Naukowcy ujawniają sekrety wybuchów z okolic czarnych dziur

Należący do National Science Foundation Green Bank Telescope (GBT) ujawnił nowe informacje na temat tajemniczych bąbli radiowych otaczających supermasywną czarną dziurę.

W nowej pracy badającej gromadę galaktyk MS0735, przyglądamy się jednemu z najbardziej energetycznych wybuchów z supermasywnej czarnej dziury, jakie kiedykolwiek widziano, mówi Jack Orłowski-Scherer, główny autor tej publikacji. Tak się dzieje, gdy nakarmisz czarną dziurę, a ona gwałtownie wyrzuci gigantyczną ilość energii.

Supermasywne czarne dziury znajdują się głęboko w jądrach olbrzymich galaktyk w centrum gromad galaktyk. Wypełnione plazmą atmosfery gromad galaktyk są niewiarygodnie gorące – około 50 milionów stopni Celsjusza – ale zwykle ochładzają się z czasem, pozwalając na formowanie się nowych gwiazd. Czasami jednak czarna dziura podgrzewa otaczający ją gaz poprzez gwałtowne wybuchy, co zapobiega ochłodzeniu i powstawaniu gwiazd, w procesie zwanym sprzężeniem zwrotnym.

Te potężne strumienie rzeźbią ogromne puste przestrzenie w gorącym ośrodku gromady, wypychając ten gorący gaz dalej od centrum gromady i zastępując go emitującymi fale radiowe bąblami. Wyparcie tak dużej objętości gazu wymaga ogromnej ilości energii (kilka procent całkowitej energii cieplnej zawartej w gazie gromady), a zrozumienie, skąd ta energia pochodzi, jest bardzo interesujące dla astrofizyków. Dowiadując się więcej o tym, co pozostaje po wypełnieniu tych ubytków, astronomowie mogą zacząć wnioskować, co je w ogóle wywołało.

Zespół astronomów użył odbiornika MUSTANG-2 na GBT do zobrazowania MS0735 przy użyciu efektu Siuniajewa-Zeldowicza (SZ) subtelnego zniekształcenia mikrofalowego promieniowania tła (CMB) wywołanego rozpraszaniem przez gorące elektrony w gazie gromady. CMB zostało wyemitowane 380 000 lat po Wielkim Wybuchu i jest poświatą powstania naszego Wszechświata 13,8 miliarda lat temu. W okolicach 90 GHz, gdzie MUSTANG-2 prowadzi obserwacje, sygnał efektu SZ mierzy przede wszystkim ciśnienie termiczne.

Dzięki mocy MUSTANG-2 jesteśmy w stanie zajrzeć do tych jam i zacząć dokładnie określać, czym są wypełnione i dlaczego nie zapadają się pod ciśnieniem – mówi Tony Mroczkowski, astronom z Europejskiego Obserwatorium Południowego, który brał udział w tych nowych badaniach.

Nowe odkrycie to najgłębsze jak dotąd obrazowanie efektu SZ o wysokiej wierności stanu termodynamicznego wnęk w gromadzie galaktyk, popierające wcześniejsze odkrycia, że przynajmniej część wsparcia ciśnienia w jamach jest spowodowana źródłami nietermicznymi, takimi jak cząstki relatywistyczne, promienie kosmiczne i turbulencje, a także niewielkim wpływem pól magnetycznych. Wiedzieliśmy, że jest to ekscytujący układ, kiedy badaliśmy radiowe jądro i płaty przy niskich częstotliwościach, ale dopiero teraz zaczynamy dostrzegać pełen obraz, wyjaśnia współautorka Tracy Clarke, astronom z U.S. Naval Research Laboratory i VLITE Project Scientist, która była też współautorką poprzedniego badania radiowego układu.

W przeciwieństwie do wcześniejszych badań, nowe obrazowanie wykonane przez GBT uwzględnia możliwość, że podtrzymywanie ciśnienia wewnątrz bąbli może być bardziej zniuansowane niż wcześniej sądzono, mierząc zarówno składniki termiczne, jak i nietermiczne. Oprócz obserwacji radiowych, zespół wykorzystał istniejące obserwacje z Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra, które zapewniają uzupełniające spojrzenie na gaz obserwowany przez MUSTANG-2.

Przyszłe obserwacje na wielu częstotliwościach mogą ustalić bardziej precyzyjnie naturę egzotycznej erupcji czarnej dziury. Ta praca pomoże nam lepiej zrozumieć fizykę gromad galaktyk oraz problem sprzężenia zwrotnego przepływu chłodzenia, który od pewnego czasu niepokoi wielu z nas – dodaje Orłowski-Scherer.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Green Bank Observatory

Vega

Na ilustracji: Obserwacje wykonane przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra (lewe zdjęcie) oraz przez instrument MUSTANG-2 (prawe zdjęcie) wyraźnie pokazują ogromne jamy (zaznaczone szarymi okręgami) wydobyte przez potężne dżety radiowe (zielone kontury) wyrzucone z czarnej dziury w centrum gromady galaktyk MS0735. Zielone kontury na obu obrazach pochodzą z obserwacji wykonanych przez system VLA Low-band Ionosphere and Transient Experiment (VLITE).

_________________
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

Taniec z gwiazdami: 200-letnia historia układu Kastora

Astronomowie badają orbity układu sześciokrotnego – złożonego układu sześciu gwiazd na orbitach wokół siebie – aby zmierzyć masy poszczególnych gwiazd. Aby to zrobić, zespół wykorzystał dane z prawie 200 lat!

Gwiezdne sale balowe: laboratoria do ważenia gwiazd
Gwiazdy wielokrotne – układy podwójne, potrójne, a nawet składające się z czterech, pięciu czy nawet sześciu składników – mogą nas wiele nauczyć. Mierząc orbity gwiazd i stosując prawa Keplera, astronomowie mogą wyznaczyć masy gwiazd (oraz innych ciał, takich jak planety czy czarne dziury). Są to niezwykle ważne pomiary, ponieważ inne pomiary gwiazd (planet i innych ciał) mogą być użyte tylko do wnioskowania o masie obiektu poprzez przyjęcie założenia na podstawie emitowanego przez niego światła. Wiele z naszego zrozumienia gwiazd zawdzięczamy właśnie tym „dynamicznym” pomiarom masy gwiazd podwójnych.

Układy wielokrotne są również interesujące same w sobie – to, jak orbitują i w jaki sposób, mówi astronomom wiele o tym, jak przebiega proces formowania się gwiazd oraz jakie są jego prawdopodobne i mało prawdopodobne rezultaty.

Kastor: sześć gwiazd
Kastor jest drugą najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Bliźniąt, obok Polluksa. Wraz z pojawieniem się teleskopów, astronomowie w XVIII i XIX wieku odkryli, że Kastor jest w rzeczywistości układem podwójnym – Kastor A i B. Następnie okazało się, że jest układem potrójnym, gdy odkryto gwiazdę YY Geminorum (Kastor C), która krąży wokół Kastor A i B. Kłopoty zaczęły się naprawdę piętrzyć, gdy w 1896 roku Kastor B został zmierzony dwukrotnie za pomocą spektrografu. Pomiary wykonano w odstępie czterech dni. Prędkość radialna gwiazdy zmieniła się dramatycznie między dwiema obserwacjami, a dalsze pomiary wykazały, że gwiazda była układem spektroskopowo podwójnym. Późniejsze obserwacje Kastora A i Kastora C dowiodły, że są one również układami podwójnymi spektroskopowo! Jedna gwiazda stała się sześcioma gwiazdami, a wszystkie tańczą wokół siebie.

Ruch Kastor AB był rejestrowany od XVIII wieku, więc dzisiejsi astronomowie mieli wiele danych archiwalnych, z którymi mogli pracować, dopasowując orbitę do swoich danych. Ale nie poprzestali na archiwum, ponieważ chcieli w pełni scharakteryzować orbity tego układu. Modelowanie nawet układów potrójnych gwiazd może być skomplikowane, ponieważ należy uwzględnić wkład innych gwiazd w ruch danej gwiazdy. Pełne rozwiązanie orbitalne nie może być wyznaczone tylko na podstawie pomiarów prędkości radialnych, ponieważ prędkości te mówią tylko o ruchu gwiazd w kierunku do lub od obserwatora. Gwiazdy spektroskopowo podwójne są jednak tak blisko siebie, że nawet największe teleskopy z potężną optyką adaptacyjną nie są w stanie ich rozdzielić. Bez pomiaru ruchu na niebie, ich orbity i tym samym ich rzeczywiste masy pozostawały nieznane.

Interferometria na ratunek
Autorzy pracy opublikowanej 13 grudnia 2022 roku wykonali nowe obserwacje Kastora A i B, korzystając z macierzy CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy), interferometru optycznego o długiej linii bazowej znajdującego się na Mount Wilson w Kalifornii. Dzięki zdolności rozdzielczej interferometrii autorzy byli w stanie bezpośrednio zmierzyć pozycję każdej spektroskopowej pary w czasie, po raz pierwszy mapując każdą orbitę we wszystkich trzech wymiarach. W połączeniu z archiwalną astrometrią i pomiarami prędkości radialnej, autorzy byli w stanie dopasować każdą ścieżkę orbitalną i wyznaczyć masy dynamiczne dla wszystkich składników układu.

Autorzy określili masy gwiazd z dokładnością do 1%, co pozwoliło im w pełni scharakteryzować gwiazdy i wywnioskować ich wiek (kolejny niezwykle trudny pomiar). Odkryli, że orbity par podwójnych wokół siebie nie były wyrównane, ale mimo to uważają, że cały układ jest dynamicznie stabilny. Pomiary te umożliwią przyszłe badania dynamicznej stabilności układu z jeszcze większą szczegółowością i pomogą nam zrozumieć, jaki może być ostateczny los tych rzadkich układów sześciokrotnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna sześciokrotnego układu Kastor. Źródło: Pablo Carlos Budass.

_________________
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

Spektrografy odkrywają dwie potencjalnie nadające się do zamieszkania egzoziemie wokół pobliskiej gwiazdy

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył obecność dwóch planet o masach zbliżonych do Ziemi na orbicie wokół czerwonego karła niedaleko Układu Słonecznego. Obie planety znajdują się w ekosferze gwiazdy.

Natura wydaje się skłaniać do pokazania nam, że planety podobne do Ziemi są bardzo powszechne. Dzięki tym dwóm znamy teraz 7 w układach planetarnych całkiem blisko Słońca – wyjaśnia Alejandro Suárez Mascareño, pracownik naukowy IAC, który jest pierwszym autorem badania przyjętego do publikacji w Astronomy & Astrophysics.

Nowo odkryte egzoplanety krążą wokół gwiazdy GJ 1002, która znajduje się w odległości mniejszej niż 16 lat świetlnych od Układu Słonecznego. Obie mają masy podobne do Ziemi i znajdują się w ekosferze swojej gwiazdy. GJ 1002b, wewnętrzna z nich, potrzebuje niewiele ponad 10 dni, aby dokonać pełnego obiegu wokół gwiazdy, podczas gdy GJ 1002c potrzebuje nieco ponad 21 dni. GJ 1002 jest czerwonym karłem o masie zaledwie ⅛ masy Słońca. Jest to dość chłodna, słaba gwiazda. Oznacza to, że ekosfera znajduje się bardzo blisko tej gwiazdy – wyjaśnia Vera María Passegger, współautorka artykułu i badaczka IAC.

Bliskość gwiazdy od naszego Układu Słonecznego sugeruje, że obie planety, zwłaszcza GJ 1002c, są doskonałym kandydatkami do scharakteryzowania ich atmosfer na podstawie światła odbitego, albo emisji termicznej. Przyszły spektrograf ANDES dla teleskopu ELT w ESO, mógłby zbadać obecność tlenu w atmosferze GJ 1002c zauważa Jonay I. González Hernández, badacz z IAC, który jest współautorem artykułu. Ponadto, obie planety spełniają cechy potrzebne do tego, aby mogły być celami dla przyszłej misji LIFE (Large Interferometer For Exoplanets), która obecnie jest w fazie badań.

Odkrycia dokonano podczas współpracy konsorcjów dwóch instrumentów ESPRESSO i CARMENES. GJ 1002 była obserwowana przez CARMENES w latach 2017–2019, a przez ESPRESSO w latach 2019–2021. Ze względu na niską temperaturę światło widzialne z GJ 1002 jest zbyt słabe, aby zmierzyć jej zmiany prędkości za pomocą większości spektrografów – mówi Ignasi Ribas, badacz z Instytutu Nauk o Kosmosie (ICE-CSIC) i dyrektor Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC). CARMENES ma czułość w szerokim zakresie długości fal bliskiej podczerwieni, który przewyższa czułość innych spektrografów przeznaczonych do wykrywania zmian prędkości gwiazd, co pozwoliło mu na zbadanie GJ 1002 z 3,5-metrowego teleskopu w obserwatorium Calar Alto.

Połączenie ESPRESSO oraz mocy zbierania światła przez 8-metrowy teleskop VLT pozwoliło na wykonanie pomiarów z dokładnością zaledwie 30 cm/s, nieosiągalną dla żadnego instrumentu na świecie. Każda z dwóch grup miałaby wiele trudności, gdyby podjęła się tej pracy niezależnie. Wspólnie udało nam się zajść znacznie dalej niż działając niezależnie stwierdza Suárez Mascareño.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna dwóch planet o masie Ziemi krążących wokół gwiazdy GJ 1002. Źródło: Alejandro Suárez Mascareño and Inés Bonet (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

Astronomowie mogli odkryć, w jaki sposób galaktyki zmieniają swój kształt

Naukowcy mogli odpowiedzieć na trwające od dziesięcioleci pytanie dotyczące ewolucji galaktyk, wykorzystując moc sztucznej inteligencji do przyspieszenia swoich badań.

Od czasu wynalezienia w 1926 roku Sekwencji Hubble’a, która klasyfikuje morfologię galaktyk, astronomowie udoskonalają nasze rozumienie ewolucji i morfologii galaktyk w miarę postępu technologicznego.

Do lat 70. XX wieku badacze potwierdzili, że samotne galaktyki mają zwykle kształt spiralny, a te znalezione w gromadach galaktyk były prawdopodobnie gładkie i pozbawione cech, znane jako eliptyczne i soczewkowate (w kształcie soczewki).

Opublikowane 16 grudnia 2022 roku w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, nowe badania przeprowadzone przez astronomów z Międzynarodowego Centrum Badań Radioastronomicznych (ICRAR) mogły odkryć przyczynę tych różnic w kształtach.

Główny autor pracy, dr Joel Pfeffer z węzła ICRAR na Uniwersytecie Zachodniej Australii, powiedział, że badania wyjaśniają „relację morfologia–gęstość” – w której skupione galaktyki wydają się gładsze i bardziej pozbawione cech charakterystycznych niż ich samotne odpowiedniki.

Odkryliśmy, że dzieje się kilka różnych rzeczy, gdy mamy wiele galaktyk upakowanych razem – powiedział dr Pfeffer. Ramiona spiralne w galaktykach są tak delikatne, że gdy przechodzą do wyższych gęstości w gromadach galaktyk, galaktyki spiralne zaczynają tracić swój gaz. Ta utrata gazu powoduje, że „zrzucają” one swoje ramiona spiralne, przekształcając się w soczewkowaty kształt.

Inną przyczyną są fuzje galaktyk, w których można zobaczyć dwie lub więcej galaktyk spiralnych zderzających się ze sobą, by w następstwie utworzyć jedną dużą galaktykę eliptyczną.

W badaniu wykorzystano potężną symulację EAGLE do szczegółowej analizy grup galaktyk, wykorzystując algorytm sztucznej inteligencji do klasyfikacji galaktyk na podstawie kształtu.

Algorytm oparty na sieci neuronowej został przeszkolony przez doktoranta ICRAR Mitchella Cavanagha i może sklasyfikować prawie 20 000 galaktyk na minutę, kompresując to, co zwykle zajęłoby tygodnie do jednej godziny.

Symulacje ściśle odpowiadają temu, co zaobserwowano we Wszechświecie, dając naukowcom pewność, że mogą wykorzystać wyniki symulacji do interpretacji obserwacji gromad galaktyk.

Badanie zidentyfikowało również kilka galaktyk soczewkowatych poza regionami o dużej gęstości, gdzie można się ich spodziewać, przy czym modelowanie sugeruje, że powstały one w wyniku połączenia się dwóch galaktyk.

Dr Pfeffer powiedział, że praca łączy różne fragmenty badań nad ewolucją galaktyk, aby po raz pierwszy zrozumieć relację morfologia–gęstość.

Z biegiem czasu pojawiło się wiele sugestii – powiedział. Ale to pierwsza praca, która naprawdę składa wszystkie kawałki układanki razem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ICRAR

Vega

Na ilustracji: Wizualna reprezentacja AI galaktyk na podstawie danych z symulacji EAGLE. Źródło: ICRAR.

_________________
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 odkrywają nieprawidłowości w jądrach czerwonych olbrzymów

Praca naukowców przedstawia pierwszą charakterystykę nieciągłości strukturalnych występujących w jądrach czerwonych olbrzymów, umożliwiając tym samym po raz pierwszy precyzyjne badanie procesów fizycznych zachodzących w tym regionie.

Czerwone olbrzymy to umierające gwiazdy w zaawansowanych stadiach ewolucji, które wyczerpały wodór w swoich jądrach. W swojej pracy, opublikowanej 16 grudnia 2022 roku w Nature Communications, zespół astronomów znalazł nowe dowody na to, że czerwone olbrzymy doświadczają „zakłóceń” – ostrych zmian strukturalnych – w swoim wewnętrznym jądrze.

Niestety, niemożliwe jest zajrzenie bezpośrednio do wnętrza gwiazdy. Jednak technika zwana asterosejsmologią, która mierzy oscylacje podobne do „trzęsień ziemi” w gwiazdach, może zapewnić pośrednie spojrzenie na wnętrza gwiazd. „Usterki” mogą wpływać na te oscylacje, albo na częstotliwości i ścieżki fal grawitacyjnych i dźwiękowych podróżujących przez wnętrze gwiazdy.

Badaczka IA Margarida Cunha wyjaśnia: Fale rozchodzące się wewnątrz gwiazdy wywołują drobne zmiany jasności gwiazdy, które można wykryć za pomocą bardzo precyzyjnych instrumentów kosmicznych. Fale te ujawniają warunki ośrodka, w którym się rozchodzą, czyli fizyczne właściwości wewnątrz gwiazd.

Zespół wykorzystał dane z kosmicznego teleskopu Keplera do wykrycia i zbadania fal propagujących do najgłębszych warstw wyewoluowanych gwiazd. Główny autor Mathieu Vrard, dodaje: Analizując te zmiany, możemy uzyskać nie tylko globalne parametry gwiazdy, ale także informacje o dokładnej budowie tych obiektów.

Czerwone olbrzymy o małej masie, w których jądrach płonie hel, są często wykorzystywane w badaniach astrofizycznych jako próbniki odległości, do pomiaru takich aspektów, jak gęstość [url=pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka]galaktyk[/url] i do poznawania procesów fizycznych stojących za ewoluują chemiczną gwiazd. Dlatego ważne jest, aby naukowcy prawidłowo je modelowali, co z kolei wymaga zrozumienia, dlaczego występują te usterki.

W tej pracy zespół przeanalizował próbkę 359 czerwonych olbrzymów, które znajdowały się poniżej określonej masy gwiazdowej, mierząc różne właściwości i indywidualne częstotliwości oscylacji każdej gwiazdy. Odkryli, że prawie 7% tych gwiazd wykazuje strukturalne nieciągłości.

Istnieją dwie główne teorie, które wyjaśniają, w jaki sposób te zaburzenia mogą działać. Pierwsza stwierdza, że „zakłócenia” są obecne podczas ewolucji gwiazdy, ale generalnie są bardzo słabe i poniżej progu tego, co astronomowie sklasyfikowali jako prawdziwą nieciągłość.

Druga sugeruje, że nieregularności te są „wygładzane” przez jakiś nieznany proces fizyczny, który później prowadzi do zmian w strukturze jądra gwiazdy.

Jak się okazuje, badanie nie potwierdza tego scenariusza, ale potrzebne są dokładniejsze dane, zanim naukowcy będą mogli z całą pewnością zgodzić się z drugą teorią. Diego Bossini (IA) wyjaśnia: To badanie pokazuje ograniczenia naszych modeli i daje nam możliwość znalezienia sposobu na ich ulepszenie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna fal o różnych częstotliwościach przemieszczających się w wewnętrznych warstwach gwiazdy. Źródło: Tania Cunha (Planetário do Porto - Centro Ciência Viva)/Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço).

_________________
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

Niezwykle bliskie spojrzenie na czarną dziurę pochłaniającą gwiazdę

Ostatnie obserwacje czarnej dziury pochłaniającej zbłąkaną gwiazdę mogą pomóc naukowcom zrozumieć bardziej złożone zachowania związane z żywieniem czarnej dziury.

Wiele teleskopów obserwowało ostatnio masywną czarną dziurę rozdzierającą pechową gwiazdę, która zawędrowała zbyt blisko. Znajduje się około 250 milionów lat świetlnych od Ziemi w centrum innej galaktyki i była piątym najbliższym przykładem czarnej dziury niszczącej gwiazdę, jaki kiedykolwiek zaobserwowano.

Kiedy gwiazda została całkowicie rozerwana przez grawitację czarnej dziury, astronomowie zaobserwowali dramatyczny wzrost wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego wokół czarnej dziury. Wskazywało to, że gdy materia gwiazdy była ciągnięta ku zagładzie, utworzyła nad czarną dziurą niezwykle gorącą strukturę zwaną koroną. Należący do NASA satelita NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescopic Array) jest najbardziej czułym teleskopem kosmicznym zdolnym do obserwacji tych długości fal światła, a bliskość zdarzenia dostarczyła bezprecedensowego obrazu powstawania i ewolucji korony, zgodnie z nowymi badaniami opublikowanymi w Astrophysical Journal.

Praca pokazuje, jak zniszczenie gwiazdy przez czarną dziurę – proces formalnie znany jako zakłócenie pływowe – może być wykorzystany do lepszego zrozumienia, co dzieje się z materią, która jest przechwytywana przez jednego z tych behemotów, zanim zostanie całkowicie pochłonięta.

Większość czarnych dziur, jakie naukowcy mogą badać, jest otoczona gorącym gazem, który gromadził się przez wiele lat, czasem tysiącleci, i utworzył dysk o szerokości miliardów kilometrów. W niektórych przypadkach dyski te świecą jaśniej niż całe galaktyki. Nawet wokół tych jasnych źródeł, a zwłaszcza wokół znacznie mniej aktywnych czarnych dziur, wyróżnia się pojedyncza gwiazda, która jest rozdzierana i pochłaniana. A od początku do końca proces ten często zajmuje tylko kilka tygodni lub miesięcy. Obserwowalność i krótki czas trwania zakłócenia pływowego sprawiają, że są one szczególnie atrakcyjne dla astronomów, którzy mogą odkryć, w jaki sposób grawitacja czarnej dziury manipuluje otaczającą ją materią, tworząc niesamowite pokazy świetlne i nowe fizyczne właściwości.

Zdarzenia zakłócenia pływowego są rodzajem kosmicznego laboratorium – powiedział współautor badania Suvi Gezari, astronom z Space Telescope Science Institute w Baltimore. Są naszym oknem na karmienie w czasie rzeczywistym masywnej czarnej dziury czającej się w centrum galaktyki.

Zaskakujący sygnał
Głównym przedmiotem nowych badań jest zdarzenie o nazwie AT2021ehb, które miało miejsce w galaktyce z centralną czarną dziurą o masie około 10 milionów mas Słońca. Podczas tego zdarzenia zakłócenia pływowego, strona gwiazdy znajdująca się najbliżej czarnej dziury została pociągnięta mocniej niż dalsza strona gwiazdy, rozciągając całość i pozostawiając jedynie długą kluskę gorącego gazu.

Naukowcy uważają, że podczas takich zdarzeń strumień gazu owija się wokół czarnej dziury, uderzając w nią samą. Uważa się, że powoduje to powstanie fal uderzeniowych i wypływ gazu na zewnątrz, które generują światło widzialne, a także fale niewidoczne dla ludzkiego oka, takie jak światło ultrafioletowe i promieniowanie rentgenowskie. Materia zaczyna wtedy osadzać się w dysku rotującym wokół czarnej dziury jak woda krążąca wokół odpływu, a tarcie generuje niskoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie. W przypadku AT2021ehb ta seria zdarzeń miała miejsce w ciągu zaledwie 100 dni.

Zdarzenie zostało po raz pierwszy zauważone 1 marca 2021 roku przez Zwicky Transient Facility (ZTF), znajdujący się w Obserwatorium Palomar w południowej Kalifornii. Następnie zostało zbadane przez teleskop Neil Gehrels Swift Observatory i Neutron star Interior Composition Explorer (NICER), (teleskop, który obserwuje dłuższe fale promieniowania rentgenowskiego niż Swift).

Następnie, około 300 dni po pierwszym zauważeniu tego zdarzenia, NuSTAR zaczął obserwować układ. Naukowcy byli zaskoczeni, gdy NuSTAR wykrył koronę – obłok gorącej plazmy lub atomów gazu bez elektronów – ponieważ korony zwykle pojawiają się wraz ze strumieniami gazu, które płyną w przeciwnych kierunkach od czarnej dziury. Jednak w przypadku zdarzenia zakłócenia pływowego AT2021ehb nie było strumieni, co sprawiło, że obserwacja korony była niespodziewana. Korony emitują promieniowanie rentgenowskie o wyższej energii niż jakakolwiek inna część czarnej dziury, ale naukowcy nie widzą, skąd pochodzi plazma ani jak dokładnie się nagrzewa.

Nigdy nie widzieliśmy rozerwania pływowego z emisją rentgenowską taką jak ta bez obecności strumienia, a to naprawdę spektakularne, ponieważ oznacza, że możemy potencjalnie rozdzielić to, co wywołuje dżety i to, co tworzy korony, powiedział Yuhan Yao, doktorant z Caltech w Pasadenie w Kalifornii i główny autor nowego badania. Nasze obserwacje AT2021ehb są zgodne z ideą, że pola magnetyczne mają coś wspólnego z formowaniem się korony i chcemy wiedzieć, co powoduje, że pole magnetyczne staje się tak silne.

Yao przewodzi również wysiłkom mającym na celu poszukiwanie kolejnych przypadków zakłóceń pływowych zidentyfikowanych przez ZTF, a następnie obserwowanie ich za pomocą teleskopów takich jak Swift, NICER i NuSTAR. Każda nowa obserwacja oferuje potencjał nowego wglądu lub możliwości potwierdzenia tego, co zostało zaobserwowane w AT2021ehb i innych przypadkach rozerwań pływowych. Chcemy znaleźć ich jak najwięcej – powiedział Yao.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
JPL

Vega

Na ilustracji: Dysk gorącego gazu wiruje wokół czarnej dziury. Strumień gazu rozciągający się w prawo jest pozostałością po gwieździe rozerwanej przez czarną dziurę. Obłok gorącej plazmy nad czarną dziurą nazywany jest koroną. Źródło: NASA/JPL-Caltech.

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

Aktywność czarnych dziur może chronić wzrost innych galaktyk

Zazwyczaj myślimy o czarnych dziurach jako o obiektach niszczących, ale nowe badania sugerują, że supermasywna czarna dziura w centralnej galaktyce gromady galaktyk może w rzeczywistości pomagać innym galaktykom w gromadzie w dalszym rozwoju.

Gromady galaktyk zawierają setki do tysięcy galaktyk. Jednak to stłoczenie może być szkodliwe dla galaktyk. W porównaniu do pojedynczych galaktyk, gromady zawierają większy odsetek „martwych” galaktyk, które przestały tworzyć gwiazdy. Jest to prawdopodobnie spowodowane obecnością gazu gromadowego w gromadach. Gaz gromadowy może usuwać z galaktyk materię do budowy nowych gwiazd, co zapobiega ich powstawaniu.

Wcześniejsze badania pobliskich galaktyk wykazały, że martwe galaktyki częściej znajdują się wzdłuż linii ekstrapolowanej z najdłuższej osi galaktyki centralnej, a rzadziej w pobliżu jej najkrótszej osi. Ale nie było wiadomo, kiedy ten wzór zaczął się pojawiać. Wiedza o tym, kiedy wzór zaczął się pojawiać, dałaby wgląd w to, co może go powodować i jak wpłynęło to na rozwój gromad galaktyk w czasie.

Ze względu na skończoną prędkość światła, światło z odległych gromad potrzebuje czasu, aby do nas dotrzeć, czasami miliardów lat. Obserwując to światło, możemy zobaczyć obraz tego, jak wyglądała gromada, kiedy światło zostało wyemitowane po raz pierwszy, w bardzo realistycznym sensie patrząc wstecz w czasie.

Zespół astronomów, kierowany przez Makoto Ando z Uniwersytetu Tokijskiego, zbadał rozmieszczenie galaktyk gwiazdotwórczych i „martwych” w gromadzie, wykorzystując dane dla ponad 5000 gromad z okresu 7 miliardów lat, uzyskane za pomocą Teleskopu Subaru. Zespół odkrył, że wzór liczby martwych galaktyk znajdowanych w pobliżu najdłuższej osi galaktyki centralnej pozostawał spójny tak daleko wstecz w czasie, jak pozwala na to obecny zestaw danych.

Ten rozkład pasuje do symulacji, w których aktywność supermasywnej czarnej dziury w centralnej galaktyce wydmuchuje gaz gromadowy, który tłumi galaktyki. Aktywność supermasywnej czarnej dziury jest bardzo wydajna wokół najkrótszej osi galaktyki centralnej niż wokół najdłuższej osi. Tak więc aktywność czarnej dziury może w rzeczywistości chronić inne galaktyki.

Makoto Ando, główny badacz, ostrzega: Nie wykryliśmy bezpośrednich dowodów na istnienie tego mechanizmu, takich jak aktywność czarnej dziury czy anizotropowe rozmieszczenie gazu wewnątrz gromady. Oczekuje się, że zostaną one wykryte w przyszłości przez obserwacje rentgenowskie i radiowe.

Wyniki badań zostały opublikowane 22 grudnia 2022 roku w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Subaru Telescope

Urania

Na ilustracji: Przykład gromady galaktyk użytej w tym badaniu. Galaktyki gwiazdotwórcze są oznaczone niebieskimi kółkami, a „martwe” galaktyki pomarańczowymi kółkami. Inne obiekty na zdjęciu to galaktyki i gwiazdy niezwiązane z gromadą galaktyk. Obszary zacienione na różowo i jasnoniebiesko reprezentują „wyrównane” i „prostopadłe” kierunki względem centralnej galaktyki gromady. Prawy górny obraz to powiększony widok galaktyki centralnej. Źródło: University of Tokyo.

_________________
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

Tajemnica Drogi Mlecznej rozwiązana: płaszczyzna galaktyk satelitarnych rozprasza się w czasie

Badania przeprowadzone przez naukowców ujawniają, że dziwna struktura otaczająca naszą Galaktykę jest krótkotrwała i zgodna z teorią ciemnej materii.

Wzory kreślone przez konstelacje gwiazd fascynowały obserwatorów nieba od czasów prehistorycznych. Historie i mity, a nawet umiejętność przewidywania naszej przyszłości, zostały zbudowane wokół tych sugestywnych układów gwiazdowych.

Współcześni astronomowie przełamali magię gwiazdozbiorów, gdy wykazali, że są one jedynie wizualnym, przypadkowym układem gwiazd, które często znajdują się w dużych odległościach od siebie. Ponieważ gwiazdy się poruszają, wystarczy poczekać wystarczająco długo, a pojawią się nowe konstelacje, podczas gdy stare się rozpadną.

Ostatnio wyobraźnią astronomów i fizyków zawładnął inny dziwny wzór, tym razem wyznaczany przez jasne galaktyki satelitarne, które okrążają naszą własną galaktykę Drogi Mlecznej. W latach siedemdziesiątych XX wieku wielki astronom z Cambridge, nieżyjący już profesor Donald Lynden-Bell, zauważył, że galaktyki te wydają się być ułożone w nieprawdopodobnie cienkiej płaszczyźnie przecinającej naszą Galaktykę – „płaszczyźnie satelitów” Drogi Mlecznej. Aby dodać tajemnicy, później argumentowano, że galaktyki te krążą wokół Galaktyki w spójnym i długowiecznym dysku.

Płaszczyzna satelitów Drogi Mlecznej jest tak uderzająca, a jednocześnie tak dziwaczna, że astronomowie próbowali szukać podobnych struktur w dużych symulacjach kosmologicznych, które z imponującym stopniem realizmu śledzą ewolucję Wszechświata od Wielkiego Wybuchu do chwili obecnej. Kiedy wielokrotnie nie udawało się ich znaleźć, podawano w wątpliwość słuszność standardowego modelu kosmologicznego, a niektórzy nawet kwestionowali samo istnienie ciemnej materii, która stanowi jego podstawę.

Za miliard lat płaszczyzna galaktyk satelitarnych rozpadnie się, podobnie jak dzisiejsze gwiazdozbiory

Teraz grupa astronomów z Uniwersytetu w Helsinkach i Durham wykazała, że płaszczyzna satelitów Drogi Mlecznej jest, podobnie jak dawne konstelacje, niczym więcej jak tylko przypadkowym ustawieniem – i podobnie jak gwiazdozbiory, jest skazana na rozpad.

Płaszczyzna satelitów była naprawdę oszałamiająca dla umysłu – mówi główny autor badania, Till Sawala. Być może nie jest zaskakujące, że zagadka, która przetrwała przez prawie pięćdziesiąt lat wymagała połączenia metod, aby ją rozwiązać – i międzynarodowego zespołu.

Ten przełom był częściowo możliwy dzięki nowym danym z obserwatorium kosmicznego Gaia. Gaia tworzy trójwymiarową mapę Drogi Mlecznej, zapewniając precyzyjne pomiary pozycji i ruchu dla około miliarda gwiazd w naszej Galaktyce (około 1% całości) i ich układach towarzyszących. To pozwoliło im rzutować orbity galaktyk satelitarnych w przeszłość i przyszłość, oraz zobaczyć, jak płaszczyzna tworzy się i rozpuszcza w ciągu kilkuset milionów lat – zaledwie okamgnienie w kosmicznym czasie.

Aby zamknąć pętlę, astronomowie przeszukali również nowe, dostosowane do potrzeb symulacje kosmologiczne w poszukiwaniu dowodów na istnienie płaszczyzn galaktyk satelitarnych. Zdali sobie sprawę, że wcześniejsze badania oparte na symulacjach wprowadzały w błąd przez nieuwzględnienie odległości galaktyk od centrum Drogi Mlecznej, przez co wirtualne układy satelitarne wydawały się znacznie bardziej okrągłe niż te rzeczywiste.

Biorąc to pod uwagę, znaleźli kilka wirtualny Dróg Mlecznych, które mogą pochwalić się płaszczyzną bardzo podobną do tej obserwowanej. Usuwa to jeden z głównych zarzutów wobec ważności standardowego modelu kosmologicznego i oznacza, że koncepcja ciemnej materii pozostaje kamieniem węgielnym naszego zrozumienia Wszechświata.

Standardowy model Lambda zimnej ciemnej materii jest obecnie najlepszym modelem, jaki mamy dla naszego Wszechświata, a rozwiązanie problemu płaszczyzny galaktyk satelitarnych rozwiązuje kolejne wyzwanie dla tego modelu – mówi współautor, prof. Peter H. Johansson.

Udało nam się usunąć jedno z głównych wyzwań dla teorii zimnej ciemnej materii: nadal zapewnia ona niezwykle wierny opis ewolucji naszego Wszechświata – komentuje Carlos Frenk z Durham University.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Helsinki

Vega

Na ilustracji: Jedna z nowych symulacji o wysokiej rozdzielczości ciemnej materii otaczającej Drogę Mleczną i jej sąsiadkę, galaktykę Andromedy. Źródło: Till Sawala/Sibelius collaboration.

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

Obserwacje ujawniają polaryzację kołową w powtarzających się FRB

Zespół naukowców ujawnił polaryzację kołową w aktywnych powtarzających się szybkich błyskach radiowych na podstawie precyzyjnych obserwacji przy użyciu radioteleskopu FAST.

Wyniki ich badań zostały opublikowane w Science Bulletin.

Szybkie błyski radiowe (FRB) są najjaśniejszymi rozbłyskami radiowymi we Wszechświecie. Szacowana energia równoważna jednego zdarzenia FRB może rywalizować z energią Słońca w ciągu całego dnia lub nawet miesiąca do roku.

Od czasu zgłoszenia pierwszego FRB w 2007 roku odkryto ponad 600 źródeł FRB, z których większość została wykryta tylko raz. Mniej niż 5% wszystkich FRB ma powtarzające się rozbłyski, wśród których mniej niż 10 można określić jako aktywne.

Jako jedna z podstawowych własności fal elektromagnetycznych, polaryzacja niesie ze sobą krytyczne informacje o wewnętrznych własnościach FRB i ich otoczeniu. Wiele zwykłych źródeł światła, w tym żarówki i większość gwiazd, takich jak nasze Słońce, emituje światło niespolaryzowane. Polaryzacja liniowa została wykryta w prawie wszystkich powtarzających się FRB. Polaryzacja kołowa pozostaje jednak stosunkowo rzadka. Tylko jeden powtarzający się FRB, nazwany FRB 20201124A, został zgłoszony z polaryzacją kołową.

FRB 20121102A jest pierwszym znanym powtarzającym się FRB. FRB 20190520B odkryty przez Commensal Radio Astronomy FAST Survey (CRAFTS), jest pierwszym aktywnym powtarzającym się FRB. Są to jedyne odkryte powtarzające się FRB związane z trwałymi źródłami radiowymi, co może świadczyć o ich młodości i mieć związek z ich hiperaktywną naturą. FAST zdołał uchwycić niezwykle aktywne epizody dla tych dwóch FRB, co pozwoliło na precyzyjną charakterystykę ich polaryzacji.

Dzięki systematycznej analizie danych, badacze wykryli polaryzację kołową w mniej niż 5% rozbłysków z obu FRB. Maksymalny stopień polaryzacji kołowej wyniósł aż 64%. Duży stopień polaryzacji kołowej nie sprzyja propagacji wielościeżkowej jako przyczyny. Obecnie realne hipotezy obejmują konwersję Faradaya i/lub mechanizm promieniowania wewnętrznego źródła.

Jak na razie polaryzacja kołowa występuje najwyraźniej częściej w niepowtarzających się FRB niż w powtarzających się. Warunki do generowania polaryzacji kołowej w powtarzających się FRB powinny być rzadsze.

Ta praca zwiększyła liczbę powtarzających się FRB z polaryzacją kołową z jednego do trzech. Wykrycie polaryzacji kołowej w FRB 20121102A, FRB 20190520B i FRB 20201124A może sugerować, że polaryzacja kołowa jest powszechną cechą, chociaż występuje sporadycznie, w powtarzających się FRB.

Dalsza systematyczna i precyzyjna charakterystyka polaryzacji za pomocą FAST rzuci nowe światło na mechanizm emisji FRB i ostatecznie pomoże odkryć pochodzenie takich tajemniczych zdarzeń w naszym dynamicznym Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca FAST wykrywający polaryzację kołową z dwóch aktywnych FRB z trwałego źródła radiowego. Źródło: ScienceApe and LI Di.

_________________
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

Pomiar ukrytej energii GRB pozwala odkryć wskazówki dotyczące ewolucji Wszechświata

Rozbłyski promieniowania gamma (GRB) są najjaśniejszymi eksplozjami we Wszechświecie, pozwalającymi astronomom na obserwację intensywnego promieniowania gamma w krótkim czasie. GRB są klasyfikowane jako krótkie lub długie, przy czym długie rozbłyski promieniowania gamma są wynikiem umierania masywnych gwiazd. Dlatego stanowią one ukryte wskazówki dotyczące ewolucji Wszechświata.

Rozbłyski gamma emitują promieniowanie gamma, a także fale radiowe, światło optyczne i promienie rentgenowskie. Gdy konwersja energii wybuchu na energię emitowaną, czyli sprawność konwersji, jest wysoka, całkowitą energię wybuchu można obliczyć przez proste dodanie całej wyemitowanej energii. Jednak gdy sprawność konwersji jest niska lub nieznana, sam pomiar wyemitowanej energii nie jest wystarczający.

Teraz, zespołowi astrofizyków udało się zmierzyć ukrytą energię rozbłysku gamma poprzez wykorzystanie polaryzacji światła. Szczegóły ich pracy zostały opublikowane w czasopiśmie Nature Astronomy 8 grudnia 2022 roku.

Kiedy fala elektromagnetyczna jest spolaryzowana, oznacza to, że oscylacja tej fali płynie w jednym kierunku. Podczas gdy światło emitowane przez gwiazdy nie jest spolaryzowane, odbicie tego światła jest. Wiele przedmiotów codziennego użytku, takich jak okulary przeciwsłoneczne i osłony przed światłem, wykorzystuje polaryzację, aby zablokować odblaski światła podróżującego w jednym kierunku.

Pomiar stopnia polaryzacji nazywany jest polarymetrią. W obserwacjach astrofizycznych pomiar polarymetrii ciała niebieskiego nie jest tak łatwy jak pomiar jego jasności. Ale dostarcza cennych informacji o stanie fizycznym obiektów.

Zespół przyjrzał się błyskowi gamma, który miał miejsce 21 grudnia 2019 roku (GRB 191221B). Korzystając z Bardzo Dużego Teleskopu ESO i Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – jedne z najbardziej zaawansowanych teleskopów optycznych i radiowych na świecie – obliczyli polarymetrię szybko zanikających emisji z GRB 191221B. Następnie z powodzeniem zmierzyli jednocześnie polaryzację optyczną i radiową, stwierdzając, że stopień polaryzacji radiowej jest znacznie niższy niż optycznej.

Ta różnica w polaryzacji na dwóch długościach fali ujawnia szczegółowe warunki fizyczne regionu emisji błysku gamma – powiedział prof. Kenji Toma z Instytutu Badań Interdyscyplinarnych Uniwersytetu Tohoku (FRIS). Pozwoliło nam to w szczególności zmierzyć niemierzalną wcześniej ukrytą energię.

Uwzględniając ukrytą energię, zespół ujawnił, że całkowita energia była około 3,5 razy większa niż wcześniej szacowano.

Ponieważ energia rozbłysku reprezentuje energię grawitacyjną gwiazdy macierzystej, możliwość zmierzenia tej wielkości ma ważne konsekwencje dla określenia masy gwiazdy.

Poznanie pomiarów rzeczywistych mas gwiazdy macierzystej pomoże w zrozumieniu historii ewolucyjnej Wszechświata – dodał Toma. Pierwsze gwiazdy we Wszechświecie mogłyby zostać odkryte, gdyby udało nam się wykryć ich długie rozbłyski gamma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
ALMA

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna rozbłysku gamma GRB 191221B (po lewej) oraz obrazy GRB 191221B obserwowane światłem normalnym i spolaryzowanym (dolna prawa wstawka). Źródło: Urata inni/Yu-Sin Huang/MITOS Science CO., LTD)

_________________
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

Pierwsze odkrycie egzoplanety wokół gwiazdy bardzo różnej od Słońca

Liczba odkrytych egzoplanet osiągnęła niedawno niesamowitą liczbę 5 000, jednak pierwszego odkrycia dokonano 30 lat temu. Były to planety krążące wokół pulsara, odkryte przez Aleksandra Wolszczana i Dale Fraila.

Liczba odkrytych egzoplanet osiągnęła niedawno niesamowitą liczbę – 5 000, jednak pierwszego odkrycia dokonano zaledwie 30 lat temu. Nagroda Nobla z fizyki w 2019 roku została przyznana Michelowi Mayorowi i Didierowi Quelozowi za odkrycie w 1995 roku pierwszej znanej egzoplanety wokół gwiazdy podobnej do Słońca. Ale w 1992 roku Aleksander Wolszczan i Dale Frail odkryli parę planet wokół gwiazdy niepodobnej do Słońca: pulsara.

Znajdowanie planet pulsarowych
Ten pierwszy układ egzoplanet został odkryty przy użyciu metody obserwacji pulsarów. Pulsary to szybko rotujące gwiazdy neutronowe, które mogą okresowo emitować w kierunku Ziemi intensywne wiązki promieniowania w bardzo regularnym i precyzyjnym czasie. Kiedy planeta znajduje się na orbicie z gwiazdą, gwiazda okrąża również środek masy układu. To „chybotanie” może powodować okresowe zmiany w czasie między obserwowanymi pulsami. Ten ruch orbitalny jest również wykorzystywany w wykrywaniu egzoplanet metodą pomiaru prędkości radialnej.

PSR 1257+12
PSR 1257+12 (nazwany również Lich, przez Międzynarodową Unię Astronomiczną) jest pulsarem milisekundowym, szybko rotującą gwiazdą neutronową o okresie zaledwie 6,2 milisekundy! Autorzy zmierzyli czas przybycia 4040 impulsów z gwiazdy, zauważając niewielką okresową zmienność w czasach przybycia. Stwierdzili, że ta zmienność pokrywa się z kombinacją 2 okresów: 66,6 i 98,2 dni. Autorzy byli w stanie wykluczyć typowe przyczyny wahań okresów pulsarów: sejsmologia gwiazd neutronowych, pulsary podwójne zaćmieniowe, precesja osi obrotu i zjawiska magnetosferyczne. Pozostało tylko jedno prawdopodobne wyjaśnienie: pulsar ma dwóch towarzyszy o małej masie, którzy zakłócają jego ruch orbitalny.

Autorzy znaleźli również możliwe dowody na istnienie trzeciej planety na mniej więcej rocznej orbicie, ale nie mogli tego wtedy potwierdzić. Dwie odkryte planety znajdują się na orbitach podobnych do orbity Merkurego wokół Słońca i mają szacunkową masę kilka razy większą od masy Ziemi.

Uważa się, że pulsary milisekundowe, takie jak PSR 1257+12, powstają, gdy gwiazda neutronowa gromadzi materię ze swojego gwiezdnego towarzysza. Wydaje się mało prawdopodobne, aby planeta w takim układzie przetrwała, więc autorzy sugerują, że planety te są planetami „drugiej generacji”, które powstały w dysku akrecyjnym gwiazdy neutronowej.

Perspektywa, że planety mogą powstawać i istnieć wokół gwiazd neutronowych i w innych ekstremalnych środowiskach sprawiła, że poszukiwania egzoplanet stały się o wiele bardziej interesujące! Pole to nie jest ograniczone do żywych gwiazd; rozciąga się nawet na martwe i nieumarłe gwiazdy, które powinny były zniszczyć wszystko wokół siebie.

Planety pulsarowe dzisiaj
W obecnych konwencjach nazewnictwa te dwie planety nazywane są PSR B1257+12c i PSR B1257+12d, choć być może ich nazwy nadane przez Międzynarodową Unię Astronomiczną, Poltergeist i Phobetor, są bardziej zabawne. W 1994 roku w ramach dalszych badań odkryto trzecią planetę w układzie, PSR B1257 + 12 b (lub Draugr), planetę o masie Księżyca na orbicie 25,3 dnia.

Zanim odkryto te planety pulsarowe, w 1991 roku opublikowano artykuł o odkryciu pierwszej planety pulsarowej wokół PSR 1829-10, ale został on później wycofany. Po odkryciu planet PSR B1257+12, w 1995 roku odkryto pierwszą egzoplanetę wokół gwiazdy podobnej do Słońca, a większość badań nad egzoplanetami od tego czasu skupiła się na tych krążących wokół gwiazd ciągu głównego.

W listopadzie 2022 roku, archiwum egzoplanet NASA udokumentowało 7 potwierdzonych planet (w tym dwie pierwsze) odkrytych metodą zmiany czasu pulsara, z 5 190 potwierdzonych egzoplanet. Planety pulsarowe są rzadkie, przypuszczalnie z powodu niewiarygodnie trudnych środowisk tworzonych przez procesy ewolucji gwiazd, które prowadzą do powstawania pulsarów.

Jak więc te rzadkie planety znalazły się tam, gdzie się znalazły? Planety PSR B1257+12 prawdopodobnie uformowały się ze szczątkowego dysku pozostawionego przez towarzyszącego im białego karła. Inna planeta pulsarowa, PSR J1719-1438b, jest uważana za pozostałość (diamentową!) jądra białego karła, którego zewnętrzne warstwy zostały rozerwane przez pulsara. Jedna planeta pulsarowa, PSR B1620-26b, jest w rzeczywistości okrążającą układ podwójny pulsar–biały karzeł. Uważa się, że planeta uformowała się wokół protoplasty białego karła, gwiazdy ciągu głównego, zanim została przechwycona przez pulsara.

Wokół pulsara 4U 0142+61, który jest również silnie namagnesowaną gwiazdą neutronową, czyli magnetarem, odkryto dysk okołogwiazdowy. Pokazuje to, że materia pozostawiona po supernowych może pozwolić pulsarom bez towarzysza na formowanie nowych planet!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobite

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pulsara PSR B1257+12 i jego planet. Źródło: NASA/JPL-Caltech.

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

Z laboratorium do CW Leonis: polowanie na metaliczną cząsteczkę

Wiadomo, że obłok sadzy otaczający gwiazdę węglową CW Leonis zawiera ponad 50 rodzajów cząsteczek, a pozostałe nieprzypisane linie widmowe wskazują, że cząsteczek jest znacznie więcej. Czy laboratoryjne badanie metalicznej cząsteczki może pomóc nam zidentyfikować niektóre z tych tajemniczych linii widmowych?

Astronomowie odkryli ponad 200 cząsteczek w kosmosie od czasu, gdy w 1937 roku znaleziono pierwszą cząsteczkę. Odkrycia te potwierdziły coś niesamowitego – że w zimnym, rzadkim środowisku kosmicznym pojedyncze atomy mogą łączyć się, tworząc złożone cząsteczki. Znalezienie cząsteczek w kosmosie stanowi zarówno wyzwanie, jak i szansę; jak możemy wyjaśnić obecność cząstek w tak bezlitosnym środowisku i jak możemy wykorzystać fakt, że one istnieją, aby poznać chemię przestrzeni międzygwiazdowej i okołogwiazdowej?

Jednym z najlepszych miejsc do badania cząsteczek pozaziemskich jest pyłowy całun i wypływ gwiazdy CW Leonis, znanej również jako IRC +10216. CW Leonis to gwiazda węglowa: nadolbrzym z dużą zawartością węgla w swojej atmosferze. Wśród wielu cząsteczek CW Leonis znajdują się związki zawierające metale, takie jak SiC2, co skłoniło badaczy do zastanowienia się, czy podobne cząsteczki mogą być odpowiedzialne za którekolwiek z pozostałych niezidentyfikowanych linii w widmie CW Leonis.

Zespół kierowany przez Bryana Changalę (Center for Astrophysics ∣ Harvard & Smithsonian) skoncentrował swoje poszukiwania na MgC2. Changala i współpracownicy uznali za prawdopodobne, że pyłowy całun CW Leonis zawiera MgC2, ponieważ jest chemicznie podobny do już odkrytego SiC2 i znaleziono tam wiele innych cząsteczek zawierających magnez.

Jak jednak ustalić, czy linie widmowe gwiazdy są wywołane konkretną cząsteczką? Aby mieć pewność, że odkryliśmy cząsteczkę w kosmosie, musimy znać jej widmo, które najlepiej określić badając cząsteczkę w laboratorium. W przypadku MgC2 naukowcy wykorzystali modele mechaniki kwantowej do przewidywania widma cząsteczki, ale nigdy nie potwierdzili tego w laboratorium.

Changala i współautorzy pracy połączyli atomy magnezu z cząsteczkami acetylenu, które składają się z węgla i wodoru, mając nadzieję na syntezę MgC2. Zespół z powodzeniem dopasował linię widmową z próbkami do linii przewidywanej przez modele mechaniki kwantowej i przeprowadził dodatkowe testy, aby upewnić się, że stworzona przez nich cząsteczka jest w rzeczywistości MgC2.

Ostatecznie Changala i współpracownicy wykorzystali widmo nowo zsyntetyzowanej cząsteczki do przypisania 14 nieznanych linii widmowych CW Leonis do MgC2 i jego izotopologów – cząsteczek o tym samym wzorze chemicznym i strukturze, w których jeden lub więcej atomów ma różną liczbę neutronów.

Co nam mówi odkrycie MgC2 w widmie CW Leonis? Porównując obfitość MgC2 w otoczeniu gwiazdy z obfitością innych cząsteczek zawierających magnez, naukowcy mogą dowiedzieć się, jak powstają te cząsteczki. Dodatkowo obserwacje te mogą pomóc nam zrozumieć, w jaki sposób metale wpływają na chemię środowisk bogatych w węgiel, takich jak otoczenie gwiazd węglowych, pomagając uchylić rąbka tajemnicy na temat tych obiektów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz UV gwiazdy CW Leonis wykonany z sondy Galaxy Evolution Explorer (GALEX) pokazuje niezwykłą powłokę otaczającą gwiazdę. Źródło: NASA/JPL-Caltech.

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

Wykorzystywanie małych „huraganów” do ważenia i datowania planet wokół młodych gwiazd

Małe „huragany”, które tworzą się wokół młodych gwiazd mogą być wykorzystane do badania pewnych aspektów powstawania planet, nawet w przypadku mniejszych planet, które krążą wokół swojej gwiazdy w dużych odległościach i są poza zasięgiem większości teleskopów.

Naukowcy opracowali technikę, która wykorzystuje obserwacje tych „huraganów” przez Atacama Large Millimeter/submillimetre Array (ALMA), aby postawić pewne ograniczenia na masę i wiek planet w młodym układzie gwiazdowym.

Obłoki gazów, pyłu i lodu otaczające młode gwiazdy – znane jako dyski protoplanetarne – kształtem przypominające naleśnik, są miejscem, gdzie rozpoczyna się proces formowania się planet. Poprzez proces znany jako akrecja jądra, grawitacja powoduje, że cząsteczki w dysku przylegają do siebie, tworząc ostatecznie większe ciała stałe, takie jak planetoidy lub planety. W miarę formowania się młodych planet, zaczynają one rzeźbić szczeliny w dysku protoplanetarnym, jak rowki na płycie winylowej.

Nawet stosunkowo mała planeta – według niektórych ostatnich obliczeń o masie zaledwie 1/10 masy Jowisza – może być zdolna do tworzenia takich szczelin. Ponieważ te superneptuny mogą krążyć wokół swojej gwiazdy w odległości większej niż Pluton wokół Słońca, nie można zastosować tradycyjnych metod wykrywania egzoplanet.

Oprócz tych rowków, obserwacje z ALMA wykazały inne wyraźne struktury w dyskach protoplanetarnych, takie jak łuki i grudy w kształcie orzeszków ziemnych. Uważano, że przynajmniej niektóre z tych struktur były również tworzone przez planety.

Coś musi wywoływać powstawanie tych struktur – powiedział główny autor pracy, prof. Roman Rafikov z Wydziału Matematyki Stosowanej i Fizyki Teoretycznej Cambridge oraz Institute for Advanced Study w Princeton w stanie New Jersey. Jednym z możliwych mechanizmów tworzenia tych struktur – i z pewnością najbardziej intrygującym – jest to, że cząsteczki pyłu, które widzimy jako łuki i grudki, koncentrują się w centrach płynnych wirów: zasadniczo małych huraganów, które mogą być wyzwalane przez szczególną niestabilność w krawędziach szczelin wyrzeźbionych w dyskach protoplanetarnych przez planety.

Współpracując ze swoim doktorantem Nicolasem Cimermanem, Rafikov wykorzystał tę interpretację do opracowania metody ograniczania masy i wieku planety, jeżeli w dysku protoplanetarnym zaobserwowano wir. Ich wyniki zostały przyjęte do publikacji w dwóch osobnych artykułach w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Niezwykle trudno jest badać mniejsze planety, które znajdują się daleko od swojej gwiazdy poprzez ich bezpośrednie obrazowanie: byłoby to jak próba dostrzeżenia świetlika przez latarnią morską – powiedział Rafikov. Potrzebujemy innych, odmiennych metod, aby poznać te planety.

Aby opracować swoją metodę, dwaj naukowcy najpierw teoretycznie obliczyli czas potrzebny do wytworzenia wiru w dysku przez planetę. Następnie wykorzystali te obliczenia do ograniczenia właściwości planet w dyskach z wirami, zasadniczo ustalając dolne granice masy lub wieku planety. Nazywają te techniki „ważeniem wirów” i „datowaniem wirów” planet.

Kiedy rosnąca planeta staje się wystarczająco masywna, zaczyna wypychać materię z dysku, tworząc charakterystyczną lukę w dysku. Kiedy tak się dzieje, materia na zewnątrz szczeliny staje się gęstsza niż materia po wewnętrznej stronie szczeliny. Gdy szczelina się pogłębia, a różnice w gęstości stają się duże, może dojść do niestabilności. Ta niestabilność zaburza dysk i może ostatecznie wywołać wir.

Z czasem wiele wirów może łączyć się ze sobą, ewoluując w jedną dużą strukturę wyglądającą jak łuki, które obserwowaliśmy za pomocą ALMA – powiedział Cimerman. Ponieważ wiry potrzebują czasu, aby się uformować, badacze mówią, że ich metoda jest jak zegar, który może pomóc określić masę i wiek planety.

Masywniejsze planety wytwarzają wiry wcześniej w swoim rozwoju ze względu na silniejszą grawitację, więc możemy użyć wirów do nałożenia pewnych ograniczeń na masę planety, nawet jeżeli nie możemy zobaczyć planety bezpośrednio – powiedział Rafikov.

Wykorzystując różne punkty danych, takie jak widmo, jasność i ruch, astronomowie mogą określić przybliżony wiek gwiazd. Dzięki tym informacjom naukowcy z Cambridge obliczyli najniższą możliwą masę planety, która mogła znajdować się na orbicie wokół gwiazdy od momentu uformowania się dysku protoplanetarnego i była w stanie wytworzyć wir, który mógł być widoczny dzięki ALMA. To pomogło im postawić dolną granicę na masę planety bez jej bezpośredniej obserwacji.

Stosując tę technikę do kilku znanych dysków protoplanetarnych z widocznymi łukami sugerującymi wiry, badacze stwierdzili, że domniemane planety tworzące wiry muszą mieć masy co najmniej kilkudziesięciu mas Ziemi, w zakresie superneptunów.

W mojej codziennej pracy często skupiam się na technicznych aspektach wykonywania symulacji – powiedział Cimerman. To ekscytujące, kiedy wszystko się łączy i możemy wykorzystać nasze teoretyczne odkrycia, aby dowiedzieć się czegoś o rzeczywistych układach.

Nasze ograniczenia można połączyć z ograniczeniami dostarczanymi przez inne metody, aby lepiej zrozumieć charakterystykę planet i ścieżki formowania się planet w tych układach – powiedział Rafikov. Badając powstawanie planet w innych układach gwiazdowych, możemy dowiedzieć się więcej o ewolucji naszego własnego Układu Słonecznego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega

Na ilustracji: Obraz dysku protoplanetarnego HL Tauri. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

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

Astronomowie odkrywają pochodzenie jednej z najstarszych gwiazd w Drodze Mlecznej

Międzynarodowy zespół badaczy potwierdził, korzystając z instrumentu ESPRESSO, pierwotne pochodzenie starej gwiazdy w Drodze Mlecznej.

Gwiazdy o najmniejszej zawartości metali uważane są za najstarsze w Drodze Mlecznej, powstałe zaledwie kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu, czyli ułamek wieku Wszechświata. Te gwiazdy to „żywe skamieliny”, których skład chemiczny dostarcza wskazówek na temat pierwszych etapów ewolucji Wszechświata.

Gwiazda SMSS1605-1443 została odkryta w 2018 roku i zidentyfikowana jako jedna z najstarszych w Galaktyce na podstawie składu chemicznego, ale jej natura nie była znana. Teraz, dzięki połączonym wysiłkom kilku europejskich grup badawczych i wykorzystaniu spektrografu ESPRESSO, wydedukowano pochodzenie tego klejnotu gwiezdnej archeologii. Wyniki tych badań zostały opublikowane 10 stycznia 2023 roku w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics (A&A).

Zaskakujące było odkrycie, dzięki ESPRESSO na VLT, że obiekt ten jest naprawdę gwiazdą podwójną. Uważano, że w przypadku tych bardzo starych gwiazd, nie występują one w układach podwójnych, mówi David Aguado, pierwszy autor artykułu, obecnie pracownik naukowy na Uniwersytecie we Florencji.

Zespół badawczy wykorzystał instrument ESPRESSO, którego wysoka precyzja ujawniła niewielkie zmiany prędkości tego obiektu, co potwierdza, że jest to układ podwójny, ale pozostawia otwartą kwestię natury jego towarzysza. Uważa się, że tego typu gwiazdy powstały z materii przetworzonej we wnętrzu pierwszych, bardzo masywnych gwiazd i wyrzuconej w wybuchach supernowych podczas pierwszych etapów formowania się Drogi Mlecznej. W konsekwencji gwiazdy te mają niską zawartość węgla, generowanego we wnętrzach pierwszych masywnych gwiazd.

Wysoka rozdzielczość spektrografu ESPRESSO pozwoliła na szczególną analizę proporcji izotopów węgla, co rzuca nowe światło na pochodzenie tego obiektu.

Badacz IAC, Jonay González Hernández, współautor artykułu, wyjaśnia: Znaleźliśmy klucz w stosunku węgla-12 do węgla-13, który zmierzyliśmy w atmosferze tej gwiazdy. Względne proporcje tych dwóch izotopów pokazują, że wewnętrzne procesy gwiazd nie zmieniły jej pierwotnego składu. To tak, jakby mieć nieskazitelną próbkę ośrodka, w którym ta gwiazda powstała ponad 10 miliardów lat temu.

Odkrycie to należy rozumieć w kontekście projektu rozpoczętego ponad dziesięć lat temu, w ramach którego szczegółowo badaliśmy wszystkie znane gwiazdy tej rzadkiej kategorii, aż natrafiliśmy na to cudowne znalezisko, które daje nam lepszą szansę na zrozumienie ewolucji chemicznej Wszechświata, mówi Carlos Allende Prieto, badacz IAC i współautor artykułu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy podwójnej SMSS1605-1443. Źródło: 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

Astronomowie dostrzegli niezwykłą gwiezdną eksplozję bogatą w tlen i magnez

Naukowcy odkryli wybuch supernowej, który poszerza naszą wiedzę na temat późniejszych etapów życia masywnych gwiazd.

Eksplozje supernowych powstają przy śmierci masywnych gwiazd. Pierwiastki widoczne w supernowych odzwierciedlają skład chemiczny umierającej gwiazdy w momencie wybuchu.

Gwiazdy to świecące kule gazu składające się głównie z wodoru, najlżejszego pierwiastka występujące w przyrodzie. Świecą dzięki łączeniu jąder atomowych, tworząc cięższe pierwiastki i energię – wyjaśnia pracownik naukowy Akademii Fińskiej Hanindyo Kuncarayakti z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Turku.

Masywne gwiazdy, które mają masę około 8 Słońc lub większą, zawierają struktury podobne do cebuli, a wewnątrz nich znajdują się warstwy różnych pierwiastków. Gdy zagłębimy się w gwiazdę, napotykamy warstwy kolejno pierwiastków cięższych niż wodór, takich jak hel, następnie węgiel, tlen i tak dalej.

Podczas swojego życia gwiazda może stracić część, a nawet większość swojej masy. Najczęstszym sposobem jest wyrzucanie strumieni cząstek, proces znany jako wiatry gwiazdowe, które występują również na Słońcu. Niektóre gwiazdy bardzo gwałtownie tracą masę i mogą całkowicie pozbawić się całej otoczki wodorowej. W rezultacie wewnętrzne warstwy mogą zostać odsłonięte. Masa utracona przez gwiazdę może pozostać w pobliżu gwiazdy, tworzące materię okołogwiazdową – mówi Kuncarayakti.

Astronomowie zidentyfikowali wcześniej supernową z materią okołogwiazdową bogatą w wodór, a także hel. Niedawno, bo dopiero w 2021 roku, naukowcy odkryli supernową z materią okołogwiazdową zawierającą węgiel i tlen. Te różne rodzaje obiektów reprezentują sekwencję zdzierania gwiezdnej otoczki i gromadzenia się usuniętej materii wokół gwiazdy, zaczynając od najlżejszego i najbardziej skrajnego pierwiastka – wodoru.

Zespół kierowany przez Kuncarayakti’ego odkrył supernową, która prawdopodobnie poszerza nasze rozumienie tej sekwencji, w której masywne gwiazdy tracą swoją masę. Supernowa SN 2021ocs została zaobserwowana w przeglądzie za pomocą 8,2-metrowego teleskopu ESO VLT w Chile.

Obserwacje te sugerują, że bogaty w tlen i magnez rozszerzający się gaz z eksplozji SN 2021ocs może zderzać się z materią okołogwiazdową. Taka materia okołogwiazdowa mogła zostać utworzona przez gwiazdę prekursora w wyniku utraty masy zaledwie około 1000 dni przed wybuchem supernowej. W związku z tym obserwacje działają jak wehikuł czasu, badając aktywność umierającej gwiazdy na krótko przed ostateczną eksplozją.

Obserwując nowe typy supernowych, zyskujemy cenne informacje o późniejszych etapach życia masywnych gwiazd. To z kolei stwarza nowe wyzwania dla naszych teorii ewolucji gwiazd, mówi prof. astronomii Seppo Mattila z Uniwersytetu w Turku, który również brał udział w badaniach.

Badanie zostało opublikowane w Astrophysical Journal Letters.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Turku

Vega

_________________
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

Znaleziono najodleglejsze gwiazdy w naszej Galaktyce w połowie drogi do Andromedy

Poszukiwania gwiazd zmiennych zwanych RR Lyrae pozwoliły odnaleźć jedne z najodleglejszych gwiazd w halo Drogi Mlecznej w odległości miliona lat świetlnych.

Astronomowie odkryli ponad 200 odległych gwiazd zmiennych typu RR Lyrae w halo gwiazdowym Drogi Mlecznej. Najdalsza z tych gwiazd znajduje się ponad milion lat świetlnych od Ziemi, czyli prawie połowę odległości do naszej sąsiedniej galaktyki, Andromedy, która znajduje się w odległości 2,52 miliona lat świetlnych.

Charakterystyczne pulsacje i jasność gwiazd RR Lyrae czynią je doskonałymi „świecami standardowymi” do pomiaru odległości galaktycznych. Nowe obserwacje pozwoliły badaczom prześledzić zewnętrzne granice halo Drogi Mlecznej.

Te badania na nowo definiują zewnętrzną granicę naszej Galaktyki – powiedział Raja GuhaThakurta, profesor i kierownik katedry astronomii i astrofizyki na UC Santa Cruz. Nasza Galaktyka i Andromeda są tak duże, że między nimi prawie nie ma przestrzeni.

GuhaThakurta wyjaśnił, że gwiezdny składnik halo naszej Galaktyki jest znacznie większy niż dysk, który ma około 100 000 lat świetlnych średnicy. Nasz Układ Słoneczny znajduje się w jednym z ramion spiralnych dysku. W środku dysku znajduje się zgrubienie centralne, a wokół niego halo, które zawiera najstarsze gwiazdy w Galaktyce i rozciąga się na setki tysięcy lat świetlnych we wszystkich kierunkach.

Halo jest najtrudniejszą częścią do zbadania, ponieważ zewnętrzne granice są tak daleko – powiedział GuhaThakurta. Gwiazdy są bardzo rzadko rozmieszczone w porównaniu z dużą gęstością gwiazd dysku i zgrubienia, ale halo jest zdominowane przez ciemną materię i faktycznie zawiera większość masy Galaktyki.

Yuting Feng, doktorant współpracujący z GuhaThakurta na UCSC, kierował nowymi badaniami i przedstawił swoje odkrycia podczas dwóch wykładów na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w Seattle 9 i 11 stycznia 2023 roku.

Według Fenga, poprzednie badania modelowe obliczyły, że gwiezdne halo powinno rozciągać się na 300 kiloparseków od galaktycznego centrum.

Byliśmy w stanie wykorzystać te gwiazdy zmienne jako wiarygodne znaczniki do ustalenia odległości – powiedział Feng. Nasze obserwacje potwierdzają teoretyczne szacunki wielkości halo, więc jest to ważny wynik.

Odkrycia opierają się na danych z Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS), programu wykorzystującego Kanadyjsko-Francusko-Hawajski Teleskop (CFHT) do badania gromad galaktyk daleko poza Drogą Mleczną. Przegląd nie miał na celu wykrycia gwiazd RR Lyrae, więc naukowcy musieli je wykopać ze zbioru danych. Gromada w Pannie to duża gromada galaktyk, w skład której wchodzi olbrzymia galaktyka eliptyczna M87.

Aby uzyskać głęboką ekspozycję M87 i otaczających ją galaktyk, teleskop uchwycił również gwiazdy pierwszego planu w tym samym polu, więc dane, których użyliśmy, są swego rodzaju produktem ubocznym tego przeglądu – wyjaśnił Feng.

Według GuhaThakurty, doskonała jakość danych NGVS umożliwiła zespołowi uzyskanie najbardziej wiarygodnej i precyzyjnej charakterystyki RR Lyrae na tych odległościach. RR Lyrae to stare gwiazdy o bardzo specyficznych właściwościach fizycznych, które powodują, że rozszerzają się i kurczą w regularnie powtarzającym się cyklu.

Sposób, w jaki zmienia się ich jasność, wygląda jak EKG – są jak bicie serca Galaktyki – więc jasność rośnie szybko i powoli spada, a cykl powtarza się idealnie z tym bardzo charakterystycznym kształtem – powiedział GuhaThakurta. Dodatkowo, jeżeli zmierzyć ich średnią jasność, jest ona taka sama dla każdej gwiazdy. Ta kombinacja jest fantastyczna do badania struktury Galaktyki.

Niebo jest pełne gwiazd, niektóre jaśniejsze od innych, ale gwiazda może wyglądać na jasną, ponieważ jest bardzo jasna lub znajduje się bardzo blisko, a rozróżnienie może być trudne. Astronomowie mogą zidentyfikować gwiazdę RR Lyrae na podstawie jej charakterystycznych pulsacji, a następnie wykorzystać ją do obliczenia, jak daleko się znajduje. Procedury nie są jednak proste. Bardziej odległe obiekty, takie jak kwazary, mogą udawać gwiazdy typu RR Lyrae.

Tylko astronomowie wiedzą, jak bolesne jest uzyskanie wiarygodnych wskaźników tych odległości – powiedział Feng. Ta solidna próbka odległych gwiazd RR Lyrae daje nam bardzo potężne narzędzie do badania halo i testowania naszych obecnych modeli wielkości i masy naszej Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCSC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawia wewnętrzne i zewnętrzne halo Drogi Mlecznej. Halo to kulisty obłok gwiazd otaczający Galaktykę. Źródło: NASA, ESA, and A. Feild [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

Odkryto osiem nowych super gorących gwiazd

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył osiem najgorętszych gwiazd we Wszechświecie, wszystkie o temperaturze powierzchniowej wyższej niż 100 000 stopni Celsjusza.

Praca oparta jest na danych zebranych przy użyciu Southern African Large Telescope (SALT), największego pojedynczego teleskopu optycznego na półkuli południowej. W pracy opisano, jak badanie bogatych w hel podkarłów doprowadziło do odkrycia kilku bardzo gorących białych karłów i gwiazd na etapie przed białym karłem, z których najgorętsza ma temperaturę powierzchniową 180 000 stopni Celsjusza. Dla porównania, powierzchnia Słońca ma zaledwie 5 800 stopni.

Jedna ze zidentyfikowanych gwiazd jest centralną gwiazdą nowo odkrytej mgławicy planetarnej, której średnica wynosi jeden rok świetlny. Dwie z pozostałych to gwiazdy pulsujące, czyli zmienne. Wszystkie te gwiazdy znajdują się w zaawansowanym stadium cyklu życia i zbliżają się do końca swojego życia jako białe karły. Ze względu na ich niezwykle wysokie temperatury, każdy z tych nowo odkrytych obiektów jest ponad sto razy jaśniejszy od naszego Słońca, co jest uważane za niezwykłe dla gwiazdy typu biały karzeł.

Białe karły są mniej więcej tej samej wielkości co Ziemia, ale milion razy masywniejsze, o masie zbliżonej do Słońca. Są to najgęstsze istniejące gwiazdy, które składają się z normalnej materii. Gwiazdy na etapie przed białym karłem są kilka razy większe i skurczą się, aby stać się białymi karłami w ciągu kilku tysięcy lat.

Simon Jeffery, astronom z Armagh Observatory and Planetarium, który kierował badaniami, mówi: Gwiazdy o efektywnej temperaturze 100 000 stopni lub wyższej są niezwykle rzadkie. Znalezienie tak wielu takich gwiazd w naszym badaniu było prawdziwym zaskoczeniem. Te odkrycia pomogą zwiększyć nasze zrozumienie późnych etapów ewolucji gwiazd i pokazują, że SALT jest fantastycznym teleskopem dla naszego projektu. Dodaje: Ekscytująca była praca z doświadczonym zespołem, który wspólnie umożliwił odkrycie gwiazd, analizę ich atmosfer oraz odkrycie pulsacji i mgławicy w bardzo krótkim czasie.

Profesor Klaus Werner z Uniwersytetu w Tuebingen, który jest współautorem pracy, komentuje: Jestem dumny, że mogłem pomóc w opracowaniu tych przełomowych badań. Odkrycie ośmiu bardzo gorących białych karłów i gwiazd na etapie przed białym karłem oraz nowej mgławicy planetarnej jest ogromnie znaczące i mamy nadzieję, że te odkrycia pomogą nam rzucić nowe światło na formowanie się naszej Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Obraz z przeglądu nieba skupiony na nowo odkrytej gwieździe O(H) SALT J203959.5-034117 (J2039). Źródło: Tom Watts (AOP), STScINASA, The Dark Energy Survey.

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

Astronomowie znajdują ukryte czarne dziury za pomocą Obserwatorium Chandra

Setki czarnych dziur wcześniej ukrytych, zostały znalezione przy użyciu Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra. Wynik ten pozwala astronomom na dokładniejszy spis czarnych dziur we Wszechświecie.

Czarne dziury w tym nowym badaniu to supermasywne czarne dziury mające masy sięgające milionów czy nawet miliardów mas Słońca. Astronomowie uważają, że prawie wszystkie duże galaktyki posiadają w swoich centrach olbrzymie czarne dziury, jednak tylko niektóre będą aktywnie wciągać materię, która wytwarza promieniowanie, a niektóre będą ukryte pod pyłem i gazem.

Dzięki połączeniu danych z Chandra Source Catalog – publicznego repozytorium zawierającego setki tysięcy źródeł promieniowania rentgenowskiego wykrytych przez obserwatorium Chandra w ciągu pierwszych 15 lat – oraz danych optycznych z przeglądu Sloan Digital Sky Survey (SDSS), zespół astronomów był w stanie zidentyfikować setki czarnych dziur, które wcześniej były ukryte. Znajdują się one w galaktykach niezidentyfikowanych wcześniej jako zawierające kwazary, niezwykle jasne obiekty z szybko rosnącymi supermasywnymi czarnymi dziurami.

Astronomowie zidentyfikowali już ogromną liczbę czarnych dziur, ale wiele pozostaje nieuchwytnych – powiedział Dong-Woo Kim z Centrum Astrofizyki | Harvard & Smithsonian (CfA), który kierował badaniami. Nasze badania odkryły brakującą populację i pomogły nam zrozumieć, jak one się zachowują.

Od około 40 lat naukowcy wiedzą o galaktykach, które wyglądają normalnie w świetle optycznym – ze światłem z gwiazd i gazu, ale nie mają charakterystycznych sygnatur optycznych kwazara – ale świecą jasno w promieniowaniu rentgenowskim. Nazywają te obiekty „normalnymi galaktykami optycznie jasnymi w promieniowaniu X”, lub „XBONG”.

Poprzez systematyczne przeszukiwanie głębokiego katalogu źródeł Chandra i porównywanie z danymi optycznymi SDSS, naukowcy zidentyfikowali 817 kandydatów na XBONG, ponad dziesięciokrotnie więcej niż liczba znana przed uruchomieniem Chandra. Ostre obrazy z Chandra, dorównujące jakością tym z SDSS, oraz duża ilość danych w Chandra Source Catalog umożliwiły wykrycie tak wielu kandydatów na XBONG. Dalsze badania wykazały, że około połowa z tych XBONG reprezentuje populację ukrytych do tej pory czarnych dziur.

Te wyniki pokazują, jak potężne jest porównywanie kopalni danych rentgenowskich i optycznych – powiedziała współautorka Amanda Malnati, studentka w Smith College w Northampton w stanie Massachusetts. Chandra Source Catalog to rosnący skarb, który pomoże astronomom dokonywać odkryć przez wiele lat.

Promienie rentgenowskie są szczególnie przydatne do poszukiwania szybko rosnących czarnych dziur, ponieważ wirująca wokół nich materia jest podgrzewana do milionów stopni i silnie świeci w zakresie fal rentgenowskich. Gruby kokon gazu i pyłu otaczający czarną dziurę zablokuje większość lub całość światła w zakresie optycznym. Jednak promienie rentgenowskie przechodzą przez kokon znacznie łatwiej i są wykrywane przez Chandrę.

Po zbadaniu ilości promieniowania X wykrytego przy różnych energiach dla każdego źródła, zespół doszedł do wniosku, że około połowa kandydatów na XBONG obejmuje źródła promieniowania X, które są zakopane pod gęstym gazem, ponieważ wykryto stosunkowo niewielkie ilości niskoenergetycznych promieni rentgenowskich. Takie promienie X są łatwiej blokowane przez warstwy otaczającego gazu niż te o wyższej energii.

Te źródła promieniowania X są tak jasne, że prawie wszystkie z nich muszą pochodzić z materii otaczającej szybko rosnące supermasywne czarne dziury. Dane z teleskopu WISE dostarczyły dodatkowych dowodów na to, że około połowa XBONG to pochowane, rosnące supermasywne czarne dziury. Te czarne dziury znajdują się w odległości od 550 milionów do 7,8 miliarda lat świetlnych od Ziemi.

Nie codziennie można powiedzieć, że odkryło się czarną dziurę – powiedziała współautorka Alyssa Cassity, studentka studiów magisterskich na Uniwersytecie Kolumbii Brytyjskiej, dlatego bardzo ekscytujące jest uświadomienie sobie, że odkryliśmy ich setki.

Wyjaśnienie XBONG, które nie są zakopane pod gęstym gazem, jest mniej jasne. Około 100 źródeł promieniowania X może być pojedynczymi punktami promieniowania rentgenowskiego, ale zamiast tego wydaje się być rozproszone. Niektóre z nich mogą być galaktykami z wcześniej niezidentyfikowanych grup lub gromad galaktyk, o których wiadomo, że zawierają duże ilości gorącego gazu emitującego promieniowanie X. Nie więcej niż około 20% XBONG można sklasyfikować w ten sposób. Pozostałe 30% może posiadać supermasywne czarne dziury znajdujące się w galaktykach, w których sygnały optyczne z supermasywnych czarnych dziur są osłabiane przez stosunkowo jasne światło gwiazd. Naukowcy będą potrzebować dodatkowych badań, aby ustalić prawdziwą naturę tych XBONG.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: Ten panel zdjęć przedstawia przegląd, w którym wykorzystano dane z Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra NASA, aby odkryć setki wcześniej „ukrytych” czarnych dziur. Źródło: Promieniowanie X: NASA/CXC/SAO/D. Kim i inni; Optyczne/podczerwień: Legacy Surveys/D. Lang (Perimeter Institute).

_________________
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

Masery wodorowe ukazują nowe tajemnice masywnej gwiazdy

Naukowcy wykorzystali unikalne linie rekombinacji radiowej wodoru na gwieździe MWC 349A do ujawnienia ukrytych skolimowanych strumieni.

Używając Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) do badania maserów wokół dziwacznej gwiazdy MWC 349A, naukowcy odkryli coś nieoczekiwanego: niewidziany wcześniej strumień materii wystrzelony z dysku gazowego gwiazdy z niewiarygodnie dużą prędkością. Co więcej, uważają, że strumień jest wywołany mocnymi siłami magnetycznymi otaczającymi gwiazdę. Odkrycie może pomóc naukowcom zrozumieć naturę i ewolucję masywnych gwiazd oraz sposób, w jaki masery wodorowe powstają w kosmosie.

Znajdująca się około 3900 lat świetlnych od Ziemi, w kierunku konstelacji Łabędzia, gwiazda MWC 349A i jej unikalne cechy sprawiają, że jest ona gorącym miejscem do badań naukowych w zakresie optycznym, podczerwonym i radiowym. Masywna gwiazda – około 30 mas Słońca – jest jednym z najjaśniejszych źródeł radiowych na niebie i jednym z nielicznych obiektów, o których wiadomo, że mają masery wodorowe. Te masery wzmacniają mikrofalowe emisje radiowe, ułatwiając badanie procesów, które zazwyczaj są zbyt małe, aby je zobaczyć. To właśnie ta unikalna cecha pozwoliła naukowcom po raz pierwszy szczegółowo odwzorować dysk MWC 349A.

Maser jest jak naturalnie występujący laser – powiedziała Sirina Prasad, asystentka naukowa w Centrum Astrofizyki | Harvard & Smithsonian (CfA) i główna autorka artykułu. To obszar w przestrzeni kosmicznej, który emituje naprawdę jasny rodzaj światła. Widzimy to światło i śledzimy jego pochodzenie, przybliżające nas o krok do odkrycia, co tak naprawdę się dzieje.

Wykorzystując zdolność rozdzielczą ALMA zespół był w stanie wykorzystać masery do odkrycia wcześniej niewidocznych struktur w bezpośrednim otoczeniu gwiazdy. Qizhou Zhang, starszy astrofizyk z CfA i główny badacz projektu, dodał: Używaliśmy maserów generowanych przez wodór do zbadania fizycznych i dynamicznych struktur gazu otaczającego MWC 349A i odkryliśmy spłaszczony dysk gazowy o średnicy 50 jednostek astronomicznych, potwierdzając prawie poziomą strukturę dysku gwiazdy. Znaleźliśmy również szybko poruszający się element strumienia ukryty w wietrze wiejącym od gwiazdy.

Obserwowany strumień wyrzuca materię z dala od gwiazdy z zawrotną prędkością 500 km/s. Zdaniem naukowców jest prawdopodobne, że tak szybko poruszający się strumień jest wystrzeliwany przez siłę magnetyczną. W przypadku MWC 349A siłą tą może być wiatr magnetohydrodynamiczny – rodzaj wiatru, którego ruch jest podyktowany wzajemnym oddziaływaniem pola magnetycznego gwiazdy i gazów obecnych w otaczającym ją dysku.

Nasze wcześniejsze zrozumienie MWC 349A było takie, że gwiazda była otoczona przez rotujący dysk i fotoparujący wiatr. W tym układzie nie widziano jeszcze mocnych dowodów na istnienie dodatkowego skolimowanego strumienia. Chociaż nie wiemy jeszcze na pewno, skąd pochodzi i jak jest wytwarzany, możliwe, że strumień jest wytwarzany przez wiatr magnetohydrodynamiczny, w którym to przypadku pole magnetyczne jest odpowiedzialne za wyrzucanie wirującej materii z układu – powiedział Prasad. To może pomóc nam lepiej zrozumieć dynamikę wiatrów dyskowych MWC 349A oraz wzajemne oddziaływanie między dyskami okołogwiazodwymi, wiatrami i strumieniami w innych układach gwiazdowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NRAO

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pokazująca zbliżenie MWC 349A i otaczającego ją dysku gazu i pyłu, który jest kształtowany przez wiatry i szybki strumień. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), M. Weiss (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

Galaktyki aktywne są jeszcze potężniejsze niż sądzono

Aktywne jądra galaktyk (AGN) są najpotężniejszymi zwartymi stałymi źródłami energii we Wszechświecie. Od dawna wiadomo, że najjaśniejsze AGN znacznie przewyższają łączny blask miliardów gwiazd w swoich galaktykach macierzystych.

Nowe badanie wskazuje, że naukowcy znacznie zaniżali wydajność energetyczną tych obiektów, nie rozpoznając stopnia, w jakim ich światło jest przyćmione przez pył.

Kiedy istnieją interweniujące małe cząstki wzdłuż naszej linii widzenia, to sprawia, że rzeczy za nimi wyglądają na ciemniejsze. Widzimy to przy zachodzie Słońca w każdy pogodny dzień, kiedy Słońce wydaje się świecić słabiej – powiedział Martin Gaskell, pracownik naukowy w dziedzinie astronomii i astrofizyki na UC Santa Cruz.

Gaskell jest głównym autorem pracy na temat nowych odkryć opublikowanej 16 stycznia 2023 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Chociaż możliwość przyciemniania światła z galaktyk aktywnych przez pył była znana od dawna, ilość ta była kontrowersyjna i powszechnie uważano, że jest znikoma, dodał Gaskell.

Pokazaliśmy, że tak nie jest i że dalekie światło ultrafioletu typowego aktywnego jądra galaktycznego jest znacznie osłabione – mówi Gaskell.

Zespół doszedł do tego wniosku, badając efekt poczerwienienia pyłu na świetle jednej z najlepiej zbadanych galaktyk aktywnych, znanej jako NGC 5548. Tak jak ziemska atmosfera sprawia, że Słońce wydaje się bardziej czerwone, jak również ciemniejsze o zachodzie, tak samo pył w AGN sprawia, że wydają się one bardziej czerwone niż są w rzeczywistości. Wielkość poczerwienienia jest związana z wielkością przyciemnienia.

Naukowcy określają kolor czegoś, mierząc stosunek intensywności jego światła na różnych długościach fali. O ile wiemy, jaki jest niepoczerwieniony kolor Słońca, toczy się wiele dyskusji na temat niepoczerwienionych kolorów różnych rodzajów emisji z AGN. Dzieje się tak dlatego, że chociaż proste teorie przewidują wewnętrzne, niepoczerwienione kolory, istniały wątpliwości, czy te proste teorie mają zastosowanie do aktywnych galaktyk.

Dobra zgodność pomiędzy różnymi wskaźnikami ilości poczerwienienia była miłą niespodzianką – powiedział Gaskell. Mocno wspiera ona proste teorie emisji z aktywnych jąder galaktyk. Egzotyczne wyjaśnienia kolorów nie są potrzebne. Ułatwia to życie naukowcom i przyspiesza nasze zrozumienie tego, co dzieje się, gdy czarne dziury pochłaniają materię.

Kolory NGC 5548 są typowe dla innych aktywnych galaktyk, powiedział, co ma szerokie implikacje. Z powodu efektów przyciemnienia przez pył, AGN są jeszcze bardziej potężne niż wcześniej sądzono, powiedział Gaskell.

Inną konsekwencją jest to, że AGN są bardzo podobne, a to, co dotychczas uważano za główne fundamentalne różnice między nimi, jest w rzeczywistości tylko konsekwencją różnej ilości poczerwienienia przez pył.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
USCS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna tego, jak może wyglądać pył wokół AGN widziany z odległości roku świetlnego. Źródło: Peter Z. Harrington.

_________________
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