Zdjęcia pobliskich galaktyk dostarczają wskazówek na temat formowania się gwiazd

Międzynarodowy zespół naukowców wykorzystuje zaawansowany teleskop do badania najmniejszych cząstek pyłu w ośrodku międzygwiazdowym.

Popularne jest przekonanie, że poza dużymi obiektami niebieskimi, takimi jak planety, gwiazdy i asteroidy, przestrzeń kosmiczna jest pusta. W rzeczywistości galaktyki wypełnione są czymś, co nazywa się ośrodkiem międzygwiazdowym (ang. interstellar medium – ISM) – czyli gazem i pyłem, które przenikają przestrzeń pomiędzy tymi dużymi obiektami. Co ważne, w odpowiednich warunkach to właśnie w ośrodku międzygwiazdowym powstają nowe gwiazdy.

Teraz badacze z Uniwersytetu Kalifornijskiego w San Diego, we współpracy z ogólnoświatowym zespołem projektowym, opublikowali swoje wyniki w specjalnym numerze The Astrophysical Journal Letters poświęconym ich pracy z wykorzystaniem zaawansowanych zdjęć z Teleskopu Jamesa Webba w ramach programu JWST Cycle 1 Treasury.

Dzięki JWST możemy wykonać niesamowite mapy pobliskich galaktyk w bardzo wysokiej rozdzielczości, które dostarczają zdumiewająco szczegółowych obrazów ośrodka międzygwiazdowego – powiedziała profesor nadzwyczajna fizyki Karin Sandstrom, która jest współprowadzącą badania w projekcie.

Chociaż JWST może przyglądać się bardzo odległym galaktykom, te badane przez grupę Sandstrom znajdują się stosunkowo blisko, w odległości około 30 milionów lat świetlnych, w tym jedna znana jako Galaktyka Widmo, oznaczona również jako M74 lub NGC 628, o istnieniu której astronomowie wiedzieli od co najmniej XVIII wieku.

Sandstrom wraz z doktorantką Jessicą Sutter i byłym naukowcem ze stopniem doktora Jeremym Chastenetem skupili się na specyficznym składniku ISM zwanym wielopierścieniowymi węglowodorami aromatycznymi (WWA). WWA to małe cząsteczki pyłu – wielkości molekuły – i to właśnie ich mały rozmiar czyni je tak cennymi dla naukowców.

Kiedy WWA absorbują fotony z gwiazd, wibrują i wytwarzają cechy emisyjne, które można wykryć w widmie elektromagnetycznym w średniej podczerwieni – coś, co zazwyczaj nie zdarza się w przypadku większych ziaren pyłu z ISM. Cechy wibracyjne WWA pozwalają naukowcom obserwować wiele ważnych cech, w tym rozmiar, jonizację i strukturę.

Mimo, że WWA nie stanowią masowo dużej części ISM, są ważne, ponieważ łatwo ulegają jonizacji – procesowi, który może wytworzyć fotoelektrony ogrzewające resztę gazu w ISM. Lepsze zrozumienie WWA doprowadzi do lepszego zrozumienia fizyki ISM i sposobu jego działania. Astrofizycy mają nadzieję, że JWST może zapewnić wgląd w to, jak powstają WWA, jak się zmieniają i jak są niszczone.

Ponieważ WWA są równomiernie rozmieszczone w ISM, pozwalają naukowcom zobaczyć nie tylko same WWA, ale także wszystko wokół nich. Poprzednie mapy, takie jak te zrobione przez teleskop Spitzera, zawierały znacznie mniej szczegółów – zasadniczo wyglądały jak galaktyczne plamy. Dzięki przejrzystości, jaką zapewnia JWST, astrofizycy mogą teraz zobaczyć włókna gazowe, a nawet bąble wydmuchiwane przez nowo powstałe gwiazdy, których intensywne pola promieniowania i powstałe w ich wyniku supernowe odparowują otaczające je obłoki gazu.

Jedną z rzeczy, którą jestem najbardziej podekscytowana jest to, że teraz, gdy mamy ten znacznik ISM o wysokiej rozdzielczości, możemy mapować wszelkiego rodzaju rzeczy, w tym strukturę rozproszonego gazu, który musi stać się gęstszy i cząsteczkowy, aby mogło dojść do formowania się gwiazd – powiedziała Sandstrom. Możemy również mapować gaz otaczający nowo uformowane gwiazdy, gdzie występuje wiele sprzężeń zwrotnych, takich jak eksplozje supernowych. Naprawdę możemy zobaczyć ten cały cykl ISM w wielu szczegółach. To jest sedno tego, jak galaktyka będzie tworzyć gwiazdy.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UC SD

Vega

Na ilustracji: Galaktyka NGC 7496 jest jedną z 19 galaktyk przewidzianych do badania w projekcie. W centrum NGC 7496 znajduje się aktywna supermasywna czarna dziura. Źródło: NASA, ESA, CSA, Joseph DePasquale/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

Projekt CARMENES zwiększa liczbę znanych egzoplanet w sąsiedztwie Słońca

Upubliczniono 20 000 obserwacji, które doprowadziły do odkrycia 59 planet w sąsiedztwie Układu Słonecznego. Badanie prowadzone przez hiszpańskie i niemieckie instytucje jest opublikowane w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Projekt CARMENES opublikował właśnie dane z około 20 000 obserwacji wykonanych w latach 2016-2020 dla próbki 362 pobliskich karłów typu M. Projekt wykorzystuje instrument CARMENES, spektrograf optyczny i podczerwony, znajdujący się w Obserwatorium Calar Alto, który ma na celu znalezienie egzoplanet podobnych do Ziemi (skalistych i umiarkowanych) znajdujących się w ekosferze swojej gwiazdy, czyli mających możliwość posiadania na swojej powierzchni wody w stanie ciekłym.

Praca opublikowana w Astronomy & Astrophysics jest setnym artykułem konsorcjum CARMENES, co pokazuje, jak udany jest projekt w dostarczaniu informacji o podobnych do Ziemi egzoplanetach i ich gwiazdach. Od momentu rozpoczęcia działalności CARMENES przeanalizował ponownie 17 znanych planet oraz odkrył i potwierdził 59 nowych planet w pobliżu naszego Układu Słonecznego, z których kilkanaście jest potencjalnie zdatnych do zamieszkania – wyjaśnia Ignasi Ribas, dyrektor Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC) i pierwszy autor tej niedawno opublikowanej pracy.

CARMENES zaobserwował prawie połowę wszystkich pobliskich karłów typu M (część z nich można obserwować tylko z półkuli południowej) i podwoił liczbę znanych egzoplanet wokół nich. Ponadto uzyskane widma dostarczają niezwykle cennych informacji m.in. o atmosferach gwiazd i ich planet. Należy mieć nadzieję, że wraz z publikacją tego pierwszego dużego zbioru danych społeczność naukowa przeanalizuje je i będzie w stanie dalej zwiększać swój dorobek naukowy. Projekt CARMENES będzie kontynuował obecną serię obserwacji do końca 2023 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu planet wokół gwiazdy. 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

Odkryto sześć wczesnych bardzo masywnych galaktyk

Sześć masywnych galaktyk odkrytych we wczesnym Wszechświecie burzy to, co naukowcy wcześniej rozumieli na temat ich pochodzenia.

Te obiekty są o wiele masywniejsze niż spodziewali się naukowcy. Spodziewaliśmy się odkryć małe, młode, dziecięce galaktyki, ale odkryliśmy galaktyki tak dojrzałe jak nasza własna w okresie, który wcześniej rozumiano jako świt Wszechświata – powiedział Joel Leja, adiunkt astronomii i astrofizyki w Penn State, który modelował światło od tych galaktyk.

Korzystając z pierwszego zbioru danych udostępnionego przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, międzynarodowy zespół naukowców odkrył obiekty tak dojrzałe jak Droga Mleczna, gdy Wszechświat miał zaledwie 3% swojego obecnego wieku, około 500-700 milionów lat po Wielkim Wybuchu. JWST jest wyposażony w instrumenty wykrywające podczerwień, zdolne do wykrywania światła emitowanego przez najstarsze gwiazdy i galaktyki. Zasadniczo pozwala on naukowcom cofnąć się w czasie o około 13,5 miliarda lat, blisko początku Wszechświata, jaki znamy, wyjaśnił Leja.

To nasze pierwsze spojrzenie tak daleko wstecz, dlatego ważne jest, abyśmy zachowali otwarty umysł na to, co widzimy – powiedział Leja. Chociaż dane wskazują, że są to prawdopodobnie galaktyki, myślę, że istnieje realna możliwość, że kilka z tych obiektów okaże się być przysłoniętymi supermasywnymi czarnymi dziurami. Niezależnie od tego ilość masy, którą odkryliśmy, oznacza, że znana masa gwiazd w tym okresie naszego Wszechświata jest do 100 razy większa niż wcześniej sądziliśmy. Nawet jeżeli zmniejszymy próbkę o połowę, nadal jest to zdumiewająca zmiana.

W pracy opublikowanej 22 lutego 2023 roku w Nature, naukowcy pokazują dowody na to, że sześć galaktyk jest znacznie bardziej masywnych niż ktokolwiek się spodziewał i poddają w wątpliwość to, co naukowcy rozumieli na temat formowania się galaktyk na samym początku Wszechświata.

Odkrycie, że formowanie się masywnych galaktyk zaczęło się bardzo wcześnie w historii Wszechświata, wywraca do góry nogami to, co wielu z nas uważało za ustaloną naukę – powiedział Leja. Nieoficjalnie nazwaliśmy te obiekty „łamaczami Wszechświata” – i jak dotąd spełniają one swoją rolę.

Leja wyjaśnił, że odkryte przez zespół galaktyki są tak masywne, że pozostają w sprzeczności z 99% modeli kosmologicznych. Uwzględnienie tak dużej masy wymagałoby albo zmiany modeli kosmologicznych, albo zrewidowania naukowego rozumienia powstawania galaktyk we wczesnym Wszechświecie – że galaktyki zaczynały jako małe obłoki gwiazd i pyłu, które z czasem rosły. Dodał, że każdy scenariusz wymaga fundamentalnej zmiany w naszym rozumieniu tego, jak powstał Wszechświat.

Po raz pierwszy zajrzeliśmy do bardzo wczesnego Wszechświata i nie mieliśmy pojęcia, co znajdziemy – powiedział Leja. Okazuje się, że znaleźliśmy coś tak nieoczekiwanego, że właściwie stwarza to problemy dla nauki. Podważa to cały obraz wczesnego formowania się galaktyk.

12 lipca 2023 roku NASA opublikowała pierwsze pełnokolorowe obrazy i dane spektroskopowe z JWST. Teleskop ten został zaprojektowany, aby zobaczyć genezę kosmosu, a jego wysoka rozdzielczość pozwala na oglądanie obiektów zbyt starych, odległych lub słabych dla Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Leja wyjaśnił, że jednym ze sposobów potwierdzenia odkryć zespołu i rozwiania wszelkich pozostałych obaw byłoby wykonanie zdjęcia widmowego tych masywnych galaktyk. To dostarczyłoby zespołowi danych na temat rzeczywistych odległości, a także gazów i innych pierwiastków tworzących galaktyki. Zespół mógłby następnie wykorzystać dane do modelowania wyraźnego obrazu tego, jak wyglądały galaktyki i jak masywne były naprawdę.

Widmo natychmiast powie nam, czy te rzeczy są prawdziwe – powiedział Leja. Pokaże nam, jak duże są, jak daleko się znajdują. Zabawne jest to, że mamy wszystkie te rzeczy, których mamy nadzieję nauczyć się od JWST, a to nawet nie było na szczycie listy. Znaleźliśmy coś, o czym nigdy nie myśleliśmy zapytać Wszechświat – i stało się to o wiele szybciej niż myślałem, ale mamy to.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
PSU

Vega

Na ilustracji: Obrazy sześciu masywnych galaktyk, widzianych 500-700 lat po Wielkim Wybuchu. Jedno ze źródeł (na dole po lewej) mogłoby zawierać tyle gwiazd, co obecnie nasza Droga Mleczna, ale jest 30 razy bardziej zwarta. Źródło: NASA, ESA, CSA, I. Labbe (Swinburne University of Technology). Obróbka zdjęcia: G. Brammer (Niels Bohr Institute’s Cosmic Dawn Center at the University of Copenhagen)

_________________
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 ramiona spiralne dysku akrecyjnego wokół masywnej protogwiazdy

Nowe obserwacje ukazały spiralny dysk protoplanetarny wokół wciąż formującej się, ale już bardzo masywnej młodej gwiazdy. Wskazuje to, że w dysku występuje niestabilność grawitacyjna, co ma istotne implikacje dla procesu formowania się gwiazd o dużej masie.

Gdy gwiazdy się formują, dysk protoplanetarny pomaga dostarczyć materii do rodzącej się protogwiazdy w jego centrum. Uważa się, że w przypadku protogwiazd o masie przekraczającej 8 mas Słońca i wciąż rosnących, zamiast ciągłego przepływu, skupiska materii z dysku czasem spadają na protogwiazdę, powodując krótkie, epizodyczne wybuchy wzrostu.

Międzynarodowy zespół badawczy, w skład którego wchodzą również polscy naukowcy z UMK i UWM, wykorzystał techniki VLBI łączące układy radioteleskopów na całym świecie do mapowania emisji masera w dysku wokół masywnej protogwiazdy znanej jako G358-MM1. Ta bardzo masywna protogwiazda jest trzecim w historii przypadkiem potwierdzonego obserwacyjnie gwałtownego wzrostu i była intensywnie badana przez organizację monitorującą masery – M20. Zespół po raz pierwszy był w stanie szczegółowo zbadać to zjawisko.

Wyniki obserwacji pokazują wyraźną rotację wokół centralnej protogwiazdy i wzór spiralny z czterema ramionami. Spiralne ramiona w rotujących dyskach protoplanetarnych są oznaką niestabilności, cechą, która od dawna była uważana za związaną z formowaniem się masywnych gwiazd, ale nie została jeszcze potwierdzona obserwacyjnie. Odkrycie to nie tylko ujawniło pierwszy napędzany spiralą dysk akrecyjny wokół protogwiazdy o dużej masie, ale także łączy niestabilność ramion spiralnych z epizodycznymi wybuchami wzrostu, które są kluczowe dla teorii formowania się gwiazd o dużej masie.

W badaniach tych wykorzystano nową technikę znaną jako „mapowanie fali ciepła”. Kiedy grudka materii opada z dysku na protogwiazdę, uwalnia wybuch energii, który ogrzewa wewnętrzną część dysku, wzbudzając emisję masera metanolu. Ta fala ciepła przemieszcza się następnie na zewnątrz, ogrzewając coraz bardziej odległe części dysku w miarę upływu czasu. Obserwując regiony, które wywołały emisję masera spowodowaną tym ogrzewaniem, możliwe było zmapowanie powierzchni dysku wokół G358-MM1. Zespół ma teraz nadzieję zastosować tę technikę do obserwacji dysków innych protogwiazd o dużej masie, które w przyszłości będą doświadczać gwałtownych wybuchów wzrostu.

Wyniki te opublikowano w czasopiśmie Nature Astronomy 27 lutego 2023 roku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NAOJ

Vega

Na ilustracji: Mapa rozkładu materii w dysku wokół protogwiazdy wokół G358-MM1. Krzyżyk w środku reprezentuje położenie masywnej protogwiazdy określone dzięki mapie emisji na falach milimetrowych. Widoczne są struktury spiralne, owijające się wokół protogwiazdy w kierunku zgodnym z ruchem wskazówek zegara. Kolory pokazują prędkość gazu: obszary zaznaczone na niebiesko zbliżają się do nas, zaś obszary czerwone pokazują oddalający się gaz. Widać, że system obraca się w postaci dysku keplerowskiego wokół G358-MM1. Źródło: Charlie Willmott, Ross Burns

_________________
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

Skrajnie chłodne podwójne karły biją rekordy

Astrofizycy odkryli najciaśniejszy układ podwójny skrajnie chłodnych karłów, jaki kiedykolwiek zaobserwowano.

Obie gwiazdy znajdują się tak blisko siebie, że obrót wokół siebie zajmuje mniej niż jeden ziemski dzień; „rok” każdej z gwiazd trwa zaledwie 17 godzin.

Nowo odkryty układ, nazwany LP 413-53AB, składa się z pary skrajnie chłodnych karłów, klasy gwiazd o bardzo niskiej masie, które są tak chłodne, że emitują swoje światło głównie w podczerwieni, co czyni je całkowicie niewidocznymi dla ludzkiego oka. Są one jednak jednym z najbardziej rozpowszechnionych typów gwiazd we Wszechświecie.

Dotychczas astronomowie wykryli tylko trzy krótkookresowe skrajnie chłodne układy podwójne karłów, z których wszystkie są stosunkowo młode – mają do 40 milionów lat. Wiek LP 413-53AB szacuje się na miliardy lat – podobny wiek do naszego Słońca – ale jego okres orbitalny jest około cztery razy krótszy niż wszystkich odkrytych do tej pory układów podwójnych skrajnie chłodnych karłów.

Badanie zostało opublikowane w czasopiśmie The Astrophysical Journal Letters.

Zespół po raz pierwszy odkrył dziwny układ podwójny podczas badania danych archiwalnych. Chih-Chun „Dino” Hsu, astrofizyk z Northwestern, który kierował badaniem, opracował algorytm modelujący gwiazdę na podstawie jej danych spektralnych. Analizując widmo światła emitowanego przez gwiazdę, astrofizycy mogą określić jej skład chemiczny, temperaturę, grawitację i rotację. Analiza ta pokazuje również ruch gwiazdy w kierunku i od obserwatora, znany jako prędkość radialna.

Badając dane spektralne LP 413-53AB, Hsu zauważył coś dziwnego. Wczesne obserwacje uchwyciły układ, gdy gwiazdy były w przybliżeniu ustawione w jednej linii, a ich linie widmowe nakładały się na siebie, co doprowadziło Hsu do przekonania, że była to tylko jedna gwiazda. Jednak gdy gwiazdy przesunęły się na swojej orbicie, linie widmowe przesunęły się w przeciwnych kierunkach, rozdzielając się na pary w późniejszych danych spektralnych. Hsu zdał sobie sprawę, że w rzeczywistości są to dwie gwiazdy zamknięte w niewiarygodnie ciasnym układzie podwójnym.

Korzystając z Near-Infrared Spectrograph (NIRSPEC) Obserwatorium Kecka, Hsu postanowił sam zaobserwować zjawisko. 13 marca 2022 roku zespół zwrócił teleskop Keck II w kierunku konstelacji Byka, gdzie znajdował się układ podwójny, i obserwował go przez dwie godziny. Następnie przeprowadził kolejne obserwacje w lipcu, październiku i grudniu 2022 roku, a także w styczniu 2023 roku.

Kiedy dokonaliśmy tego pomiaru, mogliśmy zobaczyć, że rzeczy zmieniają się w ciągu kilku minut obserwacji – powiedział prof. Adam Burgasser. Większość układów podwójnych, które śledzimy, ma okresy orbitalne trwające lata. Tak więc otrzymujesz pomiar co kilka miesięcy. Wtedy po pewnym czasie można poskładać puzzle. W przypadku tego układu mogliśmy zobaczyć, jak linie widmowe oddalają się od siebie w czasie rzeczywistym. To niesamowite widzieć, jak coś dzieje się we Wszechświecie w ludzkiej skali czasowej.

Obserwacje potwierdziły to, co przewidywał model Hsu. Odległość między dwiema gwiazdami wynosi około 1% odległości między Ziemią a Słońcem.

Jest to niezwykłe, ponieważ kiedy były młode, coś około miliona lat, te gwiazdy znajdowały się prawie jedna na drugiej – powiedział Burgasser.

Zespół spekuluje, że gwiazdy albo migrowały ku sobie podczas ewolucji, albo mogły się spotkać po wyrzuceniu trzeciego – teraz zaginionego – gwiezdnego członka. Potrzeba więcej obserwacji, aby przetestować te pomysły.

Hsu powiedział również, że badając podobne układy gwiazdowe, badacze mogą dowiedzieć się więcej o egzoplanetach potencjalnie nadających się do zamieszkania. Skrajnie chłodne karły są znacznie słabsze i ciemniejsze niż Słońce, więc wszelkie światy z wodą w stanie ciekłym na powierzchni – kluczowym składnikiem powstania i powstrzymania życia – musiałyby znajdować się znacznie bliżej gwiazdy. Jednak w przypadku LP 413-53AB odległość ekosfery jest bardzo zbliżona do rozmiaru orbity gwiazdy, co prawdopodobnie uniemożliwia tworzenie planet nadających się do zamieszkania w tym układzie.

Te skrajnie chłodne karły są sąsiadami naszego Słońca – powiedział Hsu. Aby zidentyfikować gospodarzy potencjalnie zdatnych do zamieszkania planet, warto zacząć od naszych pobliskich sąsiadów. Ale jeżeli bliskie układy podwójne są powszechne wśród skrajnie chłodnych karłów, może istnieć kilka światów nadających się do zamieszkania.

Aby w pełni zbadać te scenariusze, Hsu, Burgasser i ich współpracownicy mają nadzieję wskazać więcej krótkookresowych skrajnie chłodnych układów podwójnych karłów, aby stworzyć pełną próbkę danych. Nowe dane obserwacyjne mogą pomóc we wzmocnieniu teoretycznych modeli powstawania i ewolucji gwiazd podwójnych. Jednak do tej pory znalezienie skrajnie chłodnych gwiazd podwójnych było rzadkością.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Obserwatorium Kecka

Vega

Na ilustracji: Ilustracja przedstawiająca najstarszą znaną skrajnie chłoną parę karłów, które krążą wokół siebie tak blisko siebie, że okrążenie siebie zajmuje im mniej niż jeden ziemski dzień. Źródło: Adam Burgasser/UC San Diego

_________________
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 odkrycie rzuca światło na bardzo wczesne supermasywne czarne dziury

Astronomowie odkryli szybko rosnącą czarną dziurę w jednej z najbardziej ekstremalnych galaktyk znanych w bardzo wczesnym Wszechświecie. Odkrycie galaktyki i czarnej dziury w jej centrum dostarcza nowych wskazówek na temat powstawania pierwszych supermasywnych czarnych dziur.

Wykorzystując obserwacje wykonane za pomocą Atacama Large Millimeter Array (ALMA), zespół ustalił, że galaktyka, nazwana COS-87259, zawierająca nową supermasywną czarną dziurę jest bardzo ekstremalna, gdyż tworzy gwiazdy w tempie 1000 razy większym niż nasza Droga Mleczna i zawiera pył międzygwiazdowy o masie ponad miliarda mas Słońca. Galaktyka świeci jasno zarówno z powodu tego intensywnego rozbłysku gwiazdotwórczego, jak i rosnącej supermasywnej czarnej dziury w swoim centrum.

Czarna dziura jest uważana za nowy typ pierwotnej czarnej dziury – takiej, która jest silnie otoczona pyłem kosmicznym, co powoduje, że prawie całe jej światło emitowane jest w średnim zakresie podczerwieni widma elektromagnetycznego. Naukowcy odkryli również, że ta rosnąca supermasywna czarna dziura (często nazywana aktywnym jądrem galaktycznym) generuje silny strumień materii poruszający się z prędkością bliską prędkości światła przez macierzystą galaktykę.

Obecnie czarne dziury o masach milionów do miliardów razy większych od masy naszego Słońca znajdują się w centrum niemal każdej galaktyki. To, w jaki sposób powstały te supermasywne czarne dziury, pozostaje tajemnicą dla naukowców, zwłaszcza że kilka takich obiektów znaleziono, gdy Wszechświat był bardzo młody. Ponieważ światło z tych źródeł dociera do nas tak długo, widzimy je takimi, jakie istniały w przeszłości; w tym przypadku zaledwie 750 milionów lat po Wielkim Wybuchu, co stanowi około 5% obecnego wieku Wszechświata.

Szczególnie zdumiewające w tym nowym obiekcie jest to, że został zidentyfikowany na stosunkowo niewielkim skrawku nieba, zwykle wykorzystywanym do wykrywania podobnych obiektów – mniej niż 10 razy większych od Księżyca w pełni – co sugeruje, że we wczesnym Wszechświecie mogą istnieć tysiące podobnych źródeł. Było to zupełnie nieoczekiwane w stosunku do poprzednich danych.

Jedyną inną klasą supermasywnych czarnych dziur, o której obecności we wczesnym Wszechświecie wiedzieliśmy, są kwazary, czyli aktywne czarne dziury stosunkowo mało widoczne przez kosmiczny pył. Kwazary te są rzadkie w odległościach podobnych do COS-87259, a tylko kilkadziesiąt znajduje się na całym niebie. Zaskakujące odkrycie COS-87259 i jej czarnej dziury rodzi kilka pytań dotyczących obfitości bardzo wczesnych supermasywnych czarnych dziur, a także rodzajów galaktyk, w których zazwyczaj powstają.

Ryan Endsley, główny autor artykułu, powiedział: Wyniki te sugerują, że bardzo wczesne supermasywne czarne dziury były często mocno przesłonięte przez pył, być może w wyniku intensywnej aktywności gwiazdotwórczej w ich galaktykach macierzystych. Jest to coś, co inni przewidywali już od kilku lat i naprawdę miło jest zobaczyć pierwsze bezpośrednie dowody obserwacyjne potwierdzające ten scenariusz.

Podobne typy obiektów zostały znalezione w bardziej lokalnym, obecnym Wszechświecie, jak widoczny na zdjęciu Arp 299. W tym układzie dwie galaktyki zderzają się ze sobą, generując intensywny wybuch gwiazdowy, jak również silne przesłonięcie rosnącej supermasywnej czarnej dziury w jednej z galaktyk.

Endsley dodaje: Chociaż nikt nie spodziewał się znaleźć tego rodzaju obiektu w bardzo wczesnym Wszechświecie, jego odkrycie stanowi krok w kierunku znacznie lepszego zrozumienia, w jaki sposób czarne dziury o masie miliarda mas Słońca mogły uformować się na tak wczesnym etapie życia Wszechświata, a także jak po raz pierwszy wyewoluowały najmasywniejsze galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Układ składający się z galaktyk IC 694 i NGC 3690, które minęły się w bliskiej odległości około 700 milionów lat temu. W wyniku tej interakcji w układzie nastąpił gwałtowny rozbłysk gwiazdotwórczy. W ciągu ostatnich 15 lat w zewnętrznych częściach galaktyki wybuchło sześć supernowych, co czyni ten układ wyróżniającą się fabryką supernowych. Źródło: NASA, ESA, zespół Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration oraz A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook 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

Wybuch gwiazdy neutronowej ujawnia naturę zjawisk obserwowanych tylko w czarnych dziurach

Międzynarodowy zespół znalazł gwiazdę neutronową, która przechwytuje materię z gwiazdy towarzyszącej za pomocą gwałtownego i niestabilnego procesu.

Mechanizm ten, wcześniej obserwowany tylko w bardzo jasnych czarnych dziurach, pokazuje, że tak zwana „niestabilność akrecyjna” jest w rzeczywistości fundamentalnym procesem fizycznym. Co więcej, odkrycie to otwiera nowy ogólny scenariusz, który wyjaśnia ekstremalną akrecję materii na zwarte obiekty. Badanie zostało opublikowane w czasopiśmie Nature.

Rentgenowskie układy podwójne to układy utworzone przez zwarty obiekt, gwiazdę neutronową lub czarną dziurę oraz gwiazdę o rozmiarach podobnych do Słońca. Zwarty obiekt pochłania materię z gwiazdy towarzyszącej przez dysk, który emituje duże ilości światła, zwłaszcza w zakresie rentgenowskim. Ten proces, w którym zwarty obiekt przyciąga materię, znany jako akrecja, zwykle występuje w postaci gwałtownych erupcji, podczas których układ staje się nawet tysiąc razy jaśniejszy. Ponadto część usuniętej materii, która opada spiralnie w kierunku zwartego obiektu w dysku, jest wyrzucana z powrotem w przestrzeń kosmiczną przez wiatry lub w postaci strumieni materii.

Rentgenowski układ podwójny znany jako Swift J1858.6-0814 został odkryty w 2018 roku podczas jednego z tych spektakularnych epizodów erupcji, wprawiając w zakłopotanie społeczność astronomiczną od najwcześniejszych obserwacji. Układ wykazywał niesamowite rozbłyski przez rok, emitując na wszystkich długościach fal, od radiowych po promieniowanie rentgenowskie. Pochodzenie tych „kosmicznych fajerwerków” było nieznane, ale były one tak jasne, że społeczność naukowa uznała, że zwarty obiekt musi być czarną dziurą. Jednak odkrycie eksplozji termojądrowych w 2020 roku wykazało obecność stałej powierzchni na zwartym obiekcie, potwierdzający tym samym, że Swift J1858.6-0814 zawiera gwiazdę neutronową.

Dzięki międzynarodowej kampanii obserwacyjnej z użyciem wielu teleskopów, zespół odkrył, że Swift J1858.6-0814 wykazuje te same egzotyczne niestabilności akrecyjne, co GRS 1915+105, czarna dziura, która służyła jako kamień z Rosetty do rozszyfrowania złożonego zachowania tej gwiazdy neutronowej. Te niestabilności występują przy bardzo dużych jasnościach, dając początek oscylacjom o dużej amplitudzie w dysku akrecyjnym i silnym wyrzutom materii – wyjaśnia Federico Vincentelli, badacz IAC i pierwszy autor artykułu. Ten dramatyczny proces pozostaje słabo poznany i do tej pory był szczegółowo obserwowany tylko w układzie, w którym zwartym obiektem jest czarna dziura – dodaje.

Porównując oba układy, zespół naukowy był w stanie zweryfikować aspekty nigdy wcześniej nie obserwowane. Zdaliśmy sobie sprawę, że możemy wyjaśnić złożoną fenomenologię obu obiektów za pomocą trzech składników: niestabilnego dysku akrecyjnego, który wytwarza niezwykle zmienną emisję promieniowania rentgenowskiego, gdy wewnętrzne części dysku cyklicznie opróżniają się i wypełniają; powtarzających się wyrzutów materii (powstałych po opróżnieniu dysku), które można zaobserwować na falach radiowych i podczerwonych; oraz jasnych ech tych wewnętrznych zmian w najbardziej zewnętrznych obszarach dysku, które można obserwować od podczerwieni do ultrafioletu – powiedział Vincentelli.

Badanie to pokazuje, że taka „niestabilność” jest fundamentalnym procesem fizycznym i niezależnym od natury zwartego obiektu. Praca ta przedstawia nowy scenariusz, który pozwala nam wyjaśnić, co dzieje się w pobliżu tych egzotycznych obiektów (gwiazd neutronowych i czarnych dziur), gdy akreują one materię z bardzo dużą prędkością – wskazuje Montserrat Armas Padilla, badaczka IAC i współautorka artykułu.

Wynik ten uzyskano dzięki intensywnej i jednoczesnej kampanii obserwacyjnej na wielu długościach fali i przy użyciu pięciu teleskopów kosmicznych i naziemnych.

W perspektywie przyszłych badań, ostatnie odkrycie dostarcza społeczności naukowej nowych składników do zrozumienia pochodzenia niestabilności akrecyjnej. Teraz planujemy rozszerzyć tego typu badania na inne bardzo świecące układy, aby rzucić światło na czarne dziury i gwiazdy neutronowe, gdy akreują materię z ekstremalnymi prędkościami – podsumowuje Vincentelli.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna płonącej erupcji gwiazdy neutronowej Swift J1858.6-0814 w porównaniu z czarną dziurą GRS 1915+105. 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

Gorące dni i pochmurne noce na egzoplanecie ciężkiego metalu

Naukowcy użyli JWST do obserwacji WASP-121b, zamkniętego pływowo gorącego jowisza, najlepiej znanego z obecności metali ciężkich w jego atmosferze. Badanie to rzuca światło na warunki panujące po nocnej stronie planety i dostarcza nowych dowodów na istnienie metalicznych chmur.

Godna uwagi egzoplaneta
WASP-121b wydaje się pojawiać w wiadomościach za każdym razem, gdy astronomowie kierują na nią teleskop. Ten gorący jowisz okrąża swoją gwiazdę macierzystą co 30 godzin, jedną stroną na stałe zwrócony w kierunku gwiazdy, co powoduje, że temperatury w ciągu dnia są wystarczająco wysokie, aby odparować złoto. Wcześniejsze obserwacje wykazały istnienie metali takich jak żelazo, nikiel i wanad unoszących się w atmosferze planety.

Jednym ze sposobów, aby dowiedzieć się więcej o atmosferze intrygującej egzoplanety, takiej jak WASP-121b, jest pomiar jej krzywej fazowej, czyli całkowitej ilości światła emitowanego i odbijanego przez planetę i jej gwiazdę macierzystą podczas pełnej orbity. Krzywe fazowe planet mogą nam powiedzieć coś o tym, jak temperatura atmosfery planety zmienia się z dnia na noc. Krzywa fazowa zmierzona wcześniej dla WASP-121b sugerowała, że nocna strona planety może być na tyle chłodna, że mogą tworzyć się chmury – co nowe dane z JWST mogą nam powiedzieć o tym gorącym, metalicznym świecie?

Rok na WASP-121b widziany przez JWST
W październiku 2022 roku zespół badawczy kierowany przez Thomasa Mikala-Evansa (Max Planck Institute for Astronomy) wykorzystał JWST do wpatrywania się w układ gwiazda-planeta przez 1,5 ziemskiego dnia – mniej więcej jeden dzień lub jeden rok na WASP-121b. Zespół użył spektrografu bliskiej podczerwieni JWST (NIRSpec) w specjalnym trybie obserwacyjnym przeznaczonym dla jasnych celów, co pozwoliło im na zbieranie danych przez 99% czasu obserwacji.

Krzywa blasku pokazuje głębokie spadki, gdy planeta przechodzi przed jasną gwiazdą, płytsze spadki, gdy planeta przechodzi za gwiazdą, oraz łagodną krzywą oznaczającą, kiedy zarówno gwiazda, jak i planeta są w pełni widoczne.

Metaliczne chmury nocą, zachwyt astronomów
Mikal-Evans i współautorzy artykułu wymodelowali krzywą blasku, stwierdzając, że najcieplejszy punkt w atmosferze WASP-121b znajduje się kilka stopni na wschód od punktu, w którym jej gwiazda jest najbliżej, zwanego punktem podgwiazdowym. Modele gorących jowiszów, takich jak WASP-121b, przewidują przesunięcia, które wydają się być znacznie większe, bliższe 10 stopni. Zespół zasugerował dwie możliwe przyczyny tej różnicy:

atmosfera jest tak gorąca, że gaz ulega jonizacji, a interakcja między zjonizowanym gazem a polem magnetycznym planety spowalnia przenoszenie ciepła na wschód, lub

najgorętszy punkt znajduje się w rzeczywistości dalej na wschód, ale chmury po nocnej stronie planety wpływają na naszą interpretację krzywej blasku.

Mówiąc o nocnej stronie planety: zespół zmierzył temperaturę po tej stronie WASP-121b na około 1000 K. Chociaż może to brzmieć jak palący upał, w rzeczywistości jest wystarczająco chłodno, aby pewne związki metaliczne, które są powszechne w atmosferach gorących jowiszów, tworzyły kropelki cieczy – innymi słowy, WASP-121b może mieć nocą metaliczne chmury!

Oprócz poznania szczegółów krzywej fazowej WASP-121b, badanie to pokazało możliwości instrumentu NIRSpec JWST. Następnie zespół planuje zbadać krzywą fazową WASP-121b w funkcji długości fali, aby dowiedzieć się więcej o nocnej atmosferze planety.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Symulacja tego, jak WASP-121b może wyglądać dla naszych oczu z różnych kątów oświetlenia. Źródło: NASA/JPL-Caltech/Aix-Marseille University (AMU)

_________________
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

W jaki sposób gwiazdy hiperprędkościowe mówią nam coś o Drodze Mlecznej

Pędzą z prędkością ponad tysiąca km/s: to najszybsze gwiazdy w Drodze Mlecznej. Doktorant Fraser Evans prowadził badania nad tymi nieuchwytnymi gwiazdami hiperprędkościowymi i odkrył, że mogą nas one wiele nauczyć na przykład o czarnych dziurach i supernowych.

Gwiazdy hiperprędkościowe (HVS) to gwiazdy, które poruszają się tak szybko, że mogą uciec od grawitacji Drogi Mlecznej. W 2019 roku astronomowie odkryli gwiazdę – S5-HVS1 – która porusza się z zadziwiającą prędkością 1755 km/s. Od tego czasu znaleziono dziesiątki takich gwiazd. Ale w naszej Galaktyce jest ich prawdopodobnie około tysiąca.

Miliony fałszywych gwiazd
Evans użył symulacji komputerowych, aby wyrzucić miliony fałszywych gwiazd hiperprędkościowych przez Drogę Mleczną. Chciał lepiej zrozumieć, skąd pochodzą i jaka jest ich prędkość. Aby wykonać odpowiednie symulacje komputerowe, wykorzystaliśmy wiele danych z sondy kosmicznej Gaia, która zmapowała imponującą liczbę dwóch miliardów gwiazd w naszej Drodze Mlecznej, powiedział Evans. Wyniki jego badań sprawiają, że w przyszłości łatwiej będzie znaleźć gwiazdy hiperprędkościowe.

Czarne dziury i supernowe
Dlaczego jednak tak ważne jest dla astronomów, aby dowiedzieć się więcej o tych demonach prędkości? Możemy z dużą pewnością założyć, że niektóre z odkrytych obecnie gwiazd hiperprędkościowych zostały wyrzucone w wyniku grawitacyjnego spotkania z masywną czarną dziurą w centrum Drogi Mlecznej: Sagittarius A*. Podobny efekt obserwujemy w Wielkim Obłoku Magellana, innej galaktyce, co do której mamy powody sądzić, że również zawiera czarną dziurę. W odpowiednich warunkach również supernowe mogą wyrzucać gwiazdy o dużej prędkości.

Gwiazdy, które zmieniają się w supernowe są niezwykle rzadkie w naszej Galaktyce, a zdarzenie jest tak krótkotrwałe, że trudno je zmierzyć. Do tego dochodzi fakt, że wokół Sagittariusa A* lata tyle gwiazd i pyłu, że nie możemy właściwie zobaczyć, co się tam dzieje – wyjaśnia Evans. Niektóre gwiazdy hiperprędkościowe lecą w bardziej widocznych częściach przestrzeni i mogą nam powiedzieć więcej o tym, skąd pochodzą. Na przykład o grawitacji czarnych dziur lub ilości energii, jaką produkuje supernowa.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Leiden University

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy hiperprędkościowej. Źródło: 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

Naukowcy ponownie analizują właściwości ekstremalnie ekscentrycznego układu planetarnego HD 76920b

Naukowcy ponownie przeanalizowali właściwości ekstremalnie ekscentrycznego układu planetarnego HD 76920b poprzez szczegółową analizę asterosejsmiczną jego gwiazdy macierzystej HD 76920.

Badanie zostało opublikowane The Astrophysical Journal 2 marca 2023 roku.

HD 76920 ma ekscentryczność orbity 0,856 (porównywalną z ekscentrycznymi ciałami Układu Słonecznego, kometą 2P/Encke i planetoidą 3200 Phaethon), co czyni ją jedną z najbardziej ekscentrycznych planet znanych z orbitowania wokół wyewoluowanych gwiazd.

Oscylacje podobne do słonecznych w HD 76920 zostały wykryte po raz pierwszy przy użyciu pięciu sektorów krzywej blasku z teleskopu TESS, które obejmują około 140 dni danych. Wykorzystując modelowanie asterosejsmiczne wykonane przez pięć indywidualnych międzynarodowych zespołów, naukowcy określili ulepszone pomiary masy, promienia i wieku gwiazdy oraz zaktualizowali półoś wielką i masę planety.

Dzięki zaktualizowanym właściwościom układu planetarnego potwierdzili, że planeta znajduje się obecnie wystarczająco daleko od gwiazdy, aby doświadczyć znikomego rozpadu pływowego, dopóki nie zostanie pochłonięta przez gwiezdną otoczkę. Przewidywali, że to zdarzenie nastąpi w ciągu około 100 milionów lat, w zależności od zastosowanego modelu gwiazdy.

Asterosejsmologia jest najbardziej znana ze swojej zdolności do charakteryzowania podstawowych parametrów gwiazd (np. masy, promienia, gęstości) z wysokim poziomem precesji, co jest kluczowym czynnikiem ograniczającym właściwości planet.

Ta praca analizy asterosejsmologicznej podkreśla potencjał oscylacji gwiazd do charakteryzowania układów egzoplanet poprzez synergię między badaniami egzoplanet a asterosejsmologią.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna egzoplanety typu gazowego olbrzyma przechodzącej blisko powierzchni swojej gwiazdy macierzystej. Źródło: ESA, NASA, G. Tinetti (University College London, UK & ESA) and M. Kornmesser (ESA/Hubble)

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

Co się dzieje po fuzji masywnych podwójnych białych karłów?

Podwójne białe karły są ważnym źródłem fal grawitacyjnych w naszej Galaktyce, a ich masa związana jest z supernowymi typu Ia, supernowymi z wychwytem elektronów i pulsarami milisekundowymi.

Białe karły mogą łączyć się w układy podwójne w wyniku promieniowania fal grawitacyjnych. Jednak ewolucja pozostałości po złączeniu pozostaje niejasna.

Teraz grupa badawcza kierowana przez adiunkta WU Chengyuana z obserwatoriów Yunnan Chińskiej Akademii Nauk zbadała ewolucyjne skutki połączenia tlenowo-neonowego i węglowo-tlenowego białego karła.

Badanie zostało opublikowane w The Astrophysical Journal Letters 22 lutego 2023 roku.

Naukowcy skonstruowali odpowiednie modele, aby zbadać ewolucję pozostałości po złączeniu. Odkryli, że takie pozostałości po fuzji mogą ewoluować w olbrzymy węglowo-tlenowe, a ich wyniki ewolucyjne są powiązane z ich całkowitą masą.

Przy założeniu stałej utraty masy przez wiatr, pozostałości o masie mniejszej niż 1,9 masy Słońca mogą ewoluować do tlenowo-neonowych białych karłów, podczas gdy pozostałości o masie większej niż 1,95 masy Słońca mogą doświadczyć wybuchów supernowych z wychwytem elektronów i stać się tlenowo-neonowo-żelazowymi białymi karłami.

Zespół wykorzystał modele do wyjaśnienia bogatego w tlen obiektu IRAS 00500+6713 (J005311) znajdującego się w podczerwonej mgławicy w Kasjopei. Widmo tego obiektu jest podobne do widma bogatych w tlen gwiazd Wolfa-Rayeta i charakteryzuje się stosunkowo wysokim współczynnikiem utraty masy przez wiatr i ekstremalnie dużą prędkość wiatru.

Obecnie pochodzenie tego obiektu jest nadal niejasne. WU wyjaśnił cechy obserwacyjne tego obiektu za pomocą swoich modeli i odkrył, że obiekt ten powstał z połączenia tlenowo-neonowego białego karła o masie 1,08 masy Słońca z węglowo-tlenowym białym karłem o masie 0,52 masy Słońca.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Łączące się białe karły. Źródło: NASA/Tod Strohmayer (GSFC)/Dana Berry (Chandra X-Ray Observatory)

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

Czy kosmiczne kolizje można przewidzieć, zanim nastąpią?

Badacze LIGO opracowują oprogramowanie wczesnego ostrzegania, aby szybciej wykrywać fuzje gwiazd neutronowych.

17 sierpnia 2017 roku około 70 teleskopów zostało skierowanych na zderzenie dwóch martwych gwiazd, które miało miejsce miliony lat świetlnych stąd. Teleskopy obserwowały rozwój wydarzenia na wielu długościach fal, od radiowych, przez światło widzialne, aż po promienie gamma najwyższych energii. Gdy dwie bardzo gęste gwiazdy neutronowe zderzyły się ze sobą, wyrzuciły na zewnątrz szczątki, które świeciły przez dni, tygodnie a nawet miesiące. Niektóre z teleskopów dostrzegły złoto, platynę i uran w płonącym wybuchu, potwierdzając, że większość ciężkich pierwiastków we Wszechświecie powstaje w tego typu kosmicznych kolizjach.

Gdyby to był koniec historii, to kosmiczne wydarzenie samo w sobie byłoby niezwykłe, ale tego dnia w astronomicznym zgromadzeniu uczestniczyły trzy inne detektory – dwa należące do LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) i jeden należący do Virgo. LIGO i Virgo obserwują fale grawitacyjne wytwarzane przez masywne, przyspieszające obiekty. Kiedy gwiazdy neutronowe poruszają się po spirali, generują fale grawitacyjne, zanim połączą się i eksplodują światłem. To właśnie sieć detektorów fal grawitacyjnych LIGO-Virgo zaalarmowała dziesiątki teleskopów na całym świecie, że na niebie dzieje się coś zadziwiającego. Bez LIGO i Virgo, 17 sierpnia 2017 roku byłby typowym dniem w astronomii.

Od tego czasu sieć LIGO-Virgo wykryła tylko jedno połączenie gwiazd neutronowych; w tym przypadku, który miał miejsce w 2019 roku, teleskopy optyczne nie były w stanie zaobserwować zdarzenia. Ponieważ LIGO-Virgo ma zostać ponownie uruchomione w maju 2023 roku, astronomowie z podekscytowaniem przygotowują się do bardziej wybuchowych połączeń gwiazd neutronowych. Jednym z ważnych pytań nurtujących niektórych członków zespołu LIGO, jest: czy mogą wykryć te zdarzenia wcześniej – być może nawet zanim zderzą się martwe gwiazdy?

W tym celu naukowcy opracowują oprogramowanie wczesnego ostrzegania, które będzie ostrzegać astronomów o fuzjach gwiazd neutronowych na kilka sekund lub nawet całą minutę przed zdarzeniem.

Gdy LIGO wykryje prawdopodobną kolizję gwiazd neutronowych, rozpoczyna się wyścig teleskopów naziemnych i kosmicznych, aby śledzić i określać jej lokalizację. Sieć LIGO-Virgo, która składa się z trzech detektorów fal grawitacyjnych, pomaga zawęzić przybliżoną lokalizację zdarzenia, podczas gdy teleskopy optyczne są potrzebne do dokładnej identyfikacji galaktyki, w której znajdują się gwiazdy neutronowe.

W przypadku zdarzenia z 17 sierpnia 2017 roku, znanego jako GW170817, większość teleskopów optycznych była w stanie rozpocząć poszukiwania źródła fal grawitacyjnych dopiero dziesięć godzin później. Zespół LIGO-Virgo wysłał pierwsze ostrzeżenie do społeczności astronomicznej 40 minut po rejestracji zderzenia gwiazd neutronowych, a pierwsze mapy nieba, zarysowujące przybliżoną lokalizację zdarzenia 4,5 godziny po zdarzeniu. Jednak do tego czasu interesujący nas rejon południowego nieba zanurzył się poniżej horyzontu i znalazł się poza zasięgiem zdolnych do jego dostrzeżenia południowych teleskopów. Astronomowie musieli czekać z niepokojem do dziesięciu godzin po zdarzeniu, aby zacząć przeczesywać niebo. Około 11 godzin po zderzeniu gwiazd neutronowych, kilka naziemnych teleskopów optycznych w końcu ustaliło położenie źródła fal: galaktyki NGC 4993, która leży około 130 milionów lat świetlnych stąd.

Ponieważ brakuje 11 godzin w opowieści o tym, jak gwiazdy neutronowe wpadają na siebie i zasiewają Wszechświat ciężkimi pierwiastkami, astronomowie z niecierpliwością oczekują kolejnych zderzeń gwiazd neutronowych. W ramach nadchodzącego cyklu LIGO-Virgo, który będzie zawierał również obserwacje wykonane przez japońską sondę KAGRA, detektory przeszły serię ulepszeń, aby jeszcze lepiej wyłapać zdarzenia związane z falami grawitacyjnymi, a tym samym zderzenia gwiazd neutronowych.

Jedną z nowych funkcji, które należy zastosować przy następnym biegu, jest system wczesnego ostrzegania. Specjalistyczne oprogramowanie będzie uzupełnieniem głównego oprogramowania, które było dotychczas rutynowo wykorzystywane do wykrywanie wszystkich zdarzeń związanych z falami grawitacyjnymi.

Główne oprogramowanie szuka słabych sygnałów fal grawitacyjnych ukrytych w zaszumionych danych LIGO, dopasowując dane do biblioteki znanych sygnałów lub kształtów fal, które reprezentują różne typy zdarzeń, takie jak złączenia czarnych dziur https://pl.wikipedia.org/wiki/Czarna_dziura z gwiazdami neutronowymi. Jeżeli dopasowanie zostanie znalezione i potwierdzone, do społeczności astronomicznej wysyłane jest powiadomienie. Oprogramowanie wczesnego ostrzegania działa w ten sam sposób, ale wykorzystuje tylko skrócone wersje przebiegów, dzięki czemu może działać szybciej.

Gdy gwiazdy neutronowe wirują wokół siebie, orbitują coraz szybciej i emitują fale grawitacyjne o coraz wyższych częstotliwościach. Ostateczny taniec między gwiazdami neutronowymi trwa dłużej niż między czarnymi dziurami, do kilku minut w pasmach częstotliwości, na które LIGO i Virgo mają więcej czasu na uchwycenie wstępu do dramatycznego finału gwiazd. W przypadku GW170817, para łączących się gwiazd neutronowych spędziła sześć minut w zakresach częstotliwości wykrywanych przez LIGO-Virgo, zanim oba ciała ostatecznie się połączyły.

Astronomowie mają nadzieję, że oprogramowanie wczesnego wykrywania ostatecznie złapie połączenie gwiazd neutronowych do jednej minuty przed zderzeniem. Jeżeli tak, da to teleskopom na całym świecie więcej czasu na znalezienie i zbadanie eksplozji.

Dla astronomów jedna minuta to bardzo dużo czasu. Gregg Hallinan, profesor astronomii z Caltech, dyrektor Owens Valley Radio Observatory w Caltech, powiedział, że wczesne ostrzeżenia o zbliżającym się połączeniu gwiazd neutronowych będą szczególnie ważne dla promieniowania gamma, rentgenowskiego i radioteleskopów, ponieważ zderzenia mogą być widoczne na tych długościach fal na samym początku. Matryce teleskopów, takie jak Long Wavelength Array w Owens Valley Radio Observatory (OVRO-LWA) i przyszły 200-antenowy Deep Synoptic Array (DSA-2000), mogą być w stanie wykryć rozbłysk radiowy, który według teorii może wystąpić w momencie łączenia się gwiazd neutronowych, a w niektórych modelach podczas końcowego wdechu przed połączeniem – powiedział Hallinan. To nauczy nas o bezpośrednim otoczeniu masowo niszczycielskich zdarzeniach. Co więcej, zobaczenie błysku radiowego może również pomóc nam szybko ustalić lokalizację złączenia.

Shreya Anand, absolwentka Caltech, mówi, że wczesne obserwacje złączeń w zakresie optycznym i UV mogą ujawnić nowe informacje na temat ich ewolucji, takie jak powstawanie pierwiastków w szybko poruszającej się materii wyrzucanej z fuzji.

Wyniki badań zostały opublikowane w The Astrophysical Journal Letters.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Caltech

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna fal grawitacyjnych powstałych ze zderzenia gwiazd neutronowych. Źródło: 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

Nowe narzędzie do oszacowania, ile wody może być ukryte pod powierzchnią planety

W poszukiwaniu życia w innych miejscach we Wszechświecie naukowcy tradycyjnie szukają planet z wodą w stanie ciekłym na powierzchni. Jednak zamiast płynąć w postaci oceanów i rzek, woda może być zamknięta w skałach głęboko we wnętrzu planety.

Teraz naukowcy mają sposób na oszacowanie, ile wody planeta skalista może przechowywać w swoich podziemnych zbiornikach. Uważa się, że woda, która jest zamknięta w strukturze minerałów głęboko pod powierzchnią, może pomóc planecie odzyskać siły po jej początkowych ognistych narodzinach.

Naukowcy opracowali model, który może przewidzieć proporcje bogatych w wodę minerałów we wnętrzu planety. Minerały te działają jak gąbka wchłaniająca wodę, która może później wrócić na powierzchnię i uzupełnić oceany. Ich wyniki mogą pomóc nam zrozumieć, jak planety mogą stać się zdatne do zamieszkania w następstwie intensywnego ciepła i promieniowania w ich wczesnych latach.

Planety krążące wokół czerwonych karłów typu M – najczęstszych gwiazd w Galaktyce – są uważane za jedne z najlepszych miejsc do poszukiwania obcego życia. Jednak gwiazdy te mają szczególnie burzliwe lata młodzieńcze – uwalniają intensywne promieniowania, które rozsadzają pobliskie planety i wypalają z nich wodę powierzchniową.

Faza dojrzewania naszego Słońca była stosunkowo krótka, ale czerwone karły spędzają znacznie więcej czasu w tym trudnym okresie przejściowym. W rezultacie, planety krążące wokół nich cierpią z powodu efektu cieplarnianego, co powoduje, że ich klimat pogrąża się w chaosie.

Chcieliśmy zbadać, czy te planety, po tak burzliwym wychowaniu, mogą się zrehabilitować i dalej gościć wodę powierzchniową – powiedziała główna autorka badania, Claire Guimond, doktorantka na Wydziale Nauk o Ziemi w Cambridge.

Nowe badania, opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, pokazują, że woda we wnętrzu planety może być realnym sposobem na uzupełnienie wody w stanie ciekłym na powierzchni, gdy gwiazda macierzysta dojrzeje i osłabnie. Woda ta prawdopodobnie byłaby wydobywana przez wulkany i stopniowo uwalniana w postaci pary wodnej do atmosfery, wraz z innymi życiodajnymi pierwiastkami.

Ich nowy model pozwala im obliczyć pojemność wody wewnątrz planety w oparciu o jej rozmiar i chemię gwiazdy macierzystej. Model daje nam górną granicę ilości wody, jaką planeta może przenosić na głębokości, w oparciu o te minerały i ich zdolność przyjmowania wody do swojej struktury – powiedziała Guimond.

Naukowcy odkryli, że rozmiar planety odgrywa kluczową rolę w decydowaniu o tym, ile wody może ona pomieścić. Dzieje się tak, ponieważ rozmiar planety określa proporcje minerałów przenoszących wodę, z których jest zbudowana.

Większość wody wewnątrz planety znajduje się w skalnej warstwie zwane górnym płaszczem, która leży bezpośrednio pod skorupą. Tutaj ciśnienie i temperatura są odpowiednie do tworzenia się zielono-niebieskich minerałów, zwanych wadsleitem i ringwoodytem, które mogą wchłaniać wodę. Ta skalista warstwa znajduje się również w zasięgu wulkanów, które mogą wydobywać wodę na powierzchnię poprzez erupcje.

Nowe badania wykazały, że większe planety – około dwa do trzech razy większe od Ziemi – mają zazwyczaj bardziej suche skalne płaszcze, ponieważ bogaty w wodę górny płaszcz stanowi mniejszą część ich całkowitej masy.

Wyniki mogą dostarczyć naukowcom wskazówek, które pomogą im w poszukiwaniach egzoplanet, które mogą gościć życie. To może pomóc udoskonalić nasze klasyfikowanie planet, które należy badać w pierwszej kolejności - powiedział Oliver Shorttle, który jest współpracownikiem Wydziału Nauk o Ziemi i Instytutu Astronomii w Cambridge. Kiedy szukamy planet, które najlepiej utrzymują wodę, prawdopodobnie nie chcesz planety znacznie masywniejszej lub znacznie mniejszej niż Ziemia.

Odkrycia mogą również przyczynić się do naszego rozumienia, jak planety, w tym te bliższe nam, jak Wenus, mogą przejść od jałowych piekieł do błękitnego marmuru. Temperatura na powierzchni Wenus, która ma podobną wielkość i skład chemiczny jak Ziemia, wynosi około 450 st. C, a jej atmosfera jest ciężka od dwutlenku węgla i azotu. Pozostaje otwartą kwestią, czy Wenus posiadała wodę w stanie ciekłym na swojej powierzchni 4 miliardy lat temu. Jeżeli tak jest, to Wenus musiała znaleźć sposób na ochłodzenie się i odzyskanie wody powierzchniowej po narodzinach przy ognistym Słońcu – powiedział Shorttle. Możliwe, że w tym celu wykorzystała wodę wewnętrzną.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca wodne światy. Źródło: NASA

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

Pierwszy bąbel w międzygalaktycznej zupie

Zespół astrofizyków odkrył we wczesnym Wszechświecie protogromadę galaktyk otoczoną gazem, który jest zaskakująco gorący.

Ten palący gaz obejmuje region, który składa się z gigantycznego zbioru galaktyk nazwanego COSTCO-I. Zaobserwowany, gdy Wszechświat był 11 miliardów lat młodszy, COSTCO-I pochodzi z czasów, gdy gaz wypełniający większość przestrzeni poza widocznymi galaktykami, zwany ośrodkiem międzygalaktycznym, był znacznie chłodniejszy. W tej epoce, znanej jako „kosmiczne południe”, galaktyki we Wszechświecie znajdowały się u szczytu formowania się gwiazd; ich stabilne środowisko było pełne zimnego gazu, którego potrzebowały do formowania się i wzrostu, a temperatury wynosiły około 10 000 st. C.

W przeciwieństwie do tego, kocioł gazu związany z COSTCO-I wydaje się wyprzedzać swoje czasy, prażąc się w gorącym, złożonym stanie; jego temperatury przypominają dzisiejszy ośrodek międzygalaktyczny, który ma od 100 000 do 10 milionów stopni Celsjusza, często nazywany ciepłym-gorącym ośrodkiem międzygalaktycznym (ang. warm-hot intergalactic medium – WHIM).

Odkrycie to jest pierwszym przypadkiem, w którym astrofizycy zidentyfikowali skrawek starożytnego gazu wykazującego cechy współczesnego ośrodka międzygalaktycznego; jest to zdecydowanie najwcześniejsza znana część Wszechświata, która osiągnęła temperaturę dzisiejszego WHIM.

Badania, którymi kieruje zespół z Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU, część Uniwersytetu Tokijskiego), zostały opublikowane 14 marca 2023 roku w The Astrophysical Journal Letters.

Jeżeli pomyślimy o dzisiejszym ośrodku międzygalaktycznym jako o gigantycznym kosmicznym gulaszu, który gotuje się i pieni, to COSTCO-I jest prawdopodobnie pierwszą bańką, którą astronomowie zaobserwowali w epoce w odległej przeszłości, kiedy większość garnka była wciąż zimna – powiedział Khee-Gan Lee, adiunkt w Kavli IPMU i współautor artykułu.

Zespół obserwował COSTCO-I, gdy Wszechświat miał zaledwie ¼ obecnego wieku. Protogromada galaktyk ma całkowitą masę ponad 400 bilionów mas Słońca i rozciąga się na kilka milionów lat świetlnych.

Podczas gdy astronomowie obecnie regularnie odkrywają takie odległe protogromady galaktyk, zespół odkrył coś dziwnego, gdy sprawdzał widma ultrafioletowe obejmujące region COSTCO-I za pomocą Spektrometru Obrazowania o Niskiej Rozdzielczości (LRIS) Obserwatorium Kecka. W normalnych warunkach duża masa i rozmiar protogromad galaktyk rzucałyby cień na długość fal charakterystyczne dla neutralnego wodoru, związanego z gazem protogromady.

W lokalizacji COSTCO-I nie znaleziono takiego cienia absorpcji.

Byliśmy zaskoczeni, ponieważ absorpcja wodoru jest jednym z powszechnych sposobów poszukiwania protogromady galaktyk, a inne protogromady w pobliżu COSTCO-I wykazują ten sygnał absorpcji – powiedział student studiów magisterskich na Uniwersytecie Tokijskim i główny autor badania. Czułe możliwości LRIS w zakresie ultrafioletu pozwoliły nam wykonać mapy gazu wodorowego z dużą pewnością, a sygnatury COSTCO-I po prostu tam nie było.

Brak neutralnego wodoru w protogromadzie oznacza, że gaz w niej musi być podgrzany do temperatury prawdopodobnie miliona stopni, znacznie powyżej stanu chłodnego oczekiwanego dla ośrodka międzygalaktycznego w tej odległej epoce.

“Właściwości i pochodzenie WHIM pozostają obecnie jednym z największych pytań w astrofizyce. Możliwość zajrzenia do jednego z wcześniejszych miejsc ogrzewania WHIM pomoże ujawnić mechanizmy, które spowodowały, że gaz międzygalaktyczny zagotował się w obecną pianę” – powiedział Lee. Istnieje kilka możliwości, jak to się może dziać, ale może to być albo od podgrzewania gazu podczas zderzania się ze sobą podczas kolapsu grawitacyjnego, albo olbrzymie strumienie radiowe mogą pompować energię z supermasywnych czarnych dziur w obrębie protogromady.

Ośrodek międzygalaktyczny służy jako zbiornik gazu, który dostarcza surowiec do galaktyk. Gorący gaz zachowuje się inaczej niż zimny, co decyduje o tym, jak łatwo może przepływać do galaktyk, by uformować gwiazdy. W związku z tym, mając możliwość bezpośredniego badania wzrostu WHIM we wczesnym Wszechświecie astronomowie mogą zbudować spójny obraz formowania się galaktyk i cyklu życia gazu, który je napędza.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Keck Observatory

Vega

Na ilustracji: Symulowana wizualizacja przedstawia scenariusz wielkoskalowego ogrzewania wokół protogromady galaktyk, wykorzystując dane z symulacji superkomputerowych. Źródło: The THREE HUNDRED 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

Naukowcy wykrywają nowy strumień gwiazd z galaktyki karłowatej za pomocą danych Gai

Droga Mleczna zwiększyła swoją masę poprzez łączenie się galaktyk karłowatych o niskiej masie. Niektóre z galaktyk karłowatych doświadczają siły pływowej orbitując wokół Drogi Mlecznej, a należące do nich gwiazdy zostają utracone.

W rezultacie, po jednej lub po obu stronach galaktyk karłowatych pojawiają się ogony pływowe, znane jako strumienie gwiazd. Strumień Strzelca jest najbardziej typowym i bezpośrednim jego dowodem. Jednak jak dotąd w Drodze Mlecznej jest znacznie więcej strumieni generowanych przez gromady kuliste niż tych generowanych przez galaktyki karłowate.

Ostatnio, eksplorując dane z Gaia 3 (DR3), naukowcy kierowani przez dr. YANG Yonga i dr. ZHAO Jingkuna z National Astronomical Observatories of the Chinese Academy of Sciences (NAOC) odkryli nowy strumień gwiazd z galaktyki karłowatej w Drodze Mlecznej. Odkrycie to powiększy liczbę strumieni pochodzących z galaktyk karłowatych.

Wyniki zostały opublikowane w The Astrophysical Journal Letters 1 marca 2023 roku.

Badacze opracowali algorytm o nazwie Stream Scanner oparty na metodzie dopasowania filtra. Algorytm ten został zaprojektowany do wykrywania strumieni poprzez połączenie ruchów własnych i fotometrii z Gai. Nowy strumień został odkryty i nazwany Jangcy – powiedział dr YANG.

Na podstawie ekstynkcji międzygwiazdowej i schematu skanowania Gaia DR3 udowodniono, że Jangcy nie jest sztucznym sygnałem. Zmierzono, że ma on na niebie szerokość 1,9 stopni i długość 27 stopni, a jego odległość od Słońca wynosi 9,12 kiloparseka. Metaliczność [Fe/H] oszacowano na -0,7.

Naukowcy próbowali również zrozumieć, czy Jangcy był powiązany z innymi znanymi strumieniami i gromadami kulistymi Drogi Mlecznej. Odkryli, że gromada kulista Palomar 1 znajdowała się raczej blisko Jangcy pod względem przestrzeni pędu i energii, a Strumień Antycentrum (ACS, znany strumień) znajdował się prawie na orbicie Jangcy. Wyniki te sugerują, że Jangcy może mieć ścisły związek z Palomar 1, jak również z ACS.

Strumienie szczątków galaktyk karłowatych są kluczowymi materiałami do ujawnienia struktury i ewolucji Galaktyki. Jangcy powinien być pomocny w badaniu historii fuzji Drogi Mlecznej – powiedział dr ZHAO.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca galaktykę karłowatą Strzelca zbliżającą się do Drogi Mlecznej. Źródło: Gabriel Pérez Díaz, SMM/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

Galaktyka zmienia klasyfikację, gdy strumień zmienia kierunek

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył galaktykę, która zmieniła klasyfikację ze względu na wyjątkową aktywność w jej jądrze.

Galaktyka, nazwana PBC J2333.9-2343, została wcześniej sklasyfikowana jako radiogalaktyka, ale nowe badania wykazały, że jest inaczej. Praca została opublikowana w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

PBC J2333.9-2343, znajdująca się w odległości 660 milionów lat świetlnych, została sklasyfikowana jako olbrzymia radiogalaktyka o średnicy 4 milionów lat świetlnych, w której jądrze znajduje się blazar. Blazar to aktywne jądro galaktyki (AGN) z relatywistycznym strumieniem (dżet poruszający się z prędkością bliską prędkości światła) skierowanym w stronę obserwatora. Blazary są obiektami o bardzo wysokiej energii i są uważane za jedne z najpotężniejszych zjawisk we Wszechświecie. Badania pokazały, że w PBC J2333.9-2343 strumień zmienił drastycznie swój kierunek o kąt aż 90 stopni, przechodząc od bycia w płaszczyźnie nieba, prostopadłej do naszej linii widzenia, do zwrócenia się bezpośrednio w naszą stronę.

Strumień blazara składa się z naładowanych cząstek elementarnych, takich jak elektrony lub protony, które poruszają się z prędkościami bliskimi prędkości światła. Poruszają się one po okręgu wokół silnego pola magnetycznego, powodując emisję promieniowania w całym spektrum elektromagnetycznym. Uważa się, że w PBC J2333.9-2343 strumień pochodzi z supermasywnej czarnej dziury w jej centrum, lub z bliskiej okolicy.

Gdy strumień jest zwrócony w naszą stronę, emisja jest silnie wzmocniona i może z łatwością przekroczyć tę pochodzącą z reszty galaktyki. To z kolei napędza rozbłyski o dużej intensywności, silniejsze niż te pochodzące z innych radiogalaktyk, zmieniając w ten sposób jej klasyfikację.

Orientacja strumieni względem nas decyduje o tym, jak galaktyka jest klasyfikowana. Gdy dwa strumienie są zwrócone w stronę płaszczyzny nieba, galaktyka klasyfikowana jest jako radiogalaktyka, ale jeżeli jeden z dżetów jest skierowany w naszą stronę, wówczas AGN galaktyki jest znane jako blazar. Ze strumieniami w płaszczyźnie nieba i jednym skierowanym w naszą stronę, PBC J2333.9-2343 została przeklasyfikowana jako radiogalaktyka z blazarem w swoim centrum.

Zmiany kierunku strumieni były opisywane w przeszłości, na przykład w przypadku radiogalaktyk w kształcie litery X. Jest to pierwsza obserwacja takiego zjawiska, gdzie nie sugeruje ono obecności dwóch różnych faz aktywności dżetów z ich morfologii obserwowanej na częstotliwościach radiowych – wydaje się, że zmiana kierunku nastąpiła w tym samym wybuchu jądrowym pochodzącym z AGN.

Aby dowiedzieć się więcej o tej tajemniczej galaktyce, astronomowie musieli ją obserwować w szerokim zakresie widma elektromagnetycznego. PBC J2333.9-2343 zaobserwowano za pomocą teleskopów radiowych, optycznych, podczerwonych, rentgenowskich, ultrafioletowych i gamma. Dane uzyskano z niemieckiego 100-metrowego Radioteleskopu Effelsberg w Instytucie Radioastronomii Maxa Plancka, 1,3-metrowego optycznego teleskopu SMARTS Uniwersytetu Yale oraz Obserwatorium Swift.

Następnie zespół porównał właściwości PBC J2333.9-2343 z dużymi próbkami galaktyk blazarowych i nieblazarowych dostarczonych w ramach projektu ALeRCE (Automatic Learning for the Rapid Classification of Events) w Chile z danymi ze Zwicky Transient Facility (ZTF) i Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS).

Korzystając z danych obserwacyjnych, zespół stwierdził, że galaktyka ta ma jasny blazar w centrum, z dwoma płatami w zewnętrznych obszarach strumienia. Obserwowane płaty są związane ze starymi strumieniami i nie są już zasilane emisją z jądra, więc płaty te są reliktami dawnej aktywności radiowej. AGN nie napędza już płatów, jak to widać w typowych radiogalaktykach.

Zespół jeszcze nie wie, co spowodowało drastyczną zmianę kierunku strumienia. Spekulują, że mogło to być zdarzenie łączenia się z inną galaktyką lub innym stosunkowo dużym obiektem, albo silny wybuch aktywności w jądrze galaktyki po okresie uśpienia.

Dr Lorena Hernández-García, główna autorka artykułu i badaczka z Millenium Institute of Astrophysics, powiedziała: Zaczęliśmy badać tę galaktykę, ponieważ wykazywała ona szczególne właściwości. Nasza hipoteza była taka, że relatywistyczny strumień jej supermasywnej czarnej dziury zmienił kierunek i aby potwierdzić ten pomysł, musieliśmy przeprowadzić wiele obserwacji.

Dodaje: Fakt, że jądro nie zasila już płatów oznacza, że są one bardzo stare. Są reliktami dawnej aktywności, podczas gdy struktury zlokalizowane bliżej jądra reprezentują młodsze i aktywne strumienie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna pokazująca aktywną supermasywną czarną dziurę ze strumieniem wystrzeliwanym na zewnątrz z prędkością niemalże światła. 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

Odkrycie relatywistycznych dżetów wytwarzających bąble w centralnej części Galaktyki Filiżanki

Badania przeprowadzone przez Anelise Audibert, badaczkę z IAC, ujawniły proces, który wyjaśnia osobliwą morfologię centralnego regionu galaktyki Filiżanki, masywnego kwazara znajdującego się 1,3 miliarda lat świetlnych od nas.

Obiekt ten charakteryzuje się obecnością rozszerzających się bąbli gazu wytwarzanych przez wiatry emitujące z jego centralnej supermasywnej czarnej dziury. Badanie potwierdza, że zwarty strumień, widoczny jedynie na falach radiowych, zmienia kształt i zwiększa temperaturę otaczającego go gazu, wydmuchując pęcherzyki, które rozszerzają się na boki. Ustalenia te, oparte na obserwacjach teleskopu ALMA i symulacjach hydrodynamicznych, zostały opublikowane 21 marca 2023 roku w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics Letters.

Kiedy materia wpada do supermasywnej czarnej dziury w centrach galaktyk, uwalnia ogromne ilości energii i jest nazywana aktywnym jądrem galaktyki (AGN). Ułamek AGN uwalnia część tej energii w postaci strumieni wykrywalnych na falach radiowych poruszających się z prędkością bliską prędkości światła. Podczas gdy strumień przemierza galaktykę, zderza się z otaczającymi go obłokami i gazem, a w niektórych przypadkach może wypychać tę materię w postaci wiatrów. Jednak to, jakie warunki preferencyjne wyzwalają te wiatry do wydmuchiwania gazu z galaktyki, jest wciąż słabo rozumiane.

Efekt oddziaływania strumieni na zawartość galaktyk, taką jak gwiazdy, pył i gaz, odgrywa ważną rolę w tym, jak galaktyki ewoluują we Wszechświecie. Najpotężniejsze strumienie radiowe, znajdujące się w „głośnych radiowo” galaktykach, są odpowiedzialne za drastyczną zmianę losu galaktyki, ponieważ ogrzewają gaz, zapobiegając powstawaniu nowych gwiazd i wzrostowi galaktyk. Symulacje komputerowe relatywistycznych strumieni wbijających się w galaktyki dyskowe przewidują, że strumienie zmieniają kształt otaczającego gazu, wydmuchując bąbelki, gdy wnikają w głąb galaktyki. Jednym z kluczowych elementów symulacji, który sprawia, że strumienie są skuteczne w napędzaniu wiatrów, jest kąt między dyskiem gazowym a kierunkiem propagacji strumienia. Co zaskakujące, słabsze strumienie, takie jak te w „cichych radiowo” galaktykach, są w stanie wyrządzić więcej szkód w otaczającym je środowisku niż te bardzo mocne.

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył idealny przypadek, w którym można badać oddziaływanie strumienia radiowego z zimnym gazem wokół masywnego kwazara: galaktykę Filiżanki. Filiżanka to cichy radiowo kwazar znajdujący się 1,3 miliarda lat świetlnych od nas, a jego przydomek pochodzi od rozszerzających się bąbli widocznych na obrazach optycznych i radiowych, z których jeden ma kształt uchwytu filiżanki. Dodatkowo, w centralnym regionie (o rozmiarze około 3300 lat świetlnych) znajduje się zwarty i młody strumień radiowy, który ma niewielkie nachylenie względem dysku galaktyki.

Wpływ na formowanie się gwiazd
Korzystając z obserwacji przeprowadzonych na chilijskiej pustyni przez ALMA, zespół był w stanie scharakteryzować z niespotykanym dotąd poziomem szczegółowości zimny, gęsty gaz w centralnej części Filiżanki. W szczególności wykryli emisję cząsteczek tlenku węgla, które mogą istnieć tylko w określonych warunkach gęstości i temperatury. Na podstawie tych obserwacji zespół stwierdził, że zwarty strumień, pomimo swojej niewielkiej mocy, nie tylko wyraźnie zaburza rozkład gazu i ogrzewa go, ale także przyspiesza w nietypowy sposób.

Zespół spodziewał się wykryć ekstremalne warunki w dotkniętych obszarach wzdłuż strumienia, ale kiedy przeanalizował obserwacje, odkrył, że zimny gaz jest bardziej turbulentny i cieplejszy w kierunkach prostopadłych do propagacji strumienia. Jest to spowodowane wstrząsami wywołanymi przez napędzaną strumieniami bańkę, która nagrzewa się i wydmuchuje gaz podczas swojej bocznej ekspansji, wyjaśnia A. Audibert. Mając poparcie w symulacjach komputerowych uważamy, że orientacja między dyskiem zimnego gazu a strumieniem jest kluczowym czynnikiem w skutecznym napędzaniu tych bocznych wiatrów – dodaje.

Wcześniej uważano, że strumienie o małej mocy mają znikomy wpływ na galaktykę, ale prace takie jak nasza pokazują, że nawet w przypadku galaktyk cichych radiowo strumienie mogą redystrybuować i zakłócać otaczający gaz, a to będzie miało wpływ na zdolność galaktyki do tworzenia nowych gwiazd – powiedziała Cristina Ramos Almeida, badaczka z IAC i współautorka badania.

Następnym krokiem jest obserwacja większej próbki cichych radiowo kwazarów za pomocą MEGARA, instrumentu zainstalowanego na Gran Telescopio Canarias. Obserwacje pomogą nam zrozumieć wpływ strumieni na bardziej rozrzedzony i gorący gaz oraz zmierzyć zmiany w formowaniu się gwiazd spowodowane przez wiatry. To jeden z celów projektu QSOFEED opracowanego przez międzynarodowy zespół naukowców, którego celem jest odkrycie, w jaki sposób wiatry z supermasywnych czarnych dziur wpływają na galaktyki, w których się znajdują.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Zwarty strumień radiowy w centrum galaktyki Filiżanki wieje bocznym turbulentnym wiatrem w zimnym gęstym gazie, jak przewidują symulacje. Źródło: HST/ ALMA/ VLA/ M. Meenakshi/ D. Mukherjee/ A. Audibert

_________________
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 białego karła spalającego hel

Międzynarodowy zespół astronomów odkrył układ podwójny z białym karłem, na którego spływa materia z jego gwiezdnego towarzysza, tworząc dysk akrecyjny.

Gwiazda typu biały karzeł może eksplodować jako supernowa, gdy jej masa przekroczy granicę około 1,4 masy Słońca. Zespół naukowców znalazł układ podwójny gwiazd, w którym materia z białego karła przepływa z jego gwiezdnego towarzysza. Układ ten został odkryty dzięki jasnemu, tzw. miękkiemu promieniowaniu rentgenowskiemu, które powstaje w wyniku syntezy jądrowej rozlanego gazu w pobliżu powierzchni białego karła. Niezwykłe w tym źródle jest to, że hel, a nie wodór, przelewa się i pali. Zmierzona jasność sugeruje, że masa białego karła rośnie wolniej niż wcześniej sądzono, co może pomóc w zrozumieniu liczby supernowych wywołanych przez eksplodujące białe karły. Wyniki zostały opublikowane w czasopiśmie Nature. Współautorem artykułu jest prof. Andrzej Udalski z Obserwatorium Astronomicznego UW.

Eksplodujące białe karły są nie tylko uważane za główne źródło żelaza we Wszechświecie, ale stanowią również ważne narzędzie dla kosmologii: jako tzw. supernowe typu Ia (SN Ia), wszystkie stają się niemal jednakowo jasne, co pozwala astrofizykom na precyzyjne wyznaczenie odległości ich galaktyk macierzystych. Jednak nawet po wielu latach intensywnych badań nadal nie wiadomo, w jakich okolicznościach masa białego karła może wzrosnąć do tzw. granicy Chandrasekhara. Jest to teoretyczna górna granica masy białego karła, wprowadzona w 1930 roku przez hindusko-amerykańskiego astrofizyka i laureata Nagrody Nobla Subrahmanyana Chandrasekhara.

Na początku lat 90. źródła miękkiego promieniowania X ze stabilnym spalaniem wodoru na ich powierzchniach zostały ustanowione jako nowa klasa obiektów za pomocą ROSAT, i przez pewien czas były one uważane za potencjalnych kandydatów na progenitorów SN Ia. Problemem z tymi źródłami jest jednak ich obfitość wodoru: supernowe typu Ia nie wykazują żadnych śladów wodoru.

Przez ponad 30 lat przewidywano układy podwójne gwiazd, w których biały karzeł akreuje i spala stabilnie hel na swojej powierzchni, ale takie źródła nigdy nie zostały zaobserwowane. Międzynarodowy zespół naukowców znalazł teraz źródło promieniowania X, którego widmo optyczne jest całkowicie zdominowane przez hel. Miękkie źródło promieniowania X [HP99] 159 jest znane od lat 90-tych, kiedy to po raz pierwszy zostało zaobserwowane za pomocą ROSAT, ostatnio za pomocą XMM-Newton, a teraz za pomocą eROSITA – powiedział Jochen Greiner, który kieruje analizą tego źródła w MPE. Teraz udało nam się zidentyfikować je jako źródło optyczne w Wielkim Obłoku Magellana. W jego widmie znaleźliśmy głównie linie emisyjne helu pochodzące z dysku akrecyjnego.

Nie rozwiązuje to jednak problemu progenitorów SN Ia: modele teoretyczne przewidują, że około 2-5% materii helowej gwiazdy towarzyszącej zostaje wyniesione przez wybuch SN Ia i wyrzucone do otoczenia. Jednak taka ilość helu nie została znaleziona w większości obserwowanych do tej pory supernowych typu Ia. Istnieje jednak podklasa o mniejszej jasności, supernowych typu Iax (SN Iax), w której wybuch jest słabszy, a zatem mniej helu zostaje wyrzucone.

Odkryty układ [HP99] 159 mógłby, zgodnie z obecną wiedzą skończyć jako SN Iax, ponieważ pomiary tutaj wskazują, że ciągłe spalanie helu w białych karłach jest możliwe nawet przy niższych tempach akrecji niż teoretycznie przewidywane. Zmierzona jasność [HP99] 159 jest około dziesięciokrotnie mniejsza niż oczekiwano przy współczynniku kanonicznym, podczas gdy zmierzona temperatura promieniowania X jest dokładnie w oczekiwanym zakresie dla stabilnego spalania helu. Obserwowana jasność promieniowania X sugeruje, że spalanie napływającego helu w białym karle jest stabilizowane przez jego szybką rotację, co sprawia, że prawdopodobna jest ostateczna eksplozja supernowej w układzie – powiedział prof. dr Norbert Langer z Argelander Institute for Astronomy. Ponieważ poprzednie pomiary wskazują, że jasność pozostaje taka sama od około 50 lat, możliwy powinien być szeroki zakres tempa akrecji prowadzącej do eksplozji.

Gwiazdy bez otoczek wodorowych, takie jak gwiazda towarzysząca znaleziona w układzie [HP99] 159, są ważnym etapem pośrednim w cyklu życia gwiazd podwójnych, który powinien wystąpić w około 30% takich układów – powiedziała Julia Bodensteiner z ESO, która bada masywne gwiazdy. Takich gwiazd powinno być wiele; ale do tej pory zaobserwowano tylko kilka. Zespół ma teraz nadzieję znaleźć dziesiątki podobnych źródeł w obu Obłokach Magellana za pomocą eROSITA. To powinno pozwolić im na dalsze ograniczenie warunków dla progenitorów SN Ia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Bonn

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna źródła miękkiego promieniowania rentgenowskiego: dysk akrecyjny wokół białego karła zbudowany głównie z helu. Źródło: Ilustracja: F. Bodensteiner/tło zdjęcia ESO

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

Małe gwiazdy mogą posiadać planety większe niż dotychczas sądzono

Z nowych badań wynika, że gwiazdy o masie mniejszej niż połowa masy Słońca są w stanie posiadać olbrzymie planety w stylu Jowisza, co stoi w sprzeczności z najczęściej akceptowana teorią powstawania takich planet.

Gazowe olbrzymy, podobnie jak inne planety, powstają z dysków materii otaczających młode gwiazdy. Zgodnie z teorią akrecji rdzenia, najpierw tworzą one jądro ze skał, lodu i innych ciężkich ciał stałych, przyciągając zewnętrzną warstwę gazu, gdy to jądro jest wystarczająco masywne (około 15 do 20 razy większe niż Ziemia).

Jednak gwiazdy o niskiej masie mają małomasywne dyski, które, jak przewidują modele, nie dostarczają wystarczająco dużo materiału, aby uformować w ten sposób gazowego olbrzyma, a przynajmniej nie wystarczająco szybko, zanim dysk się rozpadnie.

W badaniu opublikowanym w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) naukowcy przyjrzeli się 91 306 gwiazdom o niskiej masie, wykorzystując obserwacje z satelity Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), i w 15 przypadkach znaleźli spadki jasności odpowiadające gazowemu olbrzymowi przechodzącemu przed gwiazdą.

Pięć z piętnastu potencjalnych planet olbrzymów zostało od tego czasu potwierdzonych jako planety przy użyciu niezależnych metod. Jedna z tych potwierdzonych planet krąży wokół gwiazdy o masie równej ⅕ masy Słońca – co nie byłoby możliwe według modeli formowania się planet.

Główny autor pracy, dr Ed Bryant (Mullard Space Science Laboratory na UCL, dawniej University of Warwick), powiedział: Gwiazdy o niskiej masie są lepsze w formowaniu planet olbrzymów niż myśleliśmy. Nasze wyniki rodzą poważne pytania dotyczące modeli formowania się planet. W szczególności nasze wykrycie gazowych olbrzymów krążących wokół gwiazd o masie zaledwie 20% masy Słońca jest sprzeczne z obecną teorią.

Współautor, dr Vincent Van Eylen (Mullard Space Science Laboratory na UCL), dodaje: Fakt, że choć rzadko, gazowe olbrzymy istnieją wokół gwiazd o niskiej masie, jest nieoczekiwanym odkryciem i oznacza, że modele powstawania planet będą musiały zostać zrewidowane.

Jedna z możliwych interpretacji jest taka, że gazowe olbrzymy nie powstają w wyniku niestabilności grawitacyjnej, gdzie dysk otaczający gwiazdę rozpada się na grudki pyłu i gazu wielkości planety. Jeżeli tak jest, to małomasywne gwiazdy mogłyby posiadać bardzo duże gazowe olbrzymy, dwu- lub trzykrotnie większe od masy Jowisza. Jednak uważa się to za mało prawdopodobne, ponieważ dyski wokół gwiazd o niskiej masie nie wydają się być wystarczająco masywne, aby ulec takiej fragmentacji.

Innym wyjaśnieniem, jak twierdzą naukowcy, jest to, że astronomowie nie docenili tego, jak masywny może być dysk gwiazdy, co oznacza, że małe gwiazdy mogą tworzyć olbrzymie planety poprzez akrecję jądra.

Może być to spowodowane tym, że źle obliczyli masę dysków, które możemy obserwować przez teleskopy albo tym, że dyski mają większą masę na początku życia gwiazdy, kiedy są bardzo trudne do zaobserwowania (ponieważ są osadzone w obłokach pyłu), w porównaniu z późniejszym okresem życia gwiazdy, kiedy możemy je obserwować.

Współautor, dr Dan Bayliss (University of Warwick) powiedział: Możliwe, że nie rozumiemy masy tych dysków protoplanetarnych tak dobrze, jak nam się wydawało. Potężne nowe instrumenty, takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, będą w stanie zbadać właściwości tych dysków bardziej szczegółowo.

W swojej pracy badacze starali się określić, jak często olbrzymie planety występują wokół gwiazd o niskiej masie, sprawdzając, czy ten wskaźnik występowania pasuje do tego, co przewidywałyby modele akrecji jądra.

Użyli oni algorytmu do identyfikacji sygnałów tranzytujących gazowych olbrzymów w świetle emitowanym przez gwiazdy o niskiej masie. Następnie zweryfikowali te sygnały, odrzucając szereg fałszywych pozytywów.

Aby określić, jak prawdopodobne jest, że ich metoda wykryje rzeczywiste gazowe olbrzymy orbitujące wokół tych gwiazd, umieścili symulacje tysięcy sygnałów tranzytujących planet do rzeczywistych danych światła gwiazd TESS, a następnie dodali swój algorytm, aby zobaczyć, ile z tych planet zostanie wykrytych.

Teraz naukowcy pracują nad potwierdzeniem (lub wykluczeniem) dziewięciu z piętnastu kandydujących planet, które zidentyfikowali. Ci kandydaci mogą potencjalnie być gwiazdami towarzyszącymi lub może istnieć inny powód spadków jasności. Zespół wnioskuje o masach tych obiektów, szukając „chybotania” w pozycji ich gwiazdy macierzystej, co wskazuje na możliwe oddziaływanie grawitacyjne planety. To kołysanie można wykryć za pomocą analizy spektroskopowej światła gwiazdy – mierząc różne pasma światła, aby śledzić ruch gwiazd od nas lub w naszym kierunku.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UCL

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna wschodu Słońca na planecie NGTS-1b, gazowym olbrzymie odkrytym wcześniej na orbicie wokół małomasywnej gwiazdy. Źródło: University of Warwick/Mark Garlick

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

Astronomowie są świadkami narodzin gromady galaktyk z wczesnego Wszechświata

Naukowcy odkryli duży rezerwuar gorącego gazu o temperaturze kilkudziesięciu milionów stopni Celsjusza we wciąż formującej się gromadzie galaktyk.

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył duży zbiornik gorącego gazu we wciąż formującej się gromadzie galaktyk wokół Galaktyki Sieci Pajęczej. Odkrycie ujawnia, że ta protogromada, daleka od rozproszenia, będzie związana grawitacyjnie przez resztę swojego istnienia. Znajduje się w epoce, gdy Wszechświat miał zaledwie 3 miliardy lat, i jest to pierwszy przypadek wykrycia tak gorącego gazu w takich odległościach. Badanie, opublikowane w Nature, potwierdza, że gromady galaktyk, jedne z największych znanych struktur we Wszechświecie, zaczynają się tworzyć bardzo wcześnie.

Gromady galaktyk, jak sama nazwa wskazuje, zawierają dużą liczbę galaktyk – czasem nawet tysiące. Zawierają również rozległy „ośrodek wewnątrzgromadowy” (ang. Intracluster Medium – ICM) gazu, który przenika przestrzeń między galaktykami w gromadzie. Gaz ten w rzeczywistości znacznie przewyższa ilość samych galaktyk. Gromady galaktyk są tak masywne, że mogą gromadzić gaz, który nagrzewa się, gdy opada w kierunku gromady.

Wcześniej ICM był badany tylko we w pełni uformowanych pobliskich gromadach galaktyk. Wykrywanie ICM w odległych protogromadach – czyli we wciąż tworzących się gromadach galaktyk – pozwoliłoby astronomom uchwycić te gromady we wczesnych stadiach formowania. Symulacje kosmologiczne przewidywały obecność gorącego gazu w protogromadach od ponad dekady, ale brakowało potwierdzeń obserwacyjnych – wyjaśnił Luca Di Mascolo, naukowiec z Uniwersytetu w Trieście we Włoszech i pierwszy autor badania.

Aby uzyskać to obserwacyjne potwierdzenie, zespół naukowców starannie wybrał jednego z najbardziej obiecujących kandydatów, protogromadę Sieć Pajęcza, zlokalizowaną w epoce, w której Wszechświat miał zaledwie 3 miliardy lat. Badając ją, naukowcy wykryli duży rezerwuar gorącego gazu o temperaturze kilkudziesięciu milionów stopni Celsjusza, co wskazuje, że układ jest na najlepszej drodze do stania się właściwą gromadą galaktyk, a nie do rozproszenia się.

Rosnąca struktura
Zespół wykrył ICM protogromady Sieci Pajęczej poprzez tak zwany termiczny efekt Siuniajewa-Zeldowicza (SZ). Efekt ten pojawia się, gdy światło z mikrofalowego promieniowania tła – promieniowania reliktowego z Wielkiego Wybuchu – przechodzi przez ICM. Kiedy to światło oddziałuje z szybko poruszającymi się elektronami w gorącym gazie, zyskuje trochę energii, a jego długość fali nieznacznie się zmienia. Przy odpowiednich długościach fal efekt SZ pojawia się zatem jako efekt cienia gromady galaktyk na mikrofalowym promieniowaniu tła – wyjaśnia Helmut Dannerbauer, badacz z IAC i współautor badania.

Mierząc te cienie na kosmicznym promieniowaniu tła, astronomowie mogą zatem wywnioskować istnienie gorącego gazu, oszacować jego masę i sporządzić mapę jego kształtu. Wyniki te były możliwe dzięki Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

Wcześniej w tej protogromadzie wykryto zimny gaz, ale masa gorącego gazu znaleziona w tym nowym badaniu przewyższa go tysiące razy. To odkrycie pokazuje, że protogromada Sieci Pajęczej rzeczywiście może przekształcić się w masywną gromadę galaktyk za około 10 miliardów lat, zwiększając swoją masę co najmniej dziesięciokrotnie – wyjaśnia Elena Rasia, badaczka z Włoskiego Narodowego Instytutu Astrofizyki (INAF) w Trieście we Włoszech i współautorka badania.

Dla zespołu naukowego układ ten wykazuje ogromne kontrasty, ponieważ gorący komponent termiczny zniszczy większość zimnego komponentu w miarę ewolucji systemu. Jesteśmy świadkami delikatnego przejścia – dodaje Tony Mroczkowski, badacz z Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) i współautor artykułu. Badanie dostarcza obserwacyjnego potwierdzenia długoletnich przewidywań teoretycznych dotyczących powstawania największych obiektów związanych grawitacyjnie we Wszechświecie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Obraz protogromady wokół galaktyki Sieć Pajęcza. Gorący gaz w ośrodku wewnątrzgromadowym pokazany jest jako nałożony niebieski obłok. Źródło: ESO/Di Mascolo i inni; HST: H. Ford

_________________
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