Śledzenie gazu w odległych galaktykach

Gwiazdy tworzą się w galaktykach bliskich i dalekich, napędzane przez masywne obłoki gazu. Co tlenek węgla – dobrze znany, ale niebezpieczny gaz na Ziemi – może nam powiedzieć o formowaniu się gwiazd w odległych galaktykach?

Paliwo do formowania się gwiazd
Gwiazdy tworzą się w ogromnych molekularnych obłokach wodoru, które jest trudno zaobserwować bezpośrednio. Na szczęście, obłoki te zawierają mniejsze ilości innych gazów, które są łatwiejsze do wykrycia, jak na przykład tlenek węgla. Chociaż nie chcielibyśmy znaleźć go w swoim domu, jest to bardzo pomocna rzecz do znalezienia w innej galaktyce; linie widmowe tlenku węgla są czułe na gęstość otaczającego go obłoku gazu.

Fotony emitowane przez cząsteczki takie jak tlenek węgla stanowią tylko niewielką część światła, które obserwujemy z innych galaktyk. Większość pola promieniowania międzygwiazdowego pochodzi z połączonych fotonów gwiazd, gazu i pyłu (jak również promieniowania tła, które przeszło przez galaktykę). Pole promieniowania międzygwiazdowego zawiera olbrzymią ilość informacji o rezerwuarze gazu gwiazdotwórczego w galaktyce – jeżeli tylko znajdziemy sposób, aby je wydobyć.

Gromadzenie galaktyk
W niedawno opublikowanym artykule zespół kierowany przez Daizhonga Liu (Max Planck Institute for Astronomy, Niemcy) bada związek pomiędzy emisją tlenku węgla, polem promieniowania międzygwiazdowego i czynnikami determinującymi tempo formowania się gwiazd.

Zespół Liu zebrał próbkę 76 galaktyk, dla których zaobserwowano co najmniej dwie linie emisyjne tlenku węgla, jak również emisję ciągłości od długości fal optycznych do submilimetrowych. Ich próbka zawiera galaktyki różnego rodzaju, od stosunkowo bliskich (~25 mln lat świetlnych od nas) o średnim tempie tworzenia gwiazd, po galaktyki gwiazdotwórcze o wysokim przesunięciu ku czerwieni z nowymi gwiazdami.

Aby zrozumieć, w jaki sposób linie emisyjne są powiązane ze zdolnością galaktyki do tworzenia gwiazd, autorzy modelowali rozkład energii widmowej każdej galaktyki – ilość energii emitowanej na każdej długości fali – oraz siłę linii emisyjnych tlenku węgla. Modelowanie rozkładu energii spektralnej pozwoliło określić intensywność pola promieniowania międzygwiazdowego, natomiast modelowanie tlenku węgla pokazało, jak względna siła linii emisyjnych cząsteczki zależy od gęstości i temperatury otaczającego ją obłoku molekularnego.

Nowe elementy w naszym zestawie narzędzi
Co to oznacza dla naszego zrozumienia procesu powstawania gwiazd w innych galaktykach? Na podstawie modelowania Liu i jego współpracownicy stwierdzili, że średnie natężenie pola promieniowania międzygwiazdowego jest ściśle skorelowane z temperaturą rezerwuaru gazu gwiazdotwórczego, którą wyznaczyli na podstawie obserwacji tlenku węgla.

Podczas gdy korelacja pomiędzy natężeniem pola promieniowania a temperaturą była liniowa, korelacja z gęstością nie była. Sugeruje to, że gdy w typowych galaktykach gwiazdotwórczych tempo formowania się gwiazd może wzrastać płynnie wraz z gęstością i temperaturą, galaktyki doświadczające rozbłysków gwiazdotwórczych podczas łączenia się z inną galaktyką mogą wykazywać ogromny wzrost gęstości bez dużego wzrostu temperatury. Autorzy mają nadzieję, że badania nad tlenkiem węgla pozwolą nam zbadać warunki formowania się gwiazd w odległych galaktykach – imponujący wyczyn, jak na tak skromną molekułę!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obłoki molekularne w Vela Molecular Cloud są miejscem powstawania gwiazd. 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

Ekstremalna planeta jeszcze bardziej egzotyczna

Uważana za skrajnie gorącego jowisza – miejsce, gdzie żelazo paruje, skrapla się po nocnej stronie, a następnie spada z nieba jako deszcz – ognista, przypominająca piekło egzoplaneta WASP-76b może być jeszcze bardziej gorąca niż naukowcy przypuszczali.

Międzynarodowy zespół naukowców donosi o odkryciu zjonizowanego wapnia na tej planecie – w widmach wysokiej rozdzielczości uzyskanych z Gemini North w pobliżu szczytu Mauna Kea na Hawajach.

Gorące jowisze są tak nazywane ze względu na wysokie temperatury panujące na ich powierzchni, które wynikają z bliskości ich gwiazd macierzystych. WASP-76b, odkryta w 2016 roku, jest planetą wielkości Jowisza, znajdującą się około 640 lat świetlnych od Ziemi, ale krążącą tak blisko swojej gwiazdy typu F, która jest nieco gorętsza od Słońca, że wykonuje jedną orbitę co 1,8 ziemskich dni.

Wyniki badań są pierwszą częścią wieloletniego projektu prowadzonego przez Cornell University, Exoplanets with Gemini Spectroscopy survey (ExoGemS), którego celem jest zbadanie różnorodności atmosfer przynajmniej 30 egzoplanet.

W miarę, jak będziemy prowadzić zdalne pomiary dziesiątków egzoplanet o różnej masie i temperaturze, uzyskamy pełniejszy obraz prawdziwej różnorodności obcych światów – od tych wystarczająco gorących, by tworzyć deszcz złożony z żelaza, po inne o bardziej umiarkowanym klimacie, od tych większych od Jowisza po te niewiele większe od Ziemi – powiedział współautor pracy, Ray Jayawardhana, dziekan Harold Tanner College of Arts and Sciences (A&S) i profesor astronomii.

To niezwykłe, że dzięki dzisiejszym teleskopom i instrumentom możemy już dowiedzieć się tak wiele o atmosferach – ich składzie, właściwościach fizycznych, obecności chmur, a nawet wzorcach wiatru na dużą skalę – planet, które krążą wokół gwiazd oddalonych o setki lat świetlnych – dodaje Jayawardhana.

Grupa zauważyła rzadkie trio linii spektralnych w bardzo czułych obserwacjach atmosfery WASP-76b. Ta sygnatura spektralna zjonizowanego wapnia może wskazywać, że egzoplaneta ma bardzo silne wiatry w górnych warstwach atmosfery. Albo, że temperatura na planecie jest znacznie wyższa niż sądziliśmy – powiedziała Emily Deibert, doktorantka z Uniwersytetu Toronto, której doradcą jest Jayawardhana.

Ponieważ WASP-76b jest zamknięta w układzie pływowym – w tym sensie, że jedna jej strona zawsze zwrócona jest w stronę gwiazdy – ma stałą nocną stronę, która ma stosunkowo chłodną średnią temperaturę 1300 stopni Celsjusza. Jej dzienna półkula, zwrócona w stronę gwiazdy, ma średnią temperaturę 2400 stopni Celsjusza.

Deibert i jej koledzy zbadali strefę umiarkowanej temperatury, na granicy dnia i nocy na planecie. Egzoplaneta szybko się porusza na swojej orbicie i właśnie w ten sposób byliśmy w stanie oddzielić jej sygnał od światła gwiazdy. Widać, że ślad wapnia w widmie porusza się szybko wraz z planetą – powiedziała.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cornell University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gorącego Jowisza - egzoplanety WASP-76b, która może być gorętsza niż wcześniej sądzono. Źródło: ESO/M. Kornmesser

_________________
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

Następstwa zderzeń podwójnych gwiazd neutronowych

17 sierpnia 2017 roku detektor LIGO wyrył fale grawitacyjne pochodzące z połączenia się dwóch gwiazd neutronowych. Złączenie to wypromieniowało energię w całym spektrum elektromagnetycznym, światło, które możemy obserwować do dzisiaj. Gwiazdy neutronowe to niewiarygodnie gęste obiekty o masach większych niż nasze Słońce ograniczone do rozmiarów małego miasta. Te ekstremalne warunki sprawiają, że umożliwiają one naukowcom badanie grawitacji i materii w warunkach niespotykanych we Wszechświecie.

Doniosłe odkrycie z 2017 roku połączyło kilka elementów układanki dotyczącej tego, co dzieje się podczas i po złączeniu. Jednak jeden kawałek pozostaje nieuchwytny: co pozostaje po fuzji?

W artykule opublikowanym niedawno w General Relativity and Gravitation, Nikhil Sarin i Paul Lasky, dwaj badacze OzGrav z Monash University, dokonują przeglądu naszego rozumienia następstw połączenia się dwóch gwiazd neutronowych. W szczególności badają oni różne rezultaty i ich obserwacyjne sygnatury.

Los takiej pozostałości jest uzależniony od masy dwóch łączących się gwiazd neutronowych oraz maksymalnej masy, jaką gwiazda neutronowa może utrzymać, zanim zapadnie się tworząc czarną dziurę. Ten próg masy jest obecnie nieznany i zależy od tego, jak materia jądrowa zachowuje się w tych ekstremalnych warunkach. Jeżeli masa pozostałości jest mniejsza od tego progu, wówczas pozostałość jest gwiazdą neutronową, która będzie żyła w nieskończoność, produkując promieniowanie elektromagnetyczne i fale grawitacyjne. Jednakże, jeżeli pozostałość jest masywniejsza niż maksymalny próg masy, istnieją dwie możliwości: jeżeli masa pozostałości jest o 20% większa niż próg maksymalny, przetrwa ona jako gwiazda neutronowa przez setki do tysięcy sekund, zanim zapadnie się do czarnej dziury. Cięższe pozostałości przetrwają mniej niż sekundę zanim zapadną się tworząc czarne dziury.

Obserwacje innych gwiazd neutronowych w naszej Galaktyce oraz szereg ograniczeń dotyczących zachowania się materii jądrowej sugerują, że maksymalny próg masy, przy której gwiazda neutronowa może uniknąć zapadnięcia się w czarną dziurę, wynosi prawdopodobnie około 2,3 masy Słońca. Jeżeli próg ten jest prawidłowy, oznacza to, że wiele łączących się układów podwójnych gwiazd neutronowych tworzy bardziej masywne pozostałości gwiazd neutronowych, które przetrwały przynajmniej przez jakiś czas. Zrozumienie zachowania i ewolucji tych obiektów dostarczy niezliczonych spostrzeżeń na temat zachowania materii jądrowej i życia po śmierci gwiazd masywniejszych niż nasze Słońce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna łączących się gwiazd neutronowych. 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

Co dzieje się z masywnymi czarnymi dziurami w centrach galaktyk, kiedy te łączą się ze sobą?

Pojawiające się pytania
Dwie galaktyki, dryfujące we Wszechświecie, mijają się w bliskiej odległości. Jeżeli zostaną grawitacyjnie splątane, rozpoczyna się trwający miliardy lat proces łączenia się galaktyk, które stopniowo zlewają się w jedną galaktykę. Jako część tego procesu, masywne czarne dziury w centrach łączących się galaktyk przechodzą własną fuzję.

Kiedy te masywne czarne dziury rozpoczynają swoją spiralę śmierci, napotykają na inną galaktyczną materię, taką jak gwiazdy i gaz. Podczas gdy symulacje wykazały, że oddziaływanie z pobliskimi gwiazdami powoduje, że układ podwójny czarnych dziur szybciej okrąża się po spirali, wyniki nie są tak jednoznaczne, jeżeli chodzi materię gazową. Niektóre badania wykazały, że obecność gazu przyspiesza fuzję, podczas gdy inne sugerują, że ją opóźnia.

Tempo łączenia się masywnych czarnych dziur ma znaczenie dla przyszłych obserwatoriów fal grawitacyjnych, takich jak Laser Interferometer Space Antenna (LISA). Oczekuje się, że łączenia się czarnych dziur w jądrach zderzających się galaktyk będą w nadchodzących badaniach najgłośniejszym źródłem fal grawitacyjnych o niskiej częstotliwości – ale jeżeli jakiś proces zapobiegnie tym zderzeniom, może nie być czego słuchać.

Czarne dziury na papierze
Elisa Bortolas (Uniwersytet Milano-Bicocca, Włochy) i jej współpracownicy użyli matematycznego modelu łączenia się czarnych dziur, aby zrozumieć, jak oddziaływania z gwiazdami i obecność gazu wpływają na wzajemne okrążanie się układu podwójnego czarnych dziur. W przeciwieństwie do większości wcześniejszych prac, zestaw równań różniczkowych opracowanych przez zespół Bortolas pozwolił na jednoczesne rozważenie wpływu gwiazd i gazu.

Autorzy pracy odkryli, że gwiazdy i gaz mają tendencję do konkurowania ze sobą w miarę, jak czarne dziury się łączą. Jeżeli para czarnych dziur akreuje tylko niewielką ilość masy z otaczającej ją materii, oddziaływania grawitacyjne z pobliskimi gwiazdami powodują zacieśnianie się pary czarnych dziur. Jeżeli tempo akrecji jest większe, obecność gazowego dysku powoduje rozszerzanie się układu podwójnego czarnych dziur, opóźniając połączenie. W końcu jednak gwiazdy zwyciężają, a para zbliża się do siebie na tyle, że wyrzuca olbrzymie ilości energii w postaci fal grawitacyjnych, wysyłając czarne dziury na kurs kolizyjny.

Patrząc w przyszłość na nadchodzące detekcje
Wyniki uzyskane przez zespół Bortolas pokazują, że obecność gazu może opóźniać połączenie, ale nie zapobiegnie mu całkowicie. W warunkach, które badali autorzy, obecność gazu wydłużała czas do złączenia kilkukrotnie, ale wszystkie fuzje następowały w ciągu kilkuset milionów lat.

Jest to dobra wiadomość dla LISA i innych detektorów fal grawitacyjnych, a są także implikacje dla nie grawitacyjnych detekcji tych zdarzeń; obecność gazu w otoczeniu czarnych dziur wydaje się powodować, że zatrzymują się one w odległości zaledwie kilku lat świetlnych od siebie, zwiększając szansę na wykrycie ich w tej fazie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Symulacja przedstawiająca masywną czarną dziurę w centrum galaktyki. Źródło: NASA, ESA i D. Coe, J. Anderson oraz R. van der Marel (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

Dziwne fale radiowe wyłaniają się z kierunku centrum Galaktyki

Student Ziteng Wang korzystając z radioteleskopu ASKAP wykrył nieznane sygnały z głębi Drogi Mlecznej. Teraz astronomowie poszukują dalszych dowodów na to, jakiego typu obiekt może je emitować.

Astronomowie odkryli niezwykłe sygnały dochodzące z kierunku centrum Drogi Mlecznej. Fale radiowe nie pasują do żadnego obecnie rozumianego wzorca zmiennego źródła radiowego i mogą sugerować nową klasę obiektów gwiazdowych.

Najdziwniejszą właściwością tego nowego sygnału jest to, że ma on bardzo wysoką polaryzację. Oznacza to, że jego światło oscyluje tylko w jednym kierunku, ale kierunek ten zmienia się w czasie – powiedział Ziteng Wang, główny autor nowego badania.

Jasność obiektu również zmienia się dramatycznie, o współczynnik 100, a sygnał włącza się i wyłącza pozornie losowo. Nigdy nie widzieliśmy czegoś takiego.

Wiele typów gwiazd emituje światło zmienne w całym spektrum elektromagnetycznym. Dzięki ogromnemu postępowi w radioastronomii, badania obiektów zmiennych lub przejściowych na falach radiowych są potężną dziedziną badań, która pomaga nam odkrywać tajemnice Wszechświata. Pulsary, supernowe, gwiazdy rozbłyskowe i szybkie błyski radiowe to typy obiektów astronomicznych, których jasność jest zmienna.

Początkowo myśleliśmy, że może to być pulsar – typ bardzo gęstej wirującej martwej gwiazdy – lub inny typ gwiazdy, która emituje olbrzymie rozbłyski słoneczne. Ale sygnały z tego źródła nie pasują do tego, czego oczekujemy od tego typu obiektów – powiedział Wang.

Zespół naukowców odkrył ASKAP J173608.2-321635, patrząc w kierunku centrum Drogi Mlecznej. Był on wyjątkowy pod tym względem, że zaczął być niewidoczny, potem stał się jasny, zgasł, a następnie pojawił się ponownie. Było to niezwykłe zachowanie.

Po wykryciu sześciu sygnałów radiowych z tego źródła w ciągu dziewięciu miesięcy w 2020 roku, astronomowie próbowali znaleźć obiekt w świetle widzialnym. Nic nie znaleźli.

Profesor Tara Murphy, także z Sydney Institute for Astronomy powiedziała: Następnie wypróbowaliśmy bardziej czuły radioteleskop MeerKAT w Afryce Południowej. Ponieważ sygnał był przerywany, obserwowaliśmy go przez 15 minut co kilka tygodni, mając nadzieję, że zobaczymy go ponownie. Na szczęście sygnał powrócił, ale stwierdziliśmy, że zachowanie źródła było dramatycznie inne – zniknęło w ciągu jednego dnia, mimo, że w naszych poprzednich obserwacjach na ASKAP trwało tygodniami.

Jednak to kolejne odkrycie nie ujawniło wiele więcej na temat tajemnic tego przejściowego źródła radiowego.

Z informacji, które posiadamy wynika, że obiekt ten ma pewne podobieństwa z inną wyłaniającą się klasą tajemniczych obiektów znanych jako Transjent Radiowy w Centrum Galaktyki (ang. Galactic Centre Radio Transients – GCRT), w tym jeden nazwany „cosmic burper” – powiedział profesor David Kaplan z University of Wisconsin-Milwaukee.

Podczas gdy nasz nowy obiekt ma pewne wspólne właściwości z GCRT, są też różnice. I tak naprawdę nie rozumiemy tych źródeł.

Naukowcy planują dalsze dokładne obserwacje obiektu w poszukiwaniu kolejnych wskazówek dotyczących tego, czym on może być.

W następnej dekadzie transkontynentalny radioteleskop Square Kilometre Array (SKA) zacznie działać i będzie w stanie codziennie tworzyć mapy nieba o dużej czułości. Naukowcy spodziewają się, że moc tego teleskopu pomoże im rozwiązać tajemnice takie, jak to najnowsze odkrycie, ale także otworzy olbrzymie do eksploracji w widmie radiowym nowe połacie kosmosu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sydney

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna ASKAP J173608.2-32163 autorstwa Sebastiana Zentilomo.

_________________
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

Gwiazdy podwójne zwiększają kosmiczny ślad węglowy

Nowe badania przeprowadzone przez zespół astronomów pokazują, że masywne gwiazdy produkują dwa razy więcej węgla, gdy występują w układach podwójnych. Naukowcy opierają te badania na najnowocześniejszych symulacjach komputerowych. Ich odkrycia są małym, ale ważnym krokiem w kierunku lepszego zrozumienia kosmicznego pochodzenia pierwiastków, z których jesteśmy zbudowani.

Kosmiczne pochodzenie węgla, podstawowego budulca życia, jest wciąż niepewne. Masywne gwiazdy odgrywają ważną rolę w syntezie wszystkich ciężkich pierwiastków, od węgla i tlenu po żelazo i tak dalej. Jednak pomimo tego, że większość masywnych gwiazd rodzi się w układach wielokrotnych, dotychczasowe modele nukleosyntezy symulowały prawie wyłącznie gwiazdy pojedyncze. Międzynarodowy zespół astrofizyków obliczył teraz „ślady węglowe” masywnych gwiazd w układzie podwójnym, które tracą swoją otoczkę.

Dwa razy więcej
W porównaniu z pojedynczą gwiazdą, przeciętna masywna gwiazda w układzie podwójnym produkuje dwa razy więcej węgla – donosi Robert Farmer, główny autor badania. Do niedawna większość astrofizyków ignorowała fakt, że masywne gwiazdy są często częścią układu podwójnego. Po raz pierwszy zbadaliśmy, jak to, że występują w układach podwójnych zmienia produkowane przez nie pierwiastki.

Większość gwiazd, w tym nasze Słońce, jest zasilana przez syntezę wodoru w hel. W swoich „złotych latach”, po zakończeniu około 90% swojego życia, zaczynają przekształcać hel w węgiel i tlen. Gwiazdy takie jak Słońce zatrzymują się na tym etapie, ale masywne gwiazdy mogą kontynuować syntezę węgla w cięższe pierwiastki, aż do żelaza.

Wielkie wyzwanie
Wielkim wyzwaniem nie jest to, jak wyprodukować węgiel, ale jak go wydostać z gwiazdy, zanim zostanie zniszczona. W przypadku pojedynczej gwiazdy jest to bardzo trudne. Gwiazdy w układach podwójnych mogą oddziaływać na siebie i przekazywać masę towarzyszowi. Gwiazda, która traci część swojej masy, wytwarza blisko powierzchni warstwę bogatą w węgiel, która jest odrzucana, gdy gwiazda wybucha jako supernowa.

Inne typy gwiazd
Astronomowie badają również inne typy gwiazd, które mogą produkować węgiel, takie jak na przykład czerwone olbrzymy czy eksplozje białych karłów. Jednak jak na razie wydaje się, że to właśnie masywne gwiazdy, a w szczególności gwiazdy podwójne, produkują większość kosmicznego węgla.

Nasze odkrycia są małym ale ważnym krokiem w kierunku lepszego zrozumienia roli masywnych gwiazd w produkcji pierwiastków, z których my sami się składamy – mówi druga autorka artykułu Eva Laplace, która wkrótce obroni swoją pracę doktorską na ten temat na Uniwersytecie w Amsterdamie. Do tej pory zbadaliśmy tylko jeden typ interakcji układu podwójnego. Istnieje wiele innych możliwych losów gwiazdy powstałej w bliskim sąsiedztwie towarzysza – i wiele innych pierwiastków do zbadania.

Wyniki przedstawione w tej pracy są więc dopiero pierwszym etapem systematycznego badania wpływu bliskiego towarzysza na wydajność chemiczną masywnych gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet w Amsterdamie

Urania

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu podwójnego z masywną gwiazdą. Źródło: ESO/M. Kornmesser/S.E. de Mink

_________________
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

Czy czarna dziura pochłaniająca gwiazdę wygenerowała neutrino?

Nowe obliczenia pokazują, że czarna dziura pochłaniająca gwiazdę mogła nie wygenerować wystarczającej ilości energii do wysłania neutrina.

W październiku 2019 roku wysokoenergetyczne neutrino uderzyło w Antarktydę. Neutrino, które było niezwykle trudne do wykrycia, wzbudziło zainteresowanie astronomów: co mogłoby wygenerować tak potężną cząsteczkę?

Naukowcy prześledzili wstecz drogę neutrino i oszacowali, że ślad wiedzie do supermasywnej czarnej dziury, która właśnie rozerwała i połknęła gwiazdę. Znane jako zdarzenie rozerwania pływowego (TDE), AT2019dsg wystąpiło zaledwie kilka miesięcy wcześniej – w kwietniu 2019 roku – w tym samym rejonie nieba, z którego pochodziło neutrino. Astronomowie stwierdzili, że to monstrualnie gwałtowne zdarzenie musiało być źródłem potężnej cząsteczki.

Jednak nowe badania poddają w wątpliwość to twierdzenie.

W pracy opublikowanej w październiku 2021 roku w The Astrophysical Journal, zespół naukowców przedstawił nowe, obszerne obserwacje radiowe i dane dotyczące AT2019dsg, pozwalające zespołowi obliczyć energię wyemitowaną przez to zdarzenie. Odkrycia pokazują, że AT2019dsg nie wygenerowało energii potrzebnej do wytworzenia neutrino; w rzeczywistości to, co wyrzuciło, było całkiem „zwyczajne”, konkluduje zespół.

Czarne dziury to niechlujni zjadacze
Chociaż może się to wydawać sprzeczne z intuicją, czarne dziury nie zawsze pochłaniają wszystko w swoim zasięgu.

Kiedy gwiazda wędruje zbyt blisko czarnej dziury, siły grawitacyjne zaczynają ją rozciągać. Ostatecznie, wydłużona materia spiralnie okrąża czarną dziurę i nagrzewa się, tworząc błysk na niebie, który astronomowie mogą dostrzec z odległości milionów lat świetlnych.

Ale kiedy jest zbyt dużo materii, czarne dziury nie mogą jej w całości na raz pochłonąć – mówi Kate Alexander, współautorka badania, która nazywa czarne dziury „niechlujnymi pożeraczami”. Część gazu zostaje wypluta z powrotem podczas tego procesu.

Te resztki są wyrzucane z powrotem w przestrzeń kosmiczną w postaci wypływu lub strumienia – który, jeżeli jest wystarczająco silny, może teoretycznie wygenerować cząsteczkę subatomową znaną jako neutrino.

Nieprawdopodobne źródło neutrin
Korzystając z Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku i Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) w Chile, zespół był w stanie obserwować AT2019dsg, oddalone od nas o 750 mln lat świetlnych, przez 500 dni po tym, jak czarna dziura zaczęła pochłaniać gwiazdę. Obszerne obserwacje radiowe uczyniły AT2019dsg najlepiej zbadanym TDE do tej pory i ujawniły, że jasność radiowa osiągnęła szczyt około 200 dni po rozpoczęciu zdarzenia.

Zgodnie z danymi, całkowita ilość energii w wypływie była równoważna energii, jaką Słońce wyprodukuje w ciągu 30 mln lat. Chociaż może to brzmieć imponująco, potężne neutrino zauważone 1 października 2019 roku wymagałoby źródła 1000 razy bardziej energetycznego.

Yvette Cendes, doktorantka w Centrum Astrofizyki, która kierowała badaniami, mówi: Jeżeli to neutrino w jakiś sposób pochodzi z AT2019dsg, nasuwa się pytanie: Dlaczego nie zauważyliśmy neutrin związanych z supernowymi w tej odległości lub bliższej? Są one znacznie bardziej powszechne i mają taką samą energię prędkości.

Zespół doszedł do wniosku, że jest mało prawdopodobne, że neutrino pochodzi z tego konkretnego TDE. Jeżeli jednak tak się stało, to astronomowie są dalecy od zrozumienia TDE i tego, w jaki sposób wysyłają one neutrina.

TDE AT2019dsg zostało po raz pierwszy dostrzeżone 9 kwietnia 2019 roku przez Zwicky Transient Facility w Kalifornii Południowej. Neutrino, znane jako IceCube-191001A, zostało wykryte IceCube Neutrino Observatory znajdujące się na biegunie południowym sześć miesięcy później.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zdarzenia rozerwania pływowego AT2019dsg, gdzie supermasywna czarna dziura rozciąga i pochłania gwiazdę. Źródło: DESY, Science Communication Lab

_________________
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

Obserwacje ujawniają naturę nieznanych źródeł promieniowania gamma

Międzynarodowy zespół astronomów ujawnił naturę setek źródeł emitujących promieniowanie gamma, odkrywając, że większość z nich należy do klasy aktywnych galaktyk znanych jako blazary.

Ich najnowsze badania zostały opublikowane w The Astronomical Journal.

Jednym z najbardziej intrygujących wyzwań współczesnej astronomii promieniowania gamma jest poszukiwanie niskoenergetycznych odpowiedników niezidentyfikowanych źródeł promieniowania gamma. Niezidentyfikowane źródła stanowią około ⅓ wszystkich obiektów niebieskich wykrytych do tej pory przez satelitę Fermi, najnowszą misję badającą promieniowanie gamma o niespotykanych dotąd możliwościach obserwacji nieba w wysokich energiach.

Ponieważ największa populacja znanych źródeł promieniowania gamma to blazary, astronomowie uważają, że mogą również zaklasyfikować większość niezidentyfikowanych źródeł promieniowania gamma jako blazary. Jednak ich naturę będzie można w pełni zrozumieć tylko poprzez obserwacje kandydatów na blazary w widzialnych częstotliwościach.

Blazary to niezwykle rzadkie galaktyki zasilane czarnymi dziurami. W ich centralnych regionach znajdują się supermasywne czarne dziury, które wymiatają materię z prędkością niemalże światła w postaci potężnego dżetu skierowanego w stronę Ziemi. Cząsteczki przyspieszane w tych dżetach mogą emitować światło aż do najbardziej energetycznego promieniowania gamma, dzięki czemu są widoczne przez instrumenty na pokładzie satelity Fermi.

Zespół przeanalizował setki widm optycznych zebranych przez Large Sky Area Multi-Object Fabre Spectroscopic Telescope (LAMOST) na stacji Xinglong w Chinach.

LAMOST dał unikalną możliwość odkrycia natury źródeł blazaropodobnych, które mogą być potencjalnymi odpowiednikami niezidentyfikowanych źródeł promieniowania gamma.

Z listy źródeł odkrytych przez satelitę Fermi naukowcy wyselekcjonowali próbkę typu Blazar Candidates of Uncertain (BCU), które mają kilka cech wspólnych z blazarami. Jednak do ustalenia ich właściwej klasyfikacji i potwierdzenia ich natury konieczne są optyczne obserwacje spektroskopowe.

Wykorzystując dane spektroskopowe dostępne w archiwum LAMOST, naukowcy byli w stanie zaklasyfikować dziesiątki BCU jako blazary. Dane LAMOST pozwoliły również zweryfikować naturę setek dodatkowych blazarów poprzez poszukiwanie linii emisyjnych lub absorpcyjnych używanych do wyznaczenia ich odległości kosmologicznych – powiedział prof. GU Minfeng z Szanghajskiego Obserwatorium Astronomicznego Chińskiej Akademii Nauk.

Ogromna większość źródeł należy do klasy blazarów znanych jako obiekty BL Lac i ma całkowicie pozbawione cech widmo optyczne. To sprawia, że pomiar ich odległości kosmologicznych jest niezwykle trudnym zadaniem. Jednakże, dzięki obserwacjom LAMOST, kilka z nich szczęśliwie ujawniło widoczne sygnatury w swoim widmie optycznym.

Poprzednie badania grupy zostały opublikowane w The Astronomical Journal.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAO

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dżetu z aktywnej galaktyki. Źródło: M. Kornmesser/ESO

_________________
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

Obserwacje dysku wokół młodego super-Jowisza, który może tworzyć księżyce

Międzynarodowy zespół astronomów po raz pierwszy scharakteryzował dysk pyłowy otaczający młodego super-Jowisza, który jest albo olbrzymią planetą albo brązowym karłem. Wykryli oni emisję podczerwoną z dysku, która może wskazywać na to, że mogły się tam uformować księżyce. Wyniki badań ukazały się w The Astronomical Journal.

Obiekt ten znajduje się w gwiazdozbiorze Wilka (niebo południowe) w odległości około 500 lat świetlnych od Ziemi. GQ Lupi B, bo taką nazwę otrzymał obiekt, jest znacznie cięższy od Jowisza i ma ponad 20 razy szerszą orbitę wokół swojej gwiazdy głównej niż nasz gazowy olbrzym od Słońca.

Astronomowie spodziewali się, że młode gazowe olbrzymy i brązowe karły mają wokół siebie dysk pyłowy, który może formować księżyce, podobnie jak ma to miejsce w przypadku formowania się planet w dysku protoplanetarnym wokół młodej gwiazdy. Istnieją na przykład dowody na istnienie układu pierścieni wokół olbrzyma, które zostały odkryte w zmianach jasności gwiazdy, gdy pierścienie przechodziły przed jej tarczą. Teraz, po raz pierwszy, naukowcy szczegółowo zbadali promieniowanie cieplne dysku gazu i pyłu wokół masywnego super-Jowisza.

Olbrzymia planeta czy brązowy karzeł?
Przy odkrywaniu nowych egzoplanet nie zawsze jest jasne, czy dany obiekt jest planetą, czy brązowym karłem. Jest to szczególnie trudne do określenia w przypadku bezpośrednio obserwowanych obiektów, takich jak GQ Lupi B, ponieważ ich masy często są niepewne. Z tego powodu „B” jest czasem pisane z dużej litery (brązowy karzeł), a czasem z małej (planeta).

Jak powstają super-Jowisze?
Pochodzenie tego typu obiektów jest zagadką. Nie jest jasne, czy GQ Lupi B uformował się na drodze planetopodobnej czy gwiazdopodobnej. GQ Lupi B został odkryty w 2004 roku, gdy wykonano wysokokontrastowe zdjęcie gwiazdy GQ Lupi. Od tego czasu astronomowie z całego świata badają atmosferę i ruch orbitalny tego super-Jowisza.

Księżyce czy pole magnetyczne?
W najnowszym badaniu astronomowie wykorzystali instrumenty Nasmyth Adaptive Optics System (NAOS) i MUSE. Są one połączone z Bardzo Dużym Teleskopem (VLT) ESO w Chile. Używając kamery na podczerwień NAOS, astronomowie zaobserwowali światło podczerwone pochodzące z dysku pyłowego. Na tej podstawie ustalili, że dysk jest znacznie chłodniejszy niż gorąca atmosfera GQ Lupi B. Naukowcy sugerują, że niska temperatura wskazuje na centralne zagłębienie w dysku. Podejrzewają, że pył mógł zostać wymieciony w tym miejscu w wyniku formowania się księżyców. Ale może być też tak, że dysk jest pod wpływem pola magnetycznego GQ Lupi B.

Używając MUSE, bardzo stabilnego spektrografu działającego w widzialnej części światła, badacze zmierzyli tzw. promieniowanie H-alfa. Wskazuje to, że GQ Lupi B wciąż rośnie, dzięki dostawom gazu z własnego dysku gwiazdy, wokół której krąży.

Nowe instrumenty dają nowe szanse
W przyszłości naukowcy mają nadzieję zbadać dysk GQ Lupi B bardziej szczegółowo. Wkrótce zostanie uruchomiony Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, który oferuje ekscytujące możliwości – mówi kierownik badań Tomas Stolker (Leiden Observatory). Webb może wykonywać widma w zakresie średniej podczerwieni. Z Ziemi jest to bardzo trudne. Dzięki temu będziemy mogli dowiedzieć się znacznie więcej o fizycznych i chemicznych procesach zachodzących w dysku GQ Lupi B, które mogą umożliwić formowanie się księżyców.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Universiteit Leiden

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna GQ Lupi B (po lewej) i gwiazdy głównej GQ Lupi (po prawej). W momencie wykonania rysunku w 2010 roku dysk pyłowy nie był jeszcze znany.

_________________
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

Astronomowie obserwują, jak biały karzeł włącza się i wyłącza

Białe karły są tym, czym większość gwiazd staje się po wypaleniu wodoru, który je zasila. Teraz astronomowie po raz pierwszy zaobserwowali, jak jeden z tych galaktycznych obiektów włącza się i wyłącza. Wyniki badań zostały opublikowane w Nature Astronomy.

Naukowcy wykorzystali satelitę polującego na planety, aby zaobserwować to unikalne zjawisko u białego karła znajdującego się około 1400 lat świetlnych od Ziemi.

Wiadomo, że ten konkretny biały karzeł akreuje, czyli żywi się, z krążącego wokół niego gwiezdnego towarzysza.

Astronomowie z Durham University zaobserwowali spadek jasności w ciągu 30 minut, proces obserwowany wcześniej tylko u akreujących białych karłów w okresie od kilku dni do kilku miesięcy.

Akreujący biały karzeł
Jasność akreującego białego karła zależy od ilości otaczającej go materii, którą się żywi, więc naukowcy twierdzą, że coś zakłóca te jego dostawy materii.

Uważają oni, że to, czego są świadkami, może być zmianami w polu magnetycznym powierzchni białego karła.

Gdy jasność jest wysoka, biały karzeł pochłania materię z dysku akrecyjnego tak, jak w normalnych warunkach.

Nagle i gwałtownie układ się „wyłącza” i spada jego jasność.

Bramkowanie magnetyczne
Naukowcy twierdzą, że kiedy to się dzieje, pole magnetyczne wiruje tak szybko, że tworzy barierę zakłócającą ilość materii, którą biały karzeł może otrzymać – proces ten nazywany jest bramkowaniem magnetycznym.

Prowadzi to do półregularnych, niewielkich wzrostów jasności widzianych przez astronomów. Po pewnym czasie system włącza się ponownie, a jasność wraca do pierwotnego poziomu.

Naukowcy mają nadzieję, że ich odkrycie pozwoli dowiedzieć się więcej na temat fizyki akrecji – zjawiska, w którym obiekty takie jak czarne dziury i gwiazdy neutronowe są zasilane materią pochodzącą z gwiazd towarzyszących.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Durham University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna białego karła, tutaj MV Lyrae, który akreuje materię od gwiazdy towarzyszącej. Źródło: Helena Uthas.

_________________
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 tajemniczego pochodzenia najbardziej ekstremalnych błysków we Wszechświecie

Nasz Wszechświat świeci jasno w całym spektrum elektromagnetycznym. Podczas gdy większość tego światła pochodzi od gwiazd takich jak nasze Słońce w galaktykach takich jak nasza, często jesteśmy raczeni krótkimi i jasnymi rozbłyskami, które przyćmiewają całe galaktyki. Uważa się, że niektóre z tych najjaśniejszych błysków powstają podczas kataklizmów, takich jak śmierć masywnych gwiazd lub zderzenie dwóch gwiazd neutronowych. Naukowcy od dawna badają te jasne błyski, zwane także zjawiskami przejściowymi, aby uzyskać wgląd w śmierć i życie pozagwiazdowe oraz ewolucję naszego Wszechświata.

Astronomowie są często witani przez te zjawiska przejściowe, które przeczą oczekiwaniom i stanowią zagadkę dla teoretyków, którzy od dawna przewidywali, jak różne zjawiska przejściowe powinny wyglądać. W październiku 2014 roku długoterminowy program monitorowania nieba za pomocą teleskopu Chandra wykrył jeden z takich enigmatycznych przejściowych zjawisk nazwany CDF-S XT1: jasne zjawisko przejściowe trwające kilka tysięcy sekund. Ilość, jaką CDF-S XT1 uwolnił w promieniach X była porównywalna z ilością energii, jaką Słońce wyemituje w ciągu miliarda lat. Od czasu tego oryginalnego odkrycia astrofizycy wysunęli wiele hipotez wyjaśniających to zjawisko, jednak żadna z nich nie okazała się rozstrzygająca.

W najnowszych badaniach zespół astrofizyków stwierdził, że obserwacje CDF-S XT1 odpowiadają przewidywaniom promieniowania oczekiwanego od szybkiego dżetu poruszającego się z prędkością bliską prędkości światła. Takie „wypływy” mogą być wytwarzane w ekstremalnych warunkach astrofizycznych, takich jak rozpad gwiazdy rozerwanej przez czarną dziurę, kolaps masywnej gwiazdy lub zderzenie dwóch gwiazd neutronowych.

Badania dr Nikhila Sarina (Monash University) i jego współpracowników wykazało, że wypływ z CDF-S XT1 został prawdopodobnie wyprodukowany przez dwie łączące się gwiazdy neutronowe. To spostrzeżenie upodabnia CDF-S XT1 do doniosłego odkrycia z 2017 roku nazwanego GW170817 – pierwszej detekcji fal grawitacyjnych, kosmicznych zmarszczek w czasoprzestrzeni – choć CDF-S XT1 jest 450 razy dalej od Ziemi. Ta ogromna odległość oznacza, że zderzenie miało miejsce bardzo dawno w historii Wszechświata; może to być również jedna z najodleglejszych fuzji gwiazd neutronowych, jakie kiedykolwiek zaobserwowano.

Zderzenia gwiazd neutronowych są głównym miejscem we Wszechświecie, gdzie powstają ciężkie pierwiastki, takie jak złoto, srebro i pluton. Ponieważ CDF-S XT1 wystąpił we wczesnym etapie historii Wszechświata, odkrycie to przyczynia się do lepszego zrozumienia obfitości chemicznej i pierwiastków Ziemi.

Ostatnie obserwacje innego zjawiska przejściowego AT2020blt w styczniu 2020 roku wprawiły astronomów w zakłopotanie. Światło tego obiektu przypomina promieniowanie z szybkich wypływów, które powstają podczas zapadania się masywnej gwiazdy. Takie wypływy produkują zazwyczaj wysokoenergetyczne promieniowanie gamma, jednak nie zostały zaobserwowane w tym zjawisku. Brak tego promieniowania gamma może być spowodowany tylko jednym z trzech możliwych powodów: 1) promienie gamma nie zostały wyprodukowane, 2) promienie gamma były zwrócone w inną stronę niż Ziemia, 3) promienie gamma były zbyt słabe, aby mogły być zaobserwowane.

W oddzielnym badaniu, astrofizycy wykazali, że AT2020blt prawdopodobnie wyprodukował promieniowanie gamma skierowane w stronę Ziemi, ale było ono zbyt słabe i zostało przeoczone przez nasze instrumenty.

Dr Sarin mówi: Wraz z innymi podobnymi obserwacjami zjawisk przejściowych, ta interpretacja oznacza, że zaczynamy teraz rozumieć enigmatyczny problem, jak promieniowanie gamma jest produkowane w kataklizmicznych eksplozjach w całym Wszechświecie.

Klasa jasnych zjawisk przejściowych znanych pod wspólną nazwą rozbłysków promieniowania gamma, w tym CDF-S XT1, AT2020blt i AT2021any, wytwarza wystarczająco dużo energii, aby w ciągu zaledwie jednej sekundy przyćmić całe galaktyki.

Mimo to, dokładny mechanizm wytwarzający wysokoenergetyczne promieniowanie, które wykrywamy z drugiej strony Wszechświata, nie jest znany – wyjaśnia dr Sarin. Te dwa badania eksplorowały jedne z najbardziej ekstremalnych rozbłysków promieniowania gamma, jakie kiedykolwiek wykryto. Dzięki dalszym badaniom będziemy mogli w końcu odpowiedzieć na pytanie, nad którym zastanawialiśmy się od dziesięcioleci: jak działają wybuchy promieniowania gamma?.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna błysku gamma. 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

Astronomowie wykrywają ślady atmosfery usuniętej z planety w wyniku olbrzymiego zderzenia

Takie planetarne zderzenia są prawdopodobnie powszechne w młodych układach słonecznych, ale nie zostały jeszcze bezpośrednio zaobserwowane.

Młode układy planetarne zazwyczaj doświadczają ekstremalnych bólów wzrostu, gdy małe ciała zderzają się i łączą, tworząc coraz większe planety. W naszym własnym Układzie Słonecznym Ziemia i Księżyc są uważane za produkty tego typu olbrzymich zderzeń. Astronomowie przypuszczają, że takie zderzenia powinny być powszechne we wczesnych układach planetarnych, jednak trudno je zaobserwować wokół innych gwiazd.

Obecnie zespół astronomów odkrył dowody na olbrzymie zderzenie, które miało miejsce w pobliskim układzie gwiezdnym, zaledwie 95 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazda ta, nosząca nazwę HD 172555, ma około 23 miliony lat i naukowcy podejrzewali, że jej pył nosi ślady niedawnej kolizji.

Zespół kierowany przez naukowców z MIT zaobserwował kolejne dowody na olbrzymie zderzenie wokół gwiazdy. Ustalili, że zderzenie prawdopodobnie miało miejsce pomiędzy planetą typu ziemskiego o rozmiarach zbliżonych do Ziemi a mniejszym impaktorem co najmniej 200 000 lat temu, przy prędkości 10 km/s.

Co istotne, wykryto gaz wskazujący, że takie szybkie uderzenie prawdopodobnie zdmuchnęło część atmosfery większej planety – dramatyczne wydarzenie, które tłumaczyłoby obserwowany gaz i pył wokół gwiazdy. Odkrycia, które ukazały się w Nature 20 października 2021 roku, stanowią pierwszą tego typu detekcję.

Wyraźny sygnał
Gwiazda HD 172555 jest obiektem zainteresowania astronomów ze względu na niezwykły skład jej pyłu. Obserwacje przeprowadzone w ostatnich latach pokazały, że pył gwiazdowy zawiera duże ilości niezwykłych minerałów, w ziarnach, które są znacznie drobniejsze niż astronomowie oczekiwaliby od typowego dysku szczątków gwiazdy.

Główna autorka pracy, Tajana Schneiderman z MIT oraz jej koledzy, zastanawiali się, co ten gaz może ujawnić na temat historii zderzeń układu. Przejrzeli archiwalne dane zebrane przez ALMA w Chile, szukając śladów tlenku węgla wokół pobliskich gwiazd.

Kiedy chce się badać gaz w dyskach szczątków, tlenek węgla jest zazwyczaj najjaśniejszy, a przez to najłatwiej go znaleźć – mówi Schneiderman. Tak więc ponownie przyjrzeliśmy się danym dotyczącym CO dla HD 172555, ponieważ był to interesujący układ.

W następstwie
Dzięki ponownej starannej analizie, zespół był w stanie wykryć tlenek węgla wokół gwiazdy. Kiedy zmierzyli jego obfitość, stwierdzili, że gaz ten stanowi 20% CO znajdującego się w atmosferze Wenus. Zaobserwowali również, że gaz krąży w dużych ilościach zaskakująco blisko gwiazdy, w odległości około 10 jednostek astronomicznych.

Tlenek węgla jest zazwyczaj podatny na fotodysocjację, czyli proces, w którym fotony gwiazdy rozbijają i niszczą cząsteczkę. Tak blisko gwiazdy zwykle jest bardzo mało tlenku węgla. Dlatego też, grupa testowała różne scenariusze, aby wyjaśnić obfite występowanie gazu tak blisko.

Szybko wykluczyli scenariusz, w którym gaz powstał ze szczątków nowo powstałej gwiazdy, jak również taki, w którym gaz został wyprodukowany przez znajdujący się blisko pas lodowych asteroid. Rozważano również scenariusz, w którym gaz był emitowany przez wiele lodowych komet nadlatujących z odległego pasa asteroid, podobnego do naszego Pasa Kuipera. Jednak dane nie do końca pasowały do tego scenariusza. Ostatnim rozważanym przez zespół scenariuszem było to, że gaz jest pozostałością po olbrzymim zderzeniu.

Ze wszystkich scenariuszy jest to jedyne, co może wyjaśnić wszystkie właściwości danych – powiedziała Schneiderman. W układach w tym wieku spodziewamy się olbrzymich zderzeń, i spodziewamy się, że będą one naprawdę dość częste. Skale czasowe się zgadzają, wiek się zgadza, i ograniczenia morfologiczne i kompozycyjne się zgadzają. Jedynym prawdopodobnym procesem, który mógłby tworzyć CO w tym układzie w tym kontekście jest olbrzymie uderzenie.

Zespół badawczy szacuje, że gaz został uwolniony w wyniku olbrzymiego zderzenia, które miało miejsce 200 000 lat temu – na tyle niedawno, że gwiazda nie zdążyła całkowicie zniszczyć gazu. Bazując na obfitości gazu, zderzenie było prawdopodobnie olbrzymie, w którym uczestniczyły dwie protoplanety, prawdopodobnie porównywalne wielkością do Ziemi. Uderzenie było tak wielkie, że prawdopodobnie zdmuchnęło część atmosfery jednej planety, w postaci gazu, który zespół obserwuje dzisiaj.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Urania

Na ilustracji: Wizja artystyczna olbrzymiego zderzenia w pobliskim układzie HD 172555. Źródło: Mark A. Garlick/MIT

_________________
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

Obrazy z HST i GTC pomagają pokazać, jak powstawały pierwsze galaktyki

Jednym z najbardziej interesujących dla astrofizyków pytań od kilku dekad jest to, jak i kiedy powstały pierwsze galaktyki. Jedną z możliwych odpowiedzi na pytanie „jak” jest ta, że procesy gwiazdotwórcze w pierwszych galaktykach odbywały się w stałym tempie, tworząc układ o rosnącej masie. Inna możliwość jest taka, że formowanie było bardziej gwałtowne i nieciągłe, z intensywnymi wybuchami procesów gwiazdotwórczych w krótkich okresach czasu, wywołanymi przez takie zdarzenia, jak łączenie się galaktyk i silne koncentracje gazu.

Międzynarodowy zespół naukowców zbadał pochodzenie pierwszych gwiazd i struktur we Wszechświecie. Przeanalizował dane z programu Frontier Fields, projektu realizowanego przy pomocy Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Gran Telescopio Canarias, największego na świecie teleskopu optycznego i podczerwonego, znajdującego się w Obserwatorium Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma). Wyniki zostały opublikowane 21 października 2021 roku w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Pierwsze galaktyki mogły tworzyć nowe gwiazdy powoli, ale w sposób ciągły, bez większego przyspieszenia, systematycznie przekształcając gaz w stosunkowo małe gwiazdy w długich okresach czasu. Albo proces formowania mógł przebiegać w wybuchach, z krótkimi okresami gwiazdotwórczymi tworząc bardzo duże gwiazdy, które mogły ukształtować całą galaktykę i spowodować zatrzymanie jej aktywności na jakiś czas lub na stałe – wyjaśnia Pablo G. Pérez-González, badacz z Centre of Astrobiology, współautor artykułu i lider międzynarodowego zespołu pracującego nad badaniem. Każdy z tych scenariuszy jest związany z różnymi procesami, takimi jak łączenie się galaktyk lub wpływ supermasywnych czarnych dziur, i ma wpływ na to, kiedy i jak powstawały różne pierwiastki, takie jak węgiel i tlen, które są niezbędne do życia – dodaje.

W opublikowanym niedawno na ten temat artykule, astronomowie poszukiwali pobliskich odpowiedników pierwszych galaktyk powstałych we Wszechświecie, aby móc je zbadać znacznie dokładniej. Alex Griffiths, naukowiec z Uniwersytetu Nottingham i pierwszy autor artykułu mówi: Dopóki nie będziemy mieli Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, nie będziemy w stanie zaobserwować pierwszych galaktyk powstałych we Wszechświecie, gdyż są one zbyt słabe. Szukamy więc podobnych obiektów w pobliskim Wszechświecie i analizujemy je za pomocą najpotężniejszych teleskopów, jakimi obecnie dysponujemy.

Sposób, w jaki wykonano tę pracę, polegał na połączeniu mocy najbardziej zaawansowanych teleskopów, takich jak HST i GTC, z „naturalnymi teleskopami”. Chris Conselice, współautor artykułu i promotor pracy doktorskiej Griffithsa, tak komentuje tę strategię: Niektóre galaktyki znajdują się w dużych grupach nazywanych gromadami, które zwierają duże ilości materii w postaci gwiazd, ale także gazu i ciemnej materii. Masa ta jest tak duża, że może zakrzywiać czasoprzestrzeń, a gromady działają jak „naturalne teleskopy”. Te, znane jako „soczewki grawitacyjne”, pozwalają nam obserwować odległe, słabe galaktyki jaśniejszymi i z lepszą rozdzielczością przestrzenną – to tak, jak byśmy używali soczewki stworzonej przez sam Wszechświat. Obserwacje niektórych z tych gromad działających jak teleskopy grawitacyjne są podstawą projektu Frontier Fields.

W pracy opublikowanej w MNRAS autorzy połączyli moc soczewkowania grawitacyjnego przez jedne z najmasywniejszych gromad we Wszechświecie z bardzo głębokimi obrazami z GTC wykonanymi w ramach projektu SHARDS (Survey for high-z Red and Dead Sources) w celu znalezienia i zbadania jednych z najmniejszych i najsłabszych galaktyk w lokalnym Wszechświecie.

Projekt SHARDS polegał na wykonaniu za pomocą GTC najgłębszych obrazów pola obserwowanych za pomocą HST, przy użyciu 25 filtrów pasma przepustowego, które razem pokrywają zakres długości fal od 500 do 940 nanometrów. Te selektywne obrazy pozwalają nam analizować, jak światło bardzo słabych galaktyk jest rozłożone w różnych kolorach widzialnego zakresu długości fali. Dzięki temu możemy wykryć gaz podgrzewany przez nowo powstałe gwiazdy, które emitują światło o określonych długościach fali (linie emisyjne) w procesie podobnym do tego, który zachodzi w lampie neonowej – wyjaśnia Romano Corradi, dyrektor GTC.

Aby uzyskać te obrazy projekt SHARDS potrzebował 120 godzin obserwacji za pomocą GTC. Obrazy, które mogą być połączone w jeden bardzo imponujący obraz w pseudo kolorze, są prawdziwą kopalnią wiedzy o tysiącach wykrytych galaktyk – podkreśla Antonio Cabrera, szef operacji naukowych GTC.

Z badań wynika, że początek formowania się galaktyk jest nieregularny, z bardzo gwałtownymi okresami gwiazdotwórczymi, po których następują okresy, gdy galaktyka jest uśpiona. Nie jest prawdopodobne, że złączenia galaktyk odegrały główną rolę w wywołaniu tych wybuchów procesów gwiazdotwórczych; bardziej prawdopodobne jest, że było to wywołane innymi przyczynami, które spowodowały nagromadzenie gazu, co naukowcy muszą w przyszłości zbadać.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Obraz gromady galaktyk Abell 370, jednego z regionów nieba obserwowanych w ramach projektu SHARDS Frontier Fields. Jest to najgłębsze zdjęcie, jakie kiedykolwiek wykonano w celu wykrycia galaktyk z liniami emisyjnymi, które aktywnie tworzą gwiazdy. Źródło: GRANTECAN

_________________
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

Grawitacyjne samosoczewkowanie podwójnych masywnych czarnych dziur

„Masywna” czarna dziura to taka, której masa jest większa niż około 100 000 mas Słońca. Znajdują się one w centrach większości galaktyk, a kiedy aktywnie akreują gaz i pył na otaczający je gorący dysk, promieniują w całym spektrum elektromagnetycznym i są klasyfikowane jako aktywne jądra galaktyk (AGN). Większość galaktyk brała udział w połączeniu z inną galaktyką podczas swojego życia (w istocie, interakcje te są ważnym etapem w ewolucji galaktyk), a kiedy się połączą, ich dwie masywne czarne dziury mogą tworzyć układy podwójne, wzajemnie się okrążające. Takie układy podwójne są rzadkie; teoretyczne szacunki mówią, że tylko jedna aktywna galaktyka na tysiąc będzie gospodarzem układu podwójnego masywnych czarnych dziur (MBH). Mimo to, astronomowie uważają, że znalezienie podwójnych MBH jest możliwe. Takie układy podwójne są obiecującym źródłem fal grawitacyjnych, które powinny być wykrywalne podczas ich podróży obok pulsarów poprzez sposób, w jaki zniekształcają czas precyzyjnej pulsacyjnej emisji radiowej pulsarów. Ponadto, przewiduje się, że podwójne masywne czarne dziury, które akreują materię, emitują słabe sygnały elektromagnetyczne w całym spektrum. Jednak do tej pory nie zaobserwowano żadnego z tych efektów i nie wykryto definitywnie żadnej podwójnej MBH.

Astronom CfA Rosanne DiStefano i jej współpracownicy zidentyfikowali trzecią metodę wykrywania podwójnych masywnych czarnych dziur przy użyciu techniki, którą ich zespół po raz pierwszy zasugerował w 2018 roku. Proponują oni poszukiwanie zmienności w sygnale optycznym wywołanej soczewkowaniem grawitacyjnym przez same MBH, światła emitowanego przez materię akrecyjną w otaczającym ich dysku. Zmienne krzywe blasku były z powodzeniem wykorzystywane do wykrywania soczewkowania grawitacyjnego np. od egzoplanet, ponieważ zniekształcają one światło gwiazd tła. Naukowcy wykorzystują komputerową symulację ewolucji galaktyk Illustris do oszacowania częstotliwości, orientacji, akrecji i innych własności podwójnych masywnych czarnych dziur. Astronomowie przewidują, bazując na możliwościach przeglądu Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time, że może zostać z powodzeniem wyrytych od dziesięciu do stu grawitacyjnie samosoczewkujących podwójnych MBH, nawet po uwzględnieniu wielu komplikujących efektów, takich jak przesłonięcie pyłem czy wewnętrzna zmienność AGN. Wyniki były znaczące, nie tylko pomagając udowodnić istnienie układów podwójnych masywnych czarnych dziur, ale także w badaniu parametrów orbitalnych i ich akrecyjnej aktywności.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Obserwatorium Very Rubin. Źródło: Vera C. Rubin Observatory

_________________
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

Przewodnik po egzoplanetach znanych jako gorące Jowisze

Gorące jowisze – gazowe olbrzymy, które krążą wokół swoich gwiazd-gospodarzy po niezwykle ciasnych orbitach – stały się nieco mniej tajemnicze dzięki nowym badaniom łączącym modelowanie teoretyczne z obserwacjami Kosmicznego Teleskopu Hubble'a.

Podczas gdy poprzednie badania skupiały się głównie na pojedynczych światach klasyfikowanych jako „gorące jowisze” ze względu na ich powierzchowne podobieństwo do gazowego olbrzyma w naszym Układzie Słonecznym, nowe badanie jest pierwszym, które przygląda się szerszej populacji tych dziwnych światów. Opublikowane w Nature Astronomy badania dostarczają astronomom bezprecedensowego „przewodnika terenowego” po gorących jowiszach i oferuje spojrzenie w formowanie się planet w ogóle.

Chociaż astronomowie uważają, że tylko 1 na 10 gwiazd posiada egzoplanety z klasy gorących jowiszów, te osobliwe planety stanowią znaczną część odkrytych do tej pory egzoplanet, ze względu na fakt, że są one większe i jaśniejsze niż inne typy egzoplanet, takie jak skaliste, bardziej podobne do Ziemi planety lub mniejsze, chłodniejsze planety gazowe. Wszystkie gorące jowisze, o rozmiarach około ⅓ wielkości Jowisza do 10 mas Jowisza, krążą wokół swoich gwiazd niezwykle blisko, zazwyczaj znacznie bliżej niż Merkury wokół Słońca. „Rok” na typowym gorącym jowiszu trwa godziny, lub co najwyżej kilka dni. Dla porównania, Merkury potrzebuje prawie 3 miesięcy, aby okrążyć Słońce.

Ze względu na ich ciasne orbity, większość, jeżeli nie wszystkie gorące jowisze są zawsze zwrócone tą samą stroną do swoich gwiazd. Jedna strona wiecznie jest wystawiona na jej promieniowanie, a druga spowita w wieczną ciemność. Powierzchnia typowego gorącego jowisza może nagrzać się do prawie 2800 stopni Celsjusza, przy czym „chłodniejsze” okazy osiągają 760 stopni Celsjusza – wystarczająco gorąco, by stopić aluminium.

W badaniach wykorzystano obserwacje wykonane za pomocą HST, które pozwoliły zespołowi na bezpośredni pomiar widm emisyjnych gorących jowiszów, pomimo faktu, że Hubble nie może bezpośrednio obrazować żadnej z tych planet.

Megan Mansfield, stypendystka NASA Sagan w Obserwatorium Stewarda na Uniwersytecie Arizony, oraz jej zespół wykorzystali metodę znaną jako wtórne zaćmienie, aby wydobyć z obserwacji informacje, które pozwoliły im zajrzeć w głąb atmosfery planet i uzyskać wgląd w ich strukturę i skład chemiczny. Technika ta polega na wielokrotnym obserwowaniu tego samego układu, łapiąc planety w różnych miejscach na ich orbicie, w tym, gdy chowają się za gwiazdą.

Dane zaćmieniowe dostarczyły badaczom wgląd w strukturę termiczną atmosfery gorących jowiszów i pozwoliły na skonstruowanie indywidualnych profili temperatur i ciśnień dla każdego z nich. Następnie zespół przeanalizował światło w bliskiej podczerwieni, które jest pasmem fal tuż poza zakresem widocznym dla człowieka, pochodzące z każdego układu gorących jowiszów pod kątem tzw. cech absorpcji. Ponieważ każda cząsteczka lub atom mają swój własny profil absorpcji, jak odcisk palca, patrzenie na różne długości fal pozwala badaczom uzyskać informacje o składzie chemicznym gorących jowiszów. Na przykład, jeżeli w atmosferze planety obecna jest woda, będzie ona absorbować światło o długości 1,4 mikrona, co mieści się w zakresie długości fal, które Hubble widzi bardzo dobrze.

Zespół określił ilościowo dane obserwacyjne i porównał je z modelami procesów fizycznych, które, jak się uważa, zachodzą w atmosferach gorących jowiszów. Oba zestawy pasowały do siebie bardzo dobrze, potwierdzając, że wiele przewidywań dotyczących natury planet – opartych na pracach teoretycznych – wydaje się być poprawnych, według Mansfield.

Wyniki sugerują, że wszystkie gorące jowisze, nie tylko 19 uwzględnionych w badaniu, prawdopodobnie zawierają podobne zestawy molekuł, takich jak woda i tlenek węgla, wraz z mniejszymi ilościami innych cząsteczek. Różnice pomiędzy poszczególnymi planetami powinny polegać głównie na różnej względnej ilości tych cząsteczek. Wyniki badań ujawniły również, że obserwowane cechy absorpcji wody różniły się nieznacznie w zależności od planety.

Według autorów pracy, wyniki te mogą być wykorzystane do pokierowania oczekiwaniami astronomów dotyczącymi tego, co będą w stanie zobaczyć patrząc na gorącego jowisza, który nie był wcześniej badany. Start Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, zaplanowany na 18 grudnia 2021 roku, ekscytuje łowców egzoplanet, ponieważ może obserwować w znacznie szerszym zakresie podczerwieni i pozwoli na bardziej szczegółowe spojrzenie na egzoplanety, w tym gorące jowisze.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Arizona University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gorącego jowisza orbitującego blisko gwiazdy w starej gromadzie gwiazd M67 znajdującej się miedzy 2500 a 3000 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Raka. Źródło: ESO/L. Calçada

_________________
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

Astronomowie mogli odkryć pierwszą planetę poza naszą Galaktyką

Aż do teraz, astronomowie znaleźli wszystkie inne znane egzoplanety i kandydatki na planety pozasłoneczne w Drodze Mlecznej, prawie wszystkie w odległości mniejszej niż 3000 lat świetlnych od Ziemi.

Po raz pierwszy wykryto ślady planety przechodzącej przed tarczą gwiazdy poza naszą Galaktyką. Ten intrygujący wynik, uzyskany za pomocą rentgenowskiego obserwatorium Chandra, otwiera nowe okno do poszukiwania egzoplanet w większych niż kiedykolwiek odległościach.

Egzoplanety definiuje się jako planety znajdujące się poza naszym Układem Słonecznym. Do tej pory astronomowie znaleźli wszystkie inne znane egzoplanety i kandydatki na nie w Drodze Mlecznej, prawie wszystkie w odległości mniejszej niż około 3000 lat świetlnych od Ziemi. Egzoplaneta w M51 znajdowałaby się w odległości około 28 mln lat świetlnych, co oznacza, że byłaby tysiące razy dalej niż te w Drodze Mlecznej.

Nowe wyniki bazują na tranzytach, czyli zdarzeniach, w których przejście planety przed tarczą gwiazdy blokuje część jej światła i wytwarza charakterystyczny spadek jasności. Astronomowie używający zarówno naziemnych, jak i kosmicznych teleskopów – takich jak te z misji Kepler i TESS – poszukiwali spadków jasności w świetle optycznym, czyli promieniowaniu elektromagnetycznym, które człowiek jest w stanie dostrzec, co pozwoliło na odkrycie tysięcy egzoplanet.

Rosanne Di Stefano z Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA) w Cambridge, Massachusetts, główna autorka pracy, oraz jej współpracownicy zamiast tego szukali spadków jasności promieniowania rentgenowskiego układów podwójnych. Te świecące układy zazwyczaj zawierają gwiazdę neutronową lub czarną dziurę wciągającą gaz z blisko orbitującej gwiazdy towarzyszącej. Materia w pobliżu gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury ulega przegrzaniu i świeci w promieniach X.

Ponieważ region wytwarzający jasne promieniowanie rentgenowskie jest niewielki, planeta przechodząca przed nim może zablokować większość lub całość tego promieniowania, dzięki czemu tranzyt będzie łatwiejszy do zauważenia, ponieważ promieniowanie to może zniknąć całkowicie. Może to pozwolić na wykrycie egzoplanet w znacznie większych odległościach niż obecne badania tranzytów egzoplanet w świetle optycznym, które muszą być w stanie wykrywać maleńkie spadki światła, ponieważ planeta blokuje tylko niewielki ułamek gwiazdy.

Zespół użył tej metody do wykrycia kandydata na egzoplanetę w układzie podwójnym nazwanym M51-ULS-1. Układ ten składa się z czarnej dziury albo gwiazdy neutronowej i gwiazdy towarzyszącej o masie około 20 razy większej od Słońca. Tranzyt rentgenowski, który odkryto dzięki danym z Chandra, trwał około 3 godzin, podczas których emisja promieniowania X spadła do zera. Na podstawie tych i innych informacji naukowcy szacują, że kandydatka na egzoplanetę M51-ULS-1 była mniej więcej wielkości Saturna i krążyła wokół gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury w odległości około dwa razy większej niż Saturn od Słońca.

Chociaż jest to bardzo interesujące badanie, potrzeba więcej danych, aby zweryfikować interpretację jako pozagalaktyczną egzoplanetę. Jednym z wyzwań jest fakt, że duża orbita kandydata na planetę oznacza, że nie przejdzie ona przed tarczą gwiazdy ponownie przez około 70 lat, udaremniając wszelkie próby potwierdzenia obserwacji przez dziesięciolecia.

Czy spadek jasności mógł być spowodowany obłokiem gazu i pyłu przechodzącym przed źródłem promieniowania X? Naukowcy uważają, że jest to mało prawdopodobne, ponieważ charakterystyka zdarzenia zaobserwowanego w M51-ULS-1 nie jest zgodna z przejściem takiego obłoku. Jednak model kandydata na planetę jest zgodny z danymi.

Jeżeli planeta istnieje w tym układzie, prawdopodobnie miała burzliwą historię i gwałtowną przeszłość. Musiałaby przetrwać eksplozję supernowej, która stworzyła gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Przyszłość również może być niebezpieczna. W pewnym momencie gwiazda towarzysząca może również eksplodować jako supernowa i ponownie omieść planetę bardzo wysokim poziomem promieniowania.

Di Stefano i jej współpracownicy szukali tranzytów rentgenowskich w trzech galaktykach, używając zarówno teleskopu Chandra, jak i satelity XMM-Newton. Ich poszukiwania objęły 55 układów w M51, 64 w M101 (Galaktyka Wiatraczek) oraz 119 układów w M104 (Galaktyka Sombrero), w wyniku czego uzyskali pojedynczego kandydata na egzoplanetę opisywanego tutaj.

Autorzy pracy przeszukują archiwa zarówno Chandra jak i XMM-Newton w poszukiwaniu kandydatów na egzoplanety w innych galaktykach. Znaczące zestawy danych Chandra są dostępne dla co najmniej 20 galaktyk, w tym takich jak M31 i M33, które są znacznie bliżej niż M51, co pozwala na wykrycie krótszych tranzytów. Innym interesującym kierunkiem badań jest poszukiwanie tranzytów rentgenowskich w Drodze Mlecznej w celu odkrycia nowych pobliskich planet w nietypowych środowiskach.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Złożony obraz M51 w promieniach X i świetle widzialnym, na którym jest zaznaczone pole oznaczające położenie potencjalnego kandydata na planetę. Źródło: RTG: NASA/CXC/SAO/R. DiStefano i inni, optyczne: NASA/ESA/STScI/Grendler

_________________
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

Zderzenia gwiazd neutronowych są „kopalnią złota” ciężkich pierwiastków

Według najnowszych badań zderzenia pomiędzy dwiema gwiazdami neutronowymi wytworzyły więcej ciężkich pierwiastków w ciągu ostatnich 2,5 mld lat niż zderzenia pomiędzy gwiazdami neutronowymi i czarnymi dziurami.

Większość pierwiastków lżejszych od żelaza powstaje w jądrach gwiazd. Rozgrzane centrum gwiazdy napędza fuzję protonów, ściskając je ze sobą w celu zbudowania coraz cięższych pierwiastków. Naukowcy zastanawiali się jednak, co mogłoby dać początek złotu, platynie i reszcie cięższych pierwiastków we Wszechświecie, których powstanie wymaga więcej energii niż gwiazda jest w stanie wykrzesać.

Nowe badania przeprowadzone przez naukowców z MIT i University of New Hampshire wykazały, że z dwóch od dawna podejrzewanych źródeł metali ciężkich, jedno jest bardziej kopalnią złota niż drugie.

Badania, opublikowane 25 października 2021 roku w Astrophysical Journal Letters, donoszą, że w ciągu ostatnich 2,5 mld lat, więcej metali ciężkich zostało wytworzonych w zderzeniach dwóch gwiazd neutronowych, niż w zderzeniach pomiędzy gwiazdą neutronową i czarną dziurą.

Badanie to jest pierwszym, które porównuje te dwa typy zderzeń pod względem produkcji metali ciężkich i sugeruje, że podwójne gwiazdy neutronowe są prawdopodobnym kosmicznym źródłem złota, platyny i innych metali ciężkich, które widzimy dzisiaj. Odkrycia mogą również pomóc naukowcom określić tempo, w jakim metale ciężkie są produkowane we Wszechświecie.

Efektywny błysk
Gdy gwiazdy przechodzą fuzję jądrową, potrzebują energii do stopienia protonów, aby utworzyć cięższe pierwiastki. Gwiazdy są wydajne w produkcji lżejszych pierwiastków, od wodoru po żelazo. Jednak stopienie 26 protonów w żelazie staje się energetycznie nieefektywne.

Naukowcy podejrzewali, że odpowiedzią mogą być supernowe. Kiedy masywna gwiazda zapada się w supernową, żelazo w jej centrum może łączyć się z lżejszymi pierwiastkami, tworząc te ciężkie.

W 2017 roku potwierdzono jednak obiecującego kandydata w postaci fuzji podwójnej gwiazdy neutronowej, wykrytej po raz pierwszy przez detektory fal grawitacyjnych LIGO i Virgo. Detektory wychwyciły fale grawitacyjne, które powstały 130 mln lat świetlnych od Ziemi, w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych.

Kosmiczna fuzja wyemitowała błysk światła, który zawierał sygnatury ciężkich metali.

Binarna kopalnia złota
Hsin-Yu Chen z Instytutu Astrofizyki i Badań Kosmicznych Kavli w MIT oraz jej koledzy zastanawiali się: jak zderzenia gwiazd neutronowych można porównać do zderzeń między gwiazdą neutronową i czarną dziurą? Jest to inny typ złączenia, które zostało wykryte przez LIGO i Virgo i potencjalnie może być fabryką metali ciężkich. W pewnych warunkach, jak podejrzewają naukowcy, czarna dziura mogłaby zakłócić gwiazdę neutronową tak, że ta rozbłysła by i wypluła ciężkie metale zanim czarna dziura całkowicie połknęła by gwiazdę.

Zespół naukowców postanowił określić ilość złota i innych metali ciężkich, jaką każdy typ fuzji może wyprodukować. W swojej analizie skupili się na dotychczasowych obserwacjach LIGO i Virgo dotyczących dwóch fuzji podwójnych gwiazd neutronowych oraz dwóch złączeniach gwiazd neutronowych z czarnymi dziurami.

Najpierw oszacowali masę każdego obiektu w każdej fuzji, jak również prędkość rotacyjną każdej czarnej dziury, rozumując, że jeżeli czarna dziura jest zbyt masywna lub powolna, połknie gwiazdę neutronową zanim ta będzie miała szansę wytworzyć ciężkie pierwiastki. Określili również odporność każdej gwiazdy neutronowej na zniszczenie. Im bardziej odporna gwiazda, tym mniej prawdopodobne jest, że będzie produkować ciężkie pierwiastki. Na podstawie obserwacji LIGO, Virgo i innych obserwatoriów oszacowali, jak często dochodzi do jednej fuzji w porównaniu do drugiej.

Wreszcie, zespół wykorzystał symulacje numeryczne opracowane przez Francoisa Foucarta, współautora pracy, aby obliczyć średnią ilość złota i innych metali ciężkich, jaką wytworzy każda fuzja, biorąc pod uwagę różne kombinacje masy obiektów, ich rotacji, stopnia zakłócenia i częstotliwości występowania.

Badacze stwierdzili, że złączenia podwójnych gwiazd neutronowych mogą generować średnio od dwóch do 100 razy więcej metali ciężkich niż fuzje gwiazd neutronowych z czarnymi dziurami. Szacuje się, że cztery zderzenia, na których oparli swoją analizę, miały miejsce w ciągu ostatnich 2,5 mld lat. Wnioskuje więc, że przynajmniej w tym okresie więcej ciężkich pierwiastków zostało wyprodukowanych w wyniku fuzji podwójnych gwiazd neutronowych niż w wyniku zderzeń gwiazd neutronowych z czarnymi dziurami.

Chen i jej koledzy mają nadzieję, że po wznowieniu obserwacji przez LIGO i Virgo w przyszłym roku, więcej detekcji poprawi oszacowania zespołu dotyczące tempa, w jakim każde zderzenie produkuje ciężkie pierwiastki. Tempo to z kolei może pomóc naukowcom w określeniu wieku odległych galaktyk, na podstawie obfitości ich różnych pierwiastków.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zderzenia dwóch gwiazd neutronowych. Źródło: National Science Foundation/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet, edytowane przez: MIT News

_________________
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

Poszukiwanie Ziemi 2.0? Przyjrzyj się bliżej gwieździe

Astronomowie poszukujący podobnych do Ziemi planet w innych układach słonecznych dokonali przełomu, przyglądając się bliżej powierzchni gwiazd.

Nowa technika opracowana przez międzynarodowy zespół wykorzystuje kombinację danych z teleskopów naziemnych i kosmicznych do rozróżniania sygnałów świetlnych pochodzących od gwiazd, od sygnałów pochodzących od planet krążących wokół tych gwiazd.

Nasze techniki łączą trzy różne typy obserwacji, aby skupić się na zrozumieniu gwiazdy i tego, jak wygląda jej powierzchnia – powiedziała Rachael Roettenbacher z Yale i główna autorka pracy, która została zaakceptowana przez The Astronomical Journal. Z jednego z zestawów danych tworzymy mapę powierzchni, która pozwala nam odkryć więcej szczegółów w danych o prędkości radialnej, gdy szukamy sygnałów od małych planet. Ta procedura pokazuje wartość uzyskiwania wielu rodzajów obserwacji jednocześnie.

Od dziesięcioleci astronomowie używają metody pomiaru prędkości radialnej jako jednego ze sposobów poszukiwania egzoplanet w innych układach słonecznych. Prędkość radialna odnosi się do ruchu gwiazdy wzdłuż linii wzroku obserwatora.

Astronomowie poszukują zmian w prędkości gwiazdy, które mogą być wywołane grawitacyjnym przyciąganiem orbitującej wokół niej planety. Dane te są uzyskiwane za pomocą spektrometrów – instrumentów, które patrzą na światło emitowane przez gwiazdę i rozciągają je na widmo częstotliwości, które mogą być analizowane.

W miarę jak astronomowie starali się opracować metody wykrywania planet podobnych do Ziemi, napotykali na barierę, która przez lata hamowała ich postęp. Energia emitowana przez gwiazdy tworzy wrzący kocioł konwekcyjnej plazmy, która zniekształca pomiary prędkości radialnej, przesłaniając sygnały pochodzące od małych, skalistych planet.

Jednak nowa generacja zaawansowanych instrumentów próbuje rozwiązać ten problem. Instrumenty te to m.in. EXtreme PREcision Spectrograph (EXPRES), zaprojektowany i zbudowany przez zespół Debry Fischer z Yale, Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) oraz interferometr Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA).

W nowym badaniu naukowcy wykorzystali dane TESS do zrekonstruowania powierzchni Epsilon Eridani, gwiazdy w gwiazdozbiorze Erydanu (niebo południowe). Następnie szukali plam gwiazdowych – chłodniejszych obszarów na powierzchni gwiazdy wywołanych silnymi polami magnetycznymi.

Dzięki rekonstrukcjom, znasz lokalizacje i rozmiary plam na gwieździe, a także wiesz, jak szybko się obraca – powiedział Sam Carbot, także z Yale. Opracowaliśmy metodę, która następnie mówi, jaki rodzaj sygnału można by zobaczyć za pomocą spektrometru.

Następnie naukowcy porównali swoje rekonstrukcje TESS z danymi spektrometru EXPRES zebranymi jednocześnie od Epsilon Eridani.

To pozwoliło nam bezpośrednio powiązać udział sygnatury prędkości radialnych z konkretnymi cechami na powierzchni – powiedziała Fisher. Prędkości radialne od plam gwiazdowych pięknie pasują do danych z EXPRES.

Naukowcy użyli również innej techniki, zwanej interferometrią, do wykrycia plamy gwiazdowej na Epsilon Eridani – jest to pierwsza interferometryczna detekcja plamy gwiazdowej na gwieździe podobnej do Słońca.

Interferometria łączy oddzielne teleskopy, tworząc jeden znacznie większy teleskop. Do tego celu naukowcy wykorzystali CHARA Array, największy na świecie interferometr optyczny, znajdujący się w Kalifornii.

Roettenbacher powiedziała, że ona i jej koledzy zastosują swoją nową technikę do zestawów obserwacji interferometrycznych, aby bezpośrednio zobrazować całą powierzchnię gwiazdy i jej wkład w prędkość radialną.

Obrazowanie interferometryczne nie jest czymś, co wykonuje się dla wielu gwiazd, ponieważ gwiazda musi znajdować się blisko i być jasna. Istnieje garstka innych gwiazd, na których również możemy zastosować nasze pionierskie podejście – dodaje Roettenbacher.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Yale University

Vega

Na ilustracji: Rekonstrukcja powierzchni gwiazdy Epsilon Eridani z plamami, z każdym panelem pokazującym gwiazdę przesuniętą o 1/5 swojego obrotu. Wizualizacja autorstwa Sama Cabota

_________________
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

Przepis na rosnące czarne dziury w małych galaktykach

Galaktyki karłowate, o masie mniejszej niż 10 mld mas Słońca (M☉), posiadają w swoich centrach masywne czarne dziury. W przeciwieństwie do centralnych czarnych dziur w bardziej masywnych galaktykach, te w galaktykach karłowatych mogą nie być jeszcze supermasywne. Stwarza to okazję do badania odpowiedników „nasion” supermasywnych czarnych dziur (SMBH), dając nam wgląd w proces wzrostu SMBH – proces, który nie jest jeszcze do końca poznany.

Galaktyki aktywne (AGN) zawdzięczają swoją nazwę aktywnej akrecji supermasywnych czarnych dziur, które je zasilają, ale nie wszystkie SMBH są „aktywne”. Niektóre, takie jak ta w naszej własnej Galaktyce, są nieaktywne. Co powoduje, że AGN wyłączają się lub włączają, jest wciąż tajemnicą, ale nie da się ukryć, że ich aktywność ułatwia obserwacje. W galaktykach karłowatych jest to szczególnie przydatne, ponieważ ich centralne czarne dziury są zwykle mniejsze, a zatem trudniejsze do wykrycia, dlatego wiele obserwacji masywnych czarnych dziur w galaktykach karłowatych dotyczy AGN o niskiej masie. Oznacza to, że obecne obserwacje mające na celu uzyskanie ułamka zajęcia – ułamka galaktyk karłowatych, które posiadają masywne czarne dziury, aktywne lub nieaktywne – mogą w rzeczywistości mierzyć tylko ułamek galaktyk karłowatych z aktywnymi masywnymi czarnymi dziurami.

Autorzy pracy opracowali model teoretyczny do przewidywania ułamka galaktyk karłowatych, które zawierają aktywne masywne czarne dziury (10^3 M☉ < M < 10^7 M☉), w oparciu o własności galaktyk i ograniczenia obserwacyjne. W modelu tym ułamek aktywnych czarnych dziur zależy od gęstości gazu w galaktyce i dostępnego momentu pędu w jej centrum. Jednak te dwa parametry niekoniecznie są dostępne na podstawie obserwacji, więc autorzy pracy używają przybliżonych wartości. Masa gwiazdowa (masa galaktyki pochodząca od gwiazd) jest wykorzystywana jako przybliżenie gęstości liczbowej gazu. Zamiast momentu pędu autorzy używają wsparcia rotacyjnego, wielkości wyznaczonej z prędkości rotacji i dyspersji prędkości gazu i gwiazd. W analizie, czarna dziura jest uważana za aktywną, jeżeli spełnia kryteria wydajnej akrecji.

Wiązanie modelu fizycznego
Akreujące czarne dziury emitują promieniowanie w całym spektrum elektromagnetycznym, dlatego zostały wykryte w galaktykach karłowatych na wielu różnych długościach fal. Jedne z najobszerniejszych badań zostały wykonane na długościach fal promieniowania rentgenowskiego, obejmując zarówno szerokie przeglądy (które obejmują wiele obiektów), jak i głębokie (które widzą słabe obiekty). Dane te dostarczają cennych ograniczeń dla teoretycznego modelu autorów pracy. Używają oni obserwacji rentgenowskich do określenia emisji pochodzących z formowania się gwiazd oraz tego, czy AGN mają grubość Comptona, czy też są otoczone przez wystarczającą ilość wodoru, aby pochłonąć większość emitowanego promieniowania X. Czynniki te wpływają na wykrywalność AGN w obserwacjach, przyćmiewając lub przysłaniając (odpowiednio) emisję rentgenowską AGN. Dostosowując parametry modelu, autorzy dopasowują wyliczoną przez siebie część aktywnych masywnych czarnych dziur z wykrywalną emisją rentgenowską do tego, co faktycznie obserwujemy.

Autorzy badają wpływ metaliczności galaktyk na przewidywalną część aktywną. Metaliczność odnosi się do typów pierwiastków, które są obecne w gazie: jeżeli w gazie znajduje się głównie wodór i tylko niewielkie ilości pierwiastków masywniejszych od helu – co astronomowie nazywają metalami – mamy niską metaliczność. Gaz o niższej metaliczności prowadzi do bardziej aktywnego tworzenia się gwiazd, które produkują duże ilości promieniowania X mogącego wyprzeć emisję rentgenowską z aktywnej masywnej czarnej dziury. Uwzględniając efekty niskiej metaliczności, obliczona część aktywna może być wyższa dla tego modelu do 30% dla najbardziej masywnych galaktyk karłowatych.

Galaktyki karłowate pozwalają nam badać możliwe zalążki wzrostu supermasywnych czarnych dziur, co jest niezbędne do zrozumienia wzrostu czarnych dziur i ewolucji galaktyk. Jednym ze sposobów sprawdzenia, czy nasze modele wzrostu czarnych dziur są poprawne, jest sprawdzenie, czy przewidywana część aktywnych masywnych czarnych dziur w galaktykach zgadza się z obserwacjami. Modele takie jak ten mogą być przydatne do porównania z wynikami z przyszłych obserwatoriów, takich jak JWST i Athena (Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics), które mogą zaobserwować zalążki supermasywnych czarnych dziur we wczesnym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna czarnej dziury w galaktyce karłowatej M60-UCD1. Źródło: NASA, ESA, D. Coe, G. Bacon (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

Budowanie planet z dysków protoplanetarnych

Planety i ich gwiazdy macierzyste powstają z tego samego rezerwuaru materii mgławicowej i dlatego ich skład chemiczny powinien być skorelowany, ale obserwowane składy planet nie pokrywają się całkowicie ze składem ich gwiazd centralnych. Na przykład w naszym Układzie Słonecznym, wszystkie planety skaliste i planetozymale mają zbliżone do słonecznych proporcje pierwiastków ogniotrwałych (pierwiastki takie jak aluminium, które kondensują się z gazu, gdy temperatura spada poniżej ok. 1500 K), ale są pozbawione pierwiastków lotnych (takich, które łatwo wyparowują, jak azot). Astronomowie uważają, że jest to wynik formowania się planet poprzez koalescencję już skondensowanego pyłu mineralnego.

Gdy początkowe, zimne jądro obłoku molekularnego zapada się i tworzy się dysk, ciepło pochodzące od nowej gwiazdy (plus lepkość dysku) może spowodować odparowanie części pierwotnej skondensowanej materii – zmuszając sekwencję kondensacji do rozpoczęcia od nowa, ale teraz w warunkach wyższej temperatury i ciśnienia, które ewoluują stosunkowo szybko. Astronomowie analizują również różnego rodzaju meteoryty, aby określić ich skład chemiczny. W zależności od wartości początkowego jądra obłoku molekularnego i dysku, temperatury wytworzone podczas formowania się planety mogły nie być wystarczające do odparowania najbardziej ogniotrwałej z istniejącej wcześniej materii. Ponieważ różne minerały w planetozymalach kondensują się w różnych warunkach, czasie i miejscach, ogólna sytuacja jest złożona, co utrudnia zrozumienie obserwowanej chemii planet.

Geolog a CfA, Michail Petaev i jego koledzy symulowali zapadanie się jądra obłoku molekularnego i formowanie się gwiazdy, dysku i planet, a następnie analizowali ewolucyjny rozkład temperatur w całym dysku, aby wywnioskować sekwencję kondensacji minerałów. Odkryli, że właściwości początkowego jądra obłoku znacząco wpływają na maksymalne temperatury osiągane w dysku oraz na skład planet i asteroid; maksymalna temperatura występuje pod koniec fazy zapadania się, po kilkuset tysiącach lat. Odkryli oni również, że podczas gdy skład gwiazdy jest podobny do składu jądra obłoku molekularnego, gwiazda może być nieco zubożona w niektóre z najbardziej ogniotrwałych pierwiastków – a zatem skład gwiazdy może nie być dobrym przybliżeniem początkowego składu jądra. Tylko rdzenie obłoków o wysokiej temperaturze początkowej (lub niskiej rotacji dysku) wytworzą planety bogate w pierwiastki ogniotrwałe. Co istotne, autorzy pracy dochodzą do wniosku, że aby odtworzyć skład obserwowany w meteorytach Układu Słonecznego i planetach skalistych, albo jądro początkowe miało rzadkie właściwości, takie jak temperatury bliskie 2000 K (znacznie powyżej oczekiwanej średniej 1250 K), albo jakieś inne źródło ogrzewania musiało podnieść temperaturę dysku protoplanetarnego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna wczesnych mgławic słonecznych, ilustrująca materię w dysku podczas chłodzenia i koalescencji, który ostatecznie ewoluuje w planety skaliste. Źródło: USRA/LPI

_________________
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