Žmonės visose srityse mėgsta skirtingus dalykus įvairiai grupuoti, priskirti jiems būdingas savybes, įvairias normas. Astronomija – ne išimtis. Dažnai kalbame apie tipines kokių nors planetų, žvaigždžių ar galaktikų savybes, nors ir suprantame, kad realybė daug įvairesnė. Ir visgi nukrypimai nuo normų dažnai gali slėpti įvairiausius įdomius atradimus. Tad logiška reguliariai pasitikrinti, ar tiriami objektai nenukrypsta nuo normų, o jei nukrypsta – išsiaiškinti, kodėl. Praeitos savaitės naujienose tokių aiškinimųsi randame net kelis. Pavyzdžiui, pavyko nustatyti, kad aplink Paukščių Taką matoma plokštuma, sudaryta iš palydovinių galaktikų, yra logiška standartinio galaktikų formavimosi pasekmė, nereikalaujanti jokios papildomos fizikos. O paties Paukščių Tako žvaigždėdaros istorija primena daugumos kitų panašios masės ir formos galaktikų. Buvo ir keletas bandymų nustatyti normas: Jupiterio temperatūrų pokyčius per 40 metų, ar žvaigždžių populiacijos savybes labai tolimų kvazarų motininėse galaktikose. Kitose naujienose – asteroido Ryugu kilmė, Urano palydovo Mirandos regolitas ir potvyninio žvaigždės suardymo evoliucija per pustrečių metų laikotarpį. Gero skaitymo!

***

Šiemet kovą atrasta kometa dabar juda per Šiaurės Vainiko žvaigždyną ir vis dar artėja prie Žemės bei Saulės. Sausio-vasario mėnesiais jos ryškis bus mažesnis už dešimtą – tai reiškia, kad įžiūrėti ją turėtų pavykti per žiūronus. Ryškiausia ji bus sausio-vasario sandūroje, kai galbūt net pavyks ją įžiūrėti plika akimi.

***

Kompleksiška asteroido Ryugu kilmė. Asteroidas Ryugu, kurį tyrinėjo Japonijos zondas Hayabusa2 ir prieš porą metų pargabeno mėginių į Žemę, formavosi Saulės sistemos pakraštyje, bet į jį pateko ir medžiagos, užgimusios gerokai arčiau žvaigždės. Tokią išvadą mokslininkai gavo ištyrę Ryugu grumstuose esančių mineralų struktūrą bei izotopinę sandarą. Izotopais vadiname cheminių elementų atmainas su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Visi to paties elemento izotopai turi vienodas chemines savybes, tačiau skiriasi jų masė, taigi ir tokios detalės, kaip garavimo temperatūra. Taigi pagal minerale esančių elementų izotopų santykius galima pasakyti, kokioje temperatūroje jis formavosi: kuo temperatūra aukštesnė, tuo santykinai daugiau bus sunkesnių izotopų, mat lengvesni tiesiog išgaruoja. Ryugu grumstuose aptikta aminorūgščių ir mineralų karbonatų – tiek vieni, tiek kiti formuojasi šaltose šlapiose terpėse. Saulės sistemos jaunystėje, kai greičiausiai ir formavosi Ryugu (ar, tiksliau, motininis asteroidas, nuo kurio Ryugu vėliau atskilo), tokios terpės galėjo būti tik išorinėje sistemos dalyje. Taip pat paaiškėjo, kad Ryugu mineralų vario ir cinko izotopų santykiai labai panašūs į 1938 metais Tanzanijoje nukritusio meteorito Ivunos. Iš kitos pusės, Ryugu aptikta ir kitokių mineralų: spinelio, olivino ir perovskito. Jie formuojasi tik aukštoje temperatūroje, vadinasi galėjo atsirasti tik vidinėje Saulės sistemos dalyje. Dalis šių mineralų turėjo santykinai daug deguonies-16 izotopo, lyginant su deguonimi-17 ir deguonimi-18, dalis – mažai. Nors ir vieni, ir kiti mineralai formavosi karštoje aplinkoje, izotopiniai skirtumai rodo, kad jie atsirado skirtingose vietose irba skirtingu metu. Akivaizdu, kad dalis šių mineralų iškeliavo į išorinę Saulės sistemos dalį, kur pateko į besiformuojantį i Ryugu motininį asteroidą. Šis atradimas dar kartą parodo, kad medžiaga jaunos Saulės protoplanetiniame diske migravo, bent jau iš centro į išorę, gana daug. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances. 

***

Marso tyrimų pokyčiai. Praeitą savaitę sulaukėme dviejų naujienų apie Marso paviršiaus tyrimus – vienos geros, kitos nelabai.

Pradžioje – ta “nelabai”. Oficialiai užbaigta InSight zondo misija. Ketverius metus, nuo 2018-ųjų gruodžio, zondas stovėjo Marso paviršiuje ir tyrė įvairiausias vibracijas. Jis užfiksavo pirmąjį Marso drebėjimą, o vėliau dar daugiau nei 1300 panašių. Fotografavo, o vieną kartą netgi mikrofonu užfiksavo dulkių sūkurius. Deja, nesugebėjo įgręžti į plutą temperatūros sensoriaus, kuris būtų leidęs nustatyti, kaip iš Marso gelmių į paviršių sklinda šiluma. Pastaraisiais mėnesiais zondas gavo vis mažiau energijos iš Saulės baterijų, kurias po truputį padengė dulkių sluoksnis. Jau rugpjūtį misijos komanda suprato, kad laikas suskaičiuotas, gruodžio pradžioje paskelbė, kad zondas greičiausiai netrukus nebegalės vykdyti užduočių, o gruodžio 20 dieną paskelbė, kad InSight nebeatsako į užklausas. Taigi InSight misija baigėsi. Tiesa, dar yra menka viltis, kad pro šalį pralėks dulkių sūkurys ir nuvalys baterijas; tokiu atveju zondas gali grįžti iš miego režimo ir misija galėtų prasitęsti. Kartu su InSight misija baigėsi ir ForeSight – zondo kopijos, kuri buvo įrengta NASA Jet Propulsion Laboratory tyrimų centre, tarnyba. ForeSight buvo naudojamas, siekiant išbandyti visokiausius InSight planuojamus veiksmus bei ieškoti įvairiausių kylančių problemų priežasčių.

Geresnė naujiena – Perseverance pradėjo pildyti į Žemę grąžintinų Marso mėginių atsarginį rinkinį. Mėginių pargabenimas į Žemę yra didelis bendras NASA ir Europos kosmoso agentūros (ESA) projektas. Pagal jį, marsaeigis Perseverance turi paimti 18 mėginių, sandariai uždaryti juos mėgintuvėliuose, ir ateityje perduoti greta nusileidusiam ESA aparatui, kuris juos išgabentų į orbitą, o galiausiai – į Žemę. Kad ir kokie puikūs būtų Perseverance instrumentai, Žemės laboratorijose mėginius ištirti bus galima nepalyginamai nuodugniau, ieškoti juose tiek gyvybės, tiek kitokių įdomių Marse vykusių ir vykstančių reiškinių pėdsakų. Pirminis planas yra toks, kad Perseverance mėgintuvėlius priveš prie ESA aparato, o pastarasis juos perims naudodamas robotinę ranką. Tačiau gali būti, kad Perseverance dėl kokių nors priežasčių to padaryti negalės. Tokiu atveju ESA aparatas mėgintuvėlius susirinks iš atsarginio rinkinio, naudodamas specialius sraigtasparnius. Rinkinį sudarys 10 mėgintuvėlių, kuriuose sudėtos dešimties svarbiausių mėginių kopijos. Nors atrodo kaip labai paprastas darbas – kas gali būti lengviau, nei numesti keliolikos centimetrų ilgio cilindrą ant žemės? – iš tiesų mėgintuvėlių palikimas yra sudėtingas procesas, reikalavęs ir ilgo išankstinio pasiruošimo, ir daugybės patikrinimų, ar užduotis įvykdyta sėkmingai. Ar mėgintuvėlis nenukrito marsaeigiui po ratais? Ar neatsistojo vertikaliai? Ar neįsmigo giliai į smėlį? Visi atsakymai buvo tokie, kokių ir tikėtasi, tad dabar misijos komanda pereis prie kitų mėgintuvėlių išmetimo. Toje pačioje vietoje per artimiausius du mėnesius atsiguls visi 10 indelių. O per artimiausią dešimtmetį jie – arba, labiau tikėtina, jų dvyniai, kol kas liekantys Perseverance viduje – atkeliaus į Žemę, kur turėtų atskleisti daug daugiau subtilybių apie Marso praeitį bei šiandieną.

***

Jupiterio temperatūros pokyčių dėsningumai. Jupiterio, kaip didžiausios Saulės sistemos planetos, ir orai didingi. Sūkuriai, didesni už Žemę, šimtų kilometrų storio debesų sluoksniai ir galingiausios pašvaistės visoje sistemoje – visa tai sudaro sudėtingą paveikslą. Dabar atrasta dar viena vaizdą apsunkinanti detalė: Jupiterio atmosferos regionų temperatūra kinta periodais, kurie visai nesusiję su planetos orbita. Tyrimams pasitelkti stebėjimai, surinkti per daugiau nei keturis dešimtmečius nuo Pioneer 10 ir 11 zondų praskridimo pro Jupiterį. Per 40 metų Jupiteris apsuko kiek daugiau nei tris ratus aplink Saulę – planetos metai trunka 12 žemiškųjų – taigi mokslininkai galėjo išsiaiškinti, ar įvairūs pokyčiai dera su metų trukme ir metų laikų kaita. Paaiškėjo, kad Jupiterio troposferoje – atmosferos sluoksnyje, kur vyksta pagrindiniai “orai”, t.y. debesų formavimasis, audros ir pan. – pagrindiniai pokyčiai vyksta 4, 7-9 ir 10-14 metų laikotarpiu. Ir nors paskutinis periodas gali būti susijęs su metų trukme, nei vienas iš jų nesisieja su metų laikų kaita. Aišku, Jupiteryje metų laikai nėra labai reikšmingi, mat planetos ašis į orbitos plokštumą pasvirusi tik penkiais laipsniais, tuo tarpu Žemė – 23,5. Dar įdomiau nei patys periodai yra tai, kad pokyčiai priešinguose Jupiterio pusrutuliuose antikoreliuoja: kai viename jų orai šyla, kitame – vėsta. Stipriausios antikoreliacijos aptiktos ties 16, 22 ir 30 laipsnių platumomis. Atstumas tarp 30 laipsnių platumų priešinguose pusrutuliuose yra lygus Jupiterio spinduliui – kone 70 tūkstančių kilometrų. Koks procesas sujungia atmosferos juostas šiose platumose, kad pokytis vienoje taip aiškiai atsikartoja kitoje – neaišku. Antikoreliacija pastebėta ir vertikalia kryptimi: temperatūros pokyčiai troposferoje ties pusiauju susiję su priešingais pokyčiais 60-70 kilometrų aukščiau, stratosferoje. Ateityje mokslininkai tikisi, pasinaudodami šiais ir panašiais duomenimis, sukurti labai detalų Jupiterio klimato modelį, kuris paaiškintų šias keistas savybes ir leistų prognozuoti planetos orus. Toks modelis galėtų būti pritaikomas ir egzoplanetų, panašių į Jupiterį, orų prognozėms. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Mirandos regolitas – iš žiedų. 1948 metais, stebint planetą Uraną, aptiktas jos palydovas, pavadintas Miranda, Nepraėjus keturiems dešimtmečiams, 1986-aisiais, pro Mirandą praskrido Voyager 2 – pirmasis ir kol kas vienintelis žmonijos zondas, lankęsis Urano sistemoje. Mirandos nuotraukos iškart patraukė mokslininkų dėmesį, mat pasirodė, kad šiame palydove kraterių daug, bet jie kažkokie “užtildyti”, tarsi užnešti dulkėmis. Nuodugnios analizės apie tokių kraterių savybių priežastis teko palaukti dar beveik keturis dešimtmečius: mokslininkai dabar nustatė, kad Mirandą dengia turbūt storiausias regolito sluoksnis visoje Saulės sistemoje. Regolitu vadinamos dulkės, dengiančios uolinius dangaus kūnus. Daug kalbama apie Mėnulio ir Marso regolitą, jo keliamus pavojus ir galimybes žmonių kolonistams. Mėnulio paviršių dengia 5-10 metrų storio regolito sluoksnis, Marso – galbūt iki kelių šimtų metrų, tačiau didelė jo dalis yra susicementavusi beveik į tvirtą uolieną. O štai Mirandos regolito storis greičiausiai viršija kilometrą. Naujojo tyrimo autoriai tokią išvadą daro remdamiesi trim įrodymais. Pirmasis – jau minėtų kraterių gylio ir skersmens santykiai: regolitu dengtų kraterių šlaitai negali būti pernelyg statūs, taigi jų gylis mažesnis, nei tokio pat skersmens kraterių tvirtoje uolienoje. Antrasis – skirtingo dydžio kraterių tankis paviršiuje: regolitas gali užpilti mažus kraterius, taigi jų turėtų nebelikti. Trečiasis – dideliuose krateriuose esančių centrinių iškilimų forma: regolitu dengti iškilimai daug apvalesni. Visi įrodymai duoda panašius skaičius: Mirandos regolitas yra nuo 300 metrų iki 1700 metrų storio, bet labiausiai tikėtinos vertės yra 1-1,2 km. Kyla klausimas, iš kur šiame mėnulyje tiek daug regolito? Iš dalies atsakymą duoti gali analizė, kurios Mirandos vietos padengtos regolitu. Mirandos paviršiuje matyti keletas “karūnų” – apskritų iškilimų, kurie siejami su tektoniniais procesais. Regolitas dalinai dengia Ardeno karūną, bet nedengia kitų dviejų – Elsinorės ir Inverneso. Taigi regolitas greičiausiai dengė Mirandą tuo pat metu, kai formavosi Ardenas, bet vėliau jo formavimasis sustojo. Tyrėjų teigimu, labiausiai tikėtina regolito kilmė, paaiškinanti tokias savybes – Urano žiedai. Uranas, kaip ir kitos didžiosios planetos, turi žiedus, nors ir ne tokius įspūdingus, kaip Saturnas. Jei Miranda kadaise buvo arčiau Urano ir migravo pro jo žiedus, ant palydovo nukrito daug ledo kristalų ir grumstelių iš žiedų. Tai paaiškintų, kodėl regolitas dengia beveik visą palydovą, jo storį bei melsvą spalvą. Tačiau kol kas neįmanoma atmesti ir dviejų kitų hipotezių: kad regolitą sukūrė didžiulis smūgis į Mirandos paviršių arba kad tai yra vulkaninės kilmės nuosėdos. Atsakyti į klausimą bus įmanoma tik gavus daugiau duomenų iš zondo Mirandos prieigose, tačiau kada toks zondas ten nuskris, kol kas pasakyti neįmanoma. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Nežemiškos gyvybės paieškos – viena labiausiai masinančių ir visuomenės dėmesį traukiančių astrofizikos sričių, deja, kol kas bevaisė. Klausimas, kodėl nerandame kitų protingų civilizacijų, vadinamas Fermi paradoksu. John Michael Godier pristato vieną galimą jo sprendimą – laiko skalių skirtumus:

***

Planeta lėtai krenta į mirtį. Žvaigždės kartais praryja planetas. Palyginus dažnai tai nutinka formuojantis planetinei sistemai, kai planetų migracija vyksta sparčiai ir įvairiomis kryptimis. Bet gali nutikti ir vėliau, jei planeta ima migruoti artyn prie žvaigždės. Toks procesas – labai lėtas, bent jau pagrindinės sekos žvaigždžių planetoms. Bet vėlesnį raidos etapą – submilžinių stadiją – pasiekusios žvaigždės gali sukurti daug palankesnes sąlygas planetų migracijai. Dabar pirmą kartą aptikta planeta, po truputį artėjanti prie savo senstančios žvaigždės. Keplerio-1658b, nors turi gana didelį katalogo numerį, buvo pirmoji Keplerio teleskopu aptikta egzoplaneta; tiesiog jos patvirtinimui prireikė daugiau nei dešimtmečio, per kurį Keplerio atrastų planetų sąrašas užsipildė daugiau nei pusantro tūkstančio įrašų. Planeta yra karštasis jupiteris – dujinė milžinė, kurią nuo žvaigždės skiria aštuonis kartus mažesnis atstumas, nei Merkurijų nuo Saulės. Apjungę Keplerio, Palomar observatorijos ir TESS kosminio zondo stebėjimus, mokslininkai nustatė, kad per 13 metų planetos periodas sutrumpėjo beveik dviem sekundėmis, arba 130 milisekundžių per metus. Jei procesas toliau tęsis panašiai, per pustrečio milijono metų planeta įkris į žvaigždę. Toks laikotarpis, aišku, nepalyginamai ilgesnis, nei galime stebėti praktiškai, tačiau labai trumpas, lyginant su žvaigždžių gyvavimo trukme. Labiausiai tikėtinas periodo trumpėjimo paaiškinimas – potvyninės jėgos tarp žvaigždės ir planetos. Potvyniai, kuriuos planeta sukelia žvaigždėje ir atvirkščiai, perskirsto sistemos energiją. Keplerio-1658 sistemoje perskirstymas vyksta taip, kad planeta netenka orbitinės energijos ir artėja prie žvaigždės. Taip nutinka tikrai ne visada: Žemės ir Mėnulio sąveika duoda priešingą rezultatą ir Mėnulis tolsta nuo mūsų planetos. Manoma, kad žvaigždės, palikusios pagrindinę seką, geriau išsklaido energiją, gaunamą potvyninės sąveikos metu, dėl to planetų migracija jų link turėtų būti efektyvesnė, nei prie pagrindinės sekos žvaigždžių. Naujasis atradimas padės patikslinti žvaigždės struktūros modelius ir suprasti potvyninių sąveikų detales. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Galaktikos palydovių plokštuma – normali. Paukščių Taką supa dešimtys palydovinių galaktikų. Dar prieš pusšimtį metų pastebėta, kad tos galaktikos išsidėsčiusios beveik vienoje plokštumoje. Tiesa, tuo metu buvo žinomos tik aštuonios palydovės, bet vėliau toje pačioje plokštumoje atrastos dar trys. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad palydovinės galaktikos aplink Paukščių Tako dydžio galaktiką turėtų išsidėstyti daugmaž vienodai visomis kryptimis, taigi šis atradimas ilgą laiką neramino mokslininkus. Jis buvo įvardijamas kaip viena esminių šiandieninio kosminių struktūrų formavimosi modelio, vadinamo Lambda-CDM (tamsioji energija ir šalta tamsioji materija), problemų. Daugybė bandymų išspręsti problemą tiek gausesniais stebėjimais (gal bus atrasta daugiau galaktikų kitomis kryptimis?), tiek skaitmeniniu modeliavimu (gal paaiškės, kad tokios plokštumos yra normali Lambda-CDM savybė, tiesiog reikia atsižvelgti į kokius nors procesus, kurie anksčiau neįtraukti) atsakymo nedavė. Bet dabar, remdamiesi daug nuodugnesniais tų pačių palydovinių galaktikų stebėjimais, mokslininkai padarė išvadą, kad galaktikų plokštuma – trumpalaikis reiškinys, visiškai normalus Lambda-CDM kontekste. Gaia teleskopas, nuo 2013 metų skrajojantis pusantro milijono kilometrų atstumu nuo Žemės, labai detaliai stebi daugybės žvaigždžių ir galaktikų padėtis bei jų kitimą. Jo surinkti duomenys leido gana gerai įvertinti ir palydovinių Paukščių Tako galaktikų judėjimą dangaus skliaute. Naujojo tyrimo autoriai paėmė šiuos duomenis ir apskaičiavo, kaip keistųsi galaktikų padėtys Paukščių Tako atžvilgiu per milijardą metų į ateitį ir kaip jos kito per milijardą metų praeityje. Net įskaičius šiandieninių duomenų paklaidas, gaunamos gana aiškios orbitos ar jų dalys. Jos rodo, kad dabar stebima plokštuma yra maždaug 100 milijonų metų trukmės reiškinys. Pagrindinė priežastis, kodėl ją apskritai identifikuojame, yra dviejų galaktikų, Leo I ir Leo II, atsitiktinai sutampantis judėjimas skersai plokštumą. Šios galaktikos yra toliausios iš visų vienuolikos, nutolusios daugiau nei 200 kiloparsekų nuo Paukščių Tako centro, tuo tarpu likusios devynios glaudžiasi arčiau nei 100 kiloparsekų atstumu. Jei Leo I ir Leo II neegzistuotų, greičiausiai ir plokštumos nelabai identifikuotume. Palyginę šį rezultatą su skaitmeninių modelių prognozėmis, mokslininkai nustatė, kad panašių trumpalaikių plokštumų egzistavimas yra pakankamai dažnas reiškinys. Taigi Paukščių Takas ir jo aplinka, bent jau šiuo aspektu, visiškai neišsišoka iš standartinio kosmologinio modelio prognozių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Paukščių Tako analogų savybės. Galaktikų regimojoje Visatoje yra apie du trilijonus. Jų įvairovė – milžiniška: nuo mažyčių netaisyklingų vos kelias žvaigždes turinčių telkinukų iki šimtus tūkstančių parsekų besidriekiančių didingų senų elipsoidų. Paukščių Takas tarp jų yra kažkur per vidurį – tiek dydžiu, tiek forma. Panašių į mūsiškę galaktikų irgi yra daug, tačiau kiek jos panašios iš tiesų? Ir kiek Paukščių Takas išsiskiria tarp savo brolių ir seserų? Atsakymo į šį klausimą mokslininkai nusprendė paieškoti nagrinėdami galaktikų cheminę ir žvaigždžių formavimosi raidą. Iš didelio apžvalginių stebėjimų katalogo jie parinko 138 galaktikas, kurias galima vadinti Paukščių Tako analogais. Jos mūsų galaktiką primena pagal bendrą žvaigždžių masę – tarp 40 ir 80 milijardų Saulės masių, – morfologinį tipą (t.y. yra diskinės) ir centrinio telkinio masę – tarp 10% ir 20% visos galaktikos masės. Visoms galaktikoms jie pritaikė modelį, kuriuo susiejama žvaigždžių formavimosi istorija ir šiandieninė galaktikos cheminė sudėtis, įskaitant jos variacijas tarp galaktikos centrinių ir išorinių dalių. Į modelį supaprastintai įtrauktas dujų judėjimas galaktikoje, taip pat supernovų išmetamų cheminių elementų sukeliami pokyčiai. Beveik pusė – 56 – ištirtos galaktikos pasirodė turinčios panašias žvaigždėdaros istorijas, kaip mūsiškė. Pagrindiniai jų bruožai – gana tolygi milijardus metų trunkanti žvaigždėdara išorinėje dalyje, diske, ir stiprus žvaigždėdaros žybsnis prieš 10 milijardų metų centre, po kurio sekė tolygus lėtėjimas. Likusias galaktikas galima suskirstyti į du tipus. 55 galaktikų evoliucija centrinėje ir išorinėje dalyse buvo praktiškai vienoda, panašesnė į Paukščių Tako disko, nei centrinio telkinio. Tiesa, ten žvaigždžių populiacija, kaip taisyklė, kiek senesnė – sparčiausia žvaigždėdara vyksta ne prieš 10, o prieš 12 milijardų metų. Mažiausia, 27 galaktikų, grupė evoliucijos pradžioje atrodė panašios į Paukščių Taką, tačiau žvaigždėdara jų centriniuose telkiniuose užgesusi visiškai. Gali būti, jog ateityje Paukščių Tako laukia panašus likimas. Arba tos 27 galaktikos patyrė stiprius aktyvaus branduolio epizodus, kurie išvalė dujas iš centrinių regionų, o Paukščių Takas bei dauguma panašių galaktikų – nepatyrė. Bet kuriuo atveju, toks nuodugnus paviršutiniškai panašių galaktikų palyginimas labai svarbus, siekiant suprasti jų raidos įvairovę. Remdamiesi jo rezultatais, galėsime geriau pažinti ir savo kosminius namus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gama žybsnių energijos konversija. Gama spindulių žybsniai (GRB) yra išskirtinai galingi sprogimai, kurių metu išspinduliuojama daug gama bei kitų elektromagnetinių spindulių. Jie skirstomi į du tipus – trumpuosius (gama spinduliuotė trunka dvi sekundes ir mažiau) bei ilguosius. Pastarieji žymi labai masyvių, stipriai įmagnetintų irba greitai besisukančių žvaigždžių mirtis – hipernovas. Sprogimo metu gama spinduliai nukreipiami išilgai žvaigždės sukimosi ašies, todėl jų srautas daug stipresnis, nei būtų paskleidus juos visomis kryptimis tolygiai. Ne visa sprogimo išlaisvinta energija yra išspinduliuojama; dalis sunaudojama įgreitinti žvaigždės bei aplinkinę medžiagą, dalis išlekia elementariųjų dalelių neutrinų pavidalu. Nustatyti, kokia būtent energijos dalis tampa elektromagnetine spinduliuote – šis dydis vadinamas konversijos efektyvumu, ne visada paprasta. Kartais užtenka susumuoti stebimos skirtingų ruožų spinduliuotės galią ir paaiškėja, kad efektyvumas yra didelis – tikrai virš 50%. Bet kai jis mažesnis, vien iš tokių duomenų neįmanoma pasakyti, kokia dalis energijos lieka nematoma. Dabar tokį įvertinimą mokslininkai padarė remdamiesi skirtingų ilgių spindulių poliarizacija. Poliarizacija vadinamas elektromagnetinės bangos vibracijų krypties vienodumas. Paprasta šviesa, pavyzdžiui, sklindanti iš Saulės, yra nepoliarizuota – bangos svyruoja visomis kryptimis, statmenomis sklidimo krypčiai. Tačiau atsispindėjusi šviesa tampa dalinai poliarizuota – viena kryptimi svyruojančių bangų lieka daugiau, nei kitomis. Taip pat spindulius poliarizuoja magnetinis laukas ar sklidimas pro dulkėtą terpę. Poliarizacija priklauso ir nuo bangos ilgio. Ištyrę žybsnio GRB191221B spinduliuotę radijo ir regimųjų spindulių diapazone, mokslininkai nustatė, kad radijo bangos poliarizuotos daug mažiau. Modelis, geriausiai paaiškinantis tokį skirtumą, susideda iš galingos dujų čiurkšlės, kurios medžiaga yra palyginus šalta ir beveik neskleidžia aptinkamų spindulių. Bendra čiurkšlės medžiagos energija yra maždaug 4,6 karto didesnė, nei apskaičiuojama vien iš spinduliuotės. Suminė GRB energija – svarbus dydis, nes jis nurodo, kokios masės žvaigždė sprogo. Ateityje poliarizacijos matavimai padės įvertinti ir kitų GRB savybes, taip daug aiškiau atskleidžiant jų kilmę ir vystymąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy. 

***

Potvyninio žvaigždės suardymo evoliucija. Aktyvų galaktikos branduolį sudaro supermasyvi juodoji skylė ir į ją krentančios dujos. Dažniausiai dujų būna gana daug, o vienas aktyvumo epizodas trunka dešimtis tūkstančių metų – gerokai ilgiau, nei galime stebėti. Tai apsunkina bandymus suprasti epizodo evoliucijos detales, įvairių dujų struktūrų susidarymą, kitimą ir pranykimą. Laimei, supermasyvios juodosios skylės kartais patiria ir daug trumpesnius žybsnius – potvyninius žvaigždžių suardymus. Kai žvaigždė praskrenda pernelyg arti juodosios skylės, pastarosios gravitacija ištempia ją į pailgą dujų srautą. Dalis dujų lieka suktis aplink juodąją skylę ir suformuoja nedidelį diską. Jo medžiaga sukrenta į skylę per keletą mėnesių ar metų. Taigi aptikę potvyninio suardymo žybsnį, astronomai gali jį stebėti ir per keletą metų sužinoti labai daug apie aktyvumo epizodo raidą nuo pradžios iki pabaigos. Tiesa, pirmiausia reikia tokį reiškinį pagauti, mat jie nėra dažni: atskirai paimtoje galaktikoje nutinka kas kelis šimtus tūkstančių metų. Visgi stebint daugybę galaktikų, kartais pavyksta užfiksuoti ir potvyninius suardymus. Dabar paskelbta vieno tokio įvykio pusantrų metų stebėjimų analizė. Įvykis AT2021ehb užfiksuotas pernai kovą; jis nutiko galaktikoje, kurią nuo mūsų skiria 78 megaparsekai. Nors tai nemažas atstumas net tarpgalaktiniais mastais (apie šimtą kartų didesnis, nei tarp mūsų ir Andromedos), AT2021ehb yra penktas artimiausias potvyninis žvaigždės suardymas, kurį kada nors esame aptikę. Per maždaug šimtą dienų nuo suardymo žvaigždės medžiaga apsuko ratą aplink juodąją skylę, susidūrė su savo pačios uodega, suformavo diską ir ėmė kristi į centrą. Praėjus 270 dienų po įvykio pradžios, aplink diską susiformavo vainikas – ypatingai karštų ir retų dujų apvalkalas, kurio sąveika su magnetiniu lauku skleidžia labai aukštos energijos rentgeno spindulius. Vainikai panašiose sistemose paprastai siejami su čiurkšlėmis – siaurais medžiagos srautais, kurie skrieja beveik šviesos greičiu tolyn nuo juodosios skylės. AT2021ehb atveju jokių čiurkšlės požymių neaptikta, todėl vainiko egzistavimas irgi yra netikėtumas. Vainikas neegzistavo ilgai – po keleto dienų jo spinduliuotės nebeliko. Per šį laikotarpį regimųjų ir ultravioletinių spindulių srautas išliko beveik pastovus. Tai rodo, kad rentgeno ir regimoji/UV spinduliuotė sklinda iš skirtingų regionų bei skirtingais keliais. Tyrimo autorių teigimu, rentgeno spinduliai mus pasiekia pro retas dujas, tuo tarpu regimieji ir UV – pro tankų dujų sluoksnį, sudarantį patį diską. Vainikui nykstant, nusilpsta visa rentgeno spinduliuotė; mokslininkai mano, kad taip nutinka, nes centrinė dujų telkinio dalis staigiai atvėsta ir suplonėja, todėl nustoja skleisti rentgeno spindulius. Šie duomenys padės geriau suprasti, kaip formuojasi vainikai aplink aktyvių branduolių diskus, kaip vystosi patys diskai ir kaip kinta jų savybės laikui bėgant. Įvykio stebėjimai vykdomi ir toliau, tad gali būti, kad AT2021ehb parodys ir daugiau įdomių pokyčių. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Tolimų kvazarų žvaigždinė populiacija. Kvazarais vadinami ypatingai ryškūs aktyvūs galaktikų branduoliai – supermasyvios juodosios skylės ir į jas krentančios dujos bei dulkės. Pirmieji aptikti kvazarai taip pavadinti todėl, kad nebuvo įmanoma išskirti šaltinį supančios galaktikos – pavadinimas yra trumpinys nuo “kvazi-žvaigždinio objekto” (angl. Quasi-stellar object, QSO). Net ir dabar išskirti galaktiką aplink kvazarą toli gražu nėra lengva. Nors kvazarai matomi praktiškai tolimiausiuose regimosios Visatos kampeliuose, iš kurių šviesa iki mūsų keliauja ilgiau nei 13 milijardų metų, motininės galaktikos iki šiol išskirtos praktiškai tik aplink tuos kvazarus, kurių šviesos kelionė neviršijo 10 milijardų. Skirtumas tarp šių laikotarpių labai reikšmingas: antruoju Visatos amžius buvo daugiau nei trys milijardai metų, pirmuoju – vos keli šimtai milijonų. Dabar pirmą kartą motininės galaktikos žvaigždžių spinduliuotė identifikuota dviejuose kvazaruose, kurių vaizdą matome iš tų laikų, kai Visatai buvo 860-880 milijonų metų. Neturėtų stebinti faktas, kad atradimas padarytas naudojantis James Webb kosminiu teleskopu – tik šis instrumentas pasiekia pakankamą erdvinę skyrą. Pagrindinė kliūtis siekiant identifikuoti kvazaro motininę galaktiką – aktyvaus branduolio ir likusios galaktikos šviesos atskyrimas. Aktyvus branduolys yra taškinis šviesos šaltinis, tačiau jo spinduliuotė detektoriuje išplinta į aplinkinius pikselius. Jei išplitimas padengia visą galaktikos apimamą plotą, taškinio šaltinio tampa nebeįmanoma atskirti nuo pasklidusio. James Webb skyros užteko, kad aktyvaus branduolio spinduliuotė taptų labiau kompaktiška, nei galaktikos, ir buvo atskirta iš galaktikos žvaigždžių sklindanti šviesa. Abi galaktikos pasirodė esančios gana masyvios, kaip tiems laikams: jų žvaigždžių masė siekia 25 ir 63 milijardus Saulės masių. Pastarasis dydis panašus į Paukščių Tako žvaigždžių masę, nors galaktika ją pasiekė per maždaug 5% dabartinio Visatos amžiaus. Be to, abi galaktikos yra kompaktiškos: žvaigždžių pasiskirstymo mastelio ilgis pirmajai siekia 1,9 kiloparseko, antrajai – vos 600-800 parsekų. Palyginimui, Paukščių Tako centrinio telkinio mastelio ilgis – apie pustrečio kiloparseko, tačiau pagrindinė žvaigždžių masė yra dar kiek didesniame diske. Tiesa, ankstyvoje Visatoje dauguma galaktikų turėjo panašiai mažus spindulius. Abu kvazarai nėra tiksliai savo galaktikų centruose – nutolę nuo jų atitinkamai 850 ir 640 parsekų. Tai gali reikšti, kad arba galaktikos yra gerokai nesimetriškos (pirmykštės galaktikos Visatoje dažnai tokios būdavo), arba supermasyvios juodosios skylės dar nebuvo nusistovėjusios centrinėje galaktikos dalyje. Visos nustatytos savybės labai svarbios, siekiant suprasti supermasyvių juodųjų skylių kilmę. Kvazarų juodosios skylės yra šimtų milijonų ar milijardų Saulės masių, bet užauginti tokį monstrą per kelis šimtus milijonų metų po Didžiojo sprogimo yra sudėtinga. Egzistuoja keletas modelių, siekiančių paaiškinti jų kilmę, o aplinkinės galaktikos žvaigždžių populiacijos savybės yra vienas iš kriterijų, pagal kurį galima patikrinti modelių teisingumą. Surinkę daugiau duomenų apie tokių tolimų galaktikų žvaigždines populiacijas, mokslininkai galės nustatyti, kiek tipinės yra galaktikos, kuriose randami kvazarai ankstyvojoje Visatoje, ir taip suprasti, kokių sąlygų reikia kvazarų atsiradimui. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse