Hubble widzi kłębiący się kosmiczny obłok gdzie rodzą się nowe gwiazdy

Mały, gęsty obłok gazu i pyłu o nazwie CB 130-3 przesłania środek tego zdjęcia wykonanego przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a NASA/ESA. CB 130-3 to obiekt znany jako gęste jądro, zwarta aglomeracja gazu i pyłu. To szczególne, gęste jądro znajduje się w gwiazdozbiorze Węża i wydaje się falować przez pole gwiazd tła.

Gęste jądra, takie jak CB 130-3, są miejscami narodzin gwiazd i są przedmiotem szczególnego zainteresowania astronomów. Podczas zapadania się tych jąder w jednym miejscu może zgromadzić się masa wystarczająca do osiągnięcia temperatur i gęstości wymaganych do zainicjowania fuzji wodoru, oznaczającej narodziny nowej gwiazdy. Chociaż na tym zdjęciu może to nie być oczywiste, zwarty obiekt balansujący na krawędzi zostania pełnoprawną gwiazdą jest osadzony głęboko w CB 130-3.

Astronomowie wykorzystali kamerę szerokokątną Hubble’a, aby lepiej zrozumieć środowisko otaczające tę raczkującą gwiazdę. Jak widać na tym obrazku, gęstość CB 130-3 nie jest stała; zewnętrzne krawędzie chmury składają się tylko z cienkich pasm, podczas gdy w jej rdzeniu CB 130-3 całkowicie zasłania światło tła. Gaz i pył tworzący CB 130-3 wpływają nie tylko na jasność, ale także na widoczny kolor gwiazd tła, przy czym gwiazdy w kierunku centrum obłoku wydają się bardziej czerwone niż ich odpowiedniki na obrzeżach tego zdjęcia. Astronomowie wykorzystali Hubble’a do zmierzenia tego efektu zaczerwienienia i wykreślenia gęstości CB 130-3, dostarczając wglądu w wewnętrzną strukturę tego gwiezdnego żłobka.

Instrument NIRCam Webba pokazuje początek ewolucji protogwiazdy

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba ujawnił nowe szczegóły otaczające ciemną chmurę L1527 i jej protogwiazdę. Żywe kolory mgławicy, widoczne tylko w świetle podczerwonym, pokazują, że protogwiazda jest w trakcie gromadzenia materii na drodze do stania się pełnoprawną gwiazdą.

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba NASA ujawnił niegdyś ukryte cechy protogwiazdy w ciemnym obłoku L1527, zapewniając wgląd w początki formowania się nowej gwiazdy. Te płonące chmury w obszarze gwiazdotwórczym Byka są widoczne tylko w świetle podczerwonym, co czyni go idealnym celem dla kamery bliskiej podczerwieni Webba (NIRCam). Sama protogwiazda jest ukryta w „szyi” tej klepsydry. Skierowany krawędzią dysk protoplanetarny jest widoczny jako ciemna linia biegnąca przez środek szyi. Światło z protogwiazdy przecieka powyżej i poniżej tego dysku, oświetlając puste przestrzenie w otaczającym je gazie i pyle. Najbardziej rozpowszechnione cechy tego regionu, obłoki w kolorze niebieskim i pomarańczowym na tym reprezentatywnym obrazie w podczerwieni, zarysowują puste przestrzenie utworzone, gdy materia odrywa się od protogwiazdy i zderza z otaczającą ją materią. Same kolory są spowodowane warstwami pyłu między Webbem a chmurami. Niebieskie obszary to miejsca, w których pył jest najcieńszy. Im grubsza warstwa pyłu, tym mniej niebieskiego światła może się wydostać, tworząc pomarańczowe kieszenie.

Webb ujawnia również włókna wodoru cząsteczkowego, które uległy wstrząsowi, gdy protogwiazda wyrzuca z siebie materię. Wstrząsy i turbulencje hamują powstawanie nowych gwiazd, które w innym przypadku powstałyby w całym obłoku. W rezultacie protogwiazda dominuje w przestrzeni kosmicznej, zabierając dla siebie większość materii. Pomimo chaosu, jaki powoduje L1527, ma tylko około 100 000 lat – stosunkowo młode ciało. Biorąc pod uwagę jej wiek i jasność w dalekiej podczerwieni obserwowanej przez takie misje jak Infrared Astronomical Satellite, L1527 jest uważana za protogwiazdę klasy 0, najwcześniejszy etap formowania się gwiazd. Takie protogwiazdy, które wciąż są otoczone ciemnym obłokiem pyłu i gazu, mają przed sobą długą drogę, zanim staną się pełnoprawnymi gwiazdami. L1527 nie generuje jeszcze własnej energii poprzez syntezę jądrową wodoru, co jest istotną cechą gwiazd. Jej kształt, choć w większości kulisty, jest również niestabilny, przybierając postać małej, gorącej i puszystej bryły gazu o masie od 20 do 40% masy naszego Słońca.

Gdy protogwiazda nadal gromadzi masę, jej jądro stopniowo się kurczy i zbliża do stabilnej fuzji jądrowej. Scena pokazana na tym obrazie pokazuje, że L1527 właśnie to robi. Otaczający ją obłok molekularny składa się z gęstego pyłu i gazu przyciąganego do centrum, w którym znajduje się protogwiazda. Gdy materiał opada, zawija się spiralnie wokół środka. Tworzy to gęsty dysk materii, znany jako dysk akrecyjny, który dostarcza materię do protogwiazdy. W miarę jak nabiera większej masy i dalej się kompresuje, temperatura jego jądra wzrośnie, ostatecznie osiągając próg rozpoczęcia syntezy jądrowej.

Dysk widoczny na zdjęciu jako ciemny pas przed jasnym środkiem ma rozmiary zbliżone do naszego Układu Słonecznego. Biorąc pod uwagę gęstość, nie jest niczym niezwykłym zlepianie się dużej części tego materiału – początki planet. Ostatecznie ten widok L1527 daje wgląd w to, jak nasze Słońce i Układ Słoneczny wyglądały w powijakach.

Planety utrudniają ustalenie wieku gwiazdy

Oszacowanie wieku gwiazd zawsze było wyzwaniem dla astronomów. Teraz pewna klasa egzoplanet jeszcze bardziej komplikuje ten proces. Według nowego badania, gorące Jowisze – gazowe olbrzymy z okresami orbitalnymi mniejszymi niż Merkury – wydają się mieć działanie przeciwstarzeniowe na swoich gwiazdach. Te ogromne planety powodują interferencję zarówno magnetyczną, jak i pływową na swojej gwieździe macierzystej, przyspieszając rotację gwiazdy i powodując, że emitują one promieniowanie rentgenowskie z większą energią, co jest cechą charakterystyczną młodości gwiazd. Wynik poddaje w wątpliwość część tego, w co wcześniej wierzyliśmy na temat wieku gwiazd, i daje wgląd w trwającą wzajemną łączność między gwiazdą a jej planetami długo po ich utworzeniu.

Samo określenie wieku gwiazdy jest wystarczająco trudne bez uwzględnienia interferencji planetarnej. Jesteśmy całkiem pewni wieku naszego Słońca, ponieważ jesteśmy wystarczająco blisko, aby pobrać próbki geologicznych pozostałości po formacji Układu Słonecznego, ale w przypadku innych gwiazd nasze najlepsze przypuszczenia to szacunki, a nie dokładne daty. Wiemy, że pewne typy gwiazd przechodzą przez fazy na różnych etapach życia w zależności od ich masy (w ten sposób wiemy, że Betelgeuse przejdzie w stan supernowej w ciągu najbliższych 100 000 lat). Jeśli masz całą gromadę gwiazd różnych typów, możesz wykreślić ich poszczególne etapy życia na diagramie Hertzspringa-Russella, używając ich koloru i jasności, i wspólnie oszacować wiek wszystkich gwiazd w gromadzie. Metoda nie jest do końca dokładna, ale jest lepsza niż nic.

Sprawy się komplikują, jeśli chcesz poznać wiek pojedynczej gwiazdy. Wiemy, że młode gwiazdy rotują szybko i zwalniają wraz z wiekiem. Jest to przydatne narzędzie do datowania młodych gwiazd, ale mniej przydatne dla starszych, które czasami utrzymują stałą prędkość obrotową do końca życia. Młode gwiazdy są również bardziej podatne na rozbłyski i emisje rentgenowskie niż ich starsi rówieśnicy. Żadna metryka nie oferuje idealnej metody datowania, ale może zapewnić wykonalne oszacowanie.

Teraz wydaje się, że egzoplanety mogą pokazać kolejne problemy z datowaniem wieku gwiazd.

Kiedy odkryto gorące Jowisze (pierwsze zaobserwowano w 1995 r.), astronomowie zauważyli, że w niektórych przypadkach gwiazdy, wokół których krążą, wydawały się młodsze niż oczekiwano. Ale ponieważ nasze gwiezdne metody datowania są tak niedokładne, trudno było stwierdzić, czy był to prawdziwy efekt starzenia się spowodowany przez planety, czy też gwiazdy, o których mowa, były po prostu młode.

W artykule niedawno zaakceptowanym przez Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, zespół z Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP) znalazł sposób na rozwiązanie tego problemu. Rozwiązaniem było zbadanie układów podwójnych gwiazd, w których jedna gwiazda w parze ma gorącego Jowisza, a druga nie. Gwiazdy binarne są zwykle w tym samym wieku, więc można je porównać, aby określić, czy efekt starzenia się jest rzeczywisty.

To prawie jak wykorzystanie bliźniaków w badaniu, w którym jeden z bliźniaków mieszka w zupełnie innej okolicy, która wpływa na ich zdrowie. Porównując jedną gwiazdę z pobliską planetą do jej bliźniaczej bez jednej, możemy badać różnice w zachowaniu gwiazd w tym samym wieku.mówi Katja Poppenhäger, szefowa sekcji Fizyki gwiazd i egzoplanet w AIP.

W badaniu, prowadzonym przez doktorantkę Nikoletę Ilic, wykorzystano dane z Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra i Obserwatorium XMM-Newton ESA do zbadania 16 układów podwójnych gwiazd, w których jedna z gwiazd miała gorącego Jowisza. Odkrycia potwierdzają, że rzeczywiście gwiazdy, w których znajdują się masywne pobliskie planety, wydają się młodsze niż ich bliźniaki bez towarzystwa.

Kluczem do tej odmładzającej interakcji jest to, że okres obiegu gorącego Jowisza musi być szybszy niż okres rotacji gwiazdy. W takich przypadkach planeta przenosi pewien moment pędu na gwiazdę poprzez siły pływowe, powodując przyspieszenie planety i gwałtowny wzrost poziomu emisji promieniowania rentgenowskiego.

Autorzy zastanawiali się również, czy wzrost emisji promieniowania rentgenowskiego był spowodowany przez pola magnetyczne, a nie siły pływowe – w końcu planety takie jak Jowisz mają zwykle silne pola magnetyczne. Ale fakt, że gwiazdy oprócz zwiększonej aktywności rentgenowskiej obracały się również szybciej, wskazuje na grawitacyjne, czyli pływowe, źródło procesu starzenia, a nie magnetyczne. Wyniki badania wskazują, że starzenie się gwiazd jest bardziej złożone niż wcześniej sądziliśmy, a planety – szczególnie masywne, szybko poruszające się – mogą kształtować same cykle życia swojej gwiazdy macierzystej.

Ale co z planetami podobnymi do Ziemi? Czy odmładzają też swoje gwiazdy macierzyste? Wydaje się, że odpowiedź brzmi nie. W rzeczywistości w badaniu gwiazdy z małymi odległymi planetami faktycznie wydawały się ciemniejsze i spokojniejsze (a zatem być może starsze) niż ich bliźniaczki. Ale po bliższym przyjrzeniu się, uznano to za przypadek, tłumaczony faktem, że te gwiazdy były gwiazdami typu F/G, które osiągnęły inny, spokojniejszy etap swojego cyklu życia niż ich bliźniak typu M, który zajmuje dłużej, aby osiągnąć porównywalnie spokojny etap. Krótko mówiąc, małe planety nie mają dużego wpływu na wiek ich gwiazd. Robią to tylko duże, a nawet wtedy, gdy krążą bardzo blisko siebie. Morał tej historii jest taki, że jeśli jesteś gwiazdą i chcesz pozostać młodym, warto mieć towarzystwo Gorącego Jowisza.

ESO uchwyciło ducha olbrzymiej gwiazdy

Upiorna pajęczyna, magiczne smoki czy niewyraźne ślady duchów? Co widzisz na tym zdjęciu pozostałości po supernowej Żagla? Piękny gobelin kolorów pokazuje upiorne szczątki gigantycznej gwiazdy. Udało się to uchwycić w niesamowitych szczegółach dzięki VLT Survey Telescope, pracującemu w Europejskim Obserwatorium Południowym (ESO) w Obserwatorium Paranal w Chile.

Niewyraźna struktura różowych i pomarańczowych obłoków to wszystko, co pozostało z masywnej gwiazdy, która zakończyła swoje życie w potężnej eksplozji około 11 000 lat temu. Gdy najmasywniejsze gwiazdy osiągają koniec swojego życia, często gasną z hukiem w wybuchu zwanym supernową. Tego rodzaju wybuchy generują fale uderzeniowe, które poruszają się przez otaczający gaz, kompresując go i tworząc skomplikowane struktury podobne do nici. Uwolniona energia ogrzewa gazowe wąsy, powodując ich jasny blask, jak widać na zdjęciu.

Na tym obrazie, złożonym z 554 milionów pikseli, mamy niesamowicie szczegółowy widok pozostałości po supernowej w Żaglu (Vela), nazwanej od konstelacji nieba południowego znanej jako Żagiel. Na zdjęciu można by zmieścić dziewięć tarcz Księżyca w pełni, a cały obłok jest jeszcze większy. Przy odległości zaledwie 800 lat świetlnych od Ziemi, ta dramatyczna pozostałość po supernowej jest jedną z najbliższych znanych tego typu obiektów.

Gdy wybuchła, najbardziej zewnętrzne warstwy progenitora (gwiazdy przed wybuchem) zostały wyrzucone do otaczającego gazu, tworzą spektakularne włókna, które widzimy na obrazie. Z gwiazdy pozostała ultragęsta kula, w której protony i elektrony są ściskane w neutrony – gwiazda neutronowa. Gwiazda neutronowa w pozostałości po supernowej w Żaglu, umiejscowiona nieco poza zdjęciem, w lewym górnym rogu, jest pulsarem, który obraca się wokół własnej osi z niesamowitą prędkością ponad 10 razy na sekundę.

Niniejszy obraz jest mozaiką obserwacji wykonanych przy pomocy szerokokątnej kamery OmegaCAM na VLT Survey Telescope (VST), znajdującym się w Obserwatorium Paranal w Chile. Kamera o 268 milionach pikseli może uzyskiwać obrazy poprzez różne filtry, które przepuszczają światło o różnych kolorach. W tym konkretnym przypadku użyto czterech filtrów, pokazanych jako połączenie kolorów magenty, niebieskiego, zielonego i czerwonego.

Właścicielem VST jest National Institute for Astrophysics we Włoszech (INAF). Z 2,6-mtrowym zwierciadłem jesto to jeden z największych teleskopów dedykowanych przeglądom nocnego nieba w zakresie widzialnym. Niniejsze zdjęcie jest przykładem z takiego przeglądu: VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge (VPHAS+). Przez sponad siedem lat w ramach tego przeglądu wykonywano mapy znacznej części naszej rodzimej galaktyki, pozwalając astronomom na lepsze zrozumienie, jak formują się gwiazdy, jak ewoluują i jak umierają.

info: ESO