Koks gali būti greičiausias į Žemę pataikantis kosminis kūnas? Jei jis yra iš Saulės sistemos, greičio riba yra 72 km/s – greitesni objektai tegali atskristi iš toliau. Jie gali palikti specifinius pėdsakus krateriuose – Mėnulyje gal net pavyktų tokius aptikti. Daug didesnius greičius – iki 1000 km/s – pasiekia kai kurie pulsarai. Gali būti, kad juos įgreitina reaktyvinė neutrinų čiurkšlė. O dar didesni greičiai, labai artimi šviesos greičiui, dalelėms suteikiami supernovų liekanų smūginėse bangose. Viena tokia liekana mūsų Galaktikoje identifikuota kaip energingiausių kosminių spindulių šaltinis. Kitose naujienose – Marso grunto po InSight sandaros tyrimai, Neptūno dydžio planetų garavimas prie masyvių žvaigždžių ir pirmykščių juodųjų skylių poveikis žvaigždėdarai. Gero skaitymo!

***

Inertinės dujos Mėnulyje. Mėnulyje yra po truputį įvairiausių lakių medžiagų – nuo vandens ledo iki inertinių dujų. Pastarosios įstrigusios uolienose, mat pateko į magmą dar Mėnuliui esant skystam, o vėliau iš sustingusių akmenų ištrūkti nebegalėjo. Išanalizavę tokių inertinių dujų savybes, galime nustatyti jų kilmę. Pagrindinė kliūtis tokiam tyrimui – ypatingai maži dujų kiekiai, kuriuos išmatuoti reikia įspūdingo jautrumo prietaisų. Dabar tokie prietaisai atsiranda, ir vienas buvo pritaikytas šiam iššūkiui įveikti. Tyrimui mokslininkai pasirinko penkis meteoritus, atrastus Antarktidoje. Visų jų kilmė yra Mėnulio mantija – tą galima nustatyti pagal pagrindines meteoritus sudarančias uolienas. Taip pat žinoma, kad šie meteoritai, iki išmušami iš Mėnulio ir paleidžiami Žemės link, nebuvo palydovo paviršiuje, taigi Saulės vėjas jų tiesiogiai nepaveikė. Ištyrę helio ir neono gausą bei izotopų – atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje – santykius, mokslininkai nustatė, kad meteorituose esančios inertinės dujos visiškai atitinka randamas Žemės mantijoje. Analogiški santykiai aptinkami ir Saulės vėjyje, bet, kaip minėta, šis veiksnys meteoritams didelės įtakos negalėjo turėti. Tuo tarpu asteroidai, kurie po susiformavimo krito ir į Žemę, ir į Mėnulį, turi gerokai kitokį izotopų santykį. Taigi inertinės dujos Mėnulyje atkeliavo iš Žemės mantijos, o ne iš asteroidų. Šis rezultatas yra dar vienas, ganėtinai nepriklausomas, įrodymas, jog Mėnulis susiformavo iš Žemės, kai į šią trenkėsi Marso dydžio planeta Tėja. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Tarpžvaigždinių objektų krateriai – gilesni. Per pastaruosius keletą metų aptikus du pro Saulės sistemą skrendančius tarpžvaigždinius objektus, išaugo susidomėjimas jų savybėmis bei populiacijos dydžiu. Kitaip tariant, kiek tokių objektų pralekia pro Saulės sistemą kasmet ir kokie jie yra. Deja, identifikuoti praskrendančius objektus sudėtinga, o ir identifikavus sunku gerai nustatyti savybes, mat stebėjimų laiką labai riboja trumpa jų viešnagė Saulės apylinkėse. Viena alternatyva yra ieškoti kraterių, kuriuos paliko tarpžvaigždinių objektų smūgiai į didesnius Saulės sistemos kūnus. Naujame tyrime nustatyta, kad tokie krateriai nebūtinai yra didesni, tačiau turėtų turėti daugiau performuotos medžiagos. Pagrindinis skirtumas tarp Saulės sistemos ir tarpžvaigždinių objektų smūgių – greitis. Pavyzdžiui, į Žemę (taigi ir į Mėnulį) joks Saulės sistemos kūnas negali atlėkti didesniu, nei 72 km/s greičiu (30 km/s Žemės orbitos aplink Saulę greitis plius 42 km/s pabėgimo iš Saulės sistemos nuo Žemės orbitos greitis). Taigi tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip atrodytų įvairaus dydžio asteroidų ar kometų palikti krateriai, jiems trenkiantis į Mėnulį įvairiais greičiais iki 100 km/s. Deja, vien kraterio dydis smogiančio objekto kilmės unikaliai nenurodo, mat tokį patį kraterį gali palikti tiek mažas greitas, tiek didesnis lėtesnis kūnas. Iš kitos pusės, greitesnis kūnas sukuria stipresnę smūginę bangą Mėnulio plutoje, taigi išlydo uolienas giliau. Vadinasi, nagrinėdami vienodo skersmens kraterius, pagal performuotų uolienų masę galime įvertinti, kurie krateriai sukurti greičiausiai skridusių objektų. Deja, išlydytų ir vėliau sustingusių uolienų vien iš, tarkim, orbitinių nuotraukų identifikuoti nepavyks. Tad atskirti tarpžvaigždinės kilmės kraterį nuo įprastesnio bus galima tik ištyrus jų dugno uolienas. Jos turėtų parodyti ne tik išsilydžiusios medžiagos kiekį, bet ir smūginės bangos stiprumą, mat kuo stipresnė smūginė banga, tuo egzotiškesni mineralai gali susiformuoti. Artemis misijų metu į Žemę bus pargabenta daugybė Mėnulio uolienų; gali būti, kad tarp jų pavyks aptikti ir tarpžvaigždinių objektų smūgių pėdsakų. Visgi tikimybė nedidelė – skaičiuojama, kad Mėnulyje iš viso turėtų būti vos keletas tarpžvaigždinių objektų paliktų kraterių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Saulės aktyvumo prognozė. Saulės aktyvumas – žybsnių dažnis ir stiprumas, dėmių skaičius žvaigždės paviršiuje, vėjo stiprumas – svyruoja 11 metų ciklu. Paprastai ciklo pradžia įvardijamas laikas, kai Saulės dėmių skaičius pasiekia minimumą. Pirmuoju vadinamas ciklas, prasidėjęs 1755 metais, o šiuo metu vyksta 25-asis. Tačiau nustatyti ciklo pradžią pagal Saulės dėmių skaičių – sudėtinga ir įmanoma tik naujam ciklui jau įsibėgėjus. Be to, ne kiekvieno ciklo ilgis yra vienodas – jų trukmė svyruoja iki maždaug metų. Visi šie netolygumai trukdo prognozuoti ciklo eigą, o tą daryti svarbu, kad galėtume numatyti Saulės žybsnius, geomagnetines audras ir pavojų erdvėlaiviams bei Žemei. Dabar pasiūlytas kitoks ciklų identifikavimo metodas, daug labiau tinkantis prognozėms. Jis remiasi skirtingos krypties magnetinio lauko intensyvumu Saulės paviršiuje. Jau šimtą metų žinome, kad Saulės aktyvumo ciklas iš tiesų yra 22 metų, mat viename 11 metų cikle magnetinio lauko kryptis yra vienokia, o sekančiame – priešinga. Skirtingos kryptis magnetinio lauko intensyvumo augimas ir kritimas šiek tiek persidengia laike; tuo metu, kai stebime Saulės dėmių minimumą, mažėjantis magnetinis laukas dar neišnykęs, o augantis jau pradėjęs kilti. Tyrimo autorių teigimu, geriau aktyvumo ciklą matuoti nuo to momento, kai visiškai pranyksta vienos iš krypčių magnetinis laukas. Šį momentą – pavadintą terminatoriumi – identifikuoti palyginus nesudėtinga ir įmanoma padaryti nedelsiant. Maža to, kiekvieno ciklo metu labai reikšmingi pokyčiai įvyksta beveik tiksliai kas penktadalį laiko tarp dviejų terminatorių, nepriklausomai nuo to, kokia yra tiksli ciklo trukmė. Pavyzdžiui, beveik visi stiprūs Saulės žybsniai nutinka tarp terminatoriaus ir 60% (trijų penktadalių) laiko iki sekančio terminatoriaus, o per likusius du penktadalius tokių žybsnių nebūna. Praėjus vienam penktadaliui laiko po terminatoriaus, Saulės magnetinis laukas apsiverčia; netrukus po to pasiekiamas Saulės dėmių maksimumas. Praėjus dviem penktadaliams, ties Saulės ašigaliais atsiranda magnetinio lauko „skylės“, per kurias lengviau pabėga Saulės vėjas. Saulės dėmių skaičiaus minimumas pasiekiamas maždaug ties 4/5. Kiti Saulės aktyvumo indikatoriai, tokie kaip ultravioletinės spinduliuotės intensyvumas ir panašūs, irgi kinta pagal tą patį „terminatorių laikrodį“. Paskutinis Saulės terminatorius pasiektas pernai gruodį. Kitąmet, kai bus įveiktas penktadalis naujojo ciklo, galėsime labai tiksliai prognozuoti ir likusius ciklo etapus, daug geriau, nei remdamiesi vien Saulės dėmių skaičiumi ar žybsnių dažniu. Tokios prognozės leis geriau planuoti kosmines misijas, ypač tas, kuriose dalyvauja žmonės. Tyrimo rezultatai publikuojami Frontiers in Astrophysics and Space Sciences.

***

Popaviršinis vanduo Marse. Seisminės bangos sklinda nevienodai, priklausomai nuo terpės savybių. Pavyzdžiui, jei uolienos yra porėtos, suskilinėjusios ar sudarytos iš palaidų grumstelių, seisminės bangos sklinda lėčiau ir greičiau nuslopsta. Tuo tarpu jeigu uoliena yra vientisa, bangos sklinda greičiau ir toliau. Vientisa uoliena gali būti arba vienalytė, arba sudaryta iš granulių, kurias jungia kibi mineralinė terpė – natūralus cementas. Naujame tyrime, remdamiesi seisminių bangų sklidimo informacija, mokslininkai išnagrinėjo uolienų sandarą po InSight zondu Marse. Vienas iš pagrindinių InSight tikslų yra seisminių duomenų rinkimas, taigi turima informacija puikiai tinka tokiai analizei. Paaiškėjo, kad uolienos po InSight, bent jau iki 300 metrų gylio, yra padrikos – nei vienalytės, nei cementuotos. Pagrindiniai natūralūs cementai, kurie galėtų susiformuoti Marse, yra vandens ledas ir įvairūs molingi mineralai, susidarantys vandeningoje aplinkoje. Taigi panašu, kad vandens ledo ties InSight zondo stovėjimo vieta nėra daug. Tiesa, galimas ir toks scenarijus, kad vandens ledo ten yra, bet jis irgi sutrupėjęs į grumstelius ir neveikia kaip cementas. Bet kuri iš šių situacijų nepalanki praeities gyvybės pėdsakų paieškoms. Cementuotose uolienose senovinių mikroorganizmų – aišku, jei jų Marse kada nors buvo – fosilijos gali išlikti labai ilgą laiką, tuo tarpu vieni kitų atžvilgiu judantys grumsteliai bet kokius pėdsakus sunaikina per geologiškai trumpą laiką. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Tamsiosios materijos paieškos Jupiteryje. Tamsioji materija, pagal apibrėžimą, nesąveikauja su įprasta medžiaga elektromagnetiškai, todėl jos negalime pamatyti tiesiogiai. Visgi įmanomos kitokios sąveikos: tiek gerai žinoma gravitacinė, kuri suteikia visus netiesioginius įrodymus apie tamsiosios materijos egzistavimą, tiek silpnoji branduolinė, atsakinga už dalelių skilimo reakcijas. Pagal kai kuriuos teorinius modelius, susidūrusios tamsiosios materijos dalelės gali pavirsti „tamsiaisiais fotonais“, kurie vėliau virsta elektrono ir pozitrono pora. Elektronai ir pozitronai reaguoja į magnetinį lauką, tad ten, kur šis pakankamai stiprus, jų gali susikaupti nemažai. Viena tokia vieta Saulės sistemoje yra Jupiteris. Naujame tyrime analizuojama, ką turimi duomenys apie elektronus ir pozitronus prie Jupiterio gali pasakyti apie tamsiosios materijos savybes. Ligi šiol Jupiterį lankė net devynios kosminės misijos, jei įskaitysime ir dabartinę Juno. Dalis jų turėjo energingų dalelių detektorius, kurie leido išmatuoti elektronų ir pozitronų srautą planetos magnetosferoje. Šį srautą galima apskaičiuoti ir teoriškai, padarius prielaidą apie tamsiosios materijos dalelių masę ir jų sąveikos skerspjūvio plotą. Piešiamas scenarijus yra toks: Jupiterio gravitacija pakankamai stipri, kad jame ima kauptis tamsiosios materijos dalelės. Planetos centre jų prisirenka tiek daug, kad prasideda tarpusavio anihiliacija, kuri sukuria tamsiųjų fotonų srautą. Fotonai bėga iš Jupiterio ir virsta elektronais bei pozitronais, kurių dalis pagaunami Jupiterio magnetosferoje. sferoje. Žinodami, kiek jų ten yra iš tiesų, galime įvertinti, kiek daugiausiai tamsioji materija gali sąveikauti su įprasta, mat stipresnė sąveika duotų daugiau dalelių. Išnagrinėjus turimus duomenis, daugiausiai iš Galileo ir Juno misijų, nustatyta, kad sąveikos skerspjūvio plotas neviršija 10^-38 kvadratinių centimetrų. Šis neįsivaizduojamai mažas dydis (maždaug šimtą milijonų kartų mažesnis už protono skerspjūvio plotą) yra mažesnis ir už geriausius ligšiolinius sąveikos skerspjūvio ploto vertinimus, gautus eksperimentais Žemėje. Tiesa, gauta vertė galioja tik tuo atveju, jei tamsiosios materijos dalelės masė yra 1 gigaelektronvoltas (maždaug lygi protono ar neutrono masei); jei masė didesnė ar mažesnė, apribojimas ne toks tvirtas. Visgi mažesnių masių atveju apribojimas taip pat yra geresnis, nei žemiškų eksperimentų. Ateityje Jupiterio stebėjimai padės dar geriau apriboti galimas tamsiosios materijos savybes ir patobulinti žemiškus jos paieškų eksperimentus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Jauniausia egzoplaneta? Tyrinėdami protoplanetinį diską aplink jauną žvaigždę AS 209, mokslininkai teigia aptikę dar besiformuojančios Jupiterio dydžio planetos pėdsakus. Tai būtų jauniausia užfiksuota egzoplaneta. AS 209 amžius yra vos 1,6 milijono metų; žvaigždė dar net nebaigė augti, o diske aplink ją formuojasi planetos. Jau seniau diske aptikti keli tarpai, kuriuos greičiausiai atvėrė masyvių planetų gravitacija. Dabar viename iš jų užfiksuotas aplinkplanetinis diskas. Tokie diskai susidaro aplink masyvias planetas – dujines milžines, kurių gravitacijos pakanka daliai protoplanetinio disko medžiagos prisitraukti. Nors nepavyko išskirti aplinkplanetinio disko dydžio, mokslininkai sugebėjo apskaičiuoti jo masę, temperatūrą bei dujų judėjimo greičio pokyčius disko aplinkoje. Visi šie rezultatai byloja, kad planeta yra bent Jupiterio masės. Įdomu, kad tokios planetos egzistavimo negali paaiškinti nei vienas iš pagrindinių planetų formavimosi modelių. Pagal populiaresnį, šerdies akrecijos, modelį, planetos formuojasi iš vis augančių grumstų, o pasiekusios didesnę nei 10 Žemių masę ima prisitraukti ir dujas. Tačiau taip toli nuo žvaigždės – atstumas iki planetos siekia net 200 astronominių vienetų, t.y. 200 kartų toliau, nei skiria Žemę nuo Saulės – protoplanetiniame diske nėra pakankamai dulkių, kad per porą milijonų metų išaugtų tokia masyvi planeta. Pagal kitą modelį, planetų augimas prasideda nuo gravitacinio nestabilumo, kai dalyje disko dujų gravitacija nustelbia žvaigždės trauką. Tačiau AS 209 disko masė pernelyg maža, kad jame galėtų prasidėti nestabilumas. Taigi kaip gimė ši tolima planeta – neaišku. Bet tolesni jos ir kitų labai jaunų žvaigždžių tyrimai padės suprasti, nuo ko prasideda planetų formavimosi procesas, ir patobulinti teorinius modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Masyvių žvaigždžių planetų garavimas. Šiuo metu žinome daugiau nei 5000 egzoplanetų – planetų už Saulės sistemos ribų. Dauguma jų sukasi aplink žvaigždes, panašias į Saulę arba už ją mažesnes. Jau seniai pastebėta, kad prie šių žvaigždžių nėra „karštų neptūnų“ – porą dešimčių kartų už Žemę masyvesnių planetų labai arti žvaigždės. Tuo tarpu tiek karštų jupiterių – šimtus kartų masyvesnių už Žemę, – tiek karštų uolinių planetų randama. Ši „karštų neptūnų dykuma“ aiškinama tuo, kad Neptūno masės planeta, skriedama labai arti žvaigždės, palyginus greitai netektų visos atmosferos, mat žvaigždės spinduliuotė ją išgarintų. Ar tas pat galioja ir prie karštesnių žvaigždžių? Iš vienos pusės atrodytų tikėtina, kad taip – jos karštesnės, taigi atmosferą garinti gali dar sparčiau. Iš kitos pusės, jos gyvena trumpiau, taigi galbūt nespėja išgarinti planetos? Pagrindinė problema, siekiant atsakyti į tokius klausimus – mažas žinomų planetų prie masyvių žvaigždžių skaičius. Dabar atrasta kol kas mažiausia planeta prie A spektrinės klasės žvaigždės. HD 56414 b yra apie 3,7 karto už Žemę didesnio skersmens planeta, o jos žvaigždė beveik dvigubai masyvesnė už Saulę. Iki šiol prie tokių ir masyvesnių žvaigždžių buvo aptiktos tik Jupiterio dydžio ir didesnės planetos, tuo tarpu HD 56414 b yra panašesnė į Neptūną. Vieną ratą aplink žvaigždę ji apsuka per 29 Žemės paras. Įvertinę žvaigždės spinduliuotės intensyvumą, pasiekiantį planetą, ir spektrą, tyrimo autoriai apskaičiavo, kad planeta savo atmosferą gali išlaikyti ilgiau nei milijardą metų, jei jos masė viršija aštuonias Žemės mases. Milijardas metų yra apytikrė HD 56414 gyvenimo trukmė, taigi ši planeta yra „saugi“. Tuo tarpu arčiau esančios planetos imtų garuoti ir prarastų atmosferą greičiau, nebent jų masė viršija 14 Žemės masių. Taigi karštųjų neptūnų dykuma egzistuoja ir prie A spektrinės klasės žvaigždžių. Tikėtina, kad aplink jas skrieja daug uolinių planetų, kurios pradėjo gyvenimą kaip neptūnai. Jas aptikti turėtų padėti naujos kartos planetų paieškų teleskopai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Ši nuotrauka man atrodo kaip abstrakti iliustracija epiniam kūriniui apie šviesos ir tamsos jėgų dvikovą. Iš tiesų čia matome žvaigždėdaros regioną, vadinamą Gulbės siena. Šviesioji dalis – besiformuojančių jaunų žvaigždžių nušviesta tankių dujų juosta. Mėlynas švytėjimas aplink – tų pačių žvaigždžių jonizuotos retos dujos. Tamsa dešinėje – dulkės, dalinai dengiančios kitas žvaigždėdaros sritis.

***

Neutrinai įgreitina pulsarus. Pulsarai yra neutroninės žvaigždės, sparčiai besisukančios aplink savo ašį. Jau pusšimtį metų žinoma, kad pulsarai aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu dažniausiai juda greičiau, nei kitos neutroninės žvaigždės ar žvaigždės apskritai. Kodėl taip yra? Gali būti, kad priežastis – neutrinų srautas, besiveržiantis išilgai pulsaro sukimosi ašies. Neutronai, judantys stipriame magnetiniame lauke, gali išspinduliuoti neutrinų-antineutrinų poras. Tiesa, įprastomis sąlygomis dalelės išmetamos atsitiktinėmis kryptimis, taigi net ir daugybė neutronų nesukurtų jokio postūmio. Tačiau greitai besisukančiame pulsare susidaro supertakus neutronų skystis, o jame esantys neutronai neutrinus linkę išspinduliuoti viena kryptimi, išilgai sukimosi ašies. Taigi neutrinų srautas, judantis viena kryptimi, veikia kaip reaktyvinis variklis ir nuolat greitina pulsarą. Bent dviejų pulsarų – Krabo ir Velos – sukimosi ašies kryptis sutampa su judėjimo kryptimi, taigi toks paaiškinimas jiems atrodo tinkamas. Kitų pulsarų sukimosi ašys nėra taip tiksliai žinomos, kad galėtume pasakyti, ar jie greitinami tikrai išilgai ašies, bet modelis atrodo tikrai logiškas. Neutrinų kinetinė energija ateina iš pulsaro sukimosi energijos, taigi greičiausi pulsarai turėtų lėtėti sparčiau, nei kiti. Šiuo metu turimi duomenys dera su tokiu paaiškinimu, tačiau irgi nėra pakankami, kad vienareikšmiškai jį patvirtintų. Ateityje, surinkus detalesnę informaciją apie daugybę Paukščių Tako pulsarų, bus galima modelį patikrinti detaliau. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Dalelių greitinimas supernovos liekanoje. Žemę nuolat pasiekia kosminiai spinduliai – energingų dalelių, daugiausiai elektronų ir protonų, srautas. Didžiausių energijų kosminiai spinduliai yra daugiausiai protonai bei kitos dalelės, susidedančios iš kvarkų – bendrai jos vadinamos hadronais; elektronai ir panašios dalelės – leptonai – greičiau praranda energiją, todėl sudaro mažesnės energijos kosminių spindulių srautą. Ties Žeme išmatuotas kosminių spindulių energijos spektras pasižymi lūžiu ties maždaug 1 petaelektronvolto (PeV) energija. 1 PeV – tai kvadrilijonas elektronvoltų, o elektronvoltas yra dalelių fizikoje naudojamas energijos matas, lygus vieno volto ir elektrono krūvio sandaugai. Elektrono rimties masės energija yra 511 keV, neutrono ir protono – beveik po 1 GeV. Didėjant energijai, kosminių spindulių srautas mažėja, bet pasiekus 1 PeV, srautas ima mažėti daug sparčiau. Tokia savybė rodo, kad Paukščių Take esama šaltinių, galinčių įgreitinti daleles iki PeV energijos, bet ne iki aukštesnių. Naujame tyrime pateikiami įrodymai, kad tokie šaltiniai yra supernovų liekanos. Kosminių spindulių šaltinių negalime pamatyti tiesiogiai, nes dalelės juda ne tiesiomis trajektorijomis. Jas į šalis nukreipia magnetiniai laukai, taigi mus kosminiai spinduliai pasiekia iš visų pusių, nepriklausomai nuo to, kur susiformavo. Taigi tenka ieškoti netiesioginių įrodymų, o pagrindinis jų yra gama spinduliuotė. Tarpusavyje anihiliuodamos kosminių spindulių dalelės paskleidžia gama spindulius, kurių energija priklauso nuo dalelių energijos, bet įprastai yra žemesnė. Jau kurį laiką žinoma, kad iš supernovų liekanų sklinda dešimčių teraelektronvoltų energijos gama spinduliai, kuriuos gali gaminti maždaug 1 PeV energijos kosminiai spinduliai. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo 12 metų supernovos liekanos G106.3+2.7 stebėjimų duomenis, surinktus gama spindulių teleskopu Fermi-LAT. Paaiškėjo, kad gama spinduliuotės spektras yra daug „plokštesnis“, nei rentgeno ir radijo – tai reiškia, kad didelės energijos spinduliuotė yra panašaus intensyvumo, kaip mažesnės, priešingai nei rentgeno ir radijo ruožuose. Toks skirtumas leidžia spręsti, kad gama spinduliuotę sukuria kitokie procesai, nei mažesnės energijos – greičiausiai hadronų anihiliacija. Be to, iš supernovos liekanos beveik nesklinda gama spinduliai, kurių energija mažesnė už 10 gigaelektronvoltų; jei gama spindulius kurtų leptoniniai procesai, tokių spindulių tikrai būtų. Taigi G106.3+2.7 beveik tikrai yra PeV kosminių spindulių šaltinis. Panašių šaltinių gali būti ir daugiau, bet tikrai ne kiekviena supernovos liekana. Ateityje ypatingai aukštos energijos spinduliuotei jautrūs teleskopai padės geriau suprasti, kuo šie objektai skiriasi nuo kitų supernovų liekanų ir kaip juose formuojasi kosminiai spinduliai. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

James Webb kosminis teleskopas stebi dangų infraraudonųjų spindulių ruože. Mes šių spindulių nematome, taigi nuotraukos, ypač pateikiamos pranešimuose spaudai, nuspalvintos netikromis spalvomis. Kaip tos spalvos parenkamos? Kodėl to reikia? Kaip jos mums padeda suprasti galaktikas ir kitus kosminius objektus? Apie tai pasakoja Dr Becky:

***

Pirmykščių juodųjų skylių poveikis. Per pirmąsias sekundės dalis po Didžiojo sprogimo Visatoje galėjo susiformuoti daugybė juodųjų skylių. Vadinamos pirmykštėmis, šios juodosios skylės gali egzistuoti iki šių dienų; kai kurie modeliai prognozuoja, kad jos gali sudaryti reikšmingą tamsiosios materijos dalį. Patikrinti, ar jos iš tiesų egzistuoja, labai sudėtinga – tokie objektai būtų mažyčiai ir visiškai tamsūs, tad identifikuoti juos labai sudėtinga. Bet gal jie turi poveikį didesniu masteliu – pavyzdžiui, pirmųjų Visatos žvaigždžių formavimuisi? Į šį klausimą mokslininkai pabandė atsakyti pasitelkę skaitmeninius modelius. Jie sumodeliavo dalies Visatos evoliuciją nuo labai ankstyvų laikų iki pirmųjų galaktikų atsiradimo, padarę skirtingas prielaidas apie pirmykščių juodųjų skylių gausą. Visuose modeliuose buvo laikoma, kad pirmykščių juodųjų skylių masės yra vienodos, 30 kartų didesnės, nei Saulės, o jų gausa kito nuo nulinės iki 10% visos tamsiosios materijos tankio. Gautuose rezultatuose tyrėjai nagrinėjo, kada ir kur formuojasi pirmosios žvaigždės bei centrinės galaktikų juodosios skylės. Paaiškėjo, kad šiek tiek įtakos juodosios skylės turi, bet ji nepakankama, kad šiuo metu būtų galima atskirti įvairius scenarijus. Pagrindinis skirtumas tarp modelių – esant daugiau juodųjų skylių, pirmosios žvaigždės formuojasi vis masyvesniuose telkiniuose. Taip pat, kol juodųjų skylių gausa neviršija 0,1% tamsiosios materijos tankio, didėjant gausa ankstina pirmųjų žvaigždžių formavimosi laiką; tačiau kai gausa auga dar labiau, žvaigždėdara nusikelia į vėlesnį laiką. Taip nutinka todėl, kad juodosios skylės iš vienos pusės veikia kaip kondensacijos branduoliai ir „padeda“ susidaryti dujų telkiniams, bet iš kitos pusės dujos krenta ir į pačias juodąsias skyles, įkaista ir tada joms tampa sunkiau fragmentuoti bei formuoti žvaigždes. Antrasis efektas pirmąjį ima nustelbti būtent ties 0,1% gausa. Nepaisant skirtumų, kokiuose telkiniuose žvaigždės formuojasi ir kada pradeda tą daryti, skirtumo tarp bendros žvaigždžių masės, susiformavusios per pirmus pusę milijardo metų, praktiškai nėra. Ateityje stebėjimų duomenys leis pažvelgti ir į pačių pirmųjų žvaigždžių formavimąsi – tada taps įmanoma patikrinti ir galimą pirmykščių juodųjų skylių įtaką. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

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

Laiqualasse