Visi žinome, kad vanduo būtinas gyvybei. Naudingas jis ir kitokiems procesams, pavyzdžiui planetų formavimuisi. Praeitą savaitę randame du su vandeniu susijusius tyrimus. Pirmajame nagrinėjamas vandens likimas Veneroje; tiksliau sakant, netgi klausimas, kada vandens ten galėjo būti. Pasirodo, seniai – ne vėliau, kaip prieš tris milijardus metų. Kitame tyrime parodoma, jog vandens molekulės, atkeliavusios į Žemę, greičiausiai susiformavo anksčiau, nei Saulė, ir nepersiformavo kuriantis mūsų planetinei sistemai. Kitose naujienose – dirbtinio intelekto pritaikymas gyvybės paieškoms, hipergreitų žvaigždžių formavimosi analizė ir netikėtai atgimusi supernova. Gero skaitymo!

***

Vandens Veneroje neliko seniai. Šiandien Venera yra pragariško karščio alinama sausa dykynė. Ar galėjo kadaise būti kitaip? Galbūt: kai kurie mokslininkai teigia, kad prieš 700-800 milijonų metų kaimyninė planeta dar galėjo turėti vandenynų ir malonią atmosferą, o gal net ir gyvybės. Viską, pasak jų, pakeitė milžiniškas vulkanizmo epizodas, užklojęs kone visą Veneros paviršių lava. Kiti mokslininkai mano, kad ir prieš šią vulkanizmo epochą Venera buvo panaši, kaip šiandien; skysto vandens joje nebuvo niekados. Kuris scenarijus teisingesnis? Naujame tyrime ieškoma atsakymo, pasitelkus skaitmeninius atmosferos evoliucijos modelius. Tyrimo autoriai suskaičiavo beveik 100 tūkstančių modelių, kuriuose vertino Veneros atmosferos raidą iki šių dienų, pradedant nuo panašių į Žemės klimato sąlygų kažkada praeityje. Skirtumai tarp modelių apėmė tiek pradines sąlygas, tiek deguonies ir argono cheminių reakcijų vertinimą. Deguonis čia svarbus kaip vandens molekulių irimo produktas; vandenilis lengvai pabėga į kosmosą, o deguonis – ne, tad pranykti gali tik sureaguodamas su įvairiais mineralais. Argonas į atmosferą išmetamas ugnikalnių išsiveržimų metu kartu su naujomis neoksiduotomis uolienomis; jo išnykimo sparta nurodo, kaip seniai turėjo nuslopti ar apskritai baigtis vulkanizmas Veneroje. Pagrindinis modelių rezultatas – šiandieninę Veneros atmosferą sukurti sudėtinga: tinkamą rezultatą pasiekė vos keli šimtai modelių. Visuose juose vandenynai išgaravo prieš tris milijardus metų ar daugiau. Taigi scenarijų, kuriame Venera buvo tinkama gyvybei iki 700 milijonų metų praeities, galima gana tvirtai atmesti. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Marso ledo sluoksnių augimas. Marso pietų ašigalis – vienintelė vieta planetoje, kur anglies dvideginio ledas neišgaruoja visus metus. Ledo kepurė ten sluoksniuota – anglies dvideginio ledas išsidėstęs pramaišiui su vandens ledu. Manoma, kad taip nutiko dėl Marso orbitos pokyčių, kurie lėmė radikalius klimato pasikeitimus. Marso sukimosi ašies posvyris į orbitos plokštumą stipriai kinta 100 tūkstančių metų laikotarpiu. Kai posvyris mažesnis, temperatūrų skirtumas tarp pusiaujo ir ašigalių didesnis, ir atvirkščiai. Skirtingo ledo sluoksniai slepia informaciją apie šiuos pokyčius, tačiau norint ją suprasti, reikia išsiaiškinti, kaip vandens kondensacija priklauso nuo orbitos savybių. Naujame tyrime pateikiama tokia analizė. Tyrimo autorius pasitelkė skaitmeninį modelį, kuriame sekama Marso atmosferos evoliucija, siejant ją su orbitos savybių keliamais klimato pokyčiais. Apskaičiavęs milijardą modelio realizacijų, kuriose naudojamas vis kitoks ryšys tarp klimato ir vandens garų kondensacijos, jis palygino rezultatus su duomenimis iš Marso pietų ašigalio ledo kepurių, kurių amžius viršija pusę milijono metų. Paaiškėjo, kad vandens garai labiausiai kondensuojasi, kai posvyris mažiausias, o kondensacijos sparta, didėjant posvyriui, mažėja eksponentiškai: esant 20 laipsnių posvyrio kampui, per metus ledo sluoksnis pastorėja milimetru, 24 laipsnių posvyrio atveju – mikrometru, o 28 laipsnių – dešimtadaliu mikrometro. Tokia stipri priklausomybė turėtų padėti panaudoti detalesnius ledo kepurių duomenis Marso klimato istorijai atkurti. Taip pat šie rezultatai reikšmingai prisideda prie ilgalaikio Marso vandens apytakos ciklo supratimo. Nuo šio ciklo priklauso tiek Marso tinkamumas gyvybei, tiek vietos, kuriose galima tikėtis popaviršinių vandens ledo telkinių ir šių telkinių dydis. Tokie telkiniai bus labai svarbūs Marso kolonistams, kuriems reikės apsirūpinti vandeniu iš aplinkos. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters. 

***

Gyvybės paieškos dirbtiniu intelektu. Kur Marse geriausia ieškoti gyvybės? Į šį klausimą atsakyti gali padėti ir mašininio mokymo algoritmai. Žemėje gyvybė keičia savo aplinką – tiek makroskopiniu, tiek mikroskopiniu lygiu. Tuos pokyčius teoriškai įmanoma pamatyti ir iš paukščio skrydžio, bet praktikoje atskirti juos sudėtinga ir užtrunka daug laiko. Kaip dažnai pastaruoju metu būna panašiose situacijose, mašininio mokymo algoritmai gali ateiti į pagalbą. Naujojo tyrimo autoriai paėmė „marsiškiausios“ Žemės vietos – Atakamos dykumos Čilėje – nuotraukas, darytas dronu, ir labai atidžiai jose sužymėjo regionus, kur žinoma esant gyvų organizmų. Tie organizmai – įvairūs mikrobai, gyvenantys druskų telkiniuose, uolose ir kristaluose. Šiais duomenimis jie apmokė mašininio mokymo algoritmą ir išbandė jį su kitomis Atakamos nuotraukomis. Algoritmas nurodė, kuriose vietose labiausiai tikėtina rasti gyvybę. Jose tikri biopėdsakai aptinkti 60-90% atvejų, tuo tarpu ieškant atsitiktinai – vos 10%. Biopėdsakams aptikti reikalingas paieškų laukas, pasitelkus šį algoritmą, sumažėjo 7-30 kartų. Tokia sistema gali ypatingai paspartinti vis gausėjančių Marso ir kitų planetų paviršiaus duomenų analizę, ieškant tiek gyvybės, tiek kitų išskirtinių regionų. Be to, ji padės atsirinkti, iš kurių Marso vietų geriausia imti mėginius pargabenimui į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy 

***

Saturno palydovas Hiperionas atrodo kaip kempinė ar koks nors keistas grybas. To priežastis – neįprastai gilūs krateriai, savo forma nepanašūs į jokius kitus Saulės sistemoje. Kodėl jie tokie, iki galo neaišku, bet greičiausiai kraterių dugne esanti medžiaga lengviau sugeria Saulės spinduliuotę, sušyla ir smenga gilyn į ledą. Ta tamsiai raudona medžiaga iki šiol nėra identifikuota, nepaisant dedikuotų nuotraukų, kurias darė Cassini misijos metu dar 2005 metais.

***

Jei Galaktikoje yra protingų civilizacijų, pažangesnių už mūsiškę, labai tikėtina, kad jie kažkada jau lankėsi Saulės sistemoje. Jei ne jie patys, tai bent jų autonominiai zondai. Kaip būtų įmanoma aptikti tokių apsilankymų pėdsakus ar pačius zondus? Apie tokių paieškų planus pasakoja John Michael Godier:

***

Vanduo – senesnis už Saulės sistemą. Vanduo yra svarbiausia molekulė ne tik gyvybei Žemėje. Jis labai svarbus apskritai planetų formavimosi procesui, nes padeda dulkėms protoplanetiniuose diskuose sulipti į vis stambesnius darinius. Jau kurį laiką astronomai žino, kad vanduo į protoplanetinius diskus patenka kartu su kita medžiaga iš tarpžvaigždinio dujų debesies šerdies, kuri duoda pradžią visai žvaigždei. Taip pat žinome, kad planetų formavimosi proceso pabaigoje didžioji dalis vandens lieka sustingusi kometose (dar nemažai jo išgaruoja iš sistemos atgal į tarpžvaigždinę erdvę). Lieka klausimas, kaip vanduo patenka į kometas: ar ten sustingsta tos pačios protoplanetinio disko vandens molekulės, ar vanduo pirmiau suskyla ir atsikuria iš naujo. Dabar pristatyti stebėjimai leidžia daryti išvadą, kad vanduo į kometas patenka tiesiogiai. Sąsajai tarp protoplanetinio disko ir kometų įrodyti tyrėjai pasitelkė izotopinę analizę. Izotopais vadinamos atomų atmainos su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Pagrindinis vandenilio izotopas – protis, žymimas H – neutronų neturi, o retesnis deuteris (D) turi vieną. Vandenilio molekulė gali turėti du pročius – HHO – arba protį ir deuterį – HDO (variantas DDO yra toks retas, kad nevertas analizės). Žemėje maždaug viena iš trijų tūkstančių vandens molekulių yra HDO, Saulės sistemos kometose – viena iš tūkstančio (šis neatitikimas rodo, kad į Žemę vandenį atnešė ne vien kometos). Naujojo tyrimo autoriai pirmą kartą išmatavo HDO/HHO santykį protoplanetiniame diske. Paprastai to padaryti neleidžia šaltis: visas vanduo didesniu nei 10 astronominių vienetų atstumu nuo žvaigždės sustingęs į ledą, o centriniame regione esančių vandens garų signalas pernelyg silpnas, kad pavyktų išmatuoti dar ir HDO skleidžiamą spinduliuotę. Besiformuojanti žvaigždė Oriono V883 – išskirtinė: šiuo metu joje vyksta žybsnis, dėl kurio žvaigždės šviesis išaugo apie 200 kartų ir išgarino ledą net 80 astronominių vienetų nuotoliu. Nukreipę sistemos link milžiniško ALMA teleskopo lėkštes, astronomai sėkmingai išmatavo HDO:HHO santykį. Paaiškėjo, kad protoplanetiniame diske deuterio yra maždaug vienoje iš 500 vandens molekulių. Toks santykis gerokai aukštesnis, nei Žemėje, bet paklaidų ribose palyginamas su kai kurių kometų. Turint omeny, kad visos žvaigždės formuojasi iš panašių tarpžvaigždinių dujų, tikėtina, kad Saulės sistemos protoplanetiniame diske santykis buvo panašus. Jis gerokai aukštesnis už išmatuotą tarpžvaigždinėje terpėje, taigi į diskus deuteris nusėda daug lengviau, turbūt dėl to, kad yra dvigubai sunkesnis už protį. O diskui evoliucionuojant, vandens molekulės susitelkia kometose neiširusios. Vėliau dalis jų patenka ir į planetas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Planetos judėjimas protoplanetiniame diske. Protoplanetiniai dulkių ir dujų diskai pasižymi įvairiomis struktūromis. Juose būna tarpų, sutankėjimų, spiralinių ir kitokių vijų ir taip toliau. Teoriniai modeliai suteikia neblogą paaiškinimą, kaip šios struktūros atsiranda – augančių planetų gravitacija atveria tarpus ir sukelia spiralines tankio bangas, o aplink pačią planetą susisuka mažesnis diskas. Bet teoriniai modeliai – tai viena; astronomai nori šiuos ryšius užfiksuoti realybėje. Deja, jų formavimasis trunka tūkstančius metų, tad stebėti realiu laiku besivystančią sistemą neįmanoma. Nebent labai pasiseka, kaip nutiko HD 169142 atveju. Tai yra kiek masyvesnė už Saulę maždaug septynių milijonų metų amžiaus žvaigždė. Septyni milijonai metų žvaigždei yra labai nedaug; aplink ją dar auga planetos ir yra nepranykęs diskas. Dar prieš keletą metų diske pastebėtas tarpas, labai primenantis teorinių modelių prognozes. 2015 metais tarpe užfiksuotas ir neryškus submilimetrinių bangų šaltinis, kuris galėtų būti planeta, bet tuo metu tokia interpretacija nebuvo labai tvirta. Naujojo tyrimo autoriai pasitelkė vėlesnius – 2017 ir 2019 metų – duomenis ir įrodė, jog objektas beveik neabejotinai yra planeta. Per ketverius metus objektas pajudėjo aplink žvaigždę, būtent tokia trajektorija ir tokiu greičiu, kokiu turėtų skrieti disko tarpe esanti planeta. Disko išorinėje dalyje atrasta spiralinė vija, kurios forma ir padėtis tiksliai atitinka teoriškai prognozuojamas planetos sukeltos bangos savybes. Pačios planetos spalva atitinka išsklaidytos žvaigždės šviesos spalvą; kitaip tariant, matome ne savąją planetos spinduliuotę, o ją gaubiančių dulkių atspindį. Tai gali būti aplinkplanetinio disko ar bent dujų ir dulkių apvalkalo signalas, rodantis, kad planeta vis dar auga. Jos masė šiuo metu turėtų siekti bent Jupiterio masę, bet laikui bėgant ji gali dar padidėti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždės valgo ir išspjauna planetas. Saulės sistemos planetos skrieja labai stabiliai – jau milijardus metų nebuvo jokių sukrėtimų, reikšmingai pakeičiančių jų orbitas. Pačioje sistemos pradžioje buvo migracijų, galimai viena ar kelios planetos buvo išsviestos lauk. Panašių reiškinių gali nutikti ir Saulei artėjant prie gyvenimo pabaigos, išsiplėtus į raudonąją milžinę. Kitur Galaktikoje randame panašių procesų pasekmių – įrodymų, kad kokia nors žvaigždė neseniai prarijo planetą. Taip pat randame ir dar keistesnių reiškinių: planetų, kurios skrieja palyginti trumpomis orbitomis aplink baltąsias nykštukes. Baltoji nykštukė yra į Saulę panašios žvaigždės liekana, atsiradusi po raudonosios milžinės stadijos. Planetos kartais skrieja arčiau nykštukės, nei numanomas raudonosios milžinės spindulys. Ar tai reiškia, kad planeta į tokią orbitą atmigravo jau po žvaigždės mirties? Toks scenarijus įmanomas, bet menkai tikėtinas, nes aplink nykštukę nėra dujų disko, kuris sudaro galimybę planetai migruoti. Dabar pateiktas naujas galimas paaiškinimas: planeta buvo apgaubta raudonosios milžinės, bet išgyveno šį procesą neišgaravusi. Tyrėjai sumodeliavo, kaip vystytųsi įvairaus dydžio planetos, apgaubtos besiplečiančios Saulės masės žvaigždės. Jie išnagrinėjo du atvejus: kai žvaigždė tik pradeda plėstis ir pasiekia 10 kartų už Saulės didesnį spindulį, ir kai ji pasiekia maksimalų 200 kartų didesnį spindulį. Abiem atvejais planeta „sujaukia“ išorinius žvaigždės sluoksnius ir numeta juos į šalis; šis procesas gali pašviesinti žvaigždę šimtus ar net tūkstančius kartų. 10 Saulės spindulių žvaigždė ryškesnė išlieka apie tūkstantį metų, 200 spindulių – kelis dešimtmečius. Jei planeta masyvi – Jupiterio masės arba didesnė – ji išsilaiko pakankamai ilgai, kad žvaigždės išoriniai sluoksniai išlaksto į šalis ir planeta išgyvena, nors ir netekusi dalies masės. Į Žemę panaši planeta visada išgaruoja anksčiau, nei išsvaidomi žvaigždės išoriniai sluoksniai. Taigi dujinės milžinės gali išgyventi prarijimą ir vėliau likti suktis aplink žvaigždės liekaną. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Vienodi nestabilumai ekstremaliose dvinarėse. Rentgeno dvinarėmis vadinamos sistemos, kuriose įprasta žvaigždė sukasi poroje su kompaktišku objektu – neutronine žvaigžde arba juodąja skyle. Kaip byloja pavadinimas, sistemos pasižymi rentgeno spinduliuote: medžiaga, iš kompanionės krentanti į kompaktišką objektą, susisuka į diską, o centre įkaista tiek, kad ima skleisti energingus rentgeno fotonus. Bet ne nuolatos: maždaug kartą per valandą centrinė disko dalis turėtų staigiai sukristi į centrinį kūną ir ištuštėti, tada per kurį laiką vėl užsipildytų ir procesas kartotųsi. Bent jau taip rodo teoriniai ir skaitmeniniai modeliai; jie taip pat atskleidžia, kad tokio mirgėjimo priežastis – tas pats rentgeno šviesis. Kai jis išauga iki tam tikro lygio, spinduliuotės paveiktos disko dujos išsipučia ir daug lengviau sukrenta į centrinį objektą; joms įkritus, šviesis sumažėja ir diskas vėl ima lėtai pildytis iš išorės į centrą. Tačiau teoriniai modeliai – viena, o realybė neretai būna kas kita. Iki šiol toks rentgeno mirgėjimas išmatuotas vos vienoje sistemoje, kurios centrinis kūnas yra juodoji skylė. Dabar pirmą kartą mirgėjimas aptiktas ir neutroninės žvaigždės rentgeno dvinarėje. Įrodyti, kad mirgėjimo prigimtis yra būtent ši, leido plataus spektro stebėjimai, aprėpę nuo radijo iki rentgeno spinduliuotės. Taip pat reikėjo ir tinkamo laiko: nagrinėtoje sistemoje, Swift J1858.6−0814, medžiagos perdavimas iš kompanionės į neutroninę žvaigždę vyksta epizodiškai, poros mėnesių trukmės žybsniais. Pernai nutikusio žybsnio metu užfiksuotas kintamumas tiek rentgeno, tiek radijo ruože. Rentgeno ruože jis rodo aukščiau aprašytą disko ištuštėjimą ir užsipildymą, o radijo – su tuo procesu susijusį čiurkšlės netolygumą. Svarbiausia, kad šį mirgėjimą puikiai paaiškina toks pat teorinis modelis, kaip ir ankstesnį juodąją skylę turinčios sistemos. Taigi galime būti tikri, jog nestabilumas diske kyla dėl paties disko procesų, o ne dėl centrinio objekto prigimties. Be to, atradimas padės geriau susieti akrecinį diską ir iš jo kylančią čiurkšlę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature. 

***

Hipergreitų žvaigždžių išmetimo dažnis. Paukščių Take žinomos kelios dešimtys hipergreitųjų žvaigždžių: jų greitis Galaktikos atžvilgiu viršija 500 km/s, kurių reikia norint pabėgti į tarpgalaktinę erdvę. Didelė dalis jų skrieja iš Galaktikos centro, kur greičiausiai susiformavo, kai dvinarės žvaigždės pralėkė labai arti centrinės juodosios skylės. Pastarosios gravitacija gali išardyti dvinarę, vieną žvaigždę pasilikti orbitoje prie savęs, o kitą išsviesti didžiuliu greičiu tolyn. Iki šiol visi hipergreitųjų žvaigždžių aptikimai buvo palyginus atsitiktiniai, tad nebuvo aišku, kokia iš tiesų jų populiacija ir kaip dažnai jos išsviedžiamos. Naujame tyrime siekiama užpildyti šias spragas, naudojant skaitmeninius modelius ir Gaia teleskopo duomenis. Tyrimo autoriai suskaičiavo daugybę modelių, kuriuose sekė iš Galaktikos centro išmetamų žvaigždžių trajektorijas ir jų pasiskirstymą danguje, žvelgiant iš Žemės. Gauti rezultatai labiausiai priklauso nuo dviejų parametrų: hipergreitų žvaigždžių išmetimo spartos ir žvaigždžių masių pasiskirstymo Galaktikos centre. Pastarasis parametras svarbus todėl, kad masyvesnes žvaigždes lengviau aptikti, tad jei tokių žvaigždžių Galaktikos centre santykinai daug, daug jų bus ir tarp hipergreitųjų, tad ir aptiksime jų daugiau. Gaia duomenų rinkiniuose kol kas užfiksuota vos viena galimai hipergreitoji žvaigždė. Jos egzistavimas leido įvertinti hipergreitųjų žvaigždžių išmetimo spartą: viena žvaigždė išsviedžiama vidutiniškai kas 15 tūkstančių metų (tiesa, paklaidos siekia nuo 4,5 iki 50 tūkstančių). Šis skaičius gautas laikant, kad Galaktikos centre masyvių žvaigždžių yra šiek tiek daugiau, nei kitur Galaktikoje – tą rodo įvairūs paties centro stebėjimų duomenys. Atsisakius šios prielaidos, galima išmetimo sparta tampa daug įvairesnė – nuo vienos žvaigždės per 30 tūkstančių metų (jei masyvių žvaigždžių dar daugiau) iki vienos per šimtmetį (jei masyvių žvaigždžių labai mažai). Ateityje šie rezultatai padės susieti Galaktikos pakraščių žvaigždes su jos centre vykstančiais procesais ir suteiks nepriklausomą būdą įvertinti įvairių reikšmingų Galaktikos centro parametrų vertes. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Atgimusi supernova. Supernovos sprogimo šviesa kurį laiką nustelbia visos galaktikos žvaigždžių spinduliuotę. Per keletą savaičių ji gerokai sumažėja, o vėliau slopsta toliau, kol galiausiai lieka tik menka liekanos skleidžiama šviesa. Blėsimas toli gražu ne visada tolygus – kartais supernovos turi plato stadiją, kai šviesis kurį laiką nekinta, kitos netgi kuriam laikui paryškėja. Dabar aptiktas ekstremalus paryškėjimo atvejis, kuris greičiausiai rodo supernovą įvykus gana unikalioje sistemoje. Supernova SN 2018ivc, atrasta 2018 metais, jau iš pradžių atrodė kiek neįprasta, todėl mokslininkai nusprendė atlikti pakartotinius jos stebėjimus praėjus mažiau nei metams ir maždaug trejiems metams po maksimalaus šviesio. Naujausioje nuotraukoje supernovos liekana buvo daug ryškesnė nei po 200 dienų, bent jau milimetrinių bangų ruože. Tai pirmas atvejis, kai paryškėjimas užfiksuotas būtent šiame spektro ruože. Supernovos liekana paryškėja dėl smūginės bangos: sprogimo išmesta medžiaga atsitrenkia į tankesnes aplinkines dujas ir jas įkaitina. Tankesnės dujos yra anksčiau žvaigždės išmesta medžiaga, taigi žinodami jų savybes galime suprasti, kaip žvaigždė vystėsi paskutinius kelis šimtus ar tūkstančius metų prieš sprogimą. SN 2018ivc atveju panašu, kad maždaug 1500 metų prieš sprogimą kurį laiką žvaigždė labai sparčiai praradinėjo išorinius sluoksnius – per metus nusimesdavo daugiau nei tūkstantadalį Saulės masės medžiagos. Pačios žvaigždės masė greičiausiai buvo keliolika ar keliasdešimt Saulės masių, taigi tokia sparta visą žvaigždę būtų išgarinusi per mažiau nei keliasdešimt tūkstančių metų. Vėliau medžiagos praradimas sulėtėjo apie dešimt kartų ir išliko toks iki pat sprogimo. Spartus medžiagos praradimas byloja apie sąveiką dvinarėje sistemoje: kompanionės gravitacija atpalaiduoja išorinius žvaigždės sluoksnius ir leidžia jiems lengviau pabėgti tolyn. Jei žvaigždės skrieja arti viena kitos, sąveika gali būti tokia stipri, kad žvaigždė netenka viso išorinio sluoksnio ir joje nebelieka vandenilio (gilesniuose sluoksniuose vandenilis pranykęs dėl termobranduolinių reakcijų) – tada nutinka vadinamoji Ib arba Ic tipo supernova. Kai kompanionė tolima arba jos visai nėra, medžiagos prarandama nedaug ir nutinka IIP tipo supernova (raidė P žymi minėtąją plato fazę). SN 2018ivc atrodo kaip tarpinė sistema tarp šių dviejų – žvaigždė prieš sprogimą neteko nemažai medžiagos, bet vandenilio jos paviršiuje dar buvo likę. Tokios supernovos vadinamos IIb tipo. Šis atradimas padės patikrinti tokių dvinarių sistemų evoliucijos modelius ir geriau suprasti, kaip vyksta medžiagos apykaita tarp žvaigždžių ir išmetimas į tarpžvaigždinę erdvę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Ankstyvoji žvaigždėdaros stadija. Apie James Webb teleskopo atradimus girdėjome jau gana daug, paprastai egzoplanetų arba pirmųjų Visatos galaktikų srityse. Bet tyrimai šiais laukais toli gražu neapsiriboja – James Webb gebėjimas pažvelgti giliai pro dulkių sluoksnius ir aptikti blausius objektus labai naudingas ir kitur. Pavyzdžiui, tiriant žvaigždžių formavimosi proceso eigą, ypač – jo pradžią. Naujame tyrime pristatoma daugiau nei tūkstančio žvaigždėdaros regionų aplinkinėse galaktikose analizė. Tyrėjai analizavo 1271 spinduliuotės šaltinį, skleidžiantį 21 mikrometro spinduliuotę, esančius keturiose netolimose spiralinėse galaktikose. 1085 iš jų identifikuoti kaip tų galaktikų tarpžvaigždinės terpės telkiniai; likę yra arba didelio dulkių kiekio gaubiamos žvaigždės, arba foninės galaktikos. 21 mikrometro spinduliuotę skleidžia dulkės, kurias sušildo jaunų žvaigždžių spinduliuotė, taigi ją galima panaudoti siekiant rasti žvaigždėdaros regionus. Jau seniai infraraudonoji spinduliuotė naudojama kaip žvaigždėdaros indikatorius, tačiau ankstesni stebėjimai neturėjo tokios erdvinės skyros, kaip naujieji. Būtent daug geresnė erdvinė skyra leido susieti 21 mikrometro šaltinius su jonizuoto vandenilio regionais, kurie irgi susidaro aplink jaunas žvaigždes; tokie aptikti ties daugiau nei 92% infraraudonųjų šaltinių. 74% šaltinių susieti su Hablo duomenyse matomomis žvaigždžių grupėmis. Kitus greičiausiai irgi pavyktų susieti, jei Hablu pavyktų pažvelgti pro dulkes į dar besiformuojančių žvaigždžių sankaupas: pritaikę žvaigždžių evoliucijos modelius, tyrėjai įvertino, jog kai kurie šaltiniai atitinka vos dviejų milijonų metų amžiaus žvaigždžių spinduliuotę. Šaltinių masės yra nuo šimto iki 10 tūkstančių Saulės masių – tai daugmaž atitinka tikėtinas besiformuojančias žvaigždžių grupes. Galimybė nagrinėti žvaigždėdaros regionus nuo pirmųjų milijonų metų – reikšmingas žingsnis į priekį siekiant suvokti, kaip formuojasi ir auga spiralinės galaktikos. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse