Pavieniai objektai kosmose dažnai yra mažiau įdomūs, nei dvinariai. Kad ir prieš porą savaičių naujienose figūravęs dvinaris asteroidas Didymos-Dimorphos, NASA DART misijos taikinys. Šią savaitę apie Dimorphos naujienų nėra, tačiau turime žinių apie kelias įdomias dvinares žvaigždes. Vienoje aptiktas palyginus neseniai nusimestas bendras dujų apvalkalas, kitos orbita leidžia spręsti, kad ji kinta iš vandenilinės į helinę kataklizminę kintančiąją žvaigždę. Poromis galime laikyti ir planetą su palydovu, ypač jei jis pakankamai masyvus. Toks palydovas galėjo pasukti Urano ašį iki dabartinės keistos krypties. O štai mūsų palydovas Mėnulis galimai susiformavo ne per tūkstančius metų po Tėjos smūgio į Žemę, bet per kelias valandas. Kitose naujienose – Saulės gravitacija paremto teleskopo galimybių studija ir galima seniausios supernovos liekana. Gero skaitymo!

***

Mėnulis susiformavo labai greitai? Pagrindinė šiuolaikinė Mėnulio kilmės hipotezė teigia, kad mūsų palydovas susiformavo, kai į Žemę pataikė maždaug Marso dydžio planeta, vadinama Tėja. Susidūrimas praktiškai išlydė abi planetas ir išmetė daug medžiagos į orbitą aplink Žemę. Dalis šios medžiagos per tūkstančius metų susijungė į Mėnulį. Nors hipotezė gerai paaiškina kai kurias Mėnulio savybes, pavyzdžiui jo santykinai didelį dydį ir santykinai mažą metalinį branduolį, kitos detalės nepasiduoda paaiškinimui. Viena jų yra Mėnulio izotopinė sudėtis – skirtingą neutronų skaičių turinčių cheminių elementų atmainų santykinė gausa. Visi matavimai rodo, kad ji beveik identiška Žemės sudėčiai, tuo tarpu modeliai rodo, kad Mėnulį daugiausiai suformavo Tėjos medžiaga, kuri turėtų turėti šiek tiek kitokią sudėtį. Dabar pasiūlyta Tėjos hipotezės variacija, galinti paaiškinti šį panašumą. Naujasis rezultatas paremtas labai detaliais skaitmeniniais modeliais, kurių erdvinė skyra daug geresnė, nei bet kurio ankstesnio, kuriuo nagrinėtas šis įvykis. Priešingai nei senesniuose modeliuose, naujajame matoma stora medžiagos juosta, išlekianti iš Žemės, sudaryta iš vienodai sumišusių Tėjos ir Žemės uolienų bei netgi branduolio dalių. Vos per kelias valandas dalis juostos nukrenta atgal į Žemę, bet dalis lieka orbitoje ir suformuoja skystą virpantį rutulį – būsimąjį Mėnulį. Taigi mūsų palydovas galimai susiformavo ne per kelis tūkstančius metų, o per kelias valandas. Svarbiausia, kad jį formavusi medžiaga yra bent 60% žemiškos, o ne tėjiškos, kilmės – to užtenka, kad paaiškintume izotopinių sandarų panašumą. Tyrėjai išnagrinėjo daugybę modelių su kiek skirtingais smūgio parametrais ir nustatė, kad netgi tais atvejais, kai Mėnulis susiformuoja palyginus arti Žemės, kur jį galėtų išardyti potvyninės jėgos, jos iš tiesų palydovą nustumia į stabilesnę orbitą, o nuardo tik dalį pradinės jo medžiagos. Staigus Mėnulio susiformavimas galėjo leisti palydovui pradžioje judėti orbita, gerokai pasvirusia į Žemės orbitos plokštumą – toks judėjimas galėjo pakeisti ir tolesnę Žemės raidą. Pagal stnadartinę hipotezę, Mėnulis galėjo susiformuoti tik maždaug Žemės (ir Tėjos) orbitos plokštumoje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Aptiktas galimas Čeliabinsko meteorito pirmtakas. 2013 metais neaukštai virš Čeliabinsko miesto sprogęs meteoroidas pažėrė netikėtų meteoritų: jie buvo labai tamsūs. Patamsina juos procesas, vadinamas smūginiu temdymu: į uolieną pataikius kitam kūnui, gali susidaryti smūginė banga, kuri išlydo dalį mineralų ir skatina formuotis naujus, kaip taisyklė, tamsesnius. Toks scenarijus pirmą kartą aprašytas prieš maždaug keturis dešimtmečius, bet ilgą laiką nebuvo laikomas reikšmingu. Prieš beveik dešimtmetį aptikti keli asteroidai su smūgiškai patamsintais paviršiais, tačiau jie skrieja labai toli nuo Žemės, Asteroidų žiede tarp Marso ir Jupiterio. O dabar pirmą kartą aptiktas smūgiškai patamsintas asteroidas Žemės apylinkėse, nuo kurio galėjo atskilti ir Čeliabinsko meteoroidas. Asteroidas 1998 OR2 prieš dvejus metus balandį praskrido palyginus netoli Žemės, tad buvo puiki proga jį detaliai stebėti. Analizuodami stebėjimų duomenis, mokslininkai pamatė keistą neatitikimą. Spektro informacija rodė, kad asteroidas turi daug olivino ir pirokseno – mineralų, kurie charakteringi asteroidų tipui, vadinamam chondritais. Tačiau automatinė asteroidų klasifikavimo programa atkakliai teigė, jog asteroidas priklauso kitai klasei – angliniams asteroidams, kurie yra tamsūs ir neturi išskirtinių paviršiaus nelygumų. Ilgai ieškoję tokios skirtingos interpretacijos priežasties, mokslininkai galiausiai priėjo išvadą, kad 1998 OR2 yra chondritas, patamsėjęs smūgiškai. Klasifikacijos programa remiasi vien fotometriniais – spalvos – duomenimis, todėl klasiifkuoja jį klaidingai. Šis atradimas svarbus ir planetinei gynybai, mat skirtingo tipo asteroidai pasižymi skirtingomis medžiagos savybėmis, pavyzdžiui kietumu. Taigi planuojant misiją pakreipti asteroido trajektoriją, svarbu žinoti, ar atsitrenkusi raketa jį tik nukreips, ar suskaldys į gabalus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal. 

***

Uraną palenkė migruojantis palydovas? Urano orbita unikali Saulės sistemoje: planetos sukimosi ašis pasvirusi 98 laipsnius į orbitos plokštumą, taigi Uranas praktiškai rieda savo orbita šonu. Kaip tokia konfigūracija atsirado. Pastaraisiais metais daug dėmesio skiriama didelio smūgio hipotezei. Pagal ją, planetai baigiant formuotis, į Uraną pataikė kitas milžiniškas kūnas ir pakreipė orbitą. Modelis iš principo primena standartinį Mėnulio kilmės paaiškinimą, analogiški modeliai paaiškina ir įvairias Marso, Jupiterio bei Saturno savybes. Bet dabar pasiūlyta alternatyvi hipotezė: Uranas pasviro dėl masyvaus palydovo migracijos praeityje. Tokia idėja nėra beprecedentė – pastaruoju metu panaši buvo iškelta siekiant paaiškinti Saturno ašies posvyrį. Pasirodo, didžiausio palydovo Titano gravitacijos tam pakanka, šiam tolstant nuo Saturno. Taip pat apskaičiuota, jog Jupiterio palydovų judėjimas pakeičia planetos sukimosi kryptį. Bet pritaikyti idėją Uranui nėra taip paprasta. Pagal tyrimo autorių skaičiavimus, reikšmingam ašies pokyčiui reikalingas palydovas kurio masė viršija 0,04% Urano masės. Šiandieninę konfigūraciją pasiekti lengviausia migruojant palydovui, kurio masė viršija 0,17% planetos. Bet didžiausias šiandieninis Urano palydovas, Titanija, sudaro mažiau nei 0,01% planetos masės. Tad tyrėjai teigia, jog palydovo migracija galėjo nutikti seniai praeityje, o pats palydovas įkristi į planetą. Palydovas turėjo migruoti nuo pradinės orbitos, kuri bent dešimt kartų didesnė už Urano spindulį. Palydovui artėjant prie planetos, pastarosios ašis ima lenktis į šoną dėl viena kitą papildančių tarpusavio gravitacinių sąveikų; tai vadinama sukinio-orbitos rezonansu. Ašies posvyriui pasiekus 80 laipsnių, sistema tampa chaotiška ir palydovas palyginus greitai atsitrenkia į Uraną. Priklausomai nuo pradinių sąlygų, paskutinis smūgis gali arba sumažinti, arba dar padidinti planetos ašies posvyrį. Jei palydovo masė yra aukščiau minėti 0,17% Urano masės, tikimybė pasiekti šiandieninį ašies posvyrį pasiekia net 80%. Visgi tokią konfigūraciją gauti įmanoma ir su mažesniais palydovais – visi tyrimo rezultatai yra tik statistinės tikimybės, gautos iš daugybės skaitmeninių modelių. Tyrimo rezultatai arXiv. 

***

Saulės gravitacinio teleskopo galimybės. Mūsų Saulę galima panaudoti kaip milžinišką teleskopo lęšį. Lęšis veikia ne optiškai, kaip, pavyzdžiui, akinių ar mikroskopo lęšiai, bet gravitaciškai – kaip galaktikos ar jų spiečiai, kartais leidžiantys detaliai pažvelgti į labai tolimus objektus. Šviesos trajektoriją iškreipia kiekvienas masę turintis objektas, o lygiagrečių spindulių pluoštas, praėjęs šalia Saulės, susikerta į vieną tašką maždaug 550 astronominių vienetų (AU) atstumu. Tai yra daug toliau, nei Neptūno orbita (30 AU), formali Saulės sistemos riba (apie 90 AU) ar tolimiausio žmonių sukurto objekto – Voyager 1 zondo – nuotolis (apie 160 AU). Visgi kartais pakalbama apie galimybę nusiųsti zondą tokiu didžiuliu atstumu nuo žvaigždės, kad pasiektume milžinišką erdvinę skyrą, stebint specifinius įdomius objektus. Dabar keli mokslininkai apskaičiavo, kokios iš tiesų būtų tokio teleskopo skyros galimybės bei jautrumas ir kokio ryškumo atvaizdus jis galėtų sukurti. Įvertinę, kiek skirtingomis trajektorijomis judantiems spinduliams užtrunka pasiekti lęšio židinį, tyrimo autoriai nustatė, kad gravitacinis teleskopas tikrai gali, bent jau formaliai, pasiekti panašią raišką, kaip įprastas teleskopas su Saulės skersmens veidrodžiu. Tokiu teleskopu stebint Kentauro Proksimos – artimiausios Saulei žvaigždės – sistemą regimųjų spindulių ruože, būtų įmanoma išskirti vos keleto dešimčių metrų dydžio objektus. Jų skleidžiama spinduliuotė taip pat labai stipriai paryškėtų. Vėlgi imant Kentauro Proksimą kaip pavyzdį, teleskopas leistų užfiksuoti vos vieno vato galingumo kryptinės spinduliuotės šaltinį (pvz. lazerinę rodyklę) toje sistemoje. Tiesa, tai tik formalios galimybės; realybėje jas apribotų bent du svarbūs veiksniai. Tikri spinduliuotės šaltiniai ar kiti nagrinėjami objektai nėra taškiniai, tad jų spinduliai sklistų ne visiškai vienodu atstumu nuo Saulės ir atvaizdai išsikreiptų; atvaizdus iškreiptų ir Saulės formos nuokrypis nuo sferinės simetrijos. Kita problema – bandant stebėti ne vieno bangos ilgio, o plataus spektro šaltinį, gaunami duomenys būtų mišinys iš norimo šaltinio ir Saulės vainiko spinduliuotės, o juos atskirti nebūtų taip paprasta. Tyrėjų teigimu, įdomiausias tokio teleskopo stebėjimų taikinys būtų ne egzoplanetos, o neutroninės žvaigždės, kurių netolygumus būtų įmanoma išskirti iki 100 parsekų atstumo nuo Žemės. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Geriausias, nors ir hipotetinis, būdas tyrinėti ir kolonizuoti galaktiką – išsiųsti ten daugybę autonominių zondų, kurie galėtų gaminti savo kopijas. O kas, jei šie spausdintuvai gamintų ne (tik) savo kopijas, bet (ir) juos sukūrusios civilizacijos narių kopijas, pasiruošusias užmegzti kontaktą su kitur atrastomis protingomis būtybėmis? O gal netgi tų protingų būtybių pavidalo padarus, kurie būtų idealūs šnipai? Apie tokias baugokas perspektyvas pasakoja John Michael Godier:

***

Žemiškos planetos prie raudonųjų nykštukių. Dažniausias žvaigždžių tipas Galaktikoje yra raudonosios nykštukės. Tai už Saulę mažesnės, šaltesnės ir blausesnės žvaigždės. Prie jų randama ir dauguma egzoplanetų, tad natūraliai kyla klausimas, ar jose gali susidaryti gyvybei tinkamos sąlygos. Vienas svarbus kriterijus yra energija, kurią planeta gauna iš žvaigždės. Nuo to priklauso planetos paviršiaus temperatūra ir galimybė ten egzistuoti skystam vandeniui. Bet yra ir antras svarbus kriterijus – vandens kiekis planetoje apskritai bei jo pasiskirstymas planetos gelmėse, paviršiuje ir atmosferoje. Dauguma planetų klimato modelių prognozuoja, kad raudonųjų nykštukių planetos šiuo klausimu nėra laimingos. Daugelis jų, esančių pakankamai arti žvaigždės, kad pasiektų tinkamą temperatūrą, negauna pakankamai vandens formavimosi metu ar vėliau, todėl turėtų būti pranašesnės į Marsą nei į Žemę. Likusiose vanduo, manoma, užsilaiko atmosferoje ir sukuria tokį stiprų šiltnamio efektą, kad planeta tampa panaši į Venerą. Dar vienas galimas likimas – vandeninė planeta, kurią dengia kilometrų gylio vandenynas ir nėra jokios sausumos. Ar egzistuoja aukso viduriukas, kuriame planetos primintų mūsiškę? Naujo tyrimo autoriai teigia, kad taip. Jie pasitelkė naują, detalesnį klimato modelį, kuriame įtraukta sąveika tarp pirmykštės planetos atmosferos, magmos okeano jos paviršiuje ir krentančių asteroidų. Pirmykšte atmosfera vadinamos dujos, kurias planeta prisitraukia iš protoplanetinio disko; daugiausia tai vandenilis ir helis. Vandenilis sąveikauja tiek su išsilydžiusiomis uolienomis magmos okeane, tiek su besilydančiais krentančiais asteroidais, ir virsta vandeniu. Šis procesas, pasak mokslininkų, leidžia tikėtis, kad 5-10% planetų prie raudonųjų nykštukių sukauptų pakankamai vandens, jog taptų panašios į Žemę, bet ne per daug, kad virstų Veneromis ar ištisais vandenynais. Procentas gali atrodyti nedidelis, bet turint omeny, kiek raudonųjų nykštukių yra apskritai, tikėtina, kad ir gyvybei tinkamų planetų rasime ne vieną. Tyrimo autoriai teigia, jog netgi per artimiausią dešimtmetį turime daug šansų aptikti pirmąją uolinę planetą su skysto vandens telkiniais paviršiuje. Ar ten bus ir gyvybės, parodys tik laikas ir vis nuodugnesni tyrimai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy. 

***

Dvinarių žvaigždžių gyvenimo pabaiga. Žvaigždės, panašios į Saulę, gyvenimą baigia palyginus ramiai: išsipučia į raudonąją milžinę, tada centrinė dalis susitraukia į baltąją nykštukę, o išoriniai sluoksniai išsisklaido kaip planetinis ūkas. Dvinarėse žvaigždėse situacija gali būti gerokai labiau komplikuota: veikiama kompanionės gravitacijos, žvaigždė gali netekti nemažos dalies savo masės dar gerokai iki gyvenimo pabaigos. Vienas gana ekstremalus dvinarės žvaigždės evoliucijos etapas yra bendrojo apvalkalo fazė. Ji nutinka tada, kai abi žvaigždės poroje išsipučia tiek, jog jų išorinius sluoksnius ima labiau traukti kaimynės, o ne pačios žvaigždės gravitacija. Ši išorinių sluoksnių medžiaga suformuoja burbulą, gaubiantį abi žvaigždes. Burbulas – bendrasis apvalkalas – nesisuka taip greitai, kaip žvaigždės viena aplink kitą, todėl žvaigždės ima justi trintį ir artėja viena prie kitos. Taip pat jos kaitina apvalkalą ir galiausiai nupučia jį į šalis. Fazė trunka vos kelis tūkstančius metų – labai menką žvaigždės gyvenimo dalį. Tad nekeista, kad aptikti bendru apvalkalu gaubiamas dvinares pasiseka labai retai. Dabar paskelbtas naujas atradimas – dvinarė sistema, neseniai nusimetusi bendrąjį apvalkalą. Sistemą J1920-2001 sudaro baltoji nykštukė ir geltona submilžinė – gyvenimo pabaigon artėjanti žvaigždė, panaši į Saulę. Sistemos periodas gana trumpas, mažesnis nei keturios valandos, tad besiplečianti submilžinė praranda išorinius sluoksnius dėl baltosios nykštukės gravitacijos. Praeityje panašiai nutiko ir baltosios nykštukės pirmtakei; būtent tada sistema galėjo turėti bendrąjį apvalkalą. Sistemos spektre astronomai aptiko keletą kalcio linijų, kurias skleidžianti medžiaga juda 200 km/s greičiu tolyn nuo žvaigždės. Tai beveik neabejotinai ir yra nusimesto apvalkalo liekana. Tyrimo autoriai teigia, jog nusimetimas greičiausiai įvyko prieš maždaug 10 tūkstančių metų, kai dabartinė baltoji nykštukė dar buvo vienoje iš paskutinių gyvenimo stadijų, vadinamoje asimptotinių milžinių seka. Bendrasis apvalkalas gali susidaryti ir būti numestas ir ankstesnėje, raudonųjų milžinių sekos, stadijoje, bet tokiu atveju būtų sunku paaiškinti stebimų linijų intensyvumą, mat apvalkalas būtų pasklidęs daug toliau ir gerokai praretėjęs nuo pradinės būsenos. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pereinamojo tipo kataklizminė dvinarė. Kataklizminėmis dvinarėmis (CV) vadinamos sistemos, kurių viena narė yra baltoji nykštukė, ryjanti medžiagą iš kompanionės. Medžiaga į nykštukę krenta netolygiai, todėl CV sistemos pasižymi įvairiais labai ryškiais žybsniais – iš čia ir pavadinimas, mat praeityje astronomai galvojo, jog tokius žybsnius sukelti gali tik kokie nors išskirtiniai kataklizmai. Žinome apie tūkstantį CV, kurių antroji narė yra panaši į Saulę – turi daug vandenilio paviršiuje. Šiems išoriniams sluoksniams bėgant nuo žvaigždės, atsiveria vis gilesni vidiniai. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad tokios CV turėtų virsti vadinamosiomis helio CV, kuriose antroji žvaigždė yra apnuogintas į Saulę panašios žvaigždės branduolys. Helio CV turi labai trumpus – keliolikos minučių – orbitos periodus. Kitaip ir negali būti, mat abi helio CV sistemos narės yra labai tankios, tad jei suktųsi toliau viena nuo kitos, baltoji nykštukė neatplėštų kompanionės medžiagos ir žybsniai nevyktų. Bet didžiosios dalies vandenilinių CV periodai viršija 75 minutes ir nėra aišku, ar jos gali per žvaigždės-donorės gyvenimą suartėti tiek, jog taptų helio CV. Bet dabar aptikta sistema, tarpinė tarp šių dviejų tipų – tai gerokai sustiprina įtarimą, kad evoliucinis kelias yra būtent toks. ZTF J1813+4251 yra 51 minutės periodu besisukanti dvinarė sistema, kurios narės viena kitą reguliariai užstoja, stebint iš Žemės. Būtent šių tranzitų stebėjimas leido labai detaliai charakterizuoti abi žvaigždes – jų masę, spindulį, tankį ir temperatūrą. Viena žvaigždė poroje tikrai yra baltoji nykštukė, kurios masė truputį viršija pusę Saulės masės. Jos porininkė – vos dešimtadalio Saulės masės, tačiau tokios pat kaip mūsų žvaigždė temperatūros žvaigždė. Pavienės žvaigždės tokios nebūna – mažos masės žvaigždės yra vėsesnės. Taigi jau vien iš šių duomenų galima spręsti, kad ZTF J1813+4251 žvaigždė-donorė gerokai pakito nuo pradinių savybių, kurias turėdama gimė. Kita svarbi donorės savybė – jos spindulys: jis irgi dešimt kartų mažesnis, nei Saulės. Tai reiškia, kad žvaigždės tūris tesudaro tūkstantąją Saulės tūrio dalį, o tankis – šimtą kartų viršija mūsų žvaigždės. Tai rodo, kad donorė prarado labai didelę savo masės dalį, o dabar matome tik apnuogintą tankų jos branduolį, kuriame santykinai daug daugiau helio, nei matyti Saulės paviršiniuose sluoksniuose. Sistemos orbitos spindulys tėra 40% Saulės spindulio – vadinasi, orbita gerokai susitraukė, žvaigždėms evoliucionuojant. Visi šie požymiai rodo, kad ZTF J1813+4251 laikui bėgant virs helio CV ir jau yra pradėjusi kelią tokio objekto link. Faktas, kad šių objektų anksčiau nerasta, gali būti paaiškintas tuo, kad pereinamasis laikotarpis tarp vandenilinių ir helio CV yra gana trumpas, lyginant su kiekvieno tipo CV gyvavimo trukme. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Katės akies ūkas – vienas žinomiausių planetinių ūkų. Tokie dariniai atsiranda, kai į Saulę panaši žvaigždė gyvenimo pabaigoje nusimeta išorinius sluoksnius. Tačiau jei žvaigždė yra viena, jos ūkas turėtų būti daugmaž sferiškas. Kodėl Katės akis ne tokia? Greičiausiai jos centre slypi dvinarė žvaigždė, kurios orbita leido susiformuoti pailgai struktūrai. Bet klausimų yra ir daugiau: kodėl matome du, o gal net tris, žiedus? Kas per čiurkšlė lekia iš ūko beveik, bet ne visai, lygiagrečiai jo ilgajai ašiai? Neseniai sukurtas detaliausias ūko modelis padeda į klausimus atsakyti. Pagal šį modelį, žiedai yra trys, tačiau du, nesutampantys su ūko vidurio plokštuma, susidarė dėl čiurkšlės sąveikos su anksčiau nusimesta medžiaga. Čiurkšlė laikui bėgant precesavo, todėl sąveikos taškas brėžė apskritimą. Bet nespėjo, mat čiurkšlė išnyko greičiau, nei spėjo apsukti vieną ratą, taigi žiedai yra nepilni. Čiurkšlės likučiai matomi lekiantys lauk iš ūko.

***

Susidurdamos galaktikos pakeičia sukimosi kryptį. Visos galaktikos sukasi – vienos greičiau, kitos lėčiau. Pastaraisiais metais detalūs stebėjimai leido išmatuoti galaktikų sukimosi kryptis trijuose matmenyse ir atvėrė galimybę ieškoti sukimosi dėsningumų. Viena pastebėta tendencija – yra nemažai galaktikų, kurių sukimosi ašis lygiagreti artimiausios kosminio voratinklio gijos krypčiai. Kosminiu voratinkliu vadinamas didelio masto medžiagos išsidėstymas Visatoje. Galaktikos telkiasi į grupes ir spiečius, o juos jungia kiek mažesnio tankio gijos. Naujame tyrime mokslininkai nustatė, kad lygiagrečiai gijoms sukasi galaktikos su mažais centriniais telkiniais, o centrinio telkinio masei augant, sukimosi kryptis tampa vis labiau statmena artimiausiai gijai. Centrinis telkinys – tai storesnė dalis galaktikos centre, kurioje žvaigždės juda įvairiomis netaisyklingomis orbitomis, priešingai nei gana tvarkingame diske. Manoma, kad dauguma centrinių telkinių formuojasi galaktikų susiliejimų metu, kai didesnė diskinė galaktika praryja mažesnę palydovę. Pastaroji sujaukia dalies galaktikos žvaigždžių orbitas ir paverčia jas centriniu telkiniu. Kuo daugiau susiliejimų, tuo masyvesnis išauga centrinis telkinys. Galiausiai, arba įvykus vienam susiliejimui su panašaus dydžio galaktika, disko gali apskritai nelikti ir galaktika tampa elipsine. Tyrėjai išnagrinėjo daugiau nei 3000 galaktikų ir ištyrė daugybę kitų galaktikų savybių – bendrą masę, žvaigždžių judėjimo greitį ir panašias – tačiau nerado tokio tvirto ryšio su sukimosi ašies kryptimi artimiausios gijos atžvilgiu, kaip baldžo masės. Šį atradimą paaiškina toks scenarijus: galaktikos, nesančios spiečiuose, formuojasi gijose arba šalia jų, tad jas daugiausiai formuoja medžiaga, krentanti į gijas. Vadinasi, galaktika yra įsukama kaip vilkelis šios krentančios medžiagos, o sukimosi ašis tampa lygiagreti gijai – vienintelei krypčiai, iš kurios medžiaga į galaktiką beveik nekrenta. Ta medžiaga formuoja kitas galaktikas, kurios išsidėsto išilgai gijos. Susiliejimai vyksta daugiausiai galaktikoms judant išilgai gijos, todėl jų sukeliamos orbitų perturbacijos linkusios pasukti galaktikos sukimosi ašį į statmeną gijai. Taip ir nutinka po keleto susiliejimų, kai centrinis telkinys išauga masyvus. Šis atradimas padės geriau suprasti, kaip formuojasi Visatos struktūra ir įvertinti galaktikų raidos istorijas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Spartūs periodiški blazaro svyravimai. Blazarai yra vienas aktyvių galaktikų tipų. Kaip ir kitose aktyviose galaktikose, blazaro centre yra supermasyvi juodoji skylė, į kurią sparčiai krenta dujos. Tačiau blazaro, priešingai nei kitų aktyvių branduolių tipų, čiurkšlė, statmena dujų diskui, nukreipta beveik tiesiai į mus, todėl matome daug radijo bei labai energingos – rentgeno ir gama – spinduliuotės. Jau seniai žinoma, kad tiek blazarų, tiek kitų aktyvių branduolių spinduliuotė nėra pastovi, o kinta įvairiomis laiko skalėmis. Kartais kintamumas atrodo atsitiktinis, kartais – beveik periodiškas. Trumpiausios periodiškų pokyčių laiko skalės yra kelios valandos. Egzistuoja kelios hipotezės, kas tokį kintamumą sukelia – plazmos judėjimas čiurkšlėje ar nestabilumai arba medžiagos judėjimas akreciniame diske. Taigi kai prieš dvejus metus blazare Driežo BL įvyko stiprus išsiveržimas, astronomai daugybėje observatorijų suskubo stebėti jį be perstojo, kad nustatytų šviesio pokyčių periodiškumą ir prigimtį. Driežo BL, angliškai ir lotyniškai BL Lacertae arba tiesiog BL Lac, yra seniausias žinomas blazaras ir šios objektų klasės prototipas (pavadinimas „blazaras“ būtent iš šio objekto ir kilęs). Jį nuo mūsų skiria 313 megaparsekų, arba apie 500 kartų daugiau, nei atstumas iki Andromedos galaktikos. Išsiveržimas įvyko 2020 metų vasarą, kai didžiojoje pasaulio dalyje veikė įvairiausi apribojimai dėl koronaviruso. Visgi nepaisant to, mokslininkai 13 šalių sugebėjo koordinuoti veiksmus ir nuolatos stebėti blazarą tiek regimųjų, tiek gama spindulių diapazone. Jie aptiko trijų rūšių beveik periodinius svyravimus: regimosios spinduliuotės šviesio, poliarizacijos bei gama šviesio. Svyravimų laiko skalė kito per stebėjimo laikotarpį. Didžiausio šviesio metu ji pasiekė mažiausią vertę – apie 13 valandų. Tokie spartūs pokyčiai reiškia, kad juos sukelia labai greitai judanti medžiaga kažkur labai arti juodosios skylės arba kito kompaktiško darinio. Geriausiai stebėjimus paaiškina teorinis modelis, pagal kurį svyravimai kyla čiurkšlėje, kai sulinkęs magnetinis laukas tampa nestabilus ir per plazmą ima tekėti elektros srovė. Nestabilumas nutinka todėl, kad čiurkšle pralekia medžiagos sutankėjimas, už kurio susiformuoja banga, siaurinanti čiurkšlę. Kai čiurkšlė susitraukia maksimaliai, maždaug penkių parsekų atstumu nuo juodosios skylės, atsiranda smūginė banga, o magnetinis laukas „susilanksto“. Šis atradimas padės geriau suprasti, kaip veikia aktyvūs galaktikų branduoliai ir apskritai kaip elgiasi plazma ekstremaliomis sąlygomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Galima seniausios supernovos liekana. Supernovų sprogimai – masyvių žvaigždžių mirtys – po savęs palieka besiplečiantį dujų debesį, vadinamą liekana. Liekanos cheminė sudėtis gali reikšmingai skirtis nuo aplinkinės tarpžvaigždinės medžiagos, mat liekanoje yra daug dujų, išmestų iš žvaigždės. Šios dujos yra gerokai turtingesnės cheminiais elementais, sunkesniais už helį, nei likusi medžiaga galaktikoje. Skirtingų cheminių elementų santykiai liekanoje netgi leidžia nustatyti, kokia žvaigždė sprogo ir kaip, mat skirtinga žvaigždžių evoliucija lemia skirtingą jų cheminę sandarą prieš sprogimą ir sprogimo savybes. Dabar grupė mokslininkų teigia aptikę supernovos liekanos požymį tolimiausiame kvazare. Kvazarais vadinamos ypatingai ryškios aktyvios galaktikos. Jų spektre matyti įvairios sugerties linijos, kurios parodo, kokios medžiagos esama tarp kvazaro ir mūsų. Stebėdami tolimiausią žinomą kvazarą ULAS J1342+0928, kurio šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 13 milijardų metų, astronomai jo aplinkoje aptiko netikėtai daug geležies. Jos ten santykinai yra keliolika kartų daugiau, nei Saulėje. Tuo tarpu magnio, lyginant su geležimi, yra keliolika kartų mažiau, nei šių elementų santykis Saulėje. Galaktikos taip anksti Visatoje neturėjo nei daug magnio, nei geležies. Taigi geriausia stebėjimų interpretacija yra tokia, kad kvazaro šviesa sklinda pro supernovos liekaną. Magnio ir geležies santykis leidžia nustatyti ir supernovos tipą. Tokiu santykiu – didžiuliu kiekiu geležies ir mažu magnio – pasižymi porinio nestabilumo supernovos, arba „super-supernovos“, taip pavadintos dėl savo ypatingai didelio šviesio. Tokios supernovos nutinka išskirtinai masyviose, 150-300 Saulės masių, žvaigždėse, kai jų centre ima gamintis fotonai, pakankamai energingi, kad susidurdami formuotų elektronų-pozitronų poras. Porų formavimasis mažina slėgį žvaigždės centre, ji traukiasi, kaista, fotonų gamina vis daugiau, porų gamyba irgi spartėja, kol galiausiai žvaigždė sudraskoma į gabalus. Įvairūs modeliai rodo, kad pirmosios žvaigždės Visatoje tipiškai buvo masyvesnės, nei šiandien, taigi rasti super-supernovos pėdsaką Visatos jaunystėje atrodo logiška. Įdomu, kad porinio nestabilumo supernovas įtraukiantys chemines raidos modeliai gerai atkuria magnio ir geležies santykio kitimą galaktikos per pirmus porą milijardų metų po Didžiojo sprogimo. Tai rodo, kad tolimose galaktikose žvaigždžių, galinčių sprogti šiuo būdu, yra gana daug. Net ir aplinkinėse galaktikose turėtų būti žvaigždžių, kurios formavosi daugiausiai iš super-supernovų praturtintų dujų, todėl turi labai žemą magnio/geležies santykį. Artimiausioje ateityje gausūs apžvalginiai stebėjimai leis patikrinti, ar tokių žvaigždžių tikrai esama Paukščių Take bei kaimynystėje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse