Kąsnelis Visatos DLXXIV: Persimainymai


Objektai ir struktūros Visatoje kinta – kai kurios žmoniškomis laiko skalėmis, kai kurios daug ilgesnėmis, bet amžinų dalykų nėra. Štai paimkime molekulinius debesis, kuriuose formuojasi žvaigždės: pasirodo, nors jie gyvuoja ilgai, dujų molekulės juose išlieka gerokai trumpesnį laiką, tiesiog jų nykimą kompensuoja naujų formavimasis. Panašiai yra ir su žvaigždžių dėmėmis, kurių padėtis ir skaičius kinta nuolatos; dabar pasiūlytas naujas, geresnis ir greitesnis metodas jų dengiamam plotui įvertinti. Galaktikos irgi gali keistis – štai nykštukinės dažnai ardomos sąveikų su didesnėmis; gali būti, kad būtent taip susiformuoja vienas jų tipas, vadinamas ultra-pasklidusiomis galaktikomis. Kitose naujienose – artimas asteroido praskridimas, nuolaužinių asteroidų ilgaamžiškumas ir kvazarų dulkėtumas. Gero skaitymo!
***

Kometa C/2022 E3 (ZTF). Šaltinis: Chris Schur

Šiuo metu, esant geroms sąlygoms, nakties danguje galima išvysti kometą C/2022 E3 (ZTF). Didžiausią – maždaug aštuntą – ryškį ji pasieks vasario 1 dieną. Aštuntas ryškis vis dar per blausus, kad galėtume įžiūrėti kometą plika akimi, bet per žiūronus ar nedidelį teleskopą turėtų pavykti. Ieškokite jos arti Šiaurinės žvaigždės, Mažųjų Grįžulo ratų asterizme. Ji juda Vežėjo žvaigždyno link, vasario 6 dieną skries arti ryškiausios jo žvaigždės Kapelos.

***

Prasilenkėme su mažu asteroidu. Penktadienį pro pat Žemę pralėkė asteroidas. 2023 BU įvardijamas objektas maždaug pusę trijų ryto Lietuvos laiku praskriejo virš pietinės Pietų Amerikos dalies, maždaug 3600 kilometrų aukštyje. Tai apie dešimt kartų arčiau, nei geostacionarių palydovų orbita, ir net arčiau Žemės paviršiaus, nei jos branduolys. Aptiktas šis asteroidas sausio 21 dieną, taigi vos maždaug penkios paros iki praskridimo. Ar tai daug, ar mažai? Šiuo atveju – daug. Mat 2023 BU yra vos šešių metrų skersmens, kelis kartus mažesnis už Čeliabinsko meteorą, nutikusį prieš dešimtmetį. To kūno niekas nepastebėjo iki jam įlekiant į atmosferą ir sprogstant. Bet per dešimtį metų tiek stebėjimų, tiek orbitos prognozavimo sistemos patobulėjo tiek, kad dabar net ir tokį mažytį kūną pavyko aptikti likus keletui dienų iki prasilenkimo su Žeme. NASA sistema Scout, skirta automatiniam asteroidų orbitų prognozavimui, labai greitai galėjo patikimai atmesti susidūrimo su Žeme tikimybę. Net jei šis asteroidas būtų pataikęs tiksliai į planetą, jis būtų sudegęs atmosferoje, o paviršių pasiektų nebent nedideli meteoritai, kurie blogiausiu atveju apgadintų kokį automobilį ar namo stogą. Taigi ši istorija parodo, jog net ir mažus asteroidus aptikti ir jų orbitas prognozuoti galime anksčiau, nei šie pataiko į Žemę, o tai leistų bent jau įvertinti kylantį pavojų ir imtis priemonių jį minimizuoti, net jei nespėtume pakreipti asteroido trajektorijos. Didelius asteroidus, kurie galėtų sukelti regionines ar globalias katastrofas, pastebime ir sekame dar daug anksčiau, jų orbitas sėkmingai prognozuojame dešimtmečiams, jei ne šimtmečiams, į priekį.

***

Nuolaužiniai asteroidai – labai tvirti. Asteroidai, grubiai tariant, būna dviejų tipų: monolitiniai ir nuolaužiniai. Monolitinis asteroidas yra vientisa uoliena, o nuolaužinis susideda iš metrų dydžio ir mažesnių riedulių, kuriuos laiko silpna tarpusavio gravitacija ir menki cheminiai ryšiai. Seniau mokslininkai galvojo, kad monolitiniai asteroidai turėtų dominuoti, tačiau pastaraisiais metais visos misijos, priskridusios arti prie asteroidų, aptikdavo juos esant nuolaužinio pobūdžio. Tokie yra ir Dimorphos, į kurį pernai trenkėsi DART, ir Bennu bei Ryugu, kuriuos tyrinėjo atitinkamai Osiris-Rex bei Hayabusa2, ir Itokawa, kurį prieš beveik 20 metų tyrinėjo pirmoji Hayabusa misija. Taigi dabar astronomai linksta prie nuomonės, kad nuolaužinių asteroidų turėtų būti labai daug. O naujo tyrimo rezultatai tokią išvadą tik patvirtina, mat jie parodo, kad nuolaužiniai asteroidai greičiausiai yra daug labiau ilgaamžiai, nei monolitiniai. Tyrimo autoriai nuodugniai ištyrė tris granules, atgabentas iš asteroido Itokawa. Elektronų difrakcijos analizė parodė, kad jos per savo egzistavimą patyrė maksimalų 5-15 gigapaskalių slėgį. Tai apie 100 tūkstančių kartų daugiau, nei Žemės atmosferos slėgis, tačiau nepakanka suardyti uolienai. Argono izotopų datavimas rodo, kad granulių amžius yra maždaug 4,2 milijardo metų. Tai reiškia, kad Itokawa nebuvo suardytas į gabalus bent jau tiek laiko; greičiausiai tada jis susiformavo, kai smūgis suardė monolitinį motininį asteroidą. Monolitinių asteroidų gyvavimo trukmė Saulės sistemoje yra apie 100 milijonų metų; jei Itokawos amžius yra tipinis nuolaužiniams asteroidams, tai rodo, kad jie išgyvena keliasdešimt kartų ilgiau, nei monolitai. Taip greičiausiai nutinka todėl, kad nuolaužinis asteroidas turi gausybę ertmių ir kiaurymių, kurios suveikia kaip amortizatoriai ir absorbuoja bet kokio smūgio energiją. Taigi asteroidas smūgio metu ne pažyra į gabalus, o susispaudžia, deformuojasi, bet išlieka nesuiręs. Išvada, kad dauguma asteroidų yra nuolaužiniai, bei žinios apie jų reakciją į stiprius smūgius, yra labai svarbios planuojant Žemės gynybą nuo potencialiai pavojingų asteroidų. Nuolaužinio asteroido tvirtumas mums būtų tik į naudą, mat tai sumažina pavojų, jog asteroidas po susidūrimo su žmonių paleistu zondu pažirs į šipulius, kurie toliau kels grėsmę Žemei. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Saulės sistemos formavimosi tešla. Saulės sistema, kaip ir kitos planetinės sistemos, formavosi iš protoplanetinio disko, kurį sudarė dujos ir dulkės. Dulkės jungėsi į įvairius grumstus, kurie vėliau formavo planetas. Grumstai nebuvo chemiškai vienodi. Jau seniai žinoma, kad kietųjų medžiagų cheminių elementų izotopų santykiai skirtingose protoplanetinio disko vietose skyrėsi. Izotopai yra cheminio elemento atmainos su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Skirtingi elementus gaminantys procesai – pavyzdžiui, supernovų sprogimai, termobranduolinės reakcijos žvaigždėse ir t.t. – sukuria elementus su skirtingais izotopų santykiais, o matuodami juos meteorituose galime nustatyti, kokie šie santykiai buvo skirtingose protoplanetinio disko dalyse. Pavyzdžiui, meteoritų klasė, vadinama angliniais chondritais, formavosi išorinėje disko dalyje, o neanglinių meteoritų pirmtakai – vidinėje. Skirtingos klasės pasižymi skirtingomis kietųjų elementų, pavyzdžiui kalcio, izotopų santykiais. Dabar nustatyta, kad skiriasi ir dalinai lakių elementų cinko ir kalio izotopų santykiai. Lakūs elementai garuoja žemesnėje temperatūroje, nei kieti, tad jų gausa asteroiduose ir kituose kietuose kūnuose labiau varijuoja. Didesne variacija pasižymi ir izotopų santykiai, mat skirtingi izotopai garuoja nevienodai lengvai. Visgi pasitelkę naujus, labai jautrius, prietaisus ir analizės metodus, tyrėjai sugebėjo nustatyti šiuos santykius 32-uose meteorituose. Paaiškėjo, kad anglinių ir neanglinių meteoritų kalio ir cinko izotopų santykiai tikrai reikšmingai skiriasi. Tai rodo, kad šių elementų santykiai buvo skirtingi ir protoplanetiniame diske. Tokį medžiagos mišinį tyrimo autoriai lygina su prastai sumaišyta tešla, iš kurios kepamas pyragas. Kai kurie ingredientai tešloje gali būti gerai sumišę, bet kiti – išsibarstę gabalais. Lygindami meteoritų izotopų santykius su randamais Žemės uolienose, mokslininkai padarė išvadą, kad maždaug 90% Žemės masės susidėjo iš vidinės Saulės sistemos medžiagų, o 10% atkeliavo iš išorinės dalies su angliniais meteoroidais ir asteroidais. Pastarosios uolienos atnešė apie penktadalį Žemėje esančio kalio ir pusę cinko. Tyrimo rezultatai publikuojami Science: kalio matavimai, cinko matavimai.

***

Gyvybė Žemėje remiasi anglimi ir jos cheminiais ryšiais bei reakcijomis. Tai nieko keisto, nes anglis yra labai reaktyvi ir gali formuoti įvairiausius junginius – būtent to ir reikia gyvybės įvairovei. Tačiau tokią savybę turi ne vien anglis: viena eile žemiau periodinėje lentelėje esantis silicis irgi pasižymi panašiomis cheminėmis savybėmis. Kaip atrodytų siliciu paremta gyvybė? Apie tai kalba PBS Space Time:

***

Naujoviška žvaigždžių dėmių paieška. Saulė turi dėmių – kartais vos vieną-kitą, kartais šimtus, kurios nusėja jos paviršių tamsesniais taškais. Iš dėmių kyla Saulės žybsniai ir vainikinės masės išmetimai. Kitos žvaigždės irgi turi dėmių, tačiau ten jas aptikti daug sunkiau. Nieko keisto: išskirti kitos žvaigždės disko atvaizdą pavyko tik neseniai, ir tai tik pačioms didžiausioms raudonosioms milžinėms. O dėmės dažniausiai būna mažytės. Įprastai jų dengiamą plotą bandoma įvertinti pagal žvaigždės šviesio kitimą: žvaigždei sukantis, dėmės kartais atsisukusios į mus, kartais – ne, todėl kinta žvaigždės disko šviesumas. Bet toks metodas yra lėtas ir nepatikimas. Dabar pristatytas daug tikslesnis ir paprastesnis būdas: dėmių kiekį matuoti pagal infraraudonųjų spindulių spektrą. Pagrindinė dėmių savybė, lemianti mažą šviesį, yra žemesnė temperatūra. Taigi dėmės spinduliuotės spektras pasislinkęs į infraraudonąją pusę, lyginant su visos žvaigždės. Padarius prielaidą, kad visų žvaigždės dėmių temperatūra vienoda, galima žvaigždės spektrą modeliuoti kaip nedėmėto disko ir dėmių spektrų sumą. Tyrimo autoriai sukūrė algoritmą, kuris šį uždavinį sprendžia automatiškai, ir pritaikė jį 240 žvaigždžių Plejadų ir M67 spiečiuose. Rezultatai parodė, kad dėmės gali dengti net iki 80% jaunų žvaigždžių diskų, tačiau apskritai vidutinis dėmėtumas Plejadų spiečiuje neviršija 25%, o senesniame M67 – 3%. Apskaičiuoti dėmėtumo lygiai gerai dera su kitais žvaigždžių aktyvumo indikatoriais, taigi panašu, kad rezultatai tikrai artimi teisybei. Metodas daug greitesnis už anksčiau naudotus, tad autoriai dabar planuoja jį pritaikyti 700 tūkstančių žvaigždžių, kurioms išmatuoti pakankamai detalūs infraraudonųjų spindulių spektrai. Toks katalogas apie tūkstantį kartų padidintų žvaigždžių su dėmėtumo įvertinimais skaičių ir leistų daug geriau suprasti jų struktūrą. Didelis dėmių dengiamas plotas pastebimai pakeičia ir vidutinę žvaigždės temperatūrą, ir jos spindulio įvertinimą, todėl žvaigždžių struktūros modeliai, derinami prie klaidingai interpretuojamų duomenų, gali duoti toli gražu neteisingus rezultatus. Tikslesnės žinios apie žvaigždžių struktūrą padės tiek nagrinėjant jų evoliuciją, tiek, pavyzdžiui, matuojant didelius kosminius atstumus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Molekuliniai debesys nuolat atsikuria. Žvaigždės formuojasi tankių šaltų molekulinių dujų debesyse. Visgi ryšys tarp debesų ir žvaigždėdaros nėra labai paprastas: stebėjimai rodo didžiulę įvairovę, kiek žvaigždžių formuojasi konkrečių savybių debesyse. Skaitmeniniai modeliai, kuriuose galima nuodugniai sekti konkrečių dujų sankaupų evoliuciją galaktikose, rodo, kad dujos šaltos ir tankios išlieka daug trumpiau, nei karštos ir retos, o jų būsena reguliariai kinta iš vienos į kitą. Tuo tarpu geriausia stebėjimų interpretacija leidžia spręsti, kad bent jau didžiausi molekuliniai debesys, kuriuose sutelkta didžioji dalis molekulinių dujų masės, yra gerokai ilgaamžiškesni. Kaip suderinti šiuos rezultatus? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas: molekuliniai debesys yra dinamiškos struktūros ir per savo gyvenimą nuolat atsinaujina, tad jų sudėtis visą laiką kinta. Tyrėjai pasitelkė labai detalų skaitmeninį galaktikos evoliucijos modelį ir ištyrė, kaip kinta dujos nykštukinėje galaktikoje per milijardus metų. Modelis leido sekti tiek didelių dujų struktūrų raidą, tiek mažų dujų telkinių būvį. Paaiškėjo, kad pavienis nedidelis dujų telkinys molekulinėje būsenoje praleidžia vidutiniškai apie keturis milijonus metų – vėliau jį suardo jaunų žvaigždžių spinduliuotė, kosminiai spinduliai arba smūginiai procesai. Tuo tarpu molekuliniai debesys, kaip identifikuojamos struktūros, gyvuoja nuo vieno iki 90 milijonų metų. Skirtumo tarp molekulių ir debesų gyvavimo trukmės priežastis – sparti medžiagos akrecija į molekulinius debesis. Kai kurie jų per milijoną metų gali prisijungti net 40 tūkstančių Saulės masių naujos medžiagos. Turint omeny, kad pačių debesų masės svyruoja nuo dešimčių tūkstančių iki milijonų Saulės masių, toks kiekis tikrai didelis ir užtikrina debesies išgyvenimą net ir pasikeitus visoms jį sudarančioms molekulėms. Palyginus spartus molekulių kitimas užtikrina, kad žvaigždžių formavimasis nesuvalgo visų dujų galaktikoje pernelyg greitai, o molekulinių debesų ilgaamžiškumas užtikrina ir žvaigždėdaros proceso tolygumą. Aišku, rezultatai gauti remiantis skaitmeniniu modeliu, taigi jų patikimumas nėra šimtaprocentinis. Visgi modelis labai gerai atkuria pagrindines stebimas galaktikų savybes, taigi galima tikėtis, kad jis nelabai klaidingas ir šiuo klausimu. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gama spindulių užtemimai pulsaruose. Neutroninės žvaigždės yra tankiausi mums žinomi objektai. Jas tyrinėdami, galime suprasti, kaip medžiaga elgiasi aukščiausio slėgio sąlygomis ir pagilinti supratimą apie fundamentalius dalelių fizikos dėsnius. Vienas iš svarbių parametrų, kurį turime nustatyti, kad galėtume tirti neutroninės žvaigždės struktūrą, yra jos masė. Tą padaryti įmanoma dviem būdais: remiantis struktūros modeliu ir žvaigždės dydžiu bei spinduliuotės intensyvumu arba matuojant dvinarės žvaigždės judėjimą. Pastarasis metodas nepriklauso nuo struktūros modelio, taigi yra daug patikimesnis; be to, jei norime tyrinėti struktūros modelių tikslumą, negalime remtis tais pačiais modeliais. Matuojant dvinarės judėjimą, irgi kyla problema: masės įvertinimas priklauso nuo to, kiek orbitos plokštuma pasvirusi į dangaus plokštumą. Jei orbitą matome iš šono, apskaičiuota masė lygi tikrajai, tačiau jei orbita pasvirusi, tikroji masė yra didesnė. Pasvirimo kampą nustatyti dažnai labai sudėtinga, bet įmanoma, jei dvinarėje stebime užtemimus. Užtemimai reiškia, kad viena narė praskrieja priešais kitą, taigi orbita į mus pasisukusi beveik arba tiksliai šonu. Dabar mokslininkai išnagrinėjo 49 sistemas, susidedančias iš pulsaro – labai greitai besisukančios neutroninės žvaigždės – ir mažos žvaigždės, kurią pulsaro vėjas gerokai apardė. Visose jų jau seniau fiksuoti radijo spinduliuotės užtemimai, bet jie nutinka ne dėl žvaigždės praskridimo, o dėl radijo bangų išsklaidymo abi nares supančioje plazmoje. Visgi radijo užtemimų egzistavimas irgi rodo, kad orbita bent dalinai pasisukusi šonu, todėl tokios sistemos yra palankūs taikiniai ieškoti tikrų užtemimų. Gama spinduliai nenukrypsta sąveikaudami su plazma, taigi mokslininkai ištyrė šios spinduliuotės kitimą. Jie aptiko užtemimus septyniose sistemose ir apskaičiavo labai tikslias ten esančių neutroninių žvaigždžių mases. Viena iš sistemų yra PSR B1957+20 – daug tyrinėta dvinarė. Prieš keletą metų, nagrinėdami vien šviesio pokyčius, mokslininkai apskaičiavo, kad neutroninės žvaigždės masė joje yra 2,4 Saulės masės – gerokai didesnė už bet kurią kitą žinomą ir didesnė net už numanomą teorinę šių objektų masės ribą. Naujojo tyrimo rezultatas kiek kitoks – neutroninės žvaigždės masė tėra 1,81 Saulės masės ir nė kiek neišsišoka iš kitų žinomų. Šis rezultatas parodo, kad interpretuoti „paprastesnius“ neutroninių žvaigždžių stebėjimus reikia atsargiai. Tolesnė šių septynių dvinarių sistemų analizė padės suprasti, kaip medžiaga elgiasi tiek neutroninių žvaigždžių viduje, tiek aplink jas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Galaktinių gijų automatinis aptikimas. Dujos Paukščių Take pasiskirsčiusios netolygiai. Didžioji jų dalis yra diske, o šiame telkiasi į debesis ir gijas. Pastarosios yra pailgos šaltų dujų juostos, kuriose dažniausiai vyksta žvaigždėdara. Norėdami geriau suprasti žvaigždžių formavimosi procesą, turime kuo geriau išsiaiškinti, kur ir kokios yra tos gijos. Vienas būdų paspartinti jų identifikavimo procesą – mašininio mokymo algoritmai. Jie padeda daugybėje astrofizikinių tyrimų, pavyzdžiui galaktikų ar asteroidų paieškoje ar struktūrų įvairiausiuose duomenyse aptikimui. Dabar mokslininkai sukūrė algoritmą, kuris patikimai ir greitai aptinka galaktines dujų gijas. Analizei panaudoti molekulinio vandenilio dujų tankio duomenys, surinkti Herschel teleskopu. Dalis gijų juose buvo identifikuotos rankiniu būdu – ši informacija panaudota algoritmui apmokyti. Apmokytas algoritmas aptiko daug daugiau gijų, nei buvo identifikuota iš pradžių. Priklausomai nuo pasirinkto kriterijaus, kokio patikimumo taškus priskirti gijoms, jų aptinkama nuo 2 iki 7 kartų daugiau. Kai kurie nauji taškai tiesiog pratęsė ar papildė žinomas gijas, bet dalis parodė anksčiau nežinotų, blausesnių gijų egzistavimą. Šis atradimas padės daug geriau suprasti Galaktikos dujų pasiskirstymą ir sekti žvaigždėdaros procesą. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Paukščių Takas – tikra retenybė. Kosmologinis principas, kuriuo remiasi visi Visatos struktūros tyrimai, teigia, kad mes gyvename neišskirtinėje Visatos vietoje. Visomis kryptimis ir visose vietose, žiūrint iš pakankamai toli, Visata turėtų būti panaši. Ekstrapoliuojant šį principą galima galvoti, kad ir Paukščių Takas yra niekuo neišskirtinė galaktika. Ir tikrai – panašios masės ir formos galaktikų žinome ne vieną dešimtį. Tačiau naujo tyrimo rezultatai rodo, kad pažvelgus į Paukščių Taką ne kaip į izoliuotą objektą, o įvertinant ir jo aplinką, mūsų Galaktika pasirodo esanti gana išskirtinė. Galaktikos Visatoje nėra išsimėčiusios atsitiktinai; priešingai, jos telkiasi į spiečius, tarp kurių driekiasi kosminio voratinklio gijos. Kai kurios gijos yra suplotos – jos vadinamos kosminėmis sienomis arba kosminėmis juostomis. Paukščių Takas yra vienoje tokioje sienoje arba šalia jos. Vadinamoji Vietinė juosta (angl. Local Sheet) yra maždaug septynių megaparsekų ilgio regionas, kuriame esančių kelių dešimčių galaktikų judėjimo greičiai neįprastai panašūs. Šių greičių sklaida aplink vidutinę vertę tesiekia 40 km/s; palyginimui žvaigždžių judėjimo greitis Paukščių Tako diske yra apie 220 km/s. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad tokiose sienose galaktikos dažniausiai yra mažos, mažesnės už Paukščių Taką. Naujojo tyrimo autoriai nusprendė šią tendenciją išnagrinėti kiekybiškai. Pasitelkę didžiulį skaitmeninį kosmologinį modelį Illustris TNG 300, jie ėmėsi ieškoti galaktikų, panašių į Paukščių Taką tiek mase, tiek padėtimi artimiausios kosminės sienos atžvilgiu. Jie nustatė, kad norėdami rasti vieną tokią galaktiką, turėtume išnaršyti 160-200 kubinių megaparsekų erdvės. Apskritai Paukščių Tako masės galaktikų Visatoje pasitaiko dešimt tūkstančių kartų dažniau. Šis atradimas rodo, kad ekstrapoliuoti Paukščių Tako, o ypač – jo aplinkos, duomenis kitoms galaktikoms, arba atvirkščiai, yra pavojinga, mat reikia atsižvelgti ir į galaktikų aplinką, kuri gali labai skirtis. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Byranti nykštukinė galaktika. Nykštukinės galaktikos – tos, kurių masė bent dešimt kartų mažesnė už Paukščių Taką – būna įvairios. Kai kurių žvaigždės susitelkusios kompaktiškai į tvarkingą elipsę, kitų – pasklidusios plačiai ir netvarkingai. Erdviškai didžiausios vadinamos ultra-pasklidusiomis galaktikomis (angl. Ultra-Diffuse Galaxies, UDG). Jų kilmė iki šiol nėra aiški: kokie procesai lemia, kad galaktika išplinta iki dešimčių kiloparsekų? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas: galaktikas išdrasko kaimynių gravitacija. Tyrėjai išnagrinėjo labai gilius – ypatingai blausias žvaigždes išskiriančius – stebėjimus, apimančius galaktiką M81 ir jos kaimynes šiauriniame danguje, ant Didžiųjų Grįžulo ratų ir Žirafos žvaigždynų ribos. Šioje pusketvirto megaparseko nutolusioje galaktikų grupėje yra viena UDG, žinoma tik katalogo numeriu F8D1. Atidžiai peržiūrėję jos aplinką, tyrėjai aptiko labai ilgą žvaigždžių uodegą, besidriekiančią nuo galaktikos. Uodegos ilgis viršija 60 kiloparsekų, kai tuo tarpu pačios galaktikos efektyvus spindulys nesiekia net dviejų. Uodega greičiausiai yra viena iš dviejų – antra panaši turėtų būti priešingoje galaktikos pusėje, tačiau tas regionas nepatenka į stebėjimų lauką. Galaktikos žvaigždžių masė yra apie 70 milijonų Saulės masių – kelis tūkstančius kartų mažiau, nei Paukščių Take. Dviejose uodegose esančių žvaigždžių šviesa turėtų sudaryti apie trečdalį visos F8D1 šviesos. Greičiausiai uodegos susiformavo, kai galaktika praskriejo netoli M81; pastarosios gravitacija ištempė dalį galaktikos žvaigždžių ir dujų lauk. Dėl to sustojo žvaigždėdara, o likusios žvaigždės galėjo išplisti plačiau, nei iki tol. Panaši gali būti ir kitų UDG kilmė, tačiau to nesužinosime, kol neturėsime labai gilių stebėjimų, mat kitaip uodegų tiesiog nematyti. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Dulkės dengia kvazarų galią. Aktyvūs galaktikos branduoliai yra ryškūs spinduliuotės šaltiniai, kurie atsiranda, kai į centrinę galaktikos supermasyvią juodąją skylę ima sparčiai kristi dujos. Dujos Visatoje dažniausiai yra bent šiek tiek sumišusios su dulkėmis. Tarpžvaigždinės dulkės efektyviai sugeria regimųjų ir ultravioletinių spindulių šviesą ir perspinduliuoja ją didelio bangos ilgio infraraudonajame ruože. Ar šis efektas gali reikšmingai susilpninti matomą aktyvių branduolių šviesį? Pasirodo, taip. Mokslininkai išnagrinėjo aktyvios galaktikos NGC 5548 spinduliuotę ir įvertino, kiek ji paraudusi dėl dulkių sugerties. Pritaikę galaktikai septynis galimus dulkių kuriamo paraudimo dėsnius, jie nustatė, kad visi duoda panašų rezultatą. Paraudimas nėra labai žymus, tačiau vis tiek 14 kartų didesnis, nei buvo vertinama anksčiau, atsižvelgiant tik į dulkių Paukščių Take poveikį pro jas sklindančiai NGC 5548 spinduliuotei. Poveikis šviesiui daug didesnis: tikrasis ultravioletinis branduolio šviesis yra apie septynis kartus didesnis, nei išmatuojamas. Toks skirtumas atitinka maždaug 2,6 karto didesnį akrecinį diską aplink juodąją skylę. Būtent toks neatitikimas tarp stebėjimų ir teorinio modelio buvo aptiktas prieš maždaug dešimtmetį ir sukėlė klausimų apie teorinio modelio tinkamumą paaiškinti aktyvių branduolių savybėms. Naujasis tyrimas parodo, kad neatitikimą visiškai galima paaiškinti dulkių poveikiu. Jei kitoms galaktikoms dulkių efektas panašus – o priežasčių, kodėl taip neturėtų būti, kaip ir nėra – šis atradimas privers peržiūrėti aktyvių galaktikų populiacijos savybes. Jos yra svarbi supratimo apie Visatos sandarą ir struktūrų raidą dalis. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

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

Laiqualasse

3 komentarai

  1. Buvo labai įdomu. Net vikipediją pasiskaičiau apie neutronines žvaigždes. Ačiū!

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.