Pierwszy błysk zupełnie nowej “Baby Star”

Wczesny wszechświat był zupełnie innym miejscem niż nasz obecny, a astronomowie nie do końca rozumieją, jak młode gwiazdy dorastały w tym środowisku. I chociaż instrumenty, takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, przebiją się z powrotem do najwcześniejszych epok formowania się gwiazd, nie zawsze musimy tak ciężko pracować – mogą być wskazówki bliżej domu.

Tworzenie gwiazd to złożony proces. Aby stworzyć małą gwiazdę, musisz zacząć od dużej, amorficznej chmury gazu i pyłu, podobnej do kropli i skompresować ją do gęstości potrzebnej do wywołania fuzji jądrowej. Aby ten proces zadziałał, musisz również usunąć dużo ciepła. Dzieje się tak dlatego, że gdy chmura gazu kompresuje się, nagrzewa się, a gorąca chmura gazu może po prostu pozostawać w równowadze na zawsze. Tak więc, gdy chmura gazu kompresuje się, musisz również usunąć ciepło z systemu, aby mógł się jeszcze bardziej skompresować.

Współczesne chmury gazu robią to, emitując promieniowanie podczas kompresji, a pierwiastki cięższe od helu (w świecie astronomii są powszechnie nazywane metalami ) wykonują fantastyczną robotę, usuwając ciepło z zapadających się chmur gazowych. Ale we wczesnym wszechświecie te obłoki gazu były znacznie bardziej pierwotne, nie zawierały w sobie metali. Astronomowie nie rozumieją jeszcze, jak gwiazdy dorastały w tak ubogim w metale środowisku.

Jednym ze sposobów rozwiązania tego problemu jest wykorzystanie ogromnych obserwatoriów, takich jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Innym sposobem, prowadzonym przez profesora Toshikazu Onishi z Osaka Metropolitan University i profesora projektu Kazuki Tokuda z Kyushu University, jest rozglądanie się w pobliżu. Jak Mały Obłok Magellana. Mały Obłok Magellana nie jest tak nieskazitelny jak wczesny Wszechświat, ale zawiera znacznie mniej metali niż przeciętnie w galaktyce Drogi Mlecznej. A jako dodatkowy bonus jest dla nas znacznie bardziej dostępny niż wczesny wszechświat.

Międzynarodowy zespół astronomów niedawno wykorzystał ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, i uchwycił młode gwiazdy w procesie formowania . Zaobserwowali niezwykle szybkie wypływy z nowonarodzonej gwiazdy. Te wypływy są napędzane przez niewiarygodnie silne pola elektryczne i magnetyczne w chmurze gazu podczas kompresji.

Astronomowie uważają, że tego rodzaju wypływy tłumią ruch obrotowy gazu wokół nowo formującej się gwiazdy. To spowolnienie zwiększa tempo wzrostu, potencjalnie prowadząc do większych gwiazd. Dalsze badania ujawnią, czy jest to powszechna metoda budowania gwiazd we wczesnym wszechświecie, potencjalnie prowadząca do gwiazd znacznie większych niż współczesna średnia.

Czy astronomowie mogą przewidzieć, które gwiazdy eksplodują jako supernowe?

W niedawnym badaniu przesłanym do High Energy Astrophysical Phenomena, zespół naukowców z Japonii omawia strategie obserwacji i prawdopodobnie przewidywania sygnatur prekursorów eksplozji lokalnych supernowych typu II i galaktycznych (SNe). Badanie to może pomóc nam lepiej zrozumieć, jak i kiedy supernowe mogą wystąpić w całym wszechświecie, przy czym supernowe są mnogą formą supernowych (SN). Ale jak ważne jest wykrycie supernowych, zanim się pojawią?

Z mojej perspektywy jest to ważne w dwóch aspektach. Po pierwsze, chociaż wiemy, że supernowe (SNe) to eksplozje sygnalizujące śmierć masywnych gwiazd, to, co dzieje się pod koniec ich życia, wciąż pozostaje tajemnicą. W rzeczywistości prekursorów SN, sugerowanych w ostatnich pracach obserwacyjnych, nie przewiduje się na podstawie standardowej teorii ewolucji gwiazd. Nasz artykuł twierdzi, że możemy dogłębnie zbadać tego prekursora dzięki przyszłym obserwacjom, które mogą pomóc pogłębić nasze zrozumienie ewolucji gwiazd i udoskonalić istniejącą teorię. Po drugie, znalezienie prekursora SN pozwoliłoby na bardzo wczesne zaalarmowanie o zbliżającym się SN i pomoże wydłużyć dostępne ramy czasowe w celu koordynowania wielu komunikatorów (światło, neutrina itp).powiedział dr Daichi Tsuna, który jest astrofizykiem w Centrum Badawczym Wczesnego Wszechświata na Uniwersytecie w Tokio i głównym autorem badania.

Do badań naukowcy wykorzystali kod open-source CHIPS (Complete History of Interaction-Powered Supernovae), aby stworzyć teoretyczny model takiego wyładowania z masowej erupcji czerwonego nadolbrzyma. Jest to intrygujące, ponieważ gwiazda Betelguese, którą w 2019 zaobserwowano, że przyciemniała jasność , wywołując dyskusje na temat możliwej przemiany w supernową, jest również czerwonym nadolbrzymem. Jak się okazuje, Betelguese zbliża się do końca swojego życia, ale badania z 2021 r. wykazały, że nie ma eksplodować przez kolejne 100 000 lat. Ale jakie konsekwencje mogą mieć te badania dla Betelguese?

Betelgeuse to czerwony nadolbrzym, dokładnie taki sam rodzaj gwiazdy, jaki badaliśmy w tym artykule. Tak więc, jeśli Betelgeuse miałaby eksplodować bardzo szybko, może wykazywać ten rodzaj emisji prekursora tuż przed SN. Ponieważ Betelgeuse jest bardzo blisko nas, detektory neutrin mogą znaleźć neutrina emitowane już na kilka dni przed SN. Możemy robić astronomię z wieloma posłańcami jeszcze przed wybuchem SN!wyjaśnia dr Tsuna.

Wyniki badania wskazują, że krzywe światła erupcji są napędzane krótkim impulsem fali uderzeniowej trwającym tylko kilka dni, po czym następuje znacznie dłuższe wyładowanie chłodzące trwające setki dni. W przypadku erupcji o niższej energii, po tym okresie następuje okres słabego szczytu, napędzany przez tak zwaną obwiednię związaną, cofającą się. Badanie kończy się stwierdzeniem, że takie masowe erupcje, mogą służyć jako wczesne ostrzeżenie przed niedalekim SN w niedalekiej przyszłości, co będzie ważne dla wielokomunikacyjnych badań nad zapadnięciem się rdzenia SNe.

Jedną rzeczą, którą chciałbym podkreślić, jest to, że mamy przed sobą świetlaną przyszłość, aby wykryć tego rodzaju raczej niewyraźne prekursory. Na przykład za kilka lat Obserwatorium Rubina przeprowadzi szerokokątne obserwacje badawcze z czułością znacznie głębszą niż obecne badania. Byłby wystarczająco czuły, aby faktycznie wykryć tego rodzaju emisje i może być sondą niezwykłych końcowych etapów życia masywnej gwiazdy.powiedział dr Tsuna.

Masywne gwiazdy nie zawsze rosną na własnych planetach. Czasami je kradną

Niedawno astronomowie odkryli planety wielkości Jowisza krążące w niezwykle dużych odległościach od gigantycznych gwiazd. Jak te gwiazdy mogą skończyć z tak dużymi planetami na tak ekstremalnych orbitach? Zespół naukowców zaproponował, że odpowiedzią jest to, że gwiazdy kradną te planety swoim sąsiadom. Gigantyczne gwiazdy mają wiele problemów z formowaniem bardzo masywnych planet. Mimo że w ich dyskach protoplanetarnych jest dużo materii, która chętnie gromadzi się, tworząc ciężkie planety, same gwiazdy nie są zbyt dobre w pielęgnowaniu tych nowo narodzonych planet. Gwiazdy emitują tak intensywne ilości promieniowania UV, że mogą “wygotować” cały wodór i hel w swoich układach, uniemożliwiając planetom osiągnięcie rozmiarów Jowisza lub większych.

A jednak pomimo tego bardzo jasnego toku myślenia, astronomowie współpracujący z BEAST (B-star Exoplanet Abundance STudy) na Uniwersytecie w Sheffield zidentyfikowali dokładnie ten scenariusz: planety wielkości Jowisza krążące wokół gigantycznych gwiazd. Co bardziej intrygujące, planety te krążą setki razy dalej od swoich gwiazd niż Ziemia od Słońca. Jak wyjaśnił dr Richard Parker, wykładowca astrofizyki na Wydziale Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Sheffield:

Współpraca BEAST odkryła co najmniej dwie superjowińskie planety krążące wokół masywnych gwiazd. Podczas gdy planety mogą tworzyć się wokół masywnych gwiazd, trudno wyobrazić sobie gazowe olbrzymy, takie jak Jowisz i Saturn, które mogą powstawać w tak nieprzyjaznym środowisku, gdzie promieniowanie z gwiazd może odparować planety, zanim uformują się w pełni.

Jednym ze sposobów wyjaśnienia tej rozbieżności jest to, że te planety nie uformowały się z gwiazdami, wokół których obecnie krążą, jak niedawno odkryli naukowcy z Uniwersytetu w Sheffield. Dr Emma Daffern-Powell, współautorka badania z Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu w Sheffield, wyjaśniła:

Nasze wcześniejsze badania wykazały, że w gwiezdnych żłobkach gwiazdy mogą kraść planety z innych gwiazd lub przechwytywać to, co nazywamy „wolnym”. pływające planety. Wiemy, że masywne gwiazdy mają większy wpływ na te żłobki niż gwiazdy podobne do Słońca i odkryliśmy, że te masywne gwiazdy mogą przechwytywać lub kraść planety – które nazywamy „BEASTIES.

Gwiazdy mają tendencję do formowania się w gromady, wszystkie dzielą ten sam macierzysty obłok gazu, który dzieli się na dziesiątki, a nawet setki gwiazd jednocześnie . Dzięki swojej większej grawitacji masywne gwiazdy doskonale potrafią odrywać planety od sąsiednich systemów i wciągać je na własne orbity.

W gruncie rzeczy jest to napad planetarny. Wykorzystaliśmy symulacje komputerowe, aby pokazać, że kradzież lub schwytanie tych BEASTIES zdarza się średnio raz w ciągu pierwszych 10 milionów lat ewolucji regionu gwiazdotwórczego.powiedział Daffern-Powell.

Naukowcy zbadali rozległe symulacje i odkryli, że był to rzeczywiście prawdopodobny scenariusz. Nadal nie wiemy, jak powszechna jest kradzież planetarna w całej galaktyce, ani czy ogranicza się to tylko do tego szczególnego przypadku. Zdecydowanie potrzebna jest dalsza praca detektywistyczna.

Zaledwie 2000 lat temu Betelgeza była żółtą, a nie czerwoną gwiazdą

W porównaniu z długością życia gwiazd życie ludzkie jest dość krótkie. Gwiazdy takie jak Betelgeuse (w Orionie) żyją miliony lat. Inne istnieją od miliardów lat. My (jeśli mamy szczęście) dostajemy może 100 lat (mniej więcej). Tak więc, dla nas, gwiazdy nie zmieniają się zbytnio w ciągu naszego życia, chyba że wybuchną jako supernowe. Okazuje się, że Betelgeuse doświadczyła w tym czasie oczywistych zmian – i to bardzo wyraźnych. I te zmiany są w zapisie historycznym. W rzeczywistości Betelgeuse była śledzona od tysięcy lat. W roku 1800 p.n.e. astronom z Chin Sima Qian zauważył, że Betelgeuse ma bogaty, żółtawy kolor. To wcale nie przypomina tego, jak to wygląda w dzisiejszych czasach. Na naszym nocnym niebie jest bardziej czerwonawo-pomarańczowa.

Qian nie był jedynym obserwatorem nieba, który zarejestrował kolor tej gwiazdy. Opierając się na zapisach historycznych, sto lat po Qian, rzymski obserwator Hyginus opisał go jako żółto-pomarańczowy, jak Saturn. Jednak prawie dwa tysiące lat później, około 2 rne, astronom Klaudiusz Ptolemeusz zauważył, że była to „jasna, czerwonawa gwiazda”. To duża zmiana w ciągu kilku tysięcy lat. I to trwało. W XVI wieku astronom Tycho Brahe zauważył, że gwiazda była bardziej czerwona niż Aldebaran (w Byku). Wielu obserwatorów porównywało go również do czerwieni Antaresa (innego nadolbrzyma).

Zmiana kolorów wskazuje na zmianę wewnętrzną

Według astronoma Ralpha Neuhäusera z Uniwersytetu w Jenie w Niemczech, gwałtowna zmiana koloru dotyczy tak naprawdę ewolucji.

Sam fakt, że zmieniła kolor w ciągu dwóch tysiącleci z żółto-pomarańczowego na czerwony mówi nam, wraz z obliczeniami teoretycznymi, że ma 14 razy masę naszego Słońca – a masa jest głównym parametrem określającym ewolucję gwiazd, Betelgeuse ma teraz 14 milionów lat i znajduje się w późnej fazie ewolucji. Za około 1,5 miliona lat w końcu wybuchnie jako supernowa.powiedział Neuhäusera.

Neuhäuser wraz z kolegami zbadał zapisy historyczne dotyczące obserwacji wielu gwiazd. Swoje wnioski przedstawili w artykule opublikowanym w MNRAS. Dla Betelgeuse napisali:

Zmiana koloru Betelgeuse jest nowym, ścisłym ograniczeniem dla jednogwiazdkowych teoretycznych modeli ewolucyjnych (lub modeli łączenia). Najprawdopodobniej znajduje się mniej niż tysiąc lat za dnem gałęzi czerwonego olbrzyma, przed którym spodziewana jest szybka ewolucja koloru. Ścieżki ewolucyjne z MIST zgodne zarówno z ewolucją koloru, jak i lokalizacją na CMD sugerują masę ~14 Ms przy ~14 Myr.

Kolor: wskazówka dotycząca starzenia się Betelgeuse

A więc, co dzieje się z tą masywną starą gwiazdą, która powoduje, że zmienia ona kolor tak szybko, że ludzie mogą naocznie śledzić jej zmiany w czasie? Jako gwiazda taka jak Betelgeuse starzeje się, zmienia się jej jasność, rozmiar i kolor. Te właściwości dostarczają astronomom wskazówek co do wieku i masy gwiazd. Zasadniczo, gdy w jądrze Betelgeuse zabrakło wodoru, ewoluowała z żółto-białej gwiazdy w czerwonego nadolbrzyma. W kategoriach astrofizycznych przekroczył lukę Hertzsprunga, co oznacza, że ​​zatrzymał spalanie wodoru w jądrze. W miarę starzenia się Betelgeuse doświadczyła utraty masy i zaczęła się ochładzać. Zmiana koloru zajęła mu tylko kilka tysięcy lat. Oznacza to, że ta ewolucja była dość szybka. Zwykle ewoluują od niebiesko-białych karłów do czerwonych nadolbrzymów w ciągu kilku tysiącleci. Betelgeuse zrobiła to na dwie części, co wskazuje na jej masę, i na tej podstawie naukowcy z Jeny mogli ustalić jej wiek. Okazuje się więc, że zmiana koloru obserwowana na przestrzeni wieków między obserwacjami Sima Qian a Ptolemeuszem (z białego na czerwony) jest cechą charakterystyczną tej ewolucji.

Historia pomaga zbadać lukę Hertzsprunga

Pomysł wykorzystania ewolucji kolorów do zbadania luki Hertzsprunga (koniec spalania wodoru w Betelgeuse i innych podobnych gwiazdach) jest nowatorskim sposobem śledzenia ich ewolucji fizycznej. Ogólnie rzecz biorąc, takie zmiany koloru powinny być zbyt wolne w porównaniu z życiem ludzkim. Naukowcy muszą również wziąć pod uwagę różne postrzeganie kolorów przez obserwatorów oraz inne kwestie, które pojawiają się podczas korzystania z danych historycznych. Jednak wyraźnie zapisy dotyczące Betelgeuse przyciągają uwagę. Szybkość zmian jest wskazówką do pewnego procesu w Betelgeuse, który pomógł jej szybko „przeskoczyć lukę”. Czy zdarza się to innym gwiazdom? Naukowcy zbadali również inne gwiazdy, aby zobaczyć, jak zmieniały się ich kolory w czasie. W szczególności porównali Antaresa, który pozostał czerwony od starożytności do czasów współczesnych.

Obserwowane właściwości (jasność, kolor, temperatura, skład chemiczny itp.) Betelgeuse i innych gwiazd, których kolory zostały odnotowane na przestrzeni dziejów, mogą dostarczyć dalszych informacji na temat fizyki w czasie ewolucji tych gwiazd. Oczywiście astronomowie będą musieli dokładnie skalibrować obserwacje historyczne na podstawie dzisiejszych danych. Ale ta informacja powinna pomóc w zlokalizowaniu mas gwiazd z jeszcze większą precyzją. Jak stwierdzają autorzy we wnioskach w swoim artykule:

Może to zapewnić dalszy wgląd w fizykę wnętrz gwiazd i późną ewolucję nadolbrzymów (oraz czas, jaki pozostał do przejścia na supernową). Historyczna ewolucja kolorów jest nowym, ścisłym ograniczeniem zarówno dla jednogwiazdkowych modeli ewolucyjnych, jak i modeli fuzji Betelgeuse.

Kosmiczny Teleskop Hubble’a obserwuje spiralę formowania się gwiazd w sąsiedniej galaktyce

Strumień gwiazd i gazu dociera do serca gwiezdnego żłobka w Małym Obłoku Magellana, napędzając intensywne formowanie się gwiazd. Czcigodny teleskop kosmiczny NASA dostrzegł gwiazdy i gaz wędrujące spiralnie w kierunku serca masywnego, ciekawie ukształtowanego gwiezdnego żłobka w pobliskim Małym Obłoku Magellana. Astronomowie sądzą, że zewnętrzne ramię tej spirali gwiazd i gazu może zapewniać przepływ gazu przypominający rzekę, który napędza formowanie się gwiazd w gwiezdnym żłobku, zwanym NGC 346, widocznym na nowo opublikowanym zdjęciu uchwyconym przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Odkrycie może dostarczyć ważnych wskazówek na temat tego, jak narodziły się gwiazdy, gdy galaktyka licząca 13,8 miliarda lat miała zaledwie kilka miliardów lat i przechodziła gwiezdny „bum demograficzny” intensywnego formowania się gwiazd.

Gwiazdy są maszynami, które rzeźbią wszechświat. Nie mielibyśmy życia bez gwiazd, a mimo to nie do końca rozumiemy, jak powstają.Elena Sabbi, kierownik badań i astronom z Space Telescope Science Institute w Baltimore, który zarządza Hubble, powiedział w oświadczeniu.

Mamy kilka modeli, które tworzą przewidywania, a niektóre z tych przewidywań są sprzeczne. Chcemy ustalić, co reguluje proces powstawania gwiazd, ponieważ są to prawa, których potrzebujemy również, aby zrozumieć, co widzimy we wczesnym wszechświecie.dodała.

NGC 346 ma zaledwie 150 lat świetlnych średnicy i zawiera materię gwiezdną o masie odpowiadającej 50 000 słońc. Region ten zadziwia astronomów intensywnym tempem powstawania gwiazd. Mały Obłok Magellana , w którym mieści się NGC 346, znajduje się zaledwie 200 000 lat świetlnych od Ziemi, co oznacza, że ​​astronomowie widzą młodsze światło niż z bardziej odległych galaktyk, które mogą ujawnić wczesny wszechświat . Jednak galaktyka karłowata jest analogiczna do wczesnych galaktyk pod innymi względami.

Mały Obłok Magellana ma prostszy skład chemiczny niż Droga Mleczna , podobnie jak wczesne galaktyki, które nie zostały jeszcze wzbogacone cięższymi pierwiastkami przez kolejne generacje gwiazd przechodzących w supernową, eksplodujących i zasiewających przestrzeń pierwiastkami, które wykuły w swoim życiu. Z powodu tej chemicznej prostoty gwiazdy w Małym Obłoku Magellana są gorętsze i szybciej spalają paliwo niż gwiazdy w Drodze Mlecznej, co oznacza, że ​​starzeją się szybciej niż gwiazdy naszej galaktyki.

Jednak pomimo tych różnic naukowcy odkryli, że formowanie się gwiazd w Małym Obłoku Magellana przebiega podobnie jak w Drodze Mlecznej.

Oglądanie gwiezdnej spirali

Aby zbadać powstawanie gwiazd w Małym Obłoku Magellana, astronomowie zwrócili się do Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) w północnym Chile, aby zbadać ruch gwiazd na dwa różne sposoby.

Sabbi i jej zespół wykorzystali Hubble’a do pomiaru zmian pozycji gwiazd w galaktyce na przestrzeni 11 lat. Gwiazdy poruszają się z prędkością około 2 000 mil na godzinę (3200 km/h), co oznacza, że ​​w ciągu 11 lat przemieszczają się o około 200 milionów mil (320 milionów kilometrów), czyli nieco ponad dwukrotnie większą odległość między Ziemią a Słońcem.

Ale to wciąż niewielka odległość, gdy patrzy się na nią z naszego grzędy 150 lat świetlnych od nas, co oznacza, że ​​do zauważenia i rozróżnienia niewielkich zmian pozycji tych gwiazd potrzebna była moc Hubble’a. W międzyczasie druga załoga astronomów kierowana przez badacza z Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) Petera Zeidlera użyła instrumentu Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) VLT do pomiaru prędkości radialnych gwiazd, jak szybko gwiazda porusza się w kierunku lub od obserwatora . Obie metody obserwacji ujawniły spiralę gwiazd wchodzących do serca NGC 346, niosąc ze sobą gaz do formowania się gwiazd.

To, co było naprawdę niesamowite, to to, że zastosowaliśmy dwie zupełnie różne metody z różnymi urządzeniami i w zasadzie niezależnie doszliśmy do tego samego wniosku. Dzięki Hubble’owi możesz zobaczyć gwiazdy, ale dzięki MUSE możemy również zobaczyć ruch gazu w trzecim wymiarze, co potwierdza teorię, że wszystko porusza się spiralnie do wewnątrz.powiedział Zeidler w tym samym oświadczeniu.

Zeidler wyjaśnił również znaczenie formowania się spirali dla narodzin gwiazd.

Spirala to naprawdę dobry, naturalny sposób na zasilenie formowania się gwiazd z zewnątrz w kierunku środka gromady. To najskuteczniejszy sposób, w jaki gwiazdy i gaz napędzający powstawanie gwiazd mogą przemieszczać się w kierunku centrum.wyjaśnił.
info: space.com

Pierwszy pełny widok 3D binarnego układu gwiazda-planeta z VLBA

Dzięki precyzyjnemu śledzeniu małego, prawie niezauważalnego kołysania się w ruchu pobliskiej gwiazdy w przestrzeni kosmicznej, astronomowie odkryli planetę podobną do Jowisza krążącą wokół gwiazdy, która jest jedną z par podwójnych. Ich praca, wykorzystująca układ VLBA (Very Long Baseline Array) Narodowej Fundacji Nauki, dała pierwsze w historii określenie kompletnej, trójwymiarowej struktury orbit podwójnej pary gwiazd i planety krążącej wokół jednej z nich. To osiągnięcie, jak powiedzieli astronomowie, może dostarczyć cennych nowych informacji na temat procesu formowania się planet.

Chociaż do tej pory odkryto ponad 5000 planet pozasłonecznych , przy użyciu techniki zwanej astrometrią, która doprowadziła do tego odkrycia, odkryto tylko trzy. Jednak wyczynu określenia architektury 3D układu podwójnego gwiazd, który zawiera planetę,

nie można osiągnąć innymi metodami odkrywania egzoplanet.powiedział Salvador Curiel z Narodowego Uniwersytetu Autonomicznego w Meksyku (UNAM).

Ponieważ większość gwiazd jest w układach podwójnych lub wielokrotnych, możliwość zrozumienia układów takich jak ten pomoże nam ogólnie zrozumieć powstawanie planet.powiedział Curiel.

Te dwie gwiazdy, które razem nazywają się GJ 896AB, znajdują się około 20 lat świetlnych od Ziemi – są bliskimi sąsiadami według standardów astronomicznych. Są to czerwone karły, najpowszechniejszy typ w naszej galaktyce Drogi Mlecznej. Większa, wokół której krąży planeta, ma około 44 procent masy naszego Słońca, podczas gdy mniejsza ma około 17 procent masy Słońca. Są oddzielone mniej więcej odległością Neptuna od Słońca i okrążają się nawzajem raz na 229 lat.

W celu zbadania GJ 896AB astronomowie połączyli dane z obserwacji optycznych systemu przeprowadzonych w latach 1941-2017 z danymi z obserwacji VLBA w latach 2006-2011. Następnie wykonali nowe obserwacje VLBA w 2020 roku. —zdolność do dostrzegania drobnych szczegółów — dała niezwykle precyzyjne pomiary pozycji gwiazd w czasie. Astronomowie przeprowadzili obszerną analizę danych, które ujawniły ruchy orbitalne gwiazd, a także ich wspólny ruch w przestrzeni.

Szczegółowe prześledzenie ruchu większej gwiazdy wykazało niewielkie chybotanie, które ujawniło istnienie planety. Kołysanie spowodowane jest oddziaływaniem grawitacyjnym planety na gwiazdę. Gwiazda i planeta krążą między nimi w miejscu, które reprezentuje ich wspólny środek masy. Kiedy to miejsce, zwane centrum barycznym, jest wystarczająco daleko od gwiazdy, ruch gwiazdy wokół niej może być wykrywany.

Astronomowie obliczyli, że planeta ma masę około dwa razy większą od Jowisza i okrąża gwiazdę co 284 dni. Jej odległość od gwiazdy jest nieco mniejsza niż odległość Wenus od Słońca. Orbita planety jest nachylona około 148 stopni od orbit dwóch gwiazd.

Oznacza to, że planeta porusza się wokół głównej gwiazdy w przeciwnym kierunku niż gwiazda drugorzędna wokół głównej gwiazdy. Po raz pierwszy zaobserwowano tak dynamiczną strukturę na planecie związanej z zwartym układem podwójnym, który prawdopodobnie powstał w tym samym dysku protoplanetarnym.powiedziała Gisela Ortiz-León z UNAM i Instytutu Radioastronomii im. Maxa Plancka.

Dodatkowe szczegółowe badania tego i podobnych systemów mogą pomóc nam uzyskać ważny wgląd w to, jak planety powstają w układach podwójnych. Istnieją alternatywne teorie dotyczące mechanizmu formowania, a więcej danych może prawdopodobnie wskazać, który jest najbardziej prawdopodobny. W szczególności obecne modele wskazują, że tak duża planeta jest bardzo mało prawdopodobna jako towarzysz tak małej gwiazdy, więc być może te modele wymagają dostosowania.powiedział Joel Sanchez-Bermudez, UNAM.

Astrometryczni stwierdzili, że technika astrometryczna będzie cennym narzędziem do charakteryzowania większej liczby układów planetarnych.

Możemy wykonać znacznie więcej takich prac z planowanym VLA nowej generacji (ngVLA). Dzięki niemu możemy znaleźć planety tak małe jak Ziemia.powiedziała Amy Mioduszewski z National Radio Astronomy Observatory.

James Webb właśnie uchwycił niezwykłe zjawisko w kosmosie

Wszechświat jest naprawdę pełen cudów, a Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba właśnie dał nam najlepsze widoki jednego z nich. Obiekt, o którym mowa, to gwiazda odległa o około 5600 lat świetlnych, a podczerwone oko Webba wykryło niezwykły szczegół: jest otoczony przez coś, co wydaje się być koncentrycznymi pierścieniami promieniującego światła na zewnątrz. Podczas gdy charakterystyczne kolce dyfrakcyjne Webba nie są „prawdziwe”, te koncentryczne pierścienie są – i istnieje dla nich wspaniałe i fascynujące wytłumaczenie.

Gwiazda jest w rzeczywistości podwójną parą rzadkich gwiazd w konstelacji Łabędzia, a ich interakcje powodują precyzyjne, okresowe erupcje pyłu, które z czasem rozszerzają się w powłokach w przestrzeń wokół pary. Te skorupy pyłu świecą w podczerwieni, co pozwoliło instrumentowi tak czułemu, jak MIRI Webba, rozdzielić je z niezwykłą szczegółowością. Gwiazda jest tak zwana kolidującym wiatrem podwójnym, składającym się z niezwykle rzadkiej gwiazdy Wolfa-Rayeta, zwanej WR 140, oraz gorącego, masywnego towarzysza gwiazdy typu O – kolejnego rzadkiego obiektu. Gwiazdy Wolfa-Rayeta są bardzo gorące, bardzo jasne i bardzo stare; pod koniec ich cyklu życia głównego. Są one znacznie uszczuplone w wodór, bogate w azot lub węgiel i tracą masę w bardzo szybkim tempie.

Gwiazdy typu O należą do najmasywniejszych znanych gwiazd, również bardzo gorących i jasnych; ponieważ są tak masywne, ich żywotność jest niewiarygodnie krótka. Obie gwiazdy w układzie WR 140 mają szybkie wiatry gwiazdowe, wiejące w kosmos z prędkością około 3000 kilometrów na sekundę. Oba więc tracą masę w dość wściekłym tempie. Jak na razie normalne dla obu gwiazd. To, co robi się interesujące, to ich orbita, która jest eliptyczna. Oznacza to, że gwiazdy nie opisują ładnych, zgrabnych okręgów wokół siebie, ale owale, z punktem, w którym są najdalej od siebie (apastron) i punktem, w którym są najbliżej siebie (periastron).

Kiedy dwie gwiazdy wchodzą w periastron – odległość o około jedną trzecią większą niż odległość między Ziemią a Słońcem – zbliżają się na tyle blisko, że zderzają się ich silne wiatry. Powoduje to wstrząsy w materii wokół gwiazd, przyspieszając cząstki i generując promieniowanie energetyczne, takie jak promieniowanie rentgenowskie. Te zderzające się wiatry wywołują również epizody tworzenia się pyłu, gdy materiał zderzającego się wiatru gwiazdowego ochładza się.

Pył jest formą węgla, który pochłania światło ultrafioletowe z dwóch gwiazd. Ogrzewa to pył, powodując, że ponownie emituje promieniowanie cieplne – co Webb obserwuje w zakresie fal podczerwonych. Pył jest następnie wydmuchiwany na zewnątrz przez wiatr gwiazdowy, co powoduje ekspansję częściowych skorup pyłowych. Rozszerzają się i ochładzają, gdy są wydmuchiwane na zewnątrz, tracąc ciepło i gęstość. To, co obserwujemy na obrazie Webba, przypomina trochę serię bąbelków; krawędź każdej skorupy pyłu jest bardziej widoczna, ponieważ patrzysz na gęstsze skupienie materiału z powodu perspektywy.

Ponieważ orbita gwiazdy podwójnej ma okres 7,94 roku, zderzenia wiatru i produkcja pyłu zachodzą jak w zegarku co 7,94 roku. Oznacza to, że można policzyć pierścienie mgławicy wokół układu podwójnego, podobnie jak pierścienie drzew, aby określić wiek najbardziej zewnętrznej widocznej powłoki pyłowej. Widocznych jest około 20 pierścieni, co oznacza, że ​​na obrazie Webba można zobaczyć skorupy pyłowe sprzed około 160 lat. Ostatni periastron WR 140 został zaobserwowany w 2016 roku.

Obserwacja WR 140 wykonana przez Webba została zamówiona przez zespół kierowany przez astrofizyka Ryana Lau z Instytutu Badań Kosmicznych i Astronautycznych Japan Aerospace Exploration Agency. Przygotowują artykuł na temat obserwacji, więc możliwe, że jesteśmy o krok od dowiedzenia się czegoś nowego o tej fascynującej, szalonej gwieździe.

Nie tylko łowca planet. TESS znalazł ponad 25 000 rozbłyskujących gwiazd

Jedną z zalet współczesnych teleskopów kosmicznych jest to, że dane, które wytwarzają, które ostatecznie są w całości udostępniane opinii publicznej, zawierają przydatne informacje o znacznie więcej niż ich głównym celu misji. Inni astronomowie mogą następnie przeszukiwać dane, korzystając z własnych pomysłów, a w wielu przypadkach z własnych algorytmów. Niedawno zespół z Polski wykorzystał algorytm wyszukiwania rozbłysków na danych TESS z polowania na planety i znalazł w zestawie danych zdumiewające 25 229 gwiazd z rozbłyskami słonecznymi.

Co jeszcze bardziej imponujące, gwiazdy te wyemitowały łącznie 147 368 rozbłysków. Każda gwiazda była obserwowana średnio przez około 25 dni, co stanowi znaczną ilość danych, biorąc pod uwagę łącznie 330 000 gwiazd z pierwszych 39 „sektorów” obserwacji TESS, które posłużyły za podstawę do nowych badań. Drugim kluczowym elementem badania było oprogramowanie o nazwie WARPFINDER, opracowane przez autorów badań, które znajduje i analizuje rozbłyski słoneczne. Po zastosowaniu danych TESS, rozbłyski na 7,7% wszystkich obserwowanych gwiazd, a wiele z tych rozbłysków okazało się tak zwanymi „superrozbłyskami” o energiach od 10 32 do 10 36 erg, co jest powszechnym pomiarem energii dla mocy gwiazdy. Są one znacznie silniejsze niż typowe rozbłyski słoneczne obserwowane na naszym własnym Słońcu, które ma typową energię rozbłysku mocy wynoszącą 10 27 ergów. Sugerowałoby to, że wiele mniejszych rozbłysków było niewidocznych dla TESS z tak dużych odległości.

Jednak w danych pojawiło się również kilka prawidłowości. WARPFINDER musiał być wystarczająco dobry, aby wyeliminować potencjalne fałszywe alarmy, takie jak lokalne asteroidy pojawiające się w polu widzenia teleskopów. Program wydawał się mieć problem z każdym typem widma wcześniejszym niż F1, który jest najgorętszym typem gwiazdy widmowej F i ma masę około 1,6 mas naszego Słońca. Takie gorące gwiazdy mają dane dotyczące jasności, które zmieniają się zbyt szybko, aby skutecznie ustalić, czy rozbłysk jest przyczyną jakiegokolwiek wzrostu jasności. Inne cechy widmowe również wydają się wpływać na obecność rozbłysków. Na przykład większość gwiazd, które wykazywały rozbłyski, nie miała temperatur powyżej 8000K. I wiele gwiazd typu M, które chociaż są najpowszechniejsze w galaktyce, mogą również mieć częstość występowania rozbłysków przekraczającą 50%.

Wiele z tych badań po prostu potwierdza statystyki znalezione w innych badaniach nad rozbłyskami gwiazd. Ale nauka idzie naprzód, gdy takie dane są rzeczywiście weryfikowane. A wyjątkowy sposób, w jaki te dane zostały zebrane, a następnie przeanalizowane pod kątem nowego przypadku użycia, sprawia, że ​​badanie jest samo w sobie interesujące. Przy coraz większym dostępie do danych z jeszcze bardziej zaawansowanych teleskopów kosmicznych i coraz większej liczbie osób próbujących analizować te dane, niewątpliwie będą podobne badania, które nastąpią.

Dzięki Gai dokładnie wiemy, jak i kiedy umrze Słońce

Za miliardy lat Słońce wyczerpie swoje paliwo wodorowe, w tym okresie również będzie puchło do czerwonego olbrzyma, zanim stanie się białym karłem. To dobrze znana historia, którą astronomowie rozumieją od dziesięcioleci. Teraz, dzięki najnowszym danym z Gai, znacznie dokładniej znamy przyszłość Słońca.

Oś czasu ludzkiej cywilizacji to zaledwie przeskok w życiu gwiazdy. Nie istniejemy wystarczająco długo, aby oglądać narodziny, życie i śmierć gwiazdy. Ale możemy zrozumieć ewolucję gwiazd, obserwując inne gwiazdy, które mogą być starsze lub młodsze od Słońca. Przypomina to sposób, w jaki możesz zrozumieć, jak ludzie żyją i umierają, patrząc na kolekcję zdjęć zrobionych w tym samym czasie jednego dnia. Jedna z pierwszych migawek ewolucji gwiazd została wykonana na początku XX wieku. Najpierw jako tabela danych autorstwa Ejnara Hertzsprunga w 1905 roku, ale bardziej znana jako diagram Henry’ego Norrisa Russella w 1914 roku. Obecnie znane jako diagramy Hertzsprunga-Russella lub diagramy HR, przedstawiają kolor lub klasę widmową gwiazdy w stosunku do jej bezwzględnej ogrom. Kolor jest miarą temperatury gwiazdy, a jasność bezwzględna jest miernikiem jej wielkości.

Wczesne diagramy HR zawierały dane tylko dla około 300 gwiazd, ale nawet wtedy było jasne, że większość gwiazd leży wzdłuż liniowej ścieżki znanej jako ciąg główny. Ponieważ większość gwiazd znajduje się w ciągu głównym, jest oczywiste, że gwiazdy spędzają większość swojego życia jako gwiazdy ciągu głównego. Małe gwiazdy świecą w niskich temperaturach, podczas gdy większe, bardziej masywne gwiazdy płoną goręcej. Diagramy HR pokazały, że niektóre gwiazdy, takie jak czerwone olbrzymy, były duże, ale chłodne, a inne znane jako białe karły były małe i gorące, ale to były wyjątki. Gdy astronomowie zgromadzili więcej danych, mogli zobaczyć, jak większe gwiazdy ciągu głównego weszły w gigantyczne stadium, zanim stały się białymi karłami lub gwiazdami neutronowymi. Ogólnie rzecz biorąc, masa gwiazdy decyduje o jej życiu i losie.

Teraz wiemy, że chociaż masa gwiazdy jest ważnym aspektem ewolucji gwiazd, jej skład chemiczny również odgrywa ważną rolę. Dwie gwiazdy o podobnej masie, ale różniące się składem, mogą mieć bardzo różne czasy życia. Tu właśnie pojawia się przegląd Gaia. Podczas gdy wczesne przeglądy gwiazd obejmowały setki lub tysiące gwiazd, Gaia ma ich ponad miliard. W najnowszym wydaniu danych zespół Gaia stworzył wykres HR ponad 4 milionów gwiazd w promieniu 5000 lat świetlnych od Ziemi. W przypadku tych gwiazd znamy nie tylko ich wielkość i temperaturę spektralną, ale także znamy ich skład chemiczny. Oznacza to, że zespół Gaia mógłby stworzyć diagram HR gwiazd o podobnej masie i składzie do Słońca. Wynik śledzi ścieżkę ewolucyjną gwiazd podobnych do Słońca od ciągu głównego do czerwonych olbrzymów. Zespół Gaia znalazł również prawie 6000 gwiazd, które są blisko bliźniaków Słońca, o podobnej masie, temperaturze, składzie i wieku. Obserwując te gwiazdy, astronomowie lepiej zrozumieją, czy nasze Słońce jest typowe. Na przykład, czy te inne gwiazdy mają cykle słoneczne podobne do Słońca? Czy niektóre mają okresy intensywnych rozbłysków słonecznych, czy są dość stabilne jak Słońce?

Mając tak dużo zebranych danych, Gaia ujawnia nowe szczegóły dotyczące naszej własnej gwiazdy, jak może się zachowywać w najbliższej przyszłości i jak umrze w odległej przyszłości. Od dawna wiemy, że koniec Słońca “jest bliski”, ale jeszcze nie musimy się martwić tym faktem.

W szalenie różnych środowiskach gwiazdy kończą się mniej więcej tak samo

Kiedy patrzysz na obszar nieba, w którym rodzą się gwiazdy, widzisz obłok gazu i pyłu oraz kilka gwiazd. To naprawdę piękny widok. W większości miejsc wszystkie gwiazdy mają taką samą masę. Ta masa jest prawdopodobnie najważniejszym czynnikiem, który chcesz o tym wiedzieć. Określa, jak długo będzie żyła gwiazda i jak będzie wyglądała jej przyszłość. Ale co decyduje o jego masie i masie rodzeństwa w gwiezdnym “pokoju dziecinnym”? Czy istnieje jakaś siła rządząca, która mówi im, jak wielkie będą?

Lata obserwacji pokazują, że niezależnie od tego, gdzie patrzymy w naszej galaktyce, gwiazdy w gromadach mają podobne masy. Mogą to być gromady gwiazd podobnych do Słońca, aż do grup masywnych gwiezdnych behemotów. I to jest prawdą, niezależnie od tego, czy są gorące i młode we współczesnej epoce, czy mają miliardy lat. Astronomowie z University of Texas w Austin chcieli wiedzieć, jak to możliwe. Tak więc stworzyli zestaw symulacji wraz z kolegami z Kalifornii, Illinois i Massachusetts. Skupili się na czymś zwanym „początkową funkcją masy” (IMF), która zasadniczo opisuje, ile gwiazd o różnych masach utworzy się w gwiezdnym obłoku narodzin.

Symulacje superkomputera były częścią projektu formacji gwiazd w środowiskach gazowych (STARFORGE), kierowanego przez Dávida Guszejnova z UT Austin i Michaela Grudica z Carnegie Observatories. Pomogło to zespołowi badawczemu zbadać niektóre nierozwiązane tajemnice formowania się gwiazd i dlaczego IMF jest tak podobny w różnych częściach galaktyki.

Od dłuższego czasu pytamy dlaczego. Nasze symulacje śledziły gwiazdy od narodzin do naturalnego punktu końcowego ich powstawania, aby rozwiązać tę zagadkę.powiedział Guszejnov, który jest liderem projektu STARFORGE.

Odpowiedź była niespodzianką.

Odkryliśmy, że formowanie się gwiazd jest procesem samoregulującym się. Gwiazdy, które powstają w szalenie różnych środowiskach, mają podobny IMF, ponieważ gwiezdne sprzężenie zwrotne, które przeciwstawia się grawitacji, również działa inaczej, popychając masy gwiazd w kierunku tego samego rozkładu masy.powiedział Guszejnow.

Te symulacje STARFORGE są przełomem w zrozumieniu MFW. Jako pierwsi śledzą powstawanie pojedynczych gwiazd w zapadającym się gigantycznym obłoku, jednocześnie rejestrując ich interakcje z otoczeniem, emitując światło i zrzucając masę za pośrednictwem dżetów i wiatrów. Zjawisko to nazywa się „gwiazdowym sprzężeniem zwrotnym” i jest częścią mechanizmu samoregulacji, który rządzi masami gwiazd.

Gwiazdy rodzą się partiami w gigantycznych obłokach gazu i pyłu. Z biegiem czasu przyciąganie grawitacyjne przyciąga ziarna pyłu razem z gazem. To tworzy gęste kępy, które opadają do środka chmur i ściskają je. Wraz ze wzrostem gęstości wzrasta również temperatura. W końcu rodzi się gwiazda. Ale to nie koniec historii. Każdy z nich ma wokół siebie obracający się dysk gazu i pyłu, i tam mogą powstawać planety. Jeśli tak, rodzi się pytanie, czy mogą stać się światami podtrzymującymi życie. I to sprowadza nas z powrotem do początkowej funkcji masy. To, czy na tych planetach może istnieć życie, zależy od masy gwiazdy i sposobu jej powstania. Dlatego zrozumienie formowania się i mas gwiazd, które powstają w danej chmurze, ma kluczowe znaczenie dla określenia, gdzie we Wszechświecie może powstać życie.

Gwiazdy są atomami galaktyki. Ich rozkład masy dyktuje, czy planety się narodzą i czy może się rozwinąć życie.powiedziała Stella Offner, profesor astronomii w College of Natural Sciences UT Austin i Oden Institute for Computational Engineering and Sciences.

Samoregulujący proces masy wśród nowo tworzących się gwiazd jest ważny nie tylko dla zrozumienia powstawania planet (i życia) w naszej własnej galaktyce. Wiedzę tę można teraz wykorzystać do badania innych galaktyk i pomóc astronomom lepiej radzić sobie z tymi samymi procesami w odległych galaktykach.