Odkryto dużą liczbę słabych, skrajnie rozproszonych galaktyk w naszej Grupie Lokalnej

Międzynarodowy zespół naukowców z Polski, Hiszpanii i Niemiec przewidział prawdopodobne istnienie dużej liczby skrajnie rozproszonych galaktyk w Grupie Lokalnej, które wciąż nie zostały zaobserwowane.

Skrajnie rozproszone galaktyki miałyby masę do miliarda mas Słońca, rozłożone na obszarze porównywalnym z wielkością Drogi Mlecznej, która jest tysiąc razy masywniejsza. To by sprawiło, że byłyby bardzo słabe i trudne do zaobserwowania dlatego do tej pory ich nie widziano. Tylko kilka zostało znalezionych w Grupie Lokalnej Galaktyk i pojawiło się pytanie, ile może ich być w naszym kosmicznym sąsiedztwie. Dobry pomiar liczby tych galaktyk pozwoliłby odpowiedzieć na solidne przewidywania obecnych modeli Wszechświata.

Naukowcy należący do tego międzynarodowego zespołu zbadali najbardziej zaawansowane symulacje Grupy Lokalnej przy użyciu programu o nazwie HESTIA (odnoszącego się do starożytnej greckiej bogini ogniska domowego). Symulacje te są najdokładniejszymi i najbardziej szczegółowymi symulacjami Drogi Mlecznej i jej bezpośredniego otoczenia i pozwoliły przewidzieć istnienie do 12 skrajnie rozproszonych galaktyk w Grupie Lokalnej, z których kilka można było bezpośrednio zaobserwować za pomocą istniejących danych z przeglądów, takich jak Sloan Digital Sky Survey.

W skład grupy naukowców wchodzą dr Oliver Newton z Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk, dr Arianna de Cintio, pracownik naukowy ULL i IAC, z finansowaniem Junior Leader z Fundacji La Caixa; Dr Salvador Cardona-Barreiro z IAC i ULL oraz dr Noam Lliebeskind z Instytutu Astrofizyki w Poczdamie (IAP).

Według Arianny de Cintio, odkrycie nowych skrajnie rozproszonych galaktyk może mieć wielką wartość w dyskusji nad teoriami formowania się i ewolucji galaktyk, a nawet może zapewnić fundamentalny wgląd w modele Wszechświata.

Wyniki badań zostały opublikowane 30 marca 2023 roku w specjalistycznym czasopiśmie „Astrophysical Journal Letters”.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Numeryczna symulacja Grupy Lokalnej Galaktyk z projektu HESTIA. Rozkład ciemnej materii jest pokazany na czerwono, gaz na zielono, a gwiazdy tworzące galaktyki na biało. Dwie centralne galaktyki odpowiadają naszej Drodze Mlecznej i Andromedzie, podczas gdy skrajnie rozproszone galaktyki, które nie zostały jeszcze odkryte, zaznaczono zielonymi kółkami. Źródło: Salvador Cardona-Barrero

_________________
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

Najjaśniejszy do tej pory rozbłysk gamma ujawnia nowe tajemnice kosmicznych eksplozji

Naukowcy uważają, że emisja promieniowania gamma, która trwała ponad 300 sekund, jest zapowiedzią narodzin czarnej dziury, powstałej z zapadnięcia się jądra masywnej gwiazdy.

9 października 2022 roku przez nasz Układ Słoneczny przetoczył się intensywny impuls promieniowania gamma, który obezwładnił detektory tego promieniowania na licznych orbitujących satelitach i wysłał astronomów w pogoń za badaniem tego zdarzenia przy użyciu najpotężniejszych na świecie teleskopów.

Nowe źródło, nazwane GRB 221009A, okazało się być najjaśniejszym z dotychczas zarejestrowanych wybuchów promieniowania gamma (GRB).

W nowej pracy, która ukazała się 28 marca 2023 roku w The Astrophysical Journal Letters, obserwacje GRB 221009A obejmujące zakres od fal radiowych do promieniowania gamma, w tym krytyczne obserwacje na falach milimetrowych rzucają nowe światło na trwające od dziesięcioleci poszukiwania zrozumienia pochodzenia tych ekstremalnych kosmicznych eksplozji.

Emisja promieniowania gamma z GRB 221009A trwała 300 sekund. Astronomowie uważają, że takie „długotrwałe” GRB to zapowiedź narodzin czarnej dziury, powstałej z zapadnięcia się jądra masywnej i szybko wirującej gwiazdy pod własnym ciężarem. Nowo powstała czarna dziura wyrzuca potężne strumienie plazmy z prędkością bliską prędkości światła, które przebijają się przez zapadającą się gwiazdę i świecą w promieniach gamma.

Ponieważ GRB 221009A jest najjaśniejszym rozbłyskiem, jaki kiedykolwiek zarejestrowano, prawdziwą tajemnicą było to, co nastąpi po początkowym rozbłysku promieniowania gamma. Kiedy strumienie zderzają się z gazem otaczającym umierającą gwiazdę, wytwarzają jasną poświatę światła w całym spektrum – powiedział Tanmoy Laskar, adiunkt fizyki i astronomii na Uniwersytecie w Utah oraz główny autor badań. Poświata zanika dość szybko, co oznacza, że musimy być szybcy i zwinni, aby uchwycić światło, zanim zniknie, zabierając ze sobą swoje tajemnice.

W ramach kampanii mającej na celu wykorzystanie najlepszych na świecie radioteleskopów i teleskopów milimetrowych do badania poświaty GRB 221009A, astronomowie szybko zgromadzili dane z Submillimeter Array (SMA).

Ten wybuch, będąc tak jasnym, dał wyjątkową okazję do zbadania szczegółowego zachowania i ewolucji poświaty z niespotykanymi dotąd szczegółami – nie chcieliśmy tego przegapić! Badałem te wydarzenia przez ponad dwadzieścia lat, a to było tak samo ekscytujące jak pierwszy GRB, jaki kiedykolwiek zaobserwowałem – powiedział Edo Berger, profesor astronomii na Uniwersytecie Harvarda i CfA. Dzięki możliwości szybkiego reagowania byliśmy w stanie szybko skierować SMA na lokalizację GRB 221009A – powiedział naukowiec projektu SMA i badacz CfA, Garrett Keating. Zespół był podekscytowany widząc, jak jasna była poświata tego GRB, którą mogliśmy monitorować przez ponad 10 dni, aż wygasła.

Po przeanalizowaniu i połączeniu danych z SMA i innych teleskopów na całym świecie, astronomowie byli zdumieni: pomiary fal milimetrowych i radiowych były znacznie jaśniejsze niż oczekiwano na podstawie światła widzialnego i rentgenowskiego.

To jeden z najbardziej szczegółowych zestawów danych, jakie kiedykolwiek zebraliśmy, i jasne jest, że dane milimetrowe i radiowe po prostu nie zachowują się zgodnie z oczekiwaniami – powiedziała Yvette Cendes, pracownik naukowy CfA. Kilka rozbłysków GRB w przeszłości wykazało krótkie nadwyżki emisji milimetrowej i radiowej, które uważa się za sygnaturę fali uderzeniowej w samym strumieniu, ale w GRB 221009A nadwyżka emisji zachowuje się zupełnie inaczej niż w poprzednich przypadkach.

Cendes dodaje: Prawdopodobnie odkryliśmy zupełnie nowy mechanizm wytwarzania nadmiaru fal milimetrowych i radiowych. Jedną z możliwości jest to, że potężny strumień wytwarzany przez GRB 221009A jest bardziej złożony niż w większości GRB. Możliwe, że światło widzialne i rentgenowskie są wytwarzane przez jedną część dżetu, podczas gdy wczesne fale milimetrowe i radiowe są wytwarzane przez inny składnik.

Na szczęście ta poświata jest tak jasna, że będziemy kontynuować badania jej emisji radiowej przez miesiące, a może nawet lata – dodaje Berger. Dzięki temu znacznie dłuższemu okresowi mamy nadzieję rozszyfrować tajemnicze pochodzenie wczesnej nadmiernej emisji.

Niezależnie od dokładnych szczegółów tego konkretnego GRB, zdolność do szybkiego reagowania na GRB i podobne zdarzenia za pomocą teleskopów fal milimetrowych jest istotną nową możliwością dla astronomów.

Kluczową lekcją płynącą z tego GRB jest to, że bez szybko działających radioteleskopów i teleskopów milimetrowych, takich jak SMA, przegapilibyśmy potencjalne odkrycia dotyczące najbardziej ekstremalnych eksplozji we Wszechświecie – powiedział Berger. Nigdy nie wiemy z góry, kiedy takie zdarzenia wystąpią, więc musimy reagować tak szybko, jak to możliwe, jeżeli mamy skorzystać z tych darów kosmosu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Składniki długiego rozbłysku gamma, najpowszechniejszego typu. Jądro masywnej gwiazdy (po lewej) zapadło się, tworząc czarną dziurę, która wysyła strumień cząstek poruszający się przez zapadającą się gwiazdę w przestrzeń kosmiczną z prędkością bliską prędkości światła. Źródło: Goddard Space Flight Center, 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

Gromady galaktyk dostarczają nowych dowodów dla standardowego modelu kosmologicznego

Nowe badanie pokazuje dobrą zgodność z przewidywaniami standardowych modeli kosmologicznych.

Kosmolodzy znaleźli nowe dowody na standardowy model kosmologiczny – tym razem wykorzystują dane dotyczące struktury gromad galaktyk.

W niedawno opublikowanym badaniu zespół kierowany przez fizyków z SLAC National Accelerator Laboratory i Uniwersytetu Stanforda w Departamencie Energii wykonał szczegółowe pomiary emisji promieniowania rentgenowskiego gromad galaktyk, które ujawniły rozkład materii w ich obrębie. Z koeli dane te pomogły naukowcom przetestować dominującą teorię struktury i ewolucji Wszechświata, znaną jako model Lambda-CDM.

Dotarcie tam nie było jednak łatwym zadaniem.

Tutaj pojawia się problem: wnioskowanie o rozkładach masy gromad galaktyk z ich emisji promieniowania X jest najbardziej wiarygodne, gdy energia gazu wewnątrz gromad jest równoważona przez przyciąganie grawitacyjne, które utrzymuje cały układ razem. Pomiary rozkładu masy w rzeczywistych gromadach skupiają się na tych, które osiągnęły stan „rozluźnienia”. Porównując z przewidywaniami teoretycznymi, należy zatem wziąć pod uwagę ten wybór rozluźnionych gromad.

Mając to na uwadze, absolwentka fizyki na Uniwersytecie Stanforda, Elise Darragh-Ford, wraz ze współpracownikami zbadała symulowane komputerowo gromady, stworzone w ramach projektu The Three Hundred Project. Najpierw obliczyli, jak powinna wyglądać emisja rentgenowska dla każdej symulowanej gromady. Następnie zastosowali te same kryteria obserwacyjne, których użyto do identyfikacji rozluźnionych gromad galaktyk na podstawie rzeczywistych danych i symulowanych obrazów, aby zawęzić zbiór.

Następnie badacze zmierzyli zależność pomiędzy trzema właściwościami – masą gromady, tym jak centralnie zagęszczona jest ta masa, oraz przesunięcie ku czerwieni gromad, które odzwierciedla wiek Wszechświata, kiedy emitowane było obserwowane przez nas światło – zarówno dla symulowanych gromad w projekcie, jak i 44 prawdziwych gromad obserwowanych przez teleskop kosmiczny Chandra.

Zespół znalazł spójne wyniki z obu zestawów danych: ogólnie rzecz biorąc, gromady stały się bardziej zagęszczone centralnie w czasie, podczas gdy w danym czasie mniej masywne gromady są bardziej zagęszczone centralnie niż te bardziej masywne. Zmierzone zależności zgadzają się wyjątkowo dobrze między obserwacją a teorią, zapewniając silne wsparcie dla paradygmatu Lambda-CDM – powiedziała Darragh-Ford.

Naukowcy mają nadzieję, że w przyszłości w swoich analizach będą mogli zwiększyć rozmiar zarówno obserwowanych, jak i symulowanych zbiorów danych dotyczących gromad galaktyk. Wspierane przez SLAC projekty, które rozpoczną się w ciągu najbliższych kilku lat, pomogą zidentyfikować znacznie większą liczbę gromad galaktyk, podczas gdy planowane misje kosmiczne mogą uzupełnić pomiary promieniowania rentgenowskiego. Kosmolodzy z SLAC pracują również nad zwiększeniem rozmiarów dokładności komputerowych symulacji kosmosu, co pozwoli na bardziej szczegółowe badanie gromad galaktyk i wyznaczenie ścisłych limitów dla alternatywnych scenariuszy kosmologicznych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
SLAC

Vega

Na ilustracji: Obraz z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a pokazujący gromadę galaktyk MACS J1206. Źródło: NASA, ESA, M. Postman (STScI) oraz zespół CLASH

_________________
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 egzoplanety podobne do Ziemi mają pola magnetyczne?

Emisje radiowe pochodzące z odległości około 12 lat świetlnych od Układu Słonecznego ujawniają możliwe oddziaływania magnetyczne między gwiazdą YZ Ceti a jej potencjalną skalistą planetą okrążającą ją po bliskiej orbicie.

Ziemskie pole magnetyczne robi więcej niż tylko utrzymuje igły kompasu zwrócone w tym samym kierunku. Pomaga również zachować podtrzymującą życie atmosferę ziemską, odbijając cząstki o wysokiej energii i plazmę regularnie wyrzucane ze Słońca. Naukowcy zidentyfikowali teraz potencjalnego kandydata na planetę wielkości Ziemi w innym układzie słonecznym jako głównego kandydata do posiadania pola magnetycznego – YZ Ceti b, skalistą planetę krążącą wokół gwiazdy oddalonej o około 12 lat świetlnych od Ziemi.

Naukowcy Sebastian Pineda i Jackie Villadsen obserwowali powtarzający się sygnał radiowy pochodzący z gwiazdy YZ Ceti za pomocą radioteleskopu Karl G. Jansky Very Large Array. Badania przeprowadzone przez Pinedę i Villadsen mają na celu zrozumienie interakcji pola magnetycznego między odległymi gwiazdami a okrążającymi je planetami. Wyniki ich badań zostały opublikowane w czasopiśmie Nature Astronomy.

Poszukiwanie potencjalnie nadających się do zamieszkania światów w innych układach słonecznych zależy częściowo od możliwości określenia, czy skaliste, podobne do Ziemi egzoplanety rzeczywiście mają pola magnetyczne – mówi Joe Pesce z NSF. Te badania pokazują nie tylko, że ta konkretna skalista egzoplaneta prawdopodobnie ma pole magnetyczne, ale zapewniają obiecującą metodę znalezienia kolejnych.

Pole magnetyczne planety może zapobiegać niszczeniu atmosfery tej planety przez cząstki wyrzucane z jej gwiazdy, wyjaśnia Pineda, astrofizyk z University of Colorado. To, czy planeta przetrwa z atmosferą, może zależeć od tego, czy ma ona silne pole magnetyczne, czy nie.

Sygnał radiowy z innej gwiazdy
Zobaczyłam to, czego nikt wcześniej nie widział – wspomina Villadsen, astronom z Bucknell University, moment, w którym po raz pierwszy wyizolowała sygnał radiowy podczas weekendowego przeglądania danych w swoim domu.

Naukowcy teoretyzują, że gwiezdne fale radiowe, które wykryli, są generowane przez interakcje między polem magnetycznym egzoplanety a gwiazdą, wokół której krąży. Aby jednak takie fale radiowe były wykrywalne na duże odległości, muszą być bardzo silne. Podczas gdy pola magnetyczne były wcześniej wykrywane u masywnych egzoplanet wielkości Jowisza, zrobienie tego w przypadku stosunkowo małej egzoplanety wielkości Ziemi wymaga innej techniki.

Ponieważ pola magnetyczne są niewidoczne, trudno jest określić, czy odległa planeta rzeczywiście je posiada, wyjaśnia Villadsen. To, co robimy, to szukanie sposobu, aby je zobaczyć, powiedziała. Szukamy planet, które są naprawdę blisko swoich gwiazd i są podobnej wielkości co Ziemia. Planety te są zbyt blisko swoich gwiazd, aby można było na nich żyć, ale ponieważ znajdują się tak blisko, planeta przebija się przez masę rzeczy spadających z gwiazdy.

Jeżeli planeta ma pole magnetyczne i przedziera się przez wystarczającą ilość materiału z gwiazdy, spowoduje to, że gwiazda zacznie emitować jasne fale radiowe.

Mały czerwony karzeł YZ Ceti i jego znana egzoplaneta YZ Ceti b stanowiły idealną parę, ponieważ planeta znajduje się tak blisko gwiazdy, że okrąża ją w zaledwie kilka dni. (Dla porównania, planeta mająca najkrótszą orbitę w Układzie Słonecznym to Merkury, który okrąża Słońce w 88 dni). Kiedy plazma z YZ Ceti odbija się od pola magnetycznego planety, oddziałuje ona następnie z polem magnetycznym samej gwiazdy, która generuje wystarczające silne fale radiowe, aby można je było obserwować z Ziemi.

Siła tych fal radiowych może być następnie zmierzona, co pozwoli naukowcom określić, jak silne może być pole magnetyczne planety.

Zorze polarne na innym świecie?
To dostarcza nam nowych informacji o środowisku wokół gwiazd – powiedział Pineda. Nazywamy to „kosmiczną pogodą”.

Wysokoenergetyczne cząsteczki słoneczne i czasami ogromne wybuchy plazmy tworzą pogodę słoneczną bliżej domu, wokół Ziemi. Te wyrzuty ze Słońca mogą zakłócić globalną telekomunikację i spowodować zwarcie elektroniki w satelitach, a nawet na powierzchni Ziemi. Interakcja pomiędzy pogodą słoneczną a ziemskim polem magnetycznym i atmosferą tworzy również zjawisko zorzy polarnej.

Oddziaływania pomiędzy YZ Ceti b a jej gwiazdą również powodują powstawanie zorzy, ale z istotną różnicą: zorza występuje na samej gwieździe.

W rzeczywistości widzimy zorzę na gwieździe – to właśnie jest ta emisja radiowa – wyjaśnia Pineda. Na planecie również powinna występować zorza, jeżeli ma ona własną atmosferę.

Oboje badacze zgadzają się, że chociaż YZ Ceti b jest jak dotąd najlepszym kandydatem na skalistą egzoplanetę z polem magnetycznym, nie jest to sprawa zamknięta. To naprawdę może być to, powiedziała Villadsen. Ale myślę, że będzie jeszcze wiele prac uzupełniających, zanim pojawi się naprawdę mocne potwierdzenie fal radiowych powodowanych przez planetę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NSF

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna interakcji pomiędzy egzoplanetą a jej gwiazdą. Plazma emitowana z gwiazdy jest odchylana przez pole magnetyczne egzoplanety, a następnie oddziałuje z polem magnetycznym gwiazdy, powodując zorzę polarną na gwieździe i emisję fal radiowych. Źródło: National Science Foundation/Alice Kitterman

_________________
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

Naukowcy obserwują najbardziej płaską eksplozję, jaką kiedykolwiek widziano w kosmosie

Astronomowie zaobserwowali eksplozję odległą o 180 milionów lat świetlnych podważającą nasze obecne rozumienie wybuchów w kosmosie, która okazała się bardziej płaska niż kiedykolwiek wydawało się to możliwe.

Eksplozja wielkości naszego Układu Słonecznego wprawiła naukowców w zakłopotanie, ponieważ część jej kształtu – podobna do kształtu niezwykle płaskiego dysku – podważa wszystko, co wiemy o eksplozjach w kosmosie.

Zaobserwowana eksplozja była jasnym szybkim zjawiskiem tymczasowym (ang. Fast Blue Optical Transient – FBOT) – niezwykle rzadką klasą eksplozji, która jest znacznie mniej powszechna niż eksplozje takie jak supernowe. Pierwszy jasny FBOT został odkryty w 2018 roku i otrzymał przydomek „Krowa” (AT2018cow).

Eksplozje gwiazd we Wszechświecie mają prawie zawsze kulisty kształt, tak jak same gwiazdy są sferyczne. Jednak ta eksplozja, która miała miejsce 180 milionów lat świetlnych stąd, jest najbardziej asferyczną, jaką kiedykolwiek zaobserwowano w kosmosie, a jej kształt przypomina dysk, który pojawił się kilka dni po jej odkryciu. Ta część eksplozji mogła pochodzić z materii wyrzuconej przez gwiazdę tuż przed wybuchem.

Nadal nie wiadomo, jak dochodzi do tych jasnych eksplozji FBOT, ale mamy nadzieję, że ta obserwacja, której wyniki opublikowano w Monthly Notices of Royal Astronomical Society, przybliży nas do ich zrozumienia.

Dr Justyn Maund, główny autor badania z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Sheffield, powiedział: Bardzo niewiele wiadomo o eksplozjach FBOT – po prostu nie zachowują się tak, jak powinny eksplodować gwiazdy, są zbyt jasne i zbyt szybko ewoluują. Mówiąc wprost, są dziwne, a ta nowa obserwacja czyni je jeszcze dziwniejszymi.

Mamy nadzieję, że to nowe odkrycie pomoże nam rzucić na nie nieco więcej światła – nigdy nie sądziliśmy, że wybuchy mogą być tak asferyczne. Istnieje kilka potencjalnych wyjaśnień tego zjawiska: gwiazdy biorące udział w eksplozji mogły utworzyć dysk tuż przed śmiercią lub mogą to być nieudane supernowe, gdzie jądro gwiazdy zapada się do czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej, która następnie zjada resztę gwiazdy.

Naukowcy dokonali odkrycia po dostrzeżeniu błysku spolaryzowanego światła zupełnie przypadkowo. Byli w stanie zmierzyć polaryzację wybuchu za pomocą Liverpool Telescope znajdującego się na La Palmie.

Pomiar polaryzacji pozwolił im zmierzyć kształt wybuchu, skutecznie dostrzegając coś wielkości naszego Układu Słonecznego, ale w galaktyce oddalonej o 180 milionów lat świetlnych. Następnie byli w stanie wykorzystać dane do zrekonstruowania trójwymiarowego kształtu eksplozji i byli w stanie zmapować krawędzie wybuchu – co pozwoliło im zobaczyć, jak płaski był.

Naukowcy przeprowadzą teraz nowe badanie z międzynarodowym Obserwatorium Very Rubin w Chile, które mają pomóc odkryć więcej FBOT i lepiej je zrozumieć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Sheffield

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna kosmicznej eksplozji. Źródło: Philip Drury, University of Sheffield

_________________
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

Podwójny kwazar rzuca światło na dwie supermasywne czarne dziury na kursie kolizyjnym wewnątrz łączących się galaktyk

Astronomowie dokonali rzadkiego odkrycia we wczesnym Wszechświecie, w którym dwie aktywnie karmiące się supermasywne czarne dziury są na skraju kolosalnej kolizji.

Korzystając z zestawu kosmicznych i naziemnych teleskopów badacze znaleźli parę czarnych dziur osadzonych w dwóch galaktykach, które połączyły się, gdy Wszechświat miał zaledwie 3 miliardy lat.

Badanie, prowadzone przez University of Illinois w Urbana-Champaign, zostało opublikowane w czasopiśmie Nature.

Znalezienie takiego układu jest trudne z powodu wyzwania, jakim jest rozróżnienie dwóch czarnych dziur indywidualnie, gdy znajdują się one tak blisko siebie. Jednak w tym konkretnym układzie, nazwanym J0749+2255, obie czarne dziury pochłaniały gaz i pył, które rozgrzały się do tak wysokiej temperatury, że duet stworzył olbrzymi pokaz fajerwerków. Ta aktywność nazywana jest kwazarem, zjawiskiem, które występuje, gdy czarne dziury emitują ogromną ilość światła w całym spektrum elektromagnetycznym podczas karmienia się.

J0749+2255 jest bardzo niezwykły, ponieważ układ ma nie jeden, ale dwa kwazary, które są aktywne w tym samym czasie i znajdują się na tyle blisko siebie, że ostatecznie się połączą.

Nie widzimy zbyt wielu podwójnych kwazarów w tak wczesnym okresie we Wszechświecie. I dlatego to odkrycie jest tak ekscytujące – powiedział doktorant Yu-Ching Chen z University of Illinois w Urbana-Champaign, główny autor tego badania.

Sonda kosmiczna Gaia jako pierwsza wykryła nierozdzielony układ podwójny kwazarów, rejestrując obrazy wskazujące na dwa blisko siebie ustawione punkty światła w młodym Wszechświecie. Chen i jego zespół wykorzystali następnie Kosmiczny Teleskop Hubble’a, aby zweryfikować, czy punkty światła rzeczywiście pochodzą od pary supermasywnych czarnych dziur.

Następnie przeprowadzono obserwacje na wielu długościach fal; wykorzystując drugiej generacji kamery bliskiej podczerwieni Keck Observatory (NIRC2) w połączeniu z systemem optyki adaptacyjnej, a także Gemini North, obserwatorium rentgenowskiego Chandra i sieci radioteleskopów Very Large Array w Nowym Meksyku, naukowcy potwierdzili, że podwójny kwazar nie był dwoma obrazami tego samego kwazara powstałymi w wyniku soczewkowania grawitacyjnego.

Proces potwierdzenia nie był łatwy i potrzebowaliśmy szeregu teleskopów obejmujących widmo od promieniowania rentgenowskiego do radiowego, aby ostatecznie potwierdzić, że ten układ jest rzeczywiście parą kwazarów, zamiast, powiedzmy, dwoma obrazami kwazara soczewkowanego grawitacyjnie – powiedział współautor Yue Shen, astronom z University of Illinois.

Ponieważ teleskopy zaglądają w odległą przeszłość, ten podwójny kwazar już nie istnieje. W ciągu 10 miliardów lat ich macierzyste galaktyki prawdopodobnie uformowały się w olbrzymią galaktykę eliptyczną, taką jak te, które widzimy dzisiaj w lokalnym Wszechświecie. A kwazary połączyły się w gigantyczną, supermasywną czarną dziurę w jej centrum.

Pobliska gigantyczna galaktyka eliptyczna, M87, posiada monstrualną czarną dziurę o masie 6,5 miliarda razy większej od masy naszego Słońca. Być może ta czarna dziura urosła z jednej lub więcej fuzji galaktyk w ciągu ostatnich miliardów lat.

Istnieje coraz więcej dowodów na to, że duże galaktyki powstają w wyniku fuzji. Mniejsze systemy łączą się, tworząc większe układy i coraz większe struktury. Podczas tego procesu w łączących się galaktykach powinny powstać pary supermasywnych czarnych dziur.

Wiedza o populacji prekursorów czarnych dziur ostatecznie powie nam o pojawieniu się supermasywnych czarnych dziur we wczesnym Wszechświecie i o tym, jak częste mogą być te połączenia – powiedział Chen.

Zaczynamy odsłaniać ten czubek góry lodowej populacji wczesnych podwójnych kwazarów – powiedział współautor Xin Liu z University of Illinois w Urbana-Champaign. Na tym polega wyjątkowość tego badania. W rzeczywistości mówi nam ono, że ta populacja istnieje, a teraz mamy metodę identyfikacji podwójnych kwazarów, które dzieli mniej niż rozmiar pojedynczej galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna ukazująca jaskrawy blask dwóch kwazarów znajdujących się w jądrach dwóch galaktyk, które są w chaotycznym procesie łączenia się. Źródło: NASA, ESA, Joseph Olmsted (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

Jak odległa jest ta galaktyka?

W grudniu 2022 roku astronomowie potwierdzili odkrycie jednej z najbardziej odległych galaktyk, jakie kiedykolwiek zaobserwowano. Słaby sygnał radiowy pochwycony przez ALMA rozpoczął swoją podróż do nas, gdy Wszechświat miał mniej niż 360 milionów lat. Jest to niezwykle odległa galaktyka, ale jak daleko jest naprawdę? Odpowiedź jest nieco skomplikowana i zależy od tego, co rozumiemy przez odległość.

Astronomowie nie mogą bezpośrednio zmierzyć odległości galaktyk oddalonych o miliardy lat świetlnych. Zamiast tego mierzy się tak zwane przesunięcie ku czerwieni (z). W tym przypadku zespół zmierzył szczególną długość fali światła emitowanego przez tlen, znaną jako OIII. Kiedy obserwujemy linię emisyjną OIII w laboratorium tu na Ziemi, ma ona długość fali 88 mikrometrów. Linia OIII obserwowana przez ALMA w tej konkretnej galaktyce była znacznie dłuższa, około 1160 mikrometrów. Ponieważ czerwone światło ma większą długość fali niż niebieskie, mówimy, że obserwowana linia OIII jest przesunięta ku czerwieni. Biorąc pod uwagę te dwie liczby, obliczenie z jest łatwe. Jest to po prostu względne przesunięcie ku czerwieni obserwowanego światła, więc z = (1160-88)/88 = 12,2 Im większe z, tym większe przesunięcie ku czerwieni, a z = 12,2 jest największym do tej pory potwierdzonym przesunięciem ku czerwieni galaktyki.

Drugi sposób, w jaki może wystąpić przesunięcie ku czerwieni, to kosmiczna ekspansja. Wszechświat się rozszerza, a to oznacza, że gdy światło podróżuje do nas z odległej galaktyki, jego długość fali jest rozciągana przez rozszerzanie się przestrzeni. Im dłużej światło podróżuje, tym bardziej jest rozciągnięte, a więc tym bardziej jest przesunięte ku czerwieni. Zjawisko to znane jest jako kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni. W przypadku odległych galaktyk prawie całe przesunięcie ku czerwieni, które obserwujemy, jest kosmologiczne. W ten sposób wiemy, że galaktyki o wysokim przesunięciu ku czerwieni, takie jak ta, znajdują się bardzo, bardzo daleko.

Ale to wciąż nie mówi nam o konkretnej odległości. Aby to ustalić, musimy przyjrzeć się, jak Wszechświat rozszerza się w czasie. W tej chwili istnieje trochę niepewności co do tempa kosmicznej ekspansji, znanego jako parametr Hubble’a. Obserwacje mikrofalowego promieniowania tła wykonane przez misję Planck dały wartość około 68 (km/s)/Mpc, podczas gdy obserwacje teleskopu Hubble’a i sondy Gaia dały wyższą wartość około 72 (km/s)/Mpc. Im większa wartość tym szybciej Wszechświat się rozszerza i tym bardziej odległe są galaktyki. Jeżeli wybierzemy średnią wartość stałej 70 (km/s)/Mpc, możemy obliczyć rozsądną odległość za pomocą ogólnej teorii względności, ale nawet wtedy nasza odpowiedź będzie zależała od tego, jak zdefiniujemy odległość.

Jedną z definicji byłoby pytanie, jak długo światło podróżowało z galaktyki do nas. Jest to znane jako czas podróży światła i okazuje się, że wynosi około 13,1 miliarda lat. Ponieważ Wszechświat ma około 13,46 miliarda lat (na podstawie wybranego przez nas parametru), oznacza to, że światło opuściło galaktykę, gdy Wszechświat miał około 360 milionów lat. Ta definicja jest przydatna dla astronomów, ponieważ odległe galaktyki mówią nam o wczesnym Wszechświecie. Znajomość miejsca galaktyki w historii jest ważniejsza niż jej odległość.

Skoro światło podróżowało przez 13,1 miliarda lat, czy oznacza to, że galaktyka jest oddalona o 13,1 miliarda lat świetlnych? Nie do końca. Ze względu na kosmiczną ekspansję światło podróżowało znacznie dłużej, niż miałoby to miejsce, gdyby Wszechświat się nie rozszerzał. Galaktyka była bliżej nas, gdy światło zaczęło swoją podróż. O wiele bliżej. Jeżeli obliczymy, jak daleko galaktyka była od nas 13,1 miliarda lat temu, otrzymamy 2,4 miliarda lat świetlnych. Tak więc ta galaktyka znajdowała się zaledwie 2,4 miliarda lat świetlnych od nas, ale Wszechświat rozszerzył się tak bardzo, że jej światło potrzebowało 13,1 miliarda lat świetlnych, aby do nas dotrzeć.

Oczywiście prawdopodobnie chcesz wiedzieć, jak daleko jest teraz galaktyka. Jasne, galaktyka była oddalona od nas o 2,4 miliarda lat świetlnych, ale kiedy światło zaczęło zmierzać w naszą stronę, galaktyka nadal oddalała się od nas z powodu stale powiększającego się Wszechświata. Więc gdzie jest teraz galaktyka? Jeżeli wykonasz obliczenia, okaże się, że galaktyka jest teraz oddalona o około 32 miliardy lat świetlnych. Ale chwileczkę? Jak możemy zobaczyć galaktykę oddaloną o 32 miliardy lat świetlnych, jeżeli Wszechświat ma mniej niż 14 miliardów lat? Odpowiedź brzmi: nie możemy. Widok ALMA na galaktykę pokazuje, jak wyglądała, gdy znajdowała się zaledwie 2,4 miliarda lat świetlnych stąd. Nigdy nie będziemy mogli zobaczyć, jak galaktyka wygląda teraz. Jest ona zbyt daleko, a Wszechświat rozszerza się zbyt szybko, aby to światło mogło do nas dotrzeć. Widzimy jedynie optyczne echo tego, gdzie była i jak wyglądała kiedyś.

Wszystko to jest na tyle dziwne, by zawiązać mózg na supeł. To właśnie dlatego astronomowie skupiają się na przesunięciu ku czerwieni i dlatego zwykle mówimy o tym, ile Wszechświat miał lat, kiedy światło galaktyki rozpoczęło swoją podróż. To wystarczy, aby powiedzieć nam, że galaktyka jest daleko i widziana od dawna. Tak dawno i tak daleko, że jej odległość jest trudna do określenia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Galaktyki w Kwintecie Stefana. Źródło: NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team

_________________
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

Nowy pomiar może zmienić nasze rozumienie Wszechświata

Jeżeli chodzi o pomiar tempa rozszerzania się Wszechświata, wynik zależy od tego, z której strony Wszechświata zaczynamy. Ostatnie badania zespołu z EPFL pozwoliły skalibrować najlepsze kosmiczne mierniki z niespotykaną dotąd dokładnością, rzucając nowe światło na to, co jest znane jako napięcie Hubble’a.

Wszechświat rozszerza się – ale jak szybko dokładnie? Odpowiedź wydaje się zależeć od tego, czy oszacujemy tempo ekspansji kosmicznej – określane jako stała Hubble’a, czyli H0 – na podstawie echa Wielkiego Wybuchu (mikrofalowe promieniowanie tła – CMB), czy też zmierzymy H0 bezpośrednio na podstawie dzisiejszych gwiazd i galaktyk. Problem ten, znany jako napięcie Hubble’a, zastanawia astrofizyków i kosmologów na całym świecie.

Badanie przeprowadzone przez grupę naukowców z Stellar Standard Candles and Distances, kierowaną przez Richarda Andersona w Instytucie Fizyki EPFL, dodaje nowy element do tej układanki. Ich badania, opublikowane w Astronomy & Astrophysics, osiągnęły najdokładniejszą jak dotąd kalibrację gwiazd cefeid – typu gwiazd zmiennych, których jasność zmienia się w określonym czasie – do pomiarów odległości na podstawie danych zebranych przez misję Gaia. Ta nowa kalibracja dodatkowo wzmacnia stałą Hubble’a.

Stała Hubble’a (H0) nosi nazwę od astrofizyka, który wraz z Georgesem Lemaître'em odkrył to zjawisko pod koniec lat 20. XX wieku. Mierzy się ją w kilometrach na sekundę na megaparsek (km/s/Mpc), gdzie 1 Mpc to około 3,26 miliona lat świetlnych.

Najlepszy bezpośredni pomiar H0 wykorzystuje „kosmiczną drabinę odległości”, której pierwszy szczebel jest wyznaczany przez kalibrację absolutnej jasności cefeid, teraz ponownie skalibrowaną przez badanie EPFL. Z kolei cefeidy kalibrują kolejny szczebel drabiny, na którym supernowe – potężne ekspozycje gwiazd u kresu ich życia – śledzą ekspansję samej przestrzeni. Ta drabina odległości, mierzona przy użyciu supernowych, dla zespołu Równania Stanu Ciemnej Energii (Equation of State of dark energy – SH0ES) kierowanego przez Adama Riessa, zdobywcę Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki z 2011 roku, określa H0 na poziomie 73,0 ± 1,0 km/s/Mpc.

Pierwsze promieniowanie po Wielkim Wybuch
H0 można również określić, interpretując CMB – czyli wszechobecne mikrofalowe promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu ponad 13 miliardów lat temu. Jednak ta metoda pomiaru „wczesnego Wszechświata” musi zakładać najbardziej szczegółowe fizyczne zrozumienie ewolucji Wszechświata, czyniąc ją zależną od modelu. Satelita Planck dostarczył najbardziej kompletnych danych na temat CMB i zgodnie z tą metodą H0 wynosi 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc.

Napięcie Hubble’a odnosi się do tej rozbieżności w wysokości 5,6 km/s/Mpc, w zależności od tego, czy używa się metody CMB (wczesny Wszechświat), czy metody drabiny odległości (późny Wszechświat). Implikacja, przy założeniu, że pomiary wykonywane w obu metodach są poprawne, jest taka, że coś jest nie tak w rozumieniu podstawowych praw fizycznych rządzących Wszechświatem. Oczywiście, ten poważny problem podkreśla, jak istotne jest, aby metody astrofizyków były wiarygodne.

Nowe badanie EPFL jest tak ważne, ponieważ wzmacnia pierwszy szczebel drabiny odległości poprzez poprawę kalibracji cefeid jako znaczników odległości. Rzeczywiście, nowa kalibracja pozwala nam mierzyć odległości astronomiczne z dokładnością do ± 0,9%, a to stanowi silne wsparcie dla pomiarów późnego Wszechświata. Dodatkowo, wyniki uzyskane w EPFL, we współpracy z zespołem SH0ES pomogły udoskonalić pomiary H0, co zaowocowało poprawą precyzji i zwiększenia znaczenia napięcia Hubble’a.

Nasze badanie potwierdza tempo ekspansji 73 km/s/Mpc, ale co ważniejsze, dostarcza również najbardziej precyzyjnych, wiarygodnych kalibracji cefeid jako narzędzi do pomiaru odległości do tej pory – powiedział Anderson. Opracowaliśmy metodę, która wyszukiwała cefeidy należące do gromad gwiazd składających się z kilkuset gwiazd poprzez sprawdzenie, czy gwiazdy poruszają się razem przez Drogę Mleczną. Dzięki tej sztuczce mogliśmy wykorzystać najlepszą wiedzę o pomiarach paralaksy Gaia, jednocześnie korzystając ze wzrostu precyzji zapewnionego przez wiele gwiazd należących do gromad. Pozwoliło nam to przesunąć dokładność paralaksy Gaia do granic możliwości i zapewnia najlepszą podstawę, na której można oprzeć drabinę odległości.

Ponowne rozważenie podstawowych pojęć
Dlaczego różnica zaledwie kilku km/s/Mpc ma znaczenie, biorąc pod uwagę ogromną skalę Wszechświata? Ta rozbieżność ma ogromne znaczenie – powiedział Anderson. Przypuśćmy, że chcesz zbudować tunel, przekopując się po dwóch przeciwległych stronach góry. Jeżeli dobrze zrozumiałeś rodzaj skały i jeżeli twoje obliczenia są prawidłowe, to dwie dziury, które wykopujesz, spotkają się po środku. Ale jeżeli nie, oznacza to, że popełniłeś błąd – albo twoje obliczenia są błędne, albo mylisz się co do rodzaju skały. To właśnie dzieje się ze stałą Hubble’a. Im więcej otrzymamy potwierdzeń, że nasze obliczenia są dokładne, tym bardziej możemy dojść do wniosku, że nasze rozumienie Wszechświata jest błędne, że Wszechświat nie jest taki, jak myśleliśmy.

Rozbieżność ta ma wiele innych implikacji. Stawia pod znakiem zapytania same podstawy, takie jak dokładna natura ciemnej energii, kontinuum czasoprzestrzennego i grawitacji. Oznacza to, że musimy ponownie przemyśleć podstawowe pojęcia, które stanowią fundament naszego ogólnego zrozumienia fizyki – powiedział Anderson.

Badania prowadzone przez jego grupę badawczą wnoszoną również ważny wkład w inne obszary. Ponieważ nasze pomiary są tak precyzyjne, dają nam wgląd w geometrię Drogi Mlecznej – powiedział Mauricio Cruz Reyes, doktorant w grupie badawczej Andersona i główny autor badania. Wysoce dokładna kalibracja, którą opracowaliśmy, pozwoli nam na przykład lepiej określić rozmiar i kształt Drogi Mlecznej jako galaktyki z płaskim dyskiem oraz jej odległość od innych galaktyk. Nasza praca potwierdza również wiarygodność danych z Gaia, porównując je z danymi z innych teleskopów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
EPFL

Vega

Na ilustracji: RS Puppis - gwiazda zmienna typu cefeida. Źródło: Hubble Legacy Archive, NASA, ESA

_________________
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

Nowe dowody na naturę materii ze starożytnych galaktyk we wczesnym Wszechświecie

Zespół astrofizyków rzucił nowe światło na naturę materii dzięki wykryciu przez JWST galaktyk sprzed 13 miliardów lat oraz nowatorskim, najnowocześniejszym symulacjom numerycznym pierwszych galaktyk. Badanie dodaje kolejny element do układanki natury materii we Wszechświecie.

Podczas gdy powszechnie akceptowany paradygmat formowania się struktur opiera się na nierelatywistycznej materii, która oddziałuje tylko grawitacyjnie, czyli zimnej ciemnej materii, alternatywne możliwości rozwiązania małoskalowych problemów w standardowym scenariuszu opierają się na hipotezie, że ciemna materia składa się z „ciepłej” ciemnej materii.

Odkryliśmy, że ostatnie detekcje galaktyk przez JWST w pierwszym ułamku miliarda lat po Wielkim Wybuchu są cennymi próbnikami natury materii – powiedział dr Umberto Maio, pracownik naukowy Włoskiego Narodowego Instytutu Astrofizyki (INAF), Obserwatorium Astronomicznego w Trieście i główny autor pracy opublikowanej w Astronomy & Astrophysics. Badania pokazują, że ciemna materia, główny składnik materii we Wszechświecie, składa się z cząstek, które są albo „zimne” albo tylko łagodnie „ciepłe” i o masie większej niż 2 keV. Modele ciemnej materii z masami cząstek równymi lub mniejszymi od tego limitu są wykluczone z badania.

Podczas gdy poprzednie prace wykluczyły możliwość rozróżnienia natury materii poprzez wykorzystanie danych z ostatnich epok, dane ze znacznie wcześniejszych czasów i symulacje numeryczne ad hoc – podstawa nowego badania – były potrzebne, aby dostarczyć informacji o trendach statystycznych pierwotnych galaktyk i przełamać modele degradacji.

To, co zrobiliśmy to zastosowaliśmy naszą nową numeryczną implementację wczesnego formowania się galaktyk do interpretacji najnowszych danych JWST – powiedział dr Maio. Zobaczyliśmy, że w okresie, gdy tworzą się pierwsze gwiazdy i galaktyki, właściwości widocznych struktur obecnych we Wszechświecie zależą od masy cząstek ciemnej materii.
Rzeczywiście, w badaniu znaleziono dowody na to, że ilość kosmologicznych formacji gwiazdowych, jasność ultrafioletu i obfitości molekularne różnią się w różnych modelach ciemnej materii i te różnice można zestawić z najnowszymi danych JWST, pierwszymi docierającymi do „starożytnego” Wszechświata.

Badania opierały się na wyjątkowych obserwacjach galaktyk w ciągu pierwszego pół miliarda lat, wykrytych za pomocą JWST – powiedział prof. Matteo Viel z International School for Advanced Studies w Trieście i współautor badań. To ważne zastosowanie danych naukowych w tak pierwotnych epokach, aby ograniczyć naturę ciemnej materii. Dzięki JWST zaobserwowaliśmy najodleglejsze galaktyki we Wszechświecie, a ich właściwości dają nam jasne informacje o ich składnikach.

Badania pokazują, jak dwie obserwowalne funkcje, funkcja jasności i funkcja korelacji galaktyk w małych skalach słabych obiektów, zwłaszcza gdy są używane w połączeniu, są obiecującymi narzędziami do rozróżniania różnych modeli ciemnej materii. Wyniki badań są również zgodne z właściwościami ośrodka międzygalaktycznego, „kosmicznej sieci”, w nowszych epokach.

W przyszłości, gdy dostępnych będzie więcej danych dla małych, słabych, młodych źródeł, dalsze wskazówki mogą pochodzić z wczesnych statystyk dotyczących masy gwiazd i emisji tlenku węgla w galaktyce – podsumowują naukowcy. Odkrycie takich wczesnych galaktyk pokazuje, że struktury te mogą powstać w ciągu zaledwie ułamka miliarda lat. Tak więc w niedalekiej przyszłości możliwe będzie wykrywanie coraz większej liczby pierwotnych galaktyk gwiazdotwórczych, co utoruje drogę do lepszego zrozumienia natury materii.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astronomical Observatory of Trieste

Vega

Na ilustracji: Rozkład materii pierwotnej w modelach kosmologicznych z ciepłą ciemną materią (WDM, po lewej) i zimną ciemną materią (CDM, po prawej). Źródło: I.N.A.F.

_________________
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

HD 169142 b, trzecia potwierdzona do tej pory protoplaneta

Międzynarodowy zespół naukowy opublikował wyniki analizy danych z instrumentu SPHERE, które potwierdzają istnienie nowej protoplanety.

Planety powstają ze skupisk materii w dyskach otaczających nowonarodzone gwiazdy. Gdy planeta wciąż się formuje, czyli gromadzi materię, nazywana jest protoplanetą. Do tej pory tylko dwie protoplanety zostały jednoznacznie zidentyfikowane jako takie, PDS 70 b i c, obie krążące wokół gwiazdy PDS 70 (o czym już pisaliśmy). Liczba ta została zwiększona do trzech wraz z odkryciem i potwierdzeniem istnienie dysku gazu i pyłu otaczającego HD 169142, gwiazdę odległą o 374 lata świetlne od naszego Układu Słonecznego. Wykorzystaliśmy obserwacje z instrumentu SPHERE wykonane na gwieździe HD 169142, która była obserwowana kilkakrotnie w latach 2015-2019 – wyjaśnia Iain Hammond, badacz z Monash University (Australia). Ponieważ spodziewamy się, że planety są gorące, gdy się formują, teleskop wykonał zdjęcia w podczerwieni HD 169142, aby poszukać termicznej sygnatury ich formowania. Dzięki tym danym udało się potwierdzić obecność planety HD 169142 b, około 37 jednostek astronomicznych od swojej gwiazdy – nieco dalej niż orbita Neptuna. Jeszcze w 2019 roku zespół badawczy kierowany przez R. Grattona postawił wcześniej hipotezę zarówno poprzez ponowną analizę danych wykorzystanych w ich badaniu, jak i włączenie nowych obserwacji o lepszej jakości.

Różne obrazy, uzyskane za pomocą instrumentu SPHERE w latach 2015-2019, ujawniają zwarte źródło, które porusza się w czasie zgodnie z oczekiwaniami dla planety orbitującej w odległości 37 j.a. od swojej gwiazdy. Wszystkie zestawy danych uzyskane za pomocą instrumentu SPHERE zostały przeanalizowane przy użyciu najnowocześniejszych narzędzi do przetwarzania obrazów opracowanych przez zespół PSILab na Uniwersytecie w Liège. Ostatni zestaw danych uwzględniony w naszym badaniu, uzyskany w 2019 roku, jest kluczowy dla potwierdzenia ruchu planety – wyjaśnia Valentin Christiaens, pracownik naukowy F.R.S.-FNRS w PSILab (STAR Institute / Faculty of Science) na ULiège. Ten zestaw danych nie był do tej pory publikowany.

Nowe obrazy potwierdzają również, że planeta musiała wyrzeźbić pierścieniową szczelinę w dysku – zgodnie z przewidywaniami modeli. Luka ta jest wyraźnie widoczna w obserwacjach dysku w świetle spolaryzowanym. W podczerwieni możemy również zobaczyć ramię spiralne dysku, spowodowane przez planetę i widoczne w jej śladzie, co sugeruje, że inne dyski protoplanetarne posiadające spirale mogą również zawierać nieodkryte jeszcze planety – powiedział Hammond. Obrazy w świetle spolaryzowanym, jak również widmo w podczerwieni zmierzone przez zespół badawczy, dodatkowo wskazują, że planeta jest zagrzebana w znacznej ilości pyłu, który akreował z dysku protoplanetarnego. Pył ten może mieć postać dysku okołoplanetarnego, małego dysku tworzącego się wokół samej planety, który z kolei może tworzyć księżyce. To ważne odkrycie pokazuje, że wykrycie planet poprzez bezpośrednie obrazowanie jest możliwe nawet na bardzo wczesnym etapie ich formowania.

W ciągu ostatnich dziesięciu lat było wiele fałszywych alarmów wśród wykrytych formujących się planet – powiedział Valentin Christiaens. Oprócz protoplanet układu PDS 70 status pozostałych kandydatów jest nadal przedmiotem gorących dyskusji w środowisku naukowym. Protoplaneta DH 169142 b wydaje się mieć inne właściwości niż protoplanety układ PDS 70, co jest bardzo interesujące. Wygląda na to, że uchwyciliśmy ją na młodszym etapie jej formowania i ewolucji, ponieważ jest jeszcze całkowicie pogrzebana lub otoczona dużą ilością pyłu. Biorąc pod uwagę bardzo małą liczbę potwierdzonych dotychczas formujących się planet, odkrycie tego źródła i jego obserwacje powinny pozwolić nam lepiej zrozumieć, w jaki sposób powstają planety, a w szczególności planety olbrzymy, takie jak Jowisz.

Dalszą charakterystykę protoplanety i niezależnie potwierdzenie można uzyskać dzięki przyszłym obserwacjom za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Wysoka czułość JWST na podczerwień powinna rzeczywiście pozwolić naukowcom wykryć emisje termiczne z gorącego pyłu wokół planety.

Wyniki badań zostały opublikowane 4 kwietnia 2023 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UNIVERSITÉ DE LIÈGE

Vega

Na ilustracji: Obraz układu HD 169142 pokazujący sygnały formującej się planety HD 169142 b, a także ramię spiralne wynikające z dynamicznego oddziaływania pomiędzy planetą a dyskiem, w którym się znajduje. Źródło: VLT/SPHERE

_________________
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

Międzynarodowy zespół badawczy odkrył nową egzoplanetę

Międzynarodowy zespół badawczy kierowany przez profesora astrofizyki z UTSA dokonał przełomu w przyspieszeniu poszukiwań nowych planet.

W artykule opublikowanym 13 kwietnia 2023 roku w Science, prof. Thayne Currie informuje o pierwszej egzoplanecie odkrytej wspólnie dzięki bezpośredniemu obrazowaniu i precyzji astrometrii, nowej pośredniej metodzie, która identyfikuje planetę poprzez pomiar pozycji gwiazdy, wokół której krąży. Dane z Teleskopu Subaru na Hawajach i teleskopów kosmicznych ESA były integralną częścią odkrycia zespołu.

Egzoplaneta – zwana także planetą pozasłoneczną – to planeta poza Układem Słonecznym, która krąży wokół innej gwiazdy. Dzięki bezpośredniemu obrazowaniu astronomowie mogą zobaczyć światło egzoplanety przez teleskop i zbadać jej atmosferę. Jednak tylko około 20 egzoplanet zostało bezpośrednio sfotografowanych w ciągu 15 lat.

Natomiast pośrednie metody wykrywania planet określają istnienie planety poprzez jej wpływ na gwiazdę, wokół której krąży. Takie podejście może zapewnić szczegółowe pomiary masy i orbity planety.

Połączenie bezpośrednich i pośrednich metod badania pozycji planety zapewnia pełniejsze zrozumienie egzoplanety – powiedział Currie.

Metody pośredniego wykrywania planet są odpowiedzialne za większość dotychczas odkrytych egzoplanet. Korzystanie z jednej z tych metod, precyzyjnej astrometrii, powiedziało nam, gdzie szukać, aby spróbować sfotografować planety. I jak się dowiedzieliśmy, teraz możemy dużo łatwiej zobaczyć planety – dodał Currie.

Nowo odkryta egzoplaneta, nazwana HIP 99770 b, ma masę około 14 do 16 mas Jowisza i krąży wokół gwiazdy, która jest prawie dwa razy masywniejsza od Słońca. Układ planetarny wykazuje również podobieństwa z zewnętrznymi regionami naszego Układu Słonecznego. HIP 99770 b otrzymuje mniej więcej tyle światła od swojej gwiazdy, ile Jowisz otrzymuje od Słońca. Jej gwiazda macierzysta jest otoczona lodowymi szczątkami pozostałymi po formowaniu się planet, podobnie jak Pas Kuipera naszego Układu Słonecznego, czyli pierścień lodowych obiektów obserwowanych wokół Słońca.

Currie i zespół wykorzystali katalog przyspieszeń Hipparcos-Gaia (Hipparcos-Gaia Catalogue of Accelerations), aby odkryć przyspieszenie HIP 99770 b. Katalog składa się z danych pochodzących z misji Gaia i Hipparcos, poprzednika Gai, dostarczającego 25-letniego zapisu dokładnych pozycji i ruchów gwiazd. Okazało się, że gwiazda HIP 99770 b jest prawdopodobnie przyspieszana przez przyciąganie grawitacyjne niewidocznej planety.

Następnie zespół wykorzystał instrument Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO), który jest na stałe zainstalowany w ognisku Teleskopu Subaru, aby sfotografować i potwierdzić istnienie HIP 99770 b.

Odkrycie HIP 99770 b jest znaczące, ponieważ otwiera przed naukowcami nową drogę do odkrywania i charakteryzowania egzoplanet bardziej kompleksowo niż kiedykolwiek wcześniej, rzucając światło na różnorodność i ewolucję układów planetarnych – powiedział Currie. Wykorzystanie metod pośrednich do kierowania wysiłkami mającymi na celu zobrazowanie planet może również pewnego dnia zbliżyć naukowców do pierwszych obrazów innych Ziem.

To pierwsze z wielu odkryć, których się spodziewamy. Jesteśmy w nowej erze badań planet pozasłonecznych – powiedział Currie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UTSA

Vega

Na ilustracji: Podczerwony obraz HIP 99770 b wykonany przez Teleskop Subaru. Gwiazda macierzysta oznaczona jako * jest zamaskowana. Przerywana elipsa pokazuje w skali rozmiar orbity Jowisza wokół Słońca. Strzałka wskazuje na odkrytą egzoplanetę. Źródło: T. Currie/Subaru Telescope, UTSA

_________________
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

Dziwna smuga młodych gwiazd jest dowodem na ucieczkę supermasywnej czarnej dziury

Astronomowie zauważyli kandydata na supermasywną czarną dziurę, która uciekła ze swojej macierzystej galaktyki, pędząc przez przestrzeń kosmiczną z prędkością około 6,5 miliona km/h przez ostatnie 39 milionów lat.

Zespół naukowców korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Obserwatorium Kecka na Hawajach, odkrył nieznaną, bardzo cienką, niemal prostą smugę młodych gwiazd i zszokowanego gazu – być może jest to ślad, jaki pozostawiła czarna dziura podczas ucieczki.

Wyniki pracy zostały przedstawione w artykule opublikowanym 6 kwietnia w The Astrophysical Journal Letters.

Coś takiego nie było obserwowane nigdy wcześniej we Wszechświecie – powiedział Pieter van Dokkum, profesor astronomii i fizyki na Uniwersytecie Yale i główny autor badania. Od dawna wiemy, że supermasywne czarne dziury istnieją, i od około 50 lat przewidywano, że mogą być one czasami wyrzucane z galaktyk. Jeżeli zostanie to potwierdzone, byłby to pierwszy dowód na ucieczkę supermasywnej czarnej dziury, potwierdzający to przewidywanie.

Zespół van Dokkuma najpierw wykrył długą smugę za pomocą HST. Aby przyjrzeć się bliżej, przeprowadzili kolejne obserwacje przy użyciu spektrometru LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) i spektrografu NIRES (Near Infrared Echellette Spectrograph).

Dane z Obserwatorium Kecka ujawniły, że smuga gwiazd ma niezwykłą długość 200 000 lat świetlnych i rozciąga się od zwartej, aktywnej galaktyki gwiazdotwórczej, której światło potrzebowało około 7,6 miliarda lat, aby dotrzeć do Ziemi. Ślad jest prawie w połowie tak jasny, jak sama galaktyka macierzysta, z którą jest powiązany, co wskazuje, że zawiera mnóstwo młodych gwiazd.

Uważamy, że widzimy ślad za czarną dziurą, w którym gaz ochładza się i jest w stanie tworzyć gwiazdę. Patrzymy więc na formowanie się gwiazd, które podążają za czarną dziurą – powiedział van Dokkum.

Obserwatorium Kecka pokazało również jasny węzeł zjonizowanego gazu na szczycie śladu – prawdopodobnie miejsce, w którym znajduje się sama czarna dziura. Ponadto, wydaje się, że galaktyka macierzysta liniowej smugi nie posiada czarnej dziury w swoim centrum, a przynajmniej nie posiada takiej, która aktywnie żeruje na materii i generuje potężne strumienie energii, które mogłyby wykryć teleskopy.

Jeżeli wąska smuga gwiazd i gazu rzeczywiście została utworzona przez czarną dziurę wyrzuconą z macierzystej galaktyki, astronomowie mają prawdopodobne wyjaśnienie jej pochodzenia. Najpierw dwie galaktyki, z których każda zawiera supermasywną czarną dziurę w swoim centrum, łączą się. Następnie, gdy czarne dziury wirują wokół siebie w układzie podwójnym w jądrze nowo powstałej galaktyki, trzecia supermasywna czarna dziura wewnątrz kolejnej galaktyki dołącza do tej pary. Wzajemna interakcja trójki tworzy niestabilną sytuację, która generuje prędkość wystarczającą do storpedowania jednej z trzech czarnych dziur.

Kolejnym krokiem van Dokkuma i jego zespołu jest potwierdzenie, czy odkrycie to jest rzeczywiście uciekającą czarną dziurą. Zespół będzie prowadził dalsze obserwacje obiektu.

Ponieważ liniowa smuga nowo narodzonych gwiazd i zszokowanego gazu jest tak uderzająca, van Dokkum mówi, że powinno być proste znalezienie innych obiektów podobnych do niej w obecnych i przyszłych danych.

Wiele z tego, co robimy, to testowanie hipotez lub doskonalenie poprzednich pomiarów, ale czasami zdarza się, że mamy do czynienia z zupełnie nieoczekiwanym odkryciem. To rzadkie, ale najlepsze! – powiedział van Dokkum.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna uciekającej supermasywnej czarnej dziury, która została wyrzucona z macierzystej galaktyki. Ilustracja jest oparta na obserwacjach HST, który za uciekającą czarną dziurę obserwuje smugę gwiazd rozciągającą się na odległość 200 000 lat świetlnych. Źródło: NASA, ESA, Leah Hustak (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

Naukowcy tworzą mapę porywistych wiatrów w odległym układzie z gwiazdą neutronową

Astronomowie zaobserwowali wiatr gwiazdowy w układzie Hercules X-1 i po raz pierwszy stworzyli jego dwuwymiarową mapę.

Dysk akrecyjny to kolosalny wir gazu i pyłu, który gromadzi się wokół czarnej dziury lub gwiazdy neutronowej gdy ta przyciąga materię z pobliskiej gwiazdy. Gdy dysk wiruje, wytwarza potężne wiatry, które popychają i ciągną rozległą, rotującą plazmę. Te potężne wypływy mogą wpływać na otoczenie czarnych dziur poprzez ogrzewanie i zdmuchiwanie gazu i pyłu wokół nich.

W ogromnych skalach wiatry gwiazdowe mogą być wskazówką, jak supermasywne czarne dziury kształtują całe galaktyki. Astronomowie zaobserwowali oznaki wiatrów dyskowych w wielu układach, w tym w akreujących czarnych dziurach i gwiazdach neutronowych. Jednak do tej pory udało im się zobaczyć jedynie bardzo wąski wycinek tego zjawiska.

Teraz astronomowie z MIT zaobserwowali szerszy zakres wiatrów w Hercules X-1, układzie, w którym gwiazda neutronowa odciąga materię od gwiazdy podobnej do Słońca. Dysk akrecyjny tej gwiazdy neutronowej jest wyjątkowy, ponieważ w trakcie wirowania „chwieje się” (precesuje). Wykorzystując to zjawisko, astronomowie uchwycili różne perspektywy obracającego się dysku i po raz pierwszy stworzyli dwuwymiarową mapę jego wiatrów.

Nowa mapa ujawniła pionowy kształt i strukturę wiatru, jak również jego prędkość – około setek km/s, co jest na łagodniejszym końcu tego, co dyski akrecyjne mogą rozkręcić.

Jeżeli w przyszłości astronomowie będą w stanie dostrzec więcej chybotliwych układów, technika mapowania opracowana przez zespół może pomóc w określeniu, w jaki sposób wiatry dyskowe wpływają na formowanie się i ewolucję układów gwiazdowych, a nawet całych galaktyk.

W przyszłości moglibyśmy mapować wiatry dyskowe w szeregu obiektów i określić, jak właściwości wiatru zmieniają się na przykład wraz z masą czarnej dziury lub z ilością materii, którą ona akreuje – powiedział Peter Kosec, doktor habilitowany w Kavli Instytut Astrofizyki i Badań Kosmicznych MIT oraz autor badań opublikowanych 10 kwietnia 2023 roku w Nature Astronomy. To pomoże określić, jak czarne dziury i gwiazdy neutronowe wpływają na nasz Wszechświat.

Poprawione widzenie
Wiatry dyskowe najczęściej obserwowano w rentgenowskich układach podwójnych – układach, w których czarna dziura lub gwiazda neutronowa wyciąga materię z mniej gęstego towarzysza i generuje rozgrzany do białości dysk opadającej po spirali materii wraz z wypływającym wiatrem. Nie wiadomo dokładnie, jak wiatry są wypuszczane z tych układów. Niektóre teorie proponują, że pola magnetyczne mogą rozdrabniać dysk i wyrzucać część materii na zewnątrz jako wiatr. Inni twierdzą, że promieniowanie gwiazdy neutronowej może ogrzewać i odparowywać powierzchnię dysku w gorących podmuchach.

O pochodzeniu wiatru można wnioskować na podstawie jego struktury, ale kształt i zasięg wiatrów dyskowych jest trudny do ustalenia. Większość układów podwójnych wytwarza dyski akrecyjne o stosunkowo równym kształcie, przypominającym cienkie pączki gazu, które wirują w jednej płaszczyźnie. Astronomowie, którzy badając te dyski korzystając z odległych satelitów i teleskopów, mogą obserwować efekty wiatrów dyskowych jedynie w ustalonym i wąskim zakresie, względem rotującego dysku. Każdy wiatr, który astronomowie zdołają wykryć, jest więc małym wycinkiem jego większej struktury.

Możemy badać właściwości wiatru tylko w jednym punkcie i jesteśmy całkowicie ślepi na wszystko wokół tego punktu, zauważa Kosec.

W 2020 roku on i jego współpracownicy zdali sobie sprawę, że jeden układ podwójny może zaoferować szerszy obraz wiatrów dyskowych. Hercules X-1 wyróżnia się spośród większości znanych rentgenowskich układów podwójnych swoim skrzywionym dyskiem akrecyjnym, który chwieje się, gdy wiruje wokół centralnej gwiazdy neutronowej układu.

Dysk naprawdę chwieje się w czasie co 35 dni, a wiatry mają swój początek gdzieś w dysku i przecinają naszą linię widzenia na różnych wysokościach nad dyskiem w czasie – wyjaśnia Kosec. To bardzo wyjątkowa właściwość tego układu, która pozwala nam lepiej zrozumieć pionowe właściwości jego wiatru.

Wypaczone chybotanie
W nowym badaniu naukowcy obserwowali Herculesa X-1 za pomocą dwóch teleskopów rentgenowskich – XMM-Newton i Chandra.

To, co mierzymy, to promieniowanie X, czyli ilość fotonów promieniowania rentgenowskiego, które docierają do naszych detektorów, w stosunku do ich energii. Mierzymy linie absorpcyjne, czyli brak światła rentgenowskiego przy bardzo konkretnych energiach – powiedział Kosec. Na podstawie stosunku siły różnych linii możemy określić temperaturę, prędkość i ilość plazmy w wietrze dyskowym.

Dzięki skrzywionemu dyskowi Herculesa X-1, astronomowie byli w stanie zaobserwować linię dysku poruszającą się w górę i w dół podczas jego chwiania się i rotacji. Efekt był taki, że badacze mogli zaobserwować oznaki wiatrów dyskowych na zmieniających się wysokościach względem dysku, a nie na jednej, stałej wysokości nad jednolicie obracającym się dyskiem.

Mierząc emisję promieniowania X i linie absorpcyjne, gdy dysk chybotał i rotował w czasie, badacze mogli zeskanować właściwości takie jak temperatura i gęstość wiatru na różnych wysokościach względem dysku i skonstruować dwuwymiarową mapę pionowej struktury wiatru.

Widzimy, że wiatr wznosi się od dysku pod kątem 12 stopni względem dysku, gdy rozszerza się on w przestrzeni – powiedział Kosec. Staje się też chłodniejszy i bardziej zbity, a także słabszy na większych wysokościach nad dyskiem.

Zespół planuje porównać swoje obserwacje z teoretycznymi symulacjami różnych mechanizmów wyrzucania wiatru, aby sprawdzić, które z nich najlepiej wyjaśniają jego pochodzenie. W dalszej kolejności zespół ma nadzieję odkryć więcej układów skrzywionych i chwiejących się, a także stworzyć mapę struktur ich wiatrów dyskowych. Wtedy naukowcy będą mieli szerszy pogląd na wiatry dyskowe i na to, jak takie wypływy wpływają na otoczenie – szczególnie w dużo większych skalach.

Jak supermasywne czarne dziury wpływają na kształt i strukturę galaktyk? Jedną z wiodących hipotez jest to, że wiatry dyskowe wystrzeliwane z czarnej dziury mogą wpływać na wygląd galaktyk. Teraz możemy uzyskać bardziej szczegółowy obraz tego, jak te wiatry są wystrzeliwane i jak wyglądają – powiedziała Erin Kara.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zmapowanego wiatru dyskowego wokół gwiazdy podobnej do Słońca. Źródło: Jose-Luisa Olivaresa z MIT. Na podstawie zdjęcia Herkulesa X-1 autorstwa D. Klochkova, Europejska Agencja Kosmiczna

_________________
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

Odkryto układ podwójny małomasywnego białego karła

Zespół astronomów odkrył progenitora skrajnie małomasywnego białego karła w układzie podwójnym ze zwartym, niewidocznym towarzyszem.

Układ podwójny zawierający przodka białego karła o wyjątkowo małej masie i zwartego, niewidocznego towarzysza został odkryty przez chińskich astronomów z NAOC, przy użyciu danych spektroskopowych z LAMOST i P200/DBSP oraz wielopasmowych danych fotometrycznych z przeglądu Catalina i Zwicky Transient Facility. Masa widocznej gwiazdy, przodka bardzo małomasywnego białego karła, wynosi około 0,09 masy Słońca, mniej niż teoretyczna granica jej gatunku, która może podważyć obecną teorię formowania się skrajnie małomasywnych białych karłów.

Badanie zostało opublikowane w Astronomical Journal 21 lutego 2023 roku.

Większość gwiazd we Wszechświecie zakończy swoje życie jako białe karły po wypaleniu się ich paliwa jądrowego. Większość białych karłów to węglowo-tlenowe białe karły, co oznacza, że składają się głównie z węgla i tlenu. Mają one masy rzędu 0,5-1,4 masy Słońca.

Gdy masa jest większa niż 1,4 masy Słońca, ciśnienie degeneracji elektronów w jądrze nie jest w stanie oprzeć się grawitacji i biały karzeł nadal będzie zapadał się w gwiazdę neutronową. Białe karły o masach od 0,33 do 0,5 masy słonecznej mogą mieć rdzenie zdominowane przez tlenek węgla (CO) lub hel (He). Białe karły o jeszcze niższych masach, znane jako skrajnie małomasywne białe karły, składają się ze zdegenerowanego helu.

Uważa się, że takie skrajnie małomasywne białe karły nie mogą powstawać poprzez kanał ewolucji pojedynczej gwiazdy, ponieważ formowanie się takich pojedynczych helowych białych karłów o niskiej masie wymaga gwiazdy macierzystej o odpowiednio bardzo niskiej masie początkowej i niezwykle długim czasie ewolucji, czasie nawet dłuższym niż obecny wiek Wszechświata. Dlatego ogólnie przyjmuje się, że skrajnie małomasywne białe karły powstają w oddziałujących układach podwójnych.

W szczególności proponuje się, aby jeszcze mniejsza masa części skrajnie małomasywnych białych karłów (poniżej 0,18 masy Słońca) traciła większość swojej początkowej masy przez stabilny kanał powierzchni Roche’a.

Aby skutecznie uformować skrajnie małomasywnego białego karła, początek transferu masy powinien nastąpić w odpowiednim czasie. Jeżeli transfer masy rozpocznie się zbyt wcześnie, dawca wyewoluuje w gwiazdę ciągu głównego o małej masie, podobną do towarzysza w układzie kataklizmicznym.

Z drugiej strony, jeżeli zacznie się za późno, jądro dawcy będzie wystarczająco masywne, aby ewoluować do następnego etapu poprzez błysk helowy. Zatem istnieje teoretyczna dolna granica masy skrajnie małomasywnego białego karła w takim ograniczonym procesie przenoszenia masy, która wynosi około 0,14-0,16 masy Słońca.

Szczególny przodek skrajnie małomasywnego białego karła wygląda jak normalny karzeł typu F krążący wokół niewidocznego składnika co 5,27 godziny. Być może właśnie zakończył fazę przenoszenia masy i powoli porusza się w kierunku ścieżki stygnięcia białego karła. Jego stała jasność sugeruje, że jego energia jest dostarczana przez maleńką płonącą powłokę wodorową poza zdegenerowanym jądrem helowym. Jednak jego dynamiczna masa wynosi tylko około 0,09 masy Słońca, poniżej dolnej granicy przewidywań teoretycznych, co jest rzeczywiście zagadkowe – powiedział dr YUAN Hailong, pierwszy autor badania.

Masa układu została oszacowana na podstawie wielopasmowych danych fotometrycznych i spektroskopowych w dziedzinie czasu oraz paralaksy Gai. Po uwzględnieniu wszystkich budżetów błędów szacowana masa jest nadal znacząco niska. Zespół przetestował kilka modeli teoretycznych, z których żaden nie pasował prawidłowo do wyników. To odkrycie rodzi pytanie o obecny mechanizm powstawania skrajnie małomasywnych białych karłów, który wciąż czeka na rozwiązanie.

Niewidoczny zwarty składnik może mieć masę ~1,0 masy Słońca i jest bardziej prawdopodobne, że będzie to biały karzeł, ale obecnie nie można wykluczyć gwiazdy neutronowej.

Układy podwójne skrajnie małomasywnych białych karłów ze zwartymi towarzyszami mogą być ciągłymi źródłami fal grawitacyjnych i należą do najbardziej odkrywczych obiektów w projekcie detekcji fal grawitacyjnych.

Jako ważny postęp poszukiwania kompaktowych obiektów w projekcie LAMOST, odkrycie to dowodzi zdolności LAMOST do badania skrajnie małomasywnych białych karłów. Wraz z napływem większej ilości danych dotyczących czasu podczas drugiego regularnego pięcioletniego przeglądu LAMOST, oczekuje się odkrycia bardziej interesujących zwartych układów podwójnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna podwójnego skrajnie małomasywnego białego karła. Źródło: Caltech/IPAC

_________________
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

Czarne dziury o masie pośredniej pochłaniają gwiazdy fragmentami

Nieuchwytne czarne dziury o masie pośredniej pochłaniają gwiazdy fragmentami, a potem wyrzucają resztki.

Czarne dziury o masie pośredniej, jeżeli istnieją, prawdopodobnie pochłaniają zbłąkane gwiazdy jak niechlujny maluch – biorą kilka kęsów, a następnie rozrzucają resztki po całej galaktyce – wykazały nowe badania przeprowadzone przez Northwestern University.

W nowych trójwymiarowych symulacjach komputerowych astrofizycy wymodelowali czarne dziury o różnej masie, a następnie przerzucili obok nich gwiazdy (wielkości Słońca), aby sprawdzić, co może się stać.

Naukowcy odkryli, że kiedy gwiazda zbliża się do czarnej dziury o masie pośredniej, początkowo zostaje złapana na jej orbicie. Następnie czarna dziura rozpoczyna swój długi i gwałtowny posiłek. Za każdym razem, gdy gwiazda robi okrążenie, czarna dziura bierze kęs – dalej pochłaniając gwiazdę z każdym jej przejściem. W końcu nie pozostaje nic poza zniekształconym i niezwykle gęstym jądrem gwiazdy.

W tym momencie czarna dziura wyrzuca szczątki. Resztki gwiazdy lecą w bezpieczne miejsce przez galaktykę.

Nowe symulacje nie tylko wskazują na nieznane zachowanie czarnych dziur o masie pośredniej, ale także dostarczają astronomom nowych wskazówek, które pomogą ostatecznie zlokalizować te ukryte na naszym nocnym niebie olbrzymy.

Oczywiście nie możemy obserwować czarnych dziur bezpośrednio, ponieważ nie emitują one światła – powiedziała Fulya Kıroğlu z Northwestern, która kierowała badaniami. Więc zamiast tego, musimy przyjrzeć się interakcjom pomiędzy czarnymi dziurami i ich otoczeniem. Odkryliśmy, że gwiazdy przechodzą przez wiele przejść zanim zostaną wyrzucone. Po każdym przejściu tracą więcej masy, powodując rozbłyski światła, gdy są rozrywane. Każdy rozbłysk jest jaśniejszy od poprzedniego i tworzy sygnaturę, która może pomóc astronomom je znaleźć.

Podczas gdy astrofizycy udowodnili istnienie małomasywnych i masywnych czarnych dziur, te o masie pośredniej pozostały nieuchwytne. Powstające podczas zapadania się supernowych, gwiazdowe czarne dziury mają masę około 3 do 10 razy większą od naszego Słońca. Na drugim końcu spektrum znajdują się supermasywne czarne dziury, które czają się w centrach galaktyk i mają masę od milionów do miliardów razy większą od masy naszego Słońca.

Gdyby istniały, czarne dziury o masie pośredniej zmieściłyby się gdzieś pośrodku – 10 do 10 000 razy masywniejsze niż gwiazdowe czarne dziury, ale nie tak masywne jak supermasywne czarne dziury. Chociaż te czarne dziury o masie pośredniej teoretycznie powinny istnieć, astrofizycy nie znaleźli jeszcze niepodważalnych dowodów obserwacyjnych.

Ich obecność jest nadal dyskutowana – powiedziała Kıroğlu. Astrofizycy odkryli dowody na ich istnienie, ale dowody te często można wytłumaczyć innymi mechanizmami. Na przykład to, co wydaje się być czarną dziurą o masie pośredniej, może w rzeczywistości być nagromadzeniem gwiazdowych czarnych dziur.

Aby zbadać zachowanie tych nieuchwytnych obiektów, Kıroğlu i jej zespół opracowali symulacje hydrodynamiczne. Najpierw stworzyli model gwiazdy składającej się z wielu cząsteczek. Następnie wysłali gwiazdę w kierunku czarnej dziury i obliczyli siłę grawitacji działającą na cząstki podczas zbliżania się gwiazdy.

Możemy konkretnie obliczyć, która cząstka jest związana z gwiazdą, a która jest rozebrana (niezwiązana z gwiazdą) – powiedziała Kıroğlu.

Dzięki tym symulacjom Kıroğlu i jej zespół odkryli, że gwiazdy mogą okrążać czarną dziurę o masie pośredniej aż pięć razy, zanim ostatecznie zostaną wyrzucone. Z każdym przejściem wokół czarnej dziury gwiazda traci coraz więcej swojej masy w miarę rozrywania. Następnie czarna dziura wyrzuca resztki – poruszające się z zawrotną prędkością – z powrotem do galaktyki. Powtarzający się wzór stworzyłby oszałamiający pokaz świetlny, który powinien pomóc astronomom rozpoznać – i udowodnić istnienie – czarnych dziur o masie pośredniej.

To niesamowite, że gwiazda nie została całkowicie rozerwana – powiedziała Kıroğlu. Niektórym gwiazdom może się poszczęścić i przeżyją to wydarzenie. Prędkość wyrzucania jest tak duża, że gwiazdy te można zidentyfikować jako gwiazdy o dużej prędkości, które obserwowano w centrach galaktyk.

Kıroğlu planuje następnie symulacje różnych typów gwiazd, w tym olbrzymów i gwiazd podwójnych, aby zbadać ich interakcje z czarnymi dziurami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pozostałości po gwieździe, krążąca wokół czarnej dziury. Źródło: Fulya Kıroğlu/Northwestern 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 rozwiązują zagadkę zapalania się kwazarów

Astronomowie odkryli, że kwazary zapalają się głównie w procesach łączenia się galaktyk.

Międzynarodowy zespół naukowy odkrył, że kwazary, jedne z najjaśniejszych i najpotężniejszych obiektów we Wszechświecie, zapalały się głównie w wyniku fuzji między galaktykami. Odkrycie rzuca nowe światło, po latach kontrowersji, na to, co powoduje emisję dużych ilości energii w najpotężniejszych aktywnych jądrach galaktyk. W badaniach wykorzystano obserwacje z Isaac Newton Telescope (INT) i William Herschel Telescope (WHT) w Obserwatorium Roque de los Muchachos w La Palma. Badania zostały opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Odkryte po raz pierwszy 60 lat temu, kwazary mogą świecić tak jasno, jak bilion gwiazd upakowanych w objętości wielkości naszego Układu Słonecznego. Przez dziesięciolecia od ich odkrycia pozostawało tajemnicą, co mogło wywołać tak potężną aktywność. Nowe prace prowadzone przez naukowców ujawniły teraz, że są one konsekwencjami łączenia się galaktyk.

Wysoka częstotliwość łączenia się kwazarów została odkryta, gdy zespół badawczy zaobserwował obecność zniekształconych struktur o niskiej jasności powierzchniowej w zewnętrznych regionach galaktyk, w których znajdują się kwazary.

Większość galaktyk ma w swoich jądrach supermasywne czarne dziury. Zawierają one również znaczne ilości gazu, ale przez większość czasu gaz ten krąży w dużych odległościach od centrów galaktyk, poza zasięgiem czarnych dziur. Kiedy dwie galaktyki łączą się, siły grawitacyjne kierują gaz w stronę czarnej dziury w centrum pozostałego układu galaktyk; tuż przed pochłonięciem gazu przez czarną dziurę, uwalnia ona niezwykłe ilości energii w postaci promieniowania, co skutkuje charakterystycznym blaskiem kwazara.

Zapłon kwazara może mieć dramatyczne konsekwencje dla galaktyki macierzystej – może wyrzucić pozostały gaz, co uniemożliwi powstawanie nowych gwiazd przez miliardy lat.

Dzięki głębi i jakości zdjęć uzyskanych w Obserwatorium Roque de los Muchachos po raz pierwszy udało się zaobserwować tak dużą próbkę przesłoniętych kwazarów z tak dużą czułością. Porównując obserwacje 48 galaktyk macierzystych kwazarów z obrazami ponad 100 galaktyk niebędących kwazarami, badacze doszli do wniosku, że galaktyki posiadające kwazary są mniej więcej trzykrotnie bardziej narażone na interakcje lub zderzenia z innymi galaktykami. Oznacza to, że fuzje między galaktykami są głównym mechanizmem zapłonu aktywności podobnej do kwazara.

Badanie to stanowi znaczący krok naprzód w naszym rozumieniu tego, jak te potężne obiekty są wyzwalane i napędzane. Clive Tadhunter, badacz z University of Sheffield, który kierował badaniem, powiedział: Kwazary są jednym z najbardziej ekstremalnych zjawisk we Wszechświecie, a to, co widzimy, prawdopodobnie będzie reprezentować przyszłość Drogi Mlecznej, gdy ta zderzy się z Galaktyką Andromedy za około pięć miliardów lat. Obserwowanie tych wydarzeń i wreszcie zrozumienie, dlaczego mają miejsce, jest ekscytujące.

Kwazary są ważne dla astrofizyków, ponieważ ze względu na swoją jasność wyróżniają się na dużych odległościach i dlatego działają jak latarnie morskie do najwcześniejszych epok w historii Wszechświata – wyjaśnia dr Jonny Pierce z University of Hertfordshire i pierwszy autor pracy.

Odkrycie, w jaki sposób kwazary się zapalają, jest kluczowe dla zrozumienia ewolucji galaktyk, ponieważ mają one bardzo duży wpływ na gaz i gwiazdy w galaktykach, w których się znajdują – powiedziała Cristina Ramos Almeida, badaczka IAC, kierująca międzynarodowym projektem QSOFEED, w ramach którego przeprowadzono to badanie, i w którym uczestniczą również Patricia Bessiere i Giovanna Speranza, obie badaczki IAC i współautorki badania. Ten projekt ma na celu zrozumienie, jak energia i wiatry wytwarzane przez te kwazary modyfikują właściwości centralnego regionu galaktyki – dodała.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Przykładowe obrazy kwazarów ukazujące zniekształcone struktury w zewnętrznych częściach układów, które są charakterystyczne dla łączenia się galaktyk. Projekt: Gabriel Pérez Díaz (IAC)

_________________
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

TESS wykrywa pulsujące gwiazdy w gromadzie Plejady

Dane z satelity TESS zostały wykorzystane do badania gwiazd zmiennych pulsujących w Plejadach.

Satelita TESS śledzi egzoplanety od 2018 roku. Jego obserwacje sprawiają, że jest biegły w rozplątywaniu działania jasnych, pobliskich gwiazd, a w niedawnym artykule badawczym opublikowanym w The Astrophysical Journal Letters wykorzystano dane TESS do badania gwiazd w jednej z najbardziej znanych gromad otwartych: Plejady.

Uporczywa tajemnica pulsujących gwiazd
Astronomowie od wieków wiedzą, że wiele gwiazd na nocnym niebie różni się jasnością. Z biegiem czasu udoskonaliliśmy naszą wiedzę na temat gwiazd zmiennych, a obecnie naukowcy wiedzą, że większość gwiazd zmiennych znajduje się w małym zakresie temperatur i jasności określanym jako pas niestabilności diagramu HR. Wiele – ale nie wszystkie – gwiazd na pasie niestabilności pulsuje, ich jasność zmienia się okresowo, gdy ich promień rośnie i kurczy się w czasie.

Stałym pytaniem w badaniach gwiazd zmiennych jest to, dlaczego niektóre gwiazdy na pasie niestabilności są zmienne, a inne nie – jak to możliwe, że dwie gwiazdy o niemal identycznych temperaturach i jasności zachowują się tak różnie? Jako krok w kierunku odpowiedzi na to pytanie, zespół prowadzony przez Timothy'ego Beddinga (Uniwersytet w Sydney) wykorzystał precyzyjne dane z TESS do poszukiwania gwiazd pulsujących w pobliskiej gromadzie Plejady.

Gaia i TESS
Najpierw zespół wykorzystał dokładne pozycje gwiazd i odległości skatalogowane przez sondę kosmiczną Gaia, aby określić, które gwiazdy należą do gromady Plejady, oddalonej o około 450 lat świetlnych. Łącząc tych prawdopodobnych członków gromady z garstką pobliskich gwiazd, które najwyraźniej niedawno uciekły z gromady, Bedding i współpracownicy zebrali próbkę 89 gwiazd. Wiadomo już, że dziesięć gwiazd w tej próbce różni się jasnością.

TESS obserwował większość z tych gwiazd przez okres kilku tygodni w 2021 roku. Korzystając z danych TESS w rozdzielczości czasowej (oraz niektórych danych z Keplera dla gwiazd w próbce, która przesunęła się poza krawędź detektora TESS), zespół wykrył szczególny rodzaj zachowania zwany pulsacjami typu δ Scuti w 36 gwiazdach, z których 30 nie było wcześniej znanych jako zmienne. Widma pulsacji tych gwiazd pokazują, że gwiazdy o podobnym wieku, temperaturze i składzie chemicznym mogą pulsować w diametralnie różny sposób.

Ciąg dalszy pytań
Wykreślając obserwowaną jasność tych gwiazd w funkcji ich kolorów, Bedding i współpracownicy ustalili, gdzie gwiazdy te znajdują się w stosunku do paska niestabilności. Gwiazdy pulsujące obejmowały pasmo o szerokości 0,45 magnitudo, a 72% gwiazd w Plejadach mieszczących się w tym pasie wykazywało pulsacje. Dla gwiazd znajdujących się w centrum pasa niestabilności 84% to gwiazdy pulsujące, co zdaniem zespołu jest niezwykle wysokim odsetkiem.

Biorąc pod uwagę niezwykle wysoki odsetek gwiazd pulsujących w gromadzie, Bedding i współpracownicy zauważyli, że pytanie nie dotyczy tego, dlaczego niektóre gwiazdy pulsują, a inne nie, ale raczej dlaczego podobne gwiazdy mają tak różne pulsacje. Choć pytanie pozostaje otwarte, jedno jest pewne: dane z Gai i TESS to potężne narzędzie do śledzenia gwiazd zmiennych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz gromady Plejady uzyskany dzięki danym z sondy WISE. 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

Jak czarna dziura w M87 uruchamia strumień

Nowe obserwacje ujawniają potężny strumień wyłaniający się z czarnej dziury w centrum galaktyki M87.

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystał nowe obserwacje fal milimetrowych, aby po raz pierwszy zobrazować związek między strukturę pierścieniową, która ujawnia materię wpadającą do centralnej czarnej dziury, a potężnym relatywistycznym strumieniem w znanej radiogalaktyce M87. Te obrazy pokazują pochodzenie strumienia i przepływ akrecyjny w pobliżu centralnej supermasywnej czarnej dziury. Nowe obserwacje ukazano za pomocą Global Millimeter VLBI Array (GMVA) uzupełnione przez Atacama Large Millimetre/submillimetre Array (ALMA) i Greenland Telescope (GLT). Dodanie tych dwóch obserwatoriów znacznie zwiększyło możliwości obrazowania GMVA.

Wyniki zostały opublikowane w czasopiśmie Nature.

Ru-Sen Lu, lider grupy badawczej Maxa Plancka w Obserwatorium Astronomicznym Akademii Chińskiej w Szanghaju jest zachwycony i zdziwiony: Wcześniej widzieliśmy zarówno supermasywną czarną dziurę, jak i odległy od niej strumień na osobnych zdjęciach, ale teraz dzięki nowemu obrazowi wykonaliśmy panoramiczny widok czarnej dziury wraz z jej strumieniem w nowym paśmie obserwacyjnym. Materia otaczająca czarną dziurę jest pochłaniana w procesie zwanym akrecją. Jednak nikt nigdy nie zobrazował bezpośrednio tego przepływu. Większy i grubszy pierścień, który teraz widzimy, pokazuje, że materia wpadająca do czarnej dziury znacząco przyczynia się do obserwowanej emisji na nowym obrazie, co pozwala nam lepiej zrozumieć procesy fizyczne w pobliżu czarnej dziury – dodaje Ru-Sen Lu.

Udział ALMA w obserwacjach GMVA zapewnił znaczny wzrost czułości wykrywania i obrazowania emisji z M87. To jeszcze bardziej zwiększyło efektywną rozdzielczość kątową i pozwoliło nam po raz pierwszy zobrazować pierścieniową strukturę w samym sercu M87 przy długości fali 3,5 mm – powiedział Andrei Lobanov z Instytutu Radioastronomii im. Maxa Plancka (MPIfR), członek zespołu badawczego. Średnica pierścienia zmierzona przez GMVA wynosi 64 mikrosekundy kątowe. Zgodnie z oczekiwaniami wynikającymi z właściwości emisyjnych relatywistycznej plazmy w tym regionie, zewnętrzna średnica tej pierścieniowej struktury jest około 1,5 razy większa niż ta zmierzona we wcześniejszych obserwacjach Teleskopu Horyzontu Zdarzeń na 1,3 mm.

Dzięki znacznie ulepszonym możliwościom obrazowania GMVA zyskaliśmy nową perspektywę. Rzeczywiście widzimy potrójny strumień, o którym wiedzieliśmy z wcześniejszych obserwacji VLBI – mówi Thomas Krichbaum, główny autor z zespołu MPIfR. Ale teraz możemy zobaczyć, jak strumień wyłania się z pierścienia emisyjnego wokół centralnej czarnej dziury i możemy zmierzyć średnicę pierścienia również na innej długości fali.

Spektakularne zdjęcie strumienia i pierścienia w M87 jest ważnym kamieniem milowym, którego kulminacją są wielokrotne wspólne wysiłki naszych kolegów z Europy, mające na celu dostosowanie macierzy GMVA i ALMA dla wspólnych obserwacji, aby ujawnić najdrobniejsze szczegóły w badaniu radiogalaktyk i kwazarów – komentuje Eduardo Ros, naukowiec z MPIfR, europejskiego harmonogramu GMVA, a także członek zespołu badawczego.

Patrząc na kolejne kroki technologiczne, Jae-Young Kim z Kyungpook National University w Daegu w Korei Południowej i współpracownik MPIfR mówi: Kolejne kroki w badaniach M87 w wysokiej rozdzielczości dotyczą badania koloru radiowego strumienia i cienia czarnej dziury, a także pomiarów polaryzacji, które ujawniają pola magnetyczne. Planowane kroki w celu dalszej poprawy wydajności i czułości sieci GMVA wymagają modernizacji odbiorników, które umożliwią wieloczęstotliwościowe referencje fazowe, tak jak to jest już robione w przypadku krótszych linii bazowych w sieci VLBI.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPIfR

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pokazująca zbliżenie na przepływ akrecyjny i strumień wyłaniający się z regionu czarnej dziury w M87. Źródło: Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF

_________________
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

Wykryta para wodna pochodzi z planety skalistej czy jej gwiazdy?

Czy planeta skalista krążąca w bliskiej odległość czerwonego karła jest w stanie utrzymać bądź odtworzyć atmosferę? Badania z użyciem JWST pomagają odpowiedzieć na to pytanie.

Najpopularniejsze gwiazdy we Wszechświecie to czerwone karły, co oznacza, że najbardziej prawdopodobne jest znalezienie skalistych egzoplanet krążących wokół takiej gwiazdy. Gwiazda typu czerwonego karła jest chłodna, więc planeta musi okrążać ją po ciasnej orbicie, aby utrzymać ciepło wystarczające, by mogła potencjalnie na swojej powierzchni utrzymać wodę w stanie ciekłym (co oznacza, że znajduje się w strefie nadającej się do zamieszkania). Takie gwizdy są również aktywne, zwłaszcza gdy są młode, w związku z tym emitują promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie, które może zniszczyć atmosferę planet. W rezultacie jednym ważnym otwartym pytaniem w astronomii jest to, czy skalista planeta może utrzymać lub odtworzyć atmosferę w tak surowym środowisku.

Aby odpowiedzieć na to pytanie, astronomowie wykorzystali Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba do zbadania skalistej egzoplanety znanej jako GJ 486 b. Krąży zbyt blisko swojej gwiazdy, aby znajdowała się w ekosferze, a temperatura jej powierzchni wynosi około 430 st. C. A jednak ich obserwacje za pomocą spektrografu bliskiej podczerwieni Webba (NIRSpec) pokazują ślady pary wodnej. Jeżeli para wodna jest powiązana z planetą, oznaczałoby to, że ma ona atmosferę pomimo swojej palącej temperatury i bliskiej odległości od gwiazdy macierzystej. Para wodna była już wcześniej widziana na gazowych egzoplanetach, ale jak dotąd nie wykryto atmosfery wokół skalistej egzoplanety. Zespół ostrzega jednak, że para wodna może znajdować się na samej gwieździe – w szczególności w chłodnych plamach gwiazdowych – a nie pochodzić z planety.

Widzimy sygnał i jest on prawie na pewno spowodowany przez wodę. Ale nie możemy jeszcze powiedzieć, czy ta woda jest częścią atmosfery planety, co oznacza, że planeta posiada atmosferę, czy po prostu widzimy sygnaturę wody pochodzącą od samej gwiazdy – powiedziała Sarah Moran z University of Arizona w Tucson, główna autorka badania.

Para wodna w atmosferze gorącej skalistej planety stanowiłaby duży przełom w nauce o egzoplanetach. Musimy jednak być ostrożni i upewnić się, że to nie gwiazda jest winowajcą – dodał Kevin Stevenson z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory w Laurel w stanie Maryland, główny badacz programu.

GJ 486 b jest około 30% większa od Ziemi i trzy razy masywniejsza, co oznacza, że jest skalistym światem o silniejszej niż Ziemia grawitacji. Orbituje wokół czerwonego karła w niecałe 1,5 ziemskiego dnia. Oczekuje się, że będzie zablokowana pływowo, ze stroną dzienną i stroną nocną.

Patrząc z naszego punktu widzenia, gwiazda przechodzi przed tarczą swojej gwiazdy. Jeżeli posiada ona atmosferę, to podczas tranzytu światło gwiazdy przefiltruje te gazy, pozostawiając w świetle odciski palców, które pozwolą astronomom rozszyfrować jej skład za pomocą techniki zwanej spektroskopią transmisyjną.

Zespół obserwował dwa tranzyty, każdy trwający około godziny. Następnie użyli trzech różnych metod do analizy uzyskanych danych. Wyniki wszystkich trzech metod są zgodne, gdyż pokazują przeważnie płaskie widmo z intrygującym wzrostem przy najkrótszych długościach fal podczerwonych. Zespół przeprowadził modelowanie komputerowe uwzględniające szereg różnych cząsteczek i doszedł do wniosku, że najbardziej prawdopodobnym źródłem sygnału jest para wodna.

Podczas gdy para wodna może potencjalnie wskazywać na obecność atmosfery na GJ 486 b, równie prawdopodobnym wyjaśnieniem jest para wodna pochodząca z gwiazdy. Co zaskakujące, nawet na naszym Słońcu para wodna może czasami występować w plamach słonecznych, ponieważ plamy te są bardzo chłodne w porównaniu z otaczającą je powierzchnią gwiazdy. Gwiazda macierzysta GJ 486b jest znacznie chłodniejsza od Słońca, więc jeszcze więcej pary wodnej skupiałoby się w jej plamach gwiazdowych. W rezultacie mogłaby ona wytworzyć sygnał naśladujący atmosferę planetarną.

Nie zaobserwowaliśmy dowodów na to, że podczas tranzytów planeta przecina jakiekolwiek plamy gwiazdowe. Ale to nie oznacza, że nie ma plam w innych miejscach na gwieździe. I to jest dokładnie fizyczny scenariusz, który odcisnął by ten sygnał wodny w danych i mógłby wyglądać jak atmosfera planety – wyjaśnił Ryan MacDonald z University of Michigan w Ann Arbor, jeden ze współautorów badania.

Oczekuje się, że atmosfera z pary wodnej będzie stopniowo ulegać erozji w wyniku ogrzewania i napromieniowania gwiazdy. W rezultacie, jeżeli atmosfera jest obecna, prawdopodobnie musiałaby być stale uzupełniana przez wulkany wyrzucające parę wodną z wnętrza planety. Jeżeli woda rzeczywiście znajduje się w atmosferze planety, potrzebne są dodatkowe obserwacje, aby zawęzić jej ilość.

Przyszłe obserwacje Webba mogą rzucić więcej światła na ten sygnał. W nadchodzącym programie Webb użyje instrumentu średniej podczerwieni (MIRI) do obserwacji dziennej strony planety. Jeżeli planeta nie ma atmosfery lub ma cienką, to najgorętsza część strony dziennej powinna znajdować się pod gwiazdą. Jednakże, jeżeli najgorętszy punkt jest przesunięty, wskazywałoby to na atmosferę, która może cyrkulować ciepło.

Ostatecznie, obserwacje na krótszych falach podczerwonych przez inny instrument Webba, Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS), będą potrzebne do rozróżnienia pomiędzy atmosferą planety a scenariuszami plam gwiazdowych.

Połączenie wielu instrumentów naprawdę określi, czy ta planeta ma atmosferę – powiedział Stevenson.

Badanie zostało zaakceptowane do publikacji w The Astrophysical Journal Letters.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NASA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna skalistej egzoplanety GJ 486 b, która krąży wokół czerwonego karła odległego od nas zaledwie o 26 lat świetlnych. Źródło: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (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

Promienie rentgenowskie gwiazdy neutronowej ujawniają „metamorfozę fotonów”

Według astrofizyka z Cornell, „piękny efekt” przewidywany przez elektrodynamikę kwantową (QED) może wyjaśnić zagadkowe pierwsze obserwacje polaryzowanych promieni rentgenowskich emitowanych przez magnetara – gwiazdę neutronową o silnym polu magnetycznym.

Oczekiwano, że niezwykle gęsta i gorąca pozostałość po masywnej gwieździe, szczycąca się polem magnetycznym 100 bilionów razy masywniejszym od ziemskiego, będzie generować silnie spolaryzowane promieniowanie X, co oznacza, że pole magnetyczne promieniowania nie drgało przypadkowo, ale miało preferowany kierunek.

Naukowcy byli jednak zaskoczeni, kiedy satelita Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) wykrył, że promienie rentgenowskie o niższej i wyższej energii są spolaryzowane w różny sposób, a pola elektromagnetyczne są zorientowane pod kątem prostym względem siebie.

Zjawisko to można naturalnie wyjaśnić jako wynik „metamorfozy fotonów” – transformacji fotonów rentgenowskich, która była teoretyzowana, ale nigdy nie została bezpośrednio zaobserwowana, powiedział dr Dong Lai, profesor astrofizyki w College of Arts and Sciences.

W tej obserwacji promieniowania z odległego obiektu niebieskiego widzimy piękny efekt, który jest przejawem zwykłej, fundamentalnej fizyki – powiedział Lai. QED jest jedną z najbardziej udanych teorii fizycznych, ale nie była ona wcześniej testowana w warunkach tak silnego pola magnetycznego.

Lai jest autorem pracy opublikowanej 18 kwietnia 2023 roku w Proceedings of the National Academy of Sciences.

Badania opierają się na obliczeniach dr. Lai i dr. Wynn Ho opublikowanych 20 lat temu, obejmujących obserwacje, o których NASA poinformowała w listopadzie 2022 roku, dotyczące magnetara 4U 0142+61, znajdującego się 13 000 lat świetlnych stąd w konstelacji Kasjopei.

Elektrodynamika kwantowa, która opisuje mikroskopijne oddziaływania pomiędzy elektronami i fotonami, przewiduje, że gdy fotony rentgenowskie opuszczają cienką atmosferę gwiazdy, neutronowej składającej się z gorącego, namagnesowanego gazu lub plazmy, przechodzą przez fazę zwaną rezonansem próżniowym.

Tam, te niemające ładunku, mogą tymczasowo przekształcić się w pary wirtualnych elektronów i pozytonów, które są pod wpływem super silnego pola magnetycznego magnetara nawet w próżni, proces zwany dwójłomnością próżni. W połączeniu z pokrewnym procesem, dwójłomnością plazmy, tworzone są warunki, w których polaryzacja wysokoenergetycznych promieni X zmienia się o 90 stopni w stosunku do niskoenergetycznych promieni rentgenowskich, zgodnie z analizą Lai.

Misja IPEX nie zauważyła zmian polaryzacji w obserwacjach innego magnetara, zwanego 1RXS J170849.0-400910, o jeszcze silniejszym polu magnetycznym. Lai powiedział, że jest to zgodne z jego obliczeniami, które sugerują, że rezonans próżniowy i metamorfoza fotonów wystąpiłyby bardzo głęboko wewnątrz takiej gwiazdy neutronowej.

Lai powiedział, że jego interpretacja obserwacji IPEX magnetara 4U 0142+61 pomogła ograniczyć jego pole magnetyczne i rotację, a także zasugerowała, że jego atmosfera prawdopodobnie składa się z częściowo zjonizowanych ciężkich pierwiastków.

Bieżące badania promieniowania X z niektórych najbardziej ekstremalnych obiektów we Wszechświecie, w tym gwiazd neutronowych i czarnych dziur, pozwalają naukowcom badać zachowanie materii w warunkach, których nie można odtworzyć w laboratoriach, a także przyczyniają się do zrozumienia piękna i różnorodności Wszechświata, powiedział Lai.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Cornell University

Vega

Na ilustracji: Pozostałość po supernowej Kasjopea A. Satelita IPEX wykrył później spolaryzowane promieniowanie X z 4U 0142+61, silnie namagnesowanej gwiazdy neutronowej znajdującej się w konstelacji Kasjopei. Źródło: NASA/CXC/SAO/IXPE

_________________
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