Już jutro możesz odebrać sygnał od “obcej cywilizacji”. Naukowcy z SETI symulują kontakt z obcymi

Projekt zatytułowany “A Sign in Space” jest organizowany przez Danielę de Paulis we współpracy z Instytutem SETI, Europejską Agencją Kosmiczną, Green Bank Observatory i Włoskim Narodowym Instytutem Astrofizyki (znanym również jako INAF). Metaforyczna kurtyna podnosi się 24 maja, kiedy orbiter ExoMars Trace Gas Orbiter prześle zakodowaną wiadomość radiową z orbity Marsa na Ziemię o 19:00 UTC.

Szesnaście minut po transmisji sygnał ma zostać odebrany przez trzy radioteleskopy, które wcześniej odgrywały główne role w misji SETI: Allen Telescope Array Instytutu SETI w Kalifornii, Teleskop Roberta C. Byrda Green Bank w Zachodniej Wirginii oraz Radioastronomiczną Stację Astronomiczną INAF Medicina we Włoszech. Instytut SETI będzie gospodarzem transmisji wideo na żywo obejmującej symulowany kontakt z obcymi, począwszy od 18:15 UTC w tym dniu. Transmisja danych zostanie przetworzona przez trzy zespoły radioastronomiczne, a następnie udostępniona publicznie do dekodowania.

Przetworzone dane będą bezpiecznie przechowywane we współpracy z Breakthrough Listen Open Data Archive i Filecoin, zdecentralizowaną siecią przechowywania danych.

Każdy, kto pracuje nad dekodowaniem i interpretacją wiadomości, może omówić proces na serwerze Discord skonfigurowanym dla projektu. Ustalenia i spostrzeżenia można przekazywać zespołowi za pośrednictwem bezpiecznego formularza na stronie internetowej projektu.

A Sign in Space” przedstawia również serię dyskusji opartych na Zoomie w nadchodzących tygodniach, koncentrując się na społecznych implikacjach wykrywania sygnału od cywilizacji pozaziemskiej. Sprawdź harmonogram wydarzeń na stronie internetowej Instytutu SETI, aby się zarejestrować i sprawdzaj aktualizacje.

De Paulis, artystka odpowiedzialna za “A Sign in Space“, jest byłym tancerzem współczesnym i licencjonowanym operatorem radiowym, który obecnie pełni funkcję artysty-rezydenta w Instytucie SETI i Green Bank Observatory. Od 2009 roku włącza technologie i filozofie radiowe do swoich projektów artystycznych i jest stałym gospodarzem Wow! Podcast Signal.

W całej historii ludzkość poszukiwała sensu w potężnych i transformujących zjawiskach. Otrzymanie wiadomości od cywilizacji pozaziemskiej byłoby głęboko transformującym doświadczeniem dla całej ludzkości.  “A Sign in Space” oferuje bezprecedensową okazję do namacalnego przećwiczenia i przygotowania się do tego scenariusza poprzez globalną współpracę, wspierając otwarte poszukiwanie znaczenia we wszystkich kulturach i dyscyplinach.powiedziała de Paulis w komunikacie prasowym.

Było już kilka nieplanowanych prób dotyczących kontaktu z obcymi, wywołanych fałszywymi alarmami napotkanymi podczas badań SETI. Doświadczenia te sugerują, że jakiekolwiek pozorne wykrycie sygnałów od cywilizacji pozaziemskiej nie byłoby długo utrzymywane w tajemnicy.

Bądźcie pewni, że pierwszą rzeczą, jaką ktokolwiek zrobiłby po wykryciu kuszącego sygnału, jest skontaktowanie się z ludźmi z innych obserwatoriów, aby poprosić o pomoc w potwierdzeniu odkrycia. Wiele osób by wiedziało. Tajemnica nie jest ani możliwością, ani polityką.powiedział astronom z Instytutu SETI, Seth Shostak.

A Sign in Space” może rzucić światło na to, co będzie dalej.

Ten eksperyment jest okazją dla świata, aby dowiedzieć się, w jaki sposób społeczność SETI, w całej swojej różnorodności, będzie współpracować w celu odbioru, przetwarzania, analizowania i rozumienia znaczenia potencjalnego sygnału pozaziemskiego. Bardziej niż astronomia, komunikacja z ET będzie wymagała szerokiej wiedzy. Dzięki “A Sign in Space” mamy nadzieję podjąć pierwsze kroki w kierunku zjednoczenia społeczności, aby sprostać temu wyzwaniu.powiedział Wael Farah, naukowiec projektu Allen Telescope Array.

Hubble poluje na czarną dziurę średniej wielkości w najbliższej gromadzie kulistej

Pułapki grawitacyjne w kosmosie, czarne dziury, występują w różnych rozmiarach. A dokładniej, różne masy, ponieważ wszystkie są nieskończenie małe. Pierwsza odkryta czarna w 1971 roku miała masę 21 razy większą od masy Słońca. Powstał w wyniku eksplozji i kolapsu gwiazdy. Przykłady zupełnie innej klasy czarnych dziur zostały zidentyfikowane w latach 1960-1970. Ważyły miliony do miliardów mas Słońca. Podobnie jak wszystkie supermasywne czarne dziury, znajdują się w centrach głównych galaktyk.

Tak więc czarne dziury mogą być super-duże lub super-małe. Brakującym ogniwem jest czarna o masie pośredniej, ważąca około 100 do 1 mas Słońca. Kilka z nich znaleziono w innych galaktykach. Być może są na drodze do przekształcenia się w supermasywne czarne.

Jądra gromad kulistych gwiazd są terenem łowieckim dla czarnych dziur o masie pośredniej. Są mniejsze od galaktyk i powinny mieć odpowiednio mniejsze czarne dziury. Ponad 150 z tych zbiorów setek tysięcy gwiazd w kształcie śnieżnej kuli krąży wokół naszej galaktyki Drogi Mlecznej, niczym sztuczne satelity wirujące wokół Ziemi. Poszukiwania otworów tylnych o masie pośredniej w tych gromadach były nieuchwytne. Podejrzewana centralna czarna dziura nie może być oczywiście bezpośrednio obserwowana. Astronomowie zbierają poszlaki, obserwując gwiazdy rojące się wokół czarnej dziury. Na podstawie ich prędkości niewidzialną masę centralną można obliczyć za pomocą prostych praw fizyki Newtona.

Śledzenie gwiazd to skrupulatna praca, która została wycięta dla ostrej rozdzielczości i długowieczności Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Astronomowie przeglądający ponad dekadę obserwacji za pomocą Hubble’a pobliskiej gromady kulistej Messier 4 obliczyli, że istnieje bardzo gęsty obiekt centralny o masie około 800 mas Słońca. Jest tak zwarta, że obserwacje wydają się wykluczać alternatywne teorie na temat tego, co dzieje się w sercu gromady.

Astronomowie korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a przedstawili to, co uważają za jedne z najlepszych dowodów na obecność rzadkiej klasy czarnych “średniej wielkości”, które mogą się w sercu najbliższej kulistej gromady gwiazd względem Ziemi, znajdującej się 6 lat świetlnych stąd.

Podobnie jak intensywne grawitacyjne w strukturze kosmicznej, praktycznie wszystkie czarne wydają się występować w dwóch rozmiarach: małym i ogromnym. Szacuje się, że nasza galaktyka jest zaśmiecona 100 milionami małych czarnych (kilka razy masywniejszych od masy Słońca) utworzonych z eksplodujących gwiazd. Cały wszechświat jest zalany supermasywnymi czarnymi, ważącymi miliony lub miliardy mas Słońca i znajdującymi się w centrach galaktyk.

Długo poszukiwanym brakującym ogniwem jest czarna o masie pośredniej, ważąca od 100 do 100 000 mas Słońca. Jak powstają, gdzie będą spędzać czas i dlaczego wydają się być tak rzadkie?

Astronomowie mają zidentyfikował inne możliwe czarne dziury o masie pośredniej poprzez różnorodne techniki obserwacyjne. Dwaj najlepsi kandydaci — 3XMM J215022.4−055108, którą Hubble pomógł odkryć w 2020 roku, oraz HLX-1, zidentyfikowana w 2009 roku, znajdują się w gęstych gromadach gwiazd na obrzeżach innych galaktyk. Każda z tych możliwych czarnych dziur ma masę dziesiątek tysięcy Słońc i mogła kiedyś znajdować się w centrach galaktyk karłowatych. Obserwatorium rentgenowskie Chandra pomogło również dokonać wielu możliwych pośrednich odkryć czarnych, w tym duża próba w 2018 roku.

Patrząc znacznie bliżej naszego domu, wykryto wiele podejrzanych czarnych dziur o masie średniej masy w gęstych gromadach kulistych gwiazd krążących wokół naszej Drogi Mlecznej. Na przykład w 2008 roku astronomowie z Hubble’a ogłosili podejrzenie obecności czarnej dziury o masie pośredniej w gromadzie kulistej Omega Centauri. Z wielu powodów, w tym potrzeby uzyskania większej ilości danych, te i inne odkrycia czarnych o masie pośredniej nadal pozostają niejednoznaczne i nie wykluczają alternatywnych teorii.

Unikalne możliwości Hubble’a zostały teraz wykorzystane do skupienia się na jądrze gromady kulistej Messier 4 (M4), aby polować na czarne z większą precyzją niż w poprzednich poszukiwaniach.

Nie można tego rodzaju nauki bez Hubble’a.mówi Eduardo Vitral z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland, główny autor papier do opublikowania w Miesięczne zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Zespół Vitral wykrył możliwą czarną dziurę o masie pośredniej o masie około 800 mas Słońca. Podejrzewanego obiektu nie można zobaczyć, ale jego masa jest obliczana poprzez badanie ruchu gwiazd złapanych w jego polu grawitacyjnym, takich jak pszczoły rojące się wokół ula. Pomiar ich ruchu wymaga czasu i dużej precyzji. To tutaj Hubble osiąga to, czego nie może dokonać żaden inny współczesny teleskop. Astronomowie przyjrzeli się 12-letnim obserwacjom M4 z Hubble’a i rozwiązali gwiazdy punktowe.

Jego zespół szacuje, że czarna w M4 może mieć masę nawet 800 razy większą od masy Słońca. Dane z Hubble’a wydają się wykluczać alternatywne teorie dla tego obiektu, takie jak zwarta gromada centralna nierozdzielonych gwiezdnych pozostałości, takich jak gwiazdy neutronowe, lub mniejsze czarne wirujące wokół siebie.

Mamy pewność, że mamy bardzo mały region z dużą ilością skoncentrowanej masy. Jest około trzy razy mniejsza niż najgęstsza ciemna masa, którą znaleźliśmy wcześniej w innych gromadach kulistych. Obszar jest bardziej zwarty niż to, co możemy odtworzyć za pomocą symulacji numerycznych, gdy weźmiemy pod uwagę zbiór czarnych, gwiazd neutronowych i białych karłów oddzielonych w centrum gromady. Nie są w stanie wytworzyć tak zwartej koncentracji masy.mówi Vitral.

Zgrupowanie zwartych ze sobą obiektów byłoby dynamicznie niestabilne. Jeśli obiekt nie jest pojedynczą czarną o masie pośredniej, wymagałoby to około 40 mniejszych czarnych stłoczonych w przestrzeni o średnicy zaledwie jednej dziesiątej roku świetlnego, aby wytworzyć obserwowane ruchy gwiazd. Konsekwencje są takie, że połączą się i / lub zostaną wyrzuceni w grze międzygwiezdnego pinballa.

Mierzymy ruchy gwiazd i ich pozycje oraz stosujemy modele fizyczne, które próbują odtworzyć te ruchy. Kończymy z pomiarem rozszerzenia ciemnej masy w centrum gromady. Im bliżej masy centralnej, tym bardziej losowo gwiazdy się poruszają. A im większa masa centralna, tym szybsze prędkości gwiazd.mówi Vitral.

Ponieważ czarne dziury o masie pośredniej w gromadach kulistych były tak nieuchwytne, Vitral ostrzega:

Chociaż nie możemy całkowicie potwierdzić, że jest to centralny punkt grawitacji, możemy pokazać, że jest bardzo mały. Jest zbyt mała, abyśmy mogli ją wyjaśnić inaczej niż to, że jest to pojedyncza czarna. Alternatywnie, może istnieć mechanizm gwiazdowy, o którym po prostu nie wiemy, przynajmniej w obecnej fizyce.
info: HubbleSite

Nie wszystkie supernowe typu Ia powstają jednakowo

Supernowe to eksplozje kończące życie gwiazd o określonych parametrach, są tak jasne i wysokoenergetyczne, że mogą przez pewien czas przyćmić całą galaktykę. Występują w dwóch szerokich typach: typu I i typu II. Supernowe typu II są tak zwanymi supernowymi z kolapsem jądra. Pojawiają się, gdy masywna umierająca gwiazda łączy coraz cięższe pierwiastki w swoim jądrze, aż wyczerpią się opcje energetyczne, a jej jądro zapada się pod własnym ciężarem, co powoduje eksplozję.

Pierwotne rozróżnienie między typami polegało na tym, że linie emisji wodoru można było zobaczyć w zdarzeniach typu II, ale nie typu I. Na tej podstawie sądzono, że typ I prawdopodobnie wiązał się z kataklizmiczną eksplozją białych karłów, ponieważ białe karły nie zawierają dużo wodoru. Z biegiem czasu astronomowie odkryli, że podgrupa supernowych typu I zawiera linie emisyjne zjonizowanego krzemu podczas ich maksymalnej jasności, a te stały się znane jako typ Ia.

Prawdopodobnie słyszałeś o supernowych typu Ia, ponieważ mają bardzo użyteczne właściwości. Wszystkie mają tendencję do wybuchania z mniej więcej taką samą maksymalną jasnością. Oznacza to, że obserwując jego maksymalną widoczną jasność, można określić, jak daleko się znajduje. W astronomii nazywamy je świecami standardowymi i odgrywają kluczową rolę w kosmologii. Odkrycie kosmicznej ekspansji i ciemnej energii wynika z obserwacji supernowych typu Ia.

Prawdopodobnie występują, gdy biały karzeł ma bliskiego gwiezdnego towarzysza. Gdy gwiazda towarzysząca starzeje się i zaczyna się rozszerzać, gaz z gwiazdy jest przechwytywany przez białego karła. Trwa to do momentu, gdy biały karzeł wychwytuje zbyt dużo materii, aby utrzymać swój ciężar, osiągając masę około 1,4 Słońca. W tym momencie biały karzeł zapada się, wywołując eksplozję. Ponieważ masa krytyczna, znana jako granica Chandrasekhara, jest zawsze taka sama, supernowe mają podobną jasność.

Ale ponieważ typ Ia zależy od akrecji materii na białego karła, nie wszystkie są takie same. Kilka typów Ia jest znacznie jaśniejszych niż zwykle, z silnymi liniami absorpcji żelaza, i istnieje wariant znany jako Typ Iax, w którym biały karzeł może nie zostać całkowicie zniszczony. Nadal nie jesteśmy do końca pewni, w jaki sposób te supernowe są wyzwalane, dlatego ostatnie badania są tak ważne.

Badanie zostało właśnie opublikowane w Nature i opisuje pierwszą obserwację radiową supernowej typu Ia. Typy supernowych są identyfikowane przez ich linie widmowe w zakresie optycznym i podczerwonym. Obserwacje radiowe supernowych typu II pomogły astronomom zrozumieć, w jaki sposób bardzo duże gwiazdy kończą swoje życie. Ale nie mieliśmy obserwacji radiowych eksplozji białych karłów, ponieważ nie są one jasne na falach radiowych.

Następnie w 2020 roku Zwicky Transient Facility Camera w Obserwatorium Palomar uchwyciła supernową o nazwie SN 2020eyj. Było to niezwykłe, ponieważ obserwacje widm pokazały, że supernowa była otoczona gazem bogatym w hel. Zjonizowany hel emituje światło radiowe, więc zespół obserwował supernową na falach radiowych i z pewnością obserwował to wydarzenie.

Jest to ważne, ponieważ daje astronomowi lepsze zrozumienie środowiska prowadzącego do wybuchu supernowej. W tym przypadku gwiazda towarzysząca prawdopodobnie straciła większość swojej masy przed eksplozją. Część jego materii została przechwycona przez białego karła, ale większość z nich rozszerzyła się wokół gwiazd, tworząc środowisko bogate w hel.

Dzięki przyszłym obserwacjom radiowym astronomowie mogliby zrozumieć, dlaczego supernowe typu Ia występują w kilku wariantach. Może to również pomóc w udoskonaleniu ich zastosowania jako świec standardowych.

Astronomowie chcą zbudować teleskop Arecibo nowej generacji

Teleskop Arecibo był niesamowitym narzędziem dla astronomów. Zbudowany na początku 1960 roku, był zdolny zarówno do odbierania, jak i przesyłania sygnałów radiowych. Wykonał mapowanie radarowe planetoid bliskich Ziemi, Wenus i Księżyca, odkrył wodę w polarnych regionach Merkurego, poszukiwał obcych cywilizacji, a nawet wysłał wiadomość radiową z Ziemi do gromady kulistej oddalonej o 25 000 lat świetlnych. Kiedy więc zawalił się w 2020 roku, wielu astronomów zastanawiało się, czy można go odbudować.

Nawet ignorując wyzwania związane z finansowaniem projektu odbudowy, prawdziwa przebudowa Teleskopu Arecibo jest mało prawdopodobna. W czasie jego budowy był to najbardziej czuły radioteleskop w historii, ale w ciągu ostatnich sześćdziesięciu lat technologia radiowa znacznie się rozwinęła. Nawet podczas swojej eksploatacji Arecibo miało pewne ograniczenia. Na przykład nie był naprawdę sterowalny, co oznacza, że jego zasięg nieba był ograniczony. Jako teleskop jednoczaszowy nie był tak elastyczny jak nowoczesne teleskopy z siecią. Ale Arecibo był również bardzo dobry w astronomii radarowej, której inne teleskopy nie są, więc wypełnił niszę obserwacyjną.

Istnieje kilka propozycji zastąpienia teleskopu Arecibo nowoczesnym obserwatorium. Jedna z ostatnich propozycji wprowadziła projekt, który pod wieloma względami jest planem kompromisowym. Stara się zachować wiele zalet dużej, pojedynczej czaszy, wprowadzając jednocześnie bardziej elastyczną konstrukcję podobną do teleskopu macierzowego. Nazywają go Next Generation Arecibo Telescope.

Jedną z pierwszych rzeczy, które robi ten projekt, jest pozbycie się pojedynczego naczynia. Chociaż istnieją nowoczesne teleskopy jednoczaszowe, takie jak Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST), są one znacznie większe niż oryginalny 300-metrowy projekt Arecibo. Nie jest możliwe zbudowanie jeszcze większego pojedynczego naczynia w lokalizacji Arecibo. Zespół proponuje więc zestaw 102 13-metrowych naczyń. Dla porównania, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ma 54 12-metrowe anteny i tuzin 7-metrowych anten. Zamiast budować je jako ruchome naczynia, takie jak ALMA, zespół proponuje ułożenie ich w stałą okrągłą tablicę o średnicy 130 metrów. Byłoby to mniej niż połowa średnicy oryginalnego teleskopu Arecibo, ale z ponad setką odbiorników byłoby znacznie bardziej czułe.

Umieszczając naczynia w takiej konfiguracji, nowy projekt mógłby funkcjonować jako pojedyncze naczynie. Większość teleskopów macierzowych zbiera dane jako pojedyncze czaszenie, a następnie integruje dane w procesie zwanym korelacją. Pozwala to na działanie tablicy jako pojedynczej wirtualnej anteny, ale odbywa się to kosztem czułości. Innym sposobem łączenia danych jest tablica fazowana, która integruje dane tak, jakby wszystkie naczynia znajdowały się w tym samym punkcie. Metoda tablicy fazowanej traci rozdzielczość, ale zyskuje znaczną czułość. Jako część Teleskopu Horyzontu Zdarzeń, który dokonał pierwszych bezpośrednich obserwacji czarnych, ALMA została skonfigurowana jako sieć fazowana, aby zwiększyć ogólną czułość EHT. Dzięki szykowi fazowanemu, projekt ten działałby jako bardzo czuła pojedyncza czasza, co było jedną z głównych zalet oryginalnego teleskopu Arecibo.

Konstrukcja tablicy pozwoliłaby również na sterowanie Arecibo. I byłby znacznie lżejszy i łatwiejszy w utrzymaniu niż oryginalny projekt. Szacuje się, że jego całkowita waga wynosi około połowy wagi teleskopu Green Bank, który ma tylko 100 metrów średnicy.

To ciekawy projekt, ale na tym etapie zaproponowano kilka interesujących projektów. Proces od wstępnego pomysłu do zatwierdzonego projektu do budowy jest długi i żmudny, nie mówiąc już o wyzwaniu finansowania. Mogą minąć dziesięciolecia, zanim nowy teleskop zostanie zbudowany w Obserwatorium Arecibo. Ale projekty takie jak ten pokazują, jak astronomowie wykorzystują zarówno stare, jak i nowe i znajdują niesamowite sposoby na zbadanie wszechświata bardziej niż kiedykolwiek wcześniej.