Gdzie poszukiwać oznak życia na Tytanie?

Spojrzenie na Tytana z pokładu sondy Cassini. Część dużych jezior metanu i etanu widać nawet przez mgłę. Źródło: NASA/JPL-Caltech/SSI

Najnowsze wyniki badań naukowych opublikowane w periodyku Astrobiology wskazują, że duże kratery są najlepszym miejscem do poszukiwań składników, z których mogło rozwinąć się życie na Tytanie, największym księżycu Saturna.

Pokryty lodem Tytan pokryty jest związkami organicznymi, jeziorami ciekłego metanu i otoczony jest gęstą, mglistą atmosferą azotu i metanu. To wszystko aż prosi się o zadanie pytania: dlaczego nie ma żadnego życia na tym zaskakująco podobnym do Ziemi globie. Być może to temperatura wynosząca -179 stopni Celsjusza hamuje wszelkie reakcje biochemiczne. Czy jest zatem jakiekolwiek miejsce na Tytanie, gdzie możemy mieć nadzieję na odkrycie na przykład aminokwasów?

Wykorzystując zdjęcia i dane z sondy Cassini oraz próbnika Huygens, naukowcy pracujący pod kierownictwem dr Catherine Neish, planetolożki z University of Western Ontario specjalizującej się w kraterach impaktowych, rozpoczęli poszukiwania najlepszych miejsc do poszukiwania związków biologicznych na powierzchni Tytana. Życie, takie jakie znamy, opiera się na związkach węgla i wykorzystuje wodę jako rozpuszczalnik. Powierzchnia Tytana jest bogata w związki węgla (węglowodory), o których wiemy, że tworzą aminokwasy, budulec białek niezbędnych do życia, wystawione na działanie wody w stanie ciekłym.

Tu właśnie leży problem: Tytan jest dużo za zimny, aby na jego powierzchni mogła występować woda w stanie ciekłym. Niemniej jednak jest nadzieja.

Pomiary radarowe wykonane za pomocą sondy Cassini, która krążyła wokół Saturna przez 13 lat, pozwoliły przeniknąć optycznie gęstą i nieprzejrzystą atmosferę Tytana, odsłaniając przed nami powierzchnię tego enigmatycznego globu. Nie spodziewaliśmy się tego co ujrzeliśmy – Tytan jest aktywny. Radar zainstalowany na Cassini odsłonił przed nami jeziora, wydmy, góry, doliny rzeczne i niewiele kraterów, co wskazuje, że na powierzchni Tytana zachodzą procesy wypełniania lub erozji starszych kraterów. Odkrycie globu podobnego do Ziemi w odległości dziewięciokrotnie większej od Słońca było czymś monumentalnym.

W środowisku tak podobnym do ziemskiego, gdzie byłoby najlepiej szukać śladów życia? Choć metanowe jeziora mogłyby wydawać się oczywistym wyborem, Neish wraz ze współpracownikami odkryła, że kratery oraz kriowulkany mogą być najciekawszymi miejscami. Proces powstawania obu tych formacji daje nadzieję na to, że kiedyś mogło w nich dochodzić do stopienia lodowej skorupy Tytana w ciekłą wodę, co jest niezbędnym krokiem do powstania złożonych biomolekuł.

Dr Morgan Cable, technolog z Jet Propulsion Laboratory jest ekspertem od tolinów (związków organicznych powstałych wskutek działania na proste mieszaniny gazu promieniowania kosmicznego). „Kiedy zmieszamy toliny z wodą w stanie ciekłym, szybko otrzymamy aminokwasy. Zatem każde miejsce gdzie jest ciekła woda na powierzchni Tytana lub blisko tej powierzchni, może być miejscem powstawania prekursorów życia – biomolekuł – które byłyby niezwykle istotne dla życia takiego jakie znamy” mówi Cable.

Sotra Facula to jeden z kriowulkanów na pwierzchni Tytana.
Źródło: NASA/JPL-Caltech/USGS/University of Arizona

To na co w takim razie postawić: na kratery czy na kriowulkany? Według Neish jednoznaczną odpowiedzią są kratery, pomimo tego, że nie ma ich tak wiele na Tytanie jak na naszym Księżycu.

„Kratery wyraźnie zwyciężyły z trzech powodów” mówi Neish reporterom Astrobiology Magazine. „Po pierwsze, jesteśmy pewni obecności kraterów na Tytanie. Powstawanie kraterów jest bardzo powszechnym procesem geologicznym i obserwujemy mnóstwo okrągłych struktur na powierzchni, które prawie na pewno są kraterami” mówi Neish.

Puls Kosmosu istnieje tylko dzięki swoim Patronom.

Aktualnie zaledwie 54 osoby odpowiadają za to, że tysiące codziennie mogą czytać co nowego dzieje się w świecie astronomii, astrofizyki i kosmologii.

Jeżeli podoba Ci się to co tutaj robię – wspieraj naszą działalność już od 5 PLN miesięcznie, aby Puls Kosmosu mógł pozostać medium dostępnym dla wszystkich, a nie tylko dla subskrybentów.

Twoje wsparcie naprawdę dużo znaczy.

„Po drugie, kratery prawdopodobnie mogły topić znacznie więcej wody niż kriowulkany, a to oznacza, że owa woda dłużej by zamarzała, a to znaczy, że woda w stanie ciekłym byłaby w nich obecna nieco dłużej” mówi Neish zaznaczając, że woda w stanie ciekłym jest kluczowa do rozpoczęcia złożonych reakcji chemicznych.

„Po trzecie, kratery impaktowe powinny prowadzić do osiągnięcia przez stopioną wodę wyższej temperatury niż kriowulkany” mówi Neish. Gorętsza woda oznacza szybsze tempo reakcji chemicznych, które mogłyby prowadzić do powstania związków biologicznych.

„W takim środowisku woda mogłaby pozostawać ciekła przez tysiące lat lub nawet dłużej” mówi Cable.

Kriowulkany nie są takie gorące. „Gdy dochodzi do erupcji kriowulkany, zazwyczaj dzieje się to tuż przy temperaturze topnienia lodu. Uważamy zatem, że jakakolwiek „lawa” na Tytanie byłaby pełna amoniaku, który obniża temperaturę zamarzania, zatem byłaby ona niezwykle zimna” mówi Neish.

Sotra Facula to jeden z kriowulkanów na Tytanie. Źródło: NASA/JPL-Caltech/USGS/Univ. of Arizona

Ostatnim gwoździem do trumny tych lodowych wulkanów jest fakt, że kriowulkanizm jest dużo rzadszym i przejściowym procesem. Wyobraź sobie lód, który ma niższą gęstość od wody, unoszący się w szklance wody. „Wypchnięcie wody spod lodu na jego powierzchnie jest niezwykle trudne, gdy mamy do czynienia z taką różnicą gęstości. Kriowulkanizm jest znacznie bardziej wymagający, a na powierzchni Tytana mamy bardzo mało dowodów na tego typu aktywność”.

W rzeczy samej, kriowulkanizm może nawet nie istnieć na Tytanie. „Sotra Facula (górzysta struktura na Tytanie, która wydaje się mieć przypominającą kalderę depresję) jest prawdopodobnie najlepszym i jedynym przykładem kriowulkanu na Tytanie, a więc ten proces jest znacznie rzadszy, jeżeli w ogóle tam istnieje”.

Kratery Sinlap (112 km średnicy), Selk (90 km) oraz Menrva (392 km), które są największymi świeżymi kraterami na Tytanie, są najlepszymi miejscami do poszukiwań kiedy już będziemy mieli zdolność poszukiwania biomolekuł na Tytanie. Do tego niezbędna jest sonda, która wylądowałaby na Tytania i wykonała pomiary na miejscu. Jednak czy to właśnie te miejsca powinny być celami następnej misji do Tytana? Nie wszyscy są przekonani.

„Nawet z takimi wynikami, wciąż nie wiemy gdzie szukać” mówi dr David Grinspoon z Planetary Science Institute. „Nie wykorzystałbym tych wyników do określenia celów dla kolejnej misji do Tytana. Jeszcze nie teraz”.

Zamiast tego Grinspoon chciałby przeanalizować więcej miejsc na Tytanie. „Ponieważ tak mało wiemy o tym globie, rozsądniejszym byłoby najpierw scharakteryzować większą paletę miejsc na Tytanie, a dopiero potem wysłać misję w jakieś konkretne miejsce” dodaje.

Niemniej jednak, choć Tytan jest fascynujący, poszukiwanie składników życia na tym mroźnym globie musi się gdzieś zacząć, a wyniki najnowszych badań dają nam nie jedno, a trzy potencjalne miejsca, w których moglibyśmy zacząć swoje poszukiwania.

Źródło: Astrobiology Magazine

Dane rentgenowskie mogą być pierwszym dowodem na zniszczenie planety przez gwiazdę

Przez niemal całe stulecie astronomowie łamią sobie głowy osobliwą zmiennością młodych gwiazd w gwiazdozbiorze Byka-Woźnicy jakieś 450 lat świetlnych od Ziemi. Jedna z tych gwiazd wydaje się szczególnie interesująca. Co kilkadziesiąt lat jasność gwiazdy spada na krótko, aby szybko powrócić do poprzedniej jasności.

W ostatnich latach astronomowie obserwowali częstsze spadki jasności trwające dłużej niż poprzednie. Co zatem okresowo przesłania gwiazdę? Odpowiedź, według astronomów, może rzucać światło na pewne chaotyczne procesy, które mają miejsce na wczesnym etapie rozwoju gwiazdy.

Teraz fizycy z MIT oraz z innych instytucji przeprowadzili obserwacje gwiazdy RW Aur A za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra. W trakcie badań znaleźli dowody na to, co może być przyczyną ostatniego pociemnienia gwiazdy: zderzenie dwóch młodych obiektów planetarnych, które doprowadziło do powstania gęstego obłoku pyłu i gazu. Gdy owe odłamki planetarne opadały na gwiazdę, stworzyły gęstą otoczkę, która tymczasowo przyćmiła światło emitowane przez gwiazdę.

„Symulacje komputerowe od dawna przewidują, że planety mogą opadać na młode gwiazdy, jednak jak dotąd niczego takiego nie obserwowaliśmy” mówi Hans Moritz Guenther, badacz z Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, który kierował badaniami. „Jeżeli nasza interpretacja danych jest prawidłowa, byłby to pierwszy raz w historii, kiedy udało nam się bezpośrednio zaobserwować młodą gwiazdę w trakcie pochłaniania planety czy też planet.”

Wcześniejsze pociemnienia gwiazdy także mogły być spowodowane podobnymi zderzeniami dwóch obiektów planetarnych lub dużych odłamków powstałych we wcześniejszych zderzeniach.

„To czyste spekulacje, ale jeżeli obserwujemy zderzenie dwóch dużych obiektów, to prawdopodobne jest że wskutek tego zderzenia znajdą się one na nietypowych orbitach, które zwiększają prawdopodobieństwo zderzenia z innymi obiektami” mówi Guenther.

Guenther jest głównym autorem artykułu opisującego uzyskane przez badaczy wyniki, a który opublikowany został wczoraj w periodyku Astronomical Journal.

Naukowcy, którzy badają wczesne etapy rozwoju gwiazd często przyglądają się ciemnym obłokom w Byku i Woźnicy, całemu zbiorowi obłoków molekularnych, w których znajdują się gwiezdne żłobki zawierające tysiące młodych gwiazd. Młode gwiazdy powstają wskutek kolapsu zagęszczeń gazu i pyłu występujących właśnie w takich obłokach. Bardzo młode gwiazdy, w przeciwieństwie do gwiazd dojrzałych takich jak Słońce, wciąż otoczone są przez rotujące dyski odłamków, pełne pyłu, gazu i zagęszczeń materii o rozmiarach od małych ziaren pyłu, przez kamienie po młodociane planety.

„Jeżeli spojrzymy na nasz układ planetarny, to zobaczymy planety, ale nie zobaczymy masywne dysku wokół słońca” mówi Guenther. „Takie dyski istnieją przez może 5 do 10 milionów lat. W Byku także mamy już wiele gwiazd, które już utraciły swoje dyski, choć część nadal wskazuje na ich obecność. Jeżeli zatem chcesz się dowiedzieć co się dzieje pod koniec procesu rozpraszania dysków okołogwiezdnych, Byk jest właściwym miejscem dla twoich badań”.

Guenther wraz ze współpracownikami skupił się na gwiazdach, które są jeszcze na tyle młode, aby posiadać własne dyski. W szczególności interesowała ich RW Aur A, która znajduje się przy górnym ograniczeniu zakresu wieku młodych gwiazd, a jej wiek szacuje się na kilka milionów lat. RW Aur A jest składnikiem układu podwójnego, co oznacza, że krąży ona wokół wspólnego środka masy z gwiazdą RW Aur B. Obie gwiazdy mają mniej więcej tę samą masę co Słońce.

Od 1937 roku astronomowie rejestrowali znaczące spadki jasności RW Aur A, do których dochodziło co kilkadziesiąt lat. Każde pociemnienie trwało około miesiąca. W 2011 roku gwiazda pociemniała ponownie, tym razem jednak na około pół roku. Po tym czasie gwiazda wróciła do poprzedniej jasności, aby pociemnieć znowu w połowie 2014 roku. W listopadzie 2016 roku gwiazda powróciła do pełnej jasności.

Astronomowie podejrzewają, że owe pociemnienia spowodowane są przez przechodzące między gwiazdą a nami strumienie gazu na zewnętrznej krawędzi dysku. Inni naukowcy podejrzewają, że pociemnienia mają źródło w procesach zachodzących bliżej centrum gwiazdy.

„Chcieliśmy przebadać materię, która przesłania gwiazdę, a która z pewnością i tak w jakiś sposób związana jest z dyskiem” mówi Guenther.

W styczniu 2017 roku RW Aur A pociemniała ponownie, a zespół badaczy wykorzystał Obserwatorium Rentgenowskie Chandra do obserwacji gwiazdy w zakresie promieniowania rentgenowskiego.

„Promieniowanie rentgenowskie pochodzi z gwiazdy, a widmo rentgenowskie ulega zmianom gdy promienie przechodząc przez gaz wypełniający dysk” mówi Guenther. „Poszukujemy w tych promieniach X okreslonych sygnatur pozostawionych przez gaz.”

Łącznie Chandra zarejestrowała 50 kilosekund czyli prawie 14 godzin danych rentgenowskich emitowanych przez gwiazdę. Po przeanalizowaniu tych danych, badacze doszli do kilku zaskakujących wniosków: otaczający gwiazdę dysk zawiera ogromne ilości materii; gwiazda jest dużo gorętsza niż tego oczekiwano, a dysk zawiera dużo więcej żelaza niż oczekiwano – nie tak dużo jak na Ziemi, ale więcej niż w typowym księżycu Układu Słonecznego. (Nasz własny Księżyc ma jednak dużo więcej żelaza niż ów dysk).

Ten ostatni punkt szczególnie zaintrygował naukowców. Zazwyczaj rentgenowskie widmo gwiazdy zawiera sygnatury różnych pierwiastków takich jak tlen, żelazo, krzem czy magnez, a ilość każdego z tych pierwiastków zależy od temperatury panującej w dysku otaczającym gwiazdę.

„Tutaj widzimy dużo więcej, 10 razy więcej, żelaza niż kiedykolwiek wcześniej, co jest bardzo nietypowe, ponieważ zazwyczaj gwiazdy aktywne i gorące mają mniej żelaza niż inne, podczas gdy ta ma więcej. Skąd się zatem wzięło to całe żelazo?”

Badacze podejrzewają, że to nadmiarowe żelazo może pochodzić z jednego z dwóch możliwych źródeł. Pierwszy jest zjawisko znane jako pułapka ciśnienia pyłu, w której małe ziarna lub cząstki takie jak żelazo mogą zostać uwięzione w „strefach śmierci” dysku. Gdy struktura dysku nagle się zmienia, na przykład podczas bliskiego przejścia drugiej gwiazdy, powstałe w ten sposób siły pływowe mogą uwolnić uwięzione cząstki, które mogą następnie opaść na gwiazdę.

Druga opcja jest dla Guenthera nieco bardziej przekonująca. W tym scenariuszu nadmiar żelaza powstaje gdy dwa planetezymale, zarodki obiektów planetarnych zderzają się ze sobą, powodując powstanie gęstego obłoku cząstek. Jeżeli jedna lub obie planety biorące udział w zderzeniu są w części zbudowane z żelaza, ich zderzenie może doprowadzić do uwolnienia dużej ilości żelaza do dysku gwiazdy i tymczasowo przesłonić jego promieniowanie gdy owa materia opada na gwiazdę.

„W młodości gwiazdy może dochodzić do wielu różnych procesów, ale te dwa scenariusze mogą doprowadzić do tego co udało nam się zaobserwować” mówi Guenther.

Badacze planują dalsze obserwacje gwiazdy, w których będą sprawdzali czy zmienia się ilość żelaza otaczającego gwiazdę – w ten sposób można byłoby ustalić rozmiar źródła żelaza. Jeżeli dla przykładu za rok zaobserwowanoby tę samą ilość żelaza, oznaczałoby to, że pochodzi ono ze stosunkowo masywnego źródła, takiego jak zderzenie planet.

Źródło: MIT

Superostre zdjęcia z nowego układu optyki adaptacyjnej na VLT

Teleskop VLT (Very Large Telescope) wykonał pierwsze obserwacje z wykorzystaniem nowego trybu optyki adaptacyjnej zwanego tomografią laserową. Podczas obserwacji uzyskano zaskakująco ostre zdjęcia testowe planety Neptun, gromad gwiazd oraz wielu innych obiektów. Pionierski instrument MUSE pracujący w trybie Narrow-Field przy wykorzystaniu modułu optyki adaptacyjnej GALACSI może teraz wykorzystywać tę technikę do korygowania turbulencji atmosfery na różnych wysokościach. Dzięki temu możliwe jest teraz uzyskiwanie z powierzchni Ziemi zdjęć ostrzejszych w zakresie widzialnym niż za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Połączenie wyjątkowej ostrości zdjęć ze spektroskopowymi zdolnościami MUSE umożliwi astronomom dużo bardziej szczegółowe niż dotychczas badanie właściwości obiektów astronomicznej.

Instrument MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) zainstalowany na telekopie VLT współpracuje z układem optyki adaptacyjnej GALACSI. Układ ten z kolei wykorzystuje Laser Guide Star Facility, 4LGSSF, podsystem układu Adaptive Optics Facility (AOF). AOF odpowiada za optykę adaptacyjną instrumentów zainstalowanych na Teleskopie UT4. MUSE jest pierwszym instrumentem, który skorzystał z nowego modułu i obecnie korzysta z dwóch trybów optyki adaptacyjnej – szeroko- i wąskokątnego.

Zdjęcie Neptuna wykonane przez VLT z wykorzystaniem/bez wykorzystania układu optyki adaptacyjnej. Credit: ESO/P. Weilbacher (AIP)

Szerokokątny tryb MUSE w połączeniu z GALACSI w trybie warstwy przyziemnej koryguje wpływ turbulencji atmosferycznych na wysokościach do jednego kilometra nad teleskopem w stosunkowo szerokim polu widzenia. Tryb wąskokątny wykorzystujący tomografię laserową koryguje niemal cały wpływ atmosfery nad teleskopem umożliwiając tworzenie dużo ostrzejszych zdjęć, jednak obejmujących mniejszy obszar nieba.

Dzięki nowym możliwościom, ośmiometrowy teleskop UT4 osiąga teoretyczny limit ostrości zdjęć i nie jest już w żaden sposób ograniczany przez wpływ atmosfery. To niezwykle duże osiągnięcie, bowiem teleskop obecnie dostarcza zdjęcia dorównujące ostrością zdjęciom z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Dzięki temu astronomowie będą mogli w niespotykanej dotąd rozdzielczości badać fascynujące obiekty takie jak supermasywne czarne dziury rezydujące w centrach odległych galaktyk, dżety emitowane przez młode gwiazdy, gromady kuliste, supernowe, planety i ich satelity w Układzie Słonecznym itd.

Credit: ESO/P. Weilbacher (AIP)/NASA, ESA, and M.H. Wong and J. Tollefson (UC Berkeley)

Optyka adaptacyjna to technika kompensowania zaburzeń powodowanych przez atmosferę Ziemi, które są jednym z największych ograniczeń teleskopów naziemnych. Te same turbulencje atmosfery, które sprawiają, że gwiazdy mrugają obserwowane gołym okiem, odpowiadają za rozmyte zdjęcia Wszechświata wykonywane za pomocą dużych teleskopów. Światło z gwiazd i galaktyk ulega rozmyciu i zaburzeniu podczas przechodzenia przez atmosferę i astronomowie muszą stosować różne technologie do poprawiania jakości swoich zdjęć.

W tym celu cztery jasne lasery zainstalowane na UT4 wysyłają kolumny intensywnego pomarańczowego światła o szerokości 30 centymetrów, wzbudzając atomy sodu w wysokich warstwach atmosfery, tworząc ttym samym sztuczne gwiazdy. Układy optyki adaptacyjnej wykorzystują promieniowanie tych gwiazd do ustalenia turbulencji atmosfery i obliczenia korekcji wprowadzanych tysiąc razy na sekundę, które odkształcają zwierciadło wtórne UT4 tak, aby korygowało ono zniekształcenia wprowadzane przez atmosferę.

MUSE nie jest jedynym instrumentem wykorzystującym układ optyki adaptacyjnej AOF. Kolejny układ optyki adaptacyjnej GRAAL jest już wykorzystywany w połączeniu z podczerwoną kamerą HAWK-I. Za kilka lat do użytku wejdzie jeszcze silniejszy instrument ERIS. Razem te nowe osiągnięcia w dziedzinie optyki adaptacyjnej wspomagają naszą już silną paletę teleskopów ESO.

Opisywany tutaj tryb stanowi ogromny krok na drodze do teleskopu ELT, który będzie wykorzystywał tomografię laserową do osiągnięcia swoich celów naukowych.

Źródło: ESO

Astronomowie odkrywają sobowtóra słynnej planety

Pozory mogą mylić, także w przypadku planet pozasłonecznych. Astronomowie wykonali zdjęcie nowej planety, która wydaje się niemal dokładnie taka sama jak jeden z najlepiej zbadanych gazowych olbrzymów. Jednak ten sobowtór różni się od niego pod jednym, istotnym względem: pochodzenia.

„Odkryliśmy gazowego olbrzyma, który jest praktycznie bliźniakiem wcześniej znanej nam planety, ale okazuje się, że obydwa obiekty uformowały się w zupełnie inny sposób” mówi Trent Dupuy, astronom z Obserwatorium Gemini i główny autor badania.

Powstając w gwiezdnych żłobkach pyłu i gazu, gwiazdy rodzą się niczym kocięta w całych miotach, a następnie stopniowo rozchodzą się, każda w swoją stronę, oddalając się od miejsca swoich narodzin. Owe mioty składają się z bardzo różnorodnych gwiazd, od małych niedorostków niezdolnych do wytwarzania własnej energii (brązowe karły) po masywne gwiazdy, które kończą swoje życie w eksplozjach supernowych. W tym burzliwym gąszczu, wokół tych gwiazd powstają także planety. Gdy już w gwiezdnym żłobku wyczerpią się zapasy gazu, gwiazdy wraz ze swoimi planetami opuszczają miejsce narodzin, aby swobodnie przemierzać galaktykę. Właśnie z uwagi na ten exodus, astronomowie podejrzewają, że muszą istnieć planety, które powstały w tym samym obłoku i w tym samym czasie, ale krążące wokół gwiazd, które na przestrzeni eonów oddaliły się od siebie opuszczając miejsce, w którym powstały.

„Jak dotąd egzoplanety odkryte metodą bezpośredniego obrazowania były pojedyncze, i każda z nich była inna pod względem wyglądu i wieku. Odkrycie dwóch egzoplanet niemal identycznych a mimo to powstałych na różne sposoby otwiera nam nowe drzwi do zdobywania wiedzy o takich obiektach” mówi Michael Liu, astronom z Uniwersytetu Hawajskiego.

Dupuy, Liu wraz ze współpracownikami zidentyfikowali pierwszego takiego sobowtóra planetarnego. Pierwszy obiekt znany jest już od dawna – to beta Pictoris b, planeta o masie 13 mas Jowisza, jedna z pierwszych planet odkrytych metodą bezpośredniego obrazowania już w 2009 roku. Nowy obiekt o nazwie 2MASS 0249 c ma tę samą masę, jasność i widmo co beta Pictoris b.

Po odkryciu tego obiektu za pomocą teleskopu CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope), Dupoy wraz ze współpracownikami ustalił, że 2MASS 0249 c oraz beta Pictoris b powstały w tym samym gwiezdnym żłobku. Na pierwszy rzut oka oznacza to, że te dwa obiekty nie tylko są podobne, ale są prawdziwymi bliźniakami.

Widma w podczerwieni 2MASS 0249c oraz beta Pictoris b są do siebie podobne. W przeciwieństwie do tej pierwszej, beta Pictoris b krąży dużo bliżej swojej masywnej gwiazdy macierzystej i skryta jest w jasnym dysku okołogwiezdnym. Credit: T. Dupuy, ESO/A.-M. Lagrange et al

Niemniej jednak obie planety mają znacząco różne warunki życia, a konkretnie krążą wokół gwiazd różnych typów. Gwiazdą macierzystą dla beta Pictoris b jest gwiazda 10 razy jaśniejsza od Słońca, podczas gdy 2MASS 0249c krąży wokół pary brązowych karłów 2000 razy słabszych od Słońca. Co więcej, beta Pictoris b znajduje się stosunkowo blisko swojej gwiazdy, w odległości około 9 jednostek astronomicznych, podczas gdy 2MASS 0249c znajduje się 2000 jednostek astronomicznych od swojego macierzystego układu podwójnego.

Te drastycznie różne sytuacje wskazują, że okres dojrzewania tych planet przebiegał zupełnie inaczej. Tradycyjny obraz powstawania gazowych olbrzymów, w którym planety zaczynają swoje życie jako małe skaliste jądra krążące wokół swoich gwiazd macierzystych i rosnące poprzez akumulację gazu z dysku otaczającego młodą gwiazdę jest prawdopodobny dla beta Pictoris b. W odróżnieniu od niego, gwiazda macierzysta 2MASS 0249c nie miała wystarczająco dużego dysku, aby powstał w niej gazowy olbrzym, zatem planeta prawdopodobnie powstała bezpośrednio akumulując gaz z pierwotnego gwiezdnego żłobka.

„2MASS 0249c oraz beta Pictoris b unaoczniają nam, że natura ma więcej niż jeden sposób tworzenia bardzo podobnych do siebie planet” mówi Kaitlin Kratter, astronomka z Uniwersytetu Arizońskiego. „beta Pictoris b prawdopodobnie powstała tak jak uważamy, że powstaje większość gazowych olbrzymów. W przeciwieństwie do niej 2MASS 0249c wygląda jak za mały brązowy karzeł, który powstał w procesie kolapsu obłoku gazu. Obydwa obiekty uważane są za egzoplanety, ale 2MASS0249c dowodzi, że taka prosta klasyfikacja może przesłaniać nam skomplikowaną rzeczywistość.”

Źródło: CFHT

Obserwatorium Fermi odkryło źródło kosmicznego neutrina

Credits: NASA/Fermi and Aurore Simonnet, Sonoma State University

Po raz pierwszy w historii, korzystając z Kosmicznego Teleskopu Fermi, naukowcy odkryli źródło wysokoenergetycznego neutrina spoza naszej galaktyki. Owo neutrino podróżowało przez 3,7 miliarda lat z prędkością bliską prędkości światła, zanim zostało wykryte na Ziemi. To dalej niż w przypadku jakiegokolwiek innego neutrina, którego źródło dało się zidentyfikować.

Wysokoenergetyczne neutrina to niezwykle trudne do złapania cząstki, które według naukowców powstają w najpotężniejszych zdarzeniach w kosmosie, takich jak łączenie galaktyk czy opadanie materii na supermasywne czarne dziury. Podróżują one z prędkościami niemal równymi prędkości światła i bardzo rzadko oddziałują z inną materią, dzięki czemu przemierzają wszechświat nieniepokojone pokonując odległości rzędu miliardów lat świetlnych.

Neutrino zostało odkryte przez międzynarodowy zespół naukowców wykorzystujący obserwatorium IceCube Neutrino Observatory w amerykańskiej stacji naukowo-badawczej Amundsen-Scott na Antarktydzie. Teleskop Fermi odkrył źródło neutrina odtwarzając trajektorię jego lotu do rozbłysku promieniowania gamma z odległej supermasywnej czarnej dziury w gwiazdozbiorze Oriona.

„Ponownie Fermi pomógł nam dokonał gigantycznego skoku w nowej, powstającej dopiero dziedzinie astronomii” mówi Paul Hertz, dyrektor Działu Astrofizyki w siedzibie głównej NASA w Waszyngtonie. „Neutrina i fale grawitacyjne dostarczą nam nowego typu informacji o najbardziej ekstremalnych miejscach we wszechświecie. Jednak aby lepiej zrozumieć, co one nam właściwie mówią, musimy połączyć je z najlepszym 'informatorem’ jakiego znają astronomowie – światłem”.

Naukowcy badają neutrina, promienie kosmiczne oraz promieniowanie gamma, aby lepiej zrozumieć co się dzieje w otoczeniu supernowych, czarnych dziur czy gwiazd. Neutrina ukazują złożone procesy, które zachodzą właśnie w takich miejscach, promienie kosmiczne dostarczają nam informacje o mocy i prędkości tych gwałtownych procesów. Jednak, aby dowiedzieć się co jest źródłem tych neutrin i promieni kosmicznych, trzeba przyjrzeć się promieniowaniu gamma.

„Najbardziej ekstremalne kosmiczne eksplozje emitują fale grawitacyjne, a najbardziej ekstremalne kosmiczne akceleratory emitują wysokoenergetyczne neutrina i promienie kosmiczne” mówi Regina Caputo z NASA Goddard Space Flight Center w Greenbelt w stanie Maryland, koordynatorka badań za pomocą teleskopu Fermi LAT. „Dzięki teleskopowi Fermi, promienowanie gamma jest w stanie połączyć każdy z tych nowych kosmicznych sygnałów”.

Odkrycie stanowi temat dwóch artykułów naukowych opublikowanych w czwartek w periodyku Science.

22 września 2017 roku naukowcy korzystający z IceCube zarejestrowali ślady uderzenia neutrina w lód Antarktydy z energią 300 bilionów elektronowoltów – 45-krotnie wyższą niż osiągana w najsilniejszym akceleratorze cząstek na Ziemi. Tak wysoka energia silnie wskazywała na to, że neutrino musi pochodzić spoza Układu Słonecznego. Prześledzenie ścieżki neutrina w IceCube wskazało naukowcom miejscem na niebie, z którego przybyło neutrino, a zautomatyzowany system ostrzegania poinformował naukowców na całym świecie, że warto obserwować ten obszar w poszukiwaniu flar czy rozbłysków, które mogłyby być związane ze zdarzeniem, które doprowadziło do emisji neutrin.

Dane z teleskopu Fermi-LAT ukazały wzmożoną emisję promieniowania gamma z dobrze znanej aktywnej galaktyki. Jest to blazar z supermasywną czarną dziurą o masie milionów-miliardów mas Słońca, która emitują dżety cząstek z prędkością bliską prędkości światła. Blazary są obiektami szczególnie jasnymi i aktywnymi ponieważ jeden z ich dżetów skierowany jest niemal bezpośrednio w stronę Ziemi.

Odkrycie wysokoenergetycznego neutrino 22 września 2017 roku sprowokowało naukowców do poszukiwania jego źródła – supermasywnej czarnej dziury w odległej galaktyce.
Źródło: NASA Goddard Space Flight Center

Naukowiec z projektu Fermi, Yasuyuki Tanaka z Uniwersytetu w Hiroszimie jako pierwszy połączył neutrino z blazarem TXS 0506+056.

„Fermi LAT monitoruje całe niebo w zakresie promieniowania gamma i bezustannie analizuje aktywność 2000 blazarów, ale to TXS 0506 naprawdę się wyróżnia” mówi Sara Buson z Goddard, która wraz z Anną Franckowiak z Deutsches Elektronen-Synchrotron wykonała analizę danych. „Blazar ten znajduje się blisko środka nieba względem IceCube, i w momencie zarejestrowania neutrina był najbardziej aktywny od niemal dekady obserwacji za pomocą teleskopu Fermi”.

Źródło: NASA

Dane z sondy Juno wskazują na nieznany wulkan na powierzchni Io

Na zdjęciu zaznaczono położenie nowego źródła ciepła w pobliżu południowego bieguna Io. Zdjęcie zostało stworzone na podstawie danych zebranych 16 grudnia 2017 roku za pomocą instrumentu JIRAM zainstalowanego na pokładzie sondy Juno.
Credit: NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM

Dane zebrane przez sondę Juno za pomocą instrumentu JIRAM (Jovian InfraRed Auroral Mapper) wskazują na nowe źródło ciepła w pobliżu południowego bieguna księżyca, które może wskazywać na wcześniej nieznany wulkan na powierzchni małego księżyca Jowisza. Dane w zakresie podczerwieni zebrano 16 grudnia 2017 roku, kiedy sonda Juno znajdowała się 470 000 kilometrów od Io.

„Nowa gorąca plama na Io, którą zarejestrował JIRAM znajduje się około 300 kilometrów od najbliższej wcześniej znanej plamy” mówi Alessandro Mura, badacz misji Juno z National Institute for Astrophysics w Rzymie. „Nie wykluczamy ruchu lub zmiany wcześniej odkrytej gorącej plamy, ale trudno sobie wyobrazić, że plama przemieszcza się tak znacząco i wciąż uważana jest za ten sam obiekt”.

Zespół misji Juno kontynuuje analizę danych zebranych podczas przelotu sondy z 16 grudnia, a instrument JIRAM będzie zbierał kolejne dane podczas następnych (jeszcze bliższych) przelotów w pobliżu Io. Wcześniejsze misje NASA, które odwiedziły układ Jowisza (sondy Voyager 1, Voyager 2, Galileo, Cassini i New Horizons) oraz obserwacje naziemne pozwoliły zlokalizować jak dotąd ponad 150 aktywnych wulkanów na Io. Naukowcy szacują, że na odkrycie czeka wciąż około 250 takich obiektów.

Jak dotąd sonda Juno pokonała 235 milionów kilometrów odkąd weszła na orbitę wokół Jowisza 4 lipca 2016 roku. Trzynasty z kolei bliski przelot w pobliżu planety będzie miał miejsce 16 lipca.

Sonda Juno wystartowała z Ziemi 5 sierpnia 2011 roku. W ramach swojej misji sonda Juno zbliża się znacząco do chmur Jowisza (nawet na odległość zaledwie 3400 kilometrów) badając to co znajduje się pod najwyższą warstwą chmur Jowisza oraz analizując zorze. Dzięki temu naukowcy są w stanie lepiej poznać pochodzenie, budowę, atmosferę i magnetosferę Jowisza.

Źródło: NASA

Kosmicznie barwny krajobraz RCW 38

Najnowsze obserwacje przeprowadzone za pomocą teleskopu VLT (Very Large Telescope) przedstawiają gromadę gwiazd RCW 38 w całej jej okazałości. Powyższe zdjęcie zostało wykonane podczas testów kamery HAWK-I z układem optyki adaptacyjnej GRAAL. Zdjęcie przedstawia RCW 38 wraz z otaczającymi ją obłokami jasno świecącego gazu w niespotykanej ilości szczegółów takich jak ciemne włókna pyłu przenikające przez jasne jądro tego młodego nagromadzenia gwiazd.

Powyższe zdjęcie przedstawia gromadę gwiazd RCW 38 uchwyconą za pomocą kamery HAWK-I obserwującej w podczerwieni i zainstalowanej na teleskopie VLT w Chile. Skupiając się na promieniowaniu podczerwonym, HAWK-I może badać otoczone pyłem gromady gwiazd takie jak RCW 38, dostarczając nam niezwykle szczegółowych obrazów powstających w nim gwiazd. Powyższa gromada zawiera setki młodych, gorących, masywnych gwiazd oddalonych od nas o jakieś 5500 lat świetlnych.

Centralny obszar RCW 38 widoczny jest tutaj jako jasny, zabarwiony na niebiesko obszar usiany licznymi, bardzo młodymi gwiazdami i protogwiazdami, które wciąż nie ukończyły procesu formowania. Intensywne promieniowanie emitowane z tych nowo powstałych gwiazd sprawia, że otaczający je gaz zaczyna jasno świecić. Wyraźnie się on odróżnia od strumieni chłodniejszego pyłu kosmicznego wijącego się wtym rejonie, który delikatnie świeci ciemnymi odcieniami czerwieni i karminu. Kontrast ten sprawia, że obserwujemy spektakularny widok – istne kosmiczne dzieło sztuki.

Wcześniejsze zdjęcia tego regionu wykonane w zakresie optycznym są zupełnie inne – zdjęcia wykonane w pasmie widzialnym przedstawiają znacznie mniej gwiazd, z uwagi na przesłaniający je pył i gaz. Obserwacje w podczerwieni jednak pozwalają nam przeniknąć przez pył, który przesłania całą scenę w zakresie optycznym, i zajrzeć do serca tej gromady gwiazd.

HAWK-I zainstalowano na teleskopie nr 4 VLT. Do zadań kamery należy wykonywanie zdjęć pobliskich galaktyk czy dużych mgławic, jak i fotografowanie pojedynczych gwiazd i egzoplanet. GRAAL to układ optyki adaptacyjnej, który umożliwia HAWK-I tworzenie tak spektakularnych zdjęć, jak to powyżej. Wykorzystuje on cztery promienie laserowe rzucające na niebo cztery sztuczne gwiazdy odniesienia, które następnie wykorzystywane są do korygowania obrazu w celu usunięcia wpływu turbulencji atmosferycznych.

Powyższe zdjęcie wykonane zostało w ramach serii obserwacji testowych HAWK-I oraz GRAAL. Takie testy stanowią integralny element oddawania do użytku nowych instrumentów zainstalowanych na VLT.

Źródło: ESO

Planetoida Ryugu w obiektywie sondy Hayabusa 2 [bez komentarza]

Ross 128b nie jest bliźniaczką Ziemi

Ubiegłej jesieni świat podekscytowało odkrycie egzoplanety Ross 128b oddalonej od nas o zaledwie 11 lat świetlnych. Najnowsze badania przeprowadzone przez zespół kierowany przez Diogo Souto z brazylijskiego Observatorio Nacional po raz pierwszy pozwoliły na ustalenie składu chemicznego gwiazdy macierzystej tej planety – Ross 128.

Wiedza o tym jakie pierwiastki i w jakiej ilości tworzą gwiazdę może pomóc badaczom w oszacowaniu składu chemicznego krążących wokół niej planet, co z kolei umożliwia sprawdzenie jak bardzo są one podobne do Ziemi.

„Do niedawna uzyskanie szczegółowego spisu obfitości pierwiastków chemicznych w tego typu gwieździe było niezwykle trudne” mówi główny autor badania Souto, który opracował technikę dokonywania tych pomiarów w ubiegłym roku.

Tak jak Ross 128, około 70 procent wszystkich gwiazd w Drodze Mlecznej to czerwone karły – gwiazdy dużo chłodniejsze i mniejsze od naszego Słońca. W oparciu o wyniki dużych przeglądów wykonywanych w poszukiwaniu egzoplanet, astronomowie szacują, że wiele z tych czerwonych karłów posiada co najmniej jedną egzoplanetę. W ostatnich latach kilka układów planetarnych odkrytych wokół tego typu gwiazd trafiało na pierwsze strony gazet – wśród nich jest także Proxima b, planeta krążąca wokół najbliższej nam gwiazdy (poza Słońcem) czyli Proxima Centauri, oraz siedem planet krążących wokół TRAPPIST-1, gwiazdy niewiele większej od Jowisza.

Wykorzystując spektroskop APOGEE, badacze przeanalizowali widmo gwiazdy w bliskiej podczerwieni w celu określenia obfitości węgla, tlenu, magnezu, glinu, potasu, wapnia, tytanu i żelaza w gwieździe.

„Możliwości badania bliskiej podczerwieni za pomocą APOGEE, czyli tego zakresu, w którym Ross 128 jest najjaśniejszy, były kluczowe w naszych badaniach” mówi Teske. „Dzięki temu mogliśmy zająć się podstawowymi kwestiami dotyczącymi podobieństwa Ross 128b do Ziemi”.

Gdy gwiazdy są młode, są one otoczone przez dysk rotującego gazu i pyłu, z których z czasem powstają planety skaliste. Skład chemiczny gwiazdy może wpłynąć na zawartość dysku, a zatem też na mineralogię i budowę wewnętrzną powstających w nim planet. Dla przykładu ilość magnezu, żelaza i krzemu w planecie będzie kontrolowała stosunek mas jądra i płaszcza planety.

Badacze ustalili, że Ross 128 charakteryzuje się taką samą obfitością żelaza co Słońce. Choć nie udało się zmierzyć obfitości krzemu, stosunek żelaza do magnezu w gwieździe wskazuje, że jądro planety Ross 128b powinno być większe od ziemskiego.

Ponieważ naukowcy znali minimalną masę Ross 128b i obfitości pierwiastków w gwieździe, badacze byli w stanie oszacować zakres promienia planeta, którego nie da się zmierzyć bezpośrednio z uwagi na ułożenie orbity planety wokół gwiazdy względem Ziemi.

Informacje o masie i promieniu planety są istotne do zrozumienia z czego może się ona składać, ponieważ oba te pomiary można wykorzystać do obliczenia gęstości planety. Co więcej, kwantyfikując planety w ten sposób, astronomowie uświadomili sobie, że planety o promieniach większych niż 1,7 promienia Ziemi najprawdopodobniej otoczone są przez gazową otoczkę jak Neptun, a planety o mniejszych promieniach prawdopodobnie są bardziej skaliste, tak jak Ziemia.

Oszacowany promień Ross 128b wskazuje, że powinna to być planeta skalista.

W końcu mierząc temperaturę Ross 128 i szacując promień planety, zespół badaczy był w stanie określić jak dużo promieniowania gwiazdy odbija się od powierzchni Ross 128b, odkrywając, że nasza druga pod względem odległości skalista sąsiadka charakteryzuje się umiarkowanym klimatem.

„To niesamowite czego możemy się dowiedzieć o innej planecie określając co promieniowanie jej gwiazdy macierzystej mówi nam o chemii całego układu planetarnego” mówi Souto. „Choć Ross 128b nie jest bliźniaczką Ziemi i wciąż wiele nie wiemy o jej potencjalnej aktywności geologicznej, byliśmy w stanie wzmocnić swoje stanowisko mówiące o tym, że jest to łagodna planeta, na której powierzchni może znajdować się woda w stanie ciekłym”.

Źródło: Carnegie Institution for Science

Posłuchaj energii elektromagnetycznej przemieszczającej się między Saturnem a Enceladusem

Nowe badania przeprowadzone na podstawie danych zebranych przez sondę Cassini podczas ostatnich okrążeń Saturna ujawniają zaskakująco silne i dynamiczne oddziaływania fal plazmy przemieszczających się w kierunku od Saturna do pierścieni i jego księżyca Enceladusa. Obserwacje po raz pierwszy wskazują, że fale przemieszczają się wzdłuż linii pola magnetycznego łączących Saturna bezpośrednio z Enceladusem. Linie pola są niczym obwód elektryczny łączący dwa ciała, między którymi w obie strony przepływa energia.

Badacze przetworzyli zapis fal plazmy na plik audio, którego możemy posłuchać – w ten sam sposób, w który radio przekształca fale elektromagnetyczne w muzykę, którą słyszymy w głośniku. Innymi słowy, sonda Cassini zarejestrowała fala elektromagnetyczne w zakresie audio – i na Ziemi, po wzmocnieniu możemy odtworzyć te sygnały za pomocą głośników. Nagranie zostało skompresowane z 16 minut do 28,5 sekundy.

Tak jak powietrze czy woda, plazma (czwarty stan materii) generuje fale do przenoszenia energii. Instrument Radio Plasma Wave Science (RPWS) zainstalowany na pokładzie sondy Cassini zarejestrował intensywne fale plazmy podczas jednego z najbliższych przelotów w pobliżu Saturna.

„Enceladus jest takim małym generatorem krążącym wokół Saturna i wiemy, że jest on stałym źródłem energii” mówi Ali Sulaiman, planetolog na Uniwersytecie Stanu Iowa w Iowa City i członek zespołu RPWS. „Teraz odkryliśmy, że Saturn reaguje emitując sygnały w formie fal plazmy, poprzez obwód linii pól magnetycznych łączących go z Enceladusem oddalonym o setki tysięcy kilometrów”.

Suleiman jest głównym autorem dwóch artykułów opisujących odkrycie, opublikowanych niedawno w periodyku Geophysical Research Letters.

Oddziaływania Saturna z Enceladusem różnią się od tych między Ziemią i Księżycem. Enceladus zanurzony jest w polu magnetycznym Saturna i jest geologicznie aktywny emitując gejzery pary wodnej, która ulega jonizacji i wypełnia otoczenie Saturna. Nasz Księżyc nie oddziałuje w ten sposób z Ziemią. Podobne interakcje zachodzą także między Saturnem a jego pierścieniami.

Nagranie zarejestrowano 2 września 2017 roku, dwa tygodnie przed wlotem sondy Cassini w atmosferę Saturna.

Źródło: JPL