Diskas yra viena dažniausiai sutinkamų struktūrų kosmose, dažnumu nusileidžianti turbūt tik rutuliams. Protoplanetiniai diskai, akreciniai diskai, galaktikų diskai – jų randame įvairiausiuose masteliuose bei įvairiose evoliucinėse stadijose. Praeitos savaitės naujienose trys pranešimai susiję su diskais. Viename jų parodoma, kad kaimyninių žvaigždžių gravitacija, išlenkianti protoplanetinius diskus, gali juos stabilizuoti ir taip neleisti atsirasti labai masyvioms planetoms. Kitame nagrinėjami dujų ir dulkių diskai prie mirštančių žvaigždžių ir aptinkama netiesioginių įrodymų, jog juose irgi gali formuotis planetos. Trečiame kalbama apie galaktikų diskus ir faktą, kad aplinkinėje Visatoje jų yra daug daugiau, ir jie yra plonesni, nei prognozuoja geriausi šiandieniniai skaitmeniniai modeliai. Kitose naujienose – Tarptautinės kosminės stoties darbo pabaigos planai, raudonųjų nykštukių žybsnių tyrimai ir tektoninių procesų Plutone analizė. Gero skaitymo!
***
TKS dirbs iki 2031-ųjų. Jau daugiau nei dvidešimt metų dirbanti Tarptautinė kosminė stotis (TKS) dirbs dar beveik dešimtmetį. Tokį planą NASA praeitą savaitę pateikė JAV Kongresui. Pačioje praeitų metų pabaigoje JAV Prezidento administracija paskelbė, kad TKS finansavimas bus pratęstas iki 2030 metų; naujajame plane NASA detalizuoja, kaip atrodys TKS veikla šiuo laikotarpiu ir kas nutiks jo pabaigoje. Agentūros atstovų teigimu, JAV kurti stoties struktūriniai komponentai tikrai išliks saugūs ir tinkami naudojimui iki 2030 metų; klausimų kyla dėl Rusijos komponentų, ypač Zvezda modulio, kuriame neseniai aptiktas oro nuotėkis. 2030 metų pabaigoje TKS turėtų palikti paskutinė įgula, tada bus įjungti varikliai (pagrinde Rusijos Progress erdvėlaivių, kurie gabena atsargas į stotį) ir stotis deorbituota. Ji turėtų nukristi atokioje Ramiojo vandenyno vietoje, vadinamoje Nemo tašku. Daugiau nei 2000 km atstumu nuo artimiausios sausumos esančiame taške tarp Naujosios Zelandijos ir Čilės palaidota ne viena dešimtis erdvėlaivių. TKS baigus darbą, NASA toli gražu neliks be galimybių vykdyti mokslinius tyrimus orbitoje. Gruodį agentūra skyrė finansavimą trim kompanijoms vystyti komercinių kosminių stočių projektus; dar viena kompanija gamina komercinį modulį, skirtą prisijungti prie TKS. 2025 metais planuojama bent vieną iš šių komercinių projektų patvirtinti kaip tinkamą būsimoms NASA astronautų misijoms. Neatmetama galimybė, kad iki 2030 metų vienas ar keli TKS moduliai bus atjungti nuo stoties ir prijungti prie kurios nors komercinės stoties panašioje orbitoje. Po TKS deorbitavimo, NASA planuoja kasmet pirkti bent po dvi astronautų darbo vietas komercinėse stotyse Žemės orbitoje; tai turėtų leisti agentūrai sutaupyti beveik po du milijardus dolerių kasmet, lyginant su tolimesniu TKS išlaikymu. Sutaupytos lėšos galėtų būti skiriamos vystyti infrastruktūrai Mėnulyje ir aplink jį bei žmonių skrydžiams į Marsą rengti. Daugiau informacijos ir patį planą rasite NASA tinklalapyje.
***
Tolimosios Mėnulio pusės regolitas – lipnesnis. Prieš daugiau nei trejus metus tolimojoje Mėnulio pusėje, pietų ašigalio regione, nusileido Kinijos zondas Čang’e-4, o iš jo netrukus išvažiavo mėnuleigis Jutu-2 (Nefritinis triušis). Tiek stacionaraus zondo, tiek mėnuleigio surinkta informacija suteikė daugybę naujų žinių apie tolimąją Mėnulio pusę, jos paviršių, netgi Mėnulio mantijos uolienas, iškeltas į paviršių senovinių asteroidų smūgių. Dabar dar vieną naujos informacijos rinkinį pateikė Jutu-2 judėjimo analizė. Mokslininkai išnagrinėjo, kaip mėnuleigis važinėjo Mėnulyje ir kokį pagrindą jautė po ratais. Nustatyta, kad nors bendrai paėmus jis važinėja lygumoje, joje yra daug nedidelių iškilimų ir įdubimų, kurių šlaitais mėnuleigis kartais nuslysdavo žemyn. Be to, prie jo ratų Mėnulio regolitas kibo pastebimai stipriau, nei kitų Mėnulio misijų metu. Tai reiškia, kad bent jau Von Karmano krateryje, o gal ir visoje tolimojoje Mėnulio pusėje, regolitas yra lipnesnis, nei artimojoje. Tolimosios pusės regolitas konsistencija primena sausą priesmėlį, o ne dulkes, kaip artimojoje pusėje. Kodėl galėtų atsirasti toks skirtumas – neaišku. Tai gali būti lokali anomalija, susijusi su kraterį išmušusiu asteroidu ir jo iškelta gilesne medžiaga. Taip pat tai gali būti ir globalus reiškinys, pavyzdžiui dėl Saulės vėjo poveikio, kuris stipresnis tolimojoje Mėnulio pusėje, nes ją mažiau pridengia Žemės magnetosfera. Dar viena įdomybė – Jutu-2 apylinkėse beveik nėra riedulių, tačiau esama nemažai nedidelių jaunų kraterių, o kai kurių kraterių dugne matyti blizgi medžiaga – galimai įkritusio meteorito liekanos. Tai irgi skiriasi nuo artimosios pusės, o priežastis vėlgi gali būti Žemė, tik šįkart – jos gravitacija, kuri iškreipia į Mėnulį krentančių meteoroidų srautą. Ateityje šios žinios pasitarnaus tobulinant mėnuleigių dizainą, kad jie galėtų važiuoti ilgiau, saugiau ir toliau. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Robotics.
***
Marso krateriai yra labai įvairūs – dideli ir maži, apvalūs ir netvarkingi, buvę ežerai ir sausi. O štai čia matome kraterį, kuriame galima įžiūrėti šį tą panašaus į medžio rieves. Mokslininkai mano, kad kraterio dugne gausu vandens ledo, tad temperatūros pokyčiai sukelia periodinius išsiplėtimus ir susitraukimus, dėl kurių atsiranda įtrūkiai ir formuojasi šis raštas. Krateris yra Akidalijos lygumoje daugmaž vidurinėse šiaurės pusrutulio platumose, tad ledas jame susiformavo praeityje, kai Marso sukimosi ašis buvo labiau pasvirusi.
***
Tektonika Plutone. Plutonas – šaltas, tačiau tikrai ne nuobodus pasaulis. 2015 metais pro šalį praskridęs New Horizons zondas atsiuntė daugybę duomenų apie nykštukinę planetą, tarp jų – ir nuotraukas, kuriose matyti įvairios struktūros, bylojančios apie reguliariai kintantį paviršių. Daugiausiai dėmesio susilaukia Sputniko lyguma – maždaug tūkstančio kilometrų skersmens žemuma, kurią dengia azoto ledas. Šis ledas nėra tolygus, o suskilęs į daugybę daugiakampių, kurie šiek tiek primena tektonines plokštes Žemėje. Naujame tyrime mokslininkai išnagrinėjo galimą lygumos formavimosi eigą. Pasitelkę skaitmeninius modelius, jei ištyrė įvairius galimus scenarijus, priklausančius nuo Plutono plutos savybių, žemumą suformavusio asteroido smūgio ir azoto ledo judėjimo. Sputniko lygumą riboja kilometro aukščio kraterio sienos, tačiau jose matoma daugybė įtrūkimų, už kurių į išorę tęsiasi plutos įtrūkimai. Tokią paviršiaus topografiją, kaip ir azoto ledo plokštes lygumoje, geriausiai atkūrė modeliai, kuriuose Plutono plutos storis yra 40-75 kilometrai. Pluta sudaryta iš vandens ledo, kuris Plutono sąlygomis yra kietas tarsi akmuo. Taip pat modeliai rodo, kad iškart po smūgio pluta turėjo greitai atsistatyti, mat tikėtiniausia pirminė kraterio forma buvo paplokščia, ne daugiau nei trijų kilometrų gylio. Įtrūkimai aplink lygumą susiformavo joje kaupiantis azoto ledui: papildomas svoris suspaudė ir deformavo plutą, kai kur ją sutraukydamas. Modeliai taip pat rodo, kad įtrūkimai leidžia skystam vandeniui iš gelmių pasiekti paviršių ir suformuoti kriovulkanus, kurių aptikta keliose vietose Sputniko lygumos apylinkėse. Apskritai modelio rezultatai labiau dera su Plutono kilmės teorija, vadinama „karštuoju formavimusi“. Pagal ją, Plutonas susiformavo po kelių ar keliolikos energingų susidūrimų, kurie suteikė nykštukinei planetai daug energijos ir išlydė jos gelmes; laikui bėgant Plutonas stingsta, bet giliai po paviršiumi išlieka skysto vandens. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.
***
Išsilenkusių protoplanetinių diskų evoliucija. Planetos formuojasi protoplanetiniuose diskuose, kurie supa jaunas žvaigždes. Tiek skaitmeniniai modeliai, tiek stebėjimai rodo, kad pačių jauniausių žvaigždžių diskai yra masyviausi; jų masė turėtų būti pakankama, kad formuotųsi savigravituojantys gumulai, galintys išaugti į dujines planetas. Bet stebėjimais tokių gumulų aptikta labai mažai, gerokai mažiau, nei prognozuoja modeliai. Ko modeliuose trūksta? Naujo tyrimo autoriai teigia, kad pagrindinė klaida, daroma modeliuojant šias sistemas – prielaida, kad diskai yra plokšti. Jei žvaigždė formuotųsi visiškai izoliuota, tuomet tai būtų teisinga – diskas susiformuotų toje pačioje plokštumoje, kurioje sukasi ir žvaigždė. Tačiau realios žvaigždės turi kaimynių – ar tai būtų porininkė dvinarėje sistemoje, ar pro šalį skrendančios to paties spiečiaus narės. Jų gravitacija iškreipia protoplanetinį diską ir suformuoja jame linkį (angl. warp). Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip vystosi masyvus protoplanetinis diskas su linkiu. Sulinkęs diskas stengiasi išsitiesinti, jo plokštuma artėja prie žvaigždės sukimosi plokštumos. Šis procesas greitesnis arčiau disko centro, todėl linkis juda iš vidaus į išorę. Judėdamas linkis stabilizuoja diską ir sunaikina besiformuojančius gumulus. Taip nutinka todėl, kad ties linkiu dujos įgyja reikšmingą vertikalų (statmeną disko plokštumai) greitį, dėl to gali pabėgti iš gumulo gravitacinio lauko. Diskas tampa ašiškai simetriškas, nors jame išlieka įvairūs žiediniai sutankėjimai ir praretėjimai. Šis rezultatas gali iš dalies paaiškinti ir faktą, kad diskuose dažnai randama praretėjimų – tarpų, – tačiau toli gražu ne visuose matomos planetos, kurių gravitacija galėtų tuos tarpus sukurti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Planetų formavimasis prie mirštančios žvaigždės. Planetos formuojasi prie jaunų žvaigždžių, šis procesas baigiasi praėjus keliems ar keliolikai milijonų metų po žvaigždės susiformavimo. Šis teiginys atrodo visiškai aiškus ir nevertas abejonių. Ir visgi jis nebūtinai yra teisingas – panašu, kad protoplanetiniai diskai gali egzistuoti ir prie gyvenimą baigiančių žvaigždžių. Mokslininkai ištyrė 85 dvinares žvaigždes Paukščių Take, kurių viena narė yra arti gyvenimo pabaigos – praėjusi evoliucijos etapą, vadinamą asimptotinės milžinių sekos stadija, – ir kurios turi dujų bei dulkių diskus. Tokių diskų egzistavimas žinomas jau seniai, bet iki šiol nebuvo nuosekliai tirtos jų savybės. Diskas šiose sistemose atsiranda, kai prieš mirtį masyvesnė žvaigždė ima nusimetinėti išorinius sluoksnius. Kaimyninės žvaigždės gravitacija dalį medžiagos sutraukia į diską, gaubiantį abi žvaigždes. Iš 85 tirtų diskų 7-10 diskų galėtų būti klasifikuojami kaip „pereinamojo“ tipo – juose yra didelė skylė arba tarpas. Tokį tarpą dažniausiai sukuria planetos gravitacija, taigi labai tikėtina, kad šiuose diskuose esama planetų. Gali būti, kad planeta yra sena, išlikusi per žvaigždės pasikeitimus, ir dabar jos gravitacija kontroliuoja disko vystymąsi. Iš kitos pusės, planeta galėjo susiformuoti neseniai, iš to paties disko medžiagos. Pastarąją interpretaciją labiau tikėtina daro ir faktas, kad šiuos diskus turinčių žvaigždžių-milžinių paviršiuje praktiškai nėra sunkiai garuojančių elementų, tokių kaip geležies, pėdsakų. Tai reiškia, kad geležį ir kitus panašius elementus kažkas „patraukė“ nuo žvaigždės. Augantis planetos branduolys galėjo sukaupti tokius elementus, todėl diske liko ir į žvaigždę atgal nukristi galėjo tik lakesni elementai, kurių planetos gravitacija neišlaikė. Įdomu, kad diskai aplink senas dvinares žvaigždes egzistuoja trumpai – iki 100 tūkstančių metų. Dar neseniai buvo manoma, kad planeta taip greitai susiformuoti negali, bet prieš keletą metų rasta įrodymų, jog bent kartais planetos egzistuoja ir tokiuose jaunuose diskuose. Šis atradimas dar sustiprina įtarimą, kad, esant tinkamoms sąlygoms, planetos gali užaugti gerokai greičiau, nei per milijoną metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Ekstremali egzoplanetos atmosfera. Žemės atmosfera, kylant nuo paviršiaus, vėsta pirmus 11 kilometrų, tada temperatūra stabilizuojasi, o maždaug virš 20 kilometrų ima kilti, kol 50 kilometrų aukštyje pasiekia lokalų maksimumą. Už šią vadinamąją temperatūros inversiją atsakingas ozonas, kuris gerai sugeria ultravioletinę Saulės spinduliuotę ir įkaista. Kitose planetose temperatūros inversiją sukelti gali kiti elementai ar junginiai; ekstremaliose egzoplanetose, manoma, energingą spinduliuotę geriausiai sugeria titano ir vanadžio oksidai. Dabar pirmą kartą egzoplanetos atmosferoje užfiksuotas neabejotinas titano oksido pėdsakas. WASP-189b yra ypatingai karštas Jupiteris – dujinė milžinė, kurios paviršių žvaigždės šviesa įkaitina iki 3200 Celsijaus laipsnių. Ši temperatūra prilygsta mažų žvaigždžių paviršiaus temperatūrai ir yra viena aukščiausių žinomų egzoplanetų temperatūrų. Atlikę detalius žvaigždės ir planetos spektro matavimus planetos tranzito metu – planetai slenkant žvaigždės disku – tyrėjai išmatavo įvairių cheminių junginių gausą jos atmosferoje ir užfiksavo stiprų titano oksido signalą. Šis atradimas patvirtina kelis ankstesnius ne tokius užtikrintus rezultatus, kur titano oksido signalas irgi buvo aptiktas, tačiau jo statistinis reikšmingumas kėlė abejonių. Kartu aptikta daug kitų spektro linijų, rodančių, kad planetos atmosferoje yra daugiau metalų garų – geležies, titano, chromo, magnio, vanadžio ir mangano. Įdomu, kad skirtingų elementų linijos pasislinkusios vienos kitų atžvilgiu bei skirtingai išplitusios – tai rodo, kad žvaigždės spinduliuotė sugeriama nevienodame aukštyje, o dujos, kuriose yra atitinkamų elementų, juda skirtingais greičiais. Taigi WASP-189b atmosfera yra stratifikuota – turi skirtingos cheminės sudėties sluoksnius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Tarp daugybės žinomų egzoplanetų dauguma yra gerokai didesnės už Žemę, nemažai jų didesnės net už Jupiterį. Tokių planetų palydovai gali būti Žemės dydžio ir didesni kūnai, o juose gali būti tinkamos sąlygos gyvybei. Apie egzomėnulius, jų atradimą ir gyvybingumą Event Horizon kanale pasakoja astronomas David Kipping:
***
Raudonųjų nykštukių žybsnių įvairovė. Žvaigždės, mažesnės už Saulę, dažnai yra aktyvesnės – jose dažniau stebimi žybsniai. Be to, jų žybsniai būna ir stipresni, kai kurie net tūkstantį kartų viršija stipriausius žinomus Saulės žybsnius. Tokių žybsnių tyrimai padeda geriau suprasti ir mūsų Saulę, ir perspektyvas aptikti gyvybę mažų žvaigždžių planetose, mat dažni ir stiprūs žybsniai gali sterilizuoti artimas žvaigždei planetas. Daug duomenų apie žybsnius surenka planetų paieškoms skirti teleskopai, pavyzdžiui TESS. Ieškodamas planetų tranzitų, TESS detaliai stebi daugybės žvaigždžių šviesio kitimus, todėl gali užfiksuoti ir žybsnius. Misijos pradžioje TESS stebėjimai buvo grupuojami kas dvi minutes, galima sakyti, kad kiekviena padaryta nuotrauka turėjo dviejų minučių išlaikymą. Neseniai pradėta tęstinė misija, kurios metu stebėjimai vykdomi dažniau – išlaikymas sutrumpintas iki 20 sekundžių. Naujame tyrime parodyta, kad dažnesnėse nuotraukose atsiskleidžia daugybė įdomių žybsnių detalių. Pavyzdžiui, žybsnių šviesio profiliai, kurie seniau atrodė daugmaž vienodi, pasirodė esą dviejų pagrindinių tipų. Kai kurie žybsniai yra „impulsyvūs“ – ryškiausi yra pačioje pradžioje, o tada eksponentiškai blėsta; kiti yra tolygesni – maksimumą pasiekia per keletą-keliolika minučių nuo pradžios. Iš viso tyrimui pasirinkti 440 ryškiausių žybsnių iš kone 4000, kuriuos TESS užfiksavo 226-ose žvaigždėse. Kone pusė ištirtų žybsnių ryškėja ne tolygiai, o su staigiais pokyčiais. Dažniausiai pasitaikantis pokyčių tipas yra „viršūnė ir kalva“ (angl. peak and bump), kai pradžioje įvyksta staigus šviesio padidėjimas, jį seka panašiai staigus sumažėjimas, o tada žybsnis jau lėčiau ryškėja iki antro maksimumo. Visgi net ir šiam tipui priskirti galima tik apie trečdalį netolygiai ryškėjančių žybsnių. Apie dešimtadalį žybsnių pasižymi kvazi-periodiškais pulsais, tačiau tik 17-oje šių pulsų egzistavimas yra statistiškai reikšmingas. 24 žybsniai – maždaug vienas iš dvidešimties – turėjo netikėtai ilgus maksimalaus šviesio intervalus. Visa ši savybių įvairovė rodo, kad vieningą modelį, paaiškinantį visus žybsnius, sukurti praktiškai neįmanoma. Nors jie visi kyla dėl magnetinio lauko linijų persijungimo, proceso detalės akivaizdžiai yra labai įvairios ir pasireiškia toli gražu nevienodais šviesio profiliais. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Masyvių žvaigždžių susijungimai. Žvaigždės formuojasi iš tankių tarpžvaigždinių dujų debesų. Paukščių Take didžioji dalis šių debesų yra diske, taigi ir jaunos žvaigždės aptinkamos disko plokštumoje arba arti jos. Žvaigždžių evoliucija didžiąja dalimi priklauso nuo jų masės – kuo žvaigždė masyvesnė, tuo ryškiau šviečia ir trumpiau gyvena. Taigi masyviausios žvaigždės, kurios gyvena trumpiausią laiko tarpą, randamos arčiausiai disko plokštumos. Tačiau kartais masyvios žvaigždės randamos ir toli nuo plokštumos. Kaip jos ten atsidūrė? Galimi keli paaiškinimai: galbūt jas iš disko išmetė koks nors energingas procesas, suteikęs didžiulį greitį; gal klaidingai įvertinta jų masė; o gal žvaigždė susiformavo susijungus dviem mažesnėms, todėl yra daug senesnė, nei atrodo pagal šiandienines savybes. Naujame tyrime pademonstruota, kad vienai tokiai žvaigždei vienintelis tinkamas paaiškinimas yra trečiasis. HD 93521 yra masyvi žvaigždė maždaug vieno kiloparseko aukštyje virš Galaktikos disko plokštumos; palyginimui, Saulė nuo disko plokštumos nutolusi apie 30 parsekų, o visas disko storis yra keli šimtai parsekų. Gaia teleskopo stebėjimai leido labai tiksliai nustatyti ir žvaigždės padėtį, ir judėjimo greitį, o tai leido apskaičiuoti, kiek ilgai ji užtruko toldama nuo disko – pasirodo, jai reikėjo bent 39 milijonų metų, kad pasiektų dabartinę poziciją. Žinodami atstumą, mokslininkai galėjo patikslinti ir žvaigždės šviesį, apskaičiuoti masę bei nustatyti tikėtiną amžių: HD 93521 masė apie 17 kartų viršija Saulės masę, o jos amžius turėtų būti apie penkis milijonus metų. Akivaizdu, kad penkių milijonų metų amžiaus žvaigždė negalėjo disko palikti prieš 39 milijonus metų, nes tada ji dar neegzistavo. Kaip išspręsti šį neatitikimą? Mokslininkai teigia, kad žvaigždė greičiausiai yra daug senesnė, tačiau iki neseniai ji buvo dvi žvaigždės. Aštuonių-devynių Saulės masių žvaigždės gyvena apie 40 milijonų metų, taigi jei HD 93521 buvo tokia dvinarė sistema, ji galėjo pasiekti dabartinę poziciją, o pakeliui, greičiausiai palyginus neseniai, susijungė į vieną objektą. Aišku, tai tėra tik hipotezė, tačiau ji gerai dera ir su kitais stebėjimų duomenimis, kurie rodo, jog žvaigždė gana sparčiai sukasi aplink savo ašį. Dvinarės susiliejimas į vieną žvaigždę galėjo įsukti pastarąją. Be to, neseniai aptikta kita įdomi žvaigždė, Svarstyklių IT. Tai yra dvinarė sistema, irgi toli nuo Galaktikos disko plokštumos. Masyvesnė poros narė taip pat atrodo pernelyg masyvi, kad galėtų būti užgimusi Galaktikos diske. Iš kitos pusės, aptikta įrodymų, jog mažesnė narė šiuo metu atidavinėja medžiagą masyvesnei; tai reiškia, kad masyvesnė narė praeityje buvo ne tokia masyvi, todėl jos amžius iš tiesų gali būti didesnis, nei apskaičiuotas pagal dabartines savybes. Šie du atradimai gana aiškiai rodo, jog masyvių dvinarių žvaigždžių komponenčių susiliejimai yra tikrai įmanomas procesas. Kol kas neaišku, kokia dalis žvaigždžių gali patirti tokius susiliejimus per savo gyvenimą, bet jei ta proporcija reikšminga, gali tekti pakoreguoti įvairius galaktikų žvaigždėdaros istorijų ir cheminės evoliucijos modelius. HD 93521 analizė publikuojama The Astronomical Journal, Svarstyklių IT analizė kol kas nepublikuota.
***
Laisvai skrajojanti juodoji skylė. Juodųjų skylių Paukščių Take turėtų būti apie šimtą milijonų – tai žinome iš žvaigždžių skaičiaus Galaktikoje ir fakto, kad tik masyvesnės nei 10 Saulės masių žvaigždės mirdamos palieka juodąsias skyles. Visgi aptiktų juodųjų skylių kol kas yra tik kelios dešimtys – visos dvinarėse sistemose. Kaimynę turinti juodoji skylė gali prisitraukti pastarosios dujas, kurios ima švytėti charakteringu spektru, nepanašiu į žvaigždės. Tai leidžia nustatyti, kad stebimas objektas yra būtent juodoji skylė. Taip pat juodosios skylės gravitacija gali pakeisti kompanionės judėjimą, kurį irgi galime išmatuoti. Tuo tarpu laisvai skraidančios juodosios skylės yra tiesiog tamsūs mažyčiai dariniai, kurių aptikti beveik neįmanoma. Beveik, bet ne visiškai. Naujame tyrime paskelbta apie pirmąją tokią juodąją skylę, aptiktą gravitacinio lęšiavimo būdu. Jei juodoji skylė praskrieja tarp mūsų ir tolimos žvaigždės, pastarosios šviesa kuriam laikui gali paryškėti, taip pat truputį pakinta ir jos pozicija. Deja, neįmanoma prognozuoti, kur tokie įvykiai nutiks, todėl norint juos aptikti, reikia stebėti kuo didesnį dangaus plotą ir ieškoti charakteringų paryškėjimų. Didelio ploto stebėjimas reiškia, kad stebėjimai neturi labai aukštos erdvinės skyros, todėl neįmanoma užfiksuoti žvaigždės padėties pokyčio. Bet apjungus skirtingus teleskopus, pasiekiamas geresnis rezultatas. Būtent tą ir padarė šio tyrimo autoriai: aptikę prasidedantį gravitacinio lęšiavimo įvykį, jie nukreipė žvaigždės link Hubble kosminį teleskopą ir ilgą laiką stebėjo šią žvaigždę. Pridėję archyvinius duomenis, jie aiškiai užfiksavo ne tik žvaigždės šviesio, bet ir padėties pokyčius. Taip pat nustatyta, kad Žemei judant aplink Saulę, keitėsi regimasis žvaigždės šviesis, mat truputį keitėsi kampas tarp Žemės, juodosios skylės ir tolimos žvaigždės. Šie duomenys padėjo nustatyti lęšiuojančio objekto masę – 7,1 Saulės masės – ir atstumą iki jo – 1,58 kiloparseko, arba maždaug penktadalis atstumo iki Galaktikos centro. Toks masyvus pats iš savęs nespinduliuojantis kūnas gali būti tik juodoji skylė. Taip pat pavyko nustatyti juodosios skylės judėjimo greitį aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu – jis siekia 45 km/s, daugiau, nei tipinė žvaigždžių greičių sklaida. Tai reiškia, kad atsiradimo metu – vykstant supernovos sprogimui – juodoji skylė įgijo nemenką greitį. Teoriniai modeliai prognozuoja tokius ir dar didesnius greičius, tad šis rezultatas juos patvirtina. Ateityje metodą bus galima pritaikyti ir daugiau juodųjų skylių atrasti, tačiau reikalingi ilgalaikiai žvaigždės stebėjimai Hubble ar analogišku teleskopu apriboja, kiek dažnai jį bus galima naudoti. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Labai daug diskinių galaktikų. Aplinkinėje Visatoje matome įvairių galaktikų – diskinių, elipsinių ir netaisyklingų. Skaitmeniniai modeliai, kuriais nagrinėjama Visatos struktūros evoliucija, irgi prognozuoja įvairias galaktikų formas. Visgi prognozės ir stebėjimai tarpusavyje nedera – realybėje diskinių galaktikų yra reikšmingai daugiau, nei prognozuojama. Tokią išvadą mokslininkai padarė, palyginę dviejų didelių skaitmeninių modelių – IllustrisTNG ir EAGLE – bet apžvalginių stebėjimų projektų GAMA ir SDSS duomenis. Stebėjimai rodo, kad aplinkinėje Visatoje maždaug 70-80% galaktikų yra diskinės – jų trumposios ir ilgosios ašių (storio ir skersmens) santykiai neviršija 0,4. Tuo tarpu IllustrisTNG ir EAGLE tokių galaktikų yra, atitinkamai, tik 40 ar 46%. Turint omeny, kad kalba eina apie dešimtis ar šimtus tūkstančių galaktikų, toks skirtumas yra tikrai statistiškai reikšmingas. Viena galima neatitikimo priežastis yra skaitmeninių modelių raiška – juose neįmanoma išskirti struktūrų, kurių masė mažesnė nei keli milijonai Saulės masių. Toks apribojimas gali dirbtinai pastorinti galaktikų diskus. Tokia interpretacija dera ir su faktu, kad ankstesniuose, prastesnės raiškos, Illustris serijos modeliuose plonų diskinių galaktikų randama dar gerokai mažiau, nei IllustrisTNG. Visgi autoriai teigia, kad vien geresnė modelių raiška neatitikimo nepanaikins, nors gali jį sumažinti. Kita galima priežastis – galaktikų susiliejimai, kurie daro galaktikas apvalesnes. Panašu, kad skaitmeniniuose modeliuose galaktikos patiria pernelyg daug susiliejimų – tiek didelių, kurie visiškai sujaukia abi besijungiančias galaktikas, tiek mažų, kurių metu maža galaktika praryjama, o didžioji tik šiek tiek pakinta, bet vis tiek sustorėja. Galaktikų susiliejimų dažnumas priklauso nuo pradinių struktūrų Visatoje pasiskirstymo, o šis labai priklauso nuo kosmologinio modelio. Taigi šis neatitikimas tarp prognozių ir stebėjimų gali reikšti, jog standartinis, arba Lambda-CDM, kosmologinis modelis nėra išbaigtas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse