Tag: JWST

Webb odkrywa metan, dwutlenek węgla w atmosferze K2-18 b

Radosław B. AMBROŻY

Nowe badania przeprowadzone za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba w K2-18 b, egzoplanecie 8,6 razy masywniejszej od Ziemi, ujawniły obecność cząsteczek zawierających węgiel, w tym metanu i dwutlenku węgla. Odkrycie Webba uzupełnia ostatnie badania sugerujące, że K2-18 b może być hycejską egzoplanetą, taką, która ma potencjał do posiadania bogatej w wodór atmosfery i powierzchni pokrytej oceanem wodnym.

Pierwszy wgląd w właściwości atmosfery tej egzoplanety w ekosferze pochodzi z obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, co skłoniło nas do dalszych badań, które od tego czasu zmieniły nasze rozumienie systemu.

K2-18 b krąży wokół chłodnego karła K2-18 w ekosferze i znajduje się 120 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Lwa. Egzoplanety takie jak K2-18 b, które mają rozmiary pomiędzy rozmiarami Ziemi i Neptuna, nie przypominają niczego w naszym Układzie Słonecznym. Ten brak równoważnych pobliskich planet oznacza, że te “pod-Neptuny” są słabo poznane, a natura ich atmosfer jest przedmiotem aktywnej debaty wśród astronomów. Sugestia, że pod-Neptun K2-18 b może być hycejską egzoplanetą jest intrygująca, ponieważ niektórzy astronomowie uważają, że te światy są obiecującymi środowiskami do poszukiwania dowodów na życie na egzoplanetach.

Nasze odkrycia podkreślają znaczenie uwzględnienia różnych środowisk nadających się do zamieszkania w poszukiwaniu życia gdzie indziej. Tradycyjnie, poszukiwania życia na egzoplanetach koncentrowały się głównie na mniejszych planetach skalistych, ale większe światy Hyce’a znacznie bardziej sprzyjają obserwacjom atmosfery.wyjaśnia Nikku Madhusudhan, astronom z University of Cambridge i główny autor artykułu ogłaszającego te wyniki.

Obfitość metanu i dwutlenku węgla oraz niedobór amoniaku potwierdzają hipotezę, że pod bogatą w wodór atmosferą w K2-18 b może znajdować się ocean wodny. Te wstępne obserwacje Webba zapewniły również możliwe wykrycie cząsteczki zwanej siarczkiem dimetylu (DMS). Na Ziemi jest to wytwarzane tylko przez życie. Większość DMS w atmosferze ziemskiej jest emitowana z fitoplanktonu w środowisku morskim. Wnioskowanie DMS jest mniej wiarygodne i wymaga dalszej walidacji.

Nadchodzące obserwacje Webba powinny być w stanie potwierdzić, czy DMS rzeczywiście jest obecny w atmosferze K2-18 b na znaczących poziomach.wyjaśnia Madhusudhan.

Chociaż K2-18 b leży w strefie nadającej się do zamieszkania i obecnie wiadomo, że zawiera cząsteczki zawierające węgiel, niekoniecznie oznacza to, że planeta może podtrzymywać życie. Duży rozmiar planety – o promieniu 2,6 promienia Ziemi – oznacza, że wnętrze planety prawdopodobnie zawiera duży płaszcz lodu pod wysokim ciśnieniem, takiego jak Neptun, ale z cieńszą atmosferą bogatą w wodór i powierzchnią oceanu. Przewiduje się, że światy Hycean mają oceany wody. Jednak możliwe jest również, że ocean jest zbyt gorący, aby nadawał się do zamieszkania lub był płynny.

“Chociaż tego rodzaju planety nie istnieją w naszym Układzie Słonecznym, pod-Neptuny są najczęstszym typem planet znanym do tej pory w galaktyce” wyjaśnia członek zespołu Subhajit Sarkar z Cardiff University. “Uzyskaliśmy najbardziej szczegółowe widmo pod-Neptuna w ekosferze do tej pory, co pozwoliło nam opracować cząsteczki, które istnieją w jego atmosferze.”

Charakteryzowanie atmosfer egzoplanet takich jak K2-18 b – czyli identyfikowanie ich gazów i warunków fizycznych – jest bardzo aktywnym obszarem w astronomii. Jednak planety te są przyćmione – dosłownie – blaskiem ich znacznie większych gwiazd macierzystych, co sprawia, że badanie atmosfer egzoplanet jest szczególnie trudne.

Zespół ominął to wyzwanie, analizując światło gwiazdy macierzystej K2-18 b, gdy przechodziła przez atmosferę egzoplanety. K2-18 b jest tranzytującą egzoplanetą, co oznacza, że możemy wykryć spadek jasności podczas jej przechodzenia przez tarczę swojej gwiazdy macierzystej. W ten sposób egzoplaneta została po raz pierwszy odkryta w 2015 roku podczas misji NASA K2. Oznacza to, że podczas tranzytów niewielki ułamek światła gwiazd przejdzie przez atmosferę egzoplanety, zanim dotrze do teleskopów takich jak Webb. Przejście światła gwiazdy przez atmosferę egzoplanety pozostawia ślady, które astronomowie mogą poskładać w celu określenia gazów atmosfery egzoplanety.

Ten wynik był możliwy tylko dzięki rozszerzonemu zakresowi długości fali i bezprecedensowej czułości Webba, która umożliwiła solidne wykrycie cech widmowych przy zaledwie dwóch tranzytach. Dla porównania, jedna obserwacja tranzytu za pomocą Webba zapewniła porównywalną precyzję do ośmiu obserwacji za pomocą Hubble’a przeprowadzonych w ciągu kilku lat i w stosunkowo wąskim zakresie długości fali.powiedział Madhusudhan.

Wyniki te są wynikiem zaledwie dwóch obserwacji K2-18 b, a wiele innych jest w drodze. Oznacza to, że nasza praca tutaj jest tylko wczesną demonstracją tego, co Webb może zaobserwować na egzoplanetach strefy nadającej się do zamieszkania.wyjaśnia członek zespołu Savvas Constantinou z University of Cambridge.

Wyniki zespołu zostały zaakceptowane do publikacji w The Astrophysical Journal Letters. Zespół zamierza teraz przeprowadzić dalsze badania za pomocą spektrografu MIRI (Mid-Infrared Instrument), który, jak mają nadzieję, jeszcze bardziej potwierdzi ich odkrycia i dostarczy nowych informacji na temat warunków środowiskowych na K2-18 b.

Naszym ostatecznym celem jest identyfikacja życia na nadającej się do zamieszkania egzoplanecie, która zmieniłaby nasze rozumienie naszego miejsca we wszechświecie. Nasze odkrycia są obiecującym krokiem w kierunku głębszego zrozumienia światów Hyce’a w tym poszukiwaniu.podsumowuje Madhusudhan.
info:Webb.org

Najbliższa supernowa widziana w epoce nowożytnej, zbadana przez JWST

Radosław B. AMBROŻY

W listopadzie 1572 roku Tycho Brahe zauważył nową gwiazdę w gwiazdozbiorze Kasjopei. Była to pierwsza supernowa szczegółowo zaobserwowana przez zachodnich astronomów i stała się znana jako supernowa Tychona. Wcześniejsze supernowe były obserwowane przez chińskich i japońskich astronomów, ale obserwacje Tychona pokazały katolickiemu światu, że gwiazdy nie są stałe i niezmienne, jak zakładał Arystoteles. Zaledwie trzy dekady później, w 1604 roku, Johannes Kepler obserwował, jak supernowa w gwiazdozbiorze Wężownika pojaśniała i zanikała. Od tego czasu nie zaobserwowano żadnych supernowych w Drodze Mlecznej.

Minęły ponad trzy wieki. Galileusz skierował swoje pierwsze teleskopy w niebo. Astrofotografia zrewolucjonizowała nasze spojrzenie na niebo, podobnie jak radioastronomia. Wystrzeliliśmy teleskopy w kosmos, wylądowaliśmy na Księżycu i wysłaliśmy automatyczne sondy do zewnętrznego Układu Słonecznego. Ale nie było żadnych pobliskich supernowych, które można by obserwować za pomocą naszych sprytnych narzędzi. Aż do lutego 1987 roku, kiedy w Wielkim Obłoku Magellana pojawiła się supernowa. Znana jako SN 1987a, osiągnęła maksymalną obserwowaną wielkość gwiazdową około 3 magnitudo. Jest to jedyna gołym okiem supernowa, która wystąpiła w erze współczesnej astronomii.

Obserwacje SN 1987a przez Hubble’a w czasie. Źródło: Mark McDonald/Larsson, J.

W kategoriach kosmologicznych SN 1987a znajduje się na naszym podwórku, zaledwie 168 000 lat świetlnych stąd. Przez lata był badany zarówno przez teleskopy lądowe, jak i kosmiczne, a ostatnio Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba przyjrzał się jej bliżej. Wyniki mówią nam wiele o rzadkiej supernowej, ale także rodzą kilka pytań.

Najbardziej widoczny na zdjęciu jest jasny równikowy pierścień zjonizowanego gazu. Pierścień ten był wyrzucany z gwiazdy przez tysiące lat, zanim eksplodował. Teraz jest podgrzewany przez fale uderzeniowe z supernowej. Pierścień równikowy opasuje kształt klepsydry słabszych zewnętrznych praw, które wynikają z polarnych obszarów gwiazdy. Struktury te były już wcześniej obserwowane przez teleskopy takie jak Hubble i Spitzer. Ale prawdziwą mocą JWST jest zajrzenie do centrum SN 1987a. Tam ujawnia burzliwą strukturę dziurki od klucza, w której grudki gazu rozszerzają się w przestrzeń kosmiczną. W tym regionie zaczęły zachodzić bogate interakcje chemiczne.

Struktury widoczne na nowym zdjęciu JWST. Źródło: NASA, ESA, CSA, M. Matsuura, R. Arendt, C. Fransson

Ale nawet JWST nie był w stanie zaobserwować ostatecznego klejnotu supernowej, pozostałości gwiazdy. Supernowe nie tylko wyrzucają nową materię w przestrzeń międzygwiezdną, ale także powodują zapadnięcie się jądra gwiazdy, stając się gwiazdą neutronową lub czarną. Opierając się na skali SN 1987a, gwiazda neutronowa powinna uformować się w jej centrum. Jednak gaz i pył w wewnętrznym obszarze dziurki od klucza są zbyt gęste, aby JWST mógł je zaobserwować. W jaki sposób powstaje gwiazda neutronowa i jak oddziałuje z otaczającym ją gazem i pyłem, jest tajemnicą, która będzie wymagała dalszych badań. Obserwowaliśmy gwiazdy neutronowe niektórych supernowych, ale tylko ze znacznie większej odległości.

Supernowa Tychona znajdowała się zaledwie 8 000 lat świetlnych od Ziemi, a Keplera około 20 000 lat świetlnych stąd. O ile Betelgeza nie eksploduje w najbliższej przyszłości, SN 1987a jest prawdopodobnie najbliższą nową supernową, którą będziemy mogli badać przez dłuższy czas.

Kiedy gwiazda umiera, może wytworzyć fantastyczny pierścień w kosmosie, taki jak to nowe zdjęcie z JWST

Radosław B. AMBROŻY

Mgławice planetarne zostały po raz pierwszy odkryte w 1700 roku. Legenda mówi,  że przez małe teleskopy tamtych czasów wyglądały raczej jak planety, stąd nazwa. Prawdziwa historia jest nieco bardziej rozmyta, a wczesne obiekty sklasyfikowane jako mgławice planetarne obejmowały takie rzeczy jak galaktyki. Ale termin ten utknął, gdy zastosowano go do okrągłych mgławic emisyjnych skupionych wokół umierającej gwiazdy. Jak pokazują nowe obserwacje, mgławice planetarne mają strukturę, która jest zarówno prosta, jak i złożona.

Mgławice planetarne są pozostałościami gwiazd takich jak nasze Słońce. Gdy gwiazdy o masie około 1-8 mas Słońca zbliżają się do końca swojego życia, nagrzewają się i odrzucają swoją zewnętrzną atmosferę w rozszerzającej się sferze. Odsłonięta dolna warstwa gwiazdy następnie kąpie mgławicę w promieniowaniu ultrafioletowym, powodując jonizację i świecenie mgławicy. Podczas gdy większość mgławic planetarnych jest sferyczna, wiele z nich ma podwójne płaty lub inną asymetrię. Chociaż proces może być prosty, rotacja gwiazd i pola magnetyczne mogą stworzyć menażerię struktur.

Szczegóły pokazują gęste globule wewnątrz mgławicy. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow, N. Cox, R. Wesson

Mgławica “Pierścień” jest prawdopodobnie najbardziej archetypową mgławicą planetarną. Znajduje się zaledwie 2 200 lat świetlnych od nas i jest wystarczająco jasna, aby można ją było zobaczyć przez lornetkę. Znana również jako M57, jest popularnym celem dla astronomów amatorów. Niedawno Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) wykonał zdjęcia Mgławicy Pierścień za pomocą kamery w bliskiej podczerwieni (NIRCam), jak i instrumentu średniej podczerwieni (MIRI), a wyniki pokazują niesamowite szczegóły.

Oba zdjęcia w wysokiej rozdzielczości pokazują, jak część pierścieniowa mgławicy jest wypełniona zagęszczeniami gazu wodorowego. Astronomowie zidentyfikowali ponad 20 000 zagęszczeń wewnątrz pierścienia, z których każda jest mniej więcej tak masywna jak Ziemia. Oba zdjęcia pokazują również skoki gazu promieniujące z pierścienia. Uważa się, że są to ślady złożonych cząsteczek, które mogą powstawać tylko w ciemnych regionach kosmosu. Kolce wskazują, gdzie wewnętrzne globule rzucają cienie, które pozwalają cząsteczkom tworzyć się bez zakłócania światła ultrafioletowego.

W szczególności zdjęcie z MIRI pokazuje również koncentryczne łuki gazu w najbardziej zewnętrznym obszarze mgławicy. Wskazuje to, że gwiazda przeszła przez cykle ogrzewania i chłodzenia, zanim ostatni okres ogrzewania odrzucił większość swojej atmosfery. Opierając się na rozstawie tych łuków, cykle występowały co 280 lat. To cykliczne zachowanie jest niezwykłe, ponieważ nie ma procesu jądrowego, który by go wytworzył. Zamiast tego astronomowie spekulują, że gwiazda centralna ma niewidocznego towarzysza krążącego wokół niej w odległości zbliżonej do Plutona od Słońca.

Webb rejestruje bardzo szczegółowy obraz w podczerwieni aktywnie formujących się gwiazd

Radosław B. AMBROŻY

James Webb Space Telescope uchwycił “wybryki” pary aktywnie formujących się młodych gwiazd, znanych jako Herbig-Haro 46/47, w wysokiej rozdzielczości w świetle bliskiej podczerwieni. Aby je znaleźć, należy prześledzić jasnoróżowe i czerwone kolce dyfrakcyjne aż do ich środka: Gwiazdy znajdują się w pomarańczowo-białej plamie. Są one głęboko zakopane w dysku gazu i pyłu, który wspomaga ich wzrost w miarę zwiększania masy. Dysk nie jest widoczny, ale jego cień można dostrzec w dwóch ciemnych, stożkowatych obszarach otaczających gwiazdy centralne.

Najbardziej uderzającymi szczegółami są dwustronne płaty rozchodzące się od aktywnie formujących się gwiazd centralnych, przedstawione w ognistym pomarańczowym kolorze. Duża część tego materiału została wyrzucona z tych gwiazd, które przez tysiące lat wielokrotnie pochłaniały i wyrzucały otaczający je gaz i pył.

Gdy materiał z niedawnych wyrzutów wpada na starszy materiał, zmienia kształt tych płatów. Ta aktywność przypomina dużą fontannę, która jest włączana i wyłączana w szybkim, ale losowym tempie, co prowadzi do powstawania wzorów w basenie poniżej. Niektóre dysze wysyłają więcej materiału, a inne startują z większą prędkością. Dlaczego? Jest to prawdopodobnie związane z tym, ile materiału spadło na gwiazdy w danym momencie.

Ostatnie wyrzuty materii z gwiazd mają kolor niebieski przypominający nitkę. Przebiegają one tuż pod czerwonym poziomym pikiem dyfrakcyjnym na godzinie 2. Wzdłuż prawej strony wyrzuty te tworzą wyraźniejsze faliste wzory. Są one punktowo rozłączone i kończą się niezwykłym nierównym jasnofioletowym okręgiem w najgrubszym pomarańczowym obszarze. Jaśniejsze niebieskie, kręcone linie pojawiają się również po lewej stronie, w pobliżu gwiazd centralnych, ale czasami są przyćmione przez jasnoczerwony pik dyfrakcyjny.

Wszystkie te dżety mają kluczowe znaczenie dla formowania się gwiazd. Wyrzuty regulują ilość masy, jaką ostatecznie gromadzą gwiazdy. (Dysk gazu i pyłu zasilający gwiazdy jest niewielki. Wyobraź sobie opaskę ciasno zawiązaną wokół gwiazd).

Teraz zwróć uwagę na drugą najbardziej widoczną cechę: musujący niebieski obłok. Jest to obszar gęstego pyłu i gazu, znany zarówno jako mgławica, jak i bardziej formalnie jako kula Boka. Oglądany głównie w świetle widzialnym, wydaje się niemal całkowicie czarny – prześwituje przez niego jedynie kilka gwiazd tła. Na wyraźnym obrazie Webba wykonanym w bliskiej podczerwieni możemy zajrzeć w głąb i przez mgliste warstwy tego obłoku, ukazując znacznie więcej Herbig-Haro 46/47, jednocześnie ujawniając głęboki zakres gwiazd i galaktyk, które znajdują się daleko poza nim. Krawędzie mgławicy mają delikatny pomarańczowy kontur, przypominający odwróconą literę L wzdłuż prawej i dolnej krawędzi.

Mgławica ta jest istotna – jej obecność wpływa na kształt dżetów wystrzeliwanych przez gwiazdy centralne. Gdy wyrzucona materia wbija się w mgławicę w lewym dolnym rogu, jest więcej okazji do interakcji dżetów z cząsteczkami w mgławicy, powodując ich wzajemne świecenie.

Istnieją jeszcze dwa inne obszary, na które warto zwrócić uwagę, aby porównać asymetrię obu płatów. Spójrz w prawy górny róg, aby dostrzec wyrzut w kształcie gąbki, który wydaje się być oddzielony od większego płata. Tylko kilka nitek półprzezroczystego materiału wskazuje na większy płat. Prawie przezroczyste, przypominające macki kształty również wydają się dryfować za nim, niczym serpentyny na kosmicznym wietrze. Dla kontrastu, w lewym dolnym rogu, spójrz poza potężny płat, aby znaleźć łuk. Oba składają się z materiału, który został wypchnięty najdalej i prawdopodobnie przez wcześniejsze wyrzuty. Łuki wydają się być skierowane w różnych kierunkach i mogą pochodzić z różnych wypływów.

Przyjrzyj się temu obrazowi jeszcze raz. Chociaż wydaje się, że Webb uchwycił Herbig-Haro 46/47 krawędzią do Ziemi, jedna strona jest ustawiona nieco bliżej Ziemi. Wbrew pozorom, jest to mniejsza prawa połowa. Chociaż lewa strona jest większa i jaśniejsza, jest skierowana od nas.

W ciągu milionów lat gwiazdy w Herbig-Haro 46/47 w pełni się uformują – oczyszczając scenę z tych fantastycznych, wielobarwnych wyrzutów, pozwalając gwiazdom podwójnym zająć centralne miejsce na tle wypełnionej galaktyki.

Webb może ujawnić tak wiele szczegółów w Herbig-Haro 46/47 z dwóch powodów. Obiekt znajduje się stosunkowo blisko Ziemi, a obraz Webba składa się z kilku ekspozycji, co dodaje mu głębi.

Herbig-Haro 46/47 znajduje się w odległości zaledwie 1470 lat świetlnych w konstelacji Vela.