Polarymetria rentgenowska odkrywa nigdy wcześniej niewidzianą materię wokół czarnej dziury

Czarna dziura w Cygnus X-1 jest jednym z najjaśniejszych obiektów na niebie w zakresie rentgenowskim. Promieniowanie w pobliżu czarnej dziury pochodzi od materii wysysanej z towarzyszącej jej gwiazdy. Credit: NASA, ESA, Martin Kornmesser

Międzynarodowy zespół naukowców z Japonii i Szwecji wyjaśnił jak grawitacja wpływa na kształt materii w pobliżu czarnej dziury w układzie podwójnym Cygnus X-1. Wyniki badań, które zostały opublikowane w najnowszym wydaniu periodyku Nature Astronomy mogą pomóc naukowcom lepiej zrozumieć naturę silnej grawitacji oraz ewolucję czarnych dziur i galaktyk

Niemal w środku gwiazdozbioru Łabędzia znajduje się gwiazda krążąca wokół pierwszej w historii odkrytej czarnej dziury. Razem z nią gwiazda tworzy układ podwójny znany jako Cygnus X-1. Owa czarna dziura jest także jednym z najjaśniejszych źródeł promieniowania rentgenowskiego na niebie. Niemniej jednak geometria materii, która stanowi źródło tego promieniowania pozostawała niepewna. Zespołowi badawczemu udało się uzyskać tę informację za pomocą nowej techniki zwanej polarymetrią rentgenowską.

Wykonanie zdjęcia czarnej dziury nie należy do rzeczy prostych. Przede wszystkim jak na razie niemożliwym jest bezpośrednie obserwowanie czarnej dziury, ponieważ światło nie może się z niej wydostać. Zatem zamiast obserwować czarną dziurę, naukowcy mogą obserwować promieniowanie pochodzące od materii znajdującej się w pobliżu czarnej dziury. W przypadku Cygnus X-1, owa materia pochodzi z gwiazdy, która ciasno krąży wokół czarnej dziury.

Większość widzianego przez nas promieniowania, jak na przykład to emitowane przez słońce, wibruje w wielu różnych kierunkach. Polaryzacja pozwala przefiltrować promieniowanie tak, abyśmy widzieli tylko to wibrujące w jednym kierunku. W ten sposób gogle śnieżne z soczewkami polaryzującymi pozwalają narciarzom lepiej widzieć podczas zjazdu ze stoku – odcinają bowiem światło odbite od śniegu.

Credit: Masako Hayashi, CORE-U, Hiroshima University

„Tak samo jest z twardymi promieniami rentgenowskimi w pobliżu czarnej dziury” mówi profesor Hiromitrsu Takahashi z Uniwersytetu w Hiroszimie. „Jednak twarde promieniowanie rentgenowskie oraz gamma pochodzące z bezpośredniego otoczenia czarnej dziury może przenikać przez taki filtr. Nie ma „gogli” działających na takie promienie, dlatego też potrzebowaliśmy innej metody, aby bezpośrednio wykryć i zmierzyć to rozpraszanie promieniowania.”

Badacze musieli określić skąd pochodzi promieniowanie i gdzie ulega rozproszeniu. Aby wykonać takie pomiary wypuścili polarymetr rentgenowski na balonie PoGO+. Dzięki niemu, zespół był w stanie określić jaka część twardego promieniowania rentgenowskiego odbijana jest od dysku akrecyjnego oraz zidentyfikować kształt materii.

Dwa rywalizujące modele opisują możliwy wygląd materii w pobliżu czarnej dziury w układzie podwójnym takim jak Cygnus X-1. Pierwszy model (po lewej) korona jest zwarta i ściśle związana z czarną dziurą. Fotony zakrzywiają się w kierunku dysku akrecyjnego prowadząc do większej ilości promieniowania odbitego. W modelu rozszerzonym korona jest większa i rozproszona w pobliżu czarnej dziury. W tym wypadku promieniowanie odbite od dysku jest słabsze.

Dwa alternatywne modele czarnej dziury. Credit: Fumiya Imazato, Hiroshima University

Dzięki tym informacjom, naukowcy będą w stanie odkryć więcej cech czarnych dziur. Jedną z takich cech jest spin. Spin może wpływać na czasoprzestrzeń w bezpośrednim otoczeniu czarnej dziury. Spin może także powiedzieć nam wiele o ewolucji czarnej dziury. Spin czarnej dziury może słabnąć od początku wszechświata, a może też ona akreować materię zwiększając tym samym swój spin.

„Czarna dziura w Łabędziu jest tylko jedną z wielu” mówi Takahashi. „Chcielibyśmy zbadać więcej czarnych dziur korzystając z polarymetrii rentgenowskiej, także tych znajdujących się bliżej centrum różnych galaktyk. Być może uda nam się lepiej zrozumieć ewolucję czarnych dziur oraz samych galaktyk?”

Źródło: Hiroshima University

Pierwszy udany test Ogólnej Teorii Względności wokół supermasywnej czarnej dziury

Obserwacje wykonane za pomocą Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) po raz pierwszy pozwoliły na odkrycie efektów przewidywanych przez Ogólną Teorię Względności Einsteina w ruchu gwiazdy przelatującej przez ekstremalne pole grawitacyjne w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. Ten długo oczekiwany wynik stanowi kulminację 26-letniej kampanii obserwacyjnej prowadzonej za pomocą teleskopów ESO w Chile.

Przesłonięta przez geste obłoki pochłaniającego promieniowanie pyłu, najbliższa nam supermasywna czarna dziura znajduje się 26 000 lat świetlnych od Ziemi w centrum Drogi Mlecznej. Ten grawitacyjny potwór o masie czterech milionów mas Słońca otoczony jest przez niewielką grupę gwiazd, krążących wokół niego z ogromnymi prędkościami. To ekstremalne środowisko – najsilniejsze pole grawitacyjne w naszej galaktyce – sprawia, że jest to idealne miejsce do badania grawitacji oraz do testowania ogólnej teorii względności.

Wizja artystyczna przedstawiająca trasę gwiazdy S2 podczas przelotu bardzo blisko supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum Drogi Mlecznej. Gdy zbliżała się ona do czarnej dziury bardzo silne pole grawitacyjne sprawiło, że barwa gwiazdy przesunęła się delikatnie ku czerwieni, co jest efektem przewidzianym przez ogólną teorię względności Einsteina.
Źródło: ESO/M. Kommesser

Nowe obserwacje w podczerwieni prowadzone za pomocą niewiarygodnie czułych instrumentów GRAVITY, SINFONI oraz NACO zainstalowanych na teleskopie VLT umożliwiły astronomom śledzenie jednej z tych gwiazd zwanej S2 podczas bardzo bliskiego przejścia w pobliżu czarnej dziury w maju 2018 roku. W najbliższym momencie gwiazda znalazła się mniej niż 20 miliardów kilometrów od czarnej dziury i poruszała się z prędkością przekraczającą 25 milionów kilometrów na godzinę – niemal trzy procent prędkości światła.

Zespół badaczy porównał pomiary położenia i prędkości uzyskane przez GRAVITY oraz SINFONI oraz wcześniejsze obserwacje S2 prowadzone za pomocą innych instrumentów z przewidywaniami newtonowskiej grawitacji, ogólnej teorii względności oraz innych teorii grawitacji. Nowe wyniki nie zgadzają się z przewidywaniami newtonowskimi i doskonale zgadzają się z przewidywaniami ogólnej teorii względności.

Diagram przedstawiający ruch gwiazdy S2 wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej. Diagram stworzono w oparciu o obserwacje prowadzone za pomocą teleskopów ESO na przestrzeni ponad 25 lat. Gwiazda okrąża czarną dziurę w czasie 16 lat. Źródło: ESO/MPE/GRAVITY Collaboration

Te wyjątkowo precyzyjne pomiary zostały wykonane przez międzynarodowy zespół naukowców kierowany przez Reinharda Genzela z Instytutu Maxa Plancka w Garching w Niemczech oraz jego współpracowników z całego świata. Obserwacje stanowią punkt kulminacyjny 26-letniej serii coraz to dokładniejszych obserwacji centrum Drogi Mlecznej za pomocą instrumentów ESO.

„To już drugi raz kiedy obserwowaliśmy bliskie przejście S2 w pobliżu czarnej dziury w centrum naszej galaktyki. Jednak tym razem, dzięki znacznie lepszym instrumentom, byliśmy w stanie obserwować gwiazdę z niespotykaną dotąd rozdzielczością” tłumaczy Genzel. „Przygotowaliśmy się do tych obserwacji przez kilka ostatnich lat, i chcieliśmy maksymalnie wykorzystać tę unikalną okazję do obserwowania grawitacyjnych efektów relatywistycznych”.

Symulacja orbit gwiazd krążących wokół supermasywnej czarnej dziury.
Źródło: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

Nowe pomiary wyraźnie ukazały nam efekt zwany grawitacyjnym przesunięciem ku czerwieni. Światło gwiazdy zostało rozciągnięte do większych długości fali przez bardzo silne pole grawitacyjne czarnej dziury. Zmiana długości fali promieniowania emitowanego przez S2 precyzyjnie zgadza się z tą przewidywaną przez ogólną teorię względności Einsteina. To pierwszy raz kiedy udało nam się zaobserwować to odchylenie od przewidywań prostszej teorii grawitacji zaproponowanej przez Newtona w ruchu gwiazdy w pobliżu supermasywnej czarnej dziury.

Diagram przedstawiający ruch gwiazdy S2 w trakcie przelotu w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej.
Źródło: ESO/MPE/GRAVITY

Zespół wykorzystał instrument SINFONI do pomiarów prędkości gwiazdy S2 w kierunku do/od Ziemi oraz instrument GRAVITY w interferometrze VLTI do wykonania ekstremalnie precyzyjnych pomiarów zmieniającego się położenia S2 w celu określenia kształtu jej orbity. GRAVITY jest w stanie tworzyć tak wyraźne zdjęcia, że może dostrzec ruch gwiazdy z nocy na noc kiedy porusza się ona w pobliżu czarnej dziury znajdującej się 26 000 lat świetlnych od Ziemi.

„Nasze pierwsze obserwacje S2 za pomocą GRAVITY wykonane dwa lata temu wskazywały już, że mamy do czynienia z idealnym laboratorium z czarną dziurą” dodaje Frank Eisenauer (MPE), główny badacz GRAVITY oraz spektrografu SINFONI. „W trakcie bliskiego przelotu, mogliśmy nawet wykryć słabą poświatę wokół czarnej dziury na większości zdjęć, co pozwoliło nam precyzyjnie śledzić ruch gwiazdy po orbicie, a tym samym odkryć grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni w widmie S2”.

Ponad sto lat po pierwszej publikacji artykułu z równaniami ogólnej teorii względności, teoria Einsteina po raz kolejny została potwierdzona – w dużo bardziej wyjątkowym laboratorium niż to było wcześniej można sobie wyobrazić!

Naukowcy mają nadzieję, że trwające obserwacje odkryją wkrótce kolejny efekt relatywistyczny – niewielką rotację orbity gwiazdy – tzw. precesję Schwarzschilda – gdy S2 będzie oddalała się od czarnej dziury.

Źródło: ESO

Konferencja ESO live

Na godzinę 14:00 Europejskie Obserwatorium Południowe zwołało konferencję, na której ogłosi wyniki obserwacji ścisłego centrum Drogi Mlecznej. Zapraszamy od oglądania już o 14:00

Mars Express odkrywa wodę w stanie ciekłym pod powierzchnią Marsa

Context map: NASA/Viking; THEMIS background: NASA/JPL-Caltech/Arizona State University; MARSIS data: ESA/NASA/JPL/ASI/Univ. Rome; R. Orosei et al 2018

Dane radarowe zebrane za pomocą sondy Mars Expres wskazują na obecność zbiornika ciekłej wody pod warstwami lodu i pyłu w okolicach południowego bieguna Marsa.

Dowody na obecność w przeszłości dużych ilości wody na Marsie w postaci wyschniętych sieci dolin rzecznych i gigantycznych kanałów odpływowych zostały już w przeszłości zebrane przez różne sondy krążące wokół Czerwonej Planety. Orbitery wraz z lądownikami i łazikami eksplorujące powierzchnię Marsa odkryły także minerały, które mogą powstać tylko w obecności ciekłej wody.

Jednak klimat planety zmienił się znacząco na przestrzeni trwającej 4,6 miliardów lat historii i dzisiaj na powierzchni nie ma warunków umożliwiających istnienie wody w stanie ciekłym, dlatego też naukowcy zaglądają pod powierzchnię. Wczesne wyniki uzyskane przez 15-letnią sondę Mars Express odkryły istnienie lodu wodnego na biegunach planety oraz w warstwach przedzielonych pyłem.

Obecność wody w stanie ciekłym u podstawy biegunowych czap lodowych podejrzewana była od dawna; jakby nie patrzeć, z badań prowadzonych na Ziemi, wiemy, że temperatura topnienia lodu wodnego obniża się pod ciśnieniem naciskającego na niego lodowca. Co więcej, obecność soli na Marsie może jeszcze bardziej obniżyć temperaturę topnienia, przez co może ona istnieć w stanie ciekłym poniżej temperatury zamarzania.

Jednak jak dotąd dowody zebrane za pomocą instrumentu MARSIS pozostawały niejednoznaczne. Niezbędna była wytrwałość naukowców pracujących na danych zebranych przez instrumenty badające to co znajduje się pod powierzchnią Marsa oraz opracowanie nowych technik, które pozwoliły na uzyskanie znacznie wyższej rozdzielczości danych, aby można było potwierdzić ekscytujące wnioski.

Odkrywanie podziemnej wody za pomocą radaru.

Przenikający glebę radar wykorzystuje metodą wysyłania impulsów radarowych w kierunku powierzchni i obliczania czasu jaki zajmuje odbicie ich z powrotem w kierunku sondy oraz mocy odbitego sygnału. Właściwości materii leżącej między nimi wpływają na odbity sygnał, który można następnie wykorzystać do stworzenia mapy topografii tego co pod powierzchnią.

Badania radarowe wskazują, że obszar południowego bieguna Marsa składa się z wielu warstw lodu oraz pyłu sięgających na głębokość aż 1,5 km na obszarze o szerokości 200 km. Szczególnie jasne odbicie sygnału radarowego pod powierzchnią tych depozytów zidentyfikowano w strefie o szerokości 20 km.

Analiza właściwości odbitych sygnałów radarowych oraz składu warstw i oczekiwanego profilu temperatur pod powierzchnią doprowadziła naukowców do wniosku, że jasne elementy stanowią punkt przejściowy między lodem a stabilnym zbiornikiem ciekłej wody, który może być bogaty w słone, wysycone osady. Aby MARSIS był w stanie wykryć taki zbiornik wody, musiałby on mieć co najmniej kilkadziesiąt centymetrów grubości.

„Ta podpowierzchniowa anomalia na Marsie ma właściwości radarowe odpowiadające wodzie lub osadom bogatym w wodę” mówi Roberto Orosei, główny badacz instrumentu MARSIS i główny autor artykułu opublikowanego dzisiaj w periodyku Science.

„To tylko jeden niewielki obszar, ale niesie on za sobą nadzieję na to, że na Marsie może być więcej takich podpowierzchniowych zbiorników wody, których odkrycie dopiero przed nami”.

Zdjęcie warstwowych depozytów na południowym biegunie Marsa wykonane przez sondę ExoMars

Odkrycie to na swój sposób przypomina odkrycie Jeziora Wostok 4 kilometry pod powierzchnią lodu na Antarktydzie. Wiemy, że w podlodowcowych jeziorach na Ziemi istnieją pewne formy mikrobów, ale czy podziemne zbiorniki zasolonej, bogatej w osady wody w stanie ciekłym na Marsie także mogą sprzyjać powstaniu życia teraz lub w przeszłości pozostaje kwestią otwartą.

Źródło: ESA

Skąd bierze się pył na Marsie?

Fragment formacji Medusae Fossae na Marsie ukazujący skutki miliardów lat erozji. Zdjęcie zostało wykonane za pomocą instrumentu HiRISE zainstalowanego na pokładzie sondy MRO Źródło: NASAJPL/University of Arizona

Pył pokrywający większą część powierzchni Marsa pochodzi w dużej mierze z jednej rozciągającej się na tysiąc kilometrów formacji geologicznej w pobliżu równika Czerwonej Planety, donoszą astronomowie.

Artykuł naukowy opublikowany w periodyku Nature Communications dowodzi zgodności chemicznej pomiędzy pyłem w atmosferze Marsa i formacją Medusae Fossae (MFF).

„Mars byłby znacznie mniej zapylony gdyby nie ten jeden potężny depozyt ulegający stopniowej erozji i zanieczyszczający praktycznie całą planetę” mówi współautor opracowania Kevin Lewis, profesor planetologii na Johns Hopkins University.

W filmie „Marsjanin” burza pyłowa powoduje ciąg wydarzeń, który sprawia, że na Czerwonej Planecie pozostaje astronauta grany przez Matta Damona. Tak jak w tym filmie, pył na Marsie stwarza zagrożenie dla prawdziwych misji, takich jak chociażby łazik Spirit. Drobny, przypominający puder materiał dostaje się do środka drogich instrumentów oraz pokrywa panele słoneczne niezbędne do zasilania całego urządzenia.

Na Ziemi pył oddzielany jest od miękkich formacji skalnych siłami natury: przez wiatr, wodę, lodowce, wulkany i uderzenia meteorytów. Przez ponad 4 miliardy lat jednak strumienie wody i przesuwające się lodowce także przyczyniły się do globalnych zapasów pyłu na Marsie. Choć kratery meteorytowe występują praktycznie wszędzie na czwartej planecie od Słońca, fragmenty powstałe wskutek uderzeń są zazwyczaj większe od drobnych cząstek, z których składa się marsjański pył.

„W jaki sposób Mars tworzy tak dużo pyłu, przecież żaden z tych procesów nie jest aktywny na Marsie? mówi główna autorka artykułu Lujendra Ojha, badaczka zatrudniona w laboratorium Lewisa. Choć wszystkie te czynniki mogły odgrywać istotną rolę w przyszłości, coś innego musi odpowiadać za ogromne ilości pyłu otaczające teraz całego Marsa.

Ojha wraz z zespołem naukowym skupiła się na składzie chemicznym pyłu. Lądowniki i łaziki znajdujące się w różnych częściach czerwonego globu przesyłają na Ziemię zaskakująco podobne dane dotyczące pyłu. „Wszędzie na planecie pył jest bogaty w siarkę i chlor i posiada on bardzo odmienny stosunek obfitości siarki do chloru” mówi Ojha.

Badacze przeanalizowali także dane zebrane przez sondę Mars Odyssey, która krąży wokół planety od 2001 roku. Ojha wraz ze współpracownikami ustaliła, że obszar MFF jest obfity w siarkę i chlor, a co więcej stosunek tych obfitości jest dokładnie taki sam jak w pyle na całej planecie.

Wcześniejsze badania dowiodły, że MFF ma pochodzenie wulkaniczne. Kiedyś rozmiarami porównywalny z 50% powierzchni USA, pod wpływem erozji za pomocą wiatru MFF zmniejszył się do około 20%, a mimo to pozostaje największym znanym depozytem wulkanicznym w Układzie Słonecznym.

Obliczając jak dużo materii ubyło z MFF w ciągu ostatnich trzech miliardów lat, naukowcy mogli z przybliżeniem podać ile pyłu aktualnie znajduje się na Marsie – wystarczająco dużo, aby całą powierzchnię planety pokryć warstwą o grubości od 2 do 12 metrów.

Cząstki pyłu mogą także wpływać na klimat Marsa pochłaniając sporo promieniowania słonecznego i tym samym prowadząc do niższych temperatur przy gruncie i wyższych w atmosferze. Taki kontrast może prowadzić do silniejszych wiatrów, które z kolei są w stanie poderwać z powierzchni więcej pyłu.

Choć okresowe burze pyłowe pojawiają się na Marsie co roku (marsjańskiego, który trwa około dwóch lat ziemskich), globalne burze pyłowe formują się raz na mniej więcej 10 lat.

Źródło: Johns Hopkins University

Mapy promieniowania na Europie a poszukiwanie śladów życia

Promieniowanie z Jowisza może niszczyć cząsteczki na powierzchni Europy. Materia pochodząca z oceanów Europy, która wydostaje się na powierzchnię będzie bombardowana promieniowaniem, które szybko będzie niszczyło jakiekolwiek biosygnatury czy chemiczne oznaki, które mogłyby świadczyć o obecności życia w oceanie. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Najnowsze mapy promieniowania docierającego do powierzchni lodowego księżyca Jowisza, Europy pozwalają naukowcom określić gdzie powinni patrzeć – i jak głęboko muszą sięgnąć – poszukując oznak przyjazności dla życia oraz biosygnatur.

Odkąd sonda Galileo dostarczyła nam silnych dowodów na obecność globalnego oceanu pod lodową skorupą Europy w latach dziewięćdziesiątych ubiegłego wieku, naukowcy uważają ten księżyc za jedno z najbardziej obiecujących miejsc w Układzie Słonecznym do poszukiwania składników życia. Mamy także dowody na słoną wodę pod powierzchnią, starającą się przedostać na powierzchnię.

Badając tę materię z wnętrza, naukowcy opracowujący przyszłe misje, mają nadzieję dowiedzieć się więcej o tym czy ocean Europy sprzyja powstawaniu życia. Niemniej jednak powierzchnia Europy jest bezustannie i intensywnie bombardowana promieniowaniem Jowisza. To promieniowanie może niszczyć lub zmieniać materię transportowaną na powierzchnię, przez co naukowcy mogą mieć trudności z określeniem czy owa materia faktycznie stanowi odpowiednik tej znajdującej się w oceanie pod powierzchnią.

Z uwagi na nadchodzące pierwsze sondy, których celem będzie eksploracja Europy, naukowcy wzięli się do rozwiązania niektórych problemów: gdzie promieniowanie jest najbardziej intensywne? Jak głęboko docierają energetyczne cząstki? Jak owo promieniowanie wpływa na to, co znajduje się na i pod powierzchnią – włącznie z biosygnaturami, które mogłyby wskazywać na istnienie życia.

Najnowszy artykuł naukowy opublikowany dzisiaj w periodyku Nature Astronomy stanowi najbardziej kompletny model i mapę promieniowania na Europie. Głównym autorem opracowania jest Tom Nordheim, badacz z Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie.

„Jeżeli chcemy zrozumieć co się dzieje na powierzchni Europy i jaki ma to związek z oceanem, musimy przede wszystkim zrozumieć promieniowanie. Czego poszukujemy analizując materię pochodzącą z warstwy podpowierzchniowej? Czy powie nam ona co się znajduje w oceanie czy jedynie co się stało z materią wskutek promieniowania?”

Wykorzystując dane z przelotu sondy Galileo w pobliżu Europy dwie dekady temu oraz pomiary elektronów wykonane przez sondę Voyager 1, Nordheim wraz ze swoim zespołem bliżej przyjrzał się elektronom uderzającym w powierzchnię księżyca. Badacze odkryli, że dawki promieniowania różnią się w zależności od lokalizacji. Najsilniejsze promieniowanie skoncentrowane jest w strefach wokół równika, a maleje im bliżej biegunów.

Po naniesieniu na mapę, strefy silnego promieniowania przyjmują kształty owalne połączone wąskimi końcami, które pokrywają ponad połowę księżyca.

Teraz naukowcy wiedzą gdzie znajdują się obszary najmniej zmienione przez promieniowanie. To może być kluczowa informacja dla badaczy konstruujących sondę Europa Clipper (JPL), która po wejściu na orbitę wokół Jowisza będzie monitorowała Europę w trakcie 45 bliskich przelotów w jej pobliżu. Sonda może zostać wyniesiona w przestrzeń kosmiczną już w 2022 roku, a na jej pokładzie znajdą się kamery, spektrometry, instrumenty badające plazmę oraz radary – wszystko w celu zbadania składu powierzchni księżyca i jego oceanów, oraz materii uwalnianej z powierzchni Europy.

W swoim najnowszym artykule, Nordheim nie ograniczył się jedynie do dwuwymiarowej mapy. Poszedł o krok dalej badając jak głęboko pod powierzchnię dociera promieniowanie. Tym samym udało się stworzyć trójwymiarowe modele najbardziej intensywnego promieniowania na Europie. Wyniki mówią nam jak głęboko naukowcy muszą się wkopać lub wwiercić podczas potencjalnych przyszłych misji lądowników, aby odkryć jakiekolwiek biosygnatury.

Odpowiedź waha się od 10-20 centymetrów w strefach najsilniejszego promieniowania, do 1 centymetra na wyższych szerokościach i w pobliżu biegunów księżyca.

Aby dojść do tych wniosków Nordheim przetestował wpływ promieniowania na aminokwasy, które są najprostszymi cząsteczkami kwalifikującymi się jako potencjalne biosygnatury.

Obecnie zespół misji Europa Clipper analizuje możliwe trajektorie lotu i proponowane przeloty nad wieloma regionami Europy, które doświadczają najniższych ilości promieniowania.

Źródło: NASA

W Grupie Lokalnej była kiedyś jeszcze jedna masywna galaktyka

Naukowcy z Uniwersytetu Stanu Michigan dowiedli, że Galaktyka Andromedy, nasza najbliższa, duża, galaktyczna sąsiadka, rozerwała i pożarła masywną galaktykę jakieś dwa miliardy lat temu.

Choć została ona w dużej mierze rozszarpana, owa masywna galaktyka pozostawiła po sobie mnóstwo śladów: niemal niewidoczne halo gwiazd większe od samej Galaktyki Andromedy, subtelny strumień gwiazd i osobną enigmatyczną galaktykę M32. Odkrycie i zbadanie tej zdziesiątkowanej galaktyki pomoże astronomom zrozumieć ewolucję oraz mechanizmy przetrwania dużych kolizji takich dyskowych galaktyk jak Droga Mleczna.

Zaburzona galaktyka, nazwana M32p była trzecią pod względem wielkości galaktyką w Lokalnej Grupie, plasując się tuż za Drogą Mleczną i Galaktyką Andromedy. Wykorzystując modele komputerowe Richard D’Souza oraz Eric Bell z Uniwersytetu Stanu Michigan byli w stanie zebrać te dowody i odkryć tę dawną siostrę Drogi Mlecznej. Wyniki swoich badań opublikowali w periodyku Nature Astronomy.

Naukowcy od dawna wiedzieli, że to niemal niewidoczne duże halo gwiazd otatczające galaktyki zawiera pozostałości mniejszych, wcześniej pożartych galaktyk. Naukowcy zakładają, że galaktyka taka jak M31 mogła już pożreć całe setki mniejszych od siebie galaktyk. Badacze spodziewali się zatem, że sprawi to, że będzie niezwykle trudno czegokolwiek dowiedzieć się o którejkolwiek z nich.

Wykorzystując nowe symulacje komputerowe, naukowcy byli w stanie wywnioskować, że nawet mimo tego, że Galaktyka w Andromedzie skonsumowała wiele mniejszych towarzyszek, większość gwiazd w zewnętrznym słabym halo Andromedy pochodzi z rozerwania jednej dużej galaktyki.

„To była swego rodzaju nasza eureka! Uświadomiliśmy sobie, że możemy wykorzystać te informacje o zewnętrznym gwiezdnym halo Andromedy do wyprowadzenia właściwości największej z tych rozerwanych galaktyk” mówi D’Souza, główny autor opracowania.

„Astronomowie już od tak dawna badają Lokalną Grupę – Drogę Mleczną, Andromedę i jej towarzyszki. Szokiem zatem było uświadomienie sobie, że Droga Mleczna miała jeszcze jedną dużą siostrę, o której do teraz nie wiedzieliśmy” mówi Bell, profesor astronomii na U-M.

Owa galaktyka nazwana M32p, która została rozerwana przez Galaktykę Andromedy, była co najmniej dwudziestokrotnie większa od jakiejkolwiek galaktyki, która połączyła się z Drogą Mleczną. M32p była masywna, i pod względem rozmiarów i masy większe od niej były tylko Droga Mleczna i M31.

Najnowsze prace mogą także pomóc rozwiązać odwieczną zagadkę powstania enigmatycznej galaktyki satelitarnej Andromedy – M32. Badacze sugerują bowiem, że zwarta i gęsta M32 jest w rzeczywistości jądrem M32p, które przetrwało zderzenie niczym pestka śliwki.

„M32 jest dziwaczna” mówi Bell. „Choć wygląda na kompaktowy przykład starej galaktyki eliptycznej, w rzeczywistości ma w sobie mnóstwo młodych gwiazd. To jedna z najbardziej kompaktowych galaktyk we Wszechświecie”.

Badania mogą wpłynąć także na tradycyjne rozumienie procesów ewolucji galaktyk. Naukowcy uświadomili sobie, że dysk Andromedy przetrwał zderzenie z masywną galaktyką, co stoi w sprzeczności z powszechną wiedzą, że takie duże zderzenia niszczą dyski i prowadzą do powstania galaktyk eliptycznych.

Moment zderzenia może także tłumaczyć zagęszczenie dysku Andromedy jak i wzrost aktywności gwiazdotwórczej, które miały miejsce dwa miliardy lat temu, a o których donieśli niezależnie badacze z Francji na początku tego roku.

„Galaktyka Andromedy podczas wzrostu aktywności gwiazdotwórczej mogła wyglądać zupełnie inaczej 2 miliardy lat temu. Gdy byłem na studiach mówiono nam, że zrozumienie procesu powstawania Galaktyki Andromedy i M32 znacząco wpłynie na naszą wiedzę o procesach powstawania galaktyk w ogóle” mówi Bell.

Źródło: University of Michigan

Jak wygląda M31? Sami zobaczcie (koniecznie pełen ekran)

Wysokie chmury Jowisza

Credits: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Jason Major

Powyższe zdjęcie przedstawia formację wysokich chmur otoczoną wirującymi strukturami w północno-północnym pasie umiarkowanym Jowisza.

Północna-północny pas umiarkowany jest jednym z wielu barwnych, wirujących pasów chmur na Jowiszu. Naukowcy od dekad zastanawiają się jak głębokie są owe pasy chmur. Pomiary grawitacyjne wykonane za pomocą sondy Juno podczas bliskich jej przelotów w pobliżu planety pozwoliły naukowcom odpowiedzieć na to pytanie. Juno odkryła, że owe pasy widoczne w atmosferze Jowisza sięgają głęboko, bowiem aż na 3000 km wgłąb atmosfery planety.

Sonda Juno wykonała powyższe zdjęcie 15 lipca 2018 roku podczas czternastego z kolei przelotu w pobliżu Jowisza. W momencie wykonywania zdjęcia sonda znajdowała się 6200 kilometrów od szczytów chmur Jowisza.

Zdjęcie obrobił Jason Major.

Źródło: NASA

NASA przygotowuje się do startu sondy Parker Solar Probe

Wczesną porą któregoś sierpniowego poranka Przylądek Canaveral na Florydzie rozświetli się wraz ze startem sondy Parker Solar Probe. Nie wcześniej niż 6 sierpnia 2018 roku rakieta Delta IV Heavy wystartuje w przestrzeń kosmiczną wynosząc sondę wielkości samochodu osobowego, która zbada Słońce z najmniejszej jak dotąd odległości.

20 lipca 2018 roku Nicky Fox, naukowiec projektu Parker Solar Probe z Johns Hopkins University APL w Laurel w stanie Maryland oraz Alex Young, zastępca dyrektora ds. naukowych w Heliophysics Science Division w NASA Goddard Space Flight Center w Greenbelt, omówili cele naukowe oraz technologie stojące za Parker Solar Probe.

„Od dziesięcioleci badamy Słońce, a teraz w końcu zmierzamy tam gdzie dzieje się prawdziwa akcja” mówił Young.

Nasze Słońce jest dużo bardziej złożone niż mogłoby się to wydawać na pierwszy rzut oka. Zamiast stałego, niezmiennego dysku widocznego gołym okiem, Słońce jest dynamiczną i magnetycznie aktywną gwiazdą. Atmosfera Słońca bezustannie emituje namagnetyzowaną materię, która wypełnia nasz układ słoneczny znacznie poza orbitą Plutona wpływając na każdy glob, który napotka na swojej drodze. Zwoje energii magnetycznej mogą prowadzić do rozbłysków promieniowania oraz strumieni cząstek, które przemierzają przestrzeń kosmiczną powodując zakłócenia w naszej atmosferze, czasami wpływając na sygnały radiowe i telekomunikacyjne w pobliżu Ziemi. Wpływ aktywności słonecznej na Ziemię oraz inne planety nazywa się pogodą kosmiczną, a kluczem do jej zrozumienia jest poznanie samego Słońca.

„Energia słoneczna bezustannie przepływa przez nasz świat” mówi Fox. „I choć wiatr słoneczny jest niewidoczny, możemy obserwować jak otacza nasze bieguny powodując powstawanie zorzy polarnych, które choć piękne – ukazują nam ogromne ilości energii i cząstek przedostających się przez naszą atmosferę. Słabo rozumiemy mechanizmy, które kierują w naszą stronę wiatr słoneczny, i właśnie w celu ich zrozumienia wybieramy się w kierunku słońca”.

Credits: NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

I tu właśnie pojawia się sonda Parker Solar Probe. Na pokładzie znajduje się cała paleta instrumentów do badania Słońca z daleka oraz na miejscu, bezpośrednio. Łącznie, dane z tych najnowocześniejszych instrumentów powinny pomóc naukowcom odpowiedzieć na trzy podstawowe pytania dotyczące naszej gwiazdy dziennej.

Jedno z tych pytań dotyczy przyspieszenia wiatru słonecznego, ciągłego wypływu materii ze Słońca. Choć w dużej mierze rozumiemy pochodzenie wiatru słonecznego na Słońcu, wiemy że jest pewien punkt – jak dotąd niezaobserwowany – w którym wiatr słoneczny przyspieszany jest do prędkości naddźwiękowych. Dane wskazują, że te zmiany zachodzą w koronie, regionie atmosfery Słońca, przez który sonda Parker Solar Probe przeleci bezpośrednio.

Po drugie, naukowcy mają nadzieję poznać sekrety potężnych temperatur korony. Widoczna powierzchnia Słońca ma temperaturę około 6000 stopni Celsjusza – jednak z jakiegoś, jeszcze nie znanego, powodu, korona jest setki razy gorętsza i temperatura tam dochodzi do milionów stopni. To sprzeczne z intuicją, skoro energia Słońca wytwarzana jest w jego jądrze.

Korona Słońca widoczna podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Credits: NASA/Gopalswamy

„To zupełnie tak jakbyśmy odchodząc od ogniska nagle poczuli intensywny wzrost temperatury” mówi Fox.

W końcu, instrumenty sondy Parker Solar Probe powinny odsłonić przed nami mechanizmy stojące za przyspieszaniem energetycznych cząstek, które osiągają prędkości rzędu połowy prędkości światła, uciekając ze słońca. Takie cząstki mogą zakłócać pracę elektroniki satelitów, szczególnie tych znajdujących się poza polem magnetycznym Ziemi.

Aby znaleźć odpowiedzi na te pytania sonda parker Solar Probe wyposażona została w cztery zestawy instrumentów:

FIELDS mierzy pola elektryczne i magnetyczne wokół sondy, rejestruje z dużą rozdzielczością fale i turbulencje w wewnętrznej heliosferze pozwalając nam zrozumieć pola związane z falami, falami uderzeniowymi i rekoneksją magnetyczną,
WISPR (Wide-Field Imager for Parker Solar Probe) – to jedyna kamera zainstalowana na pokładzie sondy. WISPR będzie miał za zadanie wykonywanie zdjęć struktur takich jak CME (koronalne wyrzuty masy), dżety oraz inne formy materii emitowanej ze Słońca,
SWEAP (Solar Wind Electrons Alphas and Protons Investigation) będzie zliczał najczęściej występujące cząstki wiatru słonecznego – elektrony, protony i jony helu, mierząc ich prędkość, gęstość i temperaturę, dzięki czemu lepiej poznamy wiatr słoneczny oraz plazmę koronalną.
ISʘIS (Integrated Science Investigation of the Sun, ʘ jest tutaj symbolem Słońca) będzie mierzył cząstki w szerokim zakresie energii. Mierząc elektrony, protony i jony, ISʘIS lepiej pozna cykl życia cząstek – ich źródło, źródło ich przyspieszenia oraz ucieczkę w przestrzeń międzyplanetarną.

Sonda Parker Solar Probe czeka na swój czas od ponad sześćdziesięciu lat. Od początku Ery Kosmicznej, ludzkość poznaje pełen zakres silnego wpływu Słońca na Układ Słoneczny. W 1958 roku, fizyk Eugene Parker opublikował przełomowy artykuł naukowy opisując w nim wiatr słoneczny. Obecnie przygotowywana sonda nosi jego imię – to pierwsza sonda nazwana na cześć żyjącego człowieka.

Dopiero w ostatnich kilku dekadach technologia umożliwiła nam urzeczywistnienie wizji sondy Parker Solar Probe. Kluczem do stworzenia sondy były trzy przełomy: najnowocześniejsza osłona termiczna, system chłodzenia paneli słonecznych oraz zaawansowany system zarządzania usterkami.

„Osłona termiczna jest jednym z tych elementów, które umożliwiły realizację tej misji” mówi Andy Driesman, menedżer projektu PSP w Johns Hopkins APL. „To ona pozwala instrumentom sondy pracować w temperaturze pokojowej”.

Pozostałe kluczowe innowacje to system chłodzenia paneli słonecznych oraz pokładowe systemy zarządzania usterkami. System chłodzenia paneli słonecznych umożliwia panelom wytwarzanie energii przy intensywnym ładunku termicznym, a system zarządzania usterkami chroni sondę podczas długich okresów czasu, w których nie będzie ona mogła komunikować się z Ziemią.

Choć rakieta Delta IV Heavy jest jedną z najpotężniejszych rakiet na Ziemi, to Parker Solar Probe jest stosunkowo niewielkim obiektem. Jednak PSP potrzebuje ogromnych ilości energii – start i osiągnięcie właściwej orbity w kierunku Słońca wymaga dużych ilości energii . Dzieje się tak ponieważ jakikolwiek obiekt wysyłany z Ziemi zaczyna podróż z prędkością zbliżoną do prędkości Ziemi wokół Słońca, a zatem obiekt musi osiągnąć potężną prędkość aby przeciwdziałać temu pędowi, zmienić kierunek i zbliżyć się do Słońca. Pierwszym celem misji będzie Wenus. Aby dotrzeć do Słońca, energia podczas startu sondy jest 55 razy większa od tej potrzebnej do dotarcia do Marsa i dwukrotnie większa od energii niezbędnej do wysłania sondy do Plutona.

Źródło: NASA

Księżyc okiem LRO na 60. rocznicę powstania NASA (fullscreen)

Źródło: NASA