Giliai po matomais paviršiais dažnai slypi įvairiausios įdomybės. Tiek Žemėje ar kitose planetose, kurių mantijos atsakingos už plutos tektoniką, atmosferos palaikymą ir taip toliau. Štai Žemėje sąlygos, panašios į šiandienines, susidarė per pusę milijardo metų po planetos susiformavimo – tai yra netikėtai trumpas laiko tarpas, bet naujame tyrime paaiškinama, kaip tai galėjo nutikti. Kitame tyrime bandoma išsiaiškinti, kokios būsenos uolienos turėtų egzistuoti superžemių mantijose, kur slėgis gali būti bent kelis kartus aukštesnis, nei Žemės gelmėse; pasirodo, ten tektoninėms plokštėms judėti gali būti sunkiau. Lediniuose mėnuliuose giliai po ledu būna skysto vandens vandenynų, o naujas, magnetinio lauko pokyčiais paremtas, metodas padės juos lengviau aptikti. Kitose naujienose – Apollo mėginių atidarymas, protoplanetinių diskų formavimasis dvinarėje žvaigždėje ir šilumos mainų galaktikų spiečiuose tyrimas laboratorijos sąlygomis. Gero skaitymo!

***

Praverti Apollo pargabenti mėginiai. Paskutinė Apollo programos misija, kurios astronautai lankėsi Mėnulyje, buvo Apollo 17. Į Žemę ji grįžo prieš beveik 50 metų – 1972-ųjų gruodžio 19. Iš Mėnulio pargabenta 115 kg grunto mėginių, o keli jų atidaryti tik dabar. Taip nutiko ne dėl neapsižiūrėjimo ar klaidos, o specialiai. Mat to meto NASA mokslininkai numatė, jog tyrimų įranga ir metodika ateityje patobulės, tad dalį mėginių paliko neatidarytus, kad juos būtų galima ištirti vėlesniais metodais. Tikslus laikas, kada juos atidaryta, nebuvo suplanuotas, tačiau dabar, rengiantis Artemis misijoms ir žmonių grįžimui į Mėnulį, nuspręsta pagaliau ištirti ir šiuos mėginius. Bet kuriuo atveju, jau po keleto metų žmonės turėtų galėti argabenti naujų mėginių, o dabartinių mėginių tyrimai padės geriau suplanuoti tas pačias Artemis misijas. Dalis ilgalaikiam tyrimui padėtų mėginių buvo atidaryti prieš trejus metus. Dabartinio mėginio atidarymo darbai pradėti vasario pradžioje; procesas nėra paprastas, nes mokslininkai nori išsaugoti ir dujas, kurių gali būti kapsulės viduje. Taigi atidarymui naudojami specialūs vien šiam tikslui pagaminti įrenginiai, kurie gali pradaryti kapsulę, bet neišleisti į lauką jokių ten galimai esančių dujų. Vienas pagrindinių klausimų, į kurį atsakymo ieškos mokslininkai, tirdami šiuos mėginius, bus Mėnulio vandens savybės ir jo prigimtis. Apskritai vandens egzistavimas Mėnulyje patvirtintas tik prieš kiek daugiau nei dešimt metų; didžioji dalis ten esančio vandens sustingusi į ledą krateriuose arti ašigalių. Apollo 17 mėginiai surinkti gerokai arčiau Mėnulio pusiaujo, tad žinios apie vandens egzistavimą regolite būtų labai naudingos, planuojant ilgalaikį žmonių gyvenimą Mėnulyje, mat vandens žmonėms reikės įvairiems tikslams. Žinios apie dujas – kitaip tariant, lakias medžiagas Mėnulio paviršiuje – leis parinkti tinkamesnius įrankius analogiškų mėginių surinkimui ateityje. Po šio mėginio atidarymo dar liks trys neatidaryti Apollo mėginiai. Mokslininkai ketina juos atidaryti tada, kai turės Artemis pargabentų mėginių, ir taip patikrinti, kiek mėginiai pakito per pusšimtį metų uždaroje kapsulėje.

***

Žemės virsmas į gyvybingą planetą. Žemė susiformavo prieš 4,6 milijardo metų. Pirmi pusė milijardo metų vadinami Hado eonu – tuo laikotarpiu Žemės paviršius priminė šiandieninę Venerą. Milžiniškas anglies dvideginio kiekis atmosferoje, stiprus vulkanizmas bei gerokai didesnis gelmių karštis, nei šiandien lėmė aukštas temperatūras, kurios tikrai netiko jokiai gyvybei. Laikui bėgant, situacija keitėsi – anglies dvideginio sumažėjo, planeta atvėso ir užsimezgė gyvybė. Bet kur pasidėjo tas anglies dvideginis? Naujo tyrimo autoriai teigia turį atsakymą. Atsakymas paremtas teoriniu modeliu, mat uolienų iš Hado eono laikų praktiškai nebėra. Mokslininkų teigimu, netrukus po kietos plutos susiformavimo Žemė kurį laiką turėjo daug vandens, užrakinto mantijos uolienose. Vandens turinčios silikatinės uolienos išlieka skystos žemesnėje temperatūroje, nei sausos, taigi mantija ilgą laiką liko visiškai skysta ir joje vyko konvekcija – karštos medžiagos kilimas į viršų ir šaltos skendimas žemyn. Be to, mantija nebuvo visiškai tolygi – joje buvo kietesnių, daug geležies turinčių priemaišų; jų egzistavimas dar paspartino konvekciją ir palaikė Žemės plutą gana ploną. Tokia apykaita arti Žemės paviršiaus vis atnešdavo uolienų, vadinamų magniu praturtintais piroksenitais. Šios uolienos, turinčios daug magnio ir daug mineralų piroksenų, labai sparčiai sąveikauja su anglies dvideginiu. Nors šiandien Žemėje tokių uolienų nerandame, mokslininkų teigimu, jų egzistavimas pirmykštės Žemės mantijoje paaiškina daugelį tuo metu planetoje vykusių procesų. Sparti mantijos konvekcija ne tik padėjo pašalinti anglies dvideginį iš atmosferos, bet ir papildė ją vandeniu – tas pats vanduo iš mantijos uolienų garavo lauk. Galiausiai vandens garų atmosferoje prisikaupė tiek, kad jie ėmė kondensuotis ir susiformavo vandenynai. Sparčiai judanti mantijos medžiaga neleido sustorėti ir plutai, todėl planetoje prasidėjo tektoninių plokščių judėjimas – dar vienas, kaip manoma, gyvybei būtinas ingredientas. Visi šie veiksniai kartu lėmė, kad per pusę milijardo metų Žemės paviršius geologiškai tapo panašus į šiandieninį – su vandenynais ir žemynais, kelių-keliolikos kilometrų storio pluta bei judančiomis tektoninėmis plokštėmis. Galiausiai, tie patys piroksenitai, sąveikaudami su vandeniu, išskyrė daug vandenilio, kuris naudingas svarbus įvairių sudėtingų molekulių formavimuisi, tad irgi galėjo paskatinti gyvybės atsiradimą. Nors modelis remiasi keliomis prielaidomis, kurių teisingumo kol kas patikrinti negalime, jis paaiškina tikrai daug reiškinių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Saulė ardo kometą. Kosminė observatorija SOHO, arba SOlar and Heliospheric Observatory, skirta Saulės stebėjimams. Į jos matymo lauką patenka ir artimiausia Saulės aplinka, kur kartais randama kometų. Per 26 metus trunkančią observatorijos misiją jų aptikta daugiau nei 4000. Daugumos šių kometų orbitos atneša jas labai arti Saulės, kur galinga spinduliuotė ir stiprus žvaigždės vėjas jas išardo. Mažas – vos per vieną orbitą, dideles – po truputį. Naujame tyrime pristatoma lėta vienos tokios didelės kometos mirtis, trunkanti bent nuo 1999 metų. Kometa 323P/SOHO arčiausiai prie Saulės priartėja per 0,04 AU, arba šešis milijonus kilometrų. Kometos periodas siekia maždaug ketverius metus. Paskutinį kartą artimiausią Saulei tašką – perihelį – kometa pasiekė pačioje 2021 metų pradžioje. Naujajame tyrime analizuojami stebėjimai, atlikti nuo 2020 metų gruodžio iki 2021-ųjų kovo mėnesio. Gruodžio mėnesį, kometai artėjant prie Saulės, nebuvo matyti jokios uodegos – tai patvirtina, kad visos lakios medžiagos iš kometos seniai išgaravo; galima sakyti, kad nuo asteroido ji skiriasi tik orbita (asteroidų orbitos paprastai daug apvalesnės) ir galbūt porėtumu (jei kometa praeityje turėjo daug lakių medžiagų, joms išgaravus, joje greičiausiai liko įvairių skylių). Praskridus perihelį, už kometos susiformavo ryški uodega, neabejotinai sudaryta iš įvairių dulkių ir grumstų, atplyšusių nuo kometos. Kovo mėnesį darytose nuotraukose užfiksuoti du 20 metrų skersmens fragmentai, atsiliekantys nuo kometos. Visos kometos skersmuo tėra apie 180 metrų, taigi šie fragmentai tikrai reikšmingi. Apskritai skaičiuojama, kad vien šio praskridimo metu kometa neteko nuo 0,1% iki 10% prieš jį turėtos masės. Tyrėjai negali tiksliai pasakyti, kada Saulės šviesa kometą išardys galutinai, tačiau net jei taip nenutiktų, kometos dienos suskaičiuotos. Skaitmeninis modelis rodo, kad ne visai sferiškos Saulės gravitacija tempia kometą vis arčiau ir per artimiausius du tūkstantmečius kometa tiesiog įkris į žvaigždę. Apskritai visi objektai, priartėjantys taip arti prie Saulės, ilgai neišgyvena – išgaruoja ar subyra į dulkes per kelias dešimtis milijonų metų ar trumpesnį laikotarpį. Šis atradimas padės geriau suprasti, kaip tos kometos nyksta, ir apskritai papildys žinias apie kometų sandarą ir jų evoliuciją, tiek šiandien, tiek praeityje, įskaitant Saulės sistemos jaunystę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Poledinius vandenynus išduos magnetizmas. Per pastaruosius keliolika metų astronomų supratimas apie vandenį Saulės sistemoje apsivertė aukštyn kojomis. Anksčiau buvo manoma, kad išorinėje Saulės sistemos dalyje galima rasti tik vandens ledo, o skysto vandens tėra tik Žemėje. Bet dabar žinome, kad ne vienas didžiųjų planetų palydovas po storu ledo sluoksniu turi vandenynus, kuriuose vandens gali būti netgi daugiau, nei mūsų planetoje, nors patys palydovai už Žemę daug mažesni. Kartais vandenyno egzistavimą galima nustatyti remiantis palydovo paviršiaus stebėjimais, arba aptikus geizerių, besiveržiančių pro plyšius lede. Būtent taip aptikti Europos ir Encelado vandenynai. Bet paviršiaus pokyčiai nebūtinai bus matomi visada, be to, kartais kosminė misija gali pro palydovą praskristi tik trumpai ir nepadaryti pakankamai paviršiaus nuotraukų. Kaip tada išsiaiškinti, ar kur nors gelmėse esama skysto vandens? Naujame tyrime siūlomas metodas, paremtas magnetinio lauko pokyčiais. Metodas remiasi tuo, kad palydovai skrieja orbita aplink planetą, tačiau planetos magnetosfera nėra sferiškai simetriška. Taigi palydovą kerta kintantis magnetinis laukas. Vanduo tokiame šaltyje gali išlikti skystas tik tuo atveju, jei yra pakankamai druskingas, o tai reiškia, kad jis laidus elektrai. Kintantis magnetinis laukas, veikiantis elektrai laidžią terpą, sukelia joje elektros srovę, kuri pakeičia magnetinio lauko savybes – palydove susidaro indukuota magnetosfera. Iš principo magnetosferą būtų galima aptikti, tačiau praktikoje kyla daug keblumų. Pavyzdžiui, jei palydovas turi nors menkiausią atmosferą, jonizuota jos dalis – jonosfera – taip pat indukuoja magnetosferą; be to, tiek vandenyno, tiek jonosferos indukuota magnetosfera yra daug silpnesnės už planetos magnetinį lauką. Taigi norint aptikti aiškų indukuotos magnetosferos signalą, reikėtų daugybės zondo skrydžių šalia palydovo. Naujojo tyrimo autoriai į pagalbą pasitelkė skaitmeninius modelius ir statistinės analizės metodus. Jie suskaičiavo 13 tūkstančių galimų magnetinio lauko konfigūracijų, kurios kiltų Neptūno palydove Tritone, priklausomai nuo pastarojo jonosferos bei vandenyno savybių. Taip pat jie įvertino, kokius duomenis surinktų zondas, skrendantis pro sistemą vieną kartą ir Tritono aplinkoje praleidžiantis vos 12 minučių. Statistinė analizė parodė, kurie duomenys ar jų kombinacijos geriausiai atskiria vandenyno signalą nuo kitų magnetinio lauko šaltinių. Taigi, vos iš vienkartinio praskridimo duomenų turėtų būti įmanoma nustatyti, ar Tritonas turi popaviršinį vandenyną. Detalesni duomenys, kuriuos surinktų keletą kartų praskrendantis ar orbituojantis zondas, leistų dar tiksliau nustatyti vandenyno savybes. Nors šiuo metu nėra patvirtinta jokios misijos į Neptūną, įvairios mokslininkų grupės vysto tokius planus; be to, šį metodą galima pritaikyti bet kuriam kitam didžiosios planetos palydovui, taigi jis gali būti naudingas nagrinėjant net ir Juno zondo duomenis iš Jupiterio sistemos arba ateities misijų į Saturno sistemą rezultatus. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Space Science.

***

Superžemių mantijų struktūra. Žemės struktūra, grubiai vertinant, yra sluoksniuota: pačiame centre turime kietą branduolį, aukščiau – skystą, dar aukščiau – skystą/minkštą mantiją, virš jos – sustingusią mantiją ir plutą. Mantijoje vykstanti konvekcija (karštos medžiagos kilimas aukštyn ir šaltos leidimasis žemyn) suteikia energijos tektoninių plokščių judėjimui, palaiko atmosferą reguliuojančius procesus ir kitaip prisideda prie tinkamų gyvybei sąlygų. Galima išskirti ir smulkesnių sluoksnių, kuriuos sudaro skirtingos struktūros mineralai, susiformuojantys skirtingame slėgyje. O kaip yra superžemėse, kurios gali būti net ir dešimt kartų masyvesnės už mūsų planetą? Ar jose gali vykti mantijos konvekcija? Kokią būseną įgauna mantiją sudarančios uolienos? Atsakymą galima būtų rasti laboratoriniais eksperimentais, tiriant įvairių mineralų elgseną aukšto slėgio ir temperatūros sąlygomis. Tačiau iškyla problema – superžemių gelmėse slėgis gali siekti daugiau nei 400 gigapaskalių, bet tokį slėgį laboratorijoje pasiekti įmanoma tik ypatingai trumpą laiko tarpą, kurio nepakanka detaliems mineralo tyrimams. Naujame tyrime problemą bandoma apeiti pasinaudojant kitokios cheminės sudėties mineralais, kurie turėtų elgtis analogiškai ieškomiems. Konkrečiau kalbant, mokslininkai magnio silikatą – dažną mantijos uolieną, dar vadinamą forsteritu – pakeitė magnio germanatu. Šiame minerale silicio atomas pakeistas germaniu, kurio cheminės savybės labai panašios. Iš kitos pusės, magnio germanatas labiau pasiduoda slėgio pokyčiams, nei magnio silikatas: skaičiavimai rodo, kad forsterito būvis turėtų pakisti esant 490 gigapaskalių slėgiui, tuo tarpu magnio germanatas analogišką pokytį turėtų patirti „tik“ 175 gigapaskalių slėgyje (palyginimui, Žemės atmosferos slėgis yra apie 100 kilopaskalių, arba kelis milijonus kartų mažesnis, nei čia aptariami). Eksperimento metu, naudodami deimantinį spaustuvą ir lazerio spindulius, mokslininkai pasiekė 200 gigapaskalių slėgį ir nustatė, kad tokiomis sąlygomis magnio germanatas tikrai įgyja naują formą. Įprastinėje šio mineralo formoje vienas germanio atomas jungiasi su keturiais deguonies atomais, o šios konfigūracijos tada jungiasi su magniu. Naujojoje konfigūracijoje germanis tiesiogiai sąveikauja su aštuoniais deguonies atomais. Silikatai turėtų patirti analogišką pokytį aukštesniame slėgyje. Naujai atrasta struktūra yra tankesnė, nei kitos magnio germanato konfigūracijos, taigi ji yra mažiau paslanki ir sunkiau lydosi. Vadinasi, superžemėse mantijos konvekcija greičiausiai būtų lėtesnė, nei Žemėje. Kiek tai paveiktų planetos tinkamumą gyvybei, kol kas tyrimo autoriai atsakyti negali. Tačiau planetų modeliai, įtraukiantys šią naują mantijos mineralų būseną, galėtų priartinti mus prie atsakymo. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Dvinarės žvaigždės diskų formavimasis. Planetos formuojasi protoplanetiniuose diskuose, kurie supa jaunas žvaigždes. Įprastai planetų formavimosi modeliuose nagrinėjamas diskas aplink izoliuotą žvaigždę. Bet dauguma žvaigždžių formuojasi dvinarėse ar daugianarėse sistemose, kur kaimynės/-ių gravitacija neabejotinai paveikia disko evoliuciją. Kiek pasikeičia ši evoliucija? Kaip apskritai formuojasi diskai dvinarėse sistemose? Atsakyti į šiuos klausimus padeda naujas tyrimas, kuriame analizuojami tris dešimtmečius trukę gimstančios dvinarės žvaigždės stebėjimai. Žvaigždė SVS 13 yra palyginus netoli nuo Saulės – už 300 parsekų Persėjo ūke, viename artimiausių žvaigždėdaros regionų. Sistemos nares vieną nuo kitos skiria 90 astronominių vienetų (AU; 1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, arba 150 milijonų kilometrų). Stebėjimų duomenys apėmė radijo ir submilimetrinių bangų informaciją, kuri leido sekti žvaigždžių judėjimą orbita viena aplink kitą, apskaičiuoti jų masę, išmatuoti dujų bei dulkių pasiskirstymą sistemoje ir įvertinti molekulių įvairovę. Paaiškėjo, kad bendra sistemos masė yra maždaug lygi Saulės masei; mažesnė žvaigždė yra maždaug ketvirčio Saulės masės, didesnioji – maždaug dviejų trečdalių. Abi žvaigždės turi atskirus protoplanetinius diskus, kurie tęsiasi iki 30 AU nuo kiekvienos žvaigždės. Taip pat aplink abi žvaigždes matomas gana retas diskas, besitęsiantis bent 500 AU. Šiame diske matomos ir spiralinės vijos, kuriomis medžiaga gali pasiekti mažuosius diskus. Be to, matomas dujų greičio gradientas – pokytis, judant nuo vieno disko krašto prie kito – kurio detalės atitinka medžiagos kritimo centro link signalą. Taigi, galima pagrįstai teigti, kad matome mažųjų diskų augimą, nors ir didysis diskas dar tik auga, bent jau sprendžiant pagal jo nelabai didelę masę. Visuose diskuose aptikta daug įvairių molekulių, įskaitant sudėtingus organinius junginius, būtinus žemiškai gyvybei. Šis atradimas prisideda prie daugelio kitų įrodymų, kad gyvybei reikalingi junginiai susiformuoja anksčiau, nei planetos, ir į Žemę juos greičiausiai atnešė asteroidai bei kometos. Apskritai šis atradimas padės geriau suprasti, kaip vystosi diskai dvinarėse sistemose, tiek pačioje sistemos augimo pradžioje, tiek vėlesniais laikotarpiais. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Savaitės nuotrauka – Erelio ūko dalis, kurioje matome tankias molekulinių dujų sankaupas, garuojančias dėl jaunų žvaigždžių spinduliuotės. Garsioji Hablo teleskopo nuotrauka „Kūrinijos stulpai“ vaizduoja panašius darinius, bet čia juos matome su daugiau smulkių detalių.

***

Ypatingai efektyvus greitintuvas – nova. Novomis vadinami žybsniai, nutinkantys kai kurių žvaigždžių liekanų – dažniausiai baltųjų nykštukių – paviršiuje, kai šios prisiryja medžiagos iš kompanionės dvinarėje sistemoje. Kartais novos kartojasi gana dažnai, pavyzdžiui kas keliolika metų. Žybsnio metu dalis paviršinės nykštukės medžiagos išmetama lauk ir dideliu greičiu atsitrenkia į kompanionės vėją sudarančias dujas. Susidariusi smūginė banga gali veikti kaip dalelių greitintuvas: arti jos magnetiniame lauke judančios elektringos dalelės, kirsdamos smūginę bangą, įgauna vis daugiau energijos, kol galiausiai pabėga iš sistemos milžinišku greičiu. Viena tokia pasikartojanti nova yra Gyvatnešio RS, kurioje žybsniai nutinka maždaug kas 15-20 metų. Paskutinis jos žybsnis įvyko pernai rugpjūtį, o dabar pranešta, kad praėjus mėnesiui po jo, iš sistemos aptiktos sklindančios ypatingai aukštos energijos dalelės. Didžiausia užfiksuota dalelių energija viršijo 100 gigaelektronvoltų (GeV; palyginimui, protono rimties masės energija yra šiek tiek mažiau nei 1 GeV). Tai daugiau nei šimtą kartų didesnė vertė, nei ankstesnis energingiausias dalelių srautas iš novos. Apskritai ši energija prilygsta maksimaliai, kurią prognozuoja idealizuoti teoriniai modeliai, kuriuose visos sąlygos laikomos idealiomis dalelių greitinimui. Taigi bent jau Gyvatnešio RS, pasirodo, yra puikus dalelių greitintuvas. Artimiausioje ateityje tyrėjai tikisi patikrinti, ar labai aukštos energijos dalelės atsklinda ir iš kitų novų. Jei paaiškės, kad taip yra, bus galima teigti, kad visos novos (ar bent jau žymi jų dalis) kartais tampa efektyviausiais dalelių greitintuvais Visatoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Ar gali aktyvių galaktikų tėkmės bei čiurkšlės sterilizuoti planetą? Kitaip tariant, sunaikinti joje gyvybę, o gal net panaikinti bet kokią galimybę gyvybei ten užsimegzti? Apie naują tyrimą pasakoja Dr. Becky:

***

Elipsiškos juodųjų skylių dvinarės. Juodųjų skylių poras aptinkame per gravitacinių bangų signalus, kuriuos jos paskleidžia susijungdamos į vieną. Signalo stiprumas ir forma priklauso nuo atstumo iki poros, abiejų juodųjų skylių masių, sukimosi aplink savo ašį greičių bei krypčių, taip pat nuo jų orbitos savybių, ypač elipsiškumo. Kai kuriais atvejais pastarasis yra gana didelis, kitaip tariant, prieš pat susijungdamos, juodosios skylės skriejo ištęsta pailga orbita. Tokia situacija yra labai netikėta, nes gravitacinių bangų spinduliuotė poros orbitą daro vis labiau apskritiminę, taigi jei juodosios skylės buvo poroje ilgą laiką, pavyzdžiui milijonus ar milijardus metų, orbita turėjo tapti apskritimine. Būtent tokią evoliuciją prognozuoja „standartinis“ juodųjų skylių poros modelis. Pagal jį, pora susiformuoja po dviejų supernovų sprogimų dvinarėje žvaigždėje, o tada milijardus metų atstumas tarp skylių po truputį mažėja iki susijungiant. Dabar pasiūlytas kitas teorinis modelis, paaiškinantis ne tik pailgas orbitas, bet ir labai dideles kai kurių besijungiančių skylių mases. Tyrėjai nagrinėjo vieną konkretų signalą – GW190521, kurį paskleidė masyviausia žinoma juodųjų skylių pora. Abi komponentės – 85 ir 66 kartus masyvesnės už Saulę – buvo didesnės, nei, kaip teigia teorija, gali atsirasti po žvaigždės sprogimo. Paaiškinti dideles mases būtų galima, jei tartume, kad juodosios skylės jungėsi ne pirmą kartą, o kiekviena jų susiformavo iš dviejų mažesnių. Tokia situacija gali nutikti aplinkoje, kur juodųjų skylių kabai daug, pavyzdžiui kamuolinio žvaigždžių spiečiaus centre arba galaktikos centre, prie supermasyvios juodosios skylės. Naujojo tyrimo autoriai parodė, kad pastaroji aplinka sukuria sąlygas ir pailgoms orbitoms atsirasti. Dujų diske aplink supermasyvią juodąją skylę lakstančios mažesnės (“žvaigždinės“) dažnai pralekia vienos pro kitas. Jei vieniša skylė pralekia pro dvinarę, gali įvykti apsikeitimas – viena poros narė pabėga, o ją pakeičia buvusi vienišė. Naujos poros orbita pradžioje yra elipsiška. Laikui bėgant ji suapvalėtų, bet tyrėjų skaičiavimai rodo, jog labiau tikėtina, kad iki suapvalėjant įvyks dar vienas apsikeitimas. Taigi aplink supermasyvias juodąsias skyles turėtų būti daug elipsiškų žvaigždinių juodųjų skylių porų. Šis atradimas padės išsiaiškinti, kaip ir kur formuojasi juodosios skylės bei jų poros, bei patikslinti tiek žvaigždžių evoliucijos, tiek jų judėjimo galaktikose modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Šilumos mainai galaktikų spiečiuose. Galaktikų spiečiai susideda ne vien iš galaktikų. Didžiąją regimosios masės dalį juose sudaro tarpgalaktinė medžiaga – dešimčių ar šimtų milijonų kelvinų temperatūros plazma. Praeito amžiaus antroje pusėje pastebėta, kad šios dujos daug karštesnės, nei būtų galima tikėtis pagal spiečių amžių – per milijardus metų, kuriuos gyvuoja spiečiai, jos turėtų atvėsti ir sukristi į galaktikas. Dabar neabejojama, kad tarpgalaktines dujas kaitina aktyvūs galaktikų branduoliai, bet vis dar nėra iki galo aišku, kaip jų suteikiama energija sklinda tarpgalaktinėje plazmoje. Naujame tyrime atsakymo ieškoma atkuriant tarpgalaktinės plazmos savybes laboratorijoje. Įprastose plazmose, pavyzdžiui žaibo išlydžiuose, įvairiuose pramoniniuose procesuose ar žvaigždėse, šiluma sklinda gana efektyviai. Taip nutinka todėl, kad plazma susideda iš jonų ir laisvų elektronų; pastarieji laksto dideliu greičiu ir perneša energiją iš vienos vietos į kitą. Tačiau galaktikų spiečiuose to nematome: pagrindinė energijos dalis sutelkta jų centruose, arti masyviausių galaktikų, o tolyn nesklinda. Egzistuoja teoriniai modeliai, paaiškinantys tokią elgseną: pagal juos, retose plazmose susisukęs magnetinis laukas slopina elektronų susidūrimus, taigi lėtėja ir energijos pernaša. Naujojo tyrimo rezultatai yra pirmas eksperimentinis tokio modelio patikrinimas. Naudodami galingiausius pasaulyje lazerius, tyrėjai išgarino plastiko bandinius ir sukūrė plazmą, kurią paveikė magnetiniu lauku. Tada du plazmos telkiniai buvo nukreipti į bendrą ertmę ir stebimas jų maišymasis. Kaip ir prognozuoja modelis, pastebėta, kad didelė dalis plazmos išlieka labai karšta, net jei šalia yra šaltos medžiagos. Gautas šilumos laidumas apie šimtą kartų mažesnis, nei būtų įprastoje, tankioje plazmoje. Modelis taip pat prognozuoja gerokai mažesnį laidumą, tačiau ne tokį mažą, kaip gauta eksperimento metu. Tyrėjai tikisi pratęsti bandymus su skirtingos sudėties plazmomis ir taip geriau suprasti energijos pernašą retoje magnetizuotoje terpėje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Tamsiosios energijos matavimai neutroninėmis žvaigždėmis. Visata plečiasi greitėdama. Pagal standartinį kosmologinį modelį, dar vadinamą Lambda-CDM, už šį greitėjimą „atsakinga“ kosmologinė konstanta – visą erdvę persmelkianti nekintanti energija, verčianti ją pūstis. Visgi kai kurie stebėjimų duomenys verčia abejoti šiuo paaiškinimu: pavyzdžiui, atrodo, jog kosmologinės konstantos vertė praeityje ir dabar skiriasi, taigi iš tiesų tai ne konstanta. Be to, bandymai apskaičiuoti konstantos vertę teoriškai, remiantis dalelių fizikos dėsniais, duoda vertę, 120 eilių didesnę už išmatuojamą. Taigi nenuostabu, kad ieškoma ir alternatyvių teorinių modelių. Vienas jų yra Fierz-Jordan-Branz-Dicke teorija, pavadinta pagal keturis mokslininkus, kurie ją išvedė daugmaž nepriklausomai vienas nuo kito. Joje kosmologinę konstantą pakeičia skaliarinis laukas – energijos vertė, kuri gali būti skirtinga skirtingose vietose ir kisti laikui bėgant. Toks modelis yra daug laisvesnis, nei standartinis, taigi laisvai gali paaiškinti stebėjimų rezultatus apie Visatos plėtimosi greičio kitimą. Iš kitos pusės, modelio laisvumas reiškia, kad juo remiantis sunkiau pateikti konkrečias patikrinamas prognozes, kurių reikia modelio patikrinimui. Dabar pasiūlyta viena tokia prognozė. Tyrimo autoriai apskaičiavo dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimo procesą, remdamiesi tiek Lambda-CDM, tiek Fierz-Jordan-Branz-Dicke teorija. Taip jie nustatė, kad pastaroji teorija, nepriklausomai nuo tikrosios skaliarinio lauko vertės, duoda stipresnį antrinį – dipolio (turintį du pikus erdvėje, priešingomis kryptimis vienas nuo kito) – gravitacinių bangų signalą. Pagrindinis – kvadrupolio (turintis keturis piktus, statmenomis kryptimis vienas kitam) – signalas išlieka vienodas abiem atvejais. Kol kas gravitacinių bangų detektoriai nėra pakankamai jautrūs, kad atskirtų dipolio signalo skirtumus, tačiau per artimiausius keletą metų tokį jautrumą gali pasiekti. Tada taps įmanoma patikrinti, ar šis reliatyvumo teorijos praplėtimas yra artimesnis realybei. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse