Kategoria: Astro-Blog

Nie widzimy jeszcze pierwszych gwiazd, ale możemy zobaczyć ich bezpośrednich potomków

Radosław B. AMBROŻY

Jesteśmy potomkami pierwotnych elementów – pierwotnych pierwiastków. Jesteśmy odrzuconym pyłem pierwszych gwiazd, a następnie wielu pokoleń gwiazd. Tak więc nasze poszukiwania pierwszych gwiazd kosmosu są poszukiwaniem naszej własnej historii. Chociaż nie uchwyciliśmy światła tych pierwszych gwiazd, niektóre z ich bezpośrednich dzieci mogą znajdować się w naszej galaktyce.

Pierwsze gwiazdy były masywne. Bez cięższych pierwiastków, które mogłyby je obciążyć, musiały być około 300 razy większe niż nasze Słońce, aby wywołać fuzję jądrową w ich jądrze. Ze względu na swoją wielkość, dość szybko przechodzili przez cykle fuzji i żyli bardzo krótko. Ale wybuchy supernowych sygnalizujące ich śmierć rozproszyły cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i żelazo, z których powstały nowe gwiazdy. Duże gwiazdy drugiej generacji również umarły jako supernowe i rozproszyły jeszcze cięższe pierwiastki. W rezultacie każda generacja gwiazd zawierała coraz więcej tych pierwiastków. W żargonie astronomicznym mówimy, że każde pokolenie ma wyższą metaliczność.

Oczywiście, w którym pokoleniu znajduje się gwiazda, może być rozmyte. Najwyraźniej pierwsze gwiazdy, powstające w całości z pierwotnego wodoru i helu, są gwiazdami pierwszej generacji, a gwiazdy powstające w całości z pozostałości pierwszych generacji są prawdziwymi gwiazdami drugiej generacji. Ale gwiazdy powstają w różnych rozmiarach, więc jest całkiem prawdopodobne, że niektóre masywne gwiazdy drugiej generacji stały się supernowymi przed niektórymi mniejszymi gwiazdami pierwszej generacji. Wiele wczesnych gwiazd mogło powstać głównie z materii pierwszej generacji z odrobiną pyłu drugiej generacji, podczas gdy inne powstały głównie z gwiazd drugiej generacji z odrobiną dziedzictwa pierwszej generacji. Gwiazdy takie jak nasze Słońce są prawdopodobnie mieszanką materii z wielu pokoleń.

Rozkład gwiazd w naszej galaktyce. Źródło: NASA, ESA i A. Feild [STScI]

W przypadku współczesnych gwiazd, zamiast próbować określić ich generację, kategoryzujemy je w populacje na podstawie ich metaliczności. Metaliczność gwiazdy jest przyjmowana jako stosunek żelaza do helu [Fe/He] w skali logarytmicznej. Gwiazdy I populacji mają [Fe/He] co najmniej -1, co oznacza, że mają 10% stosunku żelaza w Słońcu lub więcej. Gwiazdy II populacji mają [Fe/He] mniejsze niż -1. Trzecia kategoria, populacja III, jest zarezerwowana dla prawdziwych gwiazd pierwszej generacji.

W galaktyce Drogi Mlecznej większość gwiazd w płaszczyźnie galaktyki to gwiazdy populacji I, takie jak Słońce. Powstały znacznie później w historii naszej galaktyki i są młodsze z większą ilością metali. Starsze gwiazdy II populacji znajdują się zazwyczaj w halo otaczającym naszą galaktykę lub w starych gromadach kulistych krążących wokół Drogi Mlecznej. Ma to sens, ponieważ starsze gwiazdy miały więcej czasu na odpłynięcie z płaszczyzny galaktyki. Biorąc pod uwagę ewolucję naszej galaktyki, jest całkiem prawdopodobne, że niektóre gwiazdy II populacji w naszym halo są gwiazdami drugiej generacji. Ale jak odróżnić je od innych starych gwiazd?

Taki jest cel nowego badania opublikowanego na *arXiv*. Przygląda się zarówno obserwacjom odległych kwazarów, jak i symulacjom gwiazd III populacji, aby określić metaliczność gwiazd prawdziwie drugiej generacji. Autorzy odkryli, że podczas gdy gwiazdy drugiej generacji byłyby rzadkością w halo Drogi Mlecznej, niektóre mogą się tam. Kluczem do ich identyfikacji nie jest ich obfitość żelaza w stosunku do helu, [Fe/He], ale raczej stosunek węgla i magnezu do żelaza, [C/Fe] i [Mg/Fe].

Identyfikacja gwiazd halo drugiej generacji. Źródło: Vanni, et al

Węgiel powstaje w gwiazdach w ramach cyklu CNO, który jest cyklem fuzji drugiego poziomu po spalaniu wodoru. Magnez jest produktem 3-stopniowej fuzji węgla z helem. Wiele gwiazd pierwszej generacji eksplodowało jako supernowe o dużej mocy, ale niektóre eksplodowały z mniejszą energią. Te niskoenergetyczne supernowe odrzucałyby pierwiastki takie jak węgiel i magnez, ale niewiele żelaza. Tak więc gwiazdy o wyjątkowo wysokim stosunku [C/Fe] prawdopodobnie powstały z pozostałości materii pojedynczej gwiazdy pierwszej generacji. Im niższy stosunek [C/Fe], tym bardziej prawdopodobne jest, że gwiazda II populacji uformuje się z gwiazd pierwszej i drugiej generacji.

Wydaje się więc, że kluczem jest poszukiwanie gwiazd halo o > [C/Fe] 2,5. Nie znaleźliśmy jeszcze żadnych takich gwiazd, ale ponieważ coraz więcej przeglądów nieba pojawia się online, prawdopodobnie jest to tylko kwestia czasu. Nadal będziemy musieli przeszukiwać najodleglejsze galaktyki, aby znaleźć gwiazdę pierwszej generacji, ale wkrótce możemy znaleźć jedno z ich dzieci znacznie bliżej domu.

Polarne galaktyki pierścieniowe są dziwaczne i rzadkie. Astronomowie właśnie znaleźli dwa kolejne

Radosław B. AMBROŻY

Galaktyki występują w różnych kształtach, od eleganckich spiralnych po jajowate galaktyki eliptyczne. Często kategoryzujemy galaktyki według ich kształtu, co tradycyjnie robimy na podstawie tego, co możemy zaobserwować w widmie wizualnym. Ale kiedy rozszerzyliśmy astronomię na radio, podczerwień, ultrafiolet i promieniowanie rentgenowskie, dowiedzieliśmy się, że często galaktyki mają struktury niewidoczne dla naszych oczu. Weźmy na przykład dziwny typ galaktyki znany jako polarne galaktyki pierścieniowe (PRG).

Galaktyka pierścienia polarnego jest galaktyką spiralną lub eliptyczną z zewnętrznym pierścieniem gazu i gwiazd nachylonych mniej więcej prostopadle do płaszczyzny galaktyki. Pierścień otacza galaktykę nad jej obszarami polarnymi, stąd nazwa. Często pierścień jest przede wszystkim rozproszonym gazem wodorowym, który można zobaczyć tylko na falach radiowych.

Dwie zderzające się galaktyki mogą ostatecznie stać się PRG. Źródło: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA

Galaktyki pierścieni polarnych zostały po raz pierwszy odkryte w 1978 roku i nadal nie rozumiemy, jak powstają. Jednym z pomysłów jest to, że pierścień jest produktem ubocznym galaktycznych kolizji. Jeśli pierwotne galaktyki zderzają się pod dramatycznie różnymi kątami, wodór z nich może zostać odrzucony w ustawieniu biegunowym. Z tego powodu galaktyki pierścieni polarnych uważano za rzadkie. Jednak nowy przegląd galaktyk sugeruje, że PRG są stosunkowo powszechne.

Wyniki zostały opublikowane w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, prezentując wstępne wyniki pilotażowego przeglądu WALLABY. WALLABY, czyli Widefield ASKAP L-band Legacy All-sky Blind surveY, to projekt mający na celu stworzenie wysokiej rozdzielczości mapy neutralnego wodoru na niebie półkuli południowej. Przegląd jest wystarczająco szczegółowy, aby uchwycić nie tylko gaz międzygalaktyczny, ale także wodór otaczający galaktyki. Początkowy etap WALLABY zmapował wodór około 600 galaktyk i odkrył, że dwie mają pierścienie polarne.

Statystycznie oznacza to, że około 1% – 3% galaktyk wykonanych w ramach WALLABY będzie galaktykami pierścieniowymi biegunowymi. Po zakończeniu przeglądu WALLABY może odkryć setki takich galaktyk. Obecnie potwierdzono mniej niż tuzin SRG. Dzięki tak znaczącemu skokowi danych astronomowie lepiej zrozumieją, w jaki sposób powstają i ewoluują te dziwne galaktyki. Mogą nawet odgrywać znaczącą rolę w zrozumieniu, w jaki sposób ciemna materia oddziałuje z galaktykami.

Dysk Drogi Mlecznej jest zniekształcony. Czy to dlatego, że nasze halo ciemnej materii jest przechylone?

Radosław B. AMBROŻY

Trudno określić kształt naszej galaktyki. Tak trudne, że dopiero w ubiegłym stuleciu dowiedzieliśmy się, że Droga Mleczna jest tylko jedną galaktyką wśród miliardów. Nic więc dziwnego, że pomimo wszystkich naszych nowoczesnych teleskopów i statków kosmicznych, wciąż mapujemy kształt naszej galaktyki. Jednym z ciekawszych odkryć jest to, że Droga Mleczna jest “wypaczona”. Jednym z wyjaśnień tego jest to, że nasza galaktyka uległa kolizjom, ale nowe badania dowodzą, że jest to spowodowane przez ciemną materię.

Pierwszy dowód na to, że Droga Mleczna nie jest czysto płaskim dyskiem, pochodzi ze statku kosmicznego Gaia. Zmapował pozycje i ruchy ponad miliarda gwiazd, a na tej podstawie mamy pewne pojęcie o zewnętrznej strukturze naszych galaktyk. Po pierwsze, Droga Mleczna wydaje się rozciągać na zewnątrz bardziej niż myśleliśmy, a jej krawędź wydaje się mieć pofałdowaną strukturę. Dalsza analiza pokazuje również wypaczenie zewnętrznej krawędzi dysku galaktycznego. Ogólny konsensus jest taki, że są one spowodowane starożytnymi galaktycznymi kolizjami, takimi jak kolizja z galaktyką karłowatą Strzelca około 6 miliardów lat temu. Nowe badania dowodzą natomiast, że zakrzywione galaktyki, takie jak nasza, są spowodowane przez nachylone halo ciemnej materii.

Galaktyka ESO 510-G13 ma wyraźnie wypaczony kształt. Źródło: NASA i The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Wiemy, że większość galaktyk, w tym nasza, jest otoczona masywnym halo ciemnej materii. Większość masy w galaktyce znajduje się w tym halo, więc halo może z czasem wpływać na strukturę galaktyk. Jeśli halo jest nachylone względem płaszczyzny galaktyki, efekty grawitacyjne halo mogą wykrzywić dysk galaktyczny. Pytanie brzmi, czy jest to wystarczająco znaczące lub powszechne, aby spowodować strukturę, którą widzimy w Drodze Mlecznej.

Autorzy zaczynają od przyjrzenia się danym z przebiegu TNG50 symulacji IllustrisTNG. Są to superkomputerowe symulacje ewolucji galaktyk, które obejmują ewolucję kosmologiczną i ciemną materię, a także szczegółowe oddziaływania magnetohydrodynamiczne. Na podstawie tych danych autorzy pokazują, że wewnętrzny obszar halo ciemnej materii może być znacznie nachylony w stosunku do płaszczyzny galaktyki i że mogą one być spowodowane zarówno galaktycznymi kolizjami, jak i bliskimi wypadnięciami między galaktykami. Orientacja halo może utrzymywać się przez miliardy lat, co jest wystarczająco długie, aby wywołać galaktyczne zakrzywienie.

Symulowana ewolucja zakrzywionej galaktyki. Źródło: Han, et al

Następnie zespół przyjrzał się archetypowej galaktyce w symulacji TNG50, mającej podobny rozmiar i wiek do Drogi Mlecznej, w tym utytułowane halo ciemnej materii. Opierając się na 6 miliardach lat symulowanej ewolucji, ostateczny wynik wykazał zauważalne podobieństwa między obserwowaną Drogą Mleczną a modelowaną galaktyką.

Astronomowie obserwowali inne galaktyki o zakrzywionej płaszczyźnie i istnieją pewne dowody na to, że aż połowa galaktyk spiralnych we Wszechświecie jest w pewnym stopniu zakrzywiona. Sugeruje to wpływ długoterminowych i powszechnych oddziaływań grawitacyjnych między galaktyką a jej skręconym halo. Oczywiście jest to tylko jedno badanie, więc potrzebne będą dalsze obserwacje i symulacje, aby zrozumieć szczegóły ewolucji galaktyk, takich jak Droga Mleczna.

Webb uchwycił w wysokiej rozdzielczości obraz Herbig-Haro 211 (HH 211), dwubiegunowego dżeta podróżującego przez przestrzeń międzygwiezdną z prędkościami naddźwiękowymi

Radosław B. AMBROŻY

Obiekty Herbiga-Haro (HH) to jasne obszary otaczające nowo narodzone gwiazdy, powstałe, gdy wiatry gwiazdowe lub dżety gazu wyrzucane z tych nowo narodzonych gwiazd tworzą fale uderzeniowe zderzające się z pobliskim gazem i pyłem z dużymi prędkościami. Powyższe zdjęcie HH 211 z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba ujawnia wypływ z protogwiazdy klasy 0, infantylnego odpowiednika naszego Słońca, gdy miało ono nie więcej niż kilkadziesiąt tysięcy lat i masę zaledwie 8% obecnego Słońca. (W końcu wyrośnie na gwiazdę podobną do Słońca.)

Obrazowanie w podczerwieni jest potężne w badaniu nowonarodzonych gwiazd i ich wypływów, ponieważ takie gwiazdy są niezmiennie nadal osadzone w gazie z obłoku molekularnego, w którym powstały. Emisja w podczerwieni wypływów gwiazdy przenika przesłaniający gaz i pył, dzięki czemu obiekt Herbiga-Haro, taki jak HH 211, jest idealny do obserwacji za pomocą czułych instrumentów podczerwonych Webba. Cząsteczki wzbudzone przez burzliwe warunki, w tym wodór cząsteczkowy, tlenek węgla i tlenek krzemu, emitują światło podczerwone, które Webb może zebrać, aby zmapować strukturę wypływów.

Zdjęcie przedstawia serię amortyzatorów dziobowych na południowym wschodzie (na dole po lewej) i na północnym zachodzie (u góry po prawej), a także wąski dwubiegunowy dżet, który je zasila. Webb ujawnia tę scenę z niespotykaną dotąd szczegółowością – około 5 do 10 razy wyższą rozdzielczością przestrzenną niż jakiekolwiek poprzednie zdjęcia HH 211. Wewnętrzny dżet jest widoczny jako “poruszający się” z symetrią lustra po obu stronach centralnej protogwiazdy. Jest to zgodne z obserwacjami w mniejszych skalach i sugeruje, że protogwiazda może w rzeczywistości być nierozdzieloną gwiazdą podwójną.

Wcześniejsze obserwacje HH 211 za pomocą teleskopów naziemnych ujawniły gigantyczne wstrząsy dziobowe oddalające się od nas (północny zachód) i poruszające się w naszym kierunku (południowy wschód) oraz struktury podobne do wnęk odpowiednio w szokowanym wodorze i tlenku węgla, a także sękaty i kołyszący się bipolarny dżet w tlenku krzemu. Naukowcy wykorzystali nowe obserwacje Webba, aby ustalić, że wypływ obiektu jest stosunkowo powolny w porównaniu do bardziej rozwiniętych protogwiazd o podobnych typach wypływów.

Zespół zmierzył prędkości najbardziej wewnętrznych struktur odpływu na około 48-60 mil na sekundę (80 do 100 kilometrów na sekundę). Jednak różnica prędkości między tymi sekcjami wypływu a wiodącym materiałem, z którym się zderzają – falą uderzeniową – jest znacznie mniejsza. Naukowcy doszli do wniosku, że wypływy z najmłodszych gwiazd, takich jak ten w centrum HH 211, składają się głównie z cząsteczek, ponieważ stosunkowo niskie prędkości fali uderzeniowej nie są wystarczająco energetyczne, aby rozbić cząsteczki na prostsze atomy i jony.