James Webb Space Telescope (JWST)

[Slavin]

Webb rejestruje naddźwiękowy wypływ z młodej gwiazdy.

Na ilustracji: Obraz przedstawia serię wstrząsów łukowych w kierunku południowo-wschodnim (lewy dolny) i północno-zachodnim (prawy górny), a także wąski dwubiegunowy strumień, który je napędza, w niespotykanych dotąd szczegółach. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, Tom Ray (Dublin)



Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba rejestruje naddźwiękowy wypływ z młodej gwiazdy HH 211. Obrazowanie w podczerwieni pozwala na badanie nowo narodzonych gwiazd i ich wypływów.

Obiekty Herbiga-Haro (HH) to jasne obszary otaczające nowo narodzone gwiazdy. Powstają one, gdy wiatry gwiazdowe wypływające z nowo narodzonych gwiazd tworzą fale uderzeniowe, które zderzają się z pobliskim gazem i pyłem z dużą prędkością. Obraz HH 211 z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba ujawnia wypływ z protogwiazdy klasy 0, czyli niemowlęcego odpowiednika naszego Słońca, gdy miało ono kilkadziesiąt tysięcy lat i masę zaledwie 8% masy dzisiejszego Słońca. Ostatecznie, protogwiazda ta wyrośnie na gwiazdę podobną do Słońca.

Obrazowanie w podczerwieni jest potężne w badaniu nowo narodzonych gwiazd i ich wypływów, ponieważ takie gwiazdy są niezmiennie osadzone w gazie z obłoku molekularnego, w którym się uformowały. Emisja w podczerwieni z wypływów gwiazdy przenika przez przesłaniający gaz i pył, co czyni obiekt Herbiga-Haro, taki jak HH 211, idealnym do obserwacji za pomocą czułych instrumentów podczerwonych Webba. Cząsteczki wzbudzane przez turbulentne warunki, w tym wodór molekularny, tlenek węgla i tlenek krzemu, emitują światło podczerwone, które Webb może zebrać, aby zmapować strukturę wypływów.

Obraz ukazuje serię wstrząsów dziobowych, które poruszają się w kierunku południowo-wschodnim (lewy dolny) i północno-zachodnim (prawy górny). Dodatkowo, widać wąski strumień dwubiegunowy, który jest odpowiedzialny za te wstrząsy. Co ważne, Webb przedstawia tę scenę z niezwykłą szczegółowością, o rozdzielczości przestrzennej około 5 do 10 razy większej niż jakiekolwiek wcześniejsze zdjęcia HH 211. Można zauważyć, że wewnętrzny strumień wykazuje symetrię lustrzaną po obu stronach centralnej protogwiazdy. To zgodne z wcześniejszymi obserwacjami w mniejszej skali i sugeruje, że protogwiazda może być w rzeczywistości nierozdzieloną gwiazdą podwójną.

Wcześniejsze obserwacje HH 211 za pomocą naziemnych teleskopów ujawniły gigantyczne wstrząsy dziobowe oddalające się od nas (północny zachód) i poruszające się w naszym kierunku (południowy wschód) oraz struktury przypominające wnęki odpowiednio w wodorze i tlenku węgla w szoku, a także zawiły i poruszający się dwubiegunowo strumień tlenku krzemu. Naukowcy wykorzystali nowe obserwacje Webba do ustalenia, że wypływ z obiektu jest stosunkowo powolny w porównaniu z bardziej rozwiniętymi protogwiazdami o podobnych typach wypływów.

Zespół naukowców przeprowadził pomiar prędkości najbardziej wewnętrznych struktur wypływu z obiektu HH 211 i ustalił, że wynoszą one około 80-100 km/s. Jednak różnica prędkości między tymi sekcjami wypływu a materią, z którą się zderzają – czyli falą uderzeniową – jest znacznie mniejsza. Z tego powodu naukowcy doszli do wniosku, że wypływ z młodszych gwiazd, takich jak ta w centrum HH 211, składa się głównie z cząsteczek. Wynika to z faktu, że stosunkowo niskie prędkości fali uderzeniowej nie są wystarczająco energetyczne, aby rozbić cząsteczki na prostsze atomy i jony.



https://www.nasa.gov/feature/goddard/2023/nasa-s-webb-snaps-supersonic-outflow-of-young-star

[Lion97]

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba NASA/ESA/CSA wykrył dwutlenek węgla na powierzchni lodowego księżyca Jowisza Europa. Analiza wskazuje, że węgiel ten prawdopodobnie pochodzi z podpowierzchniowego oceanu Europy i nie został dostarczony z innych źródeł zewnętrznych.

Co więcej, odkryli, że węgiel został osadzony w geologicznie niedawnej skali czasowej. Odkrycie to ma ważne implikacje, ponieważ oznacza, że na Europie mogą potencjalnie panować warunki odpowiednie do podtrzymania życia.

https://twitter.com/esa/status/1704918470737944675

[Slavin]

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba odkrywa węgiel na powierzchni Europy.



Europa, jeden z czterech galileuszowych księżyców Jowisza to jedno z nielicznych miejsc w Układzie Słonecznych, gdzie teoretycznie może obecnie istnieć jakaś forma życia. Warunki do życia bowiem panują wewnątrz globalnego oceanu ciekłej wody kryjącego się pod pokrywającą księżyc skorupą lodową. Choć sama idea wodnego oceanu jest już ekscytująca, to jednak do teraz naukowcy nie byli w stanie potwierdzić, czy znajdują się w nim także inne składniki niezbędne do powstania życia takiego, jakie znamy z powierzchni Ziemi, np. węgiel. Sytuacja się jednak właśnie zmieniła.

Obserwacje prowadzone za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba pozwoliły na zidentyfikowanie dwutlenku węgla na powierzchni Europy. Co więcej, wszystko wskazuje na to, że CO2 na Europie pochodzi ze znajdującego się wewnątrz globu oceanu i nie został dostarczony na powierzchnię przez planetoidy czy meteoryty. Żeby było jeszcze ciekawiej, naukowcy zapewniają, że został on dostarczony tam stosunkowo niedawno w skali geologicznej.

Warto tutaj przypomnieć, że znacznie więcej o tym dwutlenku węgla dowiemy się już za kilka lat. NASA bowiem już w przyszłym roku wystrzeli w przestrzeń kosmiczną sondę Europa Clipper, której zadaniem po dolocie do układu Jowisza będzie wykonanie kilkudziesięciu bliskich przelotów w pobliżu Europy.

Webb odkrył, że na powierzchni Europy dwutlenek węgla występuje w największej ilości w regionie zwanym Tara Regio — geologicznie bardzo młodym obszarze, którego powierzchnia ulega odnowieniu. Powierzchnia lodu w tym miejscu stosunkowo niedawno uległa zniszczeniu i prawdopodobnie doszło tam do wymiany materii pomiędzy oceanem a odtwarzającą się szybko skorupą lodową.



Zdjęcie Europy wykonane za pomocą kamery NIRCAM zainstalowanej na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST)

„Wcześniejsze obserwacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a wskazują na istnienie soli pochodzącej z oceanu w Tara Regio” – wyjaśniają naukowcy odpowiedzialni za nowy artykuł naukowy. „Teraz widzimy, że również występuje tam duże stężenie dwutlenku węgla. Według nas oznacza to, że węgiel prawdopodobnie także ma swoje źródło w oceanie wewnętrznym”.

„Naukowcy debatują, w jakim stopniu ocean Europy łączy się z jego powierzchnią. Myślę, że to pytanie było głównym motorem eksploracji Europy” – powiedział Villanueva. „To sugeruje, że być może będziemy w stanie dowiedzieć się kilku podstawowych rzeczy na temat składu oceanu, zanim jeszcze przewiercimy się przez lód i sprawdzimy to własnoręcznie”.



Białe piksele na mozaikach wskazują obszary o największej koncentracji dwutlenku węgla na powierzchni Europy
Dwa niezależne zespoły zidentyfikowały dwutlenek węgla, korzystając z danych ze spektrografu bliskiej podczerwieni (NIROSpec) zainstalowanego na pokładzie teleskopu Jamesa Webba. Ten tryb instrumentu zapewnia widma o rozdzielczości 320 x 320 kilometrów w polu widzenia o średnicy 3128 kilometrów na powierzchni Europy, umożliwiając astronomom określenie, gdzie znajdują się określone związki chemiczne.

Dwutlenek węgla nie jest stabilny na powierzchni Europy. Dlatego naukowcy twierdzą, że prawdopodobnie został on dostarczony na powierzchnię stosunkowo niedawno.



Zespół naukowców w trakcie swoich obserwacji szukał także dowodów na pióropusz pary wodnej wydobywający się z powierzchni Europy. Takie struktury odnajdywane były przez naukowców obserwujących Europę za pomocą teleskopu Hubble’a w latach 2013, 2016 i 2017. Tym razem jednak to się nie udało.



„Zawsze istnieje możliwość, że gejzery pary wodnej zmieniają swoją intensywność, przez co możemy je obserwować tylko od czasu do czasu. Tak czy inaczej, w trakcie obserwacji księżyca za pomocą teleskopu Jamesa Webba, takiego gejzeru nie udało się dostrzec” – mówią badacze.

Odkrycie to z pewnością pomoże naukowcom odpowiedzialnym za misje Europa Clipper oraz JUICE w przygotowaniu planu obserwacji dla Europy. To one będą na początku lat trzydziestych odkrywać dla nas tajemnice najważniejszych księżyców Jowisza.

[Slavin]

Webb odkrywa nowe cechy w atmosferze Jowisza.

Na zdjęciu: Naukowcy korzystający z kamery NIRCam (Near-Infrared Camera) teleskopu kosmicznego Jamesa Webba NASA odkryli szybki prąd strumieniowy wiejący nad równikiem Jowisza, ponad głównymi warstwami jego chmur. Na długości fali 2,12 mikrona, która jest obserwowana na wysokości około 20-35 kilometrów nad wierzchołkami chmur, zauważono kilka "uskoków" wiatru – obszarów, w których prędkość wiatru zmienia się wraz z wysokością lub odległością, co umożliwia śledzenie strumienia. Ten obraz uwydatnia kilka cech zawierających się wokół strefy równikowej Jowisza, które podczas jednego obrotu planety (10 godzin) są bardzo wyraźnie zakłócane przez ruch prądus. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Ricardo Hueso (UPV), Imke de Pater (UC Berkeley), Thierry Fouchet (Obserwatorium Paryskie), Leigh Fletcher (Uniwersytet w Leicester), Michael H. Wong (UC Berkeley), Joseph DePasquale (STScI).


Jowisz może szczycić się jednymi z najciekawszych cech atmosferycznych w całym Układzie Słonecznym. Wielka Czerwona Plama, wystarczająco duża, aby zmieścić całą Ziemię, jest prawie tak dobrze znana, jak niektóre ziemskie rzeki i góry. To jednak nie wszystko!

Jowisz, podobnie jak Ziemia, nieustannie się zmienia. Wciąż wiele o nim nie wiemy. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba odkrywa teraz niektóre z tych tajemnic, ujawniając na przykład zupełnie nowe cechy atmosfery Jowisza, których nigdy wcześniej nie obserwowano, w tym szybki prąd strumieniowy pędzący nad równikiem planety. I choć prąd nie jest tak wyraźny ani spektakularny, jak inne znane od dawna cechy Jowisza, on również daje naukowcom niezwykły wgląd w to, jak różne warstwy atmosfery planety oddziałują na siebie nawzajem.

Szybki prąd strumieniowy o szerokości ponad 4800 kilometrów znajduje się nad równikiem Jowisza, ponad głównymi pokładami jego chmur. Skąd to wszystko wiemy? Zespół badawczy przeanalizował niedawno dane z kamery Webba o nazwie NIRCam, zarejestrowane w lipcu 2022 roku. Celem projektu Early Release Science, prowadzonego wspólnie przez Imke de Pater z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley i Thierry'ego Foucheta z Obserwatorium Paryskiego, było wykonanie zdjęć Jowisza w odstępie 10 godzin, czyli podczas jednego dnia jowiszowego, w czterech różnych filtrach, z których każdy był w stanie wykryć zmiany w małych elementach na różnych wysokościach w atmosferze Jowisza.

Szybko okazało się, że choć różne teleskopy naziemne, sondy kosmiczne takie jak Juno i Cassini oraz Kosmiczny Teleskop Hubble'a już wcześniej wielokrotnie obserwowały zmieniające się wzorce pogodowe Jowisza, Webb dostarczył całkiem nowych odkryć na temat jowiszowych pierścieni, satelitów i atmosfery.

Wprawdzie Jowisz różni się od Ziemi pod wieloma względami – jest gazowym olbrzymem, a Ziemia skalistym globem o umiarkowanym klimacie – ale obie planety wiele też łączy: na przykład to, że obie mają warstwową atmosferę. Długości fal podczerwonych, widzialnych, radiowych i ultrafioletowych, obserwowane przez wcześniejsze misje kosmiczne, są w stanie ukazywać nam niższe i głębsze warstwy atmosfery planety. Odkrywają miejsca, w których znajdują się na przykład olbrzymie burze i lodowe chmury z amoniaku. Z drugiej strony Teleskop Webba pozwala zajrzeć znacznie głębiej w bliskiej podczerwieni niż dotychczas i jest wrażliwy na wyższe warstwy atmosfery, położone na wysokości około 25-50 kilometrów nad wierzchołkami chmur Jowisza. Przy obrazowaniu w bliskiej podczerwieni "mgiełki" obecne na dużych wysokościach zazwyczaj wydają się rozmyte, przy czym ich jasność jest większa w obszarze równikowym planety. A dzięki Teleskopowi Webba także drobniejsze szczegóły są dobrze rozpoznawane w tym jasnym, zamglonym paśmie.

Nowo odkryty prąd strumieniowy porusza się z prędkością około 515 kilometrów na godzinę, co stanowi dwukrotność prędkości huraganu kategorii 5 na Ziemi. Znajduje się on około 40 kilometrów nad chmurami, w dolnej stratosferze Jowisza. Porównując wiatry obserwowane przez Webba na dużych wysokościach atmosfery Jowisza z wiatrami obserwowanymi w głębszych warstwach przez teleskop Hubble'a, zespół mógł zmierzyć, jak szybko wiatry te zmieniają się wraz z wysokością i wytwarzają tzw. uskoki wiatru. Co ciekawe, podczas gdy doskonała rozdzielczość Webba i jego obserwacyjny zakres długości fali pozwoliły na wykrycie małych części chmur wykorzystywanych do śledzenia prądu, uzupełniające obserwacje z Hubble'a (wykonane dzień po obserwacjach Teleskopem Webba) były równie niezbędne do określenia podstawowego stanu atmosfery równikowej Jowisza i zaobserwowania rozwoju burz konwekcyjnych na jego równiku – tych niezwiązanych z prądem strumieniowym. Naukowcy mogli dzięki nim ocenić, jak szybko rozwijają się tam burze.

Zespół z niecierpliwością czeka na dodatkowe obserwacje Jowisza prowadzone przy pomocy Webba. Liczą na to, że pozwolą one ustalić, czy prędkość i wysokość prądu strumieniowego zmieniają się w czasie. Jowisz ma skomplikowany, ale powtarzalny wzór wiatrów i temperatur w swojej równikowej stratosferze, wysoko ponad wiatrami obecnymi w chmurach. Jeśli siła tego nowego prądu jest powiązana z tym oscylującym wzorem stratosferycznym, możemy spodziewać się, że i sam prąd strumieniowy będzie się znacznie różnić w ciągu najbliższych 2-4 lat. Zapewne dowiemy się o tym właśnie w nadchodzących latach.

Wyniki badań zostały opublikowane w Nature Astronomy.

https://phys.org/news/2023-10-webb-feature-jupiter-atmosphere.html

https://www.nature.com/articles/s41550-023-02099-2

[Slavin]

Odkrycia Webba potwierdzają długo proponowany proces powstawania planet.

Na ilustracji: Wizja artystyczna porównująca dwa rodzaje typowych dysków, w których powstają planety, wokół nowonarodzonych gwiazd podobnych do Słońca. Po lewej stronie znajduje się dysk kompaktowy, a po prawej dysk rozszerzony ze przerwami. Źródło: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)


Zespół naukowców dokonał przełomowego odkrycia w kwestii tego, jak powstają planety. Obserwując parę wodną w dyskach protoplanetarnych, JWST potwierdził proces fizyczny polegający na dryfowaniu pokrytych lodem ciał stałych z zewnętrznych obszarów dysku do strefy planet skalistych.

Teorie od dawna sugerują, że lodowe kamyki, które powstają w zimnych, zewnętrznych obszarach dysków protoplanetarnych – podobnych do tych, w których formują się komety w naszym Układzie Słonecznym – odgrywają kluczową rolę w tworzeniu planet. Według tych teorii, kamyki te powinny przemieszczać się w kierunku centralnej gwiazdy pod wpływem tarcia w gazowym dysku, dostarczając zarówno ciała stałe, jak i wodę niezbędną do powstania planet.

Głównym założeniem tej teorii jest, że gdy lodowe kamyki przechodzą z zimniejszego obszaru do cieplejszego obszaru wokół linii śniegu – gdzie lód zamienia się w parę wodną – powinny one uwalniać znaczne ilości chłodnej pary wodnej. To dokładnie zostało zaobserwowane przez Teleskop Webba.

Główny naukowiec Andrea Banzatti z Texas State University w San Marcos w Teksasie powiedział, że Webb w końcu ujawnił związek między parą wodną w wewnętrznym dysku a dryfem lodowych kamyków z zewnętrznego dysku. To odkrycie otwiera ekscytujące perspektywy badania procesów formowania się planet skalistych przy użyciu teleskopu Webba.

W przeszłości mieliśmy bardzo statystyczny obraz formowania się planet, gdzie istniały odizolowane strefy, z których powstawały planety – powiedziała członkini zespołu Colette Salyk z Vassar College w Poughkeepsie w stanie Nowy Jork. Jednak teraz mamy dowody na to, że te strefy mogą wchodzić ze sobą w interakcje. Jest to również coś, co prawdopodobnie miało miejsce w naszym Układzie Słonecznym.

Wykorzystanie mocy Webba
Naukowcy wykorzystali narzędzie MIRI (Mid-Infrared Instrument) znajdujące się na JWST (James Webb Space Telescope), aby zbadać cztery dyski - dwa zwarte i dwa rozproszone – otaczające gwiazdy podobne do Słońca. Szacuje się, że wszystkie cztery gwiazdy mają od 2 do 3 milionów lat, co oznacza, że są młodymi noworodkami w skali kosmicznej.

Przewiduje się, że dwa zwarte dyski doświadczają efektywnego dryfu kamyków, które dostarczane są na odległość odpowiadającą orbicie Neptuna. Natomiast w przypadku dysków rozproszonych przewiduje się, że kamyki zostaną zatrzymane w wielu pierścieniach, a ich odległość może być nawet sześciokrotnie większa niż orbita Neptuna.

Obserwacje przeprowadzone przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba miały na celu sprawdzenie, czy zwarte dyski posiadają większą ilość wody w swoim wewnętrznym, skalistym obszarze planet, zgodnie z oczekiwaniami. Te oczekiwania wynikają z przypuszczenia, że bardziej efektywny dryf kamyków może dostarczać znaczną masę i wodę do planet wewnętrznych. Zespół badawczy zdecydował się skorzystać z instrumentu MRS (Medium-Resolution Spectrometer) MIRI, ponieważ jest on wrażliwy na obecność pary wodnej w dyskach.

Wyniki potwierdziły oczekiwania, ujawniając nadmiar chłodnej wody w zwartych dyskach w porównaniu z dużymi dyskami.

Kiedy kamyki dryfują, za każdym razem, gdy napotkają skok ciśnienia, mają tendencję do gromadzenia się w tych obszarach. Te obszary o wyższym ciśnieniu niekoniecznie przerywają dryfowanie kamyków, ale utrudniają je. Podobny mechanizm występuje również w przypadku dużych dysków z pierścieniami i szczelinami, gdzie kamyki mogą być zatrzymywane przez obszary o większym ciśnieniu.

Obecne badania sugerują, że duże planety mogą tworzyć obszary o zwiększonym ciśnieniu, które prowadzą do powstawania pierścieni, w których mogą gromadzić się kamyki. Podobną rolę może odgrywać Jowisz w naszym Układzie Słonecznym, hamując dostarczanie kamyków i wody do naszych małych, wewnętrznych i stosunkowo ubogich w wodę planet skalistych.

Rozwiązanie zagadki
Kiedy dane pojawiły się po raz pierwszy, wyniki były zagadkowe dla zespołu badawczego. Przez dwa miesiące utknęliśmy na tych wstępnych wynikach, które mówiły nam, że zwarte dyski mają zimniejszą wodę, a duże dyski mają ogólnie cieplejszą wodę – wspomina Banzatti. To nie miało sensu, ponieważ wybraliśmy próbkę gwiazd o bardzo podobnych temperaturach.

Dopiero gdy Banzatti przeanalizował dane z dużych dysków, odpowiedź stała się oczywista: gęste dyski posiadają dodatkową ilość wody blisko linii śniegu, około dziesięć razy bliżej niż orbita Neptuna.

Wyniki zespołu zostały opublikowane 8 listopada 2023 roku w Astrophysical Journal Letters.

https://webbtelescope.org/contents/news-releases/2023/news-2023-144

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acf5ec

[Slavin]

Nowe spojrzenie na Mgławicę Krab dzięki Teleskopowi Webba.

Na ilustracji: Zdjęcia Mgławicy Krab sfotografowane przez kamery NIRCam i MIRI (bliska / średnia podczerwień) współpracujące z Kosmicznym Teleskopem Jamesa Webba.
Podobnie jak w 2005 roku Teleskop Hubble’a – Webb ujawnił złożoną strukturę z siatką czerwono-pomarańczowych włókien gazowych pochodzących od podwójnie zjonizowanej siarki (S III). Wewnątrz żółto-białych i zielonych krawędzi tworzonych przez dużą strukturę przypominającej pętlę znajduje się ziarna pyłu. Wnętrze mgławicy jarzy się półprzeźroczystą materią w kolorze mleka – tak wygląda promieniowanie synchrotronowe w kolorystyce przyjętej na zdjęciu z Webba. To promieniowanie jest generowane przez naładowane cząstki przyspieszane w polach magnetycznych. W centrum zdjęcia obserwuje się kosmyki wychodzące z kolistej struktury, podobnej do zmarszczek na wodzie, które wskazują na jasną i białą kropkę, gdzie znajduje się szybko rotująca gwiazda neutronowa. Wąskie i białe pasemka pochodzące od promieniowania synchrotronowego pokazane w większej odległości od centrum mgławicy oddają strukturę unikalnego pola magnetycznego pulsara. Niektóre włókna w Mgławicy Krab zawierają również jednokrotnie zjonizowane żelazo (Fe II).


Mimo, że Mgławica Krab jest jedną z najlepiej zbadanych pozostałości po wybuchu supernowej, to nadal pozostaje bez odpowiedzi pytanie o jej progenitora i naturę eksplozji. Teleskop Webba poszukuje wskazówek, które pozwolą odpowiedzieć na ww. pytania. Przy badaniach tego nadal ekspandującego ciała niebieskiego dla astronomów może się okazać istotna wysoka czułość i rozdzielczość Teleskopu Webba w podczerwieni.

Teleskop Webba obserwował ostatnio Mgławicę Krab - pozostałość po wybuchu supernowej, która znajduje się w odległości około 6500 l.św. w gwiazdozbiorze Byka. Od czasu rejestracji tego energetycznego zjawiska z 1054 roku w kronikach przez jedenastowiecznych astronomów (astrologów?), Mgławica Krab cały czas skupiała uwagę astronomów, ponieważ poprzez skrupulatne badania względnie bliskiego obiektu jakim jest Mgławica Krab, dążyli oni - i nadal dążą, do zrozumienia warunków i zjawisk zachodzących po wybuchu supernowej.

Dzięki niezwykłym zdjęciom uzyskanym za pomocą kamer NIRCam i MIRI rozpoczyna się nowy etap poszukiwania odpowiedzi na pytanie o pochodzenie Mgławicy Krab, ponieważ są ujawniane nowe szczegóły – w tym pierwsza, kompletna mapa rozkładu pyłu.

Skład chemiczny Mgławicy Krab

Na tytułowym zdjęciu z Teleskop Webba widać wielką różnorodność materii, która tworzy to niezwykłe ciało niebieskie. W szczególności pokazano :
    • podwójnie zjonizowaną siarkę (S III) – kolor czerwono-pomarańczowy,
    • zjonizowane żelazo (Fe II) – kolor niebieski,
    • pył – odcienie kolorów żółto-białego i zielonego,
    • promieniowanie synchrotronowe – kolor mlecznej, podobnej do dymu substancji.

Mgławica Krab: Hubble vs Webb

Na pierwszy rzut oka ogólny kształt mgławicy na zdjęciu z Webba przypomina ten ze zdjęcia z 2005 roku w zakresie optycznym sfotografowanego za pomocą Teleskopu Hubble’a. Na zdjęciu w podczerwieni zrobionym przez Teleskop Webba widać delikatną strukturę podobną do klatki, składającą się z puszystych, gazowych włókien czerwono-pomarańczowych.

Po raz pierwszy zaobserwowano na zdjęciu z Webba w obszarze centralnym mgławicy emisje pochodzące od ziaren pyłu (obszary żółto-białe i zielone). Poniżej porównano oba zdjęcia – z Teleskopu Hubble’a (po lewej) i Teleskopu Webba (po prawej).



Na ilustracji: Zdjęcia Mgławicy Krab wykonane przez Teleskop Hubble’a w 2005 roku (po lewej ) i ostatnio przez Teleskop Webba (po prawej) odpowiednio w zakresie optycznym i podczerwieni.
Na ostatnim zdjęciu uzyskanym z obserwacji kamerami NIRCam i MIRI (bliska / średnia podczerwień) odkryto nowe szczegóły tej mgławicy. Widać delikatną strukturę podobną do klatki, składającą się z puszystych włókien czerwono-pomarańczowych i zagęszczeń pyłu, które otaczają obiekt centralny. Niektóre cechy wnętrza Mgławicy Krab stają się wyraźniejsze i bardziej szczegółowe w podczerwieni. W szczególności w jej wnętrzu wyraźniej widać promieniowanie synchrotronowe, które na zdjęciu ma wygląd mlecznej struktury podobnej do dymu.
Na stronie internetowej ESA można interaktywnie oglądać oba zdjęcia przesuwając suwak pomiędzy zdjęciami: z Teleskopu Hubble’a ↔ z Teleskop Webba.
Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Jeff Hester (ASU), Allison Loll (ASU), Tea Temim (Princeton University)


Promieniowanie synchrotronowe – okno do wnętrza mgławicy

Na zdjęciu w podczerwieni uchwyconym przez Teleskop Webba wewnętrzne struktury Mgławicy Krab stały się bardziej wydatne i widoczne z większą szczegółowością. Teleskop Webba uwypuklił zwłaszcza coś co jest znane jak promieniowanie synchrotronowe. Jest to promieniowanie elektromagnetyczne generowane przez  naładowane cząstki, takie jak np. elektrony, które poruszają się wokół linii pola magnetycznego z prędkościami relatywistycznymi. To promieniowanie wygląda tutaj jak mleczna, podobna do dymu substancja, która wypełnia większą część wnętrza Mgławicy Krab.

Promieniowanie synchrotronowe jest produktem pulsara - szybko rotującej gwiazdy neutronowej. Silne pola magnetyczne pulsara przyspieszają naładowane cząstki do ekstremalnych prędkości i sprawiają, że emitują one spolaryzowane promieniowanie elektromagnetyczne, gdy się kręcą wokół linii pola magnetycznego. Mimo, że jest emitowane w całym zakresie widma, to jednak promieniowanie synchrotronowe staje się szczególnie jasne w bliskiej podczerwieni, którą obserwuje kamera NIRCam.

Poszukiwanie serca pulsara

Aby zlokalizować pulsara w samym sercu Mgławicy Krab astronomowie prześledzili smugi podążające za kolistym wzorem, podobnym do zmarszczek na wodzie, w kierunku jasnej i białej kropki w centrum. Pulsar jest odpowiedzialny za kształtowanie i rzeźbienie pól magnetycznych mgławicy – zjawisko widoczne przez misterną strukturę mgławicy. Zwłaszcza materia w kolorze białym silnie wygina się do środka od krawędzi włókien pyłowych tworzących swego rodzaju klatkę – wskazując lokalizację gwiazdy neutronowej. Ta intrygująca obserwacja sugeruje, że ekspansja wiatru generowanego przez pulsar jest zamknięta przez pas gęstego gazu – zjawisko, które nadal stanowi zagadkę dla astronomów. Wiatr generowany przez pulsara wywiera ciągłą siłę skierowaną na zewnątrz, która szybko wypycha otoczkę składającą się gazu i pyłu. Wnętrze mgławicy jest upiększone żółto-białymi i zielonymi cętkowanymi włóknami tworzącymi wielkoskalowe struktury podobne do pętli, które wskazują na obecność ziaren pyłu w tych obszarach.

Pięknie pokazano najważniejsze struktury (w tym lokalizację pulsara) w Mgławicy Krab na 2-minutowym filmie dostępnym na stronie NASA.


Ciągłe dążenie poznania przeszłości Mgławicy Krab

W miarę jak astronomowie starannie analizują całe bogactwo obserwacji zebranych przez Teleskop Webba oraz inne teleskopy, to trwa nadal poszukanie odpowiedzi na pytanie o zagadkową przeszłość Mgławicy Krab. Astronomowie zamierzają wykorzystać nowe obserwacje, które przeprowadzi w najbliższym czasie Teleskop Hubble’a. Będzie to pierwsza taka obserwacja Hubble’a po około dwudziestoletniej przerwie, która pozwoli na bardziej szczegółową analizę porównawczą obserwacji z obu teleskopów.



Na ilustracji: Zdjęcia Mgławicy Krab sfotografowane przez kamery NIRCam i MIRI (bliska / średnia podczerwień) działające na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Zaznaczono tutaj kierunki na niebie, skalę wielkości mgławicy i mapowanie kolorów. Odcinek na niebie o długości 1 minuty łuku (1’ / 1 arcmin) w odległości Mgławicy Krab odpowiada około 2 l.św. Pole widzenia na tym zdjęciu liczy około 10 l.św. Jest to zdjęcie w niewidzialnym dla naszego oka zakresie promieniowania elektromagnetycznego: bliska i średnia podczerwień, które zostało przetransformowane na kolory w zakresie widzialnym, np. filtr F162W (średnia długość fali λ=1,62μm) → kolor niebieski, …, filtr F2100W (λ=21,00μm) → kolor czerwony.

https://esawebb.org/images/weic2326b/

https://esawebb.org/news/weic2326/

https://webbtelescope.org/contents/news-releases/2023/news-2023-137

https://www.nasa.gov/missions/webb/the-crab-nebula-seen-in-new-light-by-nasas-webb/

https://www.jameswebbdiscovery.com/discoveries/crab-nebulas-hidden-wonders-exposed-by-james-webbs-infrared-gaze

https://esawebb.org/images/weic2326a/

[Slavin]

Druga najodleglejsza dotąd galaktyka odkryta za pomocą JWST.

Na ilustracji: Druga i czwarta najbardziej odległa galaktyka, jakie kiedykolwiek zaobserwowano (UNCOVER z-13 i UNCOVER z-12). Galaktyki znajdują się w Gromadzie Pandory (Abell 2744). Źródło: Zdjęcie gromady: NASA, UNCOVER (Bezanson i in). Wstawki: NASA, UNCOVER (Wang i in., 2023). Skład: Dani Zemba/Penn State


W Gromadzie Pandora potwierdzono istnienie dwóch najodleglejszych jak dotąd galaktyk, większych niż pozostałe na tak ekstremalnych odległościach.

Międzynarodowy zespół naukowców odkrył dwie z najodleglejszych galaktyk, jakie kiedykolwiek zaobserwowano. Te galaktyki zostały zlokalizowane w regionie przestrzeni kosmicznej znanym jako Gromada Pandory (Abell 2744) – Odkrycie to zostało dokonane przy wykorzystaniu danych z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST). Przy użyciu nowych danych spektroskopowych, które zawierają informacje o świetle emitowanym w całym spektrum elektromagnetycznym, naukowcy potwierdzili odległość tych starożytnych galaktyk oraz ustalili ich właściwości. Te galaktyki są oddalone o prawie 33 miliardy lat świetlnych. Odkrycie tych galaktyk daje nam niezwykłą możliwość zgłębienia tajemnic powstawania najwcześniejszych galaktyk. Przez badanie tych odległych obiektów, naukowcy mogą lepiej zrozumieć, jak się kształtował Wszechświat we wczesnym etapie swojego istnienia.

Według naukowców, nowo odkryte galaktyki różnią się od innych galaktyk potwierdzonych na tej odległości. Zamiast pojawiać się na zdjęciach jako czerwone kropki, jak to jest zwykle w przypadku odległych obiektów, te nowe galaktyki mają większe rozmiary i przypominają kształtem orzeszek ziemny oraz puszyste kule. Odkrycie to zostało opisane w artykule opublikowanym 13 listopada 2023 roku w czasopiśmie Astrophysical Journal Letters.

Bardzo niewiele wiadomo o wczesnym Wszechświecie, a jedynym sposobem na poznanie tamtych czasów i przetestowanie naszych teorii dotyczących wczesnego powstawania i wzrostu galaktyk są te bardzo odległe galaktyki – powiedział pierwszy autor Bingjie Wang, doktor habilitowany w Penn State Eberly College of Science i członek zespołu JWST UNCOVER (Ultradeep NIRSpec and NIRCam ObserVations before the Epoch of Reionization), który przeprowadził badania. Przed naszą analizą znaliśmy tylko trzy galaktyki potwierdzone w tak ekstremalnej odległości. Badanie tych nowych galaktyk i ich właściwości ujawniło różnorodność galaktyk we wczesnym Wszechświecie i to, jak wiele można się od nich nauczyć.

Ponieważ światło tych galaktyk musiało pokonać tak długą drogę, aby dotrzeć do Ziemi, stanowi ono swojego rodzaju okno na przeszłość. Według zespołu badaczy, światło wykryte przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba zostało wyemitowane przez dwie galaktyki, gdy Wszechświat miał około 330 milionów lat. To światło musiało przebyć około 13,4 miliarda lat świetlnych, aby dotrzeć do JWST. Naukowcy jednak zauważają, że ze względu na ekspansję Wszechświata w tym czasie, galaktyki znajdują się obecnie w odległości około 33 miliardy lat świetlnych od nas.

Światło z tych galaktyk jest starożytne, około trzysta razy starsze niż Ziemia – powiedział Joel Leja, adiunkt astronomii i astrofizyki oraz współzałożyciel Institute for Computational and Data Sciences w Penn State i członek UNCOVER. Te wczesne galaktyki są jak latarnie morskie, których światło przebija się przez bardzo cienki gaz wodorowy, który tworzył się we wczesnym Wszechświecie. To właśnie dzięki ich światłu możemy zacząć odkrywać egzotyczną symfonię, która rządziła galaktykami w pobliżu kosmicznego świtu.

Warto zauważyć, że te dwie galaktyki są znacznie większe niż trzy galaktyki, które wcześniej odkryto na tych ekstremalnych odległościach. Jedna z nich jest co najmniej sześciokrotnie większa od innych i ma imponującą średnicę około 2000 lat świetlnych. W porównaniu do tego, nasza Droga Mleczna ma średnicę około 100 000 lat świetlnych. Jednak, jak zauważa Wang, wczesny Wszechświat był bardzo skompresowany, dlatego też zaskakujące jest, że taka duża galaktyka mogła powstać w tamtym okresie.

Obie galaktyki zostały odkryte wśród 60 000 innych źródeł światła w Gromadzie Pandory na jednym z pierwszych zdjęć wykonanych przez JWST w 2022 roku. Ten obszar kosmiczny został celowo wybrany, ponieważ znajduje się za kilkoma gromadami galaktyk, które tworzą efekt soczewkowania grawitacyjnego. Soczewkowanie grawitacyjne to naturalny efekt, w którym przyciąganie grawitacyjne gromad galaktyk zakrzywia przestrzeń wokół siebie, powiększając światło, które przechodzi w pobliżu. Dzięki temu możemy obserwować powiększony widok za tymi gromadami.

W ciągu kilku miesięcy zespół UNCOVER zmniejszył liczbę źródeł światła z 60 000 do 700 potencjalnych kandydatów do dalszych badań. Spośród tych kandydatów, osiem mogło być potencjalnie pierwszymi galaktykami. Następnie JWST został ponownie skierowany na Gromadę Pandory, aby zarejestrować widma tych kandydatów. Widma są rodzajem odcisku palca, który pokazuje ilość światła emitowanego na różnych długościach fal.

Naukowcy również skorzystali ze szczegółowych modeli, aby wydedukować właściwości tych wczesnych galaktyk, gdy emitowały światło obserwowane przez JWST. Zgodnie z oczekiwaniami badaczy, obie galaktyki były młode, miały niewiele pierwiastków cięższych od wodoru i helu w swoim składzie, dynamicznie rosły i intensywnie tworzyły gwiazdy.

Pierwsze pierwiastki powstały w jądrach wczesnych gwiazd w procesie fuzji termojądrowej – powiedział Leja. Ma to sens, że wczesne galaktyki nie zawierają ciężkich pierwiastków, takich jak metale, ponieważ były jednymi z pierwszych miejsc, gdzie te ciężkie pierwiastki zostały wytworzone. Oczywiście, aby być pierwszymi galaktykami, musiały być młode i aktywnie tworzyć gwiazdy. Potwierdzenie tych właściwości stanowi istotny test dla naszych modeli i pomaga w potwierdzeniu całego paradygmatu teorii Wielkiego Wybuchu.

Naukowcy zauważyli, że oprócz soczewki grawitacyjnej, potężne instrumenty podczerwone JWST powinny być w stanie wykryć galaktyki w jeszcze większej odległości, jeżeli takie istnieją.

https://www.psu.edu/news/eberly-college-science/story/second-most-distant-galaxy-discovered-using-james-webb-space-telescope/

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acfe07

[Slavin]

Kosmiczne fajerwerki na mozaice zdjęć M42 z Teleskopu Webba.

Na ilustracji: Kosmiczne fajerwerki wyglądające też jak „palce eksplozyjne” w obszarze narodzin gwiazd BN-KL będącym częścią Obłoku Molekularnego Oriona OMC-1 – na północny zachód od Gromady Trapez. Jest to fragment mozaiki zdjęć centralnej części Mgławicy Oriona (M42) uzyskanej z obserwacji Teleskopem Webba w bliskiej podczerwieni.
Widać wiele „palców” w kolorze czerwonym, które są wzbudzonym przez fale uderzeniowe gazem molekularnym rozszerzającym się od dołu zdjęcia do góry w prawo. Każdy z tych „palców” składa się z serii jasnych luków emisyjnych podobnych do fal łukowych rozchodzących się za wierzchołkami, które często świecących na zielono.
Na zdjęciu widać również wiele gwiazd z charakterystycznymi ośmioma promieniami dyfrakcyjnymi („spajkami”) generowanymi przez optykę Teleskopu Webba oraz niebieskie obłoki ze smugami na pierwszym planie pochodzące od Mgławicy Oriona, które znajdują się przed tymi kosmicznymi fajerwerkami.


Teleskop Webba zaobserwował w Mgławicy Oriona (M42) widowiskowe zjawisko – coś co wygląda jak kosmiczne fajerwerki, albo ogniste „palce”. Najprawdopodobniej jest to efekt katastrofy kosmicznej sprzed kilkuset lat.

Na tytułowej ilustracji zaprezentowano fragment mozaiki Mgławicy Oriona sporządzonej przez Teleskop Webba z kamerą NIRCam w bliskiej podczerwieni (bardziej „krótkofalowy” zakres czułości kamery NIRCam → cztery filtry o średnich długościach fali λ ~ 1,40–1,62–1,87–2,12μm).

Barwy na zdjęciach nie odpowiadają kolorom widzianym przez ludzkie oko, ponieważ nasz narząd wzroku nie jest czuły na światło podczerwone (np. zakres widma w bliskiej podczerwieni o długościach fali od λ~1,40 μm do 2,12 μm na zdjęciach prezentowanych w niniejszym materiale), a najbliższa podczerwieni barwa dostrzegalna przez człowieka to jest kolor czerwony (λ~0,63–0,78μm).

Dwie pełne wersje tej mozaiki zdjęć z Teleskop Webba dla Mgławicy Oriona są dostępne na portalu ESASky, który jest przyjaznym użytkownikowi interfejsem dedykowanym do oglądania i ściągania danych astronomicznych. Portal ESASky pozwala każdemu zainteresowanemu na eksplorację publicznie dostępnych danych astronomicznych.

Na tytułowej ilustracji widać wyraźne gazowe „palce” oddalającymi się od miejsca eksplozji, która nastąpiła około 500 do 1000 lat temu w centrum gęstego obłoku molekularnego schowanego za tą mgławicą. Być może nastąpiło zderzenie dwóch młodych i masywnych gwiazd. Ten gęsty obłok jest nazywany Obłokiem Molekularnym Oriona-1 – w skrócie OMC-1 (OMC – skrót z j.ang. Orion Molecular Cloud) i znajduje się na północny-zachód od widocznej gołym okiem Gromady Trapez.

W ognistych palcach przeważa barwa czerwona, która wskazuje emisję promieniowania przez molekuły wodoru wzbudzone przez ogromną energię uwalniającą się z miejsca wybuchu. W pobliżu czubków w niektórych palcach emisje zmieniają kolor na zielony – co świadczy o obecności gorącego gazu zawierającego jony żelaza; w skrajnym przypadku stają się białe – co jest oznaką obecności jeszcze bardziej gorącej materii gazowej. Wydaje się, że w dolnej części ilustracji tytułowej w ognistych palcach występują głównie przepływy turbulentne, ale w niektórych obserwuje się też przepływy laminarne (liniowe).

Wielka Mgławica Oriona (M42) znajduje się w odległości około 1300 l.św. od Ziemi w części zwanej „mieczem” w gwiazdozbiorze myśliwego Oriona. Przy odległości do M42 obszar na poniższym zdjęciu odpowiada rozmiarom 4 x 2,75 l.św.


Na ilustracji: Unikalny widok centralnej części Mgławicy Oriona i Gromady Trapez w kamerze NIRCam współpracującej z Teleskopem Webba. Ta mozaika zdjęć w bliskiej podczerwieni (bardziej „krótkofalowy” zakres czułości kamery NIRCam → cztery filtry o średnich długościach fali λ ~ 1,40–1,62–1,87–2,12μm).

https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Images/2023/09/Explosion_fingers_from_the_BN-KL_region_in_Orion

[Slavin]

Teleskop Webba odkrył planetarne „JuMBO” w Mgławicy Oriona.

Na ilustracji: Unikalny widok centralnej części Mgławicy Oriona (M42) i Gromady Trapez w kamerze NIRCam współpracującej z Teleskopem Webba. Ta mozaika zdjęć w bliskiej podczerwieni (sześć filtrów o średnich długościach fali λ ~ 2,77–3,00–3,35–3,60–4,44–4,70μm). Obszar na tym zdjęciu odpowiada rozmiarom 4 x 2,75 l.św. przy odległości do M42 wynoszącej ponad 1300 l.św. Źródło (CC BY-SA 3.0 IGO): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Pearson


Teleskop Webba odkrył w Mgławicy Oriona kilkaset kandydatek na swobodne planety. Ciekawe, że około 40 z nich (~9%) porusza się w parach daleko od jakiejkolwiek gwiazdy. Te osobliwe układy podwójne istnieją na przekór oczekiwaniom teoretyków i zostały nazwane w języku angielskim Jupiter Mass Binary Objects (podwójne obiekty o masach podobnych do Jowisza), czyli w skrócie JuMBO.


Unikalna mozaika zdjęć centralnej części M42 w bliskiej podczerwieni

Astronomowie wykorzystali możliwości Teleskopem Webba i kamery NIRCam czułej na promieniowanie elektromagnetyczne w bliskiej podczerwieni, aby uzyskać mozaikę zdjęć centralnej części Mgławicy Oriona (M42). Mozaika zawiera około 301 megapikseli (21000 x 14351 pikseli).

Mozaika została rozdzielona na następujące dwa zakresy związane z czułością kamery NIRCam:
    • bardziej „krótkofalowy” (długości fali λ ~ 0,6 – 2,3 μm) – patrz ilustracja (1), jest to zakres widma sąsiadujący z barwą czerwoną faktycznie rejestrowaną przez ludzkie oko (λ~0,63–0,78μm), gdzie rozdzielczość kątowa Teleskopu Webba jest największa i Webb „widzi” tutaj subtelne zjawiska aktywności gwiazdotwórczej w M42;
    • bardziej „długofalowy” (λ ~ 2,4 – 5,0 μm), gdzie światło gwiazd jest znacznie słabsze – patrz ilustracja tytułowa, Teleskop Webba „widzi” w tych długościach fali włókna obłoków pyłowych i związków organicznych, zwane wielopierścieniowymi węglowodorami aromatycznymi WWA lub PAH (skrót z j.ang. Polycyclic Aromatic Hydrocarbons), które występują obficie w M42. PAH są molekułami zawierającymi atomy węgla, które tworzą pewną część pyłu występującego wszędzie we Wszechświecie. Dlatego takie obserwacje są kluczowe do zrozumienia mechanizmu powstawania tych wszechobecnych molekuł.

Rozmiarom kątowym 10.9 x 7.5’ na niebie dla ww. wersji mozaiki odpowiada w odległości M42 obszar 4 x 2,75 l.św. Zaś najmniejsze detale jakie można rozróżnić na tych zdjęciach mają w Mgławicy Oriona rozmiary przestrzenne rzędu ~25 jednostek astronomicznych (tzn. „szczegóły” o wielkości powyżej średnicy orbity Saturna). Jest to oszacowanie dla Teleskopu Webba wynikające z ograniczonej dyfrakcją rozdzielczości kątowej 0,063” dla fotonów o długości fali λ = 2 μm.

Barwy na zdjęciach z Teleskopu Webba nie odpowiadają kolorom widzianym przez ludzkie oko, ponieważ nasz narząd wzroku nie jest czuły na światło podczerwone (np. zakres widma w bliskiej podczerwieni o długościach fali od λ~1,40 μm do 4,70 μm na zdjęciach prezentowanych w niniejszym materiale), a najbliższa podczerwieni barwa dostrzegalna przez oko to jest kolor czerwony (λ~0,63–0,78μm).

Obie wersje mozaiki zdjęć Mgławicy Oriona w bliskiej podczerwieni są dostępne na portalu ESASky, który posiada przyjazny użytkownikowi interfejs dedykowany do oglądania i ściągania danych astronomicznych. Portal ESASky pozwala każdemu zainteresowanemu na eksplorację publicznie dostępnych danych astronomicznych.



Na ilustracji (1): Unikalny widok centralnej części Mgławicy Oriona i Gromady Trapez w kamerze NIRCam współpracującej z Teleskopem Webba. Ta mozaika zdjęć w bliskiej podczerwieni (bardziej „krótkofalowy” zakres czułości kamery NIRCam → cztery filtry o średnich długościach fali λ ~ 1,40–1,62–1,87–2,12μm). Źródło (CC BY-SA 3.0 IGO): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Pearson


Mgławica Oriona – kosmiczna perełka

Wielka Mgławica w Orionie (M42) znajduje się w odległości ponad 1300 l.św. od Ziemi w części zwanej „mieczem” w gwiazdozbiorze myśliwego Oriona.

Mgławica jest oświetlona przez Gromadę Trapez. Została tak nazwana ze względu na kształt, który tworzą cztery najjaśniejsze gwiazdy w tej gromadzie otwartej skupiającej młode gwiazdy. Gwiazdy tego kwartetu są masywne – o masach w zakresie 15-30 mas Słońca. Ich życie trwa zaledwie kilka milionów lat i kończy się wybuchem supernowej. Najjaśniejsza z nich to Theta1 Orionis C (θ1 Orionis C) o jasności wizualnej 5,13 mag emituje kilkaset tysięcy razy więcej promieniowania elektromagnetycznego niż nasze Słońce.

W tym obszarze są ukryte tysiące młodych gwiazd o masach od ~40 Mʘ (… mas Słońca), aż do dolnej granicy „gwiazdorstwa”, czyli minimalnej masy koniecznej do stabilnego podtrzymywania reakcji syntezy wodoru (~0,075 Mʘ).

Wiele z tych gwiazd jest zanurzona w dyskach gazowo-pyłowych, które mogą być miejscem powstawania planet. Takie dyski protoplanetarne są niszczone przez silne promieniowanie ultrafioletowe oraz silne wiatry gwiazdowe od pobliskich masywnych gwiazd – w szczególności tych w Gromady Trapez.



Na ilustracji (2): Na powiększonych fragmentach obrazów Mgławicy Oriona zrobionych przez Teleskop Webba w podczerwieni widać kilka dobrze znanych dysków protoplanetarnych, z których w przyszłości mogą powstać planety. Te ciemne dyski są widoczne, ponieważ znajdują się na tle jasnych obłoków gorącego gazu w Mgławicy Oriona. Źródło (CC BY-NC-ND 4.0 DEED): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Pearson - https://doi.org/10.48550/arXiv.2310.03552


Na północny-zachód od Gromady Trapez znajduje się gęsty obłok zwany Obłokiem Molekularnym Oriona-1 – w skrócie OMC-1 (OMC – skrót z j.ang. Orion Molecular Cloud), w którym Teleskop Webba zaobserwował malownicze wielokrotne „palce” o barwie czerwonej.

Jest to wypływ materii składającej się głównie z molekularnego wodoru w obłoku OMC-1, która została wzbudzona przez niezmierny wielki strumień energii wypływającej z miejsca kosmicznego kataklizmu jakim było zderzenie dwóch olbrzymich gwiazd. Większa niż 100 km/sek prędkość tego wypływu świadczy o tym, że ta koalescencja, czyli połączenie się gwiazd nastąpiło zaledwie kilkaset lat temu.

W pobliżu czubków w niektórych „palcach” emisje zmieniają kolor na zielony. Jest to marker obecności gorącego gazu zawierającego jony żelaza.



Na ilustracji (3): Kosmiczne fajerwerki wyglądające też jak „palce eksplozyjne” w obszarze narodzin gwiazd BN-KL będącym częścią Obłoku Molekularnego Oriona OMC-1 – na północny zachód od Gromady Trapez. Jest to fragment mozaiki zdjęć centralnej części Mgławicy Oriona (M42) uzyskanej z obserwacji Teleskopem Webba w bliskiej podczerwieni (cztery filtry o średnich długościach fali λ ~ 1,40–1,62–1,87–2,12μm). Źródło (CC BY-SA 3.0 IGO): NASA, ESA, CSA / M. McCaughrean, S. Pearson

 

JuMBO – swobodne pary obiektów o masach porównywalnych z Jowiszem

Astronomowie Samuel G. Pearson and Mark J. McCaughrean szczegółowo zbadali zdjęcia Mgławicy Oriona – szczególnie dokładnie okolice Gromady Trapez. Jest to obszar, w którym gwiazdy powstają od około 1 miliona lat i obfituje w tysiące młodych gwiazd oraz brązowych karłów.
Jednak nie wszystkie planety, które powstały w Gromadzie Trapez posiadają gwiazdy macierzyste. Teleskop Webba odkrył jednak około 40 par swobodnych planet typu gazowe olbrzymy, które otrzymały akronim JuMBO (Jupiter Mass Binary Object).

To w tej otwartej gromadzie gwiazdowej astronomowie dokonali nadzwyczajnego odkrycia – pary obiektów podobnych do planet o masach od 0,6 do 13 mas Jowisza.

Obiekty JuMBO mimo, że niektóre z nich są masywniejsze od Jowisza mają praktycznie takie same lub niewiele większe rozmiary. Astronomowie odkryli ogółem około 40 par JuMBO i dwa układy potrójne. Wszystkie krążą po rozległych orbitach względem siebie najczęściej w odległości około 200 jednostek astronomicznych, czyli 200 razy dalej niż odległość Ziemia-Słońce, którą światło pokonuje w około 500 sekund. Okres orbitalny w układach JuMBO w zależności od obiektu waha się od 20 do 80 tysięcy lat.

Temperatury powierzchniowe JuMBO wynoszą od 500 C do 1300 C. W porównaniu do naszego Układu Słonecznego (wiek 4,57 miliarda lat) są to obiekty kilkadziesiąt tysięcy razy młodsze, bo ich wiek ocenia się na około milion lat.

Istnienie JuMBO w Mgławicy Oriona wprawiło naukowców w zakłopotanie. Ugruntowane teorie powstawania gwiazd i planet nie uwzględniają tych zdumiewających bytów kosmicznych. Niektórzy mogą przyrównywać JuMBO do swobodnych planet będących obiektami o masach planetarnych, które wędrują w przestrzeni bez orbitowania wokół towarzyszących gwiazd. Jednak występowanie par JuMBO na rozległych orbitach przeczy tym konwencjonalnym wyjaśnieniom. To odkrycie implikuje konieczność przewartościowania naszego rozumienia zjawisk formowania się gwiazd i planet - między innymi odpowiedzi na pytania:
    • Czy JuMBO i inne swobodne planety typu gazowe olbrzymy powstają bezpośrednio z materii gazowej Mgławicy Oriona – podobnie jak „nieudane gwiazdy”?
    • Czy może są uciekinierami z układów planetarnych wskutek oddziaływań grawitacyjnych, gdy orbita planety staje się hiperboliczna po bliskim spotkaniu z inną gwiazdą?



Na ilustracji (4): Na powiększonym fragmencie zdjęcia Mgławicy Oriona w bliskiej podczerwieni zrobionym przez Teleskop Webba widać kilka podwójnych obiektów o masach porównywalnych z Jowiszem, czyli tzw. JuMBO. Te osobliwe pary planetarne są daleko od jakiejkolwiek gwiazdy i istnieją na przekór oczekiwaniom teoretyków.

Dalsze badania JuMBO

Mgławica Oriona od dawna jest ulubionym obiektem badawczym dla astronomów i cały czas są odkrywane wcześniej niezauważone ciała niebieskie - także za pomocą najbardziej zaawansowanych obecnie teleskopów, takich jak np. Webb. Zdolność tego ostatniego do obserwacji w podczerwieni nawet słabych obiektów jest istotny dla dokonania tego odkrycia. Na początek 2024 roku są planowane dalsze obserwacje Mgławicy Oriona, których celem w szczególności będzie wyznaczenie składu chemicznego atmosfer JuMBO i dokładne pomiary ich mas.

https://arxiv.org/abs/2310.03552

https://arxiv.org/abs/2310.01231

https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Webb/Webb_s_wide-angle_view_of_the_Orion_Nebula_is_released_in_ESASky

https://www.jameswebbdiscovery.com/discoveries/the-james-webb-space-telescopes-astonishing-finds-in-the-orion-nebula

https://sky.esa.int/esasky/?target=83.8087629%20-5.38700249&hips=2MASS+color+JHK&fov=0.5459729897032627&cooframe=J2000&sci=true&lang=en&jwst_image=webb_orionnebula_shortwave

[Slavin]

Webb ujawnił nowe struktury w słynnej supernowej SN1987A.

Na ilustracji: Porównanie zdjęć supernowej SN 1987A z Teleskopu Hubble’a w zakresie widzialnym (po lewej) i z Teleskopu Webba w bliskiej podczerwieni (po prawej). Na zdjęciu z Teleskopu Webba odkryto nowe struktury.


Teleskop Webba sfotografował supernową SN 1987A, która wybuchła w odległości około 168 tysięcy l.św. w Wielkim Obłoku Magellana. Na tym zdjęciu w bliskiej podczerwieni po raz pierwszy zauważono struktury w kształcie sierpa lub półksiężyca, które być może pozwolą poznać ewolucję w czasie tych pozostałości po wybuchu supernowej.

W tym roku astronomowie rozpoczęli badania jednej z najsłynniejszych supernowych SN 1987A, wykorzystując potężne możliwości Teleskopu Webba. Od odkrycia w lutym 1987 roku, przez prawie 40 lat SN 1987A była celem intensywnych obserwacji w całym zakresie widma – od najbardziej energetycznego promieniowania gamma aż do fal radiowych. Najnowsze obserwacje z użyciem kamery NIRCam zapewniają istotne dane do zrozumienia jak ewoluuje supernowa i zmieniają się jej pozostałości.

W centralnej części zdjęcia materia wyrzucona z supernowej utworzyła coś na kształt dziurki od klucza (patrz ilustracja poniżej → keyhole). Ten obszar jest wypełniony zgęstkami gazu i pyłu, które zostały wyrzucone podczas wybuchu supernowej. Pył jest tak gęsty – nawet w podczerwieni, że kamera NIRCam w Teleskopie Webba nie może sfotografować wnętrza tej ciemnej „dziurki”.

Tą dziurkę od klucza otacza jasny pierścień równikowy (patrz ilustracja poniżej → equatorial ring), który łączy się z dwoma słabymi pierścieniami zewnętrznymi (patrz ilustracja poniżej→ outer ring), tworząc kształt klepsydry. Pierścień równikowy powstał z materii wyrzuconej dziesiątki tysięcy lat przed wybuchem supernowej i zawiera jasne, gorące plamy, które stopniowo „zapalały się”, gdy fala uderzeniowa supernowej przechodziła przez ten pierścień (szczegóły → film ze zdjęciami z Teleskopu Hubble’a z lat 1994-2003). Obecnie plamy świetlne można znaleźć nawet poza tym pierścieniem w postaci emisji rozproszonego światła, które go otaczają. Są to miejsca, w których fala uderzeniowa supernowej zderzyła się z materią na zewnątrz pierścienia.

Ww. struktury były obserwowane przez teleskopy Hubble’a, Spitzera i Chandra, ale dopiero bezkonkurencyjna czułość i rozdzielczość Teleskopu Webba sprawiły, że odkryto nową cechę charakterystyczną – drobne struktury w kształcie sierpa lub półksiężyca (patrz ilustracja poniżej → crescent). Uważa się, że te „sierpy” są częścią zewnętrznych warstw gazu, które zostały wyrzucone podczas wybuchu supernowej. Ich jasność może być wskaźnikiem pojaśnienia brzegowego, czyli zjawiska optycznego, które jest rezultatem obserwacji w trzech wymiarach przestrzennych rozszerzającej się materii. Innymi słowy – z powodu kierunku naszych obserwacji wydaje się, że oba „sierpy” zawierają więcej materii niż może być jej tam faktycznie.

Warto podkreślić wysoką rozdzielczość zdjęć. Przed Teleskopem Webba, tą supernową obserwował w podczerwieni Kosmiczny Teleskop Spitzera, w latach swojej działalności (2003-2020 r.). Jednak do tej pory nie były możliwe obserwacje SN 1987A z rozdzielczością, jak Webb.

Pomimo dziesiątek lat badań od wybuchu w 1987 roku, supernowa skrywa wiele tajemnic – chociażby tajemnicę gwiazdy neutronowej, która powinna powstać sekundy po kolapsie jądra gwiazdy – progenitora (okazał się nim niebieski nadolbrzym Sanduleak -69° 202). Podobnie jak Teleskop Spitzera, Webb będzie kontynuował obserwacje SN 1987A jeszcze przez wiele lat. Znajdujące się na jego pokładzie instrumenty, takie jak np. spektrograf NIRSpec i MIRI, pozwolą uchwycić z dużą dokładnością zmiany w czasie właśnie odkrytych struktur podobnych do „sierpa”. Poza tym dalej będzie kontynuowana współpraca pomiędzy zespołami pracującymi z Teleskopem Webba oraz teleskopami Hubble’a, Chandra i innymi instrumentami, aby zbadać przeszłość i przyszłość tej legendarnej supernowej.


Na ilustracji: Obraz supernowej SN 1987A sfotografowany za pomocą Teleskopu Webba i kamery NIRCam w bliskiej podczerwieni, na którym oznaczono główne struktury, kierunki na niebie N-E i skala odpowiadająca 1,5 l.św. w odległości SN 1987A. Tutaj kolor niebieski odpowiada fotonom o długości fali 1,5 μm (filtr:F150W), kolor niebieskozielony – 1,64 i 2,0 μm (F164N, F200W), żółty - 3.23 μm (F323N), pomarańczowy – 4,05 μm (F405N) i czerwony – 4,44 μm (F444W).
W centrum zdjęcia widać, że materia wyrzucona z supernowej utworzyła coś na kształt dziurki od klucza (patrz → keyhole), po obu stronach której znajdują się słabe struktury w kształcie sierpa (patrz → crescent). Te ostatnie zostały  zaobserwowane po raz pierwszy przez Teleskop Webba. Dalej widać pierścień równikowy (patrz → equatorial ring) - pełen jasnych i gorących plam, który powstał jeszcze wcześniej, bo dziesiątki tysięcy lat przed wybuchem tej supernowej. Całość otaczają emisje rozproszonego światła i dwa słabe, zewnętrzne pierścienie (patrz → outer ring).
Źródło: NASA, ESA, CSA, Mikako Matsuura (Cardiff University), Richard Arendt (NASA-GSFC, UMBC), Claes Fransson (Stockholm University), Josefin Larsson (KTH), Alyssa Pagan (STScI)


Na ilustracji: Zdjęcie supernowej SN 1987A sfotografowane za pomocą Teleskopu Webba i kamery NIRCam w bliskiej podczerwieni (długości fali: 1,5 – 4,44 μm). Źródło: NASA, ESA, CSA, Mikako Matsuura (Cardiff University), Richard Arendt (NASA-GSFC, UMBC), Claes Fransson (Stockholm University), Josefin Larsson (KTH), Alyssa Pagan (STScI)

https://webbtelescope.org/contents/news-releases/2023/news-2023-136

https://hubblesite.org/contents/media/images/2017/08/3987-Image.html?news=true

https://webbtelescope.org/contents/media/images/2023/136/01H8Q02S452MC9CAF0VSJ3ZTFX?news=true

[Slavin]

Webb identyfikuje metan w atmosferze egzoplanety.

Na ilustracji: Wizja artystyczna ciepłej egzoplanety WASP-80 b, której kolor może wydawać się niebieskawy dla ludzkiego oka ze względu na brak chmur znajdujących się na dużych wysokościach oraz obecność metanu atmosferycznego. Źródło: NASA


Teleskop Webba zaobserwował egzoplanetę WASP-80 b, gdy przechodziła przed i za swoją gwiazdą macierzystą, co ujawniło widma wskazujące na obecność metanu i pary wodnej w jej atmosferze.

Chociaż do tej pory wykryto parę wodną na kilkunastu planetach, to do niedawna metan – związek chemiczny obfity w atmosferach Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna w naszym Układzie Słonecznym – pozostawał nieuchwytny w atmosferach tranzytujących egzoplanet badanych za pomocą spektroskopii kosmicznej. Taylor Bell z Bay Area Environmental Research Institute (BAERI) współpracująca z NASA ARC w Dolinie Krzemowej oraz Luis Welbanks z Arizona State University udzielili więcej informacji na temat znaczenia odkrycia metanu w atmosferach egzoplanet oraz omówili, w jaki sposób obserwacje Webba przyczyniły się do identyfikacji tej długo poszukiwanej cząsteczki. Odkrycia te zostały opublikowane w czasopiśmie Nature.

Planeta WASP-80 b, o temperaturze około 825 kelwinów, należy do tzw. „ciepłych jowiszów”, czyli planet o podobnej wielkości i masie do Jowisza w naszym Układzie Słonecznym, ale charakteryzujących się temperaturą pośrednią pomiędzy gorącymi jowiszami, jak np. HD 209458 b o temperaturze 1450 K – pierwszą odkrytą tranzytującą egzoplanetą, a zimnymi jowiszami, jak Jowisz w naszym Układzie Słonecznym, który ma około 125 K. WASP-80 b okrąża swoją gwiazdę macierzystą (czerwony karzeł) raz na trzy dni i znajduje się 163 lata świetlne od nas w kierunku konstelacji Orła. Z uwagi na bliskie położenie planety względem swojej gwiazdy oraz duże odległości obu obiektów od Ziemi, nie jesteśmy w stanie obserwować jej bezpośrednio, nawet przy użyciu najbardziej zaawansowanych teleskopów, takich jak Webb. Zamiast tego naukowcy badają połączone światło gwiazdy i planety za pomocą metody tranzytu (która posłużyła do odkrycia większości znanych egzoplanet) oraz metody zaćmienia.

Korzystając z metody tranzytu, astronomowie obserwowali układ, gdy planeta przemieszczała się przed swoją gwiazdą z naszej perspektywy, powodując delikatne przygaszenie światła gwiazdy. Można to porównać do sytuacji, gdy ktoś przechodzi przed lampą i światło słabnie. W tym czasie cienki pierścień atmosfery planety wokół granicy dnia i nocy jest oświetlany przez gwiazdę. W przypadku niektórych kolorów światła, w których cząsteczki w atmosferze planety pochłaniają światło, atmosfera wydaje się grubsza i blokuje więcej światła gwiazdy, co prowadzi do głębszego zaćmienia w porównaniu z innymi długościami fal, przy których atmosfera wydaje się przezroczysta. Metoda ta pomaga naukowcom zrozumieć skład atmosfery planety poprzez analizę, które kolory światła są blokowane.

W międzyczasie, wykorzystując metodę zaćmienia, naukowcy obserwowali układ, gdy planeta przechodziła za swoją gwiazdą z naszej perspektywy, powodując kolejny niewielki spadek całkowitego światła, które otrzymujemy. Wszystkie obiekty emitują światło, zwane promieniowaniem cieplnym, którego intensywność i kolor zależą od stopnia nagrzania obiektu. Tuż przed i po zaćmieniu, gorąca strona planety jest skierowana w naszą stronę, a poprzez mierzenie spadku światła podczas zaćmienia, byliśmy w stanie zmierzyć światło podczerwone emitowane przez planetę. W przypadku widm zaćmieniowych absorpcja przez cząsteczki w atmosferze planety zwykle objawia się jako redukcja emitowanego przez planetę światła o określonych długościach fal. Ponadto, ponieważ planeta jest znacznie mniejsza i chłodniejsza niż jej gwiazda macierzysta, głębokość zaćmienia jest znacznie mniejsza niż głębokość tranzytu.

Wstępne obserwacje dokonane przez naukowców musiały zostać przekształcone w tzw. widmo, czyli pomiar pokazujący, ile światła jest blokowane lub emitowane przez atmosferę planety w różnych kolorach (lub długościach fal) światła. Istnieje wiele różnych narzędzi do przekształcania surowych obserwacji w użyteczne widma, dlatego zastosowaliśmy dwa różne podejścia, aby upewnić się, że nasze wyniki są odporne na różne założenia. Następnie zinterpretowaliśmy to widmo przy użyciu dwóch rodzajów modeli, aby przeprowadzić symulację tego, jak wyglądałaby atmosfera planety w tak ekstremalnych warunkach. Pierwszy typ modelu jest w pełni elastyczny i testuje miliony kombinacji obfitości metanu i wody oraz temperatur, aby znaleźć kombinację, która najlepiej pasuje do naszych danych. Drugi typ, zwany „modelem samospójnym”, również bada miliony kombinacji, ale wykorzystuje naszą istniejącą wiedzę z zakresu fizyki i chemii do określenia poziomów metanu i wody, których można się spodziewać. Oba typy modeli prowadzą do tego samego wniosku: ostatecznego wykrycia metanu.

Aby potwierdzić swoje ustalenia, naukowcy skorzystali z solidnych metod statystycznych do oceny prawdopodobieństwa, że wykrycie jest przypadkowym szumem. W dziedzinie naukowej uważa się, że „złotym standardem” jest tzw. „detekcja 5-sigma”, co oznacza, że prawdopodobieństwo, iż detekcja jest wynikiem przypadkowego szumu, wynosi 1 na 1,7 miliona. W międzyczasie wykryliśmy metan przy poziomie 6,1-sigma zarówno w widmach tranzytu, jak i zaćmienia, co daje prawdopodobieństwo fałszywej detekcji na poziomie 1 do 942 milionów w każdej obserwacji. To przekracza „złoty standard” 5-sigma i wzmacnia nasze przekonanie co do obu detekcji.

Dzięki dokładnemu odkryciu, nie tylko udało nam się znaleźć bardzo trudno wykrywalną cząsteczkę, ale także teraz możemy przystąpić do badania, co skład chemiczny mówi nam o narodzinach, rozwoju i ewolucji planety. Na przykład, poprzez pomiar ilości metanu i wody na planecie, jesteśmy w stanie wyciągnąć wnioski na temat stosunku atomów węgla do atomów tlenu. Oczekuje się, że ten stosunek zmienia się w zależności od tego, gdzie i kiedy planety formowały się w swoim układzie. Dlatego badanie stosunku węgla do tlenu może dostarczyć wskazówek co do tego, czy planeta uformowała się blisko swojej gwiazdy, czy dalej, zanim stopniowo przesunęła się do wewnątrz.

Kolejnym powodem, który wzbudza ekscytację w naukowcach w związku z tym odkryciem, jest możliwość porównania planet spoza naszego Układu Słonecznego z tymi, które się w nim znajdują. NASA od dawna wysyła statki kosmiczne do gazowych olbrzymów w naszym Układzie Słonecznym, aby zmierzyć ilość metanu i innych cząsteczek w ich atmosferach. Teraz, dzięki pomiarowi tego samego gazu na egzoplanecie, możemy rozpocząć porównania „jabłko do jabłka” i sprawdzić, czy obserwacje dokonane poza Układem Słonecznym pokrywają się z tym, co obserwujemy wewnątrz niego.

W kontekście przyszłych odkryć za pomocą teleskopu Jamesa Webba, ten wynik pokazuje, że stoimy tuż przed bardziej ekscytującymi odkryciami. Dodatkowe obserwacje za pomocą instrumentów MIRI i NIRCam WASP-80 pozwolą nam zgłębić właściwości atmosfery na różnych długościach fal. Nasze dotychczasowe odkrycia dają nam podstawy do sądzenia, że będziemy w stanie zaobserwować inne cząsteczki bogate w węgiel, takie jak tlenek węgla i dwutlenek węgla, co pozwoli nam uzyskać bardziej kompleksowy obraz warunków panujących w atmosferze planety. Ponadto, w miarę odnajdywania metanu i innych gazów na egzoplanetach, będziemy nadal poszerzać naszą wiedzę na temat działania chemii i fizyki w warunkach odmiennych od tych, które panują na Ziemi, a być może wkrótce także na innych planetach, które przypominać będą nasz dom. Jeden fakt jest pewny – podróż odkrywcza z Kosmicznym Teleskopem Jamesa Webba obfituje w potencjalne niespodzianki.


https://blogs.nasa.gov/webb/2023/11/22/nasas-webb-identifies-methane-in-an-exoplanets-atmosphere/

https://www.nature.com/articles/s41586-023-06687-0

[Slavin]

Pierwsza szczegółowa rejestracja lodu w dyskach protoplanetarnych.

Na ilustracji: Złożony obraz wokół dysku protoplanetarnego HH 48 NE. Światło rozproszone na dysku jest czerwone. Gaz z wiatru nad dyskiem jest zielony. Strumień jest niebieski. Źródło: HST, JWST, Sturm i inni


Międzynarodowy zespół astronomów dokonał pierwszej dwuwymiarowej rejestracji lodu w dysku protoplanetarnym otaczającym młodą gwiazdę.

Zespół wykorzystał w tym celu Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba a wyniki swoich badań opublikował 6 grudnia 2023 roku  w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics.

Lód odgrywa istotną rolę w formowaniu planet i komet. Dzięki niemu stałe cząstki pyłu zlepiają się w większe kawałki, z których powstają planety i komety. Dodatkowo, uderzenia komet niosących lód prawdopodobnie znacząco przyczyniły się do obecności wody na Ziemi, a co za tym idzie, do powstania mórz na naszej planecie. Lód ten zawiera również atomy węgla, tlenu i azotu, które są ważne w tworzeniu molekularnych elementów budulcowych życia. Niestety, lód w dyskach protoplanetarnych nigdy nie został dokładnie zmapowany z powodu trudności związanych z obserwacją za pomocą teleskopów naziemnych, które są utrudnione przez naszą atmosferę zawierającą wodę. Ponadto inne teleskopy kosmiczne nie były wystarczająco duże, aby wykrywać i rozpoznawać tak słabe cele. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba stanowi rozwiązanie dla tych problemów.

Hamburger

Naukowcy przeanalizowali światło pochodzące od młodej gwiazdy HH 48 NE, przechodzące przez jej dysk protoplanetarny w kierunku teleskopu kosmicznego. Gwiazda i dysk znajdują się około 600 lat świetlnych od Ziemi w kierunku konstelacji Kameleona na południowej półkuli. Dysk wygląda jak hamburger, z ciemnym środkowym pasem i dwiema jasnymi bułeczkami, ponieważ patrzymy na niego z boku. W drodze do teleskopu, światło gwiazdy zderza się z wieloma cząsteczkami dysku, co tworzy widma absorpcyjne z pikami specyficznymi dla każdej cząsteczki. Niestety, niewiele światła dociera do teleskopu, zwłaszcza z najgęstszej części dysku w ciemnym pasie. Jednakże, ze względu na wyjątkową czułość JWST, niski poziom światła nie stanowi problemu.

Naukowcy zaobserwowali wyraźne piki lodu wodnego (H2O), lodu dwutlenku węgla (CO2) i lodu tlenku węgla (CO) w widmach absorpcyjnych. Ponadto znaleźli dowody na obecność lodu amoniaku (NH3), cyjanianu (OCN)-, siarczku karbonylu (OCS) i ciężkiego dwutlenku węgla (13CO2). Stosunek zwykłego dwutlenku do ciężkiego dwutlenku węgla pozwolił naukowcom po raz pierwszy obliczyć, ile dwutlenku węgla znajduje się w dysku. Jednym z interesujących wyników było to, że wykryty przez naukowców lód CO może być zmieszany z mniej lotnym CO2 i lodem wodnym, co pozwala mu pozostać zamrożonym bliżej gwiazdy niż wcześniej sądzono.

Ice Age

Bezpośrednie mapowanie lodu w dysku protoplanetarnym stanowi ważny wkład w badania modelowe, które pomagają lepiej zrozumieć formowanie się Ziemi, innych planet w naszym Układzie Słonecznym i wokół innych gwiazd. Dzięki tym obserwacjom możemy teraz zacząć formułować bardziej stanowcze stwierdzenia na temat fizyki i chemii formowania się gwiazd i planet – powiedział główny autor badania Adrjan Sturm (Uniwersytet w Lejdzie, Holandia).

W 2016 roku opracowaliśmy jeden z pierwszych programów badawczych dla JWST, Ice Age. Naszym celem było zbadanie, w jaki sposób lodowe składniki życia ewoluują podczas podróży od ich początków w chłodnych obłokach międzygwiazdowych do regionów tworzenia komet w młodych układach planetarnych. Teraz zaczynamy obserwować pierwsze wyniki. To naprawdę ekscytujący moment – powiedziała współautorka Melissa McClure z Uniwersytetu w Lejdzie, kierująca programem badawczym. Opublikowała ona w styczniu 2023 roku pierwsze obserwacje lodu z programu ICE Age w obłokach molekularnych.

Zespół Ice Age wkrótce przeprowadzi badania bardziej szczegółowych widm tego samego dysku protoplanetarnego. Dodatkowo, będą oni teraz w stanie obserwować inne dyski protoplanetarne. Jeśli odkrycie dotyczące mieszania lodu CO zostanie potwierdzone, może to zmienić obecne zrozumienie składu planet, potencjalnie prowadząc do odkrycia większej liczby planet bogatych w węgiel, znajdujących się bliżej gwiazdy. Ostatecznie, naukowcy mają nadzieję zdobyć więcej informacji na temat procesów formowania się planet, planetoid i komet oraz wynikającego z nich składu.



https://www.astronomie.nl/nieuws/en/first-detailed-inventory-of-ice-in-planet-forming-disk-3958

https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/11/aa47512-23/aa47512-23.html

[Slavin]

Webb sfotografował trzy obrazy tej samej galaktyki z supernową na jednym.

Na ilustracji: Widać zrobione przez Teleskop Webba zdjęcie masywnej gromady galaktyk RX J2129.6+0005 (w skrócie RX J2129), która znajduje się w odległości ~3,2 miliarda l.św. (z~0,27). Soczewka grawitacyjna, której źródłem jest RX J2129 generuje trzy różne obrazy tej samej dalekiej galaktyki tła - różniące się czasowo nawet o ~1000 dni, które zaprezentowano w powiększeniu w trzech panelach po prawej stronie ilustracji. W tej galaktyce tła odległej o ~9,5 miliarda l.św. od Ziemi (z~1,52) zaobserwowano wybuch supernowej typu Ia, którą jako zjawisko przejściowe oznaczono AT 2022riv i widać ją tylko na najstarszym obrazie. Źródło: ESA/Webb, NASA & CSA, P. Kelly


Zachwycający widok uzyskany za pomocą Teleskopu Webba pokazuje galaktykę, ale nie w jednym momencie czasowym, nie w dwóch, a w trzech!!! Na najstarszym obrazie galaktyki zaobserwowano supernową, gdzie jest oznaczona jako AT 2022riv. Na kolejnych obrazach około 320 i 1000 dni później supernowa już osłabła i jest niewidoczna.

Teleskop Webba uchwycił ten niezwykły widok dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego. Soczewkowanie grawitacyjne ma miejsce, gdy masywne ciało niebieskie zakrzywia drogę promieni świetlnych niczym ogromna soczewka. W tym przypadku soczewką jest gromada galaktyk RX J2129 znajdująca się w odległości około 3,2 miliarda l.św. (z~0,27) od Ziemi w gwiazdozbiorze Wodnika.

Astronomowie odkryli tą supernową za pomocą Teleskopu Hubble’a i oznaczyli ją jako zjawisko przejściowe AT 2022riv. Jest to bardzo daleka supernowa typu Ia, której odległość oszacowano na 9,5 miliarda l.św. (z=1,52). Tego typu supernowe są wykorzystywane do pomiarów odległości we Wszechświecie, ponieważ zgodnie z naszą wiedzą zawsze posiadają stałą jasność w maksimum.

Gromada galaktyk RX J2129, jako kosmiczna soczewka grawitacyjna utworzyła trzy obrazy galaktyki tła z supernową AT 2022riv, które nie posiadają tej samej wielkości, położenia, a nawet czasu - ze względu na różne drogi optyczne promieni świetlnych od tej galaktyki tła, które z tego powodu do Teleskopu Webba dotarły w różnych momentach czasu. Wynika to z nierównomiernego rozkładu masy w gromadzie galaktyk RX J2129, będącej źródłem tej soczewki.

Promienie świetlne, które poruszały się najdłuższą drogą pokazują tą galaktykę tła w czasie, gdy była najstarszą i wtedy jeszcze supernowa świeciła „jasno” (tzn. miała jasność porównywalną z jasnością swojej galaktyki macierzystej).
Na następnym widoku co do długości drogi promieni świetlnych widać tą galaktykę już około 320 dni później, zaś na ostatnim widoku o najkrótszej drodze optycznej – nawet około 1000 dni po pierwszym.

Obserwacje supernowej AT 2022riv przez Teleskop Webba zostały wykonane przy użyciu kamery czułej na bliską podczerwień (NIRCam), aby wyznaczyć jasność tej soczewkowanej supernowej. Dodatkowo spektrograf NIRSpec zarejestrował widma tego obiektu – co pozwoli na porównanie tej odległej supernowej typu Ia (z~1,52) z supernowymi tego typu wybuchającymi w galaktykach w naszym otoczeniu (z~0). Jest to ważna metoda sprawdzenia, czy pomiary kosmologicznych odległości dają wyniki zgodne z naszą obecną wiedzą.



https://esawebb.org/images/potm2302a/

https://www.jameswebbdiscovery.com/discoveries/webb-observes-galaxy-cluster-rx-j2129-triply-lens-supernova-hosting-galaxy

[Slavin]

Webb odkrył najlżejszego swobodnego brązowego karła.

Na ilustracji: Centralna część otwartej gromady gwiazdowej IC 348 sfotografowana w bliskiej podczerwieni przez kamerę NIRCam w Teleskopie Webba. Całe zdjęcie jest wypełnione materią międzygwiazdową, odbijającą światło od gwiazd z gromady IC 348. Jest to tzw. mgławica refleksyjna. Ta materia zawiera również związki chemiczne składające się z węgla, tzw. wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne PAH (skrót od ang. Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Wiatry z najbardziej masywnych gwiazd tej gromady prawdopodobnie mają wpływ na wygląd wielkiej pętli po prawej stronie tej fotki. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (Pennsylvania State University), Catarina Alves de Oliveira (European Space Agency)


Brązowe karły rozdzielają gwiazdy od planet. Powstają podobnie jak gwiazdy, zapadając się pod wpływem własnej grawitacji, ale nigdy nie staną się wystarczająco gęste i gorące, aby rozpocząć reakcje jądrowe syntezy wodoru i zmienić się w gwiazdy. Najmniej masywne brązowe karły posiadają masy porównywalne z masami planet-olbrzymów rzędu kilku mas Jowisza.

Strategia poszukiwania brązowych karłów

Główni autorzy publikacji - astronomowie Kevin Luhman (Pennsylvania State University, USA) i Catarina Alves de Oliveira (ESA) wybrali jako obiekt badań otwartą gromadę gwiazdową IC 348 znajdującą się w odległości około 1000 l.św. w gwiazdozbiorze Perseusza. Jest to młoda gromada licząca około 5 milionów lat. Dlatego oczekiwano, że brązowe karły będą względnie jasne w podczerwieni.

Na początku zespół astronomów sfotografował centrum IC 348 za pomocą kamery NIRCam znajdującej się na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, aby zidentyfikować kandydatów na brązowe karły na podstawie ich jasności i kolorów (patrz ilustracje (1) i (2)). Następnie najbardziej obiecujący kandydaci (patrz ilustracja (4)) byli obserwowani spektrografem NIRSpec w trybie mikro-migawek. Jest to macierz 248 tysięcy mikro-migawek 100x200µm sterowanych indywidualnie pozwalających na równoczesną spektroskopię do 100 obiektów.

Zdjęcie gromady gwiazdowej IC 348

Tutaj kluczową okazała się niezwykła czułość Teleskopu Webba na podczerwień, umożliwiająca detekcję ciał niebieskich słabszych niż z teleskopów na powierzchni Ziemi. Dodatkowo dzięki unikalnej rozdzielczości tego sprzętu było możliwe rozróżnienie, które obiekty w podczerwieni są brązowymi karłami, a które galaktykami w tle IC 348.

W wyniku tych poszukiwań astronomowie odkryli trzy intrygujące obiekty o masach od 3 do 8 mas Jowisza i temperaturze powierzchniowej od 830 do 1500 C. Zgodnie z modelami komputerowymi najlżejsze z tych ciał niebieskich posiadało masę zaledwie 3 masy Jowisza.

Wyjaśnienie jak taki małomasywny brązowy karzeł mógł powstać jest wyzwaniem dla teorii. Duży i gęsty obłok gazowy posiada silną grawitację, która powoduje zapaść obłoku i uformowanie się gwiazdy. Ze względu na słabsze siły grawitacyjne trudniejszy jest kolaps lżejszego obłoku i powstanie brązowego karła – a szczególnie trudne jest to dla brązowych karłów o masach zbliżonych do planet-olbrzymów.

Jeden z głównych autorów omawianej publikacji Catarina Alves de Oliveira (ESA) powiedziała, że zgodnie ze współczesnymi modelami planety-olbrzymy łatwo powstają w dyskach protoplanetarnych wokół gwiazd. Ale jest mała szansa, aby zamiast jak gwiazda - najlżejszy z tych obiektów (masa około 3 masy Jowisza i średnica około 300 razy mniejsza niż nasze Słońce) powstał w dysku w tej gromadzie gwiazdowej.
Dlatego aktualnie astronomowie zastanawiają się, jak proces powstawania gwiazd działa przy tak ekstremalnie małych masach?



Na ilustracji (1): Otwarta gromada gwiazdowa IC 348 sfotografowana w bliskiej podczerwieni przez kamerę NIRCam w Teleskopie Webba z zaznaczonymi kierunkami na niebie N-E (północ-wschód) i transformacją filtrów w bliskiej podczerwieni o średnich długościach fali 2,77μm / 3,60μm / 4,44μm odpowiednio do barw niebieska / zielona / czerwona w zakresie widzialnym. Pole  widzenia tego zdjęcia obejmuje centralny fragment otwartej gromady gwiazdowej IC 348 o bokach 0,5 l.św. poziomo x 0,8 l.św. pionowo. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (Pennsylvania State University), Catarina Alves de Oliveira (European Space Agency)

Tajemnicza molekuła

Małomasywne brązowe karły, oprócz wskazówek odnośnie powstawania gwiazd, mogą nam pomóc lepiej zrozumieć egzoplanety, ponieważ najmniej masywne brązowe karły częściowo pokrywają się z najcięższymi egzoplanetami.. One powinny wykazywać podobne właściwości. Jednakże swobodnie poruszające się w przestrzeni brązowe karły łatwiej zaobserwować niż olbrzymie egzoplanety, które są schowane w poświacie gwiazd macierzystych.

Dwa spośród brązowych karłów odkrytych w tym przeglądzie posiadają w widmie niezidentyfikowany węglowodór lub molekułę zawierającą atomy zarówno wodoru jak i węgla. (struktura w widmie brązowych karłów nr 1 i 3 o długości fali λ~3,4μm - patrz ilustracja (4)). Ta sama struktura widmowa została rozpoznana przez misję satelitarną Cassini w atmosferze Saturna i jego księżyca Tytana. Jest ona widoczna również w ośrodku międzygwiazdowym i materii gazowej pomiędzy gwiazdami.

Jest to pierwsza detekcja tej molekuły w obiekcie poza Układem Słonecznym. Modele atmosfer brązowych karłów nie przewidują jej istnienia. Zdaniem astronomki Alves de Oliveira, po raz pierwszy obserwujemy tak młode i małomasywne brązowe karły i odkryliśmy coś nowego i nieoczekiwanego.

Zdjęcia trzech brązowych karłów



Na ilustracji (2): Centralna część otwartej gromady gwiazdowej IC 348 sfotografowana w bliskiej podczerwieni przez kamerę NIRCam w Teleskopie Webba. Astronomowie przeszukali tą gromadę gwiazdową w poszukiwaniu małomasywnych i niezwiązanych z innymi ciałami niebieskimi brązowych karłów – obiektów, które są za lekkie by być gwiazdami i za ciężkie by być planetami. Zostały odkryte trzy brązowe karły o masach mniejszych niż 8 mas Jowisz, które zaznaczono w białych okręgach na głównym zdjęciu oraz pokazano powiększone w dodatkowych panelach. Najlżejszy z nich ma masę zaledwie 3-4 masy Jowisza – co stanowi wyzwanie dla teorii powstawania gwiazd. Źródło (CC BY 4.0): NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (Pennsylvania State University), Catarina Alves de Oliveira (European Space Agency)

Brązowe karły, czy swobodne planety?

Ponieważ te obiekty posiadają masy w zakresie mas planet-olbrzymów, rodzi się pytanie, czy faktycznie są to brązowe karły lub w rzeczywistości swobodne planety wyrzucone z jakiegoś układu planetarnego. Astronomowie w omawianej publikacji nie odrzucają tej drugiej hipotezy. Ale ich zdaniem bardziej prawdopodobne jest to, że są to brązowe karły niż wyrzucone planety.

Wyrzucenie planety z układu planetarnego jest nieprawdopodobne z dwóch następujących powodów:
       (1) statystycznie takie planety-olbrzymy występują rzadko w porównaniu do planet o mniejszych masach,
    (2) większość gwiazd jest małomasywna, a planety-olbrzymy występują szczególnie rzadko wśród takich gwiazd.
Z ww. powodów jest mało prawdopodobne, aby większość gwiazd w gromadzie IC 348 była zdolna do uformowania tak masywnych planet (większość  gwiazd w IC 348 jest małomasywna!).
Poza tym prawdopodobnie jest za mało czasu, aby w układzie planetarnym powstała planeta-olbrzym i następnie została z niego wyrzucona, ponieważ ta otwarta gromada gwiazdowa liczy zaledwie 5 milionów lat.

Na razie jesteśmy na początku badań, których celem jest poznanie tak małomasywnych brązowych karłów / planet olbrzymów (?). Odkrycie większej liczby podobnych obiektów pomoże w doprecyzowaniu ich statusu. Istnieją teoretyczne sugestie, że swobodne planety częściej można spotkać w zewnętrznych obszarach gromad gwiazdowych. Więc poszerzenie obszaru poszukiwań może pozwolić na ich odkrycie – o ile istnieją w IC 348.

Przyszłe badania w tej dziedzinie powinny obejmować bardziej dogłębne przeglądy obserwacyjne jeszcze słabszych i mniej masywnych obiektów. Celem omawianego tutaj wstępnego przeglądu była detekcja obiektów o masach rzędu dwóch mas Jowisza. Przy bardziej zaawansowanych przeglądach powinno się łatwo sięgnąć do obiektów o masie Jowisza.



Na ilustracji (3): Pokazano widmo „wzorcowego” brązowego karła VHS 1256b (typ widmowy L) w bliskiej podczerwieni (~1-5μm) zrobione za pomocą spektrografu NIRSpec z identyfikacją chemiczną. U góry pokazano długości fali filtrów kamery NIRCam. Dodano również profil najjaśniejszej emisji PAH o długości fali λ~3,3μm obserwowanej w widmie gromady IC 348. Źródło (CC BY 4.0): K. L. Luhman et al 2024 AJ 167 19



Na ilustracji (4): Pokazano zrobione za pomocą spektrografu NIRSpec widma w bliskiej podczerwieni (~1-5μm) ośmiu kandydatów na brązowe karły, z  których obiekty nr 1, 3 i 4 posiadają widma podobne do brązowego karła VHS 1256b. Zieloną linią zakreślono również profil najjaśniejszej emisji PAH o długości fali λ~3,3μm obserwowanej w widmie gromady IC 348. Zagadką jest niezidentyfikowana struktura λ~3,4μm występująca w widmach brązowych karłów nr 1 i 3, którą wcześniej zidentyfikowano w naszym Układzie Planetarnym podczas misji satelitarnej Cassini w widmie Saturna i jego księżyca Tytana.  Źródło (CC BY 4.0): K. L. Luhman et al 2024 AJ 167 19



Na ilustracji (5): Zaznaczono jasności brązowych karłów 1, 3 i 4 uzyskane z obserwacji przez Teleskop Webba, w porównaniu do jasności teoretycznych w funkcji czasu (pozioma oś „Age” w milionach lat) dla modeli ewolucyjnych brązowych karłów o stałych temperaturach efektywnych (górny panel) lub stałych masach (dolny panel). Dla porównania również zaznaczono „gwiazdką” jasność egzoplanety TWA 27B krążącej wokół gwiazdy TWA 27. Źródło (CC BY 4.0): K. L. Luhman et al 2024 AJ 167 19

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ad00b7

https://www.jameswebbdiscovery.com/discoveries/webb-telescope-spots-record-breaking-free-floating-tiny-brown-dwarf

https://www.nasa.gov/missions/webb/nasas-webb-identifies-tiniest-free-floating-brown-dwarf/

[Slavin]

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba odkrywa pyłowy warkocz w układzie Beta Pictoris.



This image from Webb’s MIRI (Mid-Infrared Instrument) shows the star system Beta Pictoris. An edge-on disc of dusty debris generated by collisions between planetesimals (orange) dominates the view. A hotter, secondary disc (cyan) is inclined by about 5 degrees relative to the primary disc. The curved feature at upper right, which the science team nicknamed the “cat’s tail,” has never been seen before. A coronagraph (black circle and bar) has been used to block the light of the central star, whose location is marked with a white star shape. In this image light at 15.5 microns is coloured cyan and 23 microns is orange (filters F1550C and F2300C, respectively). [Image description: A wide, thin horizontal orange line appears at the centre, extending almost to the edges, a debris disc seen edge-on. A thin blue-green disc is inclined about five degrees counterclockwise relative to the main orange disc. Cloudy, translucent grey material is most prominent near the orange main debris disc. Some of the grey material forms a curved feature in the upper right, resembling a cat’s tail. At the centre is a black circle with a bar. The central star, represented as a small white star icon, is blocked by an instrument known as a coronagraph. The background of space is black.]

Beta Pictoris, młody układ planetarny położony zaledwie 63 lata świetlne od nas bezustannie intryguje naukowców, nawet mimo tego, że badany jest już od kilkudziesięciu lat. To właśnie w tym układzie naukowcy po raz pierwszy w historii sfotografowali dysk pyłowy powstały w wyniku zderzeń planetoid, komet i planetozymali różnych rozmiarów. Co więcej, w toku późniejszych obserwacji Kosmiczny Teleskop Hubble’a odkrył w tym układzie także drugi dysk odłamków, który na dodatek jest nachylony względem pierwszego. Trzeba było jednak poczekać na Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, aby w tym układzie odkryć zupełnie nową, wcześniej nigdy niewidzianą strukturę.

Zespół naukowców z Centrum Astrobiologii w Hiszpanii wykorzystał kamery NIRCam (bliska podczerwień) i MIRI (średnia podczerwień) zainstalowane na pokładzie teleskopu Jamesa Webba do zbadania składu wykrytych wcześniej dysków pyłu i odłamków otaczających gwiazdę Beta Pictoris. Wyniki obserwacji okazały się lepsze, niż się spodziewano. Naukowcy odkryli bardzo nachyloną względem dysków strukturę przypominającą swoisty koci ogon, który rozciąga się od południowo-zachodniej części dysku odłamków.

Nawet przy wykorzystaniu teleskopu Jamesa Webba dostrzeżenie tego „kociego ogona” wymagało przyjrzenia się gwieździe w odpowiedni zakresie długości fal, w tym przypadku w średniej podczerwieni. W danych z kamery obserwującej otoczenie gwiazdy w bliskiej podczerwieni struktura ta pozostanie niewidoczna. Niejako przy okazji, kamera MIRI pozwoliła naukowcom dostrzec znaczące różnice temperatur między oboma dyskami otaczającymi Beta Pic. Astronomowie podejrzewają, że różnica ta wynika z innego składu chemicznego obu dysków.

„Nie spodziewaliśmy się, że Webb ujawni, że wokół Beta Pic znajdują się dwa różne rodzaje materiału, ale MIRI wyraźnie pokazało nam, że materiał dodatkowego dysku i kociego ogona jest cieplejszy niż materia tworząca główny dysk” – powiedział Christopher Stark, współautor opracowania z Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda NASA w Greenbelt w stanie Maryland. „Pył tworzący ten dysk i ogon musi być bardzo ciemny, więc nie jest łatwo go zobaczyć w zakresie widzialnym lub bliskiej podczerwieni, ale w średniej podczerwieni jest on już wyraźnie widoczny”.



Na biało zaznaczono płaszczyznę głównego dysku. Na zielono płaszczyzna drugiego, rozleglejszego dysku odłamków. Po prawej struktura „koci ogon”. W środku gwiazdką zaznaczono położenie gwiazdy centralnej przesłoniętej tutaj w celu dostrzeżenia obu dysków.

Aby wyjaśnić wyższą temperaturę, zespół wywnioskował, że pył może być wysoce porowatą materią organiczną, przypominającą tę, którą znajduje się często na powierzchniach komet i planetoid w Układzie Słonecznym. Wstępna analiza materiału pobranego z planetoidy Bennu przez należącą do NASA misję OSIRIS-Rex wykazała, że jest on bardzo ciemny i bogaty w węgiel, podobnie jak to, co MIRI wykryła w Beta Pic.

To wszystko jednak nie zmienia faktu, że wciąż nie ma żadnego wyjaśnienia dla kociego ogona. Badacze tworzyli różne scenariusze, starając się odtworzyć tę strukturę i odkryć jej pochodzenie. Badania wciąż trwają, choć na tę chwilę wszystko zdaje się wskazywać na to, że jest on efektem zderzenia, do którego mogło dojść zaledwie sto lat temu.

„Załóżmy, że w układzie dochodzi do zderzenia, w wyniku którego powstaje dużo pyłu. Początkowo pył przemieszcza się w tym samym kierunku, co jego źródło, ale promieniowanie emitowane przez gwiazdę centralną wypycha najmniejsze i najlżejsze ziarna pyłu szybciej niż większe i cięższe. W ten sposób teoretycznie mógłby powstać długi wąski strumień pyłu” przekonuje Marshall Perrin, współautor badania z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland.

„Ogon kota jest bardzo nietypowy, a odtworzenie jego krzywizny za pomocą modelu dynamicznego jest niezwykle trudne” – wyjaśniają badacze. „Nasz model wymaga niezwykle szybkiego wypchnięcia pyłu z układu, co ponownie sugeruje, że jest on wykonany z organicznego materiału odbijającego światło”.

Model preferowany przez zespół wyjaśnia ostry kąt zakrzywienia ogona względem dysku jako proste złudzenie optyczne. Nasza perspektywa w połączeniu z zakrzywionym kształtem ogona tworzy obserwowany kąt ogona, podczas gdy w rzeczywistości łuk materii odchodzi od dysku pod kątem zaledwie pięciu stopni. Biorąc pod uwagę jasność ogona, zespół szacuje, że ilość pyłu w kocim ogonie odpowiada zawartości dużej planetoidy z Pasa Planetoid rozciągniętej w pas o długości 16 miliardów kilometrów.

Proces powstawania struktury w układzie Beta Pic może być związany także z obserwowanym w 2014 roku za pomocą sieci ALMA skupiskiem tlenku węgla (CO) w tym samym miejscu, w którym obecnie obserwujemy koci ogon. Zważając na to, że promieniowanie emitowane przez gwiazdę powinno rozłożyć CO w ciągu około stu lat, możliwe, że sam koci ogon (jeżeli pochodzi z tego samego zdarzenia) ma także mniej niż sto lat.