Hubble wykrywa tarczę ochronną, chroniącą parę galaktyk karłowatych

Naukowcy potwierdzają istnienie nieuchwytnej Korony Magellana, gorącego halo, zjonizowanego gazu znanego wcześniej tylko teoretycznie.

Przez miliardy lat najmasywniejsi towarzysze Drogi Mlecznej – Wielki i Mały Obłok Magellana – odbywają burzliwą podróż przez przestrzeń kosmiczną, okrążając się nawzajem, będąc rozdarci przez przyciąganie grawitacyjne naszej własnej galaktyki. Ostatnie przewidywania teoretyczne sugerują, że te karłowate galaktyki satelitarne muszą być chronione przez wszechobecną tarczę, która uniemożliwia Drodze Mlecznej usunięcie ich niezbędnego gazu, z którego powstają gwiazdy. Ta tak zwana Korona Magellana, wykonana z doładowanego gazu o temperaturze pół miliona stopni, działałaby jako rodzaj kosmicznej strefy zderzenia wokół Obłoków Magellana, utrzymując gwiazdy i dysk w stosunkowo nienaruszonym stanie podczas zderzeń. Chociaż symulacje pokazują, że Korona Magellana powinna istnieć, dowody obserwacyjne pozostały nieuchwytne.

Wykorzystując połączenie unikalnego ultrafioletowego widzenia Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i Eksploratora Dalekiego Ultrafioletowego Spektroskopu, wraz z mocą sondowania odległych kwazarów, naukowcy w końcu byli w stanie wykryć i rozpocząć mapowanie Korony Magellana. Odkrycie tego rozproszonego halo gorącego gazu, rozciągającego się na ponad 100 000 lat świetlnych od Wielkiego Obłoku Magellana i pokrywającego znaczną część południowego nieba, potwierdza przewidywania i pogłębia naszą wiedzę na temat tego, jak małe galaktyki mogą oddziaływać z większymi galaktykami bez utraty paliwa potrzebne do przyszłego formowania się gwiazd.

Przez miliardy lat największe galaktyki satelitarne Drogi Mlecznej – Wielki i Mały Obłok Magellana – podążały niebezpieczną podróżą. Okrążając się nawzajem, gdy są przyciągane w kierunku naszej macierzystej galaktyki, zaczęły się rozplątywać, pozostawiając po sobie ślady gazowych szczątków. A jednak – ku zdumieniu astronomów – te galaktyki karłowate pozostają nienaruszone, z ciągłym energicznym formowaniem się gwiazd.

Wiele osób starało się wyjaśnić, w jaki sposób te strumienie materiału mogą się tam znajdować. Jeśli ten gaz został usunięty z tych galaktyk, w jaki sposób nadal tworzą gwiazdy? powiedział Dhanesh Krishnarao, adiunkt w Colorado College.

Dzięki danym z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i emerytowanego satelity Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), zespół astronomów kierowany przez Krishnarao w końcu znalazł odpowiedź: system Magellana jest otoczony koroną, ochronną tarczą gorący gaz doładowany. Spowoduje to otulenie dwóch galaktyk, zapobiegając wysysaniu ich dostaw gazu przez Drogę Mleczną, a tym samym umożliwiając im dalsze formowanie się nowych gwiazd. To odkrycie , które właśnie opublikowano w Nature , dotyczy nowego aspektu ewolucji galaktyk.

Galaktyki otaczają się gazowymi kokonami, które działają jak tarcze obronne przed innymi galaktykami.powiedział współbadacz Andrew Fox z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland.

Astronomowie przewidzieli istnienie korony kilka lat temu.

Odkryliśmy, że jeśli uwzględnimy koronę w symulacjach Obłoków Magellana spadających na Drogę Mleczną, po raz pierwszy moglibyśmy wyjaśnić masę wydobytego gazu. Wiedzieliśmy, że Wielki Obłok Magellana powinien być wystarczająco masywny, aby mieć koronę.wyjaśniła Elena D'Onghia, współbadaczka z Uniwersytetu Wisconsin–Madison.

Ale chociaż korona rozciąga się na ponad 100 000 lat świetlnych od Obłoków Magellana i pokrywa ogromną część południowego nieba, jest praktycznie niewidoczna. Mapowanie wymagało przeszukania 30 lat zarchiwizowanych danych w celu uzyskania odpowiednich pomiarów. Naukowcy sądzą, że korona galaktyki jest pozostałością pierwotnego obłoku gazu, który zapadł się, tworząc galaktykę miliardy lat temu. Chociaż korony były obserwowane wokół bardziej odległych galaktyk karłowatych, astronomowie nigdy wcześniej nie byli w stanie zbadać ich tak szczegółowo, jak ta.

Istnieje wiele przewidywań z symulacji komputerowych dotyczących tego, jak powinny wyglądać, jak powinny oddziaływać przez miliardy lat, ale obserwacyjnie nie możemy tak naprawdę przetestować większości z nich, ponieważ galaktyki karłowate są zwykle zbyt trudne do wykrycia.powiedział. Krysznarao.

Ponieważ znajdują się tuż za naszym progiem, Obłoki Magellana stanowią idealną okazję do badania interakcji i ewolucji galaktyk karłowatych.

W poszukiwaniu bezpośrednich dowodów na koronę magellańską zespół przeszukał archiwa Hubble’a i FUSE w poszukiwaniu ultrafioletowych obserwacji kwazarów znajdujących się miliardy lat świetlnych za nią. Kwazary to niezwykle jasne jądra galaktyk, w których znajdują się masywne aktywne czarne dziury. Zespół doszedł do wniosku, że chociaż korona byłaby zbyt ciemna, aby zobaczyć ją samodzielnie, powinna być widoczna jako rodzaj mgły zasłaniającej i pochłaniającej wyraźne wzory jasnego światła z kwazarów w tle. Obserwacje kwazarów Hubble’a były w przeszłości wykorzystywane do mapowania korony otaczającej galaktykę Andromedy .

Analizując wzorce w świetle ultrafioletowym z 28 kwazarów, zespół był w stanie wykryć i scharakteryzować materię otaczającą Wielki Obłok Magellana i potwierdzić, że korona istnieje. Zgodnie z przewidywaniami, widma kwazarów są odciśnięte wyraźnymi sygnaturami węgla, tlenu i krzemu, które tworzą halo gorącej plazmy otaczającej galaktykę.

Zdolność do wykrywania korony wymagała niezwykle szczegółowych widm ultrafioletowych.

Rozdzielczość Hubble’a i FUSE była kluczowa dla tego badania. Gaz koronowy jest tak rozproszony, że prawie go nie ma.wyjaśnił Krishnarao.

Ponadto jest mieszany z innymi gazami, w tym strumieniami wyciąganymi z Obłoków Magellana i materiałem pochodzącym z Drogi Mlecznej.

Mapując wyniki, zespół odkrył również, że ilość gazu zmniejsza się wraz z odległością od centrum Wielkiego Obłoku Magellana.

To doskonały znak rozpoznawczy, że ta korona naprawdę istnieje. Naprawdę okrywa galaktykę i chroni ją.powiedział Krishnarao.

Jak tak cienki całun gazu może chronić galaktykę przed zniszczeniem?

Wszystko, co próbuje przedostać się do galaktyki, musi najpierw przejść przez ten materiał, aby mogło wchłonąć część tego uderzenia. Ponadto korona jest pierwszym materiałem, który można wydobyć. Oddając trochę korony, chronisz gaz, który znajduje się w samej galaktyce i może tworzyć nowe gwiazdy.wyjaśnił Krishnarao.
info: Hubblesite

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.

Lecąc na (hipotetyczną) planetę 9: Po co ją odwiedzać, jak moglibyśmy się tam dostać i czy zaskoczyłoby nas jak Pluton?

W niedawnym badaniu przesłanym do Earth and Planetary Astrophysics międzynarodowy zespół naukowców omawia różne opcje projektowania misji w celu dotarcia do hipotetycznej Planety 9, znanej również jako „Planeta X”, którą według najnowocześniejszych modeli obecnie posiada wielka półoś licząca około 400 jednostek astronomicznych (AU). Naukowcy postulują, że wysłanie statku kosmicznego na Planetę 9 może przynieść korzyści naukowe, podobnie jak wtedy, gdy statek kosmiczny NASA New Horizons odwiedził Pluton w 2015 roku. Ale czy Planeta 9 rzeczywiście istnieje?

Trudno określić konkretną liczbę na poziomie ufności, ponieważ pozostaje wiele niewiadomych. Na razie powiedziałbym, że wydaje się prawdopodobne, że istnieje niezwykłe skupienie ekstremalnych obiektów transneptunowych. Nie wiemy, co powoduje to skupienie, ale Planeta 9 wydaje się być obiecującym kandydatem.powiedział dr Manavsi Lingam, który jest adiunktem w Florida Institute of Technology i współautorem badania.

Zanim Nowe Horyzonty NASA dotarły do ​​Plutona w 2015 roku, jedynymi zdjęciami Plutona, jakie naukowcy mieli, były rozmyte zdjęcia z teleskopów na Ziemi, a nawet Kosmiczny Teleskop Hubble’a nie mógł uzyskać niczego lepszego . Nauka o Plutonie była równie skąpa, ponieważ oszacowaliśmy jego masę, ale ponieważ nie mogliśmy dostrzec cech powierzchni, bardzo mało wiedzieliśmy o jego atmosferze, różnorodności geologicznej i wnętrzu. Jak podkreślają naukowcy, „bogactwo nowych danych” z New Horizons przewyższyło stare, ale czy moglibyśmy być równie zaskoczeni danymi z Planety 9, gdyby odwiedził tam statek kosmiczny?

To bardzo prawdopodobne. Nawet najlepsze teleskopy znacznie ustępują bliskim obserwacjom z sondy przelatującej nad ciałem niebieskim. Jest to jeszcze bardziej prawdziwe w przypadku ciał, które są daleko i słabo widoczne, co ma miejsce w przypadku Planety 9. Powodem jest fizyka. Im słabszy obiekt, tym większy musi być Twój teleskop, aby zebrać więcej światła z tego obiektu i tym dłużej musisz obserwować. Im dalej obiekt, tym więcej światła trzeba zebrać i tym większy musi być teleskop.powiedział dr Andrew Hein, który jest profesorem nadzwyczajnym/głównym naukowcem na Uniwersytecie w Luksemburgu i współautorem badania.

Aby dowiedzieć się, jak dostać się na Planetę 9, naukowcy proponują kilka projektów misji. Należą do nich asysta grawitacyjna Jowisza, wykorzystująca studnię grawitacyjną Jowisza lub Słońca do przyspieszania statku kosmicznego, rakiety chemiczne, napęd jądrowy i żagle laserowe. Z wyjątkiem żagli laserowych, czas potrzebny każdej metodzie na dotarcie do Planety 9 wahał się od niecałych 40 do 100 lat. Dzięki laserowym żaglom naukowcy oszacowali, że statek kosmiczny może dotrzeć do Planety 9 w ciągu 6,5-7 lat. Ale jakie kroki podejmuje się, aby ta technologia stała się rzeczywistością?

Technologia żagla laserowego jest obecnie wykorzystywana przez Breakthrough Starshot, projekt, w którym jestem częścią, i który znacząco rozwinął technologię w ciągu ostatnich 6 lat, w tym prototypy laboratoryjne. Chociaż technologia lotu jest na razie koncepcyjna, niektóre elementy konstrukcyjne technologii już istnieją w laboratorium. Celem projektu jest wystrzelenie laserowego żagla na inną gwiazdę, ale wersja na małą skalę powinna być możliwa do opracowania w ciągu najbliższych 10-15 lat przy budżecie mniejszym niż budżet na tradycyjną sondę kosmiczną (kilkaset miliony dolarów). Ta niewielka wersja, po opracowaniu, mogłaby zostać wykorzystana do osiągnięcia Planety 9 w ciągu kilku lat. Ale po opracowaniu wiązki laserowej takie sondy mogłyby być uruchamiane co tydzień po kosztach setki razy tańszych niż obecne sondy.powiedział Hein.

Na razie Planeta 9 pozostaje czysto hipotetycznym członkiem naszego ogromnego i znakomitego Układu Słonecznego, ale czy ogromny czas potrzebny na dotarcie tam konwencjonalnymi metodami uniemożliwiłby nam potencjalne odwiedzenie tego tajemniczego obiektu tak daleko od Słońca?

Chociaż stwierdzamy, że wymagany jest minimalny czas misji wynoszący 40-50 lat (z wyjątkiem lekkich żagli), ten długi czas lotu nie powinien nas zniechęcić. Sonda kosmiczna Voyager działała mniej więcej przez ten sam czas i nadal dostarcza mnóstwo danych. Domniemana misja na Planetę 9 (o ile istniała) nie tylko zrewolucjonizowałaby nasze rozumienie zewnętrznego Układu Słonecznego, ale mogłaby również umożliwić nam badanie innych celów po drodze – na przykład niektóre manewry zbliżają nas do Jowisza i Słońce, co wskazuje, że te światy również można badać.powiedział Lingam.

Astronomowie znajdują najstarszą mgławicę planetarną

Mgławice planetarne to krótkotrwałe „pozostałości” gwiazd podobnych do Słońca. Większość z tych „gwiezdnych duchów” trwa tylko – co najwyżej – około 25 000 lat. Zwykle ich chmury gruzu rozpraszają się tak szeroko, że dość szybko zanikają. Jest jednak taki, który przetrwał co najmniej 70 000 lat. To sprawia, że ​​jest „wielką damą” mgławic planetarnych.

Zespół astronomów kierowany przez członków Laboratorium Badań Kosmicznych (LSR) i Wydziału Fizyki Uniwersytetu w Hongkongu zauważył ten rzadki niebieski klejnot w otwartej gromadzie gwiazd M37. Krąży w naszej galaktyce w tym samym ramieniu galaktycznym co Słońce i zawiera około 1500 mas Słońca. Obiekt, nazwany IPHASX J055226.2+323724, jest trzecią znaną mgławicą planetarną związaną z gromadą otwartą w naszej galaktyce. Skąd astronomowie wiedzą, że jest tak stary?

Zrozumienie tej starzejącej się mgławicy planetarnej

Mgławica planetarna to gorący biały karzeł otoczony powłoką materii, którą wyrzuciła w miarę starzenia się. W niektórych mgławicach planetarnych powłoka jest mniej więcej okrągła, podczas gdy w innych może wyglądać dwubiegunowo . Promieniowanie gwiazdy ogrzewa mgławicę, co powoduje jej świecenie. Wiek rozszerzającej się skorupy może wydawać się trudny do określenia. Są jednak sposoby. Zespół, który odkrył ten obiekt, kierowany przez Quentina Parkera z HKU, odkrył, że ma on „wiek kinematyczny” 70 000 lat. To szacunkowe dane, ale trafne, biorąc pod uwagę szybkość rozszerzania się mgławicy. Wskazówki leżą w widmie emisyjnym światła emitowanego z gorącego, świecącego gazu w rozszerzającej się powłoce wokół umierającej gwiazdy. To są „linie emisyjne”.

Zespół założył również, że szybkość ekspansji pozostaje praktycznie taka sama od samego początku. Łącząc to wszystko, otrzymujesz czas, jaki upłynął od śmierci, gdy gwiazda jako pierwsza wyrzuciła swoje zewnętrzne warstwy. W tym przypadku chodzi o 70 000 lat. Dla porównania, większość „typowych” mgławic planetarnych trwa tylko około 5000 do 25 000 lat. To stosunkowo krótki czas w porównaniu z życiem gwiazdy, które mogło trwać około setek milionów lub miliardów lat.

Ponadto fakt, że IPHASX J055226.2+323724 jest nadal widoczny pomimo swojego wieku i powiększonych rozmiarów, czyni go podwójnie rzadkim. Jego lokalizacja pokazuje, że „żyje” w stosunkowo „bezpiecznym” środowisku. Ten dom w otwartej gromadzie pozwala na zanikanie rozszerzającej się chmury gazu i pyłu. Gdyby gwiazda znajdowała się w ośrodku międzygwiazdowym, powłoka mogłaby zostać rozerwana przez inne wpływy.

Dyskusja techniczna o IPHASX J055226.2 + 323724

Środowisko tej mgławicy planetarnej wewnątrz gromady gwiazd dało zespołowi naukowemu lepszy wgląd w pierwotną gwiazdę, która stworzyła mgławicę. Obecnie jest to biały karzeł, starzejąca się gwiazda protoplasta po tym, jak sama się kurczy i odrzuca swoje zewnętrzne warstwy. To bardzo gorący obiekt, którego ochłodzenie zajmie miliardy lat. Kiedy jednak była jeszcze gwiazdą podobną do Słońca, miała około 2-3 mas Słońca. Zespół był w stanie oszacować, jaką masę zawierał, kiedy po raz pierwszy wyrzucił materiał, który stał się skorupą, i ustalić, jaka jest jego masa. Korzystając z danych o odległości Gaia, doszli również do wniosku, że rozszerzająca się powłoka materii ma teraz średnicę około 3,2 parseków. (Dla porównania, odległość między Słońcem a jego najbliższą sąsiednią gwiazdą, Proxima Centauri, wynosi 1,3 parseków.

Dr Vasiliki Fragkou, pierwszy autor artykułu opisującego prace nad tą mgławicą, opisał środowisko otwartej mgławicy gromada-planetarna (OC-PN) jako:

Jestem bardzo podekscytowany, że mogę pracować nad tymi fascynującymi rzadkimi przypadkami OC- skojarzenia PN, ponieważ wciąż przynoszą ważne wyniki naukowe, podobnie jak wszystkie trzy przypadki, które znaleźliśmy, to motyle (dwubiegunowe) PN pod względem kształtu, wszystkie są bardzo słabe i wysoce rozwinięte, a wszystkie mają chemię typu I zgodnie z ich emisją linie i oczywiście wszystkie mają masy przodków od pośrednich do wysokich.

To rzadkie, ale przydatne

Ponieważ jest to dopiero trzeci znany przykład mgławicy planetarnej w otwartej gromadzie gwiazd w naszej galaktyce, dostarcza interesujących wskazówek dotyczących formowania się gromady, w której mieszka IPHASX J055226.2+323724. Korespondent profesor Quentin Parker wskazał, że jego grupa znalazła wszystkie trzy potwierdzone przykłady.

Są niezwykle rzadkie, ale są również bardzo ważne, ponieważ te piękne obiekty pozwalają nam niezależnie określać punkty w tak zwanym stosunku masy początkowej do końcowej (IFMR) dla gwiazd.

Funkcja masy początkowej opisuje rozkład mas gwiazdowych, które tworzą się w jednym zdarzeniu gwiazdotwórczym w danej objętości w przestrzeni. Obejmuje wszystkie obiekty gwiezdne, od małomasywnych brązowych karłów po najbardziej masywne uformowane gwiazdy. Jest to ważne w gromadach jako sposób na zrozumienie zakresu gwiazd, które zawierają, a wraz z istnieniem IPHASX J055226.2+323724 daje wgląd w typy gwiazd w M37.

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.

Nowe badania mogą pomóc naukowcom w wykorzystaniu soczewkowania grawitacyjnego do badania przyspieszającej ekspansji Wszechświata

Naukowcy wciąż bezskutecznie poszukują błędów w ogólnej teorii względności Einsteina, które mogłyby wyjaśnić tajemniczą siłę napędzającą przyspieszającą ekspansję Wszechświata. Naukowcy zbadali 100 milionów galaktyk, szukając oznak, że siła grawitacji zmieniała się w historii Wszechświata lub na ogromnych kosmicznych odległościach. Wszelkie oznaki takiej zmiany wskazywałyby, że ogólna teoria względności Einsteina jest niekompletna lub wymaga rewizji. Zmienność może również rzucić światło na to, czym jest ciemna energia , poza tym jest to nazwa, którą naukowcy nadają temu, co powoduje przyspieszenie ekspansji wszechświata.

Pomimo braku takich różnic w sile grawitacji, prace pomogą dwóm nadchodzącym teleskopom kosmicznym – misji Euclid Europejskiej Agencji Kosmicznej oraz Nancy Grace Roman Space Telescope – również w poszukiwaniu zmian siły grawitacji w przestrzeni i w czasie.

Nadal jest miejsce, aby zakwestionować teorię grawitacji Einsteina, ponieważ pomiary stają się coraz bardziej precyzyjne.powiedział w oświadczeniu członek zespołu i były badacz z odbytym stażem w NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL), Agnès Ferté.

Aby zobaczyć, dlaczego ciemna energia i przyspieszająca ekspansja Wszechświata są tak niepokojące dla naukowców, wyobraź sobie, jak pcha dziecko na huśtawce, obserwując, jak zwalnia i prawie całkowicie się zatrzymuje. Nagle huśtawka nagle przyspiesza i porusza się szybciej bez żadnego nacisku. Odpowiednikiem naukowców jest to, że ekspansja Wszechświata powinna zwalniać po początkowym uderzeniu Wielkiego Wybuchu . Ale tak nie jest. Przyspiesza, a termin „ciemna energia” jest zastępczym dla tajemniczej siły napędzającej to przyspieszenie. W rezultacie ciemna energia działa wbrew sile grawitacji — rozpychając kosmiczne obiekty, gdy grawitacja przyciąga je do siebie. A ponieważ ciemna energia stanowi około 68% zawartości energii i materii we Wszechświecie, jest to zagadka, którą naukowcy chcą rozwiązać. Ekipa Dark Energy Survey użyła 4-metrowego Teleskopu Victora M. Blanco w Chile, aby spojrzeć 5 miliardów lat wstecz.

Testowanie grawitacji w przestrzeni i czasie

Światło porusza się ze stałą prędkością , co oznacza, że ​​astronomowie widzą odległe obiekty kosmiczne takimi, jakimi były w przeszłości. Na przykład światło potrzebuje około siedmiu minut, aby dotrzeć ze Słońca na Ziemię, więc z naszej planety widzimy naszą gwiazdę taką, jaka była siedem minut temu. Poruszając się dalej, astronomowie patrząc na obiekt Drogi Mlecznej jeden rok świetlny od nas, widzą taki, jaki był rok temu. A w przypadku niektórych odległych galaktyk, które bada Teleskop Jamesa Webba, światło podróżuje do nas od dziesiątek miliardów lat i widzimy galaktyki takimi, jakimi były, gdy Wszechświat liczący 13,8 miliarda lat znajdował się we względnym niemowlęctwie. Jednak to nie obserwacje samych galaktyk mogą wskazywać na zmiany siły grawitacji, ale raczej to, co stało się z ich światłem podczas jego długiej podróży do teleskopu. Zgodnie z ogólną teorią względności masa zakrzywia samą strukturę czasoprzestrzeni, przy czym obiekty o większej masie powodują bardziej ekstremalną krzywiznę. Powszechna analogia polega na umieszczaniu kulek o różnej wadze na rozciągniętym arkuszu gumy. Kula do kręgli tworzy głębsze wgniecenie w arkuszu niż piłka tenisowa; gwiazda zakrzywia czasoprzestrzeń bardziej niż planeta.

Obiekty takie jak galaktyki zakrzywiają czasoprzestrzeń tak silnie, że gdy światło przechodzi przez galaktykę, jej ścieżka jest zakrzywiona. Kiedy to światło dociera do Ziemi , emitujący je obiekt przesuwa się w pozornej pozycji na niebie. Astronomowie nazywają to efektem soczewkowania grawitacyjnego. Ponieważ światło z obiektu tła może obrać różne ścieżki obok masywnego obiektu, takiego jak galaktyka – określanego jako obiekt soczewkowania – soczewkowanie grawitacyjne może sprawić, że źródło będzie wyglądało na zniekształcone, powiększone, a nawet w wielu miejscach na niebie. (To soczewkowanie grawitacyjne, które rozmazało odległe galaktyki na pierwszym zdjęciu z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba ).

Efekty soczewkowania grawitacyjnego mogą być jednak bardziej subtelne, a te subtelne efekty są często powodowane przez ciemną materię obiektu soczewkującego. A ponieważ ciemna materia oddziałuje tylko z grawitacją, całkowicie ignorując światło i inną materię, jej kształt i struktura są spowodowane wyłącznie tą siłą.

Einstein miał rację (znowu)

Wróćmy jednak do nowych badań. Naukowcy z Dark Energy Survey poszukiwali tych subtelnych zniekształceń, zwanych “słabym soczewkowaniem grawitacyjnym” na obrazach odległych galaktyk. Naukowcy doszli do wniosku, że ujawniłoby to zmiany w rozkładzie ciemnej materii w soczewkujących galaktykach, co z kolei wskazywałoby na zmiany siły grawitacji w czasie i przestrzeni — być może rzucając światło na tajemniczą ciemną energię. Jednak obserwacje kształtu ciemnej materii w 100 milionach galaktyk wykazały, że wszystko nadal jest zgodne z ogólną teorią względności Einsteina.

Nie oznacza to jednak, że zadanie się skończyło. Astronomowie zwrócą się teraz do teleskopów kosmicznych Euklidesa i Rzymu, które mają zostać wystrzelone odpowiednio w 2023 i 2027 roku, aby szukać tych zmian grawitacji w galaktykach, które są jeszcze starsze, mając nadzieję na dostrzeżenie zmian, które mogą wytyczyć kurs w kierunku zrozumienia ciemności. energia. Podczas gdy to nowe badanie przyglądało się galaktykom takim, jakim były 5 miliardów lat temu, Euclid spojrzy wstecz 8 miliardów lat, a Roman spojrzy jeszcze dalej, obserwując galaktyki takie, jakie były 11 miliardów lat temu, według NASA.

Wciąż mamy wiele do zrobienia, zanim będziemy gotowi na Euclida i Romana. Dlatego ważne jest, abyśmy nadal współpracowali z naukowcami z całego świata nad tym problemem, tak jak zrobiliśmy to w przypadku badania Dark Energy Survey.powiedział Ferté.

Wyniki zespołu zostały zaprezentowane 23 sierpnia na Międzynarodowej Konferencji Fizyki Cząstek i Kosmologii (COSMO’22) w Rio de Janeiro. Artykuł szczegółowo opisujący odkrycia zespołu został opublikowany w repozytorium preprintów arXiv.org.

Próbki z asteroidy Ryugu zawierają fragmenty pochodzące spoza Układu Słonecznego

Na długo przed tym, jak nasze Słońce zaczęło się formować, gwiazdy w naszej części galaktyki umierały. Jedna z nich eksplodował jako supernowa. Katastrofa stworzyła maleńkie ziarenka pyłu, a siła eksplozji przebiła się przez pobliską chmurę gazu i pyłu. Ta akcja zasiała obłok „obcymi” materiałami z martwej gwiazdy. Fala uderzeniowa supernowej spowodowała również, że obłok zapadł się na siebie, tworząc Słońce. „Pozostałościami” obłoku stały się planety, księżyce, pierścienie, komety i asteroidy naszego Układu Słonecznego.

Asteroida 162173 Ryugu zawiera ziarna tego pradawnego materiału z dawno minionej gwiazdy. Japońska misja Hayabusa2 zbadała Ryugu i zwróciła próbki tych ziaren pyłu do analizy przez naukowców. Dostarczają wskazówek na temat tej gwiazdy i warunków przed narodzinami Słońca. Starożytny pył gwiezdny nie jest zaskoczeniem dla astronomów. Występuje w prymitywnych pozaziemskich ziarnach. Dzięki analizie chemicznej astronomowie mogą dowiedzieć się, kiedy uformowały się jako gwiazda, starzejąc się i umierając. Większość z nich to krzemiany lub tlenki bogate w tlen lub ziarna wzbogacone w węgiel. Krzemiany są dość rzadkie. Dzieje się tak, ponieważ niszczą je wietrzenie chemiczne lub inne procesy na asteroidzie (lub na Ziemi). Tak więc, jeśli w ogóle zostaną znalezione, zwykle znajdują się w osłoniętej części asteroidy.

Naukowcy z Carnegie, Jens Barosch i Larry Nittler, pracowali z zespołem ds. wstępnej analizy Hayabusa2, aby określić skład chemiczny ziaren. Opublikowali swoje wyniki w niedawnym artykule w Nature Letters. Opisuje ziarna pyłu i ich znaczenie dla naszego zrozumienia wydarzeń przed Układem Słonecznym. Zasadniczo zespół przeprowadził serię testów mikroanalitycznych na próbkach Hayabusa2. Następnie porównali wyniki z podobnymi testami wykonanymi na chondrytach węglowych (prymitywnych meteorytach) znalezionych na Ziemi.

Zespół wykrył próbki „ziarna przedsłonecznego” w materiałach Ryugu, w tym ziarnach węglowych. Była też niespodzianka. Fragmenty próbek były delikatnym materiałem krzemianowym, co stanowi wskazówkę dotyczącą ich powstawania i warunków, w jakich przebywali na asteroidzie.

Różne rodzaje ziaren przedsłonecznych pochodzą z różnych typów gwiazd i procesów gwiezdnych, które możemy zidentyfikować na podstawie ich sygnatur izotopowych. Możliwość identyfikacji i badania tych ziaren w laboratorium może pomóc nam zrozumieć zjawiska astrofizyczne, które ukształtowały nasz Układ Słoneczny, a także inne obiekty kosmiczne.wyjaśnił Barosch.

Naukowcy dzielą ziarna przedsłoneczne na grupy, które łączą je z rodzajami gwiazd, które je stworzyły. Wiele ziaren z izotopami tlenu prawdopodobnie utworzyło się w wiatrach gwiazd asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB) o różnych masach i/lub metaliczności. Mogą również powstawać w supernowych. Ziarna krzemianu pochodzą z różnych źródeł: gwiazd AGB wyrzucanych z nowych lub supernowych. Ziarna grafitu przedsłonecznego prawdopodobnie pochodzą z gwiazd AGB i supernowych.

Skład i obfitość ziaren przedsłonecznych, które znaleźliśmy w próbkach Ryugu, są podobne do tych, które wcześniej odkryliśmy w chondrytach węglowych. Daje nam to pełniejszy obraz procesów formacyjnych naszego Układu Słonecznego, które mogą posłużyć jako źródło informacji dla modeli i przyszłych eksperymentów na próbkach Hayabusa2, a także innych meteorytach.wyjaśnił Nittler.

Ryugu to blisko Ziemi asteroida o średnicy około 1 kilometra, odkryta w 1999 roku. Jest to potencjalnie niebezpieczna asteroida z grupy Apollo . Ryugu okrąża Słońce raz na 16 miesięcy, a jego ścieżka przecina Ziemię. W najbliższym czasie może zbliżyć się nawet na jedną czwartą odległości Księżyca od naszej planety.

Ta asteroida jest również idealnym kandydatem, aby pomóc naukowcom zrozumieć mgławicę przedsłoneczną i historię asteroid. To część rodziny asteroid pozostałych po zderzeniu dwóch większych obiektów. To wydarzenie wysłało odłamki wirujące w kosmos. Naukowcy podejrzewają, że jej większe ciało rodzicielskie miało wewnętrzne ogrzewanie. Ryugu jest okrągły, ale z wybrzuszeniem na równiku, a jego powierzchnia pokryta jest głazami. Niektórzy sugerują nawet, że to martwa kometa.

Hayabusa 2 udał się do Ryugu, aby spróbować jego powierzchni. Na podstawie tego, co odkrył statek kosmiczny, naukowcy klasyfikują teraz Ryugu jako orbitującą stertę gruzu. Oznacza to, że jest luźno związany, a jego objętość jest co najmniej „w połowie pusta”. Powierzchnia jest dość porowata i ma 77 kraterów uderzeniowych. Ryugu stworzył nową, małą, wstrzykując w ziemię niewielką masę miedzi w celu zbadania materiałów podpowierzchniowych.

Inne ważne wydarzenia misji obejmują wdrożenie małego łazika powierzchniowego o nazwie MASCOT. Trzy inne łaziki pojechały zbadać różne części powierzchni (chociaż jeden się nie powiódł). Część misji polegająca na pobieraniu próbek z powierzchni zakończyła się w lutym 2019 r., a później tego samego roku Hayabusa2 rozpoczęła swoją podróż powrotną na Ziemię ze swoimi cennymi próbkami sprzed eonów. Szczegółowe badania materiałów ujawniły nie tylko obecność obcych ziaren pyłu. W regolicie asteroidy są również kuszące ślady aminokwasów (cegiełek budulcowych życia).

Fale grawitacyjne dadzą astronomom nowy sposób patrzenia do wnętrza gwiazd neutronowych

Trudno jest badać gwiazdy neutronowe. Znajdują się one w odległości lat świetlnych i mają tylko około 20 kilometrów średnicy. Są również wykonane z najgęstszego materiału we Wszechświecie. Tak gęste, że jądra atomowe łączą się, tworząc złożoną materię. Przez lata nasze rozumienie wnętrz opierało się na złożonych modelach fizycznych i na tym, jak niewiele danych udało nam się zebrać z teleskopów optycznych. Ale to zaczyna się zmieniać.

Wnętrzem gwiazdy neutronowej rządzi równanie stanu materii jądrowej, znane jako równanie Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (TOV). Równania są tak złożone, że wymagają potężnych komputerów do obliczenia, a odpowiedzi, które daje TOV, zależą od pewnych założeń, jakie przyjmujemy na temat zachowania materii jądrowej w dużych ilościach. Tak więc w naszym rozumieniu gwiazd neutronowych jest dużo niejasności. Wiemy, że mają one zazwyczaj około 20 kilometrów średnicy, ale nie znamy dokładnego związku między masą a rozmiarem gwiazdy neutronowej. Obserwacyjnie wiemy, że górna granica masy dla gwiazdy neutronowej wynosi około dwóch mas Słońca, ale nie znamy absolutnej granicy, jak w przypadku białych karłów. Nie wiemy również, czy kwarki mogą zostać uwolnione we wnętrzu, aby stworzyć dziwny rodzaj – gwiazdę kwarkową.

Jednym z wyzwań związanych z odpowiedzią na te pytania jest ograniczenie danych optycznych, którymi dysponujemy. Nie możemy zobaczyć wnętrza gwiazdy neutronowej, więc ograniczamy się do obserwacji pośrednich. Z obserwacji pulsarów radiowych wiemy na przykład, że gwiazdy neutronowe podlegają tak silnym trzęsieniom gwiazdowym, że zmieniają one prędkość rotacji gwiazdy neutronowej. To mówi nam, że gwiazdy neutronowe prawdopodobnie mają sztywną skorupę, która od czasu do czasu pęka, gdy gwiazda neutronowa się ochładza. Mamy również pewne pojęcie o wnętrzu gwiazdy neutronowej, obserwując widma supernowych powstałych podczas zderzeń gwiazd neutronowych. Powstałe w wyniku eksplozji elementy dają nam pośrednie dane o kompozycji wnętrza. Ale nasze rozumienie nadal w dużej mierze opiera się na teorii. Byłoby miło mieć nowy rodzaj narzędzia do badania gwiazd neutronowych, innego niż teleskopy optyczne.

Na szczęście dla nas mamy jeden. Teleskopy fal grawitacyjnych nie tylko wykryły łączenie się czarnych dziur, ale także łączenie gwiazd neutronowych. Fale wytwarzane przez spiralę dwóch gwiazd neutronowych nie są tak silne jak te wytwarzane przez czarne dziury, ale coraz lepiej je wykrywamy. Kolejna generacja teleskopów fal grawitacyjnych będzie w stanie bardziej szczegółowo badać łączenia się gwiazd neutronowych. To było przedmiotem nowego badania opublikowanego w Physical Review Letters.

W badaniu przyjrzano się, jak na fale grawitacyjne inspirujących gwiazd neutronowych wpływa rozmiar i kształt gwiazd neutronowych. W przeciwieństwie do łączenia czarnych dziur, które są całkowicie regulowane przez ogólną teorię względności, łączenia gwiazd neutronowych zależą częściowo od tego, jak gwiazdy neutronowe zmieniają kształt pod wpływem naprężeń grawitacyjnych. Jeśli gwiazdy neutronowe są sztywniejsze, to w miarę zbliżania się do siebie pozostaną dość kuliste, ale jeśli będą bardziej płynne, ulegną wcześnie deformacji. Zespół wykorzystał zaawansowany model do połączenia wzorów fal grawitacyjnych z równaniem stanu gwiazdy neutronowej i odkrył, że przyszłe obserwacje fal grawitacyjnych mogą zawęzić równanie stanu.

Wpływ na fale grawitacyjne jest niewielki, ale zespół stworzył model do kolejnego uruchomienia Advanced LIGO. Mają też gotowe modele dla następnej generacji instrumentów LIGO, znanych jako A+, które powinny mieć swoją pierwszą obserwację w 2025 roku. Nie powinno więc minąć dużo czasu, zanim otrzymamy falę danych, które mogą wreszcie ujawnić głębokie wnętrza gwiazd neutronowych.

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.

Oto największy obraz, jaki JWST zrobił do tej pory

Zespół naukowców korzystający z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba właśnie opublikował największe jak dotąd zdjęcie wykonane przez teleskop. Obraz jest mozaiką 690 pojedynczych klatek wykonanych za pomocą kamery bliskiej podczerwieni ( NIRCam ) teleskopu i obejmuje obszar nieba około osiem razy większy niż pierwszy obraz głębokiego pola JWST opublikowany 12 lipca, galaktyki, których wielu nigdy wcześniej nie widziało. Ponadto zespół mógł sfotografować jedną z najbardziej odległych galaktyk, jakie dotychczas zaobserwowano.

Naukowcy z Cosmic Evolution Early Release Science Survey (CEERS) powiedzieli, że mozaika pochodzi z płata nieba w pobliżu uchwytu Wielkiego Wozu. Zdjęcia zostały wykonane w ramach pierwszych obserwacji zespołu CEERS, który pracuje nad wykazaniem, że JWST może być skutecznie wykorzystywany do wykonywania przeglądów pozagalaktycznych, nawet gdy teleskop prowadzi inne obserwacje.

To TYLKO pierwsza epoka naszych obserwacji. Jesteśmy mniej niż w połowie naszego pełnego przeglądu, a już nasze dane doprowadziły do ​​nowych odkryć i nieoczekiwanej, ale nie niepożądanej obfitości nigdy wcześniej nie widzianych galaktyk.informował członek zespołu i astrofizyk Rebecca Larson na Twitterze.

W poście na blogu na stronie CEERS Larson dodał, że zachęcał wszystkich do otwarcia dostępnych tutaj obrazów w wysokiej rozdzielczości , aby powiększyć i zbadać. Ale ostrzeżenie, wersje obrazów w najwyższej rozdzielczości są ogromne i nie działa tak naprawdę, aby patrzeć na nie na małych ekranach, takich jak telefon.

Sama liczba galaktyk, które do tej pory uchwyciliśmy, budzi podziw!powiedział Larson.

Na dużej mozaice znajduje się kilka godnych uwagi galaktyk, które pokazano na wstawce powyższego zdjęcia. Pierwsza to galaktyka spiralna z przesunięciem ku czerwieni z=0,16. Rozdzielczość obrazowania JWST ujawnia dużą liczbę niebieskich grup gwiazdotwórczych i gromad gwiazd.

Istnieje również system oddziałujących galaktyk z przesunięciem ku czerwieni 1,4, nazwany przez zespół CEERS „Space Kraken”, a także dwie oddziałujące galaktyki spiralne z przesunięciem ku czerwieni z=0,7. Poniższy obraz pokazuje te galaktyki, a także coś wyjątkowego: strzałka wskazuje prawdopodobnie pierwszą supernową odkrytą na zdjęciach JWST.

Inne wstawki pokazują oszałamiającą galaktykę spiralną, która, jak twierdzi zespół, podkreśla zdolność JWST do rozwiązywania obiektów o małej skali nawet w przypadku umiarkowanie odległych galaktyk, a także przypadkowe ustawienie galaktyki z ogonem pływowym i grupą czerwonych galaktyk.

Naukowcy z CEERS Collaboration zidentyfikowali obiekt – nazwany galaktyką Maisie na cześć córki szefa projektu Stevena Finkelsteina – który może być jedną z najwcześniejszych galaktyk, jakie kiedykolwiek zaobserwowano. Podczas gdy znalezisko czeka na potwierdzenie, zespół opublikował na ten temat dokument. Galaktyka, której przesunięcie ku czerwieni nigdy wcześniej nie było widziane i byłaby nawet starsza niż SMACS 0723, który JWST sfotografował wcześniej. Astronomowie uważają, że JWST widzi tę galaktykę 300 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Jeśli jednak galaktyka Maisie zostanie potwierdzona, mogła powstać w ciągu zaledwie 290 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Było to w okresie zwanym Epoką Rejonizacji, kiedy pierwsze gwiazdy zaczęły się jonizować, gdy wodór zaczął się jonizować, umożliwiając pierwszemu światłu przeświecenie przez Wszechświat.