Gravitacija, nors ir silpniausia iš keturių fundamentinių sąveikų, dideliais masteliais vaidina pagrindinį vaidmenį – tiek Visatos struktūrų formavimesi, tiek planetų evoliucijoje, tiek viskame į tarpą. Praėjusios savaitės naujienose irgi randame aiškų gravitacijos poveikį. Pavyzdžiui, tarpgalaktinėse tuštumose, pasirodo, esama dujų, kurios anksčiau buvo galaktikų spiečiuose, taigi gravitacija jas nutempia ne tik iš tuštumų į spiečius, bet kartais ir priešinga kryptimi. Juodųjų skylių mases apskaičiuoti įmanoma remiantis jų gravitacijos poveikiu aplinkinėms dujoms, bet tam reikia išmatuoti tų dujų erdvinius mastelius – dabar tai padaryta, labai detaliai matuojant spektro pokyčius aplink juodąją skylę. Žvaigždės, praėjusios milžinės stadiją, gali netekti daug masės, jei greta skrieja neutroninė kompanionė, bet pakankamai masyvios išlaiko savo dujas ir suformuoja netikėtai masyvias kompaktiškas dvinares sistemas. Kitose naujienose – jaunų vulkaninių Mėnulio uolienų datavimas, būdas aptikti vandenynus kitose planetinėse sistemose ir dujų išsekimas senose galaktikose. Gero skaitymo!
***
Vulkaninių Mėnulio uolienų amžius. Mėnulis, kaip ir Žemė, susiformavo prieš 4,5 milijardo metų. Kurį laiką jame veržėsi ugnikalniai, bet paskutiniai užgeso prieš milijardus metų. Manoma, kad jauniausios vulkaninės kilmės uolienos Mėnulio paviršiuje turėtų būti Audrų vandenyno (Oceanus Procellarum) dugne. Prieš beveik metus į Žemę Mėnulio paviršiaus mėginių, būtent iš Audrų vandenyno, pargabeno Kinijos zondas Chang’e-5. Dabar, matuojant švino izotopų – atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje – gausą apskaičiuotas uolienų amžius: 1,97 milijardo metų, su 57 milijonų metų paklaida. Tai tikrai jauniausios vulkaninės kilmės uolienos Mėnulio paviršiuje. Apollo misijų metu pargabenti vulkaninių uolienų pavyzdžiai yra trijų milijardų metų amžiaus ir senesni, o meteoritų išmuštų kraterių atidengtos uolienos – jaunesnės nei milijardo metų. Šis atradimas svarbus keliais aspektais. Visų pirma, jis padės sukalibruoti kraterių datavimo metodą, naudojamą ne tik Mėnulio, bet ir uolinių planetų paviršių amžiui vertinti. Metodas remiasi tuo, kad kuo paviršius senesnis, tuo tankiau jis nusėtas krateriais. Bet tikslų amžių pasakyti galima tik tada, kai žinome, kaip dažnai skirtingu metu krito asteroidai. Žinoma, kad asteroidų koncentracija, taigi ir smūgių dažnumas, mažėjo laikui bėgant, bet egzistuoja skirtingi modeliai, kaip tai vyko. Modeliai sukalibruoti pagal senų ir jaunų Mėnulio paviršių kraterių tankį, tačiau jų prognozės apie kraterių tankį dviejų milijardų metų senumo uolienose skiriasi iki trijų kartų. Chang’e-5 pargabentų mėginių amžiaus matavimas leidžia gerokai patikslinti kraterių tankį, taigi leis atmesti ir kai kuriuos modelius. Kita svarbi atradimo pasekmė – jis patvirtina, kad vulkanizmas Mėnulyje tęsėsi bent pustrečio milijardo metų po susiformavimo. Seniau buvo manoma, kad Mėnulio mantiją ir plutą minkštą palaikė radioaktyvaus skilimo šiluma, sklindanti iš gelmėse esančių urano, torio bei kalio. Chang’e-5 mėginių švino izotopų santykiai rodo, kad mantijoje po Audrų vandenynu šių elementų tikrai esama daugiau, nei kitur, bet nepakankamai, kad palaikytų minkštą mantiją visus pustrečio milijardo metų. Taigi klausimas, kaip Mėnulyje tiek ilgai galėjo vykti vulkanizmas, lieka neatsakytas. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.
***
Potvynių Jezero krateryje įrodymai. NASA marsaeigis Perseverance važinėja Jezero krateryje, kuris praeityje buvo ežeras. Tokia išvada padaryta iš orbitinių nuotraukų, kuriose matoma upės delta; būtent todėl krateris pasirinktas kaip misijos taikinys. Bet orbitinės nuotraukos neatskleidžia viso vaizdo, tad pirmą pusmetį Perseverance praleido tyrinėdamas savo aplinką ir rinkdamas duomenis, kurie padeda išsiaiškinti jos istoriją. Dabar išvada apie ežero egzistavimą patvirtinta; negana to, nustatyta, kad skirtingu metu vandens tėkmė į ežerą gerokai skyrėsi. Nuosėdinių uolienų nuotraukos atskleidė ežero istoriją, kurią galima padalinti į du etapus: ankstesnį ramų ir vėlesnį, pasižymėjusį staigiais galingais potvyniais. Žemesniame nuosėdų sluoksnyje matomas lygus, kiek pasivręs gruntas – taip išsidėsto nuosėdos ramios upės deltoje. Šis sluoksnis datuojamas 3,6-3,8 milijardo metų praeitimi. Virš jo matyti sunešti stambūs rieduliai, bylojantys apie staigius galingus potvynius, mat tik toks vandens srautas galėjo šiuos akmenis išjudinti ir nunešti upe žemyn iki ežero. Taigi, prieš maždaug 3,6 milijardo metų Jezero kraterio apylinkėse kažkas pasikeitė. Viena hipotezė – pakito klimatas, todėl upės nebepapildė nuolatiniai lietūs, o juos pakeitė ledynai, kurių tirpimas sukeldavo potvynius. Alternatyvus paaiškinimas – pakito apylinkių geografija, pavyzdžiui, dėl ugnikalnio išsiveržimo ar asteroido smūgio aukštupyje susiformavo krateris, kurio perviršis kartkartėmis tapdavo potyvnio pradžia. Išsiaiškinti, kuri hipotezė teisingesnė, padės tolesni Perseverance stebėjimai, marsaeigiui artėjant prie pačios upės deltos. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.
***
Asteroidas ir kometa viename. Kometos ir asteroidai yra du mažųjų Saulės sistemos kūnų tipai. Kometos įprastai apibrėžiamos kaip iš ledo ir dulkių sudaryti kūnai, kurie, priartėję prie Saulės, ima garuoti ir suformuoja vieną ar dvi uodegas. Tuo tarpu asteroidai yra uoliniai arba metaliniai ir negaruoja. Bet kartais aptinkami objektai, turintys ir kometos, ir asteroido savybių, o dabar užfiksuotas bene labiausiai „tarpinis“ kūnas. (248370) 2005 QN173 skrajoja Asteroidų žiede tarp Marso ir Jupiterio. Jis yra vienas iš vos aštuonių žinomų aktyvių objektų šiame žiede. „Aktyvus“ šiuo atveju reiškia, kad kūno orbita kinta dėl procesų, vykstančių pačiame kūne – pavyzdžiui, garavimo. Tačiau ledo 2005 QN173 negali turėti – per milijardus metų jis seniausiai būtų išgaravęs. Naujajame tyrime pristatyti detalūs objekto aktyvumo stebėjimai, atskleidžiantys jo uodegos savybes. Paaiškėjo, kad uodega yra ypatingai ilga ir siaura: 720 tūkstančių kilometrų ilgio, bet vos 1400 kilometrų pločio. Pats kūnas – kometos branduolys – tėra 3,2 kilometro skersmens. Kometų uodegos įprastai būna daug platesnės. Šis atradimas patvirtina, kad iš 2005 QN173 garuoja ne ledas, o, greičiausiai, dulkės. Siauras jų pasklidimas reiškia, kad jos numetamos mažu – maždaug 1 m/s – greičiu. Tai rodo, kad dulkės galimai numetamos dėl kūno sukimosi aplink savo ašį. 2005 QN173 dabar klasifikuojamas kaip kometa, tačiau jo branduolio savybės labai panašios į kitų žiedo asteroidų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Žemė – vienintelė Saulės sistemos planeta, kurios paviršiuje yra ilgalaikių skysto vandens telkinių. Bet apskritai vandenynų Saulės sistemoje esama tikrai daugiau. Poledinius vandenynus tikrai turi Jupiterio palydovas Europa ir Saturno Enceladas, greičiausiai ir keli kiti, taip pat galbūt Neptūno Tritonas, Plutonas, o gal net ir Cerera. Apie šiuos vandenynus ir kokios įdomybės – ne tik gyvybė – gali slypėti jų dugne, pasakoja John Michael Godier:
***
Planeta Saulės sistemos pakraštyje. Jau apie penkerius metus netyla kalbos, jog Saulės sistemos pakraštyje gali egzistuoti Žemės dydžio ar net masyvesnė dar neatrasta planeta. Pagrindiniai jos galimo egzistavimo įrodymai yra kai kurių mažųjų Saulės sistemos kūnų – asteroidų ir panašių – orbitos. Jos atrodo pernelyg panašios, kad galėtų susidaryti atsitiktinai; tuo tarpu planetos gravitacija galėjo kūnus suginti į panašias orbitas. Dabar pateiktas dar vienas galimas tokios planetos egzistavimo įrodymas. Apžvalginiame straipsnyje mokslininkai pristatė dabartinį supratimą apie išorinės Saulės sistemos dalies – transneptūninės erdvės – savybes bei raidą. Jų teigimu, įprasti Saulės sistemos formavimosi modeliai nepaaiškina kai kurių reikšmingų jos savybių, įskaitant mažųjų kūnų orbitas, bet taip pat tų kūnų sudaromo Kuiperio žiedo ribas ir netgi didžiųjų planetų rikiuotę. Tyrėjų teigimu, šias problemas išsprendžia maždaug Žemės ar Marso dydžio uolinė planeta, pačioje Saulės sistemos jaunystėje susiformavusi maždaug tarp Urano ir Neptūno. Didžiųjų planetų gravitacinės perturbacijos planetą galėjo palyginus greitai išsviesti tolyn nuo žvaigždės – galbūt į tarpžvaigždinę erdvę, o gal į sistemos pakraščius. Kur nors pakraštyje skraidanti nedidelė planeta gali sukurti panašias mažųjų kūnų orbitas, o jos migracija – paaiškinti Kuiperio žiedo ribas. Tyrimo rezultatai publikuojami Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics.
***
Egzovandenynų aptikimo būdas. Egzoplanetų šiuo metu žinoma apie penkis tūkstančius, dar daugiau kandidačių laukia patvirtinimo. Tokie dideli skaičiai skatina vis daugiau kalbėti nebe apie planetų aptikimą, bet apie jų charakterizavimą – įvairių savybių analizę. Nors kol kas geriausiu atveju planetas galima matyti kaip pavienius pikselius, o dažnai nepavyksta net ir tai, inovatyvūs duomenų analizės metodai leidžia nagrinėti planetų atmosferas ar netgi paviršiaus darinius. Dabar pristatytas metodas, kaip būtų galima įvertinti, ar egzoplaneta turi vandenynų. Metodas remiasi tuo, kad vanduo gerai atspindi krentančią šviesą, bet mažai ją išsklaido. Taigi, jei planeta turi vandenyną, atspindys nuo jo tam tikra kryptimi yra stipresnis, nei nuo žemynų. Kai planeta apšviesta tik dalinai – pjautuvo fazėje – atspindys nuo vandenyno gali ją gerokai paryškinti. Senesnė analizė rodo, kad iš toli stebimas Žemės pjautuvas yra maždaug du kartus ryškesnis, kai apšviesta dalis yra vandenynas, o ne žemynas. Naujajame darbe išnagrinėtas atspindžio spektras ir nustatyta, kad efektas stipriausias raudonoje bei infraraudonoje spektro dalyje. Apskaičiavę, kaip atrodytų Žemė, stebima iš toli įvairiomis kryptimis, tyrėjai nustatė, kad jei žiūrima daugmaž iš orbitos šono, vandenynus aptikti būtų galima turint vieno pikselio Žemės nuotraukų, apimančių nemažą orbitos dalį. Padaryti uolinių planetų, skriejančių pakankamai arti savo žvaigždžių, nuotraukų kol kas neįmanoma, bet tą turėtų pajėgti naujos kartos egzoplanetų tyrimams skirti teleskopai, kurie šiuo metu planuojami ir darbą pradėti turėtų per artimiausią dešimtmetį. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Žvaigždžių vėjai garina atmosferas. Planetas, ypač skriejančias labai arti savo žvaigždžių, nuolat talžo žvaigždžių vėjai ir žybsniai. Laikui bėgant, jie gali išgarinti ar bent jau stipriai pakeisti planetos atmosferą. Saulės sistemoje tai nutiko Marsui – Saulės vėjas jo atmosferą nupūtė, nes planeta neturi globalaus magnetinio lauko, kaip Žemė. Ekstremalioms egzoplanetoms gali nepadėti ir magnetinis laukas. Yra nemažai tyrimų apie tai, kaip atmosferą veikia žvaigždės spinduliuotė, bet apie žvaigždės vėjo, ypač jo gūsių, įtaką kol kas žinoma mažai. Naujame tyrime bandoma šią situaciją pakeisti. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninį modelį, kuriuo išnagrinėjo hipotetinės uolinės planetos su pirmykšte daug vandenilio turinčia atmosfera evoliuciją. Planetą nuolat veikė žvaigždės vėjas, kurio vidutinė savybės daugmaž atitinka tai, ką patiria TRAPPIST-1e planeta, esanti pačiame savo žvaigždės gyvybinės zonos viduryje. Planetos gravitacija nėra pakankamai stipri, kad išlaikytų vandenilio atmosferą, tad net ir be žvaigždės vėjo atmosfera ima garuoti. Visgi vėjo įtaka irgi reikšminga – jis papildomai pučia atmosferą ir gerokai paspartina garavimą. Taip pat vandenilis dalinai jonizuojamas, todėl bėganti atmosfera paveikia ir planetos magnetosferą. Svarbiausias atradimas yra tai, jog pabėgančios atmosferos savybės labai greitai keičiasi priklausomai nuo žvaigždės vėjo savybių pokyčių. Įtraukę į modelį realistiškus žvaigždės vėjo pasikeitimus, tyrėjai nustatė, kad pabėgančios atmosferos vandenilio spektro linijos keičiasi vos valandos intervalais. Tai gali paaiškinti, kodėl kai kurių egzoplanetų spektruose matomi tokie spartūs pokyčiai. Iš vienos pusės, tai apsunkina stebėjimų interpretaciją, nes tampa neįmanoma susieti pavienių stebėjimų duomenų su vidutinėmis planetos atmosferos savybėmis. Iš kitos pusės, tinkamai interpretuojant duomenis, galima būtų sužinoti ne tik apie planetos atmosferą, bet ir apie jos žvaigždės vėjo savybes. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Persėjo žvaigždyne labai geromis sąlygomis net plika akimi galima įžiūrėti du žvaigždžių spiečius, o per žiūronus ar nedidelį teleskopą jie atsiveria visu grožiu. NGC 869 (viršuje) ir NGC 884 (apačioje) nuo mūsų nutolę apie du kiloparsekus, o juos vieną nuo kito skiria vos apie šimtą parsekų. Dauguma gerai matomų spiečių žvaigždžių – karštesnės už Saulę, taigi palyginus trumpaamžės. Spiečių amžius siekia apie 13 milijonų metų – visai nedaug, palyginus su Saulės puspenkto milijardo.
***
Dvinarių neutroninių žvaigždžių kilmė. Žvaigždės, kurių pradinė masė siekia 8-10 Saulės masių, gyvenimą baigia supernovų sprogimais, po kurių lieka neutroninės žvaigždės – kelių dešimčių kilometrų skersmens neutronų kupini dariniai, šiek tiek masyvesni už Saulę. Paukščių Take žinoma apie 20 neutroninių žvaigždžių dvinarių porų; kiekvienos poros bendra masė siekia apie 2,6 Saulės masės. Panašią masę turėjo ir pirmoji neutroninių žvaigždžių pora, užfiksuota gravitacinių bangų detektoriumi LIGO. Tačiau prieš porą metų aptikta kita neutroninių žvaigždžių pora, GW190425, buvo daug masyvesnė – bendra jų masė siekė 3,4 Saulės masės. Kodėl ji tokia masyvi ir kodėl nerandame tokių masyvių dvinarių Paukščių Take? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas – masyvesnės neutroninių žvaigždžių poros formuojasi taip, kad vėliau jas aptikti būna daug sunkiau. Visos žinomos dvinarės neutroninės žvaigždės Paukščių Take turi bent vieną pulsarą – labai greitai besisukančią neutroninę žvaigždę, kurios spinduliuotė daugiausiai sklinda išilgai magnetinės ašies. Jei ašis periodiškai atsisuka į mus, matome reguliarius žybsnius – pulsacijas, kurios ir davė žvaigždėms pavadinimą. Šiandieniniai modeliai, aiškinantys dvinarių neutroninių žvaigždžių formavimąsi, remiasi tuo, kad vienai poros žvaigždei tapus neutronine, o kitai išsiplėtus į milžinės stadiją, neutroninė žvaigždė patenka į milžinės atmosferą, sulėtėja ir orbita sumažėja. Milžinė, sąveikaudama su neutronine kompanione, praranda vandenilio dujų apvalkalą ir tampa vadinamąja helio žvaigžde. Vėliau milžinė susitraukia, bet jos helio apvalkalą nutraukia neutroninė kompanionė, kuri tuo metu įsisuka ir tampa pulsaru. Naujojo tyrimo autoriai teigia, kad šis scenarijus – tik vienas iš galimų. Jei žvaigždė-kompanionė pradžioje yra masyvesnė, nei dešimt Saulės masių, o po vandenilio sluoksnio nusimetimo lieka beveik dešimt kartų masyvesnė už Saulę, ji susitraukia iki spindulio, mažesnio nei mūsų žvaigždės. Tada jos išorinius sluoksnius gravitacija laiko pakankamai stipriai, kad neutroninė kaimynė nenutraukia. Galiausiai įvykus supernovos sprogimui, sistemoje lieka viena masyvi ir viena mažesnės masės neutroninės žvaigždės, kurių masių suma gali siekti 3,4 ar ir daugiau Saulės masių. Jei pradinė žvaigždės masė dar kiek didesnė, evoliucija yra panaši, bet po sprogimo gauname neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės porą – tokie objektai jau irgi aptikti per gravitacinių bangų signalus. Šias idėjas tyrėjai patikrino su detaliu skaitmeniniu modeliu, kuriuo sekė dvinarės žvaigždės evoliuciją, vienai iš jų plečiantis ir traukiantis, taip imituojant gyvenimo pabaigą. Atradimas reiškia, kad žinomos neutroninių žvaigždžių poros greičiausiai nereprezentuoja visos jų populiacijos; tiesiog jei poroje nei viena neutroninė žvaigždė nėra pulsaras, ją aptikti tampa žymiai sudėtingiau. Gravitacinių bangų signalai vienodai gerai aptinkami iš abiejų tipų porų susijungimų, taigi faktas, kad ir vienų, ir kitų aptikta panašiai, leidžia spręsti, kad ir apskritai jų turėtų būti panašus skaičius. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Juodųjų skylių masių matavimas. Supermasyvios juodosios skylės, randamos daugumos galaktikų centruose, yra svarbūs galaktikų evoliucijos veiksniai. Daugelis aplink jas vykstančių procesų labai priklauso nuo skylės masės, tačiau išmatuoti ją – nelengva. Žinomi įvairūs sąryšiai tarp juodosios skylės masės ir galaktikos savybių, o aktyviose galaktikose – tarp masės ir branduolio spinduliuotės spektro. Bet tai yra netiesioginiai matavimai, kuriais remiantis galima pražiopsoti reikšmingus nukrypimus nuo išmatuotų tendencijų. Tai ypač svarbu, kai bandoma lyginti supermasyvias juodąsias skyles aplinkinėje Visatoje ir labai tolimose galaktikose, kurių šviesa iki mūsų keliavo milijardus metų. Per nemažą dalį Visatos evoliucijos galaktikų savybės galėjo reikšmingai pasikeisti, ir aplinkinėje Visatoje galiojantys sąryšiai tolimoje praeityje galėjo būti visai kitokie. Tiesioginiai masės matavimo metodai remiasi aplink juodąją skylę esančių struktūrų išskyrimu, bet tą padaryti, žinoma, tolimiems objektams daug sudėtingiau, nei artimiems. Geriausia juodosios skylės masę išmatuoti galima, išskyrus aktyvaus branduolio komponentą, vadinamą plačiųjų linijų regionu. Tai yra regionas, kuriame dujų debesys skrajoja daug didesniais greičiais, nei vidutiniškai galaktikoje, nes juos veikia stipri juodosios skylės gravitacija. Išmatuoti debesų greitį palyginus nesudėtinga, nes jų spektro linijų plotis dėl Doplerio efekto padidėja proporcingai greičiui, o žinodami ir atstumą nuo juodosios skylės, galime apskaičiuoti skylės masę. Dabar pristatytas naujas būdas išmatuoti plačiųjų linijų regiono dydį. Metodas remiasi spektroastrometrija – dviejų metodų, spektroskopijos ir astrometrijos, mišiniu. Spektroskopija yra objekto spektro matavimas ir analizė, astrometrija – objekto padėties dangaus skliaute fiksavimas. Išmatavus objekto spektrą, galima nustatyti, ar ir kiek skiriasi objekto padėtis, stebint skirtingais bangos ilgiais. Jei raudonesnė šviesa atsklinda iš vieno taško, o mėlynesnė – iš kito, galima pagrįstai teigti, kad atstumas tarp šių pozicijų atitinka besisukančios struktūros, pavyzdžiui disko, plotį. Metodas pritaikytas tolimam labai ryškiam aktyviam galaktikos branduoliui – kvazarui. Kvazaras, žinomas katalogo numeriu SDSS J212329.47-005052.9 (trumpiau J2123), yra taip toli, kad jo šviesa iki mūsų keliauja kone 11 milijardų metų. Aptikę spektroastrometrinį signalą, tyrėjai nustatė aktyvaus branduolio dydį 100 lanko mikrosekundžių tikslumu – apie 2000 kartų tiksliau, nei įmanoma vien iš nuotraukos. Taip jiems pavyko apskaičiuoti plačiųjų linijų regiono spindulį, kuris siekia apie 3,7 parseko. Tada apskaičiuota ir juodosios skylės masė – ji siekia bent 1,8 milijardo Saulės masių, bet gali būti ir didesnė, jei besisukanti struktūra į mus atsisukusi ne šonu, o kampu. Gautas rezultatas gerai dera su artimesnėms aktyvioms galaktikoms galiojančiu sąryšiu tarp šviesio ir plačiųjų linijų regiono spindulio. Tiesa, J2123 yra daug šviesesnis už aplinkinius aktyvius branduolius, kuriems šis sąryšis sukalibruotas. Tyrėjų teigimu, jų gautas rezultatas toli gražu nėra metodo riba – net ir su šiandieninių teleskopų duomenimis galima pasiekti dar šešis kartus aukštesnę erdvinę skyrą. Tai leistų tolimų kvazarų juodųjų skylių mases matuoti su vos dešimties procentų paklaida. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Medžiagos judėjimas kosminėse tuštumose. Didžiausiais masteliais Visatos struktūra primena voratinklį – tankius galaktikų spiečius jungia santykinai siauros gijos, o tarp jų randamos didžiulės kosminės tuštumos. Jos užima didžiąją dalį Visatos tūrio, o medžiagos tankis ten apie dešimt kartų mažesnis, nei vidutiniškai Visatoje, ir tūkstančius kartų mažesnis, nei vidutiniškai galaktikų spiečiuose. Tuštumos atsirado todėl, kad pirmykštė Visatos medžiaga buvo pasiskirsčiusi ne idealiai tolygiai; tankesni regionai ėmė trauktis ir susiurbė medžiagą, buvusią retesniuose. Įprastai manoma, kad tuštumose esanti medžiaga turėtų būti pirmykštė – sudaryta beveik vien iš vandenilio ir helio, nepapildyta sunkesniais elementais, kuriuos paskleidžia mirštančios žvaigždės. Bet, pasirodo, realybė greičiausiai yra sudėtingesnė. Ištyrę dujų judėjimą į kosmines tuštumas ir iš jų dideliame skaitmeniniame modelyje, kuris pritaikytas būtent tokių mažo tankio regionų evoliucijai per milijardus metų sekti, mokslininkai nustatė, kad bent 10% šiandien tuštumose randamos medžiagos atkeliavo į jas iš daug tankesnių regionų. Kai kurioms tuštumoms ši dalis viršija net 35%. Dujos, patekusios į tuštumas iš spiečių, ten užsilieka ilgam – pusė jų tuštumose praleidžia 10 milijardų metų ar ilgiau. Taigi dujos tuštumose beveik neabejotinai nėra pirmykštės, net jei jų cheminė sudėtis ir yra primityvesnė, nei spiečių galaktikose. Šis atradimas leis patobulinti ir galaktikų formavimosi tuštumose modelius, ir apskritai geriau suprasti didžiausio masto struktūrų vystymąsi per visą Visatos amžių. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Seniausios galaktikos išeikvojo dujas. Kai kurios galaktikos žvaigždes formuoja sparčiai, kitose žvaigždėdara prkatiškai sustojusi. Tam yra įvairių priežasčių, tarp kurių gali būti dujų trūkumas arba žvaigždėdaros efektyvumo (gebėjimo paversti esamas dujas žvaigždėmis) sumažėjimas. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad skirtingoms galaktikoms gali būti reikšmingos skirtingos priežastys. Stebėjimų duomenys kol kas neduoda vieningo atsakymo, kodėl ir kaip žvaigždėdara sustojo ramiose galaktikose, ypač tolimose – vieni darbai linksta prie „dujų trūkumo“ paaiškinimo, kiti – prie „efektyvumo mažėjimo“, treti – prie abiejų priežasčių kombinacijos. Naujame tyrime bandoma išsklaidyti šį neaiškumą, nagrinėjant tolimas žvaigždžių neformuojančias galaktikas, kurių atvaizdus matome padidintus dėl gravitacinio lęšiavimo. Lęšiavimas yra procesas, kai tolimo objekto atvaizdas išsikreipia ir dažniausiai padidėja bei paryškėja dėl į tarpą esančios masės sankaupos – pavyzdžiui, galaktikų spiečiaus – gravitacijos. Padidinti ir paryškinti šešių tolimų galaktikų vaizdai leido labai gerai išmatuoti, kiek jose yra dulkių ir dujų. Paaiškėjo, kad jose visose dujų masė neviršija vieno procento žvaigždžių masės, taigi faktiškai nebėra iš ko formuotis naujoms žvaigždėms. Šių galaktikų šviesa iki mūsų keliavo apie 11 milijardų metų; panašiu atstumu esančiose žvaigždes formuojančiose galaktikose dujų masė yra maždaug lygi žvaigždžių masei. Šis atradimai neįrodo, kad visos galaktikos nustojo žvaigždes formuoti vien dėl dujų trūkumo, bet parodo, kad toks veiksnys svarbus bent kai kuriais atvejais. Prieš 11 milijardų metų Visatoje buvo daug daugiau tarpgalaktinių dujų, nei dabar, tad į galaktikas irgi turėjo kristi pakankamai dujų, kad žvaigždžių formavimasis tęstųsi dar ilgą laiką. Matomai, šiose galaktikose tarpgalaktinių dujų kritimas sustojo anksčiau; kodėl – kol kas neaišku, bet tolesni jų stebėjimai galbūt padės atsakyti į šį klausimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse