Daugelis astronominių reiškinių vyksta, ar kinta, taip lėtai, kad per žmogaus gyvenimą to pastebėti neįmanoma. Bet kai kurie būna daug greitesni. Tarp jų yra ir įvairūs žybsniai – Saulės, žvaigždžių, aktyvių galaktikų. Saulės žybsniai gali sukelti magnetines audras aplink Žemę, o jų pėdsakai lieka lede – dabar aptikta, kad viena tokia audra vyko prieš kiek daugiau nei devynis tūkstančius metų, Saulės minimumo metu. Kompaktiškos žvaigždžių liekanos taip pat kartais žybsi, dažniausiai sekundžių ar trumpesniais periodais; bet dabar aptiktas panašus radijo bangų šaltinis, žybsėjęs 18 minučių periodu, o po kelių mėnesių užgesęs. Kitose naujienose – naujas Žemės tektoninių plokščių judėjimo paaiškinimas, galaktikų porų statistiniai tyrimai, magnetinės stygos Galaktikos centre ir besijungiančių juodųjų skylių sukimosi krypčių analizė. Gero skaitymo!

***

James Webb kosminis teleskopas pasiekė numatytąją darbo vietą – orbitą aplink Saulės-Žemės sistemos antrąjį Lagranžo tašką. Tačiau šis taškas tėra tik vieta erdvėje. Kaip gali teleskopas suktis orbita aplink nieką? Apie tai pasakoja Launch Pad Astronomy:

***

Saulė ir Mėnulis valdo tektoniką? Žemės plutą sudaro dešimtys tektoninių plokščių, kurių judėjimas lemia žemynų formą, sukelia Žemės drebėjimus bei ugnikalnių išsiveržimus. Iš kur imasi procesui reikalinga energija? Įprastai teigiama, kad minkštoje ir dalinai skystoje mantijoje – gilesniame planetos sluoksnyje – vykstanti konvekcija judina ir plutą, o pastaroji suskyla į gabalus. Bet vien Žemės gelmių energijos nepakanka tam, kad suskaldytų plutą ir judintų ją milijardus metų. Be to, panašaus dydžio Veneroje tektoninių plokščių nėra. Dabar pateiktas galimas paaiškinimas – tektonikai energijos suteikia bendras Saulės ir Mėnulio gravitacijos poveikis. Saulės trauka per milijardus metų stabilizavo šiek tiek elipsišką Mėnulio orbitą ir užtikrina, kad ji netampa apskrita. Dėl šios priežasties atstumas tarp Žemės centro ir Žemės-Mėnulio masės centro per mėnesį svyruoja 2000 kilometrų atstumu – nuo maždaug 3500 iki 5500 kilometrų. Žemė sukasi aplink savo ašį, o ne aplink masės centrą su Mėnuliu, todėl skirtingos planetos pusės patiria skirtingus pagreičius. Branduolys ir mantija yra pakankamai paslankūs, kad tokie skirtumai jiems nebūtų reikšmingi, tačiau pluta neatlaiko įtempimo ir suskyla. Tyrimo autoriai teigia, kad šis modelis paaiškina, kodėl vienintelė Žemė iš keturių uolinių planetų turi tektonines plokštes – kitos planetos tiesiog neturi pakankamai didelių palydovų. Šį modelį būtų galima patikrinti nagrinėjant plutos judėjimą Plutone: jis tikrai per mažas ir per šaltas, kad jame vyktų reikšminga mantijos konvekcija, bet turi masyvų palydovą Charoną, taigi pagal šį modelį jame turėtume rasti tektoninių plokščių. Panašu, kad taip ir yra – bent jau Sputniko lygumoje ledo pluta suskilinėjusi į daugybę judančių gabalų. Tyrimo rezultatai publikuojami specialiame Geological Society of America žurnalo numeryje.

***

Mėnuleigių bandymai. Mėnulio ašigaliuose yra kraterių, kurių dugno niekada neapšviečia Saulė. Ten nevyksta tokie milžiniški temperatūros svyravimai, kaip kitur palydovo paviršiuje; be to, ten esama daug vandens ledo ir kitų naudingų mineralų. Nekeista, kad būtent tokiuose regionuose planuojama įkurti pirmąsias nuolatines tyrimų stotis. Tačiau ištraukti resursus iš kraterio dugno – nelengva užduotis, kurią didele dalimi komplikuoja prastas apšvietimas. Taigi Europos kosmoso agentūra (ESA) prieš keletą metų paskelbė iššūkį sukurti autonominę resursų išgavimo sistemą. Neseniai įvyko pirmasis sistemos dalies – žvalgymo mėnuleigių – bandymas. Tiksliau sakant, tai buvo varžybos. Nyderlanduose esančioje Erasmus inovacijų centro laboratorijoje įrengta speciali patalpa, kurioje išpilta daug dirbtinio Mėnulio grunto ir riedulių bei išslapstyti įvairūs resursai. Paviršius suformuotas taip, kad kuo geriau atitiktų kraterio dugną. Apšvietimas irgi parinktas toks, koks galėtų atsispindėti nuo apšviestų kraterio sienų. 13 komandų pateikė savo mėnuleigių prototipus šiam bandymui, kurio metu prietaisai turėjo pervažiuoti kliūčių ruožą, pasiekti „kraterio dugną“ ir išžvalgyti jį bei atrasti kuo daugiau galimai naudingų mineralų per 2,5 valandos. Penkios komandos, geriausiai įveikusios iššūkį, gavo po 75 tūkstančių eurų prizą ir pakvietimą dalyvauti sekančiame iššūkyje rugsėjo mėnesį. Kol kas neaišku, kada tiksliai iš šių iššūkių gimę mėnuleigiai vyks į kosmosą, bet greičiausiai tai nutiks iki dešimtmečio pabaigos. Plačiau apie varžybas skaitykite ESA tinklalapyje.

***

Saulės audros pėdsakai lede. Saulės audrų metu energingos dalelės, išlėkusios iš žvaigždės, sąveikauja su Žemės magnetosfera ir atmosfera. Jos gali sukurti labai specifinių izotopų – cheminių elementų atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Pavyzdžiui, radioaktyvūs berilis-10 (berilio atomas su keturiais protonais ir šešiais neutronais) bei chloras-36 (17 protonų ir 19 neutronų) formuojasi tik energingų kosminių dalelių dėka. Patekę į Žemę, šie elementai suyra per šimtus tūkstančių ar milijonus metų. Dalis šių elementų nukrenta ledynuose; laikui bėgant juos uždengia sniegas, kuris vėliau suslegiamas ir tampa to paties ledyno dalimi. Pailgų ledo cilindrų, vadinamų kernais, tyrimai daug pasako apie praeities klimato sąlygas; taip pat jie gali atskleisti ir Saulės aktyvumo istoriją. Dabar aptikti įrodymai, kad prieš kiek daugiau nei devynis tūkstančius metų, Saulės minimumo metu, įvyko Saulės audra, šimtą kartų stipresnė už bet kokią išmatuotą šiuolaikiniais prietaisais. Ledo kernuose, ištrauktuose iš Grenlandijos ir Antarktidos ledynų, aptikti staigūs berilio-10 bei chloro-36 pagausėjimai, nutikę 7176 m. pr. Kr. Žinodami, kiek pagausėdavo šių izotopų kiekis atmosferoje po istorinių Saulės audrų, mokslininkai apskaičiavo, kad senosios audros metu Žemę pasiekė energingų protonų srautas, bent šimtą kartų didesnis, nei 1956-ųjų metų audros, kuri yra iki šiol stipriausia užfiksuota Saulės audra. Jei tokia audra įvyktų šiuo metu, ji keltų pavojų daugumai elektros tinklų ir daugybei elektrinių bei elektroninių prietaisų, ką jau kalbėti apie astronautus ir palydovus orbitoje. Dar vienas įdomus rezultatas – pagal truputį platesnius berilio-10 gausos duomenis galima spręsti, jog audra įvyko Saulės aktyvumo minimumo metu. Saulės aktyvumas kinta 11 metų ciklu – maksimumo metu dažnesni žybsniai ir audros, Saulėje daugiau dėmių, o vidutinis berilio-10 kiekis Žemės atmosferoje sumažėja. Taip nutinka todėl, kad padidėjęs Saulės aktyvumas sustabdo galaktinius kosminius spindulius, kurie irgi gamina berilį-10. Jau anksčiau aptikta įrodymų, kad 774-775 metais vykusi Saulės audra taip pat nutiko aktyvumo minimumo metu. Per pastaruosius porą šimtų metų tokių įvykių nebuvo, bet panašu, kad Saulė nemaloniai nustebinti gal ir santykinės ramybės būsenoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Saulės žybsnių tamsūs pirštai. Mūsų Saulė, kaip ir kitos žvaigždės, kartais žybsi. Žybsniai kyla dėl to, kad Saulės magnetinio lauko linijos ištįsta, susisuka ir persijungia. Persijungimo metu dalis magnetinio lauko energijos išspinduliuojama energingais fotonais, taip pat dalis įmagnetintos plazmos pabėga nuo Saulės kaip vainikinės masės išsiveržimas. Prieš kiek daugiau nei 20 metų pastebėta, kad žybsnio metu prie pat Saulės atsiranda pailgos tamsios struktūros, kurios tarsi pirštai tiesiasi žemyn nuo žybsnio vietos. Iš pradžių mokslininkai galvojo, jog tai yra persijungusio magnetinio lauko dalies, likusios prie Saulės, nešama šaltesnė plazma. Tačiau netrukus išmatuoti pirštų judėjimo greičiai pasirodė daug mažesni, nei prognozuoja persijungimo modeliai, taigi teko ieškoti kito paaiškinimo. Dabar toks paaiškinimas surastas. Jo autoriai pasitelkė labai detalų trimatį Saulės atmosferos skaitmeninį modelį, kuriame sekamas ir medžiagos bei energijos judėjimas, ir magnetinio lauko konfigūracija. Paaiškėjo, kad žybsnio formavimosi metu ties magnetinio lauko persijungimo vieta susidaro daugybė turbulentiškų sūkurių – panašius sūkurius galima pamatyti upėje iškart už kokios nors kliūties, pavyzdžiui tilto polių. Sūkuriai sumaišo skirtingai įmagnetintą medžiagą, tačiau ji po truputį atsiskyrinėja ir ima judėti įvairiomis kryptimis. Dalį šaltesnės plazmos Saulės gravitacija nutempia žemyn – ją ir matome kaip pirštus. Priešingi plazmos srautai nesimaišo tarpusavyje dėl magnetinio lauko poveikio, tačiau turbulencija užtikrina, kad plazma leidžiasi lėčiau, nei įvyksta magnetinio lauko persijungimas. Šis atradimas padės geriau prognozuoti Saulės žybsnius, o tai labai svarbu planuojant kosminius skrydžius ir užtikrinant kosminės infrastruktūros saugumą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy. 

***

Vanduo Marse tekėjo ilgai. Praeityje Marso paviršiuje buvo skysto vandens – upių, ežerų ir jūrų. Taip pat ten lydavo lietus, taigi vyko visas vandens apytakos ratas. Laikui bėgant ir atmosferai retėjant, vanduo sustingo į ledą arba išgaravo, todėl šiandien Marso paviršius sausesnis už sausiausią Žemėje Atakamos dykumą. Įprastai manoma, kad vandens telkinių Marse nebeliko prieš maždaug tris milijardus metų. Bet naujo tyrimo autoriai teigia atradę įrodymų, jog vandens srovės palikinėjo druskingas nuosėdas gerokai vėliau, prieš 2-2,5 milijardo metų. Tokia išvada padaryta išnagrinėjus daugybę Marso paviršiaus nuotraukų, identifikavus jose chloridinių druskų sankaupas ir nustačius sankaupų buvimo vietų topografiją. Chloridinės druskos lengvai tirpsta vandenyje, todėl jos yra geras naujausių vandens srautų indikatorius. Dauguma chlorido nuosėdų randama seniausiuose regionuose, tačiau jų pasitaiko ir jaunesniuose, 2-2,5 milijardo metų amžiaus. Taip pat svarbu, kad šios nuosėdos randamos ne lygumose, o ant šlaitų, grioviuose, skirtinguose aukščiuose, taip pat pasitaiko ir situacijų, kai nuosėdų randama aukščiau esančiame jaunesniame paviršiuje, bet ne gilesniame senesniame. Visi šie faktoriai leidžia spręsti, kad nuosėdas paliko paviršiumi tekantis vanduo, o ne iš gelmių besisunkiantys šaltiniai. Nuosėdos nėra gausios – tai reiškia, kad ir vandens turbūt nebuvo daug. Tyrėjai mano, kad greičiausiai vandens sroves sukeldavo tirpstančios ledo sankaupos. Garuojantis vanduo galėjo ištraukti chloridines druskas iš paviršinio grunto ir palikti jas savo kelyje. Šios žinios padės geriau suprasti, kaip vystėsi Marso klimatas ir galimos gyvybei tinkamos sąlygos per milijardus metų. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Senos žvaigždės apsimeta jaunomis. Kai Visata buvo labai jauna, joje buvo tik vandenilis, helis ir truputis ličio. Vėliau žvaigždėse susiformavo sunkesni cheminiai elementai, bet jų santykiai laikui bėgant taip pat kito. Pirmus kelis milijardus metų sparčiau augo vadinamųjų alfa-elementų gausa. Alfa-elementais jie vadinami todėl, kad susiformuoja jungiantis helio branduoliams, o šie dar vadinami alfa dalelėmis. Alfa-elementai – tai anglis, deguonis, neonas, magnis, silicis ir siera. Vėlesniais laikais ėmė augti ir geležies bei sunkesnių elementų gausa. Taigi stebėdami įvairaus amžiaus žvaigždes, randame koreliaciją, kad senose žvaigždėse alfa-elementų santykinai daugiau, lyginant su geležimi, nei jaunesnėse. Bet kartais pasitaiko ir netikėtų atradimų: pavyzdžiui, kartais randama žvaigždžių-milžinių, kurių masė viršija Saulės masę, o cheminė sudėtis rodo santykinę didelę alfa-elementų gausą. Remiantis žvaigždžių evoliucijos modeliais, šių žvaigždžių amžius neturėtų siekti šešių milijardų metų (masyvesnės žvaigždės vystosi sparčiau; šeši milijardai metų yra vos 20% už Saulę masyvesnės žvaigždės gyvenimo trukmė). Kodėl tuomet jų cheminė sudėtis primena žvaigždes, kurių amžius viršija aštuonis milijardus metų? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas – šios žvaigždės gyveno ir vystėsi ne vienos, o dvinarėse sistemose. Tyrimo autoriai išnagrinėjo daugiau nei pusantro tūkstančio tokių anomalių žvaigždžių, kurių duomenys pateikiami didžiuliame LAMOST žvaigždžių savybių kataloge. Kataloge yra ne tik duomenys apie žvaigždžių cheminę sudėtį, bet ir apie jų temperatūrą, paviršiaus gravitacinio lauko stiprį bei fiksuojamus virpesius. Šie duomenys leido patikslinti žvaigždžių amžių – paaiškėjo, kad dauguma atvejų jis tikrai didesnis, nei 6 milijardai metų, ir dažnai siekia 8 ir daugiau – tiek, kiek ir būtų logiška tikėtis pagal cheminę sudėtį. Bet kaip tokios masyvios žvaigždės gali išgyventi taip ilgai? Atsakymas slypi artimų dvinarių žvaigždžių evoliucijoje. Kai viena – masyvesnė – poros žvaigždė išsipučia į milžinę, kaimynė gali prisitraukti dalį jos medžiagos ir taip išaugti. Tapusi masyvesnė žvaigždė gali pasirodyti jaunesnė, nei yra iš tiesų. Tokią interpretaciją patvirtina ir neįprastai didelė azoto, anglies bei bario gausa šiose žvaigždėse. Šie elementai paprastai žvaigždžių išorinėje dalyje kaupiasi tik labai vėlyvoje gyvavimo stadijoje, kurios nagrinėjamos žvaigždės dar nepasiekė. Tai rodo, kad jos prisijungė bent šiek tiek medžiagos iš labiau evoliucionavusios kaimynės. Tyrimo autoriai nagrinėjamų žvaigždžių savybes palygino su įvairių dvinarių sistemų evoliucijos modelių prognozėmis ir nustatė, kad joks vienas modelis negali paaiškinti visos įvairovės. Kitaip tariant, dalis nagrinėjamų žvaigždžių prisirijo medžiagos iš labai stipriai evoliucionavusios kompanionės, kitos – iš mažiau evoliucionavusios raudonosios milžinės, dar kitos – iš pagrindinės sekos žvaigždės. Tai rodo, kad masės pernaša dvinarėse žvaigždėse vyksta įvairiose evoliucijos stadijose. Tyrimo rezultatai publikuojami Astrophysical Journal.

***

Magnetinės gijos Galaktikos centre. Prieš keturis dešimtmečius astronomai pastebėjo, kad Paukščių Tako galaktikos centriniame regione egzistuoja pailgos magnetinės gijos – plonytės stipriai įmagnetintų dujų juostos, skleidžiančios radijo spinduliuotę. Nuo tų laikų daugybė stebėjimų plėtė žinias apie gijų struktūrą, o dabar paskelbtas naujausias jų tyrimas. Naudodami labai jautrų 64 radijo teleskopų masyvą MeerKAT, įrengtą Pietų Afrikos Respublikoje, astronomai padarė centrinių poros šimtų parsekų Galaktikos regiono nuotrauką, kurios raiška – maždaug ketvirtis parseko vienam pikseliui. Joje atsiskleidė daugybė įdomių struktūrų: burbulų, žiedų bei gijų. Burbulai greičiausiai yra supernovų liekanos – tyrėjai identifikavo kelias jau žinomas ir keletą anksčiau neaptiktų sprogimų pėdsakų. Gijos, kurių aptikta beveik tūkstantis, daugiausiai driekiasi statmenai Galaktikos plokštumai, jų ilgiai siekia iki 50 parsekų. Neretai gijos išsidėsčiusios grupėmis, lygiagrečiai viena kitai, kaip stygos muzikos instrumente. Šis tyrimas padeda daug geriau suprasti bendrą magnetinio lauko pasiskirstymo Galaktikos centrinėje dalyje vaizdą ir statistines gijų populiacijos savybes, priešingai ankstesniems, kurie dažniausiai koncentruodavosi vos į vieną ar kelias gijas. Nagrinėdami visą populiaciją, tyrėjai nustatė, kad radijo spinduliuotės spektras yra „plokštesnis“ (t.y. turi santykinai daugiau aukšto dažnio spinduliuotės), nei supernovų liekanų radijo spektras. Tai reiškia, kad gijas sukūrė ne supernovų sprogimai, o kiti procesai. Labiausiai tikėtina jų kilmė – kosminiai spinduliai, sklindantys iš tų pačių supernovų liekanų, taip pat iš centrinės juodosios skylės aplinkos, ir stumdantys dujas visame regione. Taip pat įvertinta, jog gijose magnetinio lauko stiprumas siekia apie 100-400 mikrogausų – kelis šimtus kartų daugiau, nei vidutinis tarpžvaigždinis magnetinis laukas. Tuo tarpu likusiame regione magnetinio lauko stiprumas turėtų būti daug mažesnis. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose, kuriuos rasite arXiv: stebėjimai, gijų statistinė analizė.

***

Naujo tipo radijo šaltinis. Daugelis astronominių objektų nekinta per žmonių gyvenimus, tačiau kai kurie visgi keičiasi. Pastarieji vadinami trumpalaikiais, arba tranzientais (angl. transients). Trumpalaikių reiškinių pavyzdžiai yra supernovos ir pulsarai. Supernovos – žvaigždžių sprogimai – sužimba staiga, maksimalų šviesį pasiekia per kelias dienas ar savaites, o išblėsta per kelis mėnesius. Pulsarai – neutroninės žvaigždės, sparčiai besisukančios aplink ašį – žybsi sekundžių ar trumpesniu dažniu, nors pats žybsėjimas nekinta tūkstančius metų. Dabar pirmą kartą aptiktas radijo bangų šaltinis, žybsintis minučių intervalais. GLEAM-X J162759.5-523504 (šis pavadinimas nurodo apžvalgos pavadinimą ir šaltinio koordinates) aptiktas ieškant įvairių trumpalaikių reiškinių radijo bangų ruože. Duomenys buvo surinkti 2018 metais, o šis šaltinis juose buvo matomas apie tris mėnesius. Žybsniai kartojosi visiškai periodiškai, kas 18 minučių ir 11 sekundžių. Ir jie buvo ypatingai ryškūs – šviesesni už bet kokį kitą šaltinį nagrinėtame elektromagnetinio spektro ruože. Mokslininkų teigimu, greičiausiai šis šaltinis yra magnetaras – išskirtinai stiprų magnetinį lauką turinti neutroninė žvaigždė. Tokie objektai švyti dėl magnetinio lauko sąveikos su aplink esančia medžiaga. Tokią interpretaciją patvirtina ir faktas, kad GLEAM-X J162759.5-523504 žybsnių spinduliuotė stipriai poliarizuota, t.y. bangos svyruoja beveik tiksliai viena kryptimi. Magnetinio lauko sukeliama spinduliuotė būtent ir pasižymi stipria poliarizacija. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad kai kurie magnetarai gali suktis labai ilgais – dešimčių minučių trukmės – periodais, bet visi iki šiol atrasti magnetarai sukosi daug greičiau. Magnetarai įprastai sukasi greitai, nes yra labai maži – vos keliolikos kilometrų skersmens. Tiek susitraukęs mirštančios žvaigždės branduolys privalo suktis greitai, kad išlaikytų judesio kiekio momentą. Tačiau jei žvaigždė prieš sprogimą sukosi išskirtinai lėtai, ir magnetaras galėjo užgimti lėtas. Alternatyvi hipotezė – baltoji nykštukė: žvaigždės liekana, kurios spindulys prilygsta Žemės spinduliui. Ji gali suktis lėtai, bet nežinia, kaip gali įgyti tokį stiprų magnetinį lauką. Po trijų mėnesių šaltinis pranyko ir kol kas neatsinaujino. Tyrėjai tikisi dar jį išvysti ateityje – detalesni stebėjimai padės geriau suprasti objekto prigimtį. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Galaktikų porų savybės. Kiekviena galaktika per gyvenimą patiria ne vieną susiliejimą su kaimynėmis. Toks sukrėtimas labai pakeičia galaktikos savybes, tačiau poveikis prasideda dar gerokai iki susiliečiant galaktikų pakraščiams. Artimos galaktikų poros dažnai pasižymi savybėmis, kurios išduoda jų sąveiką – iškreiptomis formomis, pakitusia žvaigždėdara ar centrinės juodosios skylės aktyvumu. Tačiau iki šiol galaktikų porų tyrimai apsiribojo pavienėmis poromis ar nedidelėmis jų imtimis. Dabar paskelbta gerokai didesnio porų rinkinio analizė. Ji apima galaktikas, kurių šviesa iki mūsų keliavo iki aštuonių milijardų metų. Iš viso rinkinį sudaro daugiau nei keturi šimtai galaktikų porų. Poros sudaro apie dešimtadalį visų panašios masės galaktikų. Porose esančių galaktikų dalis nėra visur vienoda – toliau nuo mūsų poros randamos dažniau, nors ir nežymiai. Tokia tendencija atitinka seniau tiek stebėjimais, tiek skaitmeniniais modeliais paremtą išvadą, kad pastaruosius dešimt milijardų metų galaktikų susiliejimai tampa vis retesni. Tyrėjai taip pat palygino šias galaktikas su panašiomis, tačiau izoliuotomis. Porose esančios galaktikos žvaigždes formuoja 40-65% sparčiau, nei izoliuotos, taigi galima tvirtai teigti, jog kaimyninės galaktikos gravitacinis supurtymas paspartina žvaigždėdarą. Iš kitos pusės, centrinės juodosios skylės aktyvumo skirtumų nepastebėta – matomai, kaimynės gravitacija ne tiek supurto centrinius galaktikos regionus, kad reikšmingai pakeistų jų evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami Astrophysical Journal. 

***

Dauguma galaktikų gyvena įvairaus dydžio telkiniuose – grupėse bei spiečiuose. Vienas artimiausių mums galaktikų spiečių yra Krosnies spiečius, kurį sudaro arti 60 didelių galaktikų. Daugumą jų matote šioje nuotraukoje – praktiškai kiekviena gelsva dėmė yra elipsinė galaktika. Vienas išskirtinis objektas yra NGC 1365 – skersėta spiralinė galaktika apatinėje dešinėje nuotraukos pusėje. Ji taip pat priklauso spiečiui, tačiau yra toliau nuo jo centro, todėl dar nesusijungė su kita panašaus dydžio galaktika ir neprarado spiralinės formos.

***

Juodųjų skylių sukimosi greičiai. Gravitacinių bangų signalus kuria masyvūs kūnai, judantys su pagreičiu. Dauguma signalų, kuriuos kol kas esame aptikę, atsklido iš besijungiančių dvinarių juodųjų skylių; pats signalas sukuriamas joms skriejant vis mažėjančia orbita vienai aplink kitą. Tokioje sistemoje sukimasis vyksta ne tik orbita: kiekviena juodoji skylė taip pat sukasi aplink savo ašį. Iki šiol buvo manoma, kad turimi signalai yra pernelyg triukšmingi – kitaip tariant, juose pernelyg daug pašalinių virpesių – kad būtų galima identifikuoti skirtumus tarp skirtingomis kryptimis besisukančių juodųjų skylių susijungimų, bet naujo tyrimo autoriai teigia įveikę šį iššūkį. Jie pasitelkė į pagalbą skaitmeninius modelius, kuriais gautos labai detalios gravitacinių bangų signalo prognozės. Taip pat šie modeliai leido įvertinti sukimosi vektoriaus kryptį prieš pat susijungimą, o ne likus keletui ar keliolikai sekundžių iki jo, kaip buvo bandoma anksčiau. Būtent vektoriaus kryptis, o dar tiksliau – kampas tarp juodosios skylės sukimosi vektoriaus ir linijos, jungiančios ją su kompanione, – buvo pagrindinis mokslininkų tyrimo objektas. Įvairūs dvinarių juodųjų skylių kilmės modeliai duoda skirtingas prognozes apie labiausiai tikėtinas kryptis, todėl jas žinodami, galėtume geriau atskirti, kurie modeliai labiau tikėtini. Išbandę metodą su dirbtinai sugeneruotais duomenimis, analogiškais LIGO ir VIRGO detektorių gaunamiems, tyrėjai pritaikė jį realiems gravitacinių bangų signalams. Taip išsiaiškino, kad juodosios skylės sukasi ne visai atsitiktinėmis kryptimis. Pavyzdžiui, daug dažniau nei būtų galima tikėtis sukimosi vektoriai nukreipti priešingomis kryptimis vienas kitam. Be to, masyvesnės juodosios skylės sukimosi vektorius dažniau, nei nutiktų atsitiktinai, sudaro maždaug 45 laipsnių kampą su linija, jungiančia juodąsias skyles. Pirmąją anomaliją galima paaiškinti reiškiniu, vadinamu spino-orbitos rezonansu. Tuo metu, kai, vis trumpėjant orbitos periodui, jis susilygina su sukimosi aplink ašį periodu, šie judėjimai gali „sukibti“ ir pradėti vienas kitą veikti. Vienas iš poveikių yra krypties pasikeitimas, kad juodoji skylė imtų suktis toje pačioje plokštumoje, kaip ir orbita. Kita juodoji skylė tuo tarpu labiau linkusi pasisukti į priešingą pusę – taip ir atsiranda sukimosi krypčių susipriešinimas. Tačiau antrosios anomalijos nepaaiškina joks teorinis modelis, tad jei ji pasirodys esanti tikra, o ne duomenų analizės artefaktas, tai gali rodyti kokį nors iki šiol nesuprastą reliatyvistinį reiškinį. Arba netgi efektą, neprognozuojamą reliatyvumo teorijos – tai galimai būtų dar svarbesnis atradimas, nei patys gravitacinių bangų signalai. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: sukimosi spartos matavimo metodas – Physical Review D, gautų sukimosi spartų pasiskirstymas – Physical Review Letters.

***

Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse