „kopnięcie” produktu fuzji. Jest to dalekie od delikatnego szturchnięcia – typowe prędkości kopnięcia są szacowane na setki lub tysiące km/s. Jeżeli czarna dziura otrzyma wystarczająco dużego kopa, może opuścić gęstą gromadę, w której powstała i wyruszyć w rozrzedzoną przestrzeń, gdzie prawdopodobieństwo kolejnych fuzji jest znacznie mniejsze. Jak typowe dla czarnych dziur jest wyrzucanie ich z rodzących się gromad gwiazd i co to oznacza dla teorii hierarchicznego łączenia się?

Obecne detektory fal grawitacyjnych nie są wystarczająco czułe, aby bezpośrednio wykryć wyrzut czarnej dziury, ale możemy wnioskować o prędkości wyrzutu z obserwowanych fal grawitacyjnych. Zespół kierowany przez Parthapratima Mahapatrę (Chennai Mathematical Institute, Indie) zastosował modele matematyczne do danych z 47 fuzji czarnych dziur wykrytych przez detektory LIGO i Virgo, aby zbadać prawdopodobieństwo wyrzucenia czarnych dziur z różnych typów gromad gwiazd. Autorzy badania oszacowali prędkość wyrzucenia każdej z nich, która zależy od stosunku mas łączących się czarnych dziur, ich prędkości wirowania i innych czynników.

Mahapatra i współautorzy wykorzystali swoje oszacowania do wyznaczenia prawdopodobieństwa pozostania tworu fuzji w gromadzie, w której powstał, jako funkcji prędkości ucieczki gromady, znajdując szeroki zakres prawdopodobieństw zatrzymania. Autorzy zwracają szczególną uwagę na sześć przypadków w katalogu, które wykazują oznaki bycia produktami wcześniejszych fuzji hierarchicznych, takie jak GW190521 – najmasywniejsza fuzja czarnych dziur wykryta do tej pory. Oszacowali oni, że połączenie takie jak GW190521 miałoby 50% szans na pozostanie związanym z gromadą gwiazd o prędkości ucieczki wynoszącej 700 km/s. Ponieważ ta prędkość ucieczki mieści się w oczekiwanym zakresie dla jądrowych gromad gwiazd, oznacza to, że jeżeli GW190521 byłaby umieszczona w tak gęstym środowisku, jej masywny produkt może w przyszłości ponownie się połączyć.

Ostatecznie jasne jest, że niektóre gromady gwiazd są lepsze w zatrzymywaniu po fuzji czarnych dziur niż inne. Biorąc pod uwagę ich niskie prędkości ucieczki, gromady kuliste raczej nie są miejscem powtarzających się fuzji czarnych dziur; autorzy szacują, że z 40 skatalogowanych fuzji z najlepszymi danymi, 17 zostałoby zatrzymanych przez jądrowe gromady gwiazd, a tylko 2 przez gromady kuliste. Nie wiedząc więcej o środowiskach, w których te fuzje miały miejsce, nie można powiedzieć, czy pojedynczy produkt fuzji ucieknie ze swojego otoczenia, ale ustalenia autorów mają ważne implikacje dla tego, gdzie hierarchiczne fuzje mogą mieć miejsce ogólnie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Regiony, w których gwiazdy są gęsto upakowane, jak w pokazanej tutaj jądrowej gromadzie gwiazd w Drodze Mlecznej, są potencjalnymi miejscami fuzji czarnych dziur. Źródło: Stefan Gillessen, Reinhard Genzel, and Frank Eisenhauer

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Badania potwierdzają, co pozbawia galaktyki ich gwiazdotwórczego gazu

Astronomowie badający pobliski Wszechświat z pomocą ALMA zakończyli właśnie największy w historii przegląd paliwa gwiazdotwórczego w gromadach galaktyk. Ale co ważniejsze, rozwiązują oni wieloletnią astrofizyczną zagadkę: co wygasza galaktyki? Badania, które dostarczają najwyraźniejszych jak dotąd dowodów na to, że ekstremalne środowiska w kosmosie mają poważny wpływ na galaktyki, które się w nich znajdują, zostały opublikowane The Astrophysical Journal.

Przegląd VERTICO (Virgo Environment Traced in Carbon Monoxide Survey) miał na celu lepsze zrozumienie procesu powstawania gwiazd i roli galaktyk we Wszechświecie. Wiemy, że galaktyki są wygaszane przez swoje środowisko i chcemy wiedzieć dlaczego, powiedział Toby Brown, stypendysta w National Research Council of Canada i główny autor pracy. To, co VERTICO ujawnia lepiej niż kiedykolwiek wcześniej, to które procesy fizyczne wpływają na gaz molekularny i jak dyktują one życie i śmierć galaktyki.

Galaktyki są wielkimi zbiorowiskami gwiazd, a ich narodziny, ewolucja i śmierć są uzależnione od miejsca we Wszechświecie, w którym żyją oraz od tego, jak oddziałują z otoczeniem. Gromady galaktyk, w szczególności, są jednymi z najbardziej ekstremalnych środowisk we Wszechświecie, co czyni je szczególnie interesującymi dla naukowców badających ewolucję galaktyk.

Gromada w Pannie, będąca domem tysięcy galaktyk, jest najbliższą masywną gromadą galaktyk w Grupie Lokalnej Galaktyk, w której znajduje się Droga Mleczna. Ekstremalne rozmiary i bliskość sprawiają, że gromada jest łatwa do badania, ale posiada również inne cechy, które czynią ją gotową do obserwacji. Gromada w Pannie jest nieco niezwykła, ponieważ posiada stosunkowo dużą populację galaktyk, które wciąż tworzą nowe gwiazdy, powiedziała Christine Wilson, Uniwersytet McMaster i główna badaczka projektu VERTICO. “Wiele gromad galaktyk we Wszechświecie jest zdominowanych przez czerwone galaktyki z niewielką ilością gazu i procesów gwiazdotwórczych.”

Projekt VERTICO zaobserwował w wysokiej rozdzielczości magazyny gazu 51 galaktyk w Gromadzie w Pannie, ujawniając środowisko tak ekstremalne i niegościnne, że może ono powstrzymać całe galaktyki przed formowaniem gwiazd w procesie znanym jako wygaszanie galaktyk. Gromada w Pannie jest najbardziej ekstremalnym regionem lokalnego Wszechświata, wypełnionym plazmą o temperaturze miliona stopni, ekstremalnymi prędkościami galaktyk, gwałtownymi interakcjami pomiędzy galaktykami i ich otoczeniem, galaktyczną wioską emerytów, a co za tym idzie, galaktycznym cmentarzyskiem, powiedział Brown, dodając, że projekt ujawnił, w jaki sposób usuwanie gazu może zahamować lub wyłączyć jeden z najważniejszych procesów fizycznych we Wszechświecie: powstawanie gwiazd. Usuwanie gazu jest jednym z najbardziej spektakularnych i gwałtownych mechanizmów zewnętrznych, które mogą wyłączyć powstawanie gwiazd w galaktykach, powiedział Brown. Usuwanie gazu zachodzi, gdy galaktyki poruszają się tak szybko przez gorącą plazmę w gromadzie, że olbrzymie ilości zimnego gazu molekularnego są odrywane od galaktyki, tak jakby gaz był zamiatany przez ogromną kosmiczną miotłę. Wyśmienita jakość obserwacji VERTICO pozwala nam lepiej dostrzec i zrozumieć takie mechanizmy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Gromada w Pannie. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/S. Dagnello (NRAO)/Böhringer i inni. (ROSAT All-Sky Survey)

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Strumień Magellana nad Drogą Mleczną może być pięć razy bliżej niż wcześniej sądzono

Nasza Galaktyka nie jest sama. Wokół Drogi Mlecznej krąży kilka mniejszych galaktyk karłowatych – największe z nich to Mały i Wielki Obłok Magellana, widoczne na niebie południowym.

Podczas swojego trwającego miliardy lat tańca wokół Drogi Mlecznej, grawitacja Obłoków Magellana wyrwała z każdego z nich ogromny łuk gazu – Strumień Magellana. Strumień ten pomaga opowiedzieć historię tego, jak powstała Droga Mleczna i najbliższe niej galaktyki oraz jak wygląda ich przyszłość.

Nowe modele astronomiczne opracowane przez naukowców z University of Wisconsin–Madison i Space Telescope Science Institute odtwarzają narodziny Strumienia Magellana w ciągu ostatnich 3,5 mld lat. Wykorzystując najnowsze dane dotyczące struktury gazu, naukowcy odkryli, że Strumień ten może być pięć razy bliżej Ziemi niż wcześniej sądzono.

Odkrycia sugerują, że Strumień może zderzyć się z Drogą Mleczną wcześniej niż się spodziewano, pomagając w formowaniu się nowych gwiazd w naszej Galaktyce.

Pochodzenie Strumienia Magellana było wielką tajemnicą przez ostatnich 50 lat. Zaproponowaliśmy nowe rozwiązanie za pomocą naszych modeli – mówi Scott Lucchini, absolwent fizyki na UW-Madison i główny autor pracy. Zaskakujące było to, że modele znacznie przybliżyły Strumień do Drogi Mlecznej.

Nowe modele dostarczają również precyzyjnych przewidywań co do tego, gdzie można znaleźć gwiazdy w Strumieniu. Gwiazdy te zostałyby wyrwane ze swoich macierzystych galaktyk wraz z resztą gazu w Strumieniu, ale tylko kilka z nich zostało wstępnie zidentyfikowanych. Przyszłe obserwacje teleskopowe mogą w końcu dostrzec gwiazdy i potwierdzić, że nowa rekonstrukcja pochodzenia Strumienia jest poprawna.

To zmienia paradygmat Strumienia, mówi Lucchini. Niektórzy sądzili, że gwiazdy są zbyt słabe, aby je zobaczyć, ponieważ są zbyt daleko. Ale teraz widzimy, że Strumień znajduje się w zasadzie w zewnętrznej części dysku Drogi Mlecznej.

To wystarczająco blisko, aby je dostrzec, mówi Elena D'Onghia, profesor astronomii na UW-Madison i opiekunka projektu. Przy obecnych urządzeniach powinniśmy być w stanie znaleźć gwiazdy. To ekscytujące, mówi.

Lucchini, D'Onghia i naukowiec z Space Telescope Science Institute Andrew Fox opublikowali swoje odkrycia w The Astrophysical Journal Letters 8 listopada 2021 r.

Najnowsza praca została oparta zarówno na świeżych danych, jak i na innych założeniach dotyczących historii Obłoków Magellana i Strumienia. W 2020 roku zespół badawczy przewidział, że Strumień jest otoczony przez dużą koronę ciepłego gazu. Włączyli więc tę nową koronę do swoich symulacji, jednocześnie uwzględniając nowy model galaktyk karłowatych, który sugeruje, że mają one stosunkowo krótką historię orbitowania wokół siebie – zaledwie ok. 3 miliardy lat.

Dodanie do problemu korony zmieniło orbitalną historię obłoku – wyjaśnia Lucchini.

W tej nowej rekonstrukcji, gdy galaktyki karłowate były przechwytywane przez Drogę Mleczną, Mały Obłok Magellana orbitował wokół Wielkiego Obłoku Magellana w przeciwnym kierunku niż wcześniej sądzono. Gdy orbitujące galaktyki karłowate odbierały sobie nawzajem gaz, wytworzyły Strumień Magellana.

Orbita o przeciwnym kierunku pchała i ciągnęła strumień w kierunku Ziemi, zamiast rozciągać się dalej w przestrzeń międzygalaktyczną. Najbliższe podejście Strumienia będzie prawdopodobnie zaledwie 20 kiloparseków od Ziemi, czyli około 65 000 lat świetlnych stąd. Same Obłoki znajdują się w odległości od 55 do 60 kiloparseków.

Zmodyfikowana odległość zmienia nasze rozumienie Strumienia. Oznacza to, że nasze szacunki dotyczące wielu właściwości Strumienia, takich jak masa i gęstość, będą musiały zostać zrewidowane – mówi Fox.

Jeżeli Strumień jest tak blisko, to prawdopodobnie ma on tylko ⅕ wcześniej szacowanej masy. Zbliżenie się strumienia oznacza, że gaz ten zacznie łączyć się z Drogą Mleczną za około 50 mln lat, dostarczając świeżego materiału potrzebnego do rozpoczęcia procesu narodzin nowych gwiazd w Galaktyce.

Gwiazdy w samym Strumieniu Magellana wymykały się badaczom przez dziesięciolecia. Jednak nowe badania sugerują, że być może po prostu szukali oni w złym miejscu.

Ten model mówi nam dokładnie, gdzie powinny się znajdować gwiazdy – mówi D'Onghia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Wisconsin-Madison

Vega

Na ilustracji: Widok gazu w Układzie Magellanów tak, jak by to wyglądało na nocnym niebie. Obraz ten, zaczerpnięty bezpośrednio z symulacji numerycznych, został nieco zmodyfikowany dla estetyki. Źródło: COLIN LEGG / SCOTT LUCCHINI

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Najszybciej wirujący potwierdzony biały karzeł

Według zespołu astronomów z Uniwersytetów w Sheffield i Warwick, biały karzeł, który wykonuje pełny obrót raz na 25 sekund, jest najszybciej wirującym potwierdzonym białym karłem.

Po raz pierwszy ustalili oni okres wirowania gwiazdy, potwierdzając, że jest to niezwykle rzadki przykład białego karła wyciągającego plazmę z pobliskiej gwiazdy towarzyszącej i wyrzucającego ją w przestrzeń kosmiczną z prędkością około 3000 km/s.

Według autorów pracy opublikowanej 22 listopada 2021 roku w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, jest to dopiero drugi biały karzeł, tzw. „magnetyczny propeller-wiatrak”, który został zidentyfikowany w ciągu ponad 70 lat dzięki połączeniu potężnych i czułych instrumentów, które pozwoliły naukowcom na uchwycenie przebłysku pędzącej gwiazdy.

Biały karzeł to gwiazda, która wypaliła całe swoje paliwo i zrzuciła zewnętrzne warstwy, przechodząc teraz proces kurczenia się i stygnięcia przez miliony lat. Gwiazda, którą zaobserwował zespół astronomów, nazwana LAMOST J024048.51+195226.9 – lub w skrócie J0240+1952, ma rozmiary Ziemi, ale jest co najmniej 200 000 razy od niej masywniejsza. Jest ona częścią układu podwójnego gwiazd, a jej ogromna grawitacja wyciąga materię w postaci plazmy od swojego gwiezdnego towarzysza.

W przeszłości plazma ta opadała z dużą prędkością na równik białego karła, dostarczając energii, która nadała mu tę zawrotną prędkość. Dla porównania, jeden obrót Ziemi trwa 24 godziny, podczas gdy J0240+1952 zaledwie 25 sekund. To prawie o 20% szybciej niż poprzedni potwierdzony biały karzeł o najbardziej porównywalnym tempie rotacji wynoszącym nieco ponad 29 sekund.

Jednak w pewnym momencie swojej ewolucji J0240+1952 wytworzył silne pole magnetyczne, które działa jak bariera ochronna, powodując, że większość opadającej plazmy jest wypychana z dala od białego karła. Pozostała część będzie płynąć w kierunku biegunów magnetycznych gwiazdy. Gromadzi się ona w jasnych plamach na powierzchni gwiazdy, które obracając się w tę i z powrotem powodują pulsowanie światła obserwowane przez astronomów z Ziemi, następnie wykorzystywane do pomiaru rotacji całej gwiazdy.

J0240+1952 jest jedną z zaledwie dwóch gwiazd typu magnetycznego propellera odkrytych w ciągu ostatnich 70 lat. Chociaż materia wyrzucana z gwiazdy została po raz pierwszy zaobserwowana w 2020 roku, astronomowie nie byli w stanie potwierdzić jej gwałtownego wirowania, ponieważ impulsy są zbyt szybkie i niewyraźne, aby mogły być zaobserwowane przez inne teleskopy.

Aby po raz pierwszy zobrazować gwiazdę z taką prędkością, zespół wykorzystał bardzo czuły instrument HiPERCAM zamontowany na największym na świecie teleskopie optycznym Gran Telescopio Canarias (GTC) o średnicy 10,4 metra na wyspie La Palma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sheffield

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna rzadkiego typu białego karła - magnetycznego propellera. Źródło: University of Warwick/Mark Garlick

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Galaktyka-gospodarz dla szybkich błysków radiowych

Szybkie błyski radiowe (FRB) to jasne impulsy emisji na falach radiowych (widoczne głównie na falach o długości kilkudziesięciu centymetrów), których mechanizm fizyczny jest tajemniczy. Błyski trwają od setnych części milisekundy do kilku milisekund i żaden z nich nie został powiązany z konkretnym źródłem, mimo, że od czasu pierwszej detekcji FRB czternaście lat temu wykryto ich tysiące. Również zastanawiający jest fakt, że większość FRB nie powtarza się, co jest jednym z powodów, dla których dalsze obserwacje w celu identyfikacji źródeł są tak trudne. Niemniej jednak, niewielka mniejszość FRB powtarza się, a cztery z tych „powtarzających się” okazały się pochodzić z galaktyk, których środowiska charakteryzują się umiarkowanym tworzeniem gwiazd, co może być wskazówką, co do natury obiektów lub środowisk odpowiedzialnych za te zjawiska.

Astronom CfA, Tarraneh Eftekhari, była członkiem zespołu, który użył 36 teleskopów Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) do wykrycia pięciu błysków nowego „powtarzacza”, FRB 20201124A, oraz do określenia jego położenia w słabej galaktyce odległej o około 1,5 miliarda lat świetlnych. Zespół wykorzystał instrument Binospec na MMT do zmierzenia widma optycznego galaktyki-gospodarza, a także archiwalne dane rentgenowskie o galaktyce z satelity Swift. Podobnie jak cztery poprzednio zidentyfikowane galaktyki macierzyste FRB, galaktyka ta wykazuje niezbyt imponujący, skromny poziom gwiazdotwórczy, z prędkością tworzenia pięciu mas Słońca nowych gwiazd rocznie (dla porównania Droga Mleczna wytwarza około jednej na rok). W galaktyce macierzystej znajduje się około 20 miliardów mas Słońca gwiazd, których średni wiek jest stosunkowo młody, około pięciu miliardów. Zawiera dostatek ciepłego pyłu, ale nie ma dowodów na emisję z jądra supermasywnej czarnej dziury. Nowe badania pokazują korzyści płynące z zastosowania kompletnych narzędzi do śledzenia pochodzenia tych tajemniczych błysków radiowych.

Wyniki zostały opublikowane w The Astrophysical Journal Letters.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Cyfrowo przetworzony obraz z Hubble'a galaktyki, w której wystąpił FRB. Owalny obszar wyznacza miejsce, w którym powstała emisja. Źródło: ESA, Alexandra Mannings-UC Santa Cruz; Wen-fai Fong- Northwestern; Przetworzenie obrazu: Alyssa Pagan-STScI

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Jeden z najgorętszych białych karłów ma towarzysza, którego powoli wyniszcza

Wyjałowiona gwiazda wciąż może zadać kilka ciosów. Astronomowie odkryli, że biały karzeł uderza towarzyszący mu obiekt – lekką gwiazdę lub planetę – nieustannymi wybuchami ciepła i promieniowania oraz bezlitosnym przyciąganiem grawitacyjnym, które rozrywa go na strzępy.

Większość gwiazd, w tym Słońce, staje się białymi karłami, gdy zaczyna im brakować paliwa, rozszerzają się i stygną do czerwonego olbrzyma, a następnie tracą swoje zewnętrzne warstwy. Taka ewolucja pozostawia po sobie gwiezdną grudę, która powoli znika przez miliardy lat.

Zespół naukowców wykorzystał satelity Chandra oraz XMM-Newton do zbadania niezwykłej aktywności rentgenowskiej w trzech białych karłach. Zazwyczaj białe karły emitują niskoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie, które badacze zaobserwowali w swojej próbce. Jednak te białe karły miały również zaskakująco jasną emisję promieniowania X przy wyższych energiach.

Wśród tej grupy wyróżniał się jeden biały karzeł – KPD 0005+5106 – emitujący wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie, którego jasność wzrastała i malała regularnie co 4,7 godziny. Ten powtarzający się przypływ i odpływ promieniowania X wskazuje, że KPD 0005+5106 ma na swojej orbicie obiekt – albo gwiazdę o bardzo niskiej masie, albo planetę.

Materia z małomasywnej gwiazdy lub planety może uderzać w północny i południowy biegun białego karła, tworząc jasną plamę wysokoenergetycznego promieniowania X. Gdy biały karzeł i jego towarzysz orbitują wokół siebie, ta gorąca plama wchodzi i wychodzi z pola widzenia, powodując regularne zwiększanie się i zmniejszanie wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego.

Nie wiedzieliśmy, że ten biały karzeł ma towarzysza, dopóki nie zobaczyliśmy danych rentgenowskich, powiedział You-Hua Chu z Instytutu Astronomii i Astrofizyki, Academia Sinica (ASIAA) na Tajwanie, który kierował badaniami. Szukaliśmy towarzysza za pomocą teleskopów optycznych, ale nic nie widzieliśmy, co oznacza, że jest to bardzo słaba gwiazda, brązowy karzeł lub planeta.

KPD 0005+5106, znajdujący się w naszej Galaktyce około 1300 lat świetlnych od Ziemi, jest jednym z najgorętszych znanych białych karłów, o temperaturze powierzchniowej wynoszącej około 200 000 stopni C. Dla porównania, powierzchnia Słońca ma 5 500 stopni C.

Obiekt towarzyszący znajduje się około 800 000 km od białego karła, co stanowi zaledwie 1/30 odległości Merkurego od Słońca, powiedział współautor Jesús Toala z Narodowego Uniwersytetu Autonomicznego w Meksyku. Czymkolwiek jest ten obiekt, jest on niszczony przez ciepło.

Naukowcy sprawdzili, co by się stało, gdyby ten obiekt był planetą o masie zbliżonej do masy Jowisza, która to możliwość zgadza się z danymi łatwiej niż słaba gwiazda czy brązowy karzeł. W ich modelach, biały karzeł ściągałby na siebie materię z planety. Taki proces planeta mogłaby przetrwać tylko przez kilkaset milionów lat zanim zostałaby ostatecznie zniszczona. Ta skradziona materia wiruje wokół białego karła świecącego w promieniach X, które Chandra może wykryć.

Dwa pozostałe białe karły również uważano za obiekty samotne, ale wykazują one podobną do KPD 0005+5106 energetyczną emisję promieniowania rentgenowskiego. Analogicznie, sugeruje to, że one również mogą mieć słabych towarzyszy, być może planety.

Prace nad mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym prowadzone przez Joshuę Blackmana z Uniwersytetu Tasmanii w Australii wykazały niedawno, że planeta może przetrwać ewolucję gwiazdy w białego karła przez fazę czerwonego olbrzyma. Jednak odległość pomiędzy białym karłem a jego planetą w tym przypadku jest znacznie większa niż w przypadku zaobserwowanym przez Chu i jej zespół, prawie 500-krotnie.

Naukowcy będą musieli prawdopodobnie wykonać więcej teoretycznych modeli ewolucji gwiazd podwójnych, aby zrozumieć, w jaki sposób planeta lub gwiazda o małej masie może znaleźć się tak blisko białego karła.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna białego karła KPD 0005+5106 z towarzyszem, który jest małomasywną gwiazdą lub planetą. Źródło: Ilustracja: NASA/CXC/M. Weiss; Zdjęcie rentgenowskie (w okienku): NASA/CXC/ASIAA/Y.-H. Chu i inni.

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Największa kiedykolwiek zaobserwowana kometa była aktywna w niemal rekordowej odległości

Astronomowie z UMD odkryli, że kometa Bernardinelli-Bernstein jest jedną z najbardziej odległych od Słońca aktywnych komet, co dostarcza kluczowych informacji o jej składzie.

Nowe badania przeprowadzone przez astronomów z Uniwersytetu w Maryland pokazują, że kometa C/2014 UN271 Bernardinelli-Bernstein (BB), największa kometa, jaką kiedykolwiek odkryto, była aktywna na długo przedtem, niż wcześniej sądzono, co oznacza, że znajdujący się w niej lód paruje i tworzy otoczkę z pyłu i pary wodnej, znaną jako koma. Tylko jedna aktywna kometa została zaobserwowana dalej od Słońca, i była ona znacznie mniejsza niż BB.

Odkrycie to pomoże astronomom określić, z czego zbudowana jest BB i zapewni wgląd w warunki panujące podczas formowania się naszego Układu Słonecznego. Odkrycie zostało opublikowane 29 listopada 2021 roku w The Planetary Science Journal.

Obserwacje te przesuwają odległości dla aktywnych komet dramatycznie dalej niż wcześniej wiedzieliśmy. powiedział Tony Farnham, naukowiec z Wydziału Astronomii UMD i główny autor badania.

Wiedza o tym, kiedy kometa staje się aktywna, jest kluczem do zrozumienia, z czego jest zbudowana. Często nazywane „brudnymi kulami śniegowymi” komety są konglomeratami pyłu i lodu pozostałymi po procesie formowania się Układu Słonecznego. Gdy orbitująca kometa zbliża się do Słońca, ogrzewa się, a lód zaczyna parować. To, jak ciepła musi być, aby zaczęła parować, zależy od tego, jaki rodzaj lodu zawiera (np. wodę, dwutlenek węgla lub inny zamrożony związek).

Naukowcy po raz pierwszy odkryli kometę Bernardinelli-Bernstein w czerwcu 2021 roku, wykorzystując dane z Dark Energy Survey, międzynarodowego programu przeglądów nieba nad półkulą południową. Przegląd uchwycił jasne jądro komety, ale nie miał wystarczająco wysokiej rozdzielczości, aby ujawnić otoczkę z pyłu i pary, która tworzy się, gdy kometa staje się aktywna.

Mierząca 100 km kometa Bernardinelli-Bernstein jest największą z dotychczas odkrytych komet i znajduje się dalej od Słońca niż Uran. Większość komet ma około 1 km i jest znacznie bliżej Słońca, gdy są odkrywane. Kiedy Farnham usłyszał o odkryciu, natychmiast zaczął się zastanawiać, czy jej obrazy zostały uchwycone przez satelitę TESS, który obserwuje jednocześnie jeden obszar nieba przez 28 dni. Pomyślał, że dłuższe czasy naświetlania TESS mogą dostarczyć więcej szczegółów.

Farnham i jego koledzy połączyli tysiące obrazów komety BB zebranych przez TESS od 2018 do 2020 roku. Poprzez składanie obrazów, Farnham był w stanie zwiększyć kontrast i uzyskać wyraźniejszy widok komety. Ponieważ jednak komety się poruszają, musiał on składać obrazy tak, aby kometa była wyrównana dokładnie na każdej klatce. Technika ta pozwoliła usunąć błędy drobiny z poszczególnych ujęć, jednocześnie wzmacniając obraz komety, co pozwoliło badaczom dostrzec mglistą poświatę pyłu otaczającą głowę BB, dowód na to, że miała komę i była aktywna.

Aby upewnić się, że koma nie jest tylko rozmyciem spowodowanym łączeniem obrazów, zespół powtórzył tę technikę z obrazami nieaktywnych obiektów Pasa Kuipera, regionu znacznie bardziej oddalonego od Słońca niż kometa BB, gdzie obfituje lodowy gruz z wczesnego Układu Słonecznego. Gdy obiekty te wydawały się wyraźne, bez rozmycia, badacze byli pewni, że słaba poświata wokół komety BB w rzeczywistości jest aktywną komą.

Rozmiar komety Bernardinelli-Bernstein i jej odległość od Słońca sugerują, że parujący lód tworzący komę jest zdominowany przez tlenek węgla. Ponieważ CO może zacząć parować, gdy znajduje się nawet pięć razy dalej od Słońca niż kometa BB w momencie odkrycia, prawdopodobne jest, że była ona aktywna na długo przed tym, jak została zaobserwowana.

Zakładamy, że kometa BB była prawdopodobnie aktywna jeszcze dalej, ale po prostu nie widzieliśmy jej wtedy – powiedział Farnham. To, czego jeszcze nie wiemy, to czy istnieje jakiś punkt graniczny, w którym możemy zacząć widzieć te obiekty w zimnym magazynie, zanim staną się aktywne.

Według Farnhama, możliwość obserwacji procesów takich, jak formowanie się kometarnej komy dalej niż kiedykolwiek wcześniej otwiera astronomom nowe drzwi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UMD

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna komety C/2014 UN271 Bernardinelli-Bernstein widziana w zewnętrznym Układzie Słonecznym. Źródło: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/Spaceengine

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm

Tajemnicze obłoki mogą dostarczyć nowych wskazówek na temat ciemnej materii

Polowanie na fale grawitacyjne, zmarszczki w czasoprzestrzeni spowodowane przez wielkie kosmiczne kataklizmy, może pomóc w rozwiązaniu jednej z palących tajemnic Wszechświata – chmur bozonów i tego, czy są one głównym pretendentem do miana ciemnej materii.

Naukowcy używają potężnych instrumentów, takich jak zaawansowane detektory fal grawitacyjnych LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), Virgo i KAGRA, które wykrywają fale grawitacyjne oddalone nawet o miliardy lat świetlnych, aby zlokalizować potencjalne chmury bozonów.

Chmury bozonowe, składające się z ultralekkich cząstek subatomowych, które są prawie niemożliwe do wykrycia, zostały zasugerowane jako możliwe źródło ciemnej materii – która stanowi około 85% całej materii we Wszechświecie.

Nowe, ważne badania przeprowadzone w ramach współpracy LIGO-Virgo-KAGRA oferują jeden z najlepszych sposobów na odnalezienie tych subatomowych cząstek poprzez poszukiwanie fal grawitacyjnych wywołanych przez chmury bozonów krążące wokół czarnych dziur.

Dr Lilli Sun z Centrum Astrofizyki Grawitacyjnej ANU powiedziała, że badanie to jest pierwszym na świecie przeglądem całego nieba dostosowanym do poszukiwania przewidywanych fal grawitacyjnych pochodzących z możliwych obłoków bozonów w pobliżu gwałtownie wirujących czarnych dziur.

Bozony, jeżeli istnieją, mają bardzo małą masę i rzadko oddziałują z inną materią – co jest jedną z kluczowych właściwości, które wydaje się posiadać ciemna materia. Ciemna materia to materia, której nie można zobaczyć, ale wiemy, że istnieje, ponieważ oddziałuje na obiekty, które możemy obserwować – powiedziała dr Sun.

Jednak poszukując fal grawitacyjnych emitowanych przez te obłoki możemy być w stanie wytropić te nieuchwytne cząsteczki i być może złamać kod ciemnej materii. Nasze poszukiwania mogą również pozwolić nam wykluczyć pewne ultralekkie bozony, o których nasze teorie mówią, że mogą istnieć, ale w rzeczywistości nie istnieją.

Dr Sun powiedziała, że detektory fal grawitacyjnych pozwolą badaczom na zbadanie energii szybko rotujących czarnych dziur wydobywanych przez takie chmury, jeżeli one istnieją.

Uważamy, że czarne dziury zatrzymują olbrzymią liczbę bozonów w swoim potężnym polu grawitacyjnym, tworząc chmury krążące wspólnie z nimi. Ten delikatny taniec trwa przez miliony lat i wciąż generuje fale grawitacyjne, które rozchodzą się w przestrzeni kosmicznej – powiedziała.

Chociaż naukowcy nie wykryli jeszcze fal grawitacyjnych z chmur bozonów, dr Sun powiedziała, że nauka o falach grawitacyjnych otworzyła drzwi, które wcześniej były zamknięte dla naukowców.

W kolejnym znaczącym przełomie badania rzuciły również więcej światła na możliwość istnienia chmur bozonowych w naszej własnej Galaktyce, biorąc pod uwagę ich wiek.

Dr Sun powiedziała, że siła fal grawitacyjnych zależy od wieku chmury, przy czym starsze z nich wysyłają słabsze sygnały.

Chmura bozonów kurczy się wysyłając fale grawitacyjne – powiedziała dr Sun.

Dowiedzieliśmy się, że szczególny rodzaj chmur bozonów młodszej niż 1000 lat prawdopodobnie nie istnieje nigdzie w naszej Galaktyce, podczas gdy chmury, które mają 10 mld lat, prawdopodobnie nie istnieją w promieniu około 3260 lat świetlnych od Ziemi.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ANU

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czarnej dziury. Źródło: NASA

_________________
Pozdrawiam,
Agnieszka Nowak
Prezes O/Kraków PTMA, krakow[at]ptma.pl, agnieszka.nowak[at]ptma.pl PTMA Kraków, Facebook
Vega
Urania
Astronarium
Sky Watcher 127/1500, EOS 7D, Canon 15-85, Canon 75-300, Canon 50/1.8, Samyang Fish Eye 8mm