Praeitą savaitę praūžė Amerikos astronomų sąjungos kaspusmetinis susitikimas, kuriame mokslininkai iš visos JAV (ir ne tik) varžosi parodyti naujausius ir įdomiausius rezultatus. Aišku, šįkart labai daug dėmesio skirta James Webb teleskopo rezultatams, ypač susijusiems su tolimiausiais Visatos pakraščiais: tiek galaktikų įvairove, tiek apskritai jų skaičiumi. Kitose naujienose – Saulės vėjo kilmės paieškos, naujas būdas nustatyti protoplanetinių diskų masėms ir mažiausia rudoji nykštukė (arba masyviausia planeta). Gero skaitymo!
***
Mažos čiurkšlytės paleidžia Saulės vėją. Iš Saulės nuolat pučia vėjas – elektringų dalelių srautas. Jis tik nežymiai kinta su Saulės aktyvumu; ties Žeme srautas praktiškai tolygus tiek erdvėje, tiek laike. Nuo tada, kai buvo atrastas praeito amžiaus viduryje, Saulės vėjas neduoda ramybės astronomams. Kas jį sukelia? Kodėl jis sklinda visada? Kaip siejasi su Saulės vainiku, žybsniais ir medžiagos pliūpsniais? Per dešimtmečius trunkančius tyrimus gauti kai kurie atsakymai. Pavyzdžiui, pastarąjį dešimtmetį Saulėje aptikta daugybė mažų žybsnių, pramintų laužais, kurių išskiriama energija greičiausiai įkaitina vainiką – karštos retos plazmos kevalą, gaubiantį Saulę. Nuo vainiko prasideda ir vėjas, tad laužai galimai susiję ir su jo paleidimu. Prieš keletą metų zondas Parker Solar Probe nustatė, kad arti Saulės vėjo magnetinis laukas ne visada nukreiptas į tą pačią pusę; kartais vėjyje atsiranda išsilenkimų, kur magnetinis laukas, tolęs nuo Saulės, kurį laiką artėja prie jos, kol vėl ima tolti. Dabar nauji aukštos raiškos stebėjimai parodė, kad visame Saulės paviršiuje nuolat vyksta mažyčių čiurkšlių išsiveržimai. Čiurkšlytės (angl. jetlets) išsiveržia, kai persijungia Saulės magnetinio lauko linijos. Magnetinis persijungimas – reiškinys, kurio metu dvi greta esančios stipriai sulinkusios magnetinio lauko linijos susijungia nauja, mažiau sulinkusia, konfigūracija. Dalis energijos, sukauptos magnetiniame lauke, persijungiant išlaisvinama. Didelio masto persijungimo reiškiniai Saulėje matomi kaip žybsniai, kurių metu kartais įvyksta ir vainikinės masės išmetimai. Čiurkšlytės, panašu, yra gerokai sumažintas, bet analogiškas, procesas. Čiurkšlytės atsiranda persijungiant šimtų ar tūkstančių kilometrų ilgio magnetinio lauko kilpoms; nors dydžiai atrodo milžiniški, iš tiesų jie mažyčiai, lyginant su Saulės žybsniais, kuriuos sukelia didesnės už Žemę kilpos. Čiurkšlyčių teikiama energija ir jų išmetamas medžiagos srautas gali paaiškinti didžiąją dalį, o gal net ir visą, Saulės vėją. Įdomu, kad Saulės vėjas kyla ne tolygiai iš viso žvaigždės paviršiaus, o iš atsitiktiniais intervalais besispjaudančių daugybės mažų regionų. Tokia vėjo kilmė gali padėti paaiškinti ir magnetinio lauko išsilenkimus. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Vulkanas – planeta, artimesnė Saulei, nei Merkurijus. Kurį laiką XIX a. daugybė astronomų šventai tikėjo jos egzistavimu, teigė aptikę ją teleskopais. Nors, aišku, tokia planeta neegzistavo. Apie Vulkano atsiradimo ir išnykimo istoriją pasakoja Astrum:
***
Įvairi organika Marso meteorite. Prieš 11 metų Maroke nukrito meteoritas iš Marso. Pagal radimo vietovę Tissintu pavadintas meteoritas yra vienas iš vos penkių Marso meteoritų, kurių nukritimas į Žemę buvo užfiksuotas. Prieš pasiekdamas Žemę, akmuo šimtus milijonų metų skrajojo Saulės sistemoje po to, kai smūgis išmušė jį iš Marso plutos. Visgi jis išlaikė sandarą, kokią turėjo būdamas plutos dalimi, o dabar detali meteorito granulių analizė atskleidė ten esant gausybę įvairių organinių junginių. Aptikta įvairaus dydžio karboksilo rūgščių ir aldehidų, alkenų (junginių su dviguba anglies jungtimi) bei poliaromatinių junginių. Taip pat pirmą kartą Marso uolienoje aptikta magnio turinčių organinių molekulių. Įdomu, kad molekulės meteorite pasiskirsčiusios nevienodai, o siejasi su konkrečiais mineralais; pavyzdžiui, magnio turinčių molekulių gausu olivinuose bei kadaise išsilydžiusių ir veliau sustingusių uolienų gyslose. Organiniai junginiai dažnai siejami su gyvybe, bet, žinoma, jie gali susiformuoti ir kitaip. Visgi tokia įvairovė rodo, kad organiką formuojančių procesų Marse buvo labai įvairių ir skirtingų. Žinodami, kokie buvo šių procesų rezultatai, galėsime geriau suprasti ir visos planetos raidą prieš milijardus metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Gyvybės komponentų formavimasis tarpžvaigždiniuose debesyse. Gyvybė Žemėje greičiausiai prasidėjo ne be kosminių šaltinių pagalbos. Turiu omeny įvairius sudėtingus organinius junginius, kurie į Žemę greičiausiai atkeliavo su asteroidais ir kometomis, o ne formavosi pačioje planetoje. Tarp šių junginių yra ir aminorūgštys – esminis DNR grandinės komponentas. Meteorituose dažnai randama aminorūgščių ir jų pirmtakų – aminų, taigi jų greičiausiai buvo ir asteroiduose, iš kurių meteoritai atkeliavo. Tačiau ligšioliniai bandymai sukurti aminorūgštis iš paprastų molekulių asteroidų sąlygomis pavyko tik iš dalies. Dabar grupė mokslininkų išsprendė šią problemą grįždami dar žingsniu atgal: ištirdami aminorūgščių formavimąsi tarpžvaigždinių dujų debesyje. Laboratorijoje jie sukūrė sąlygas, panašias į tarpžvaigždinio debesies: įvairių ledo junginių mišinį labai žemoje temperatūroje apšvietė spinduliuote ir dalelių srautu, kuris atitinka tarpžvaigždinį spinduliuotės lauką ir kosminių spindulių bombardavimą. Ledo granulėse buvusios molekulės ėmė byrėti ir jungtis į vis sudėtingesnes. Galiausiai susiformavo organinių nuosėdų, kurias mokslininkai perdirbo taip, kaip jas galėtų paveikti buvimas asteroide. Perdirbimas iš esmės susidėjo iš sąveikos su vandeniu, mat Saulės sistemos jaunystėje daugelyje asteroidų jo greičiausiai buvo. Po šio proceso, nepriklausomai nuo jo detalių, tiek aminų, tiek aminorūgščių įvairovė išliko, o šių junginių gausa išaugo maždaug dvigubai. Kokie konkrečiai aminai ir aminorūgštys susiformavo priklausė nuo tarpžvaigždinio debesies sąlygų. Taigi toks dviejų etapų procesas tikrai galėjo sukurti sudėtingų organinių molekulių, būtinų žemiškai gyvybei. Vėliau jos atkeliavo į mūsų planetą ir toliau vystėsi jau Žemės vandenynuose. Artimiausiu metu tyrimo autoriai tikisi išnagrinėti asteroidų Ryugu ir Bennu mėginius bei nustatyti, ar aminorūgštys juose panašios į tas, kurios randamos meteorituose. Tyrimo rezultatai publikuojami ACS Earth and Space Chemistry.
***
Protoplanetinių diskų masės nustatymas. Protoplanetinio disko masė – vienas svarbiausių parametrų, nurodančių jo evoliuciją ir kokios planetos jame gali formuotis. Masei nustatyti reikėtų žinoti disko paviršinio tankio profilį – tankio priklausomybę nuo atstumo iki žvaigždės. Deja, šį dydį tiesiogiai išmatuoti sudėtinga, mat šaltos vandenilio molekulės – pagrindinė disko sudedamoji dalis – beveik nespinduliuoja. Paprastai disko savybės tiriamos pagal anglies monoksido dujų pasiskirstymą, bet ryšys tarp vandenilio ir anglies monoksido nėra visiškai aiškus. Dabar, remdamiesi detaliausiais anglies monoksido spektro stebėjimais, mokslininkai labai tiesiogiai įvertino disko tankį ir masę. Hidros TW yra jauna žvaigždė su protoplanetiniu disku – artimiausias mums toks objektas. Nagrinėdami archyvinius stebėjimų duomenis nauju analizės algoritmu, mokslininkai aptiko, kad anglies monoksido spektro linijos yra gana plačios ir išmatavo tą plotį. Linijos plinta dėl dujų judėjimo skirtingais greičiais, kuris, savo ruožtu, atsiranda dėl molekulių susidūrimų aukšto slėgio aplinkoje. Taigi žinodami linijos plotį, tyrėjai galėjo apskaičiuoti ir maksimalų slėgį skirtingose disko vietose. Maksimalus slėgis pasiekiamas disko vidurio plokštumoje ir glaudžiai siejasi su disko paviršiniu tankiu. Maksimalus tankis – kiek daugiau nei kilogramas į kvadratinį centimetrą – pasiektas penkių astronominių vienetų atstumu nuo žvaigždės – Saulės sistemoje toje vietoje yra Jupiterio orbita. Tokio disko tankio kaip tik pakaktų Jupiteriui suformuoti. Hidros TW yra aštuonių milijonų metų amžiaus; tokiu metu protoplanetinis diskas jau būna besisklaidąs, taigi aptikti tiek daug medžiagos dar likusios jame yra gana netikėta. Vidinė disko dalis greičiausiai jau išvalyta, mat jos tankis apie šimtą kartų mažesnis. Įdomu, kad anglies monoksido gausa, lyginant su vandeniliu, yra maža – smalkių diske yra apie milijoną kartų mažiau, nei vandenilio. Gausa nelabai skiriasi tiek arti žvaigždės, kur anglies monoksidas yra dujinės būsenos, tiek toliau nuo jos, kur smalkės kondensuojasi į ledą. Tai rodo, kad anglies monoksido molekulės efektyviai virsta kažkuo kitu. Šis atradimas padės patikslinti daugybės kitų protoplanetinių diskų mases ir jų evoliuciją žvaigždei vystantis. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Planeta ar rudoji nykštukė? Rudosiomis nykštukėmis vadinami objektai, tarpiniai tarp planetų ir žvaigždžių. Esminis rudosios nykštukės skirtumas nuo planetos – nykštukėje vyksta termobranduolinės reakcijos. Jų metu sunkieji vandenilio izotopai – deuteris ir tritis – jungiasi į helį. Pagrindiniam vandenilio izotopui jungtis nepakanka tankio ir temperatūros – tuo nykštukė skiriasi nuo žvaigždės. Deja, tiesiogiai pamatyti, ar objekte vyksta termobranduolinės reakcijos, negalime, todėl įprastai nykštukės nuo planetų atskiriamos pagal masę. Iki 13 Jupiterio masių – tai atitinka 1,3% Saulės masės – siekiantys objektai laikomi planetomis, o masyvesni – rudosiomis nykštukėmis. Bet ar tikrai ši riba būtent tokia? Ar ji priklauso nuo objekto cheminės sudėties, sukimosi, magnetinio lauko ar kaimyninių žvaigždžių? Atsakyti į šiuos klausimus gali padėti naujas atradimas – objektas, kuris yra arba masyviausia planeta, arba, greičiau, mažiausia rudoji nykštukė. Žvaigždė HD206893 yra maždaug trečdaliu masyvesnė už Saulę ir daug jaunesnė. Jau seniau žinoma, kad ji turi kompanionę rudąją nykštukę. Bet apskaičiuota šių dviejų objektų judėjimo trajektorija neatitiko stebėjimų. Keletą metų detaliai matuodami žvaigždės judėjimą – tiek dangaus plokštumoje Gaia orbitiniu teleskopu, tiek stebėjimų linijoje Labai dideliu teleskopu Čilėje – mokslininkai apskaičiavo, kad judėjimą geriausiai paaiškina dar vieno kūno egzistavimas sistemoje. Naujai atrastas kūnas, HD206893c, sukasi aplink žvaigždę gerokai arčiau, nei masyvesnė nykštukė – maždaug tokiu atstumu, kaip Saulės sistemoje yra Asteroidų žiedas. Naujųjų prietaisų erdvinė skyra pakankama, kad radinį buvo įmanoma atskirti nuo žvaigždės ir pamatyti tiesiogiai; dažniausiai egzoplanetų taip užfiksuoti nepavyksta. Apskaičiuota kūno masė – 12,7 Jupiterio masių, o paklaidų ribos apima ir planetos/rudosios nykštukės masės ribą. Objekto spektrą geriau paaiškina modelis, kuriame įtrauktos deuterio termobranduolinės reakcijos. Taigi greičiausiai HD206893c yra rudoji nykštukė, bet šią išvadą reikėtų patikslinti detalesniais stebėjimais. Bet kuriuo atveju tokio ribinio objekto analizė padės geriau suprasti, kokiomis sąlygomis prasideda deuterio jungimosi reakcijos ir kokia iš tiesų yra planetų masės riba. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Žvaigždės formuojasi iš dujų debesų. Kiekviename debesyje susiformuoja ne viena, o visas spiečius žvaigždžių. Čia matome tokio proceso eigą: jauną spiečių, kurį vis dar supa dujos ir dulkės, o iš jų tebesiformuoja žvaigždės. Objektas katalogo numeriu NGC 346 matomas kaimyninėje nykštukinėje galaktikoje, Mažajame Magelano debesyje. Žvaigždės jame formuojasi labai efektyviai – žvaigždėdaros sparta, padalinta iš dujų masės, yra aukštesnė nei vidutiniškai kituose panašiuose regionuose. Greičiausiai panašiai efektyviai žvaigždės formavosi prieš 10 milijardų metų, kai žvaigždėdara Visatoje buvo sparčiausia. Tokių išskirtinių aplinkinės Visatos žvaigždėdaros regionų tyrimai padeda suprasti, kaip viskas vyko tolimoje praeityje.
***
Paukščių Tako aplinkgalaktinė medžiaga. Kiekvieną galaktiką supa dujų halas. Dalis šių dujų nėra gravitaciškai „pririštos“ prie galaktikos, tačiau vis tiek tankesnės, nei vidutiniškai tarpgalaktinėje aplinkoje. Jos sudaro vadinamąją aplinkgalaktinę terpę. Išmatuoti šios terpės savybes labai sudėtinga – retos dujos nei pačios daug spinduliuoja, nei sugeria daug praeinančios spinduliuotės. Kitų galaktikų aplinką nagrinėti galima pasirenkant stebėjimų kryptis, einančias šalia galaktikos, o ne kiaurai ją, bet tokios prabangos neturime, nagrinėdami Paukščių Taką. Nori nenori, stebime viską iš Galaktikos vidaus, tad bet kokiuose surenkamuose duomenyse esama ir aplinkgalaktinės, ir artimesnės, tarpžvaigždinės medžiagos signalo. Dabar pirmą kartą pateiktas gana tikslus Paukščių Tako aplinkgalaktinės medžiagos masės įvertinimas. Jis paremtas greitojo radijo žybsnio (FRB) stebėjimais. Greitieji radijo žybsniai yra labai trumpi galingi radijo spinduliuotės pliūpsniai, kartais nutinkantys įvairiose galaktikose. Žybsnio spinduliuotė, sklisdama erdve, išsiskleidžia – aukšto dažnio bangos juda truputį greičiau, nei žemo, dėl sąveikų su aplink pasitaikančiomis medžiagos dalelėmis. Išmatavę šį išsiskleidimą, vadinamą dispersijos matu, galime įvertinti, kiek medžiagos yra tarp mūsų ir žybsnio šaltinio. Nauji dedikuoti teleskopai gali pakankamai tiksliai lokalizuoti net ir milisekundžių trukmės vienkartinį žybsnį, kad pavyktų nustatyti, iš kokios galaktikos jis sklinda. Pernai kovą aptiktas FRB lokalizuotas gana artimoje galaktikoje IRAS 02044+7048, esančioje vos už 50 megaparsekų – apie 70 kartų toliau, nei Andromeda. Per šį nuotolį tarpgalaktinės medžiagos kuriamas dispersijos matas yra gana mažas, todėl praktiškai visas signalo išskleidimas turėtų susidaryti aplinkgalaktinėje ir tarpžvaigždinėje Paukščių Tako medžiagoje. Atskirti šių komponenčių efektą galima turint papildomą atskaitos tašką, kuris skleidžia radijo signalus iš Galaktikos pakraščio. Juo mokslininkai pasirinko du pulsarus, dangaus skliaute matomus arti FRB pozicijos. Gauti du aplinkgalaktinės medžiagos kuriamo dispersijos mato įvertinimai šiek tiek skiriasi, bet abu rodo, kad bendra aplinkgalaktinės medžiagos masė neviršija 100 milijardų Saulės masių. Šis skaičius atrodo tikrai didžiulis – palyginamas su visų Paukščių Tako žvaigždžių mase – tačiau yra mažesnis, nei prognozuoja modeliai ir kitų galaktikų stebėjimai. Tokios masės galaktikos, kaip Paukščių Takas, vidutiniškai turi bent pusantro karto daugiau aplinkgalaktinės medžiagos. Tiesa, gautasis įvertinimas padarytas remiantis prielaida, kad aplinkgalaktinė medžiaga išsidėsčiusi tolygiai ir sferiškai simetriškai; nuokrypiai nuo šių idealizuotų sąlygų gali pakeisti jos masę. Jei aplinkgalaktinės medžiagos iš tiesų tiek mažai, tai reikštų, kad praeityje Paukščių Takas greičiausiai patyrė stiprų aktyvaus branduolio epizodą, kurio metu labai daug medžiagos išmesta iš galaktikos į tarpgalaktinę erdvę. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Daugkartinis potvyninis žvaigždės suardymas. Kai žvaigždė priskrenda per arti juodosios skylės, pastaroji gali ją suardyti – ištempti į dujų srautą, kurio dalis pabėga tolyn, o dalis susisuka į diską aplink juodąją skylę. Disko medžiaga, krisdama skylės link, ryškiai šviečia, todėl įvyksta žybsnis. Sistema vystosi palyginus sparčiai – per keletą mėnesių žybsnis išblėsta. Potvynino suardymo žybsniai nėra dažni – skaičiuojama, kad vidutiniškai vienoje galaktikoje jie turėtų nutikti kartą per 10 tūkstančių metų, o jų laikai – neprognozuojami. Taigi nekeista, kad tokių įvykių kol kas užfiksuota vos kelios dešimtys. O dabar paskelbta apie aptiktą daug retesnį reiškinį – daugybinį suardymą, kai žvaigždė pro juodąją skylę lekia keletą kartų, kaskart netekdama tik trupučio medžiagos. Nagrinėdami rentgeno spindulių teleskopo eROSITA duomenis, mokslininkai aptiko netikėtą atsikartojantį rentgeno žybsnį vienos galaktikos centre. Žybsnis per stebėjimų laiką pasikartojo tris kartus, maždaug kas 220 parų. Kiekvienas pasikartojimas atrodė labai panašiai, tačiau buvo vis blausesnis. Žybsnio pradžioje rentgeno spinduliuotė pakildavo iki maksimalios vertės, kurią išlaikydavo apie du mėnesius, tada labai staigiai – per mažiau nei savaitę – nukrisdavo ir likdavo nykstamai silpna apie du mėnesius. Išnagrinėję ne tik bendrą šviesio kitimą, bet ir spektro formą skirtingose žybsnio dalyse, mokslininkai padarė išvadą, kad žybsnį sukelia dalinis žvaigždės suardymas. Žvaigždė skrieja 220 parų orbita aplink centrinę galaktikos juodąją skylę, ir kiekvieno praskridimo metu dalis jos medžiagos atplešiama bei suformuoja trumpalaikį akrecinį diską. Diskas ima spinduliuoti įvairiuose spektro ruožuose, bet daugiausiai rentgeno, mat jo dujos greitai įkaista iki labai aukštos temperatūros. Per porą mėnesių diskas išsisklaido ir spinduliuotė nuslopsta iki sekančio žvaigždės praskridimo. Per tris pasikartojimus žvaigždė neteko atitinkamai 5%, 1,5% ir 0,5% Saulės masės medžiagos. Panašu, kad žvaigždė, netekusi išorinių sluoksnių, tiesiog susitraukė ir tapo atsparesnė vėlesniems suardymams. Šie rezultatai padės geriau suprasti tiek ekstremalius retus reiškinius, tiek žvaigždžių struktūrą. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
Turint omeny, kad dalinis potvyninis suardymas yra labai retas reiškinys, kiek netikėta rasti dar vieną naujieną apie kitą tokį įvykį. Potvyninio suardymo žybsnis AT 2018fyk, prasidėjęs 2018 metais, iš pradžių vystėsi kaip įprastinis, tačiau praėjus maždaug 600 dienų jo rentgeno ir ultravioletinės spinduliuotės intensyvumas sparčiai sumenko. Rentgeno spinduliuotė susilpnėjo net 6000 kartų. Atrodytų, kad tiesiog baigėsi žvaigždės medžiaga, krentanti į juodąją skylę. Ir tai nebūtų labai keista, jei ne faktas, kad praėjus 1200 dienų po aptikimo, šaltinis vėl ėmė skleisti ryškią rentgeno ir UV spinduliuotę. Išnagrinėję šio vėlesnio etapo stebėjimus, tyrimo autoriai padarė išvadą, kad antrasis žybsnis buvo antrinis tos pačios žvaigždės suardymas. Kol kas neaišku, ar žvaigždė išgyveno antrąjį suardymą, bet jei taip, tyrėjai prognozuoja, kad žybsnis vėl išblės šių metų rugpjūtį, o 2025-ųjų kovą turėtų sužibti nauju žybsniu. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Artima supermasyvių juodųjų skylių pora. Kiekviena galaktika centre turi supermasyvią juodąją skylę. Kai dvi galaktikos susijungia, po kurio laiko susijungia ir juodosios skylės. Bet „kuris laikas“ matuojamas šimtais milijonų metų – visą tą laiką nauja galaktika turi dvi supermasyvias juodąsias skyles, kurios po truputį artėja viena prie kitos. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad pirmoji suartėjimo fazė yra pati greičiausia: sąveikaudamos su galaktikos žvaigždėmis bei dujomis, juodosios skylės per šimtą tūkstančių metų suartėja iki poros šimtų parsekų. Tada procesas gerokai sulėtėja: iki mažiau nei parseko nuotolio jos juda keliasdešimt milijonų metų, o paskutinį šimtadalį parseko – dar šimtą milijonų metų. Taigi dauguma supermasyvių juodųjų skylių porų turėtų skrieti poros šimtų parsekų ir mažesniu atstumu viena nuo kitos. Deja, dažniausiai išskirti tokių artimų branduolių galaktikose neįmanoma, o žinomų porų tarpusavio atstumai matuojami kiloparsekais. Bet vis gerėjantys prietaisai ir analizės įrankiai padeda įveikti šią kliūtį. Štai dabar pristatyta vienos artimiausių žinomų porų analizė plačiame spektro ruože. Galaktika UGC 4211 nuo mūsų nutolusi 150 megaparsekų – palyginus su kitomis neseniai susijungimą patyrusiomis galaktikomis, tai gana netoli. Jau seniau, stebint žvaigždžių ir dujų judėjimą jos centre, buvo nustatyta, kad galimai ten egzistuoja dvigubas branduolys. Naujojo tyrimo autoriai nukreipė į galaktiką Čilėje esantį ALMA submilimetrinių bangų teleskopą, taip pat tris regimųjų spindulių teleskopus – kosminį Hablą, Čilėje esantį VLT ir Havajuose įrengtą Keck. Išsamūs duomenys patvirtino, jog du branduoliai tikrai egzistuoja, taip pat leido nustatyti, kad abiejų centruose yra po supermasyvią juodąją skylę, į kurią sparčiai krenta dujos. Juodųjų skylių masės labai panašios – 125 ir 200 milijonų Saulės masių. Viena vertus, šis atradimas padės suprasti, kaip vystosi tokie dvigubi galaktikų branduoliai ir kokį poveikį jie turi galaktikos evoliucijai. Iš kitos pusės, atradimas svarbus ir platesniame panašių objektų paieškų kontekste: UGC 4211 dvigubas branduolys aptiktas tiriant pakankamai nedidelę galaktikų imtį. Tai gali reikšti, kad panašių dvigubų galaktikų branduolių esama labai daug, o stebėjimai, apjungiant ALMA ir regimųjų spindulių teleskopus, padės juos aptikti. Tada bus galima daug geriau pasakyti, kiek iš tiesų užtrunka skirtingi juodųjų skylių porų suartėjimo etapai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Tolimų ir artimų galaktikų panašumai. Laikui bėgant galaktikos keičiasi – po truputį apvalėja, raudonėja, procesai jose paskutinius dešimt milijardų metų lėtėja. Bet kai kurios galaktikos tiek šiandieninėje, tiek 13 milijardų metų senumo Visatoje atrodo labai panašiai. James Webb teleskopu atlikti stebėjimai atskleidžia tokius panašumus. Prieš 14 metų aplinkinėje Visatoje atrastos naujo tipo galaktikos, pavadintos „žaliais žirneliais“ (angl. Green Peas) – jos pasižymi žalia spalva, santykinai mažu spinduliu ir apvalia forma. Spalva jų tokia todėl, kad didelę dalį spinduliuotės ten skleidžia ne žvaigždės, o dujų debesys; iš jų sklinda labai stipri jonizuoto deguonies spektro linija, kuri ir suteikia žalią spalvą. Taip pat šiose galaktikose sparčiai formuojasi žvaigždės, dėl to iš jų sklinda santykinai daug ultravioletinių spindulių – jais pasižymi jaunos žvaigždės. Jau seniau buvo žinoma, kad tolimoje Visatoje irgi egzistuoja kompaktiškų apvalių galaktikų, kurios švyti ultravioletine šviesa; tiesa, sklisdama iki mūsų, dėl Visatos plėtimosi ji išsitempia į regimąjį ruožą. Dabar James Webb duomenyse rastos trys tokios kompaktiškos galaktikos ir pastebėta, kad jos ir kitais bruožais labai panašios į aplinkinius žalius žirnelius. Galaktikos atrastos spiečiaus SMACS 0723 nuotraukoje – pirmojoje „giliojo lauko“ nuotraukoje, kuri paskelbta pernai liepą. Jų spinduliuotė iki mūsų keliavo ilgiau nei trylika milijardų metų; matome jas tokias, kokios buvo Visatai esant vos 650 milijonų metų amžiaus. Jų spinduliuotė, kurią James Webb mato infraraudonųjų spindulių ruože, tik pradėjusi sklisti buvo regimoji ir apima tą pačią jonizuoto deguonies liniją. Išmatuotas spektras leidžia nustatyti ir galaktikų dujų cheminę sudėtį – pasirodė, kad ji gerai dera su žalių žirnelių. Ir vienos, ir kitos galaktikos turi labai mažai už helį sunkesnių cheminių elementų (astronomai juos bendrai vadina „metalais“) – apie 50 kartų mažiau, nei Saulė, nors variacija didelė. Tokioje jaunoje Visatoje rasti tokių galaktikų – visai nekeista: tada kone visos galaktikos aktyviai formavo žvaigždes. Šios kompaktiškos galaktikos greičiausiai buvo vieni iš pagrindinių Visatos rejonizacijos variklių: jų žvaigždžių šviesa pasklido tarpgalaktinėje erdvėje ir jonizavo ten plytėjusį vandenilį. Tolesni tokių objektų tyrimai padės suprasti, kodėl kai kurios galaktikos, atrodo, panašioje būsenoje užsiliko iki šių dienų; savo ruožtu, žalių žirnelių tyrimai padės geriau suprasti ir šią kompaktišką tolimos Visatos populiaciją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Kiek buvo ankstyviausių galaktikų? Kada pradėjo formuotis pirmosios galaktikos Visatoje? Atsakymo neturime, tačiau dauguma mokslininkų pastaruoju metu laikėsi nuomonės, kad procesas prasidėjo 200-400 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Visgi buvo manoma, kad iki Visatai pasiekiant maždaug 450 milijonų metų, galaktikų joje buvo labai nedaug. Bet nauji rezultatai verčia abejoti tokia išvada. Išnagrinėję James Webb teleskopu darytą giliojo lauko nuotrauką – spiečiaus SMACS 0723 ir aplinkos vaizdą – mokslininkai identifikavo 87 galaktikas, kurių šviesa greičiausiai išspinduliuota Visatai esant 180-420 milijonų metų amžiaus. Šimtaprocentiškai tiksliai nustatyti galaktikų atstumo, taigi ir amžiaus, neįmanoma, nes kol kas turime tik fotometrinę informaciją – galaktikų šviesį skirtinguose plačiuose spektro ruožuose. Ten nematyti pavienių spektro linijų, bet atstumą apytikriai įvertinti galima žinant tipinį galaktikų išspinduliuojamą spektrą ir ties kokiais bangos ilgiais jis reikšmingai pakinta. Būtent tokia analizė ir parodė, kad šios galaktikos yra labai tolimos: jos matomos didesnio bangos ilgio fotometrinėse juostose, bet ne trumpesnėse, o tai leidžia įvertinti, kiek pasislinkusi spektro vieta, vadinama Laimano lūžiu, kylanti dėl jaunų žvaigždžių spinduliuotės. Dalies galaktikų duomenys pakankamai geri, kad būtų įmanoma įvertinti jų žvaigždžių populiacijos savybes. Vidutinis apskaičiuotas žvaigždžių amžius yra apie 30 milijonų metų, kitaip tariant, žvaigždės ten tik pradeda formuotis, kaip ir reikėtų tikėtis pačioje Visatos jaunystėje. Bendra žvaigždžių masė siekia dešimtis ar šimtus milijonų Saulės masių, gerokai mažiau nei, tarkime, Paukščių Tako šimtai milijardų. Žvaigždžių formavimosi sparta – kelios dešimtys Saulės masių per metus, pakankama, kad per apskaičiuotą populiacijos amžių susiformuotų apskaičiuota masė. Taigi šios galaktikos tikrai formuoja pirmąsias savo žvaigždes. Dauguma skaitmeninių modelių tokiame dangaus plote prognozuotų vos keletą galaktikų, o ne beveik šimtą, taigi mokslininkams teks permąstyti savo prielaidas apie tai, kaip prasidėjo struktūrų augimas Visatoje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse