Mūsų Mėnulis – toks įprastas ir kasdieniškas (ar labiau kasnaktiškas) vaizdas, kad ne visada susimąstome apie jo poveikį. O jei ir susimąstome, tai turbūt manome, kad viskas jau žinoma. Pasirodo, ne: tik praeitą savaitę pirmą kartą paskelbti įrodymai, jog Mėnulio potvyninis poveikis pasireiškia ir Žemės magnetosferos daliai, vadinamai plazmasfera. Pačiame Mėnulyje yra daug visokiausių paslapčių, kurias tyrinės Artemis astronautai ir įvairios planuojamos autonominės misijos. Joms pasiruošti reikalingas geras planavimas, kuris neįmanomas be Mėnulio paviršiaus modelių – vienas naujas fizinis modelis įrengtas šių metų pradžioje. Kalbant apie kitus mėnulius, Saturno Mimas galbūt turi popaviršinį vandenyną, nors jo paviršiuje nematyti tokiems vandeniniams mėnuliams būdingų požymių. Kitose naujienose – pirmųjų Visatos žvaigždžių masės, aktyvių galaktikų mirgėjimas ir egzožemių bei egzovenerų skirtumai. Gero skaitymo!

***

Mėnulis sukelia bangas plazmasferoje. Kad Mėnulis sukelia potvynius, žmonės suprato dar Antikos laikais. Per pastarąjį šimtmetį išsiaiškinta, kad Mėnulio gravitacija analogiškai veikia ir Žemės atmosferą, mantiją, skystą branduolį ir jonosferą. Natūralu tikėtis, kad potvyninį poveikį turėtų jausti ir plazmasfera – už jonosferos esantis regionas, pilnas santykinai šaltų elektronų ir protonų. Dabar pirmą kartą poveikis pademonstruotas remiantis ilgalaikiais stebėjimų duomenimis. Įvairūs dirbtiniai Žemės palydovai nuolat kerta plazmasferos ribas: jos išorinis kraštas, priklausomai nuo kosminių orų ir kitų sąlygų, kerta geostacionarią orbitą. Kai kurie palydovai specialiai skirti magnetinio lauko ir plazmos savybių matavimui, kiti šiuos pokyčius užfiksuoja atsitiktinai. Per keturis dešimtmečius nuo 1977 iki 2015 metų tokių matavimų surinkta net 36 tūkstančiai. Prie jų tyrimo autoriai pridėjo 2012-2019 metais rinktus dedikuotų Van Allen zondų duomenis. Visuose duomenyse aptiktas plazmasferos dydžio pokyčių periodiškumas. Tiksliau, net du: plazmasferos dydis skirtingomis kryptimis nuo Žemės kinta tiek paros, tiek mėnesio ciklu. To ir būtų galima tikėtis dėl Mėnulio poveikio. Tiesa, poveikis truputį kitoks, nei vandenynų ar kitų sferų potvyniams: atrodo, plazmasferoje yra tik viena banga, o ne dvi priešingose Žemės pusėse. Taip pat panašu, kad banga stipriausia ne toje pusėje, kur Mėnulis, o ketvirčiu orbitos priekyje. Tai gali reikšti, kad plazmasfera sukasi pakankamai greitai, jog kylanti banga nusisuka ketvirčiu orbitos nuo Mėnulio iki pasiekdama aukščiausią tašką. Potvynio banga vandenynuose irgi lenkia Mėnulį, tačiau gerokai mažiau. Šis rezultatas padės geriau prognozuoti kosminių orų poveikį Žemei ir ypač palydovams geostacionarioje bei geosinchroninėse orbitose, taip pat leis geriau interpretuoti kitų planetų ir net egzoplanetų stebėjimus radijo bangų ruože. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Physics.

***

Mėnulio reljefo maketas. Kai astronautai rengėsi skristi į Mėnulį prieš daugiau nei pusšimtį metų, jie treniravosi Islandijoje ir Havajuose. Tų salų vulkaninės kilmės uolienos šiek tiek primena Mėnulio kraštovaizdį, tad taip astronautai bandė įprasti prie sąlygų, kurios jų laukė misijos metu. Dabar, ruošiantis Artemis misijoms, bandymų poligonai yra daug pažangesni, mat ir apie Mėnulio aplinką žinome daug daugiau. Dar 2009 metais NASA Ames tyrimų centre Kalifornijoje įrengta Mėnulio laboratorija ir regolito bandymų erdvė (Lunar Lab and Regolith Testbed), skirta mėnuleigių bandymams. Dabar ji išplėsta ir papildyta nauju bandymų poligonu bei realistiška apšvietimo sistema. Poligonai yra du: 4×4 metrų kvadratas ir 19×4 metrų stačiakampis. Pirmasis užpildytas tamsiu dirbtiniu regolitu, kurio savybės daugmaž atitinka Mėnulio žemumas – jūras. Antrasis, naujas poligonas, užpildytas šviesiu regolitu, atitinkančiu aukštumų savybes. Apšvietimo sistema atkuria tiek labai aštrius šešėlių kontūrus, tiek ryškią nefiltruotą Saulės šviesą. Bandymai, atliekami šiuose poligonuose, apima tiek įvairių technologijų – mėnuleigių ar įrankių – atsparumą abrazyviam bei kibiam regolitui, tiek navigaciją aštraus apšvietimo sąlygomis. Pastarieji tyrimai ypač aktualūs Artemis misijai, mat jos tikslas yra Mėnulio pietų ašigalis, kur Saulė niekada nepakyla aukštai virš horizonto. Taigi astronautams bei autonominiams mėnuleigiams teks susidurti su labai ilgais, po truputį kintančiais, šešėliais ir akių lygyje spiginančia Saule. Nepasimesti tokioje aplinkoje gali būti iššūkis, o šie tyrimai padės jį įveikti. Plačiau skaitykite NASA pranešime spaudai.

***

Marso dulkių audrų kilmė. Marse neretai kyla dulkių audros. Kartais jos uždengia didžiąją dalį planetos, kartais yra visiškai lokalios, o kartais apskritai tik maži viesulai, vadinami „dulkių velniukais“ (angl. dust devils). Daugiausiai dulkių į atmosferą pakeliama pietinio pusrutulio vasarą – tuo metu Marsas yra arčiausiai Saulės. Visgi dulkių atmosferoje aptinkama ir Marsui esant priešingoje orbitos pusėje. Ilgą laiką buvo manoma, kad jas pakeldavo dulkių velniukai, bet naujame tyrime daroma kitokia išvada. Tyrimo autoriai išnagrinėjo Curiosity marsaeigio surinkti atmosferos slėgio ir kitų savybių matavimus ir nustatė, kad oro sūkuriai tuo metų laiku retai pajėgia pakelti reikšmingą kiekį dulkių nuo Marso paviršiaus. Tuo tarpu kiti reiškiniai, pavyzdžiui vėjo šuorai, įgreitėjantys besileisdami kalvų šlaitais, gali dulkes kelti daug efektyviau. Taip pat pastebėta, kad prieš prasidedant dulkių audroms pakinta dviejų svarbių atmosferos bangų judėjimas viena kitos atžvilgiu. Vieną – potvyninę – bangą sukelia Saulės gravitacija, o Kelvino bangą – atmosferos temperatūros pokyčiai ir pačios planetos gravitacija. Potvyninė banga aplink planetą juda tiksliai paros ritmu, o Kelvino banga svyruoja. Pokyčiai, kurios bangos maksimumas ateina pirmiau, dažnai veda prie dulkių audrų. Ryšys tarp slėgio pokyčių ir dulkių audrų nėra netikėtas – dauguma meteorologinių reiškinių susiję su slėgiu. Tačiau tokia detali analizė padės geriau prognozuoti Marso orus ir parinkti saugesnes vietas ateities misijų – tiek autonominių, tiek su įgula – nusileidimui. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Planetesimalių formavimosi modelis. Kiekviena planetinė sistema formuojasi panašiais etapais. Pirmiausia protoplanetiniame dujų ir dulkių diske dulkės ima jungtis tarpusavyje ir formuoja centimetrų dydžio grumstelius. Tada grumsteliai susidurdami kartais susijungia į vis didesnius darinius, kol suformuoja dešimčių-šimtų kilometrų skersmens planetesimales. Šių masė yra pakankamai didelė, kad tolesnei evoliucijai taptų svarbi gravitacija: suartėjusios planetesimalės susijungia į dar didesnius darinius, kurie išauga į planetas. Saulės sistemoje šis procesas davė pradžią visoms aštuonioms planetoms ir bent daliai nykštukinių. Taip pat jis paliko nuolaužų: Asteroidų žiedą ir Kuiperio žiedą, kur planetoms formuotis trukdė kitų, didelių, planetų gravitacija. Sekti grumstelių kibimą į planetesimales laboratorijoje neįmanoma, nes Žemės gravitacija neleidžia grumsteliams skandyti, be to, procesas trunka daug ilgiau, nei galėtume vykdyti eksperimentą. Modeliuoti formavimosi eigą irgi sudėtinga, mat grumsteliai yra mažyčiai, tad modeliui reikėtų tokios raiškos, kuri kol kas kompiuteriams nepasiekiama. Bet naujo tyrimo autoriai sugalvojo, kaip apeiti šią kliūtį. Jie sumodeliavo grumstelių telkinį kaip „dujų“ debesį su specifinėmis savybėmis, kurios padarė debesies evoliuciją analogišką grumstelių evoliucijai. Panašiai, kaip dujos, esant aukštam tankiui ir žemai temperatūrai, gali virsti skysčiu ar kietu kūnu, taip ir modeliuojamas grumstelių debesis, esant pakankamam tankiui, gali virsti vienu kietu kūnu – planetesimale. Toks modelis leido ištirti ne tik pavienių planetesimalių formavimąsi, bet ir dvinarių porų atsiradimą; ankstesniuose modeliuose tam tiesiog nepakakdavo raiškos. Mokslininkai suskaičiavo keletą modelio realizacijų, nagrinėdami grumstelių debesies evoliuciją skirtingose Saulės sistemos vietose – nuo Merkurijaus orbitos iki toliau nei Neptūnas. Debesų dydžiai parinkti remiantis ankstesniais modeliais apie nestabilumus protoplanetiniame diske, kurie ir sukuria dulkių sankaupas, leidžiančias formuotis grumsteliams. Skirtingose vietose besiformuojantys grumstelių debesys nėra vienodi: skiriasi jų sukimosi greitis. Kuo toliau nuo Saulės, tuo jis didesnis, todėl debesis lengviau subyra į smulkesnius fragmentus. Taigi arti Saulės iš vieno debesies formuojasi viena planetesimalė, o toliau – bent po keletą. Apskritai apie 90% kiekvieno modeliuoto debesies pavirsta planetesimalėmis, taigi šis procesas pasirodo esąs labai efektyvus. Asteroidų žiedo atstumu esantis debesis suformavo tokį planetesimalių masių skirstinį, kuris puikiai atitinka iš šiandieninių asteroidų stebėjimų apskaičiuotą pirminių planetesimalių skirstinį. Jis skiriasi nuo šiandieninio asteroidų masių skirstinio, mat laikui bėgant asteroidai vis susiduria ir dažniausiai subyra į smulkesnius, o kai kurie suformuoja vis didesnius kūnus, tarp jų ir nykštukinę planetą Cererą. Tipinis planetesimalių dydis Asteroidų žiede buvo apie 125 kilometrus didžiausių – apie 152 kilometrus, o 84% visos planetesimalių masės sudarė objektai, didesnio nei 90 kilometrų skersmens. Įdomu, kad dydžių skirstinys, atrodo, nepriklauso nuo pradinės grumstelių debesies masės. Anksčiau buvo manoma, kad debesies dydis lemia planetesimalių dydžių skirstinį, tad Asteroidų žiedo savybės gali duoti žinių apie turbulenciją Saulės sistemos protoplanetiniame diske. Panašu, kad taip nėra. Taip pat nustatyta, kad didelė dalis planetesimalių susiformavo porose ar didesnėse hierarchinėse grupėse (trinarėse, ketunarėse ir taip toliau), o maždaug pusės porų tarpusavio atstumas neviršija keturių objektų skersmenų. Šie rezultatai puikiai atitinka turimus duomenis apie dvinares sistemas Kuiperio žiede. Naujieji rezultatai padės geriau suprasti, kaip formavosi Saulės sistema ir formuojasi kitos planetinės sistemos, teisingiau interpretuoti pastarųjų stebėjimus, paaiškinti matomą egzoplanetų ir mažųjų Saulės sistemos kūnų įvairovę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Saturno palydovą Enceladą dengia ledo pluta, o po ja plyti vandenynas. Vienas iš vandenyno egzistavimo požymių yra įvairūs įtrūkimai plutoje, rodantys Encelade vykstant tektoninius procesus. Šioje nuotraukoje matome naktinę Encelado pusę, apšviestą šviesos, atsispindėjusios nuo Saturno. Tiesioginiai Saulės spinduliai apšviečia tik siaurą ruožą dešinėje nuotraukos pusėje. Nuotrauką dar 2011 metais padarė zondas Cassini, tuo metu tyrinėjęs Saturno sistemą. Apatiniame nuotraukos krašte matyti pagrindinis Cassini skrydžio pro Enceladą tikslas – geizeriai, besiveržiantys iš poledinio vandenyno.

***

Ar Mimas turi vandenyną? Saturno palydovas Mimas garsus panašumu į Mirties žvaigždę iš Žvaigždžių karų – didžiulis krateris Heršelis yra ryškiausia jo paviršiaus struktūra. Tektoninių procesų požymių Mime nematyti, priešingai nei, pavyzdžiui, gretimame palydove Encelade. Encelado tektoniką paaiškina popaviršinis vandenynas, tad jos nebuvimas greičiausiai reiškia, kad Mimas tokio vandenyno neturi. Iš kitos pusės, Cassini zondo matavimai perša priešingą išvadą: palydovo svyravimus aplink pusiausvyros padėtį orbitos atžvilgiu, vadinamus libracijomis, geriausiai paaiškina modelis, pagal kurį 24-31 kilometro storio ledo kepurė dengia vandenyną. Naujame tyrime vandenyno egzistavimas ir galima evoliucija nagrinėjami analizuojant Heršelio kraterio formavimąsi. Skaitmeniniu modeliu tyrėjai išnagrinėjo, kaip atrodytų krateris, susiformavęs po stipraus smūgio į skirtingų konfigūracijų Mimą. Paaiškėjo, kad jei tinkamo dydžio asteroidas būtų trenkęsis į Mimą su 24-31 km storio ledo pluta, joje būtų išmušęs kiaurymę, kuri stingdama suformuotų gerokai kitokį kraterį, nei matomas. Taigi tuo metu, kai Heršelio krateris formavosi, Mimo pluta tikrai buvo daug storesnė. Tai nebūtinai reiškia, kad Mimas šiandien neturi vandenyno. Priešingai – gali būti, kad vandenynas yra ir po truputį gilėja, o pluta – plonėja. Toks scenarijus paaiškintų tiek šiandienines libracijas (jos priklauso tik nuo dabartinių vandenyno savybių), tiek geologinių procesų padarinių nebuvimo (padariniai atsiranda per ilgą laiką, taigi priklauso labiau nuo praeities vandenyno savybių). Jei taip ir yra, ir Mimo vandenynas atsirado geologiškai neseniai, tolesni palydovo tyrimai padės suprasti, kaip atsiranda ir vystosi dangaus kūnai su polediniais vandenynais, o tai svarbu gyvybės paieškoms tiek Saulės sistemoje, tiek už jos ribų. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters. 

***

James Webb teleskopas ne per seniausiai pasižiūrėjo į asteroidą Chariklą ir užfiksavo jo žiedus. Apie žiedų egzistavimą žinojome jau seniau, bet JWST juos leido pamatyti geriau nei bet kada anksčiau. Kaip žiedai aptikti, ką iš tiesų matė JWST ir kitas stebėjimų detales aptaria Dr. Becky:

***

Egzožemių ir egzovenerų atpažinimas. Uolinių planetų, esančių gyvybinėje zonoje – tinkamu atstumu nuo žvaigždės, kad jų paviršiuje galėtų egzistuoti skystas vanduo – Visatoje apstu. Net ir Saulės sistemoje turime dvi arba tris tokias: Žemę, Venerą ir galbūt Marsą. Marsą nuo kitų dviejų galime atskirti pagal masę, tačiau Žemę ir Venerą labiausiai skiria atmosferos sandara, lemianti radikaliai skirtingą klimatą. Stebėdami egzoplanetas, klimato matyti negalime, tad kaip išsiaiškinti, ar žiūrime į Žemės analogą, ar į Veneros, o gal apskritai į ką nors kitokio? Vienas būdas – stebėti žvaigždės šviesos atspindį nuo planetos. Tačiau atspindys yra labai menkas, tad užfiksuoti jį ar ypač jo pokyčius kol kas pernelyg sudėtinga. Iš kitos pusės, atspindėtos šviesos poliarizacijos matavimai gali padėti įveikti šią kliūtį. Mokslininkai sumodeliavo regimųjų ir infraraudonųjų spindulių poliarizaciją Žemės dydžio planetos atmosferoje, esant keturiems atmosferų variantams. Pirmasis variantas atitinka šiandieninę Žemės atmosferą, tik be deguonies (kuris neturi didelės įtakos poliarizacijai). Kai kurie mokslininkai mano, kad jaunystėje ir Veneros atmosfera galėjo būti panaši. Kiti trys variantai atitinka galimą Veneros atmosferos evoliuciją: anglies dvideginio atmosfera su plonais vandens garų debesimis aukštai virš paviršiaus; anglies dvideginio atmosfera su storu sieros rūgšties debesų sluoksniu kiek žemiau; tokia pati atmosfera tik su kiek plonesniais debesimis iš smulkesnių lašelių. Pastarasis modelis atitinka šiandieninės Veneros atmosferą. Atsispindėjusios šviesos poliarizacija priklauso ir nuo kampo tarp krypties iš planetos į žvaigždę ir į mus. Palankiausiais atvejais – dažniausiai jie atitinka maždaug 90 laipsnių kampą – poliarizacijos signalo pokytis planetai judant orbita gali net šimtą kartų viršyti bendro spinduliuotės intensyvumo pokyčius. Žemiška atmosfera daugiau poliarizuoja regimuosius spindulius, o Veneros – infraraudonuosius, tad išmatavus signalo priklausomybę nuo bangos ilgio, būtų galima nustatyti planetos atmosferos pobūdį. Deja, net ir stipriausias signalas yra apie dešimt kartų silpnesnis, nei įmanoma išmatuoti šiandieniniais prietaisais. Visgi ateityje poliarizacijos matavimai gali tapti svarbia egzoplanetų tyrimų priemone. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Nevykusios supernovos liekana. Supernovos yra žvaigždžių sprogimai, kuriam laikui nustelbiantys visos galaktikos žvaigždžių spinduliuotę ir į aplinką didžiuliu greičiu išmetantys žvaigždės skutus. Branduolio kolapso supernovos nutinka masyvių žvaigždžių gyvenimo pabaigoje, kai žvaigždė išnaudoja visą branduolinėms reakcijoms tinkamą kurą ir jos centre lieka geležis. Sprogimo metu centrinė žvaigždės dalis susispaudžia į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę, o pakraščiai išlaksto į šalis. Sprogimas dažniausiai būna nesimetriškas, todėl centre likęs kompaktiškas objektas išsviedžiamas nemenku greičiu į šalį. Jei supernova sprogo dvinarėje sistemoje, „spyrio“ gali pakakti, kad dvinarė sistema suirtų, o jei nesuyra, tai bent jau orbita tampa labai ištęsta. Galimas ir kitoks scenarijus: jei žvaigždės dvinarėje sistemoje skrieja labai arti viena kitos, išsiplėtusi milžinė iki sprogdama supernova netenka didžiosios dalies išorinių sluoksnių, todėl sprogimas nebeturi ko išmesti į šalis. Toks sprogimas turėtų būti daug sferiškesnis, tad ir dvinarės žvaigždės orbita neturėtų labai pasikeisti. Dabar pirmą kartą aptikta dvinarė žvaigždė, beveik neabejotinai atsiradusi po tokio sprogimo. Sistemą CPD−29 2176 sudaro du kūnai – neutroninė žvaigždė ir didesnė pagrindinės sekos žvaigždė, priklausanti gana retai spektrinei Be klasei. Apskritiminė sistemos orbita ir palyginus trumpas periodas paaiškinami tik tokios „nevykusios“ supernovos modeliu. Tikėtina, kad Be žvaigždė patirs panašų likimą – plėsdamasi į milžinę, ims prarasti išorinius sluoksnius dėl kompanionės gravitacijos, kol galiausiai sprogs nevykusia supernova. Taip atsiras dvinarė neutroninė žvaigždė su artima beveik apskritimine orbita. Tokios sistemos yra trumpųjų gama spindulių žybsnių ir gravitacinių bangų signalų, tokių kaip GW170817, pirmtakai. Neutroninių žvaigždžių susiliejimų metu trumpam įsijungia termobranduolinės reakcijos, kurios sukuria nemažą dalį sunkių cheminių elementų Visatoje. Taigi nagrinėdami jų evoliuciją aiškinamės ir cheminės Visatos raidos detales. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Aktyvios galaktikos mirga universaliai. Aktyvus galaktikos branduolys susidaro tada, kai į galaktikos centre esančią juodąją skylę ima sparčiai kristi dujos. Jos susisuka į paplokščią struktūrą, vadinamą akreciniu disku, ten įkaista ir ima ryškiai spinduliuoti. Ankstyvi, maždaug prieš pusšimtį metų sukurti, teoriniai akrecinio disko evoliucijos modeliai prognozavo, kad šis darinys turėtų vystytis tolygiai, tad ir aktyvaus branduolio šviesis turėtų keistis palaipsniui. Visgi stebėjimai rodo ką kita: aktyvūs galaktikų branduoliai mirga praktiškai visomis laiko skalėmis, kurias stebime – nuo minučių iki dešimtmečių. Kas lemia mirgėjimą, iki galo neaišku, bet labiausiai tikėtinas teorinis paaiškinimas yra vadinamasis magnetorotacinių nestabilumų (angl. Magneto-rotational instability, MRI) modelis, pasiūlytas prieš ketvirtį amžiaus. Pagal šį modelį, į juodąją skylę krentančių dujų magnetinis laukas, ištemptas joms sukantis orbita, sukelia turbulenciją, kuri lemia tiek kritimo į juodąją skylę spartos, tiek šviesio svyravimus. Bet akrecinio disko dydis, palyginus su galaktika, yra mažytis – mažiau nei šimtadalis parseko, kai galaktikų dydžiai matuojami dešimtimis kiloparsekų. Tad ir išskirti disko dydžio stebėjimais neįmanoma, todėl negalime pasakyti, ar juose yra sutankėjimų bei praretėjimų, kurie būdingi skaitmeniniams MRI modeliams. Visgi patikrinti MRI prognozes įmanoma: naujame tyrime tai daroma nagrinėjant daugybės aktyvių branduolių mirgesio statistines savybes. Tyrėjai pasinaudojo NASA programa ATLAS, skirta potencialiai pavojingų asteroidų stebėjimams, kad gautų ilgalaikius reguliarius duomenis apie aktyvių galaktikų šviesio kitimą. ATLAS projekto teleskopas, įrengtas Havajuose, kasnakt (kai tik leidžia orai) fotografuoja visą nakties dangų. Taip ieškoma asteroidų, kurių padėtis aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu pakinta per parą. Kartu šiuose duomenyse galima rasti daug kintančių spinduliuotės šaltinių, tarp jų ir aktyvių galaktikų branduolių. Teleskopas nėra išskirtinai jautrus blausiems šaltiniams, taigi tyrėjai pasirinko 5000 ryškiausių aktyvių branduolių ir išnagrinėjo, kaip jų šviesis keitėsi įvairiomis laiko skalėmis nuo vienos paros iki penkerių metų, kiek apima turimi duomenys. Iš pirmo žvilgsnio skirtingų branduolių šviesis kinta gana skirtingai. Tačiau taip pat skiriasi ir akrecinių diskų dydžiai, mat jie sukasi aplink skirtingos masės juodąsias skyles. Nuo dydžio priklauso ir diską sudarančių dujų orbitos periodas. Perskaičiavus duomenis ir padalinus kiekvieną laiko intervalą iš atitinkamo orbitos periodo, visos mirgėjimo laiko skalės suvienodėjo. Pasirodė, kad visi aktyvūs branduoliai, nepriklausomai nuo šviesio ar nuo bangos ilgio, kuriame atlikti stebėjimai, kinta labai panašiai: keturis kartus pailginus laiko skalę, tipinis šviesių skirtumas išauga dvigubai; devynis kartus pailginus – trigubai; ir taip toliau. Būtent tokį kintamumą ir prognozuoja MRI. Taigi labai tikėtina, kad būtent magnetinio lauko kuriama turbulencija ir lemia aktyvių branduolių šviesio kintamumą. Nuokrypiai nuo šio sąryšio gali padėti suprasti konkrečių aktyvių branduolių struktūrą, taip pat įvertinti, kokiu kampu jie į mus pasvirę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Galaktikų formavimosi eiga. Visatos struktūros formavimosi teorija, vadinama konkordaciniu, arba Lambda-CDM, modeliu, teigia, kad galaktikos ir didesni telkiniai formuojasi „iš apačios aukštyn“. Tai reiškia, kad pirmiausia atsiranda maži telkiniai, kurie, laikui bėgant, jungiasi į vis didesnius. Šia teorija paremti skaitmeniniai modeliai gerai atkuria tiek šiandienines Visatos struktūrų savybes, tiek jų formavimosi eigą, kiek ją žinome. Tačiau įvairios detalės lieka neaiškios, be to, norisi vis geriau ir detaliau tikrinti modelio prielaidas. Naujame tyrime pristatoma tikėtina Paukščių Tako galaktikos atsiradimo istorija, paremta naujais James Webb teleskopo stebėjimais ir skaitmeninių modelių rezultatais. Viena iš pirmųjų James Webb mokslinių stebėjimų programų skirta tolimų Visatos objektų tyrimams. Peržiūrėję jos nuotraukas, mokslininkai aptiko vieną galaktikų grupę, susidedančią iš šešių galaktikų, išsidėsčiusių 10×20 kiloparsekų regione. Grupės šviesa iki mūsų keliauja 12,6 milijardo metų, t.y. matome ją tokią, kokia ji buvo Visatai esant 1,1 milijardo metų amžiaus. Ši grupė yra tankiausia žinoma galaktikų koncentracija per pirmuosius tris milijardus Visatos metų. Didžiausia grupės galaktika, kuri buvo aptikta jau seniau Hablo teleskopo stebėjimais, turi apie 6,3 milijardo Saulės masių žvaigždžių, o kitos – nuo 250 milijonų iki pusantro milijardo. Nors negalime tiksliai žinoti, kas nutiks būtent šiai grupei, tyrimo autoriai pasitelkė skaitmeninį kosmologinį modelį EAGLE, kuriuo sekama reprezentatyvios Visatos dalies evoliucija nuo pirmo šimto milijonų metų iki šių dienų. Modelio tūryje jie rado 14 struktūrų, kurios 1,1 milijardo metų amžiaus Visatoje atrodė labai panašiai. Visos jos per tolesnius 0,5-1 milijardą metų susijungė į vieną galaktiką, kuri, Visatos amžiui pasiekus pusę dabartinio, tampa labai panaši į Paukščių Taką. Taigi labai tikėtina, kad atrastoji grupė yra panašios į mūsiškę galaktikos pirmtakas. Paukščių Takas taip pat formavosi iš įvairių mažesnių galaktikų, jų egzistavimo požymius galime rasti senų žvaigždžių populiacijose. Taigi šis atradimas patvirtina, jog bent jau bendrais bruožais mūsų supratimas apie Visatos struktūrų raidą yra teisingai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Pirmosios žvaigždės buvo labai masyvios. Pirmosios žvaigždės Visatoje atsirado praėjus keliems šimtams milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Tiesioginių šio proceso stebėjimų neturime, o ir tos pirmosios žvaigždės jau seniai mirusios. Taigi nagrinėti jų savybes tenka naudojantis skaitmeniniais modeliais. Pirmieji bandymai sekti žvaigždžių formavimąsi pirmykštėje Visatoje rodė, kad žvaigždžių masė turėjo būti apie 10 kartų didesnė, nei tipinė šiandien, vėlesni – kad masės visgi panašios. Bet kai kurie modeliai rodė, jog kartais galėjo susidaryti sąlygos ir ypatingai masyvių objektų formavimuisi. Dabar pirmą kartą toks procesas, vadinamas šaltąja akrecija, išnagrinėtas nuo pradžios iki žvaigždinio objekto atsiradimo. Šaltoji akrecija yra dujų kritimas į dangaus kūną – šiuo atveju augančią galaktiką – kurio metu dujų temperatūra neviršija kritinės ribos, vadinamos virialine temperatūra. Virialinę temperatūrą pasiekusių dujų slėgis nusveria jas traukiančią gravitaciją, todėl dujos nustoja sparčiai kristi į centrą ir išsisklaido plačiu debesiu; tokių dujų kritimas vadinamas karštąja akrecija. Šaltosios akrecijos atveju dujos krenta palyginus siauru srautu iki centrinių galaktikos dalių. Ankstesniais skaitmeniniais modeliais pavykdavo sekti tik šio proceso pradžią, tačiau buvo neaišku, kokį poveikį dujų kritimas turi centrinėje galaktikos dalyje jau esančioms dujoms. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo maždaug šimto milijonų Saulės masių tamsiosios materijos halų ir į jas krentančių dujų evoliuciją, pasiekdami vieno parseko erdvinę skyrą. Jie nustatė, kad šaltoji akrecija gali vykti tik pakankamai masyviuose haluose – jų masė turi viršyti keliasdešimt milijonų Saulės masių, o tiksli vertė priklauso nuo Visatos amžiaus. Šaltų dujų srautas, pataikęs į galaktikoje jau esančių dujų diską, sukelia stiprą smūginę bangą ir sutankėjimą, kuris greitai tampa nestabilus savo paties gravitacijai. Sutankėjimas, kurio tipinė masė yra keliasdešimt tūkstančių, o kartais siekia ir šimtą tūkstančių, Saulės masių, greitai ima formuoti žvaigždinį objektą. Į smulkesnius darinius jis nefragmentuoja, nes negali efektyviai atvėsti. Šimto tūkstančių Saulės masių darinys, pradėjęs vykdyti termobranduolines reakcijas, greičiausiai nespėja pasiekti visiškos pusiausvyros būsenos ir tapti tikra žvaigžde iki suvartojant reakcijų kurą ir kolapsuojant į kompaktišką objektą arba sprogstant supernova. Tiesa, šios proceso dalies šiame modelyje tirta nebuvo. Šaltoji akrecija vyko ir vėlesniais laikais; ji vyksta iki šių dienų. Tačiau pasikeitusi cheminė dujų sudėtis leidžia masyvioms dujų sankaupoms fragmentuoti, tad vietoje vieno 100 tūkstančių Saulės masių objekto gauname panašios masės žvaigždžių spiečių. Supermasyvios žvaigždės galėjo būti ir supermasyvių juodųjų skylių pirmtakai, tad šis rezultatas padeda suprasti ir galaktikų centruose tūnančių monstrų kilmę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse