Kosmose niekas nestovi vietoje – objektai ne tik juda orbitomis, bet ir sukasi. Štai Veneros atmosfera sukasi greičiau, nei pati planeta, o dabar išmatuotas jos judėjimas naktinėje planetos pusėje. Dvinarėse žvaigždėse planetoms formuotis gali trukdyti šalia esanti kompanionė, bet ne tuo atveju, kai protoplanetinis diskas pasisuka į stabilią konfigūraciją – taip rodo naujo detalaus skaitmeninio modelio rezultatai. Pirmą kartą išmatuotas trijų sistemos HR 8799 planetų-milžinių sukimasis aplink savo ašį; atrodo, kad jos sukasi panašiai greitai, kaip ir Jupiteris. Taip pat išmatuotas trijų Paukščių Tako palydovinių nykštukinių galaktikų sukimasis – nors jų forma nėra labai suplota, tvarkingas judėjimas aplink centrą jose pasireiškia. Kitose naujienose – problemų apniktas Rusijos modulio prijungimas prie Tarptautinės kosminės stoties, galimas Marso vandens rezervuaras paviršiaus mineraluose ir dujų sugrįžimas į plėšomas galaktikas. Gero skaitymo!
***
Naujas TKS modulis. Tarptautinė kosminė stotis (TKS) pradėta statyti 1998 metais – būtent tada orbitoje susijungė pirmieji du moduliai: Rusijos Zarya ir JAV Unity. Statybos daugiausiai vyko iki 2011 metų, kai prie stoties prisijungė daugiafunkcinis Leonardo modulis. 2016 buvo prijungtas bandomasis išpučiamas modulis BEAM, bet nuo tada stoties konfigūracija praktiškai nesikeitė. Iki praeitos savaitės, kai prie jos prijungtas naujas Rusijos modulis Nauka. 13 metrų ilgio modulyje yra gyvenamosios patalpos, mokslinių tyrimų laboratorija bei atnaujinti navigacijos prietaisai, kurie papildys senstančių dabartinių prietaisų veiklą. Apskritai modulis buvo gaminamas kaip Zarya dvynys, o prie TKS turėjo prisijungti dar 2007 metais. Įvairios technologinės, finansinės ir politinės problemos vertė vis atidėti paleidimą, bet galiausiai skrydis įvyko ir ketvirtadienį modulis atvyko į orbitą bei prisijungė prie stoties. Tiesa, ir čia neišvengta problemų: praėjus vos kelioms valandoms po susijungimo, netikėtai įsijungė Nauka varikliai. Jiems veikiant, stotis pasisuko maždaug 45 laipsnių kampu nuo numatytosios padėties. Toks pokrypis sutrikdė komunikacijas su Žeme ir pasuko Saulės elementus nuo optimalios konfigūracijos. Visgi per maždaug valandą stotis buvo atstatyta panaudojant kitų modulių variklius. Pavojus astronautams nebuvo iškilęs, darbai stotyje irgi nenutrūko. Tiesa, NASA atidėjo bandomąjį Boeing Starliner skrydį, numatytą savaitgaliui, iki bent antradienio, rugpjūčio 3 dienos. Tiksli priežastis, kodėl įsijungė varikliai, kol kas nežinoma.
***
Gravitacinių bangų observatorija Mėnulyje? Gravitacinių bangų atradimas yra vienas reikšmingiausių mokslo pasiekimų šiame šimtmetyje. Kartu tai ir milžiniškas technologinis pasiekimas – detektoriaus jautrumas, reikalingas užfiksuoti menkutį gravitacinių bangų signalą, yra sunkiai įsivaizduojamas. Inžinieriai, statę LIGO ir Virgo detektorius, turėjo izoliuoti juos nuo visų žemiškų trikdžių – tektoninių plokščių judėjimo, vandenyno bangų, automobilių ir netgi stipresnių vėjo gūsių keliamo drebėjimo. Ir visgi šiek tiek triukšmo prasiskverbia pro visas apsaugas, tad detektoriai sugeba užfiksuoti tik nedidelę dalį gravitacinių bangų signalų, sklindančių pro Žemę. Dabar pasiūlytas radikalus sprendimas, kaip išvengti didelės dalies triukšmo. Tam reikia pastatyti gravitacinių bangų observatoriją Mėnulyje. Mėnulyje nėra tektoninių plokščių, praktiškai nevyksta drebėjimai, nėra vandens ir atmosferos, o žmonių veikla bent jau artimiausią šimtmetį irgi bus labai ribota. Taigi detektorius, panašus į LIGO ar Virgo keturių kilometrų ilgio tunelius, galėtų aptikti daugybę kartų silpnesnes bangas. Tyrėjų skaičiavimais, juodųjų skylių ar neutroninių žvaigždžių susijungimus toks detektorius galėtų aptikti kone iki regimosios Visatos pakraščio, t. y. nuo pat tų laikų, kai tokie objektai tik atsirado. Taip pat šis detektorius galėtų fiksuoti ir mažesnio dažnio gravitacines bangas, sklindančias iš tarpinės masės (1000-10000 kartų masyvesnių už Saulę) juodųjų skylių. Kai kurie tamsiosios materijos modeliai prognozuoja, kad ji sudaryta iš pirmykščių šiek tiek mažesnės už Saulę masės objektų – detektorius Mėnulyje leistų aptikti ir juos. Šiuo metu NASA rimtai svarsto galimybę tolimojoje Mėnulio pusėje įrengti radijo observatoriją, taigi apskritai idėja statyti detektorius Mėnulyje nėra visiškai fantastinė. Ar ji kada taps realybe, parodys turbūt tik laikas ir planuotojų entuziazmas. Planas detaliau pristatomas straipsnyje, kurį rasite arXiv.
***
Naktinės Veneros pusės orai. Kaimyninę planetą Venerą dengia tankus debesų sluoksnis. Visa jos atmosfera sukasi greičiau, nei pati planeta, tad ten nuolatos pučia šimtų metrų per sekundę greičio uraganai. Suprasti, kaip iš tiesų dujos juda šioje atmosferoje – kaip kyla nuo paviršiaus ir leidžiasi jo link, kaip tolsta nuo pusiaujo ir artėja prie jo – nemenkas iššūkis. Iki šiol Veneros atmosferos stebėjimai buvo vykdomi beveik vien dieninėje planetos pusėje. Regimųjų spindulių ruože naktinė planetos pusė tokia tamsi, kad praktiškai neįmanoma išskirti jokių debesų, o infraraudonųjų spindulių nuotraukos kol kas nepasiekė pakankamos erdvinės skyros. Visgi kartais nauji analizės metodai atperka pačių stebėjimo prietaisų netobulumą. Praeitą savaitę paskelbta Japonijos zondo Akatsuki, nuo 2015 metų pabaigos besisukančio aplink Venerą, duomenų analizė. Jai sukurtas naujas algoritmas, leidžiantis net ir neryškiose infraraudonųjų spindulių nuotraukose įvertinti atmosferos sukimąsi bei jį atmesti, taip išryškinant daug lėtesnį likusių debesų judėjimą. Taip payko identifikuoti, kad naktinėje Veneros pusėje debesys juda pusiaujo link. Toks judėjimas kompensuoja dieninėje pusėje matomą debesų judėjimą ašigalių link. Šis atradimas padės patobulinti Veneros atmosferos modelius; taip pat jis gali padėti geriau suprasti ir Žemės atmosferos, ypač viršutinių jos sluoksnių, savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Marso vanduo užrakintas mineraluose? Hematitas – gerai žinomas ir plačiai sutinkamas mineralas, kurio pagrindą sudaro geležies oksidas. Dar XIX a. viduryje du mokslininkai nepriklausomai paskelbė atradę hematito atmainą, kurioje dalį geležies pakeitė vandenilio atomai. Vėliau, XX a. pradžioje, kiti mokslininkai šiuos atradimus paneigė, remdamiesi rentgeno difrakcijos matavimais. Bet dabar nustatyta, jog pirmieji mokslininkai buvo teisūs – vandeninga hematito atmaina, arba hidrohematitas, iš tiesų egzistuoja. Atradimas padarytas netikėtai – bandant pagaminti hematitą, gauta tamsesnė raudonesnė medžiaga. Infraraudonųjų spindulių spektroskopijos ir sinchrotrono rentgeno difrakcijos metodais patvirtinta, kad šiame minerale apie 10-20% geležies atomų pakeisti vandeniliu. Hidrohematitas susiformuoja šarminėje drėgnoje aplinkoje, kai temperatūra neviršija 200 laipsnių Celsijaus. Formavimosi metu mineralas sugeria dalį aplinkoje esančio vandens – galiausiai vanduo sudaro apie 3-7% mineralo masės. Šis atradimas gali būti reikšmingas Marsui. Žinoma, kad praeityje planetoje buvo daug vandens, bet dabar jos paviršius sausas. Gali būti, kad dalį vandens sugėrė hematitas. Šio mineralo pavyzdžių Marse jau aptikta, bet marsaeigiai neturi tinkamų prietaisų, kad galėtų atskirti vandeningą ir sausą jo formas. Ateities misijos, arba pargabentų mėginių analizė Žemėje, leis atsakyti į klausimą, ar Marso vanduo įkalintas paviršiaus dulkėse. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale Geology.
***
Smėlėtame Marso paviršiuje dažnai susiformuoja kopos. Paprastai jų kryptį nulemia regione vyraujantys vėjai, bet jei vėjo kryptis keičiasi, kopos gali susikirsti ir suformuoti tokias daugiakampes struktūras.
***
Planetų formavimasis dvinarėse žvaigždėse. Tarp tūkstančių šiuo metu žinomų planetų nemažai egzistuoja ir dvinarėse sistemose. Kai kurios iš šių planų skrieja aplink abi poros žvaigždes dideliu atstumu, kitos – tik aplink vieną. Kaip gali planetos susiformuoti arti vienos iš žvaigždžių, kai diską nuolat tampo kompanionės gravitacija? Naujame darbe pateikiamas atsakymas, kokios sąlygos reikalingos šiam procesui vykti. Apskritai planetos formuojasi, kai protoplanetiniame diske dulkės ima kauptis į sutankėjimus. Jų gravitacija pagreitina dujų sukimąsi, o tai į sankaupą atneša dar daugiau dulkių. Po truputį jų prisirenka tiek, kad savigravitacija nustelbia disko ir žvaigždės perturbacijas ir planeta gali augti toliau: sankaupos virsta uolienomis – planetesimalėmis, o lėti jų tarpusavio susidūrimai augina bendrą planetos masę. Dvinarėje sistemoje, ypač jei žvaigždžių orbitos pailgos, nuolatinės perturbacijos turėtų pagreitinti dulkių sankaupų ir planetesimalių judėjimą. Tada susidurdamos planetesimalės nebe sukimba į vieną, o suskyla, ir planetos augti nebegali. Bet, akivaizdu, realybėje taip nėra – net ir labai elipsiškoje Cefėjo Gamos sistemoje randama planetų. Naujojo tyrimo autoriai teigia, kad problemą išsprendžia tinkamas protoplanetinio disko formos įvertinimas. Nuolat veikiamas kompanionės gravitacijos, diskas tampa pailgas, o jo simetrijos ašis – nukreipta ta pačia kryptimi, kaip ir žvaigždžių orbitos simetrijos ašis. Tokiu atveju diske atsiranda „rami zona“, kurioje planetesimalės sparčiai nesusidūrinėja. Šiam rezultatui pasiekti tyrėjai sukūrė naują skaitmeninį modelį, kuriame įtraukiami visi reikšmingi procesai, vykstantys tokioje sistemoje; vienas iš svarbiausių procesų pasirodė esanti protoplanetinio disko gravitacija. Nors disko masė nesiekia dešimties procentų žvaigždės masės, lokaliai tai yra svarbus efektas, stabilizuojantis dalį orbitų. Šie rezultatai padės geriau suprasti, kaip formuojasi planetos ir kurie procesai yra svarbiausi. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Išmatuotas egzoplanetų sukimasis. Nors šiuo metu žinoma jau apie 5000 egzoplanetų, daugumos jų duomenys tėra labai menki – tikėtina masė irba spindulys, orbitos periodas, ir viskas. Detalesni duomenys išmatuoti tik mažai daliai planetų. Vienas toks pavyzdys – planetų sukimosi greitis ir periodas, žinomas tik kelioms planetoms. Dabar prie jų prisijungė dar trys – garsios sistemos HR 8799 narės. Šioje sistemoje egzistuoja bent keturios už Jupiterį masyvesnės planetos, visos aptiktos tiesiogiai, t. y. pagal savo pačių skleidžiamą šviesą. Dabar, pasitelkę naują ypatingai jautrų spektroskopą Keck Planet Imager and Characterizer (KPIC), astronomai kaip niekad tiksliai išmatavo planetų spektrą. Trijose iš jų patikimai identifikuotos vandens garų ir anglies monoksido spektro linijos, ketvirtojoje jų aptikimas nėra statistiškai reikšmingas. Linijos yra išplitusios dėl Doplerio efekto – viena planetos pusė juda mūsų link, kita – tolsta, todėl atmosfera mūsų atžvilgiu juda įvairiais greičiais. Remdamiesi tokiu modeliu, taip pat įvertinę žvaigždės šviesos atspindžius nuo planetų, tyrėjai nustatė, kad masyviausios planetos, HR 8799d, atmosfera juda apie 10 km/s greičiu, o trečios masyviausios HR 8799e – 15 km/s. Antros, HR 8799c, sukimosi greitis neviršija 14 km/s. Šie greičiai panašūs į Jupiterio – jo paviršius juda 12 km/s greičiu; galimai panašūs ir planetų sukimosi periodai, bet tiksliai to pasakyti neįmanoma, nes nežinome, kaip planetų sukimosi ašys pasvirusios į mus. Šie duomenys pasako šį tą apie planetų formavimąsi: tai, kad masyvesnės planetos, atrodo, sukasi lėčiau, leidžia spręsti, kad protoplanetinio disko magnetinis laukas masyvesnių planetų sukimąsi stabdo efektyviau, nei mažesnių. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Trumpiausias ilgas gama žybsnis. Gama spindulių žybsniais vadinami staigūs taškiniai gama spinduliuotės pliūpsniai, atsklindantys iš už Paukščių Tako ribų. Jie skirstomi į dvi grupes: trumpus ir ilgus. Trumpuosius žybsnius sukelia neutroninių žvaigždžių susiliejimai, jie įprastai trunka iki dviejų sekundžių ir skleidžia daugmaž vienodai žemos ir aukštos energijos gama spindulių. Ilgieji žybsniai įvyksta sprogstant masyviai greitai besisukančiai žvaigždei; jie trunka ilgiau nei dvi sekundes ir paskleidžia daug daugiau žemos, nei aukštos, energijos gama spindulių. Bet toks perskyrimas pagal trukmę yra tik apytikris – neabejojama, kad egzistuoja ir ilgesnių nei dvi sekundės „trumpų“ žybsnių, ir trumpesnių nei dvi sekundės „ilgų“. Dabar aptiktas trumpiausias žinomas „ilgasis“ gama spindulių žybsnis. Gama spinduliuotė buvo fiksuojama vos 0,65 sekundės; tiesa, rentgeno, regimoji ir radijo spinduliuotė sklido ilgiau. Būtent šie žemesnės energijos stebėjimai leido identifikuoti, kad sprogimas, pagal datą pažymėtas GRB 200826A, yra supernova, o ne dviejų neutroninių žvaigždžių susiliejimas. Ilgųjų žybsnių gama spinduliuotė sklinda iš medžiagos čiurkšlių, kurios sprogimo metu paleidžiamos išilgai žvaigždės sukimosi ašies. Tyrėjų teigimu, GRB 200826A čiurkšlės buvo gana silpnos ir tik vos vos išsiveržė iš žvaigždės, prieš sustodamos ir išblėsdamos. Šis atradimas gali paaiškinti, kodėl ne visos supernovos siejamos su gama spindulių žybsniais. Dalies supernovų nematome gama spindulių ruože, nes medžiagos čiurkšlės nukreiptos ne mūsų link, bet kai kurių greičiausiai nematome ir todėl, kad čiurkšlės pernelyg silpnos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy: aptikimas ir sąsaja su supernovos sprogimu.
***
Hierarchiniai juodųjų skylių susijungimai. Per penkerius metus nuo pirmojo gravitacinių bangų signalo, jų aptikta apie pusšimtis. Dauguma signalų atsklido iš dviejų juodųjų skylių susijungimo. Kai kuriuose šių įvykių, pavyzdžiui GW190521, dalyvavo labai masyvios juodosios skylės – tokios masyvios, kad, pagal dabartinius žvaigždžių evoliucijos modelius, jos negalėjo atsirasti mirštant žvaigždėms. Galimas alternatyvus tokių juodųjų skylių formavimosi būdas – ankstesni susijungimai. Praeitą savaitę paskelbta apie atradimą, kad tokios anksčiau susijungusios juodosios skylės gali sudaryti pakankamai reikšmingą populiacijos dalį. Tyrėjai apskaičiavo, koks turėtų būti juodųjų skylių masių pasiskirstymas, kad gautume tokius gravitacinių bangų signalus, kokie iš tiesų užfiksuoti. Kaip ir tikėtasi, paaiškėjo, kad masyvesnių juodųjų skylių yra mažiau, nei mažesnių – to galime tikėtis tiesiog todėl, kad masyvesnių žvaigždžių yra mažiau, nei mažesnių. Tačiau taip pat aptikti keturi pikai pasiskirstyme – ties 9, 16, 30 ir 57 Saulės masėmis. Vadinasi, tokios masės juodųjų skylių yra šiek tiek daugiau, nei truputį didesnių ar mažesnių. Įdomu, kad pikai atsikartoja ties beveik, bet ne visiškai, dvigubai didesnėmis masėmis – 16 yra beveik dvigubai daugiau, nei devyni, ir taip toliau. Būtent tokį pasiskirstymą prognozuoja hierarchinių susiliejimų modelis: dvi devynių Saulės masių juodosios skylės susijungdamos dalį masės išspinduliuoja kaip gravitacines bangas, tad susiliejimo produktas yra šiek tiek mažesnė, nei 18 Saulės masių juodoji skylė. Tad šis atradimas yra užuomina, kad hierarchiniai susiliejimai papildo juodųjų skylių populiaciją. Tiesa, neaišku, kodėl pirmasis pikas egzistuoja būtent ties devyniomis Saulės masėmis. Tyrimo rezultatai arXiv.
Ar įmanoma nustatyti, jog kuri nors konkreti juodųjų skylių pora atsirado po ankstesnių susiliejimų, o ne iškart iš mirštančių žvaigždžių? Naujame darbe apžvelgiami teoriniai modeliai ir ieškoma atsakymo į šį bei susijusius klausimus. Pagrindiniai kriterijai, leisiantys atskirti hierarchišką susijungimą nuo „pirminio“ – juodųjų skylių masė ir sukimosi greitis. Pirminių juodųjų skylių masė neturėtų viršyti 50 (pagal kai kuriuos modelius – 65) Saulės masių, taigi jei poroje yra bent viena narė, masyvesnė už šią ribą, susijungimas greičiausiai yra hierarchinis. Taip pat po susijungimo pakinta juodosios skylės sukimosi aplink savo ašį greitis – labiausiai tikėtina, kad jis pasieks maždaug 70% maksimalios įmanomos vertės. Taigi jei viena poros narė sukasi maždaug 70% maksimalaus greičio, tikėtina, kad ji yra ankstesnio susijungimo padarinys. Dar vienas kriterijus, pagal kurį būtų galima atpažinti tikėtinus hierarchinius susijungimus – jų aplinka. Susijungimo metu atsiradusi juodoji skylė įgyja nemenką greitį, todėl gali pabėgti iš paprastos daugianarės sistemos ar net iš žvaigždžių spiečiaus. Labiausiai tikėtina vieta, iš kurios juodoji skylė nepabėgs, yra galaktikos centrinis žvaigždžių spiečius arba aktyvaus branduolio akrecinis diskas. Taigi hierarchiniai susijungimai labiausiai tikėtini būtent galaktikų centruose. Kol kas, deja, mūsų detektoriai nėra pakankamai tikslūs, kad galėtų identifikuoti, iš kurios galaktikos vietos atsklinda konkretus gravitacinių bangų signalas. Bet ateityje, tikėtina, situacija pasikeis. Tada atrandamos juodosios skylės padės suprasti ne tik žvaigždžių evoliucijos, bet ir jų aplinkos detales. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Besisukančios nykštukinės galaktikos. Mūsų Galaktika, Paukščių Takas, turi bent kelias dešimtis palydovių – įvairaus dydžio nykštukinių galaktikų. Ilgą laiką jas stebėti ir tyrinėti galėjome tik kaip statiškus taškus dangaus skliaute, o apie orbitas ką nors pasakyti leido tik nuo kai kurių besidriekiančios nutrauktų žvaigždžių juostos. Pastaraisiais metais gerėjantys stebėjimai leido daug tiksliau identifikuoti jų orbitas, o dabar – ir išmatuoti žvaigždžių judėjimo greičius bei orbitas galaktikų viduje. Naudodami kosminio teleskopo Gaia duomenis, astronomai ištyrė keturiolikos palydovinių galaktikų judėjimo trajektorijas. Šešių galaktikų – Kilio, Drakono, Krosnies, Skulptoriaus, Sekstanto ir Mažosios Lokės – duomenys buvo pakankamai detalūs, kad galima būtų tirti ir atskirų žvaigždžių judėjimą galaktikose. Visos šios galaktikos priskiriamos nykštukinių sferoidinių tipui – tai reiškia, kad jų forma artima rutuliui. Nustatyta, kad Kilio, Krosnies ir Skulptoriaus galaktikų žvaigždės sukasi aplink galaktikų centrus. Nors sukimosi greitis nedidelis, mažesnis už tipinę greičių sklaidą, rezultatas yra statistiškai reikšmingas. Iki šiol sukimosi greitis buvo išmatuotas vienintelėje Šaulio palydovinėje galaktikoje. Tarp šių keturių galaktikų pastebėtas dėsningumas: arčiau Paukščių Tako esančios sukasi lėčiau ir yra labiau suplotos. Pirmąjį reiškinį galima paaiškinti mūsų Galaktikos gravitacijos poveikiu – potvyninės jėgos sujaukia žvaigždžių orbitas palydovinėse galaktikose, tad tvarkingas sukimasis pranyksta. Antrasis reiškinys yra tiesiog mažiau tvarkingos lėtai besisukančių galaktikų struktūros padarinys. Tiesa, nei vienas dėsningumas nėra statistiškai reikšmingas, taigi atrodo, kad Galaktikos potvyninis poveikis palydovėms nėra ypatingai stiprus arba nelabai priklauso nuo šiandieninio atstumo tarp galaktikų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Kaip auga juodosios skylės galaktikų centruose? Seniau buvo manoma, kad pagrindinis procesas, nustumiantis dujas į galaktikos centrą, yra galaktikų susiliejimai. Bet pastaruoju metu ima aiškėti, kad susiliejimai sudaro tik nedidelę dalį viso juodųjų skylių augimo. Apie tai, kokie galėtų būti kiti procesai, pasakoja Dr. Becky (nuo 16:12; kitoje video dalyje pasakojama apie tai, kaip atrodo mokslinė konferencija, vykstanti nuotoliniu būdu):
***
Mirštančios galaktikos irgi maitinasi. Vienos galaktikos žvaigždes formuoja sparčiai, kitos – lėtai, arba praktiškai neformuoja išvis. Kiekviena galaktika anksčiau ar vėliau pereina iš pirmosios stadijos į antrąją. Tai gali nutikti dėl įvairių priežasčių, viena jų – sąveika su tarpgalaktine medžiaga spiečiuje. Jei galaktika juda spiečiaus centro atžvilgiu, ji nuolat jaučia priešpriešinį vėją, kuris nupučia galaktikos dujas. Tada ji įgyja medūzos formą, su užnugaryje nusidriekusiomis dujų juostomis. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad dalis šių dujų gali sugrįžti atgal į galaktiką, ypač jei jas „prilaiko“ galaktikos magnetinis laukas. Dabar pirmą kartą toks procesas aptiktas stebėjimais. Garbanų spiečiuje esanti galaktika NGC 4921 seniai žinoma, kaip „medūziška“. Detaliai išnagrinėję dujų judėjimą joje ir aplink ją, astronomai aptiko tris už galaktikos esančius debesis, kurie krenta atgal jos link. Nuo tarpgalaktinio vėjo debesis dengia pati galaktika, taigi jie nėra pučiami tolyn. Tuo tarpu galaktikos gravitacija juos pritraukia artyn. Taip pat aptiktas suspaustų dujų frontas priekinėje galaktikos pusėje – šios dujos irgi nebėga iš galaktikos, o tik sparčiau fragmentuoja. Šie rezultatai pagerins supratimą apie galaktikų evoliuciją: žinodami, kad dujos gali sugrįžti į galaktikas spiečių pakraščiuose, astronomai galės geriau prognozuoti, kaip tose galaktikose slopsta žvaigždėdara. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse