Tag: odkrycia

Migoczące gwiazdy dostarczają pyłu, który prowadzi do życia

Radosław B. AMBROŻY

Kiedy gwiazdy o małej i średniej masie wyczerpują zapasy wodoru, opuszczają fazę ciągu głównego i rozszerzają się, stając się czerwonymi olbrzymami – tak zwaną fazą Asymptotic Giant Branch (AGB). Gwiazdy w tej fazie ewolucji stają się zmienne (doświadczają zmian jasności), aby zrzucić swoje zewnętrzne położenia, rozprzestrzeniając pył w ośrodku międzygwiazdowym (ISM), który jest kluczowy dla rozwoju mgławic planetarnych i układów protoplanetarnych. Przez dziesięciolecia astronomowie starali się lepiej zrozumieć rolę, jaką odgrywają czerwone olbrzymy.

Badanie pyłu międzygwiazdowego i protoplanetarnego jest trudne, ponieważ jest on tak słaby w świetle widzialnym. Na szczęście pył ten pochłania światło i promieniuje jasno w podczerwieni (IR), dzięki czemu jest widoczny dla teleskopów IR. Korzystając z danych archiwalnych z wycofanych już misji Akari i Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), zespół japońskich astronomów przeprowadził pierwszy długookresowy przegląd pyłowych AGB i zaobserwował, że zmienna intensywność tych gwiazd pokrywa się z ilością pyłu, który produkują. Ponieważ pył ten odgrywa ważną rolę w powstawaniu planet, badania te mogą rzucić światło na pochodzenie życia.

Badania zostały przeprowadzone przez doktoranta Kengo Tachibana i jego kolegów z Instytutu Astronomii Uniwersytetu Tokijskiego. Dołączyli do nich astronomowie z University of Kagoshima, University of Tohoku oraz Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) w Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA). Ich artykuł “Investigation of mid-infrared long-term variability of dusty AGB stars using multi-epoch scan data of AKARI and WISE” ukazał się niedawno w Publications of the Astronomical Society of Japan.

Zdjęcie cykl życia gwiazdy podobnej do Słońca, od jej narodzin po lewej stronie zdjęcia do jej ewolucji w czerwonego olbrzyma po prawej. Źródło: ESO/M. Kornmesser

Astronomia w podczerwieni otworzyła nowy wgląd we Wszechświat, co zademonstrował Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST). JWST dostarczył najbardziej szczegółowych obrazów kosmosu, jakie kiedykolwiek widziano dzięki dużemu zwierciadłu głównemu, instrumentom IR i osłonie przeciwsłonecznej (która utrzymuje ją w temperaturach kriogenicznych). Należy jednak zauważyć, że Webb jest najnowszym z długiej listy obserwatoriów podczerwieni, które obejmują AKARI (pierwszy japoński teleskop kosmiczny IR), Kosmiczne Obserwatorium Herschela oraz kosmiczne teleskopy NASA WISE i Spitzer.

Jak wyjaśnił Tachibana w niedawnym komunikacie prasowym UTokyo, większość przeglądów w podczerwieni była krótkotrwała, co ma ograniczone możliwości dowiedzenia się więcej o słabszych gwiazdach i tych, które zbliżają się do końca swojego cyklu życia:

Badamy gwiazdy, a światło podczerwone z nich jest kluczowym źródłem informacji, które pomaga nam odkryć ich tajemnice. Do niedawna większość danych IR pochodziła z bardzo krótkich badań ze względu na brak zaawansowanych platform dedykowanych. Ale misje takie jak AKARI i WISE pozwoliły nam na dłuższe badania rzeczy. Oznacza to, że możemy zobaczyć, jak rzeczy mogą się zmieniać w dłuższych okresach czasu i co te zmiany mogą oznaczać. Ostatnio zwróciliśmy naszą uwagę na pewną klasę gwiazd znaną jako asymptotyczne olbrzymie gałęzie, które są interesujące, ponieważ są głównymi producentami pyłu międzygwiazdowego.

Pył międzygwiazdowy składa się z cięższych pierwiastków (węgla, tlenu, żelaza itp.) powstałych w wyniku fuzji jądrowej we wnętrzu gwiazdy. Pierwiastki te zostały pierwotnie utworzone przez pierwsze gwiazdy w naszym Wszechświecie (gwiazdy III populacji) i zgromadzone w ich zewnętrznych warstwach. Kiedy osiągnęły potrzebę swojej żywotności, te zewnętrzne warstwy zostały zdmuchnięte przez supernowe i rozproszone w całym kosmosie. Pierwiastki te stały się następnie częścią mgławic, z których powstały nowe populacje (populacja II i I), stopniowo zwiększając zawartość metali (“metaliczność”) gwiazd.

Wnętrze olbrzymiej gwiazdy tuż przed jej wybuchem. Warstwy elementów piętrzyły się jeden na drugim, wszystkie się łączyły, wszystkie szalone. Zdjęcie: R. J. Hall

Z czasem gwiazdy te weszły w fazę AGB i stały się głównym źródłem kosmicznego pyłu. Ale w przeciwieństwie do gwiazd III populacji, AGB produkują i rozprowadzają cięższe pierwiastki stopniowo do ISM, wyrzucając je z ich zewnętrznych warstw, zamiast zdmuchnąć je w masywnych eksplozjach. Podczas gdy astronomowie rozumieją to od dziesięcioleci, główne czynniki tego procesu są słabo rozumiane, co prowadzi ich do zastanowienia się, gdzie powinni szukać, aby dowiedzieć się więcej na ten temat. Powiedział Tachibana:

Nasze najnowsze badanie wskazało nam właściwy kierunek. Dzięki długookresowym obserwacjom w podczerwieni odkryliśmy, że światło z pyłowych AGB zmienia się w okresach dłuższych niż kilkaset dni. Odkryliśmy również, że sferyczne powłoki pyłu wytwarzane przez te gwiazdy, a następnie przez nie wyrzucane, mają koncentrację pyłu, która zmienia się wraz ze zmianami jasności gwiazd. Spośród 169 badanych pyłowych AGB, bez względu na okres ich zmienności, stężenia pyłu wokół nich pokrywałyby się. Jesteśmy więc pewni, że są one ze sobą powiązane.

Badania te dostarczyły cennego pierwszego kroku, demonstrując związek między stężeniem pyłu a zmiennością jasności gwiazdy. W następnym kroku zespół ma nadzieję zbadać możliwe fizyczne mechanizmy stojące za produkcją tego pyłu. W tym celu zespół planuje wykorzystać 6,5-metrowy teleskop w Obserwatorium Atacama Uniwersytetu Tokijskiego (TAO) w Chile. TAO zbliża się do ukończenia kamery MIMIZUKU w średniej podczerwieni i spektrografu, która ma rozdzielczość przestrzenną porównywalną z instrumentem średniej podczerwieni (MIRI) JWST.

Korzystając z tego instrumentu, zespół zamierza monitorować różne gwiazdy AGB nieprzerwanie przez wiele lat. Wraz z Webbem i innymi obserwatoriami podczerwieni nowej generacji, badania te ujawnią wiele o niewidocznych aspektach naszego Wszechświata.

Planety mogą chronić swoją wodę, dopóki ich gwiazda nie będzie stabilna

Radosław B. AMBROŻY

Tworzenie planet skalistych to niechlujny, niebezpieczny i gorący proces. Przyszłe planety gromadzą się razem, co wytwarza ciepło i ciśnienie na nowo narodzony świat. Pobliska młodociana gwiazda bombarduje je intensywnym promieniowaniem. To prawdopodobnie “wypala” wszelkie powierzchniowe oceany, jeziora lub rzeki, co jest katastrofą, jeśli szukasz miejsc, w których życie może powstać lub istnieć. To dlatego, że życie potrzebuje wody, a planety wokół tych gwiazd są jednymi z najbardziej narażonych na życie. Ale to nie wygląda zbyt optymistycznie, jeśli promieniowanie paruje wodę.

Naukowcy z University of Cambridge w Wielkiej Brytanii stworzyli złożony model, który opisuje świat, w którym większość wody jest zamknięta głęboko pod powierzchnią, nie w basenach lub oceanach, ale w skałach. Technicznie rzecz biorąc, jest uwięziony w minerałach głęboko pod powierzchnią. Jeśli warunki są odpowiednie na światach wokół tych najpowszechniejszych gwiazd w Galaktyce, może być w nich wystarczająco dużo wody, aby dorównać kilku ziemskim oceanom.

Clare Guimond, doktorantka z Cambridge, wraz z dwoma innymi badaczami, opracowała model, który opisuje noworodki wokół światów typu M krążących wokół czerwonych karłów.

Chcieliśmy zbadać, czy te planety, po tak burzliwym wychowaniu, mogą się zrehabilitować i przejść do wody powierzchniowej.powiedziała.

Praca jej zespołu pokazuje, że planety te mogą być bardzo dobrym sposobem na zastąpienie ciekłej wody powierzchniowej przepędzonej we wczesnym okresie życia gwiazdy macierzystej. “Model daje nam górną granicę ilości wody, jaką planeta może przenosić na głębokości, w oparciu o te minerały i ich zdolność do pobierania wody do swojej struktury.”

Czerwone karły typu M są najpowszechniejszymi gwiazdami w Galaktyce. To czyni je dobrymi przedmiotami do badania zmiennych formowania się planet. Powstają tak samo jak inne gwiazdy. Po przekroczeniu wieku niemowlęcego mają również tendencję do wybuchu i temperamentu, podobnie jak inne gwiazdy. Jednak pozostają kolki znacznie dłużej niż inne gwiazdy. To nie wróży dobrze powierzchniom planet (lub protoplanet) w pobliżu. Jeśli nie jest upieczona, woda migruje pod ziemię. Ale czy zdarzyłoby się to z każdą skalistą planetą? Jaki rozmiar świata potrzeba, aby to zrobić?

Zespół odkrył, że rozmiar planety i ilość minerałów zawierających wodę określa, ile wody może ona “ukryć”. Większość kończy w górnym płaszczu. Ta skalista warstwa leży bezpośrednio pod skorupą. Zwykle jest bogaty w tak zwane “minerały bezwodne”. Wulkany żywią się tą warstwą, a ich erupcje mogą ostatecznie przynieść parę i parę z powrotem na powierzchnię poprzez erupcje.

Oliwin jest minerałem występującym w skorupie ziemskiej i pod ciśnieniem przekształca się w bezwodne minerały wadsleyit i ringwoodite. Takie minerały mogą magazynować wodę głęboko pod powierzchnią planety. Zdjęcie: Tom Trower

Nowe badania wykazały, że większe planety – około dwa do trzech razy większe od Ziemi – zazwyczaj mają bardziej suchy skalisty płaszcz. To dlatego, że bogaty w wodę górny płaszcz stanowi mniejszą część jego całkowitej masy.

Ten nowy model pomaga planetologom zrozumieć nie tylko warunki w momencie narodzin Ziemi, ale także bogate w wodę obiekty, które akreują, tworząc planety. Jednak tak naprawdę jest bardziej ukierunkowany na środowisko formowania się większych planet skalistych wokół czerwonych karłów typu M. Dzięki burzowemu okresie dojrzewania ich gwiazdy, światy te prawdopodobnie doświadczały chaotycznych warunków klimatycznych przez długi czas. Mogły one działać, aby wysłać ciekłą wodę głęboko pod ziemię. Gdy ich gwiazdy się uspokoiły, woda mogła wynurzyć się na różne sposoby.

Model może również wyjaśnić, w jaki sposób wczesna Wenus mogła przejść od bycia jałowym krajobrazem piekielnym do świata wodnego. Kwestia wody na Wenus jest oczywiście nadal przedmiotem gorących dyskusji. Jeśli jednak cztery miliardy lat temu miał płynne baseny i oceany, jak do nich doszło?

Jeśli tak się stało, Wenus musiała znaleźć sposób na ochłodzenie się i odzyskanie wody powierzchniowej po urodzeniu się wokół ognistego Słońca. Możliwe, że w tym celu sięgnął do wody wewnętrznej.powiedział partner badawczy Guimonda, Oliver Shorttle.
Zespoły naukowe zidentyfikowały minerały typu ilastego na asteroidzie Bennu. Woda z takich obiektów jest wnoszona do większych światów podczas procesu akrecji.

Wreszcie, obecne badania mogą dostarczyć nowych wskazówek w poszukiwaniu egzoplanet nadających się do zamieszkania w pozostałej części Galaktyki.

To może pomóc w udoskonaleniu naszej klasyfikacji planet, które należy zbadać jako pierwsze. Kiedy szukamy planet, które mogą najlepiej utrzymywać wodę, prawdopodobnie nie chcemy planety znacznie masywniejszej lub znacznie mniejszej od Ziemi.mówi Shorttle.

Czynniki w modelu Guimonda mają również wpływ na powstawanie i mineralogię planet skalistych. Dokładniej, może wyjaśnić, co jest przechowywane wewnątrz planety, szczególnie między powierzchnią a płaszczem. Przyszłe badania prawdopodobnie przyjrzą się przyjazności i klimatom zarówno skalistych, jak i bogatych w wody powierzchniowe światów.

Kiedy gwiazdy neutronowe zderzają się, eksplozja jest idealnie sferyczna

Radosław B. AMBROŻY

Kilonowe to niesamowicie potężne eksplozje. Podczas gdy regularne supernowe występują, gdy zderzają się dwa białe karły lub jądro masywnej gwiazdy zapada się w gwiazdę neutronową, kilonowe występują, gdy zderzają się dwie gwiazdy neutronowe. Można by pomyśleć, że zderzenia gwiazd neutronowych wytworzą eksplozje o różnych dziwnych kształtach w zależności od kąta i prędkości zderzeń, ale nowe badania pokazują, że kilonowe są bardzo sferyczne, a to ma poważne implikacje dla kosmologii.

Eksplozje Kilonova zostały po raz pierwszy przewidziane w 1974 roku, ale byliśmy w stanie wiarygodnie je zidentyfikować dopiero w ostatniej dekadzie. Częściowo wynika to ze szczegółowej analizy spektralnej i częściowo z naszej zdolności do wykrywania łączenia się gwiazd neutronowych za pomocą fal grawitacyjnych. Połączenie danych grawitacyjnych i optycznych daje nam znacznie lepsze zrozumienie tych kolizji. Eksplozje Kilonova odgrywają kluczową rolę w ewolucji wszechświata, szczególnie w sposobie tworzenia ciężkich pierwiastków. Gwiazdy neutronowe są gęstą masą nukleonów, więc ich zderzenie tworzy i rozprasza większość pierwiastków dalej wzdłuż układu okresowego niż żelazo. Elementy takie jak złoto i platyna. Większość krytycznych materiałów dla naszej elektroniki powstaje w kilonowych. Ale szczegóły tego procesu nie są dobrze rozumiane, jak widać w tym ostatnim badaniu.

Zespół przyjrzał się danym z fali grawitacyjnej GW170817. Zdarzenie było również obserwowane na falach optycznych jako AT2017gfo. Z danych fal grawitacyjnych wiemy, że dwie gwiazdy neutronowe okrążały się około 100 razy na sekundę tuż przed zderzeniem, co oznacza, że eksplozja powinna była rozszerzyć się jako nieco spłaszczony dysk. Ale kiedy zespół zmierzył ruch rozszerzającej się powłoki, znaleźli sferyczną powłokę lżejszych pierwiastków. Dlatego wiemy, że eksplozja była sferyczna, a wiemy, że nie dlatego, że gwiazdy neutronowe zderzyły się w jakiś niezwykły sferyczny sposób. Coś w eksplozji sprawia, że jest kulisty, czego zespół się nie spodziewał.

Nie wiemy, dlaczego takie eksplozje kilonowej są sferyczne, ale są pewne pomysły. Jednym z nich jest to, że dwie gwiazdy neutronowe łączą się, tworząc pojedynczą supermasywną gwiazdę neutronową, zanim zapadną się. Innym jest to, że tworzenie się czarnej dziury podczas zderzenia uwalnia intensywny sferyczny wybuch energii w ostatniej chwili, co powoduje, że materia rozszerza się w bardziej sferyczny sposób. Zrozumienie szczegółów tego procesu będzie przedmiotem dalszych badań i pomoże nam zrozumieć proces tworzenia elementów.

Istnieje drugorzędna korzyść z tego odkrycia i ma to związek z ciemną energią i kosmiczną ekspansją. Różne pomiary kosmicznej ekspansji wykazały wskaźniki, które nieco się ze sobą nie zgadzają. To “napięcie” w naszych pomiarach oznacza, że istnieje subtelny problem z naszym modelem kosmologicznym. Aby rozwiązać ten problem, astronomowie poszukiwali nowych sposobów pomiaru ekspansji kosmicznej. Dzięki tej pracy astronomowie mogli wykorzystać kilonowe jako standardową świecę do pomiaru kosmicznej ekspansji. Ponieważ wybuchy kilonnowych są sferyczne, astronomowie mogą porównać pozorny rozmiar wybuchu supernowej z jej rzeczywistym rozmiarem widzianym przez ruch gazu, a tym samym zmierzyć tempo ekspansji kosmicznej na różnych odległościach.

Wciąż jest wiele rzeczy, których nie rozumiemy na temat kilonowej, ale dzięki tym badaniom mamy nowe sposoby rozumienia ich i wszechświata jako całości.

Czy czarne są źródłem ciemnej energii?

Radosław B. AMBROŻY

W 1920 roku astronomowie dowiedzieli się, że Wszechświat rozszerza się, jak przewidywała ogólna teoria względności Einsteina. Doprowadziło to do debaty wśród astrofizyków między tymi, którzy wierzyli, że Wszechświat rozpoczął się od Wielkiego Wybuchu, a tymi, którzy wierzyli, że Wszechświat istnieje w stanie ustalonym. W 1960 roku pierwsze pomiary kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła (CMB) wskazały, że ten pierwszy scenariusz jest najbardziej prawdopodobny. Do 1990 roku Głębokie Pola Hubble’a dostarczyły najgłębszych zdjęć Wszechświata, jakie kiedykolwiek wykonano, ukazując galaktyki pojawiające się zaledwie kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu.

Z biegiem czasu odkrycia te doprowadziły do zdumiewającego wniosku: tempo, w jakim rozszerza się Wszechświat (czyli stała Hubble’a) nie było stałe w czasie! Doprowadziło to do teorii ciemnej energii, niewidzialnej siły, która przeciwdziała grawitacji i powoduje przyspieszenie tej ekspansji. W serii artykułów międzynarodowy zespół naukowców kierowany przez University of Hawaii poinformował, że czarne w starożytnych i uśpionych galaktykach rosną bardziej niż oczekiwano. Stanowi to (jak twierdzą) pierwszy dowód na to, że czarne mogą być źródłem ciemnej energii.

W badaniach wzięli udział astronomowie i astrofizycy z Uniwersytetu Hawajskiego, Instytutu Fizyki Kosmologicznej Kavli, Instytutu Enrico Fermiego, Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO), Holenderskiego Instytutu Badań Kosmicznych (SRON), Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego (NRAO), Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), Instytutu Fizyki Fundamentalnej i Astronomii Mitchella i wiele uniwersytetów. Ich odkrycia pojawiły się w dwóch artykułach opublikowanych w The Astronomical Journal i The Astronomical Journal Letters.

Zgodnie z najszerzej akceptowanym modelem Wszechświata, ciemna energia stanowi 68% zawartości masy i energii we Wszechświecie. Teoria ta wskrzesiła ideę Einsteina, ale później odrzucił – że istnieje “stała kosmologiczna” (reprezentowana przez naukowy symbol delta), która “powstrzymuje” grawitację i zapobiega zapadnięciu się Wszechświata. Siła i ciemna materia (która stanowi 26,8% zawartości energii masowej) są integralną częścią najbardziej rozpowszechnionego obecnie modelu kosmologicznego, znanego jako model Lambda-Cold Dark Matter (LCDM).

Głównym argumentem stojącym za ciemną energią jest to, że istnieje specjalny rodzaj energii w czasoprzestrzeni (zwany energią próżni), która rozpycha Wszechświat. Istnieje jednak kilka problemów z tą teorią, z których nie najmniejszy ma związek z faktem, że nie ma bezpośrednich dowodów na tę tajemniczą energię. Co więcej, chociaż ta energia próżni jest zgodna z mechaniką kwantową, wszystkie próby jej obliczenia za pomocą kwantowej teorii pola okazały się suche. Do tego dochodzi pytanie, w jaki sposób energia ta pokrywa się z supermasywnymi czarnymi (SMBH) w naszym Wszechświecie.

Do 1970 roku astronomowie ustalili, że trwałym źródłem radiowym w centrum naszej galaktyki (Sagittarius A*) była czarna o masie 40 milionów Słońc. Dalsze obserwacje wykazały, że większość masywnych galaktyk ma SMBH w swoim regionie jądra, co było przyczyną powstania aktywnych jąder galaktycznych (AGN) lub kwazarów. Niezwykle potężna grawitacja SMBH powoduje, że otaczająca materia opada wokół nich, tworząc dyski akrecyjne i potężne relatywistyczne dżety, w których materia jest przyspieszana do prędkości bliskiej prędkości światła (i uwalnia ogromne ilości promieniowania w tym procesie).

Obecność tych gigantów w centrach najbardziej masywnych galaktyk wymagałaby niezwykle silnej siły, aby im przeciwdziałać. Jest to szczególnie prawdziwe, jeśli chodzi o osobliwości, które teoretycznie istnieją w ich rdzeniach, gdzie same prawa fizyki załamują się i stają się nierozróżnialne. Dało to początek egzotycznej teorii znanej jako “sprzężenie kosmologiczne”, która stwierdza, że SMBH mogą mieć ogromną energię próżni i że są powodem, dla którego Wszechświat się rozszerza.

W swoich artykułach zespół kierowany przez Duncana Farraha (astronoma z University of Hawai’i w Manoa i byłego doktora z Imperial College donosi o pierwszych obserwacyjnych dowodach na to, że czarne zyskują masę w sposób zgodny z nimi, zawierający energię próżni. Podczas gdy astrofizycy poszukiwali teoretycznego rozwiązania problemu ciemnej energii i czarnych, odkrycia zespołu rzekomo stanowią pierwszy obserwacyjny dowód na to, że czarne są źródłem ciemnej energii.

Jeśli to prawda, odkrycie usuwa potrzebę tworzenia osobliwości w centrach czarnych, rozwiązując długotrwałą debatę. Oznacza to również, że nic więcej nie jest potrzebne (żadnych nowych sił ani zmodyfikowanych teorii grawitacji), aby nasze modele kosmologiczne miały sens. Dr Chris Pearson, badacz z RAL Space, rady badawczej nadzorowanej przez brytyjską Radę ds. Obiektów Naukowych i Technologicznych (STFC) oraz dr Dave Clements z Wydziału Fizyki w Imperial College byli współautorami badań.

Jeśli teoria się utrzyma, zrewolucjonizuje to dziedzinę kosmologii, ponieważ w końcu mamy rozwiązanie dotyczące pochodzenia ciemnej energii, które wprawia kosmologów i fizyków teoretycznych w zakłopotanie od ponad 20 lat. To naprawdę zaskakujący wynik. Zaczęliśmy od przyjrzenia się, jak czarne rosną w czasie i być może znaleźliśmy odpowiedź na jeden z największych problemów kosmologii.powiedział Pearson w komunikacie prasowym RAL Space.

Zespół doszedł do tego wniosku, badając historię ewolucyjną SMBH w centrach gigantycznych galaktyk eliptycznych. Odnosi się to do typu “wczesnej galaktyki”, która uformowała się wcześnie we Wszechświecie i od tego czasu przestała tworzyć gwiazdy (“uśpione galaktyki”). Dziesięciolecia obserwacji pokazały, że czarne mogą zwiększać swoją masę na dwa sposoby: poprzez akrecję materii lub łączenie się z czarnymi. Jak wskazali w swoim pierwszym artykule, zespół zbadał gigantyczne galaktyki eliptyczne z przesunięciem ku czerwieni mniejszym niż z<2 (tak jak pojawiły się dziewięć miliardów lat temu).

Te uśpione galaktyki mają niewiele materii, aby ich SMBH mogły akreować, co oznacza, że dalszego wzrostu nie można wyjaśnić dwoma mechanizmami wymienionymi powyżej. Następnie zespół porównał obserwacje tych galaktyk eliptycznych – które wciąż wydają się młode – z lokalnymi galaktykami datowanymi na ok. 6,6 miliarda lat temu, które od tego czasu stały się uśpione. Obserwacje te ujawniły, że SMBH były od 7 do 20 razy większe niż dziewięć miliardów lat temu, znacznie większe niż przewidywano przez akrecję lub fuzje.

W swoim drugim artykule stwierdzają, w jaki sposób pomiary powiązanych populacji galaktyk w różnych punktach ich ewolucji (ok. 7,2 miliarda lat temu) wykazały podobną korelację między masą SMBH a rozmiarem Wszechświata. Stanowi to pierwszy dowód na “sprzężenie kosmologiczne”, pokazując, że ekspansja Wszechświata i wzrost SMBH są ze sobą powiązane. Jeśli zostanie to zrodzone z dalszych obserwacji, może skutecznie przedefiniować nasze rozumienie Wszechświata i natury czarnych. Jak podsumowała Farrah:

Tak naprawdę mówimy dwie rzeczy naraz: że istnieją dowody na to, że typowe rozwiązania czarnych nie działają w długiej, długiej skali czasowej i mamy pierwsze proponowane astrofizyczne źródło ciemnej energii. Nie oznacza to jednak, że inni ludzie nie zaproponowali źródeł ciemnej energii, ale jest to pierwszy artykuł obserwacyjny, w którym nie dodajemy nic nowego do Wszechświata jako źródła ciemnej energii: czarne w teorii grawitacji Einsteina są ciemną energią.

Oczywiście twierdzenia te spotkały się z pewnym sceptycyzmem społeczności astronomicznej/astrofizycznej. W szczególności twierdzenie autorów, że ich obserwacje stanowią dowód sprzężenia, zostało zakwestionowane w celu połączenia korelacji z przyczynowością. Astrofizyk, autor, popularyzator nauki i starszy współpracownik Forbesa, Ethan Siegel, zajął się tym w niedawnym odcinku Ask Ethan – specjalnej serii opisów. Po przeanalizowaniu ich badań Siegel zauważa, że wnioski autorów opierają się na głównym założeniu.

Ekspansja Wszechświata od Wielkiego Wybuchu do dziś. Źródło: NASA/WMAP Science Team

Założenie to jest takie, że istnieje “uniwersalny związek między masą centralnej czarnej a masą gwiazd w galaktyce, która może ewoluować w czasie kosmicznym, ale powinna być uniwersalna w danym momencie”. Na tej podstawie porównali SMBH, które wybrali do swoich danych próbnych, aby ustalić, czy istnieje “parametr sprzężenia” (reprezentowany jako k), który ma tę samą wartość w czasie kosmicznym. Ostatecznie zespół ustalił z pewnością 99,8%, że k ma wartość niezerową. Choć pozornie przekonujący, wniosek ten sprowadza się do zakładanego związku. Jak podsumował Ethan:

Autorzy zakładają istnienie sprzężenia, którego nie ma i przypisują postrzeganą ewolucję stosunku masy czarnej do masy gwiazdowej sprzężeniu, podczas gdy to, co się dzieje, to te galaktyki i ich czarne ewoluują. Ponieważ mierzymy każdą galaktykę tylko w “migawce” w czasie, nie mamy możliwości dowiedzenia się, jak ewoluuje pojedynczy obiekt, a ta konkretna metoda jest dokładnie tym, jak autorzy artykułu oszukują samych siebie, a co za tym idzie, każdego, kto w nie wierzy.

Ryzykując powtórzenie nadużywanego powiedzenia, “nadzwyczajne twierdzenia wymagają nadzwyczajnych dowodów”. Możliwość wielokrotnej weryfikacji wyników jest jednym z najważniejszych kwalifikatorów, aby dowody zostały uznane za wiarygodne. Innymi słowy, wyniki muszą być wielokrotnie możliwe do wykazania i (najlepiej) przy użyciu różnych metod. Autorzy przyznają to do wiadomości i mają nadzieję, że powtarzające się obserwacje je potwierdzą. Ale na razie twierdzenie, które złożyli, pozostaje niezwykłe i (biorąc pod uwagę implikacje) wymaga dalszego dochodzenia.