Śmierć gwiazdy pokazuje średniej wielkości czarną dziurę w galaktyce karłowatej

Badając czarne dziury o masie pośredniej, naukowcy mają nadzieję poprawić swoje zrozumienie tego, jak rosną supermasywne czarne dziury w masywnych galaktykach.

Niewykryta czarna dziura o masie pośredniej czająca się w galaktyce karłowatej SDSS J152120.07+140410.5 ukazała się astronomom, gdy pochłonęła pechową gwiazdę, która zbytnio się do niej zbliżyła. Rozerwanie gwiazdy, znane jako „rozerwanie pływowe” lub TDE, mające oznaczenie AT 2020neh, wywołało rozbłysk promieniowania, który na krótko przyćmił połączone światło wszystkich gwiazd macierzystej galaktyki karłowatej. Obserwacja ta może pomóc zrozumieć zależność pomiędzy czarnymi dziurami a galaktykami.

Rozbłysk został uchwycony przez astronomów za pomocą Young Supernova Experiment (YSE), przeglądu mającego na celu wykrywanie kosmicznych eksplozji i krótkotrwałych zdarzeń astrofizycznych. Międzynarodowy zespół kierowany przez naukowców z UC Santa Cruz, Instytutu Nielsa Bohra na Uniwersytecie w Kopenhadze i Uniwersytetu Stanowego w Waszyngtonie poinformował o odkryciu w artykule opublikowanym 10 listopada 2022 roku w Nature Astronomy.

To odkrycie wywołało powszechne zainteresowanie, ponieważ możemy wykorzystać zdarzenia rozerwania pływowego nie tylko do znajdowania większej liczby czarnych dziur o masie pośredniej w cichych galaktykach karłowatych, ale także do zmierzenia ich masy – powiedział współautor Ryan Foley, adiunkt astronomii i astrofizyki w UC Santa Cruz, który pomógł zaplanować przegląd YSE.

Pierwsza autorka pracy Charlotte Angus z Niels Bohr Institute powiedziała, że ustalenia zespołu stanowią podstawę do przyszłych badań średniej wielkości czarnych dziur.

Fakt, że byliśmy w stanie uchwycić tę średniej wielkości czarną dziurę, gdy pożerała ona gwiazdę, dał nam niezwykłą okazję do wykrycia tego, co w przeciwnym razie byłoby przed nami ukryte – powiedziała Angus. Co więcej, możemy wykorzystać właściwości samego rozbłysku, aby lepiej zrozumieć tę nieuchwytną grupę czarnych dziur o masie pośredniej, które mogą odpowiadać za większość czarnych dziur w centrach galaktyk.

Supermasywne czarne dziury znajdują się w centrach wszystkich masywnych galaktyk, w tym naszej Drodze Mlecznej. Astronomowie przypuszczają, że te masywne bestie, o masie miliony lub miliardy razy większej od masy Słońca, mogły wyrosnąć z mniejszych czarnych dziur o masie pośredniej, o masach od tysięcy do setek tysięcy mas Słońca.

Jedna z teorii wyjaśniająca, w jaki sposób powstały te masywne czarne dziury, głosi, że wczesny Wszechświat obfitował w małe galaktyki karłowate z czarnymi dziurami o masie pośredniej. Z biegiem czasu te karłowate galaktyki łączyły się lub były pochłaniane przez masywniejsze galaktyki, a ich jądra łączyły się za każdym razem, tworząc masę w centrum rosnącej galaktyki. Ten proces łączenia się galaktyk ostatecznie doprowadził do powstania supermasywnych czarnych dziur widocznych dzisiaj.

Jeżeli będziemy w stanie zrozumieć populację czarnych dziur o masie pośredniej – ile ich jest i gdzie się znajdują – możemy pomóc ustalić, czy nasze teorie powstawania supermasywnych czarnych dziur są poprawne – powiedział współautor, Enrico Ramirez-Ruiz, profesor astronomii i astrofizyki na UCSC oraz profesor Niels Bohr Professor na Uniwersytecie w Kopenhadze.

Ale czy wszystkie galaktyki karłowate mają czarne dziury o masie pośredniej? Trudno to stwierdzić, ponieważ wykrycie takich czarnych dziur jest niezwykle trudne – powiedział Ramirez-Ruiz.

Klasyczne techniki polowania na czarne dziury, które szukają aktywnego oddziaływania z otoczeniem, często nie są wystarczająco czułe, aby odkryć czarne dziury w centrach galaktyk karłowatych. W rezultacie wiadomo, że tylko niewielki ułamek galaktyk karłowatych posiada czarne dziury o masie pośredniej. Znalezienie większej ilości tych obiektów w wyniku zdarzenia rozerwania pływowego mogłoby pomóc w rozstrzygnięciu debaty na temat powstawania supermasywnych czarnych dziur.

Jednym z największych otwartych pytań w astronomii jest obecnie to, jak tworzą się supermasywne czarne dziury – powiedziała współautorka Vivienne Baldassare, profesor fizyki i astronomii na Washington State University.

Dane z Young Supernova Experiment pozwoliły zespołowi na wykrycie pierwszych oznak światła, gdy czarna dziura zaczęła pochłaniać gwiazdę. Uchwycenie tego początkowego momentu było kluczowe dla ustalenia, jak duża była czarna dziura, ponieważ czas trwania tych zdarzeń można wykorzystać do pomiaru masy centralnej czarnej dziury. Ta metoda, która do tej pory okazała się skuteczna tylko w przypadku supermasywnych czarnych dziur, została po raz pierwszy zaproponowana przez Ramireza-Ruiza i współautorkę Brennę Mockler z UC Santa Cruz.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
UC Santa Cruz

Vega

Na ilustracji: Astronomowie odkryli gwiazdę rozrywaną przez czarną dziurę w galaktyce karłowatej. Naukowcy skierowali tam HST, aby zbadać następstwa zjawiska rozerwania pływowego, które widać na środku obrazu. Kamera ultrafioletowa Hubble'a zarejestrowała pierścień gwiazd tworzący się wokół jądra galaktyki, w którym znajduje się AT 2020neh. Źródło: NASA, ESA, Ryan Foley/UC Santa Cruz.

_________________
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

Ujawniono ogólną strukturę gwiazdy neutronowej

Dzięki obszernym obliczeniom modelowym fizycy doszli do ogólnych wniosków na temat wewnętrznej struktury gwiazd neutronowych, w których materia osiąga olbrzymie gęstości: w zależności od masy gwiazdy mogą mieć jądro, które jest albo bardzo sztywne, albo bardzo miękkie.

Wyniki badań zostały opublikowane 15 listopada 2022 roku jednocześnie w dwóch artykułach.

Jak dotąd niewiele wiadomo o wnętrzu gwiazd neutronowych, tych niezwykle zwartych obiektów, które mogą powstać po śmierci gwiazdy: masa naszego Słońca lub nawet większa zostaje ściśnięta w kulę o średnicy dużego miasta. Od czasu ich odkrycia ponad 60 lat temu, naukowcy próbują rozszyfrować ich strukturę. Największym wyzwaniem jest symulacja ekstremalnych warunków panujących wewnątrz gwiazd neutronowych, gdyż trudno je odtworzyć na Ziemi w laboratorium. Istnieje więc wiele modeli, w których różne właściwości – od gęstości i temperatury – opisuje się za pomocą tzw. równań stanu. Równania te próbują opisać strukturę gwiazd neutronowych od powierzchni gwiazdy do wewnętrznego jądra.

Teraz fizykom z Uniwersytetu Goethego we Frankfurcie udało się dodać kolejne kluczowe elementy do układanki. Luciano Rezzolla z Instytutu Fizyki Teoretycznej opracował ponad milion różnych równań stanu, które z jednej strony spełniają ograniczenia nałożone przez dane uzyskane z teoretycznej fizyki jądrowej, a z drugiej przez obserwacje astronomiczne. Oceniając równania stanu, grupa robocza dokonała zaskakującego odkrycia: „lekkie” gwiazdy neutronowe (o masach mniejszych niż około 1,7 masy Słońca) wydają się mieć miękki płaszcz i sztywne jądro, natomiast „ciężkie” gwiazdy neutronowe (o masach większych niż 1,7 masy Słońca) zamiast tego mają sztywny płaszcz i miękkie jądro, Ten wynik jest bardzo interesujący, ponieważ daje nam bezpośrednią miarę tego, jak ściśliwe może być jądro gwiazd neutronowych – mówi prof. Luciano Rezzolla. Gwiazdy neutronowe najwyraźniej zachowują się trochę jak czekoladowe pralinki: lekkie gwiazdy przypominają te czekoladki, które mają w środku orzech laskowy otoczony miękką czekoladą, podczas gdy ciężkie gwiazdy można uznać za bardziej podobne do tych czekoladek, w których twarda warstwa zawiera miękkie nadzienie.

Kluczowe znaczenie dla tego spostrzeżenia miała prędkość dźwięku, na której skupił się student studiów licencjackich Sinan Altiparmak. Ta miara wielkości opisuje, jak szybko fale dźwiękowe rozchodzą się w obiekcie i zależy od tego, jak sztywna lub miękka jest materia. Tutaj, na Ziemi, prędkość dźwięku jest wykorzystywana do badania wnętrza planety i odkrywania złóż ropy naftowej.

Modelując równania stanu, fizycy byli w stanie odkryć także inne, niewyjaśnione wcześniej właściwości gwiazd neutronowych. Na przykład, niezależnie od ich masy, z dużym prawdopodobieństwem mają one promień zaledwie 12 km. Autor pracy dr Christian Ecker wyjaśnia: Nasze obszerne badania numeryczne pozwalają nam nie tylko na przewidywania dotyczące mas maksymalnych i promieni gwiazd neutronowych, ale także na wyznaczenie nowych granic ich odkształcalności w układach podwójnych, czyli tego, jak silnie zniekształcają się nawzajem przez swoje pola grawitacyjne. Te spostrzeżenia staną się szczególnie ważne, aby wskazać nieznane równanie stanu za pomocą przyszłych obserwacji astronomicznych i detekcji fal grawitacyjnych z łączących się gwiazd.

Tak więc, chociaż dokładna struktura i skład materii wewnątrz gwiazd neutronowych nadal pozostaje tajemnicą, oczekiwanie na jej odkrycie z pewnością można osłodzić jedną lub dwiema czekoladkami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Uniwersytet Goethego

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna przedstawiająca: ciężką gwiazdę neutronową z sztywnym płaszczem i miękkim jądrem (po lewej) oraz lekką gwiazdę neutronową z miękkim płaszczem i sztywnym jądrem. Źródło: P. Kiefer/L. Rezzolla.

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

Badania ujawniają miejsce narodzin gwiazd bogatych w złoto

Zespół naukowców ujawnił miejsce narodzin tak zwanych gwiazd „bogatych w złoto”. Ich badania zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Setki bogatych w złoto gwiazd – gwiazd z dużą ilością ciężkich pierwiastków poza żelazem, w tym „pierwiastków jubilerskich”, złota i platyny, zostały odkryte przez najnowocześniejsze teleskopy na całym świecie. Zagadką było, kiedy, gdzie i jak te gwiazdy powstały w historii Drogi Mlecznej, galaktyki, w której żyjemy. Zespół odkrył, że większość bogatych w złoto gwiazd uformowała się w małych galaktykach macierzystych Drogi Mlecznej ponad 10 miliardów lat temu, rzucając światło na przeszłość gwiazd.

Aby dojść do tego wniosku, zespół prześledził formowanie się Drogi Mlecznej od Wielkiego Wybuchu do chwili obecnej za pomocą symulacji numerycznej. Symulacja ta ma najwyższą rozdzielczość czasową, jaką do tej pory osiągnięto – może precyzyjnie określić cykl materiałów tworzonych przez gwiazdy w Drodze Mlecznej. Symulacja była tworzona przez kilka miesięcy przy użyciu superkomputera ATERUI II w Centrum Astrofizyki Obliczeniowej w Narodowym Obserwatorium Astronomicznym Japonii.

Symulacja pozwoliła po raz pierwszy przeanalizować powstawanie bogatych w złoto gwiazd w Drodze Mlecznej. Wykorzystana w niej standardowa kosmologia przewiduje, że Droga Mleczna rośnie w wyniku akrecji i łączenia się małych galaktyk macierzystych. Dane symulacyjne ujawniły, że niektóre z tych galaktyk – które istniały 10 miliardów lat temu – zawierały duże ilości najcięższych pierwiastków. Każde zdarzenie fuzji gwiazd neutronowych – potwierdzone miejsce nukleosyntezy ciężkich pierwiastków – zwiększało obfitość najcięższych pierwiastków w tych małych galaktykach. Bogate w złoto gwiazdy uformowały się w tych galaktykach, a ich przewidywane obfitości można porównać z obserwacjami dzisiejszych gwiazd.

Yutaka Hirai z Uniwersytetu Tohoku mówi: Bogate w złoto gwiazdy mówią nam dziś o historii Drogi Mlecznej – stwierdziliśmy, że większość bogatych w złoto gwiazd powstało w galaktykach karłowatych ponad 10 miliardów lat temu. Te starożytne galaktyki są budulcem Drogi Mlecznej. Nasze odkrycia oznaczają, że wiele z tych bogatych w złoto gwiazd, które widzimy dzisiaj, to zapisy kopalne formowania się Drogi Mlecznej ponad 10 miliardów lat temu. I dodaje: Porównanie z symulacjami i obserwacjami w Drodze Mlecznej otwiera nową drogę do wydobywania kopalnych zapisów gwiazd.

Wyniki badań zostały opublikowane 14 listopada 2022 roku w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RAS

Vega

Na ilustracji: Symulowana galaktyka podobna do Drogi Mlecznej obecnie zaczerpnięta z symulacji wykonanej w badaniu. Źródło: Symulacja: Takayuki Saitoh (Kobe University/Tokyo Tech ELSI), Wizualizacja: Takaaki Takeda (VASA Entertainment 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

Badanie „zanieczyszczonych” białych karłów wykazało, że gwiazdy i planety rosną razem

Zespół astronomów odkrył, że formowanie się planet w naszym młodym Układzie Słonecznym rozpoczęło się znacznie wcześniej niż dotychczas sądzono, a elementy budulcowe planet rosły w tym samym czasie, co Słońce.

Badanie niektórych najstarszych gwiazd we Wszechświecie sugeruje, że budulce planet takich jak Jowisz i Saturn zaczynają się formować, gdy młoda gwiazda rośnie. Uważano, że planety powstają dopiero wtedy, gdy gwiazda osiągnie swój ostateczny rozmiar, ale nowe wyniki opublikowane w czasopiśmie Nature Astronomy sugerują, że gwiazdy i planety „rosną” razem.

Badania te zmieniają nasze rozumienie tego, jak uformowały się układy planetarne, w tym nasz własny Układ Słoneczny, potencjalnie rozwiązując główną zagadkę w astronomii.

Mamy całkiem dobre pojęcie o tym, jak tworzą się planety, ale jedno nierozstrzygnięte pytanie dotyczyło tego, kiedy się one tworzą: czy tworzenie się planet zaczyna się wcześnie, kiedy macierzysta gwiazda wciąż rośnie, czy miliony lat później? – mówi dr Amy Bonsor z Instytutu Astronomii w Cambridge, pierwsza autorka badania.

Aby spróbować odpowiedzieć na to pytanie, Bonsor i jej koledzy badali atmosfery białych karłów – starożytnych, słabych pozostałości gwiazd takich jak nasze Słońce – aby zbadać elementy budulcowe formowania się planet.

Niektóre białe karły są niesamowitymi laboratoriami, ponieważ ich cienkie atmosfery są prawie jak cmentarze na niebie – powiedziała Bonsor.

Zwykle wnętrza planet są poza zasięgiem teleskopów. Jednak specjalna klasa białych karłów – znanych jako układy „zanieczyszczone” – posiada w swoich normalnie czystych atmosferach ciężkie pierwiastki, takie jak magnez, żelazo i wapń.

Pierwiastki te musiały pochodzić z małych ciał, takich jak asteroidy, pozostałych po formowaniu się planet, które zderzyły się z białymi karłami i spłonęły w ich atmosferach. W rezultacie, obserwacje spektroskopowe zanieczyszczonych białych karłów mogą zbadać wnętrza tych rozerwanych planetoid, dając astronomom bezpośredni wgląd w warunki, w jakich się one uformowały.

Uważa się, że formowanie się planet rozpoczyna się w dysku protoplanetarnym – zbudowanym głównie z wodoru, helu oraz drobnych cząsteczek lodu i pyłu – krążącym wokół młodej gwiazdy. Według obecnie wiodącej teorii na temat powstawania planet, cząsteczki pyłu przylegają do siebie, tworząc w końcu coraz większe ciała stałe. Niektóre z tych większych ciał będą kontynuowały akrecję, stając się planetami, a niektóre pozostaną jako asteroidy, jak te, które rozbiły się o białe karły w obecnym badaniu.

Naukowcy przeanalizowali obserwacje spektroskopowe z atmosfer 200 zanieczyszczonych białych karłów z pobliskich galaktyk. Według ich analizy, mieszanka pierwiastków widoczna w atmosferach tych białych karłów może być wyjaśniona tylko wtedy, gdy wiele z oryginalnych asteroid uległo kiedyś stopieniu, co spowodowało, że ciężkie żelazo opadło na jądro, podczas gdy lżejsze pierwiastki uniosły się na powierzchni. Ten proces, znany jako różnicowanie, jest tym, co spowodowało, że Ziemia ma bogate w żelazo jądro.

Przyczynę topnienia można przypisać jedynie bardzo krótkotrwałym pierwiastkom radioaktywnym, które istniały w najwcześniejszych stadiach układu planetarnego, ale rozpadają się w ciągu zaledwie miliona lat – powiedziała Bonsor. Innymi słowy, jeżeli te asteroidy zostały stopione przez coś, co istnieje tylko przez bardzo krótki czas u zarania układu planetarnego, to proces formowania się planet musi rozpocząć się bardzo szybko.

Badanie sugeruje, że obraz wczesnego procesu formowania się planet prawdopodobnie jest poprawny, co oznacza, że Jowisz i Saturn miały dużo czasu, aby urosnąć do swoich obecnych rozmiarów.

Nasze badanie uzupełnia rosnący konsensus w dziedzinie, że formowanie się planet zaczęło się wcześnie, a pierwsze ciała formowały się jednocześnie z gwiazdą – powiedziała Bonsor. Analizy zanieczyszczonych białych karłów mówią nam, że ten radioaktywny proces topnienia jest potencjalnie wszechobecnym mechanizmem wpływającym na powstawanie wszystkich planet pozasłonecznych.

To dopiero początek - za każdym razem, gdy znajdujemy nowego białego karła, możemy zebrać więcej dowodów i dowiedzieć się więcej o tym, jak powstają planety. Możemy prześledzić pierwiastki, takie jak nikiel i chrom, i powiedzieć, jak duża musiała być asteroida, kiedy tworzyła swoje żelazne jądro. To niesamowite, że jesteśmy w stanie badać takie procesy w układach egzoplanetarnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna planetoidy opadającej w kierunku białego karła. Źródło: Amanda Smith.

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

Nowy, przełomowy sposób formowania gwiazd w galaktycznym centrum

Masywne młode gwiazdy znajdujące się w centrum Drogi Mlecznej od dawna zastanawiają astronomów. Czy uformowały się na podwórku supermasywnej czarnej dziury, czy też po swoich narodzinach powędrowały do centrum Galaktyki? W najnowszej publikacji naukowcy zaproponowali zupełnie nowy scenariusz, w którym śmierć jednej gwiazdy powoduje powstanie wielu innych.

Urodzona w cieniu czarnej dziury
W centrum naszej Galaktyki masywne młode gwiazdy krążą po ciasnych orbitach wokół supermasywnej czarnej dziury. Kiedy badacze wyznaczyli ścieżki tych gwiazd, pojawił się ciekawy wzór: kilkadziesiąt gwiazd zostało ułożonych w jeden lub więcej wąskich dysków, które są odchylone od płaszczyzny Galaktyki.

Obecność młodych gwiazd w nieprzyjaznych wewnętrznych regionach naszej galaktyki jest wystarczająco tajemnicza, a ten układ jest jeszcze bardziej zagadkowy. Nie jest jeszcze jasne, jak gwiazdy mogą powstawać tak blisko czarnej dziury – siły pływowe powinny zapobiegać łączeniu się nowych gwiazd – a układ przypominający dysk nie powinien powstać naturalnie, jeżeli gwiazdy migrowały z innego miejsca w Galaktyce. Jak doszło do tego, że te gwiazdy znalazły się tam, gdzie są?

Od zakłóceń do formowania dysków
Rosalba Perna (Stony Brook University i Flatiron Institute) i Evgeni Grishin (Monash University i Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery) zaproponowali, że kiedy gwiazda zostaje rozerwana pływowo przez supermasywną czarną dziurę, stwarza to warunki do powstawania nowych gwiazd.

Oto, jak to działa: w rzadkich przypadkach, gdy gwiazda jest rozciągnięta przez czarną dziurę, wyrzuca strumień materii. Kokon gazu otaczający ten strumień rozszerza się prostopadle do dżetu, ściskając otaczający go gaz i zapewniając wystarczające ciśnienie, aby kępy gazu mogły pokonać siłę przyciągania pływowego czarnej dziury i uformować nowe gwiazdy.

Podczas gdy rozszerzający się kokon pobudza formowanie się gwiazd prostopadle do strumienia, sam dżet tworzy stożek przegrzanego gazu, który hamuje powstawanie gwiazd na całej swojej długości. Połączenie tych czynników sprzyja powstawaniu gwiazd w cienkim dysku, a jego orientacja jest powiązana z orbitą rozerwanej gwiazdy. Innymi słowy, zespół spodziewa się, że gwiazda rozerwana pływowo doprowadzi do powstania dysku gwiazd pod przypadkowym kątem w stosunku do płaszczyzny galaktyki – dokładnie w takim układzie, jak widzimy w centrum Drogi Mlecznej.

Więcej do nauki
Supermasywna czarna dziura w Drodze Mlecznej prawdopodobnie rozrywa gwiazdę raz na 10 000–100 000 lat, a rozerwanie pływowe następuje co 1–10 milionów lat. Dlaczego więc znaleźliśmy dowody na istnienie tylko dwóch niewspółosiowych dysków gwiazd w centrum Galaktyki? Ponieważ ta metoda ma tendencję do tworzenia masywnych gwiazd, dyski powinny szybko znikać; gwiazdy powstałe w wyniku rozerwania pływowego przetrwałyby tylko kilka milionów lat.

Chociaż ten scenariusz przedstawiony przez Pernę i Grishina wydaje się odpowiadać na wiele pytań dotyczących gwiazd ułożonych w dyskach w pobliżu centrum Drogi Mlecznej, autorzy pracy przyznali, że ich hipoteza musi zostać dokładnie przetestowana. Miejmy nadzieję, że przyszłe symulacje numeryczne pomogą nam zbliżyć się do mechanizmu formowania tych gwiazd w centrum Galaktyki.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Złożone zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Spitzera, HST oraz Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra przedstawia centrum Drogi Mlecznej odpowiednio w podczerwieni, w zakresie optycznym oraz w zakresie promieniowania X. Supermasywna czarna dziura Drogi Mlecznej znajduje się w jasnym regionie na prawo od centrum. Źródło: NASA, ESA, SSC, CXC, and 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

Mały rozbłysk z małej gwiazdy

Rozbłyski gwiazdowe to gwałtowne, krótkotrwałe wzrosty jasności, które są szczególnie częste u gwiazd typu M. Studiowanie różnorodności rozbłysków pochodzących od karłów typu M jest ważne dla zrozumienia ich wpływu na atmosfery planet wokół tych gwiazd krążących.

Większość gwiazd lubi rozbłyski. Rozbłyski gwiazdowe to gwałtowne, krótkotrwałe wzrosty jasności, które są szczególnie częste u gwiazd typu M – klasy gwiazd, które najprawdopodobniej będą posiadać planety podobne do Ziemi. Studiowanie różnorodności rozbłysków pochodzących od karłów typu M jest ważne dla zrozumienia ich wpływu na atmosfery planet wokół tych gwiazd krążących. Artykuł opublikowany 15 listopada 2022 roku w The Astrophysical Journal opisuje szczegółowe obserwacje rozbłysku w pobliskim czerwonym karle: Proximie Centauri.

Czym są rozbłyski karłów typu M?
Karły typu M mają silne pola magnetyczne i otoczki konwekcyjne. Linie pola magnetycznego są przeciągne z powodu ruchu konwekcyjnego w otoczce. Ta aktywność magnetyczna może spowodować nagłe uwolnienie energii poprzez mechanizm znany jako ponowne połączenie magnetyczne. Ten wybuch energii powoduje, że gwiazda rozbłyskuje i emituje impuls promieniowania w całym spektrum elektromagnetycznym. Do tej pory zbadano kilka rozbłysków w karłach typu M, ale tylko najbardziej energetyczne rozbłyski zostały zbadane na różnych długościach fal. Rozbłyskom o niższej energii poświęcono stosunkowo mniej uwagi. Zrozumienie tych niskoenergetycznych rozbłysków ma kluczowe znaczenie, ponieważ oczekuje się, że będą one znacznie częstsze niż ich bardziej energetyczne odpowiedniki, a zatem oczekuje się, że będą miały znaczący wpływ na planety krążące wokół gwiazdy.

Rozbłysk z Proxima Centauri
Autorzy przeprowadzili kampanię monitorowania karła typu M na wielu długościach fal w całym spektrum elektromagnetycznym w poszukiwaniu niskoenergetycznych rozbłysków. Na przedmiot tego badania wybrali gwiazdę Proxima Centauri – najbliższego Ziemi karła typu M. Monitorowali tę gwiazdę za pomocą teleskopów rentgenowskich, optycznych i radiowych, a 6 maja 2019 roku wykryli rozbłysk!

Tego dnia autorzy pracy obserwowali gwiazdę za pomocą Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) oraz Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra. ALMA to radioteleskop działający na falach submilimetrowych, natomiast Chandra to teleskop kosmiczny działający na falach rentgenowskich. Oba teleskopy wykryły rozbłysk z Proxima Centauri. W promieniowaniach X Chandra była świadkiem 40-minutowego rozbłysku w miękkim paśmie rentgenowskim, którego energia wynosi ~1000–10 000 eV (dla porównania energia widzialnego fotonu wynosi ~1 eV). Rozbłysk rentgenowski ukazuje złożoną strukturę z szybkim wzrostem, po którym następuje powolny drugi szczyt i ostatni trzeci szczyt w fazie spadku. Teleskopy ALMA wykryły również rozbłysk o długości fali 1,3 mm (dla porównania długość fali światła widzialnego jest rzędu 10^-4 mm!). W przeciwieństwie do rozbłysku rentgenowskiego, rozbłysk milimetrowy trwał tylko przez kilka sekund i pokazał tylko dwa piki – zbieżne z końcowymi dwoma pikami widocznymi w promieniach X. Okazuje się, że podczas pierwszego piku rentgenowskiego ALMA doznał usterki kalibracji, przez co nie wykrył pierwszego piku.

Oprócz promieniowania rentgenowskiego i submilimetrowego, rozbłysk został również wykryty na falach optycznych przez globalną sieć teleskopów Las Cumbres Observatory. Teleskopy te wyraźnie wykryły rozbłysk w paśmie U (długość fali ~300 nm) przez około 30 minut.

Krótszy czas trwania rozbłysku w pasmach milimetrowych w porównaniu z pasmami optycznymi nie jest zbyt zaskakujący. Emisja w zakresie milimetrowym jest śladem nagłego, początkowego przyspieszenia naładowanych cząstek, które podgrzewają zewnętrzne warstwy gwiazdy. Te gorące warstwy następnie emitują promieniowanie rentgenowskie i optyczne przez dłuższy czas.

Czego nauczyliśmy się dzięki temu rozbłysków?
Na podstawie obserwacji na różnych długościach fal autorzy obliczyli, że całkowita energia uwolniona w tym rozbłysku wyniosła około 10^26 ergów. Chociaż jest to ogromna ilość energii (energia uwolniona podczas wybuchu bomby atomowej wynosi ~10^21 ergów), to jednak jest ona niewielka w porównaniu z badanymi w przeszłości rozbłyskami karłów typu M, których energia wynosi ~10^34 ergów. Takie niskoenergetyczne rozbłyski były intensywnie badane dla Słońca, które przeszło 175 takich rozbłysków podczas ostatniego 11-letniego cyklu słonecznego. Obserwacje tego rozbłysku dają więc unikalną możliwość porównania rozbłysków słonecznych z rozbłyskami z karłów typu M.

Autorzy stwierdzili, że stosunek zarówno strumienia milimetrowego do rentgenowskiego, jak i strumienia optycznego do rentgenowskiego są znacznie większe dla rozbłysku z Proxima Centauri niż rozbłysków słonecznych. Jednak kilka wielkości, takich jak temperatura i względny czas trwania rozbłysku w różnych długościach fali, są podobne do właściwości rozbłysków słonecznych. To sugeruje, że właściwości emisyjne rozbłysków są podobne w szerokim zakresie energii rozbłysków. Jeżeli właściwości emisji rozbłysków są takie same dla karłów typu M i rozbłysków słonecznych, obserwacja ta może sugerować, że emisja milimetrowa powinna być również obecna we wszystkich rozbłyskach karłów typu M. Jest to ważne, ponieważ emisja milimetrowa pomogła autorom zrozumieć naturę plazmy w otoczce karła typu M.

Zmotywowani tymi obserwacjami, autorzy kontynuują kampanię na wielu długościach fal, aby szukać dodatkowych rozbłysków z innych karłów typu M w różnym wieku i o różnym poziomie aktywności. Te obserwacje na różnych długościach fal pomogą nam zrozumieć podobieństwa tych rozbłysków z ich słonecznymi odpowiednikami, naturę plazmy w ich otoczkach oraz ich wpływ na planety krążące wokół gwiazd.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna karła typu M emitująca ogromne rozbłyski o wiele bardziej energetyczne niż te pochodzące od Słońca. Źródło: NASA, ESA and D. Player (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

Planety mają więcej czasu na uformowanie się niż wcześniej sądzono

Najnowsze badania sugerują, że dyski protoplanetarne mogą utrzymywać się dłużej niż sądziliśmy, co oznacza, że planety mogą mieć co najmniej 5 milionów lat na uformowanie się, zanim ich materiał budowlany zniknie.

Terminy rozproszenia dysku
Planety powstają z gazowych dysków zwanych dyskami protoplanetarnymi. Podczas gdy szczegóły formowania się planet są ukryte w tych pyłowych dyskach, ogólny obraz jest jasny: czas formowania się planet jest wyznaczony przez czas życia dysku – gdy dysk się rozproszy, formowanie się planet musi zostać zatrzymane. Ustalenie, jak długo planety muszą się formować, powinno być zatem prostym zadaniem: badacze mogą zmierzyć wiek gromady gwiazd i określić, czy gwiazdy w tych gromadach mają dyski, ustalając w ten sposób punkt graniczny, w którym dyski zazwyczaj się rozpraszają.

W rzeczywistości jednak technika ta pozwoliła uzyskać szeroki zakres szacunków dotyczących czasu życia dysków protoplanetarnych, a tym samym bardzo różne ograniczenia dotyczące czasu, w jakim muszą uformować się planety – a najkrótsze szacunki, w przedziale 1,0–3,5 miliona lat, wyznaczają napięty termin, w którym modele formowania się planet muszą się zmieścić.

Młoda, masywna i zwodnicza?
W najnowszej publikacji zespół kierowany przez Susanne Pfalzner (Centrum Superkomputerowe w Jülich i Instytut Radioastronomii im. Maxa Plancka, Niemcy) zasugerował, że staranne zastosowanie istniejących technik może zapewnić nieco więcej swobody dla modelarzy, wydłużając typowy czas życia dysku protoplanetarnego. Naukowcy często badają dyski wokół gwiazd w gromadach, ponieważ łatwiej jest określić ich wiek niż gwiazd spoza gromad. Jednak łatwiej jest zidentyfikować młode, zwarte gromady niż stare, rozproszone gromady, zwłaszcza w dużych odległościach od Ziemi. Ponieważ jasne, masywne gwiazdy są łatwiejsze do wykrycia w dużych odległościach, badania ukierunkowane na młodsze gromady są również ukierunkowane na bardziej masywne gwiazdy – które, jak wiadomo, mają dyski o krótszym czasie życia.

Jako demonstrację tego efektu, Pfalzner i współautorzy zbadali, jak wyniki poprzednich badań zmieniały się w zależności od wielkości gromady w próbce każdego badania. Odkryli, że próbki zawierające głównie odległe (>650 lat świetlnych), młode gromady dawały krótkie szacunki dotyczące czasu życia dysku, podczas gdy próbki zawierające pobliskie, stare gromady były powiązane z długim czasem życia dysku.

Aby przeciwdziałać temu problemowi, zespół skonstruował nową próbkę, która jest równomiernie zrównoważona pomiędzy młodymi i starymi gromadami znajdującymi się w odległości 650 lat świetlnych od Ziemi. Analiza tej próbki zasugerowała, że mediana czasu życia dysku wynosi 6,5 miliona lat, przy czym znaczna część dysków wytrzymuje 10–20 milionów lat – co oznacza, że w wielu układach gwiezdnych planety mają znacznie więcej czasu na uformowanie się niż oczekiwano.

Chociaż wynik ten zapewnia bardzo potrzebną swobodę dla naszych modeli formowania się planet, wciąż pozostaje wiele otwartych pytań do zbadania. Na przykład, ważne jest, aby określić ułamek gwiazd, które rodzą się z dyskami; zakładając, że wszystkie gwiazdy są początkowo spowite dyskami, oznacza to, że typowy czas dysków mieści się w przedziale 5–6 milionów lat, podczas gdy dopuszczenie niewielkiego ułamka gwiazd, które rodzą się bez dysków, pozwoliłoby na formowanie się planet w ciągu 8–10 milionów lat wokół gwiazd o niskiej masie i 4–5 milionów lat wokół gwiazd o wysokiej masie. Niezależnie od dokładnych ram czasowych, zrozumienie, w jaki sposób gwiazdy o dużej masie tworzą planety w bardziej rygorystycznych ramach czasowych niż gwiazdy o małej masie pozostanie wyzwaniem, na które trzeba będzie odpowiedzieć.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna młodego układu planetarnego. 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

Krótkie rozbłyski gamma wyśledzone dalej w odległym Wszechświecie

Zespół astronomów opracował najobszerniejszy jak dotąd spis galaktyk, w których powstają krótkie rozbłyski promieniowania gamma (SGRB).

Używając kilku bardzo czułych instrumentów i zaawansowanego modelowania galaktyk, naukowcy zidentyfikowali galaktyki macierzyste 84 SGRB i zbadali charakterystykę zidentyfikowanych 69 z nich. Odkryli, że około 85% badanych SGRB pochodzi z młodych, aktywnie gwiazdotwórczych galaktyk.

Astronomowie odkryli również, że więcej SGRB wystąpiło we wcześniejszych okresach, kiedy Wszechświat był znacznie młodszy – i w większych odległościach od centrów galaktyk macierzystych – niż wcześniej sądzono. Co zaskakujące, kilka SGRB zostało zauważonych daleko poza swoimi galaktykami macierzystymi – tak jakby zostały „wyrzucone”, co rodzi pytania o to, jak udało się im dotrzeć tak daleko.

Jest to największy katalog galaktyk macierzystych SGRB, jaki kiedykolwiek istniał, więc spodziewamy się, że będzie to złoty standard przez wiele lat – powiedziała Anya Nugent, doktorantka z Northwestern, która kierowała badaniami skupionymi na modelowaniu galaktyk macierzystych. Stworzenie tego katalogu i ostatecznie posiadanie wystarczającej liczby galaktyk macierzystych, aby zobaczyć wzorce i wyciągnąć znaczące wnioski, jest dokładnie tym, czego potrzebowała ta dziedzina, aby poszerzyć naszą wiedzę na temat tych fantastycznych wydarzeń i tego, co dzieje się z gwiazdami po ich śmierci.

Zespół opublikował 21 listopada 2022 roku w The Astrophysical Journal dwie prace szczegółowo opisujące nowy katalog. Ponieważ SGRB należą do najjaśniejszych eksplozji we Wszechświecie, zespół nazwał swój katalog BRIGHT (Broadband Repository for Investigating Gamma-ray burst Host Traits). Wszystkie dane i produkty do modelowania BRIGHT są publicznie dostępne online do użytku społeczności.

Kiedy dwie gwiazdy neutronowe zderzają się, generują chwilowe rozbłyski intensywnego promieniowania gamma, zwane jako SGRB. Podczas gdy promienie gamma trwają zaledwie kilka sekund, światło optyczne może trwać kilka godzin, zanim zniknie poniżej poziomu wykrywalności (zjawisko zwane poświatą). SGRB to jedne z najjaśniejszych eksplozji we Wszechświecie, których każdego roku wykrywa się najwyżej tuzin. Obecnie stanowią jedyny sposób na badanie i zrozumienie dużej populacji łączących się układów podwójnych gwiazd neutronowych.

Odkąd w 2005 roku Obserwatorium Swift po raz pierwszy odkryło poświatę SGRB, astronomowie spędzili ostatnie 17 lat próbując zrozumieć, które galaktyki produkują te potężne wybuchy. Gwiazdy w galaktyce mogą dać wgląd w warunki środowiskowe potrzebne do wytworzenia SGRB i mogą powiązać tajemnicze rozbłyski z ich pochodzeniem od łączących się gwiazd neutronowych. Jak dotąd tylko jeden SGRB (GRB 170817A) ma potwierdzone pochodzenie z fuzji gwiazd neutronowych – został wykryty zaledwie kilka sekund po tym, jak detektor fal grawitacyjnych zaobserwował połączenie się dwóch gwiazd neutronowych (GW170817).

Aby stworzyć katalog, naukowcy wykorzystali kilka wysoce czułych instrumentów Obserwatorium W.M. Keck, Obserwatorium Gemini, Obserwatorium MMT, Wielki Teleskop Lornetkowy oraz Teleskopy Magellana w Obserwatorium Las Campanas, aby uchwycić głębokie obrazowanie i spektroskopię niektórych najsłabszych galaktyk zidentyfikowanych w przeglądzie SGRB. Zespół wykorzystał również dane z dwóch wielkich obserwatoriów: Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Kosmicznego Teleskopu Spitzera.

Przed tymi nowymi badaniami, astronomowie scharakteryzowali galaktyki macierzyste na podstawie zaledwie kilkudziesięciu SGRB. Nowy katalog to czterokrotnie większa liczba istniejących próbek. Dzięki znacznie większemu zbiorowi danych katalog pokazuje, że galaktyki macierzyste SGRB mogą być albo młode i gwiazdotwórcze, albo stare i bliskie śmierci. Oznacza to, że układy gwiazd neutronowych tworzą się w szerokim zakresie środowisk, a wiele z nich ma szybkie skale czasowe od powstania do połączenia. Ponieważ połączenia gwiazd neutronowych tworzą ciężkie pierwiastki, takie jak złoto i platyna, dane z katalogu pogłębią również wiedzę naukowców na temat tego, kiedy we Wszechświecie powstały metale szlachetne.

Dzięki możliwości wykrywania najsłabszych galaktyk macierzystych z bardzo wczesnych okresów Wszechświata, nowy pracujący w podczerwieni Kosmiczny Teleskop James Webba, jest gotowy do dalszego rozwoju wiedzy na temat fuzji gwiazd neutronowych i tego, jak daleko w czasie się one rozpoczęły.

Jestem najbardziej podekscytowana możliwością wykorzystania JWST do głębszego sondowania galaktyk macierzystych rzadkich, wybuchowych zdarzeń – powiedziała Nugent. Zdolność JWST do obserwowania słabych galaktyk we Wszechświecie może odkryć więcej galaktyk goszczących SGRB, które obecnie wymykają się wykryciu, być może nawet ujawniając brakującą populację i powiązanie z wczesnym Wszechświatem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Northwestern University

Vega

Na ilustracji: Krótkie rozbłyski gamma w galaktykach macierzystych w kosmicznym czasie. Źródło: W. M. Keck Observatory/Adam Makarenko.

_________________
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

Cztery gwiazdy, wiele zaćmień

Niedawno astronomowie rozwikłali szczególnie złożony sygnał i ujawnili jego zaskakująco elegancką przyczynę: nie jedna, dwie, a nawet trzy, ale cztery gwiazdy połączone w niekończącym się tańcu.

Tajemnicza krzywa blasku
W ciągu ostatnich 20 lat astronomowie zgromadzili całkiem pokaźną ilość krzywych blasku gwiazd. Większość z nich to przewidywalne, dość proste szeregi czasowe: wiadomo, jasność danej gwiazdy może oscylować pseudo-regularnie wokół swojej średniej, gdy plamy gwiazdowe pojawiają się i znikają lub gwiazda kurczy się i pęcznieje, ale ogólnie rzecz biorąc, większość krzywych nie ujawnia niczego zaskakującego. Kilka ekscytujących krzywych kryje w sobie charakterystyczną sygnaturę tranzytującej planety. Kolejna garstka zawiera niestety podobną sygnaturę zaćmieniowych gwiazd podwójnych. Prawie wszystkie z nich mogą być wyjaśnione przez dość proste modele, po prostu jedna lub dwie gwiazdy i ich planety toczące swoje zwykłe życie.

Jednak kilka krzywych blasku spośród setek tysięcy zarejestrowanych do tej pory jest zaskakująco dziwnych. Weźmy na przykład pomiary źródła o nazwie TIC 114936199, które satelita Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) obserwował w trzech oddzielnych fragmentach trwających około 30 dni.

Drugi i trzeci z tych fragmentów wyglądają jak standardowy zaćmieniowy układ podwójny. Ale ten pierwszy fragment… Co może powodować tak głębokie, nie powtarzające się spadki?

Aby się tego dowiedzieć, zespół kierowany przez Briana Powella (NASA Goddard Space Flight Center), głównego autora artykułu, zaczął badać układy coraz większej liczby gwiazd zaćmieniowych, aby wyjaśnić, w jaki sposób natura może tworzyć tak dziwne spadki w pierwszym sektorze, ale nie w innych. Kilka wskazówek skłoniło ich do rozważenia zbioru czterech gwiazd, które TESS zauważył już wcześniej. Jednak opisanie rozmiaru, położenia i prędkości tych czterech gwiazd okazało się sporym wyzwaniem.

Wyzwanie dopasowania
Wędrując po tak szerokiej przestrzeni parametrów, Powell i współpracownicy odkryli, że standardowe procedury dopasowania Monte Carlo gubią się na wzniesieniach lokalnych minimów i nie mogą znaleźć rozsądnego rozwiązania. Zespół najpierw zwiększył siłę obliczeniową, przechodząc na superkomputery NASA, a następnie zastosował inne algorytmy, takie jak Particle Swarm Optimization i Differential Evolution. W tej fazie poszukiwań zespół przebrnął przez miliony możliwych kombinacji w ciągu setek tysięcy godzin obliczeń.

Cały ten wysiłek doprowadził ich do rozsądnego rozwiązania, a kiedy wyczuli, że są blisko, zespół ponownie uruchomił swój algorytm dopasowania. Tym razem skierował się w stronę ostatecznego rozwiązania, konfiguracji czterech gwiazd krążących wokół trzech różnych centrów.

Skuteczne rozwiązanie
Model dokładnie przewidział każdy z wielu spadków w skomplikowanym wzorze w pierwszym sektorze TESS i z powodzeniem wyjaśnił, dlaczego wzór się nie powtarza: najbardziej wewnętrzne gwiazdy, Aa i Ab, zaćmiewają się co 3 dni, ale przez 12 dni w tym pierwszym sektorze obie również od czasu do czasu zaćmiewały gwiazdę C, gdy ta dryfowała w tle. Ten konkretny układ powinien powtórzyć się w 2025 roku, ale potem będziemy musieli poczekać znacznie dłużej na kolejne ustawienie w 2071 roku. O ile nie jest to pierwszy poczwórny układ gwiazd zaobserwowany przez TESS, to jest to pierwszy w takiej konfiguracji 2+1+1. Miejmy nadzieję, że astronomowie będą w stanie zaobserwować kolejną serię złożonych zaćmień za trzy lata – jeżeli nie, będą musieli poczekać pół wieku, zanim ponownie będą mogli cieszyć się tak dramatycznym widowiskiem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Obraz pobliskich gwiazd, choć nie połączonych ze sobą jak TIC 114936199. Źródło: ESA/Hubble & NASA, J. Kalirai.

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

Astronomowie obserwują nieuchwytną poświatę między odległymi galaktykami

Będąc pionierami nowej techniki, naukowcy przyjrzeli się niezwykle słabemu światłu, które istnieje między galaktykami, aby opisać historię i stan gwiazd osieroconych.

Międzynarodowy zespół wykorzystał nową technikę do badania słabego światła pomiędzy galaktykami – znanego jako „światło wewnątrzgrupowe” – aby scharakteryzować gwiazdy tam się znajdujące.

Główna autorka badania opublikowanego w MNRAS, dr Cristina Martínez-Lombilla z Wydziału Fizyki UNSW Science, powiedziała: Nie wiemy prawie nic o świetle wewnątrzgrupowym. Najjaśniejsze części światła wewnątrzgrupowego są ~50 razy słabsze niż najciemniejsze nocne niebo na Ziemi. Jest niezwykle trudne do wykrycia, nawet przy użyciu największych teleskopów na Ziemi, lub w kosmosie.

Wykorzystując swoją czułą technikę, która eliminuje światło ze wszystkich obiektów z wyjątkiem światła wewnątrzgrupowego, naukowcy nie tylko wykryli światło wewnątrzgrupowe, ale byli w stanie zbadać i opowiedzieć historię gwiazd zamieszkujących grupy galaktyk.

Przeanalizowaliśmy właściwości gwiazd wewnątrzgrupowych – tych zabłąkanych gwiazd między galaktykami. Przyjrzeliśmy się wiekowi i obfitości pierwiastków, z których się składały, a następnie porównaliśmy te cechy z gwiazdami należącymi do grup galaktyk – powiedziała dr Martínez-Lombilla.

Odkryliśmy, że światło wewnątrzgrupowe jest młodsze i mniej bogate w metale niż otaczające galaktyki.

Odbudowanie historii o świetle wewnątrzgrupowym
Gwiazdy osierocone w świetle wewnątrzgrupowym były nie tylko „anachroniczne”, ale wydawały się być innego pochodzenia niż ich najbliższe sąsiadki. Badacze stwierdzili, że charakter gwiazd wewnątrzgrupowych wydawał się podobny do mgławicowego „ogona” dalej położonej galaktyki.

Połączenie tych wskazówek pozwoliło badaczom odbudować historię – opowieść – o świetle wewnątrzgrupowym i o tym, jak doszło do zgromadzenia jej gwiazd w jej własnym gwiezdnym sierocińcu.

Sądzimy, że te pojedyncze gwiazdy zostały w pewnych momentach oderwane od swoich macierzystych galaktyk i teraz unoszą się swobodnie, podążając za grawitacją grupy – powiedziała Martínez-Lombilla. Odzieranie, zwane pływowym, jest wywołane przez przejście masywnych galaktyk satelitarnych – podobnie do Drogi Mlecznej – które ciągną za sobą gwiazdy.

Po raz pierwszy udało się zaobserwować światło wewnątrzgrupowe tych galaktyk.

Ujawnienie ilości i pochodzenia światła wewnątrzgrupowego zapewnia zapis kopalny wszystkich interakcji, jakim uległa grupa galaktyk i zapewnia całościowy obraz historii interakcji układu – powiedziała Martínez-Lombilla.

Ponadto, wydarzenia te miały miejsce bardzo dawno temu. Galaktyki [na które patrzymy] są tak daleko, że obserwujemy je takimi, jakimi były 2,5 miliarda lat temu. Tyle czasu potrzeba, aby ich światło do nas dotarło.

Obserwując wydarzenia sprzed wielu lat, w tak odległych galaktykach, naukowcy wnoszą istotne dane do powolnej ewolucji kosmicznych wydarzeń.

Dopasowana do potrzeb procedura obróbki zdjęć
Naukowcy opracowali pionierską technikę pozwalającą na uzyskanie tego przenikliwego widoku.

Opracowaliśmy dostosowaną procedurę obróbki obrazu, która pozwala nam analizować najsłabsze struktury we Wszechświecie – powiedziała Martínez-Lombilla.

Podąża ona za standardowymi krokami badania słabych struktur w obrazach astronomicznych – co oznacza modelowanie 2D i usunięcie całego światła poza tym pochodzącym od światła wewnątrzgrupowego. Obejmuje to wszystkie jasne gwiazdy na obrazach, galaktyki przesłaniające światło wewnątrzgrupowe oraz odjęcie emisji kontinuum z nieba.

To, co wyróżnia naszą technikę, to fakt, że jest ona w pełni oparta na Pythonie, więc jest bardzo modułowa i łatwa do zastosowania w różnych zestawach danych z różnych teleskopów, a nie tylko przydatna dla tych obrazów.

Najważniejszym rezultatem jest to, że podczas badania bardzo słabych struktur wokół galaktyk liczy się każdy krok w procesie, a każde niepożądane światło powinno zostać uwzględnione i usunięte. W przeciwnym razie pomiary będą błędne.

Naszym głównym długoterminowym celem jest rozszerzenie tych wyników na dużą próbkę galaktyk. Wtedy będziemy mogli przyjrzeć się statystykom i poznać typowe właściwości dotyczące powstawania i ewolucji światła wewnątrzgrupowego i tych niezwykle powszechnych układów grup galaktyk.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Vega

Na ilustracji: Światło „pomiędzy” galaktykami – światło wewnątrzgrupowe – jakkolwiek niewyraźne, jest wypromieniowywane przez gwiazdy oderwane od galaktyki macierzystej. Źródło: Supplied.

_________________
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

Rodzące się gazowe olbrzymy mogą kryć się w dysku pyłowym

Skupiska materii w dysku protoplanetarnym rzucają zimny cień, który może wpływać na rozwój niektórych planet.

Dyski protoplanetarne, będące żłobkami dla nowych planet to spłaszczone obszary gazu i pyłu, które obracają się wokół nowo powstałych gwiazd. Z takiego dysku narodziła się Ziemi i inne planety Układu Słonecznego.

Teraz Satoshi Ohashi z RIKEN Star and Planet Formation Laboratory, pierwszy autor artykułu, oraz jego współpracownicy badali dysk protoplanetarny w jednym z najbliższych Ziemi regionów gwiazdotwórczych.

Korzystając z danych z Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) w Chile i Jansky Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku, stwierdzili, że dysk ma szerokość 80–100 jednostek astronomicznych.

Dysk jest niestabilny i zapada się w regionie oddalonym o 20 j.a. od swojej młodej gwiazdy. VLA zidentyfikował wcześniej kilka skupisk materii w tym samym obszarze, a ich powstawanie może być napędzane przez tę niestabilność grawitacyjną.

Te skupiska mogą być prekursorami gazowych olbrzymów, ponieważ są masywne i gęste – mówi Ohashi. Jeżeli ta identyfikacja jest poprawna, oznaczałoby to, że formowanie się planet może rozpocząć się zaskakująco wcześnie w dysku protoplanetarnym.

Naukowcy zmierzyli również temperaturę pyłu w różnych częściach dysku. Dysk jest ogrzewany przez promieniowanie gwiazdy, więc temperatura powinna stopniowo spadać przy większych odległościach od gwiazdy.

Pył w pobliżu gwiazdy może osiągnąć stosunkowo wysoką temperaturę -193 °C. Ale po drugiej stronie skupisk temperatura pyłu gwałtownie spada. Sugeruje to, że skupiska blokują promieniowanie gwiazdy, schładzając pył w ich cieniu. W najbardziej zewnętrznych częściach dysku temperatura pyłu spada do około -263 °C – zaledwie 10 stopni powyżej zera bezwzględnego.

To zacienione, zimne środowisko może wpływać na skład chemiczny planet, które tworzą się w zewnętrznych obszarach dysku, mówi Ohashi.

To odkrycie może pomóc astrofizykom zrozumieć pochodzenie lodowych planet takich jak Uran i Neptun, które krążą wokół naszego własnego Słońca. Sugeruje się również, że nasz Układ Słoneczny utworzył w przeszłości zacieniony region – mówi Ohashi.

Zespół ma teraz nadzieję obserwować inne dyski protoplanetarne, z większą rozdzielczością przestrzenną i czułością, aby ocenić, czy ten efekt cieniowania jest powszechny.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
RIKEN

Urania

Na ilustracji: Wygenerowany komputerowo obraz przedstawiający ciemny dysk protoplanetarny widziany pod kątem 90° do dżetów (pomarańczowe) wystrzeliwanych z biegunów młodej gwiazdy. Źródło: Mark Garlick/Science Photo Library.

_________________
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

Astrofizycy polują na drugą najbliższą nam supermasywną czarną dziurę

Astrofizycy zaproponowali sposób obserwacji tego, co może być drugą najbliższą Ziemi supermasywną czarną dziurą: Behemot o masie 3 milionów Słońc znajduje się w galaktyce karłowatej Lew I.

Supermasywna czarna dziura, oznaczona jako Lew I*, została po raz pierwszy zaproponowana przez niezależny zespół astronomów pod koniec 2021 roku. Zespół ten zauważył, że gwiazdy nabierają prędkości w miarę zbliżania się do centrum jej macierzystej galaktyki Lew I – co jest dowodem na istnienie czarnej dziury – ale bezpośrednie obrazowanie emisji z czarnej dziury nie było możliwe.

Teraz astrofizycy CfA Fabio Pacucci i Avi Loeb proponują nowy sposób weryfikacji obecności supermasywnej czarnej dziury; ich praca została opisana w artykule opublikowanym 28 listopada 2022 roku w The Astrophysical Journal Letters.

Czarne dziury to bardzo nieuchwytne obiekty i czasami lubią bawić się z nami w chowanego – mówi Fabio Pacucci, główny autor badania. Promienie światła nie mogą uciec z ich horyzontów zdarzeń, ale środowisko wokół nich może być niezwykle jasne – jeżeli wystarczająco dużo materii wpadnie do ich studni grawitacyjnej. Ale jeżeli czarna dziura nie gromadzi masy, nie emituje światła i staje się niemożliwa do znalezienia za pomocą naszych teleskopów.

Takie wyzwanie stoi przed Lew I – galaktyką karłowatą tak pozbawioną gazu dostępnego do akrecji, że często określa się ją jako „skamielinę”. Czy zatem powinniśmy porzucić wszelkie nadzieje na jej obserwację? Być może nie, mówią astronomowie.

W naszym badaniu zasugerowaliśmy, że niewielka ilość masy traconej z gwiazd wędrujących wokół czarnej dziury może zapewnić tempo akrecji potrzebne do jej obserwacji – wyjaśnia Pacucci. Stare gwiazdy stają się bardzo duże i czerwone – nazywamy je czerwonymi olbrzymami. Czerwone olbrzymy zazwyczaj mają silne wiatry gwiazdowe, które przenoszą ułamek ich masy do otoczenia. Przestrzeń wokół Lew I* wydaje się zawierać wystarczająco dużo takich starożytnych gwiazd, aby można było ją obserwować.

Zaobserwowanie Lew I* mogłoby być przełomowe – mówi Avi Loeb, współautor badania. Byłaby to druga najbliższa nam supermasywna czarna dziura po tej w centrum naszej Galaktyki, która jest tysiąc razy mniej masywna niż ta w Drodze Mlecznej. Fakt ten podważa wszystko, co wiemy na temat ewolucji galaktyk i ich centralnych supermasywnych czarnych dziur. Jakim cudem tak przerośnięte dziecko urodziło się ze szczupłego rodzica?

Dekady badań pokazują, że większość masywnych galaktyk gości w swoim centrum supermasywną czarną dziurę, a masa czarnej dziury stanowi dziesiątą część procenta całkowitej masy sferoidalnie otaczających ją gwiazd.

W przypadku Lew I spodziewalibyśmy się znacznie mniejszej czarnej dziury. Zamiast tego, Lew I wydaje się zawierać czarną dziurę o masie kilka milionów razy większą od masy Słońca, podobną do tej, której gospodarzem jest Droga Mleczna. Jest to ekscytujące, ponieważ nauka zwykle posuwa się do przodu najbardziej, gdy dzieje się coś nieoczekiwanego kontynuuje Loeb.

Kiedy więc możemy spodziewać się obrazu czarnej dziury?

Zespół uzyskał czas teleskopowy na kosmicznym teleskopie rentgenowskim Chandra oraz radioteleskopie Very Large Array w Nowym Meksyku i obecnie analizuje nowe dane.

Pacucci mówi: Lew I* bawi się w chowanego, ale emituje zbyt dużo promieniowania, by długo pozostać niewykrytą.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
CfA

Vega

Na ilustracji: Skrajnie słaba galaktyka towarzysząca Drodze Mlecznej Lew I widoczna jako słaba plama na prawo od jasnej gwiazdy Regulus. Źródło: Scott Anttila Anttler.

_________________
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

Młode gwiazdy świecą jasnymi wybuchami dzięki pochłanianiu materii z otaczających je dysków

Najmłodsze gwiazdy często rozświetlają się jasnymi wybuchami, gdy zużywają materię z otaczających je dysków.

Jak pokazują najnowsze analizy danych z Kosmicznego Teleskopu Spitzera, nowo narodzone gwiazdy „żywią się” we wściekłym tempie i rosną dzięki zaskakująco częstym szaleństwom karmienia.

Analiza wykazała, że wybuchy gwiezdnych dzieci na najwcześniejszym etapie rozwoju – kiedy mają około 100 000 lat (odpowiednik niemowlęcia mającego 7 godzin) – mają miejsce mniej więcej co 400 lat. Te erupcje jasności są oznakami napadów głodu, gdy młode, rosnące gwiazdy pochłaniają materię z otaczających je dysków gazu i pyłu.

Kiedy obserwujemy formowanie się gwiazd, obłoki gazu zapadają się, tworząc gwiazdę – powiedział Tom Megeath, astronom z University of Toledo. To dosłownie proces tworzenia gwiazd w czasie rzeczywistym.

Megeath jest współautorem badania, które zostało opublikowane na początku 2022 roku w Astrophysical Journal Letters, a które jest kierowane przez Wafę Zakri, profesor na Uniwersytecie Jazan w Arabii Saudyjskiej. Stanowi ono duży krok naprzód w zrozumieniu okresu formowania się gwiazd. Do tej pory formowanie się i wczesny rozwój najmłodszych gwiazd był trudny do zbadania, ponieważ są one w większości ukryte wewnątrz obłoków, z których powstają.

Otulone gęstą otoczką gazu, te młode gwiazdy – mające mniej niż 100 000 lat, znane jako protogwiazdy klasy 0 – oraz ich wybuchy są szczególnie trudne do zaobserwowania przez naziemne teleskopy. Pierwszy taki wybuch został wykryty prawie sto lat temu i od tego czasu rzadko się je widuje.

Jednak Spitzer, który zakończył swoje 16-letnie obserwacje z orbity w 2020 roku, oglądał Wszechświat w podczerwieni, poza tym, co widzą ludzkie oczy. To i jego długotrwałe spojrzenie pozwoliło Spitzerowi widzieć przez gęste chmury gazu i pyłu oraz odbierać jasne rozbłyski gwiazd znajdujących się w środku.

Zespół badawczy przeszukał dane Spitzera pod kątem rozbłysków protogwiazd w latach 2004–2017 w obłokach gwiazdotwórczych konstelacji Oriona – wystarczająco długie „spojrzenie”, aby uchwycić młode gwiazdy w akcie wybuchu. Wśród 92 znanych protogwiazd klasy 0 znaleźli trzy – z dwoma z tych wybuchów wcześniej nieznanymi. Dane ujawniły prawdopodobną częstość wybuchów dla najmłodszych młodych gwiazd mniej więcej co 400 lat, znacznie częściej niż tempo mierzone dla 227 starszych protogwiazd w Orionie.

Porównali dane ze Spitzera z danymi z innych teleskopów, w tym z kosmicznego teleskopu podczerwonego Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), wycofanych już Kosmicznego Obserwatorium Herschela oraz obserwatorium stratosferycznego Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA). Pozwoliło to oszacować, że wybuchy trwają zazwyczaj około 15 lat. Połowa lub więcej masy młodej gwiazdy jest dodawana podczas jej wczesnego okresu klasy 0.

Według kosmicznych standardów, gwiazdy rosną szybko, gdy są bardzo młode – powiedział Megeath. Ma to sens, że te młode gwiazdy mają najczęstsze wybuchy.

Nowe odkrycia pomogą astronomom lepiej zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy formują się i gromadzą masę, a także w jaki sposób te wczesne wybuchy konsumpcji masy mogą wpłynąć na późniejsze formowanie się planet.

Dyski wokół nich to cały surowy materiał do formowania się planet – powiedział. Wybuchy mogą faktycznie wpływać na ten materiał, być może wyzwalając pojawienie się cząstek, ziaren i kryształów, które mogą sklejać się ze sobą, tworząc większe struktury.

Jest nawet możliwe, że nasze Słońce było kiedyś jednym z takich wybuchających dzieci.

Słońce jest nieco większe niż większość gwiazd, ale nie ma powodu, by sądzić, że nie ulegało wybuchom – powiedział Megeath. Prawdopodobnie tak było. Kiedy jesteśmy świadkami procesu formowania się gwiazd, jest to okno na to, co nasz własny Układ Słoneczny robił 4,6 miliarda lat temu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
JPL

Vega

Na ilustracji: Obraz regionów gwiazdotwórczych w Mgławicy Oriona. Źródło: ESA/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

Cztery spojrzenia na gwiazdy neutronowe, pulsary i magnetary

Jądro masywnej gwiazdy wybuchającej jako supernowa zapada się do gwiazdy neutronowej. Obiekty te wykazują intrygujące zachowania, takie jak szybką rotację, wiązki emisji radiowej i niezwykle silne pola magnetyczne.

Kiedy masywna gwiazda wybucha jako supernowa, jej jądro zapada się w kulę neutronów wielkości miasta, zwaną gwiazdą neutronową. Te niezwykle gęste gwiazdy – jedna łyżeczka gwiazdy neutronowej ważyłaby miliardy ton w ziemskiej grawitacji – wykazują jedne z najbardziej intrygujących zachowań we Wszechświecie: szybką rotację, wiązki emisji radiowej i niezwykle silne pola magnetyczne.

Wybuch, ochłodzenie i ponowny wybuch
Czasami gwiazdy neutronowe ujawniają się poprzez interakcje z innymi gwiazdami. Kiedy gwiazda neutronowa gromadzi gaz od swojego towarzysza, gaz może zapalić się na płonącej powierzchni gwiazdy, powodując nagły wybuch promieniowania rentgenowskiego. W jaki sposób gwiazda neutronowa ochładza się po tym nagłym napływie ciepła i jak ochładzanie odzwierciedla się na krzywej blasku gwiazdy? Chociaż może się to wydawać prostym pytaniem, odpowiedź zależy od naszego zrozumienia warunków panujących we wnętrzu gwiazdy neutronowej, a także charakterystyki akreowanego gazu.

W niedawnej publikacji zespół kierowany przez Akirę Dohi (土肥明; Kyushu University, Japonia) zbadał kwestię stygnięcia gwiazd neutronowych za pomocą ogólnych relatywistycznych modeli ewolucji gwiazd. Zespół zbadał w szczególności skutki ochładzania poprzez emisję neutrin – pozbawionych ładunku, prawie bezmasowych cząstek, które prawie nie wchodzą w interakcje z materią – co ma przyspieszyć tempo stygnięcia. Autorzy odkryli, że chłodzenie neutrin wydłuża czas pomiędzy wybuchami, ale sprawia, że są one jaśniejsze w szczytowym momencie, choć dodatkowa fizyka, która zostanie uwzględniona w przyszłym modelowaniu, może stłumić ten efekt.

Symulacja pulsarowych iskier
Rahul Basu (Uniwersytet Zielonogórski, Polska) wraz ze współpracownikami przedstawił wyniki symulacji warunków panujących bardzo blisko powierzchni gwiazdy neutronowej, która emituje wiązki promieniowania radiowego. Gwiazdy neutronowe emitujące fale radiowe nazywane są pulsarami ze względu na sposób, w jaki wiązki omiatają nasze pole widzenia, generując coś, co postrzegamy jako impulsy emisji. W pobliżu powierzchni pulsara ekstremalnie wysokie temperatury oraz silne pola magnetyczne i elektryczne łączą siły, tworząc model naładowanych cząstek, które są następnie przyspieszane do relatywistycznych prędkości.

Basu i współpracownicy skupili się na zjawisku zwanym iskrzeniem, w którym naładowane cząstki przeskakują lukę między powierzchnią pulsara na jego biegunach a bogatą w plazmę magnetosferą. Modelowanie zespołu wykazało, że bieguny pulsara są szczelnie wypełnione stałymi iskrami, a rozmieszczenie tych iskier powoli zmienia się w czasie. Modelując emisję związaną z symulowanymi iskrami, zespół wykazał, że przesuwający się ruch iskier wydaje się być odpowiedzialny za zaobserwowane okresowe zmiany w fazach i amplitudach pulsów niektórych pulsarów.

Pulsary badające fale grawitacyjne
Badając duże grupy pulsarów, astronomowie mają nadzieję dowiedzieć się o czymś pozornie niepowiązanym: falach grawitacyjnych. Pulsary zapewniają metodę wykrywania fal grawitacyjnych za pomocą nienagannych zdolności tych gwiazd do odmierzania czasu – ponieważ pulsowanie radiowego pulsara jest tak niezawodne, niewielkie zniekształcenie przestrzeni wywołane przez przechodzącą falę grawitacyjną powinno wpłynąć na czas dotarcia impulsów pulsara.

Istnieje jednak pewna komplikacja tej techniki: przestrzenne i czasowe zmiany w plazmie ośrodka międzygwiazdowego mogą również wpływać na czas dotarcia impulsów radiowych pulsara do Ziemi. Aby skompensować wpływ ośrodka międzygwiazdowego, musimy być w stanie prowadzić precyzyjne obserwacje pulsarów w całym zakresie częstotliwości radiowych. W najnowszym artykule Shyam Sharma (Tata Institute of Fundamental Research, Indie) i współpracownicy przetestowali technikę pomiaru czasu pulsara za pomocą Giant Metrewave Radio Telescope, który jest bardzo czuły na fale radiowe o niskiej częstotliwości. Sharma i współpracownicy wykazali, że obserwacje przy użyciu szerokiego pasma częstotliwości dają wyniki porównywalne z typowymi obserwacjami wąskopasmowymi, co wskazuje, że technika ta może być użyta do oddzielenia efektów ośrodka międzygwiazdowego i dokładniejszego pomiaru czasu pulsów układów pulsarów, otwierając nowe okno na fale grawitacyjne.

Wybuchy magnetyczne
Niektóre gwiazdy neutronowe, zwane magnetarami, mają niezwykle silne pola magnetyczne i wykazują częste rozbłyski rentgenowskie. Chociaż przyczyna tych wybuchów rentgenowskich wciąż nie jest znana, niektórzy badacze sugerują, że powstają one w wyniku nagłego przepływu energii magnetycznej pod skorupą magnetara tworzącego gorące miejsce, które stopniowo ochładza się w ciągu dni lub miesięcy.

Aby zrozumieć, jak wstrzyknięcie ciepła do skorupy magnetara może powodować powstanie cech widmowych widocznych podczas wybuchów promieniowania X, Davide De Grandis (Uniwersytet w Padwie, Włochy) i współautor pracy zastosowali trójwymiarowy model magnetotermiczny powstawania i chłodzenia się gorących punktów. Model ten pozwolił zespołowi po raz pierwszy zbadać efekty asymetrycznych gorących punktów pod skorupą magnetara. Zespół był w stanie potwierdzić, że te gorące punkty mogą być odpowiedzialne za wybuchy, ale będziemy musieli poczekać na przyszłe badania, aby w pełni zbadać ewolucję cech spektralnych generowanych podczas tych wydarzeń.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna silnego pola magnetycznego gwiazdy neutronowej w Swift J0243.6+6124 wypuszczającej wyrzut. Źródło: ICRAR/University of Amsterdam.

_________________
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

Tajemniczy jasny błysk to strumień czarnej dziury skierowany prosto w stronę Ziemi

Obserwacje mogą wyjaśnić, w jaki sposób supermasywne czarne dziury odżywiają się i rosną.

Na początku 2022 roku astronomowie śledzili dane z Zwicky Transient Facility, przeglądu całego nieba znajdującego się w Obserwatorium Palomar w Kalifornii, kiedy wykryli niezwykły błysk w części nieba, gdzie poprzedniej nocy nie zaobserwowali takiego światła. Według przybliżonych obliczeń, błysk emitował więcej światła niż biliard Słońc.

Zespół, kierowany przez badaczy z NASA, Caltech i innych ośrodków, opublikował swoje odkrycie w biuletynie astronomicznym, gdzie sygnał przyciągnął uwagę astronomów z całego świata. W ciągu następnych dni wiele teleskopów skupiło się na sygnale, aby zebrać więcej danych na wielu długościach fal w zakresie promieniowania X, ultrafioletu, promieniowania optycznego i radiowego, aby zobaczyć, co mogłoby wyprodukować tak ogromną ilość światła.

Teraz astronomowie z MIT wraz ze swoimi współpracownikami ustalili prawdopodobne źródło sygnału. W pracy opublikowanej 30 listopada 2022 roku w czasopiśmie Nature Astronomy, naukowcy donoszą, że sygnał, nazwany AT 2022cmc, pochodzi prawdopodobnie z relatywistycznego strumienia materii wydobywającego się z okolic supermasywnej czarnej dziury z prędkością bliską prędkości światła. Uważają oni, że strumień ten jest produktem czarnej dziury, która nagle zaczęła pochłaniać pobliską gwiazdę, uwalniając w tym procesie ogromną ilość energii.

Astronomowie zaobserwowali inne tego typu zjawiska rozerwania pływowego (TDE), w których przechodząca w pobliżu gwiazda jest rozrywana przez siły pływowe czarnej dziury. AT 2022cmc jest jaśniejsze niż jakiekolwiek odkryty do tej pory TDE. Źródło jest również najdalszym wykrytym kiedykolwiek TDE, oddalone o około 8,5 miliarda lat świetlnych – ponad połowę Wszechświata.

Jak tak odległe zdarzenie mogło pojawić się takim jasnym na niebie? Zespół stwierdził, że strumień czarnej dziury może być skierowany bezpośrednio w stronę Ziemi, przez co sygnał wydaje się jaśniejszy niż gdyby dżet był skierowany w inną stronę. Efekt ten to „wzmocnienie dopplerowskie” i jest podobny do wzmocnionego dźwięku syreny przejeżdżającej karetki pogotowia.

AT 2022cmc jest czwartym kiedykolwiek wykrytym TDE z wzmocnieniem dopplerowskim i pierwszym takim zdarzenie obserwowanym od 2011 roku. Jest to również pierwsze TDE odkryte z użyciem optycznego przeglądu nieba.

Gdy w najbliższych latach uruchomione zostaną potężne teleskopy, ujawnią one więcej TDE, które mogą rzucić światło na to, jak supermasywne czarne dziury rosną i kształtują otaczające je galaktyki.

Wiemy, że na każdą galaktykę przypada jedna supermasywna czarna dziura i że uformowały się one bardzo szybko w ciągu pierwszych milionów lat istnienia Wszechświata – mówi współautor pracy Matteo Lucchini, doktor habilitowany w Kavli Institute for Astrophysics and Space Research na MIT. To mówi nam, że żywią się bardzo szybko, chociaż nie wiemy, jak działa ten proces karmienia. Tak więc źródła takie jak TDE mogą być naprawdę dobrą sondą tego, jak przebiega ten proces.

Szał karmienia
Po początkowym odkryciu AT 2022cmc Pasham i Lucchini skupili się na sygnale za pomocą Neutron Star Interior Composition ExploreR (NICER), teleskopu rentgenowskiego działającego na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej.

Przez pierwsze trzy dni wszystko wyglądało całkiem normalnie – wspomina Pasham. Potem spojrzeliśmy na to za pomocą teleskopu rentgenowskiego i odkryliśmy, że źródło było zbyt jasne.

Zazwyczaj takie jasne błyski na niebie to rozbłyski promieniowania gamma – ekstremalne strumienie emisji promieniowania X, które powstają w wyniku zapadania się masywnych gwiazd.

“To konkretne zdarzenie było 100 razy silniejsze niż najpotężniejsza poświata po rozbłysku gamma” – mówi Pasham. “To było coś niezwykłego.”

Następnie zespół zebrał obserwacje z innych teleskopów rentgenowskich, radiowych, optycznych i UV i śledził aktywność sygnału przez kilka następnych tygodni. Najbardziej niezwykłą właściwością, jaką zaobserwowali, była ekstremalna jasność sygnału w paśmie rentgenowskim. Odkryli, że emisja promieniowania X z AT 2022cmc zmieniła się szeroko o czynnik 500 w ciągu kilku tygodni.

Podejrzewali, że tak ekstremalna aktywność rentgenowska musi być zasilana przez „ekstremalny epizod akrecji” – zdarzenie, które generuje ogromny wirujący dysk, na przykład w wyniku rozerwania pływowego, w którym rozszarpana gwiazda tworzy wir gazu, gdy spada w kierunku czarnej dziury.

Rzeczywiście, zespół odkrył, że jasność rentgenowska AT 2022cmc była porównywalna, choć jaśniejsza niż trzy wcześniej wykryte TDE. Te jasne zdarzenia powodowały generowanie strumieni materii skierowanych prosto w stronę Ziemi. Naukowcy zastanawiali się: jeżeli jasność AT 2022cmc jest wynikiem podobnego dżetu celującego w Ziemię, jak szybko musi się on poruszać, aby wygenerować tak jasny sygnał? Aby odpowiedzieć na to pytanie, Lucchini modelował dane sygnału, zakładając, że zdarzenie dotyczyło strumienia kierującego się prosto na Ziemię.

Odkryliśmy, że prędkość strumienia wynosi 99,99% prędkości światła – mówi Lucchini.

Aby wytworzyć tak intensywny strumień, czarna dziura musi znajdować się w niezwykle aktywnej fazie.

Prawdopodobnie połyka ona gwiazdę w tempie połowy masy Słońca rocznie – szacuje Pasham. Wiele z tych zakłóceń pływowych ma miejsce na wczesnym etapie i byliśmy w stanie uchwycić to zdarzenie na samym początku, w ciągu tygodnia od tego, jak czarna dziura zaczęła żerować na gwieździe.

Spodziewamy się znacznie więcej takich TDE w przyszłości – dodaje Lucchini. Wtedy moglibyśmy wreszcie powiedzieć, jak dokładnie czarne dziury wystrzeliwują te niezwykle potężne strumienie.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MIT

Vega

Na ilustracji: Astronomowie zidentyfikowali niezwykle jasny strumień czarnej dziury, w połowie drogi przez Wszechświat, skierowany prosto w stronę Ziemi. Źródło: Dheeraj Pasham, Matteo Lucchini, oraz Margaret Trippe.

_________________
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 widzą samokontrolę gwiazd w akcji

Wiele czynników może ograniczać wielkość grupy gwiazd, w tym także tych zewnętrznych, na które ich członkowie nie mają wpływu. Astronomowie odkryli jednak, że grupy gwiazd w pewnych środowiskach mogą same się regulować.

Nowe badania wykazały, że gwiazdy w gromadach posiadają „samokontrolę”, co oznacza, że pozwalają one na wzrost tylko ograniczonej liczby gwiazd, zanim największe i najjaśniejsze z nich wyrzucą z układu większość gazu. Proces ten powinien drastycznie spowolnić narodziny nowych gwiazd, co lepiej pasowałoby do przewidywań astronomów dotyczących szybkości formowania się gwiazd w gromadach.

Celem obserwacji był RCW 36, duży obłok gazu zwany obszarem H II składający się głównie z atomów wodoru, które zostały zjonizowane – czyli pozbawione elektronów. Ten kompleks gwiazdotwórczy znajduje się w Drodze Mlecznej około 2900 lat świetlnych od Ziemi. Dane z Obserwatorium Herschela w podczerwieni pokazane są na zdjęciu na czerwono, pomarańczowo i zielono, dane rentgenowskie na niebiesko, a źródła punktowe na biało. Północ jest 32° na lewo od pionu.

RCW 36 zawiera gromadę młodych gwiazd i dwie puste przestrzenie wyrzeźbione ze zjonizowanego gazowego wodoru, rozciągające się w przeciwnych kierunkach. Istnieje również pierścień gazu, który owija się wokół gromady pomiędzy wnękami, tworząc talię wokół wnęk w kształcie klepsydry.

Gorący gaz o temperaturze około dwóch milionów Kelwinów, promieniujący w paśmie rentgenowskim wykryty przez teleskop Chandra, jest skoncentrowany w okolicy centrum RCW 36, w pobliżu dwóch najgorętszych i najmasywniejszych gwiazd w gromadzie. Gwiazdy te są głównym źródłem gorącego gazu. Duża ilość pozostałego gorącego gazu znajduje się poza wnękami, po wycieku przez granice wnęk. Dane z SOFIA i APEX pokazują, że pierścień zawiera chłodny, gęsty gaz (o typowej temperaturze 15–25 Kelwinów) i rozprzestrzenia się z prędkością 3200 do 6200 km/h.

Dane z SOFIA pokazują, że na obwodzie obu wnęk znajdują się powłoki chłodnego gazu rozprzestrzeniającego się z prędkością 16 000 km/h, prawdopodobnie wypychanego na zewnątrz przez ciśnienie gorącego gazu obserwowanego przez Chandrę. Gorący gaz, plus promieniowanie od gwiazd w gromadzie oczyścił jeszcze większe wnęki wokół RCW 36, tworząc strukturę rosyjskiej lalki.

Naukowcy widzą również dowody z danych z SOFIA na to, że jakiś chłodny gaz wokół pierścienia jest wyrzucany z RCW 36 z jeszcze większą prędkością około 50 000 km/h, co odpowiada wyrzutowi 170 mas Ziemi rocznie.

Prędkość ekspansji różnych opisanych tutaj struktur oraz tempo wyrzucania masy pokazują, że większość chłodnego gazu w odległości około trzech lat świetlnych od centrum regionu H II może zostać wyrzucona w ciągu 1–2 milionów lat. Spowoduje to usunięcie surowca potrzebnego do formowania gwiazd, tłumiąc ich dalsze powstawanie w tym regionie. Astronomowie nazywają ten proces, w którym gwiazdy same mogą się regulować, „gwiezdnym sprzężeniem zwrotnym”. Wyniki takie jak ten pomagają nam zrozumieć rolę, jaką odgrywa gwiezdne sprzężenie zwrotne w procesie formowania się gwiazd.

Praca opisująca te wyniki ukazała się 20 sierpnia 2022 roku w The Astrophysical Journal i jest dostępna online.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Chandra

Vega

Na ilustracji: RCW 36, region gwiazdotwórczy H II w Drodze Mlecznej, cel badania. Źródło: promieniowanie X: NASA/CXC/Ames Research Center/L. Bonne i inni; podczerwień: ESA/NASA.JPL-Caltech/Herschel Space Observatory/JPL/IPAC.

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

Czarne dziury mogą generować sygnały widziane przez detektory fal grawitacyjnych

Kiedy kształt orbity podwójnej czarnej dziury jest wydłużony, ich sygnał fal grawitacyjnych ma charakterystyczne modulacje, które można badać w poszukiwaniu wskazówek, gdzie te dwa obiekty się ze sobą spotkały.

Od 2015 roku w ramach współpracy LIGO-Virgo-KAGRA wykryto około 85 par zderzających się ze sobą czarnych dziur. Teraz wiemy, że Einstein miał rację: fale grawitacyjne są generowane przez te układy, gdy dwie czarne dziury wzajemnie okrążają się po spirali, zniekształcając czasoprzestrzeń swoimi kolosalnymi masami. Wiemy również, że te kosmiczne kolizje zdarzają się często: wraz ze wzrostem czułości detektora spodziewamy się wykrywać te zdarzenia prawie codziennie w następnym cyklu obserwacyjnym, który rozpocznie się w 2023 roku. Nie wiemy – jeszcze – co powoduje te zderzenia.

Czarne dziury powstają, gdy umierają masywne gwiazdy. Zazwyczaj ta śmierć jest gwałtownym, ekstremalnym wybuchem energii, który zniszczyłby lub odepchnął pobliskie obiekty. Z tego powodu trudno jest utworzyć dwie czarne dziury, które byłyby wystarczająco blisko siebie, aby połączyć się w ramach wieku Wszechświata. Jednym ze sposobów, aby doprowadzić do ich połączenia, jest umieszczenie ich razem w gęsto zaludnionym środowisku, takim jak centra gromad gwiazd.

W gromadach gwiazd czarne dziury, które początkowo były od siebie oddalone, mogą zostać zepchnięte do siebie dzięki dwóm mechanizmom. Po pierwsze, następuje segregacja masy, która prowadzi do tego, że najmasywniejsze obiekty zapadają się w kierunku środka grawitacyjnej studni potencjału. Oznacza to, że wszelkie czarne dziury rozproszone w gromadzie powinny znaleźć się w środku, tworząc niewidzialne „ciemne jądro”. Po drugie, istnieją oddziaływania dynamiczne. Jeżeli dwie czarne dziury połączą się w parę w gromadzie, to na ich oddziaływania może wpływać grawitacyjne oddziaływanie pobliskich obiektów. Wpływy te mogą usuwać energię orbitalną z układu podwójnego i spychać je bliżej siebie.

Segregacja masy i oddziaływania dynamiczne, które mogą mieć miejsce w gromadach gwiazd, mogą pozostawić swoje odciski palców na właściwościach łączących się układów podwójnych. Jedną z kluczowych właściwości jest kształt orbity układu podwójnego tuż przed jego połączeniem. Ponieważ łączenie się czarnych dziur w gromadach gwiazd może zachodzić bardzo szybko, kształty orbit mogą być dosyć wydłużone – mniej przypominają spokojny, stateczny okrąg, który Ziemia zatacza wokół Słońca, a bardziej spłaszczoną elipsę, po której kometa Halleya porusza się podczas swoich wizyt w Układzie Słonecznym. Kiedy dwie czarne dziury znajdują się na tak wydłużonej orbicie, ich sygnał fal grawitacyjnych ma charakterystyczne modulacje, które można je badać w poszukiwaniu wskazówek, gdzie te dwa obiekty się spotkały.

Zespół naukowców i absolwentów OzGrav pracuje wspólnie nad badaniem kształtów orbit podwójnych czarnych dziur. Grupa, kierowana przez dr Isobel Romero-Shaw (dawniej z Monash University, obecnie na University of Cambridge) wraz z profesorami Paulem Lasky i Erickiem Thrane z Monash University, odkryła, że niektóre z układów podwójnych obserwowanych przez LIGO-Virgo-KAGRA rzeczywiście mogą mieć wydłużone orbity, co wskazuje, że mogły się zderzyć w gęsto zaludnionej gromadzie gwiazd. Ich ustalenia wskazują, że duża część obserwowanych zdarzeń podwójnych czarnych dziur – co najmniej 35% z nich – mogła powstać w gromadach gwiazd.

Lubię myśleć o podwójnych czarnych dziurach jak o partnerach w tańcu – mówi dr Romero-Shaw. Kiedy dwie czarne dziury ewoluują razem w izolacji, są jak para wykonująca powolnego walca sama w sali balowej. Jest to bardzo kontrolowane i ostrożne; piękne, ale nic niespodziewanego. Kontrastem do tego jest karnawałowa atmosfera wewnątrz gromady gwiazd, gdzie może się zdarzyć wiele różnych tańców odbywających się jednocześnie; duże i małe grupy taneczne, freestyle i wiele niespodzianek!. Chociaż wyniki badań nie mogą nam powiedzieć – jeszcze – dokładnie, gdzie obserwowane podwójne czarne dziury się łączą, sugerują, że „karnawały” czarnych dziur w centrach gromad mogą być ważnym wkładem.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zbioru czarnych dziur w jądrze gromady galaktyk. Źródło: ESA/Hubble, N. Bartmann.

_________________
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

Planety krążące wokół niezupełnie planet

Astronomowie poszukują planet krążących wokół brązowych karłów, obiektów, które nie są ani gwiazdami, ani planetami.

Brązowe karły to tajemnicze obiekty kosmiczne. Czy są to gwiazdy? Potrafią spalać deuter, a największe nawet lit! Nie są jednak na tyle masywne, by mogły przekształcić wodór w hel, więc nie są klasyfikowane jako gwiazdy.

Jeżeli nie są gwiazdami, to czy są planetami? Ponownie, nie. Świecą one własnym światłem, w przeciwieństwie do ich mniej masywnych odpowiedników typu gazowe olbrzymy, które świecą światłem odbitym od własnej gwiazdy.

Co ciekawe, brązowe karły nie są ani gwiazdami, ani planetami, ale własną klasą obiektów niebieskich.

Nie gwiazdy, ale wciąż nie gospodarze planet?
Historycznie rzecz biorąc, astronomowie i zwykli ludzie postrzegali gwiazdy jako gospodarzy planet. W rzeczywistości, jednym z aspektów planety Międzynarodowej Unii Astronomicznej jest to, że planeta jest „na orbicie wokół Słońca”. Obecnie znamy wiele planet krążących wokół gwiazd innych niż Słońce, ale naukowcy poszli o krok dalej: rozpoczęli poszukiwania planet krążących wokół brązowych karłów.

Badania wykazały, że częstotliwość wystąpienia krótkookresowych planet o rozmiarach superziemi wzrasta wraz ze zmniejszeniem się masy gwiazd; Karły typu M posiadają około 3 razy więcej planet niż karły typu F. Ta antykorelacja może trwać poza ciągiem głównym i w zakresie mas brązowego karła. Autorzy pracy opublikowanej 6 grudnia 2022 roku w The Astrophysical Journal poszukują dodatkowych planet krążących wokół brązowych karłów, aby dowiedzieć się więcej o tych fascynujących układach.

Autorzy pracy uzyskali 131 krzywych blasku brązowych karłów za pomocą instrumentu Mimir na 1,8-metrowym Teleskopie Perkinsa Uniwersytetu Bostońskiego. Następnie opracowali algorytm do wyszukiwania tranzytujących planet na ich krzywych blasku. Nazwali swoje poszukiwania PINES (Perkins INfrared Exosatellite Survey).

W wyniku tych poszukiwań znaleziono dwa brązowe karły z kandydatami na tranzyt. Pierwszy z nich – 2MASS J18212815+1414010 – jest znany jako zmienny brązowy karzeł, więc jest mało prawdopodobne, że wykryty sygnał pochodzi od planety tranzytującej.

Drugi kandydat na tranzyt jest jednak bardziej intrygujący. Autorzy wykryli potencjalną superziemię wokół 2MASS J08350622+1953050. Promień potencjalnej planety może być tak duży, jak 5,8 promienia Ziemi, jeżeli gospodarz jest stary. Brązowe karły kurczą się znacznie w miarę starzenia się i stygnięcia, więc oszacowanie promienia kandydata na planetę jest w dużej mierze zależne od wieku brązowego karła. Grawitacja powierzchniowa 2MASS J08350622+1953050 wskazuje, że brązowy karzeł ma ponad 100 milionów lat, ale może mieć nawet 10 miliardów lat! Autorzy twierdzą, że bardziej prawdopodobne jest, że 2MASS J08350622+1953050 w pełni ściśnięty, ale nie mogą wykluczyć większych promieni planetarnych bez nałożenia mocniejszych ograniczeń na wiek brązowego karła.

Jak pokazuje ten zakres potencjalnego wieku i promieni planetarnych, bardzo niewiele wiadomo o 2MASS J08350622+1953050, więc autorzy musieli przeprowadzić różne testy, aby określić naturę sygnału. Przeprowadzili kontrole diagnostyczne, zbadali astrofizyczne fałszywe pozytywy, wykonali obserwacje uzupełniające i przeprowadzili symulacje Monte Carlo łańcucha Markowa.

Autorzy przeprowadzili również pewne testy, aby oszacować prawdopodobieństwo wykrycia planety o promieniu podobnym do oszacowanego dla kandydata na planetę 2MASS J08350622+1953050. Zakładając, że brązowe karły posiadają taką samą liczbę planet krótkookresowych jak karły typu M, autorzy obliczają 1% szans na wykrycie planety, jeżeli gospodarz jest stary, i 0,13% szans na wykrycie planety, jeżeli gospodarz jest młody. Wyniki te wskazują, że jest mało prawdopodobne, abyśmy wykryli planetę o tym promieniu z tymi 131 krzywymi blasku brązowych karłów, chyba, że brązowe karły posiadają więcej planet krótkookresowych niż karły typu M. Wniosek ten potwierdza antykorelację między częstością wystąpienia planet a masą gwiazd, co stanowi wyzwanie dla obecnych modeli formowania się planet i otwiera możliwość wykrycia dodatkowych światów krążących wokół naszych brązowych karłów.

Więcej planet wokół brązowych karłów w przyszłości
Autorzy kontynuują poszukiwania planet krążących wokół brązowych karłów. Ponieważ szukają pojedynczych zdarzeń tranzytowych, okresy tych planet są nieznane, a ich tranzytów nie można przewidzieć. To czyni je niekorzystnymi celami dla misji kosmicznych, takich jak HST czy JWST. Jednak badania naziemne, takie jak PINES, są idealne do znalezienia takich pojedynczych tranzytów wokół nie do końca udanych planet.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna brązowego karła: ciało, które nie jest ani planetą. 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

Mała, ukryta galaktyka pozwala zajrzeć w przeszłość

Astronomowie odkryli bardzo słabą galaktykę karłowatą, która skrywała się w blasku bardzo jasnej gwiazdy. Odkryta galaktyka ma cechy przypominające te z wczesnego Wszechświata.

Astronomowie odkryli wyłaniający się z blasku jasnej gwiazdy na pierwszym planie najbardziej niezwykły jak dotąd przykład pobliskiej galaktyki o cechach, które bardziej przypominają galaktyki z odległego Wszechświata. Mierząca zaledwie 1200 lat świetlnych maleńka galaktyka HIPASS J1131–31 została nazwana „Zabawa w chowanego” (ang. Peekaboo) ze względu na to, że w ciągu ostatnich 50–100 lat wyłoniła się zza szybko poruszającej się gwiazdy, która zasłaniała astronomom możliwość jej wykrycia.

Odkrycie to jest wspólnym wysiłkiem teleskopów naziemnych i kosmicznych. Razem badania dostarczają kuszących dowodów na to, że galaktyka Peekaboo jest najbliższym przykładem procesów formowania się galaktyk, które zwykle miały miejsce niedługo po Wielkim Wybuchu, 13,8 miliarda lat temu.

Odkrycie galaktyki Peekaboo jest jak odkrycie bezpośredniego okna w przeszłość, które pozwala nam badać jej ekstremalne środowisko i gwiazdy na poziomie szczegółowości, która jest niedostępna w odległym, wczesnym Wszechświecie – powiedział astronom Gagandeep Anand z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland, współautor nowego badania nad intrygującymi właściwościami Peekaboo.

Astronomowie opisują galaktyki takie jak Peekaboo, jako tzw. ekstremalnie ubogie w metale (XMP). W astronomii „metale” odnoszą się do wszystkich pierwiastków cięższych od wodoru i helu. Bardzo wczesny Wszechświat prawie w całości składa się z pierwotnego wodoru i helu, pierwiastków powstałych w Wielkim Wybuchu. Cięższe pierwiastki zostały wykute przez gwiazdy na przestrzeni kosmicznej historii, budując ogólnie bogaty w metale Wszechświat, w którym ludzie znajdują się obecnie. Życie, jakie znamy, składa się z cięższych „cegiełek”, takich jak węgiel, tlen, żelazo i wapń.

Chociaż najwcześniejsze galaktyki Wszechświata były domyślnie ekstremalnie ubogie w metale, podobne galaktyki znaleziono również we Wszechświecie lokalnym. Peekaboo przykuła uwagę astronomów, ponieważ nie tylko jest to galaktyka XMP bez znacznej populacji starszych gwiazd, ale także dlatego, że w odległości zaledwie 20 milionów lat świetlnych od Ziemi znajduje się w odległości o połowę mniejszej niż znane wcześniej młode galaktyki XMP.

Peekaboo została po raz pierwszy wykryta jako region zimnego wodoru ponad 20 lat temu za pomocą australijskiego radioteleskopu Parkes Murriyang, w badaniu HI Parkes All Sky Survey przez profesora Bärbela Koribalskiego, który jest astronomem w australijskiej narodowej agencji naukowej CSIRO i współautorem najnowszej pracy badawczej dotyczącej metaliczności Peekaboo. Obserwacje w dalekim ultrafiolecie przeprowadzone przez misję kosmiczną Galaxy Evolution Explorer wykazały, to zwarta niebieska galaktyka karłowata.

Na początku nie zdawaliśmy sobie sprawy, jak wyjątkowa jest ta mała galaktyka – powiedział Koribalski o Peekaboo. Teraz, dzięki danym z różnych teleskopów wiemy, że galaktyka Peekaboo jest jedną z najbardziej ubogich w metale galaktyk, jakie kiedykolwiek wykryto.

Kosmiczny Teleskop Hubble’a był w stanie dostrzec około 60 gwiazd w maleńkiej galaktyce, z których prawie wszystkie wydają się mieć kilka miliardów lat lub mniej. Pomiary metaliczności Peekaboo wykonane przez SALT dopełniły obrazu. Wszystkie te odkrycia podkreślają zasadniczą różnicę między Peekaboo a innymi galaktykami w lokalnym Wszechświecie, które zazwyczaj posiadają stare gwiazdy mające wiele miliardów lat. Gwiazdy w Peekaboo wskazują, że jest to jedna z najmłodszych i najmniej wzbogaconych chemicznie galaktyk, jakie kiedykolwiek wykryto w lokalnym Wszechświecie. Jest to bardzo niezwykłe, ponieważ Wszechświat lokalny miał około 13 miliardów lat kosmicznej historii, aby się rozwinąć.

Jednak obraz jest wciąż płytki, mówi Anand, ponieważ obserwacje Hubble’a zostały wykonane w ramach programu przeglądów „migawkowych” o nazwie Every Known Nearby Galaxy Survey – próba uzyskania danych Hubble’a o jak największej liczbie sąsiednich galaktyk. Zespół badawczy planuje wykorzystać HST i JWST do dalszych badań Peekaboo, aby dowiedzieć się więcej o jej populacjach gwiazdowych i ich metalicznym składzie.

Dzięki bliskości Peekaboo możemy prowadzić szczegółowe obserwacje, otwierając możliwości zobaczenia środowiska przypominającego wczesny Wszechświat w niespotykanych dotąd szczegółach – powiedział Anand.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: HST uchwycił maleńką galaktykę HIPASS J1131-31, zwaną Galaktyką Peekaboo, pomimo jej bliskości do jasnej gwiazdy pierwszego planu. Źródło: NASA, ESA, oraz Igor Karachentsev (SAO RAS); Obróbka zdjęcia: Alyssa Pagan (STScI).

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

Odkrycie kilonowej podważa nasze rozumienie rozbłysków gamma

Naukowcy badają następstwa rozbłysków gamma i odkrywają zaskakujące dowody na istnienie zderzających się gwiazd neutronowych.

Badając następstwa długiego rozbłysku promieniowania gamma (GRB), dwa niezależne zespoły astronomów korzystających z wielu teleskopów na Ziemi i w kosmosie odkryły niespodziewanie cechy kilonowej, kolosalnej eksplozji wywołanej przez zderzające się gwiazdy neutronowe. Odkrycie to podważa dominującą teorię, że długie GRB pochodzą wyłącznie od supernowych czyli eksplozji kończących żywot masywnych gwiazd.

Rozbłyski gamma – najbardziej energetyczne eksplozje we Wszechświecie – występują w dwóch odmianach, długie i krótkie. Długie GRB, które trwają od kilku sekund do jednej minuty, powstają, gdy gwiazda o masie co najmniej 10 razy większej od masy Słońca wybucha jako supernowa. Krótkie GRB, które trwają krócej niż dwie sekundy, powstają, gdy dwa zwarte obiekty, takie jak dwie gwiazdy neutronowe, albo gwiazda neutronowa i czarna dziura, zderzają się, tworząc kilonową.

Podczas obserwacji następstw długiego GRB wykrytego w 2021 roku, dwa niezależne zespoły astronomów znalazły zaskakujące oznaki fuzji gwiazd neutronowych zamiast oczekiwanego sygnału supernowej. Ten zaskakujący wynik oznacza, że po raz pierwszy kilonowa została powiązana z długim GRB i rzuca wyzwanie naszemu zrozumieniu tych fenomenalnie potężnych wybuchów.

Pierwszym zespołem, który ogłosił to odkrycie, był ten pod kierownictwem Jillian Rastinejad, doktorantki z Northwestern University. Rastinejad i jej koledzy dokonali tego zaskakującego odkrycia za pomocą Gemini North. Obserwacje ujawniły charakterystyczną poświatę w bliskiej podczerwieni w dokładnym miejscu GRB, dostarczając pierwszych przekonujących dowodów na istnienie kilonowej związanej z tym zdarzeniem. Zespół Rastinejad natychmiast zgłosił swoje odkrycie w biuletynie Gamma-ray Coordinates Network (GCN). Teraz praca zespołu czeka na publikację w czasopiśmie Nature.

Astronomowie z całego świata zostali po raz pierwszy powiadomieni o tym rozbłysku, nazwanym GRB 211211A, gdy potężny błysk promieniowania gamma został odebrany przez obserwatorium Neil Gehrels Swift Observatory i Fermi Gamma-ray Space Telescope. Wstępne obserwacje wykazały, że GRB miał miejsce niezwykle blisko, zaledwie miliard lat świetlnych od Ziemi.

Większość GRB pochodzi z odległego, wczesnego Wszechświata. Zazwyczaj obiekty te są tak stare i odległe, że ich światło musiałoby przebyć ponad sześć miliardów lat, aby dotrzeć do Ziemi. Światło z najbardziej odległego GRB, jakie kiedykolwiek zarejestrowano, podróżowało prawie 13 miliardów lat, zanim zostało wykryte tutaj na Ziemi. Względna bliskość nowo odkrytego GRB umożliwiła astronomom przeprowadzenie niezwykle szczegółowych badań przy pomocy różnych teleskopów naziemnych i kosmicznych.

“Astronomowie zwykle badają krótkie GRB podczas polowania na kilonowe” – powiedziała Rastinejad. Przyciągnął nas ten wybuch o dłuższym czasie trwania, ponieważ był tak blisko, że mogliśmy go szczegółowo zbadać. Jego promienie gamma przypominały również te z poprzedniego tajemniczego, pozbawionego supernowej długiego GRB.

Unikalną cechą obserwacyjną kilonowych jest ich jasność w bliskiej podczerwieni w porównaniu do jasności w świetle widzialnym. Ta różnica jasności spowodowana jest ciężkimi pierwiastkami wyrzucanymi przez kilonowe, które skutecznie blokują światło widzialne, ale pozwalają na swobodne przejście światła podczerwonego o większej długości fali. Obserwacje w bliskiej podczerwieni są jednak technicznym wyzwaniem i tylko kilka teleskopów na Ziemi jest wystarczająco czułych, by wykryć kilonową na tych długościach fal.

Inny zespół, kierowany przez Eleonorę Troję, astronom z University of Rome Tor Vergata, niezależnie zbadał poświatę, używając innej serii obserwacji i niezależnie doszedł do wniosku, że długi GRB pochodził z kilonowej.

Byliśmy w stanie zaobserwować to wydarzenie tylko dlatego, że było tak blisko nas – powiedziała Troja. Bardzo rzadko obserwujemy tak potężne eksplozje na naszym kosmicznym podwórku, a za każdym razem dowiadujemy się o najbardziej ekstremalnych obiektach we Wszechświecie.

Fakt, że dwa różne zespoły naukowców pracujących z niezależnym zestawem danych doszły do tego samego wniosku o kilonowej naturze tego GRB, daje pewność tej interpretacji.

Praca drugiego zespołu oczekują na publikację w czasopiśmie Nature.

Odkrycie to nie tylko przyczynia się do naszego zrozumienia kilonowych i GRB, ale także daje astronom nowy sposób na badania powstawania złota i innych ciężkich pierwiastków we Wszechświecie. Ekstremalne warunki fizyczne panujące w kilonowych powodują powstanie ciężkich pierwiastków, takich jak złoto, platyna i tor. Astronomowie mogą teraz zidentyfikować miejsca, w których powstają ciężkie pierwiastki poprzez poszukiwanie sygnatury kilonowej po długotrwałym wybuchu promieniowania gamma.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
NOIRLab

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna zderzających się gwiazd neutronowych, z których powstaje kilonowa. Źródło: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/Spaceengine.

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