Japoński potwór Mothra na „krańcach” Wszechświata

Kaiju takie jak Mothra, czy Godzilla można spotkać nie tylko w japońskich filmach, ale również na „krańcach” Wszechświata, czyli w odległościach kosmologicznych (tzn. odległości mierzone przesunięciem ku czerwieni z>1). W szczególności Mothrę udało się dostrzec na fotce dopiero po 22 godzinach naświetlania w Teleskopie Webba - wykorzystując zjawisko soczewkowania grawitacyjnego.

1. Nowa dziedzina astronomii - badanie jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych

Odkrycie w 2018 roku przez Teleskop Hubble’a gwiazdy MACS J1149-LS1
(w nazwie gwiazdy LS1 jest skrótem z j.ang. „Lensed Star 1” → „soczewkowana gwiazda 1” → czytaj: soczewkowana gwiazda 1 przez gromadę galaktyk MACS J1149)
– zwanej nieformalnie Ikarem, można uważać za początek nowej dziedziny astronomii polegającej na badaniach jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych, czyli dla z > 1. Było to możliwe tylko dzięki ekstremalnemu wzmocnieniu jasności μ > 1000 (> 7,5 magnitudo) przynajmniej przez krótki czas, które zapewnia soczewkowanie grawitacyjne.

Astronomów zainteresował Ikar, ponieważ pojaśniał więcej niż jedną wielkość gwiazdową w ciągu 2 lat. Tą zmienność interpretuje się jako zjawisko mikrosoczewkowania przez obiekt o masie gwiazdowej, który znajduje się w gromadzie galaktyk MACS J1149 (z=0,5444) - będącej źródłem soczewkowania grawitacyjnego. Na „chwilę” (… liczoną w latach) przecięły się drogi optyczne gwiazdy znajdującej się w tle (tzn. Ikar → z=1,49) i anonimowej gwiazdy w gromadzie galaktyk, będącej źródłem mikrosoczewki grawitacyjnej – powodując obserwowany wzrost jasności Ikara. Po odkryciu Ikara szybko zaobserwowano tą metodą kolejne gwiazdy w odległościach kosmologicznych.

Warto wspomnieć, że odkrycie gwiazdy Ikar doprowadziło do predykcji, że Teleskop Webba powinien odkryć gwiazdy populacji III dla kosmologicznych przesunięć ku czerwieni z > 7 (mniej niż około 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu) wykorzystując metodę soczewkowania grawitacyjnego.

Obecnie poszukiwania soczewkowanych gwiazd obejmują duży zakres przesunięć ku czerwieni „z” i uwzględniają obiekty, których jasność nie zmienia się. Jednym z przykładów jest Godzilla, która została dostrzeżona dzięki niezwykłemu wzmocnieniu jasności. Przy z = 2,37 Godzilla miała „potwornie” wielką, obserwowaną jasność, bo aż +22 magnitudo w zakresie widzialnym – a więc była w zasięgu skromnych teleskopów na powierzchni Ziemi. „Potworna” natura Godzilli jest połączeniem następujących trzech czynników:
• jest ekstremalnie jasna (najjaśniejsza znana nam obecnie gwiazda ?) i najprawdopodobniej jest w trakcie dużego wybuchu - podobnego do Wielkiego Wybuchu eta Carinae w XIX wieku;
• jest bardzo blisko kaustyki (w zjawisku soczewkowania grawitacyjnego im bliżej kaustyki lub krzywej krytycznej znajduje się źródło światła, tym większe obserwujemy wzmocnienie jego jasności),
• jest wzmacniana jasność powyżej kilku tysięcy razy przez względnie dużą, ale niewidoczną substrukturę o masie rzędu 100 milionów mas Słońca (np. mała galaktyka karłowata ?).

Inny przykładem tego typu gwiazdy jest Earendel, która obecnie dzierży tytuł najbardziej odległej gwiazdy jaką kiedykolwiek udało się zaobserwować (z = 6,2). Najprawdopodobniej jest układem podwójnym. Podobnie jak Godzilla, Earendel została odkryta nie dzięki zmianom jasności, ale przez brak widoczności przeciwobrazu w pobliżu krzywej krytycznej dla soczewki grawitacyjnej tworzonej przez gromadę galaktyk.
Według astronomów brak przeciwobrazu wynika z tego, że separacja takiej pary obrazów-przeciwobraz jest mniejsza niż rozdzielczość Teleskopu Hubble’a lub Teleskopu Webba. Oszacowano wzmocnienie jasności dla Earendel na kilka tysięcy razy – co sprawia, że jest to obecnie obiekt o jednej z najbardziej (jeżeli nie najbardziej) wzmocnionych jasności.

Ostatnio odkryto przykłady innych jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych dzięki niezwykłej czułości i rozdzielczości Teleskopu Webba - szczególnie w zakresie promieniowania o długości fali λ > 1 μm, gdzie czerwone nadolbrzymy z przesunięciami ku czerwieni z > 1 są najjaśniejsze. Qyullur jest pierwszym odkrytym czerwonym nadolbrzymem w odległości kosmologicznej (z=2,19).

Więcej informacji na temat jasnych gwiazd obserwowanych w odległościach kosmologicznych można znaleźć również w materiale pt. „Barwy najdalszej znanej nam gwiazdy Earendel wskazują na jej podwójną naturę” - część V.

2. Co oznaczają kolory?

Aby uzyskać poniższe zdjęcie najkrótsze długości fali świetlnej zostały przekodowane na barwę niebieską, najdłuższe – na barwę czerwoną, a pośrednie – na barwę zieloną. Ten szeroki zakres długości fali λ od 0,4 do 5 μm szczególnie żywo prezentuje całe bogactwo galaktyk w polu widzenia.

Na omawianym zdjęciu kolory zostały odwzorowane w następujący sposób:
• zdjęcia z Teleskopu Hubble’a o średnich długości fali λ=0,435 i 0,606μm → barwa niebieska (w rzeczywistości to ludzkie oko widzi tylko pierwszy kolor jak niebieski, zaś drugi jako pomarańczowy – pozostałe barwy o λ > ~0,8μm są niedostrzegalne),
• zdjęcia o λ=0,814 / 1,05μm (Teleskop Hubble’a) i λ=0,9μm (Webb) → barwa niebieskozielona,
• zdjęcia o λ=1,25 / 1,40 / 1,60μm (Teleskop Hubble’a) oraz λ=1,15 i 1,5μm (Webb) → barwa zielona,
• zdjęcia o λ=2,00 / 2,70μm (Teleskop Webba) → barwa żółta,
• zdjęcia o λ= 3,56μm (Teleskop Webba) → barwa pomarańczowa,
• zdjęcia o λ= 4,1 / 4,44μm (Teleskop Webba) → barwa czerwona.

Barwy dają wskazówkę odnośnie odległości do galaktyk - w Teleskopie Hubble’a najlepiej widać najbardziej niebieskie galaktyki, które są względnie niedalekie i często zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze. Natomiast Teleskop Webba rejestruje bardziej czerwone galaktyki, które najczęściej też są bardziej odległe. Niektóre galaktyki wydają się być bardzo czerwone, ponieważ zawierają znaczne ilości pyłu, który zazwyczaj pochłania najbardziej niebieskie barwy gwiazd.

Ten obraz prezentuje całe bogactwo szczegółów, które są możliwe do dostrzeżenia tylko wtedy, gdy połączy się siłę obu teleskopów kosmicznych.

Na ilustracji: Widok gromady galaktyk MACS0416 (z=0,396) w zakresie długości fali (kolorów) λ ~0,4–5μm (przekątna obrazu ~22’) uchwycony w zakresie widzialnym przez Teleskop Hubble’a (kamery: AVS i WFC3) oraz w bliskiej podczerwieni przez Teleskop Webba (kamera NIRCam).
W Teleskopie Hubble’a najlepiej widać najbardziej niebieskie galaktyki, które są względnie niedalekie i często zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze. Natomiast Teleskop Webba rejestruje czerwieńsze galaktyki, które na ogół są bardziej odległe lub zawierają znaczną ilość pyłu. Ten obraz prezentuje całe bogactwo szczegółów, które są możliwe do dostrzeżenia tylko wtedy, gdy połączy się siłę obu teleskopów kosmicznych.
Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Diego (Instituto de Física de Cantabria, Spain), J. D’Silva (U. Western Australia), A. Koekemoer (STScI), J. Summers & R. Windhorst (ASU), and H. Yan (U. Missouri)

3. Porównanie zdjęć gromady galaktyk MACS0416 z teleskopów Hubble’a i Webba

Na ilustracji: Obrazy gromady galaktyk MACS0416 zrobione przez Teleskop Hubble’a w zakresie widzialnym (po lewej) i Teleskop Webba w bliskiej podczerwieni (po prawej) ujawniają inne szczegóły. Na obu zdjęciach widać setki galaktyk. Jednak na zdjęciu z Teleskopu Webba widać galaktyki, które są niewidoczne lub ledwo widoczne na zdjęciu w Hubble’a. Tak jest, ponieważ czułe na podczerwień kamery Teleskopu Webba potrafią zarejestrować światło odległych lub galaktyk z dużą zawartością pyłu, których nie widzi Teleskop Hubble’a. Światło odległych galaktyk jest przesunięte ku czerwieni z powodu rozszerzania się Wszechświat. Teleskop Webba naświetlał zdjęcie przez 22 godziny, natomiast Hubble przez 122 godziny. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI

4. MACS0416 - Gromada Galaktyk Choinka

Oprócz uzyskania przepięknego widoku tej gromady galaktyk, obserwacje z użyciem Teleskopu Webba miały również konkretny cel naukowy – odkrywanie zjawisk przejściowych, czyli ciał niebieskich zmieniających jasność z czasem. W tym celu wykorzystano obserwacje gromady galaktyk MACS0416 w czterech epokach (7 X 2022, 29 XII 2022, 11 I 2023, 10 II 2023r .).

Astronomowie odkryli razem 14 zjawisk przejściowych w tym polu widzenia. W tej liczbie 12 znajduje się w trzech, silnie soczewkowanych grawitacyjnie galaktykach, to są najprawdopodobniej pojedyncze gwiazdy lub wielokrotne układy gwiezdne o ekstremalnie wzmocnionej jasności. Dwa zjawiska przejściowe znajdujące się w galaktykach tła o umiarkowanym wzmocnieniu jasności, to są zapewne supernowe.

Astronom Haojing Yan (University of Missouri, USA) - główny autor publikacji poświęconej obserwacjom tych zjawisk przejściowych, nazwał MACS0416 Gromadą Galaktyk Choinka ze względu na jej wygląd pełny kolorów oraz wszechobecne zjawiska przejściowe.

Zaobserwowanie tak wielu zjawisk przejściowych w okresie zaledwie 4 miesięcy sugeruje, że przy regularnym monitorowaniu Gromady Galaktyk Choinka z pomocą Teleskopu Webba będzie można odkryć wiele podobnych zjawisk o zmiennej jasności.

Na ilustracji: Obraz gromady galaktyk MACS0416 (z=0,396) z powiększonym fragmentem galaktyki tła, która istniała około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu (z=2,091). W tej galaktyce tła astronomowie zaobserwowali zjawisko przejściowe lub obiekt, któremu nadali pseudonim „Mothra”. Mothra jest gwiazdą zmieniającą obserwowaną jasność w czasie. Dodatkowo jej jasność została wzmocniona przynajmniej 4000 razy przez soczewkowanie grawitacyjne. Astronomowie uważają, że jasność Mothra jest wzmocniona nie tylko przez soczewkowanie grawitacyjne pochodzące od gromady galaktyk MACS0416, ale również przez milisoczewkowanie grawitacyjne przez obiekt o masie mniej więcej gromady kulistej. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Diego (Instituto de Física de Cantabria, Spain), J. D’Silva (U. Western Australia), A. Koekemoer (STScI), J. Summers & R. Windhorst (ASU), and H. Yan (U. Missouri)

5. Mothra - gwiazda Kaiju

Pośród rozpoznanych zjawisk przejściowych przez zespół astronomów szczególnie wyróżnia się jeden obiekt znajdujący się w galaktyce, która istniała około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuch (z=2,091). Jej jasność jest wzmocniona przynajmniej 4000 razy (tzn. więcej niż 9 magnitudo). Astronomowie nazwali to ciało niebieskie „Mothra”, jako ukłon w stronę jej „potwornej” natury, którą definiują zarówno ekstremalna jasność, jak i ekstremalne wzmocnienie jasności przez soczewkowanie grawitacyjne. Łączy się ona z inną gwiazdą o pseudonimie Godzilla, która została odkryta wcześniej. Zarówno Mothra jak i Godzilla są gigantycznymi potworami znanymi jak kaiju w japońskiej kinomatografii. Ten pierwszy jest gigantycznym owadem – ćmą, a ten drugi - rodzajem prehistorycznego potwora ery mezozoicznej, zmutowanego przez testy z bombą atomową.

Na poniższej ilustracji w panelu po lewej w silnie soczewkowanej galaktyce tła (z=2,091) przez gromadę galaktyk MACS0416 (z=0,396) widać trzy podwójne obrazy obiektów a-a’, b-b’ i c-c’, które są najprawdopodobniej gromadami gwiazdowymi, zaś LS1 występuje samotnie - bez swojego przeciwobrazu. LS1, czyli Mothra znajduje się w odległości zaledwie parseka od kaustyki (przerywana, biała linia – kaustyka jest to krzywa w płaszczyźnie obrazu dla modelu soczewki grawitacyjnej, im bliżej której znajduje się źródło światła, tym większe obserwujemy jego wzmocnienie jasności / powiększenie).

Ciekawe, że Mothra jest widoczna na zdjęciach z Teleskopu Hubble’a około 9 lat wcześniej. Jest to niezwykłe, ponieważ bardzo unikalne położenie jest wymagane pomiędzy gromadą galaktyk na pierwszym planie i gwiazdą w tle, aby uzyskać tak wielkie wzmocnienie jasności gwiazdy. Wzajemne ruchy gwiazdy i gromady galaktyk powinny ostatecznie zlikwidować to dopasowanie.

Obraz LS1 jest widoczny tylko po jednej stronie krzywej krytycznej (j.t. krzywa w płaszczyźnie soczewki grawitacyjnej) już od około 9 lat – co wskazuje na obecność drobnej, dodatkowej zaburzającej soczewki grawitacyjnej. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne (soczewkowanie przez obiekt o masie gwiazdy lub brązowego karła) nie może wyjaśnić wcześniejszych obserwacji Mothra przez Teleskop Hubble’a. Bardziej satysfakcjonującym rozwiązaniem wydaje się milisoczewkowanie grawitacyjne, czyli soczewkowanie przez obiekt o masie ~10000 – 1 milion M_ʘ. Prawdziwa natura tej „milisoczewki” nie jest znana, np. może to być gromada kulista.

Liczne słabe obiekty zakreślone w purpurowych okręgach to są najprawdopodobniej gromady kuliste lub zwarte pozostałości galaktyczne w gromadzie galaktyk.

Na ilustracji: Po lewej - widać powiększony fragment kolorowego zdjęcia otoczenia obiektu Mothra (tutaj oznaczonego jako LS1). Jest to połączenie zdjęć z teleskopów Hubble’a i Webba w 11 barwach w zakresie λ=0,435μm – 4,44μm. Liczne słabe obiekty zakreślone w purpurowych okręgach to są najprawdopodobniej gromady kuliste lub zwarte pozostałości galaktyczne w MACS0416. LS1, czyli Mothra znajduje się zaledwie w odległości parseka od kaustyki (przerywana, biała linia).
Po prawej – wykres jasność vs wskaźnik barwy (jasność ciała niebieskiego w barwie λ~0,9μm vs różnica jasności pomiędzy barwami λ~2,0μm i λ~0,9μm). Czerwone kropki dotyczą gromad kulistych lub zwartych pozostałości galaktycznych na zdjęciu po lewej i na tle MACS0416, a niebieska kropka odpowiada obiektowi LS1, czyli Mothra. LS1 jest jaśniejsza od prawie wszystkich gromad kulistych na wykresie i jest bardziej niebieska niż pobliskie gromady kuliste w polu widzenia.
Źródło: (CC BY 4.0): A&A 679, A31 (2023)

Rozkład energii w widmie Mothra pokazany na poniższym rysunku jest zbyt „rozciągnięty” w długości fali λ , by pochodził tylko od jednej gwiazdy. Do pomiarów jasności (czarne kółka z prostokątami błędów) w 11 barwach (λ od 0,435μm do 4,44μm) najlepiej pasują rozkłady energii w widmie masywnych nadolbrzymów o temperaturach efektywnych ~14000K i 5250K.

Podwójna natura Mothry nie jest niczym niezwykłym, ponieważ większość gwiazd masywnych w Drodze Mlecznej jest podwójna. Ocenia się również, że procent gwiazd masywnych rośnie przy niższych metalicznościach.

Na ilustracji: Do obserwacyjnego rozkładu energii w widmie Mothra (czarne kółka z prostokątami błędów) najlepiej pasuje model gwiazdowego układu podwójnego – dwa nadolbrzymy o temperaturach efektywnych ~14000K i 5250K. Źródło (CC BY 4.0): A&A 679, A31 (2023)