Magnetiniai laukai astronomų dažnai nepelnytai primirštami. Aišku, daugelyje uždavinių į juos tikrai galima neatsižvelgti, bet kartais jie kaip tik ypatingai svarbūs. Štai praeitos savaitės naujienose randame planetos magnetinio lauko poveikio žvaigždei matavimą – tokiu būdu (galimai) aptikta pirmoji uolinės egzoplanetos magnetosfera. Kitas magnetinis laukas slepiasi rentgeno spindulių dvinarės žvaigždės tyrime – stiprus neutroninės žvaigždės magnetinis laukas leidžia jai ryti kompanionės medžiagą daug sparčiau, nei kitaip būtų įmanoma. Kitose naujienose – mikroorganizmų panaudojimas kosmoso kolonizavimui, juodosios skylės plačiose dvinarėse, galaktikų spiečių savybės kaip kosmologijos patikrinimas ir tamsiosios materijos galimų temperatūrų vertinimas. Gero skaitymo!

***

Mikroorganizmai kosmoso kolonizavimui. Kosmoso kolonizavimas – daugybę naujų iššūkių kelianti žmonių veiklos rūšis. Du iš jų, glaudžiai susiję tarpusavyje, yra resursų išgavimas ir daugkartinis panaudojimas. Gabenti kosminėms stotims, tyrimų bazėms ir erdvėlaiviams reikalingus resursus iš Žemės labai brangu, o tolimesnėje perspektyvoje – ir apskritai neįmanoma: viena planeta negali aptarnauti visos planetinės sistemos poreikių. Taigi resursus reikės išgauti tiesiai kosmose, išgautus perdirbti ir pritaikyti įvairiems tikslams, o galiausiai – atgauti (pavydžiui, iš susidėvėjusių prietaisų) ir panaudoti iš naujo. Galvodami apie tam reikalingas technologijas, dažniausiai įsivaizduojame mechaninius arba cheminius sprendimus: galingos mašinos asteroidams skaldyti ir kasinėti, įvairūs cheminiai filtrai orui ar vandeniui valyti, ir panašiai. Bet pastaruoju metu vis labiau vystomos biologinės technologijos, paremtos įvairiais mikroorganizmais. Naujoje apžvalgoje apibendrinamos šių technologijų perspektyvos. Apžvalgos autoriai įvardija devynias kryptis, kuriose mikroorganizmai gali padėti daugiausiai. Pirmos dvi susijusios su resursų išgavimu: mikroorganizmai gali suardyti asteroidų uolienas ir taip palengvinti mineralų išgavimą; kai kuriuos cheminius elementus, pavyzdžiui varį, auksą ar nikelį, įvairios bakterijos efektyviai vartoja, o tokia biokasyba jau naudojama ir Žemėje. Biologiniai procesai leidžia pagaminti efektyvias rišančiąsias medžiagas, praktiškai cemento ar klijų analogus, kurios gerokai atpigintų kosminių stočių statybą. Dar kelios technologijos išnaudotų mikrobus medžiagų perdirbimui. Plastiką valgančios bakterijos gali suardyti plastikinius gaminius į pirmines žaliavas, iš kurių galėtume pagaminti naują, tokios pat kokybės, plastikinį gaminį; kitos bakterijos galėtų sėkmingai suvirškinti biologines atliekas ir netgi gaminti energiją – šilumą arba netgi elektrą. Oro valymas, pašalinant žalingas bakterijas ir anglies dvideginį, taip pat gali būti sprendžiamas biologinėmis priemonėmis. Galiausiai, mikroorganizmų gebėjimas surišti įvairius elementus gali pasitarnauti verčiant Mėnulio ar Marso regolitą derlinga dirva. Kai kurios technologijos jau taikomos Žemėje ar bent bandomos, kitos yra dar tik teorinės, bet jos visos gali gerokai palengvinti ir atpiginti kosminius projektus. Ir ne tik – daugelį jų galima būtų sėkmingai pritaikyti ir Žemėje, gerinant dirvą bei orą, sprendžiant energijos gamybos ir klimato kaitos problemas. Apžvalga publikuojama Nature Communications. 

***

Saulė visgi yra normali. Ar Saulė panaši į kitas Saulės tipo žvaigždes? Šis tautologiškai skambantis klausimas pastaruoju metu buvo aktualus astrofizikams, mat stebint daugybę į Saulę panašios masės ir amžiaus žvaigždžių pastebėta, jog mūsų žvaigždė tarp jų yra bene mažiausiai aktyvi. Tokia anomalija buvo aiškinamas netgi gyvybės egzistavimas Žemėje; ir nekeista: jei Saulė būtų daug aktyvesnė, jos vėjas ir žybsniai galėjo suardyti besiformuojančius organizmus, nupūsti atmosferą ir kitaip paversti planetą negyva dykyne. Bet dabar paaiškėjo, kad Saulė visgi yra „normali“ tarp panašių žvaigždžių, tiesiog ankstesniuose tyrimuose nebuvo atsižvelgta į žvaigždžių metalingumą. Metalingumu astronomijoje vadinama bendra gausa cheminių elementų, sunkesnių už helį. Saulėje tokių yra kiek mažiau nei 2%. Visgi net ir toks, atrodytų, nedidelis metalų kiekis turi įtakos žvaigždės savybėms. Pavyzdžiui, nuo metalų gausos priklauso, kaip efektyviai žvaigždės viduje energiją į išorę perduoda fotonai. Kuo metalų daugiau, tuo šis procesas silpnesnis, o tai lemia didesnį konvekcinės zonos storį. Konvekcinė zona yra regionas, kuriame energija perduodama ne fotonais, o karštiems plazmos burbulams kylant aukštyn. Taip pat šis plazmos judėjimas generuoja žvaigždės magnetinį lauką. Kuo konvekcinė zona storesnė, tuo magnetinis laukas stipresnis. Stipresnis magnetinis laukas pasireiškia stipresniu žvaigždės aktyvumu. Būtent tą ir nustatė naujojo tyrimo autoriai – išmatavę įvairių į Saulę panašių žvaigždžių aktyvumo kitimą laikui bėgant, jie pastebėjo, kad kuo stipresni aktyvumo svyravimai, tuo didesnis ir vidutinis aktyvumas. Be to, didesnis aktyvumas siejasi ir su aukštesniu metalingumu bei lėtesniu sukimusi. Pastarąją sąsają irgi paaiškina magnetiniai efektai. Sendamos žvaigždės lėtėja, nes magnetinis laukas sąveikauja su tarpplanetine ir net tarpžvaigždine medžiaga ir atiduoda jai dalį žvaigždės judesio kiekio momento (grubiai tariant, sukimosi). Kuo magnetinis laukas stipresnis, tuo šis magnetinis stabdymas efektyvesnis. Įtraukus metalingumo efektą į aktyvimo vertinimus, Saulė tampa visiškai vidutiniška tarp panašių į save žvaigždžių, kaip ir būtų galima tikėtis. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics. 

***

Saturną visi žinome kaip žieduotą planetą, bet iš tiesų žiedus turi ir kitos milžinės, tik ne tokius ryškius. Uranas – viena iš jų. Šioje James Webb teleskopu darytoje nuotraukoje atsiskleidžia tiek planetą supantys žiedai, tiek joje siaučiančios audros. Žiedų iš viso galima suskaičiuoti 11, nors kai kurie susilieja tarpusavyje dėl ryškumo. Audros kyla todėl, kad šiaurinis Urano pusrutulis po truputį atsisuka į Saulę – artėja jo vasara. Taigi kyla temperatūra ir spartėja atmosferos srautų judėjimas.

***

Uolinės egzoplanetos magnetinis laukas. Žemės magnetinis laukas apsaugo planetos paviršių ir atmosferą nuo Saulės vėjo, taip padeda čia tarpti gyvybei. Kaimyninės uolinės planetos, Venera ir Marsas, nuolatinio magnetinio lauko neturi, tuo tarpu Merkurijus – turi. Kaip yra egzoplanetų sistemose, pasakyti sudėtinga. Magnetinio lauko tiesiogiai pamatyti neįmanoma, o jo sukeliamas švytėjimas – pavyzdžiui, ašigalinės pašvaistės – tarpžvaigždiniais atstumais nematomos. Bet kartais planetos magnetinis laukas gali sukelti pašvaistes žvaigždėje, o dabar toks reiškinys pirmą kartą užfiksuotas. Stebėdami žvaigždę Banginio YZ, tyrėjai aptiko radijo bangų žybsnius 2-4 GHz ruože. Penkių stebėjimų periodų, kurių kiekvienas truko apie keturias valandas, metu aptikti du žybsniai. Abu jie nutiko tuo metu, kai artimiausia žvaigždės planeta buvo beveik toje pačioje orbitos vietoje. Nors nežinome, kokia būtent padėtis tai buvo – artimiausia žvaigždei, daugiausiai nutolusi dangaus skliaute ar kokia kitokia – pats faktas, kad žybsnių laikas koreliuoja su planetos judėjimu, sufleruoja, jog planeta gali būti atsakinga už šiuos žybsnius. Planetos periodas tėra vos kiek ilgesnis nei dvi Žemės paros, taigi planeta skrieja kone žvaigždės atmosferoje. Jos magnetinis laukas gali išsklaidyti žvaigždės vainiko plazmą ir sukelti joje bangas, kurios susidurdamos ir sukelia žybsnius. Tiesa, tai tik viena galima interpretacija; gali būti, jog pačios žvaigždės aktyvumas pasireiškia tokiais žybsniais, o dermė su planetos padėtimi orbitoje – tik atsitiktinumas. Patikrinti, ar toks paaiškinimas įmanomas, leis tolesni stebėjimai ir didesnio žybsnių skaičiaus aptikimas. Analizės metodą bus galima pritaikyti ir kitoms žvaigždėms, kurios turi uolienų planetų labai artimose orbitose. Tai bus pirmasis žingsnis aiškinantis, kiek dažni magnetiniai laukai egzoplanetose, net jei pačios planetos gerokai per karštos gyvybei egzistuoti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy. 

***

Organinės molekulės žvaigždėdaros regione. Tarpžvaigždinėje erdvėje randama didžiulė molekulių įvairovė. Pradedant tokiais paprastais junginiais, kaip molekulinis vandenilis, baigiant cukrumis ir gal net aminorūgštimis. Kaip taisyklė, kuo šaltesnė ir tankesnė aplinka, tuo molekulių ten daugiau ir įvairesnių. Natūraliai kyla klausimas, kurios iš sudėtingų molekulių pasiekia planetas ir paskatina jose įvairius cheminius procesus, įskaitant gyvybės atsiradimą, o kurios suyra žvaigždžių ir planetų formavimosi proceso metu. Naujame tyrime pristatomas kol kas gausiausias molekulių sąrašas, kada nors aptiktas žvaigždėdaros regione. Pasirinktas taikinys yra regionas IC 348, esantis Persėjo molekuliniame debesyje – viename artimiausių Žemei žvaigždėdaros regionų. Toki regionai šiuo klausimu labai įdomūs, nes juose vyksta pagrindiniai šiluminiai medžiagos virsmai nuo šalto dujų debesies per šildomą protoplanetinį diską iki planetų. Žinodami, kokios molekulės egzistuoja juose, galime susidaryti geresnį vaizdą apie tai, kurios molekulės išlieka debesims virstant žvaigždėmis ir planetomis ir turi gerą šansą pasiekti pačias planetas. Naudodami archyvinius Spitzer teleskopo infraraudonųjų spindulių stebėjimų duomenis, tyrėjai aptiko dešimtis skirtingų molekulių. Be įprastų ir tikrai dažnų vandenilio, hidroksilo, anglies dvideginio, vandens ir amoniako molekulių stebėjimų lauke aptikta ir įvairių organinių junginių, nuo vandenilio cianido iki benzeno. Užfiksuotas ir sudėtingesnių molekulių, vadinamų policikliniais aromatiniais angliavandeniliais, signalas, bet tikslią jų struktūrą nustatyti yra pernelyg sudėtinga. Patvirtintas ir jau seniau šiame regione aptiktų fulerenų – anglies rutuliukų, sudarytų iš 60 bei 70 atomų – egzistavimas. Šis tyrimas yra pirmas kartas, kai tokia molekulių įvairovė aptinkama retose dujose arti besiformuojančių žvaigždžių. Tikėtina, kad bent dalis molekulių nukrenta ir į planetas. Tiesa, to kol kas tvirtai teigti negalima, nes turimų duomenų erdvinė skyra pernelyg prasta ir neįmanoma išskirti, kaip molekulės pasiskirsčiusios erdvėje ir kaip juda. Tyrėjai planuoja ateityje pasitelkti James Webb kosminį teleskopą, kurio erdvinės skyros užteks pamatyti, ar molekulės tikrai pasiekia planetas, o jautrumo – aptikti ir dar daugiau junginių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ypatingai ryški magnetizuota dvinarė. Dvinarės sistemos, susidedančios iš įprastos žvaigždės ir kompaktiško objekto – neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės – kartais skleidžia daug rentgeno spindulių. Taip nutinka, kai kompaktiškosios narės gravitacija ima siurbti kaimynės medžiagą. Tada dujos susisuka į diską aplink mažąjį (bet neretai masyvesnį už porininkę) kūną, labai įkaista ir ima energingai spinduliuoti. Yra teorinė riba, vadinama Edingtono šviesiu, kuri nurodo, kiek maksimaliai gali spinduliuoti kūnas, jei spinduliuotė kyla dėl medžiagos kritimo į jį. Spinduliuotei esant stipresnei, jos slėgis nusveria gravitaciją ir sulėtina medžiagos kritimą, taip sumažėja ir spinduliuotė. Edingtono šviesis tiesiogiai proporcingas kūno masei. Kai kurios dvinarės sistemos, vadinamos ultra-šviesiaisiais rentgeno spindulių šaltiniais (angl. Ultra-Luminous X-ray source, ULX), švyti ryškiau, nei Edingtono riba. Neatitikimas ypač aktualus tada, kai kompaktiškas objektas yra neutroninė žvaigždė: jų masės patenka į gana siaurą intervalą nuo 1,5 iki 2,3 Saulės masių, tad šviesio negalima paaiškinti masės matavimo paklaidomis. Tad kodėl šios dvinarės šviečia taip stipriai? Galimi du paaiškinimai. Pirmasis – jos iš tiesų šviečia neviršydamos Edingtono ribos, bet spinduliuotė sklinda daugiausiai siauru kūgiu; jei jis nukreiptas į mus, matome anomaliai ryškų šaltinį, kitu atveju greičiausiai nematome apskritai. Antrasis – labai stiprus neutroninės žvaigždės magnetinis laukas papildomai traukia dujas ir ištempia atomus į pailgą formą, tad jie daug silpniau sugeria spinduliuotę, todėl Edingtono riba išauga. Dabar pateikti įrodymai, jog bent vienoje dvinarėje teisingas antrasis scenarijus. Septynerius metus stebėję ULX sistemą M82 X-2 (jos pavadinimas reiškia, kad tai antras identifikuotas kompaktiškas rentgeno šaltinis M82 galaktikoje), astronomai nustatė, kad jos orbitos periodas trumpėja. Pokytis nėra didelis – mažiau nei viena šimtatūkstantoji dalis per metus – tačiau reikšmingas. Jis greičiausiai kyla dėl medžiagos, kuri iš kompanionės pereina į neutroninę žvaigždę ir taip lėtina abiejų judėjimą. Apskaičiuota medžiagos pernašos sparta – apie pusantros Žemės masės per metus, arba 150 kartų daugiau, nei reikia Edingtono šviesiui sukurti. Taip pat ji gerai atitinka stebimą sistemos rentgeno šviesį. Taigi galima teigti, jog M82 X-2 šviesis tikrai viršija Edingtono ribą, tad greičiausiai jį palaiko stiprus magnetinis laukas. Kol kas negalima teigti, kad tokia situacija yra visuose neutroninių žvaigždžių ULX, bet atradus dar keletą panašių sistemų, tokia išvada atrodytų natūrali. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Dvi tamsios juodosios skylės. Nors juodoji skylė, pagal apibrėžimą, pati nieko nespinduliuoja ir iš jos šviesa ištrūkti negali, beveik visos iki šiol aptiktos juodosios skylės surastos būtent pagal spinduliuotę, dažniausiai rentgeno. Ją skleidžia dujos, besisukančios aplink skylę; tokios spinduliuotės spektras gerokai skiriasi nuo žvaigždės spektro, ir tai leidžia nustatyti objekto prigimtį. Visgi tokių juodųjų skylių Paukščių Take žinome vos kelias dešimtis: kad į ją kristų dujos, skylė turi būti glaudžioje dvinarėje sistemoje su įprasta žvaigžde, iš kurios ir siurbia medžiagą. Iš tiesų mūsų Galaktikoje juodųjų skylių turėtų būti šimtai milijonų – tiek žvaigždžių sprogo supernovomis nuo Paukščių Tako atsiradimo. Dalis jų sukasi dvinarėse sistemose, tačiau per toli, kad būtų trauktų dujas ir pastebimai spinduliuotų. Prieš keletą metų buvo paskelbta apie tokios dvinarės sistemos atradimą, bet netrukus suabejota rezultatu. Dabar atrastos dvi jau abejonių nekeliančios dvinarės sistemos su juodosiomis skylėmis be aplinkinių dujų. Gaia teleskopo duomenyse aptiktos dvi žvaigždės – abi raudonosios milžinės – kurių judėjimas laikui bėgant labai priminė ilgo periodo orbitą. Tačiau nebuvo matyti jokios porininkės, su kuria milžinės suktųsi aplink bendrą masės centrą. Naujojo tyrimo autoriai atliko detalesnius žvaigždžių judėjimo stebėjimus bei ieškojo kokios nors spinduliuotės iš numanomų kompanionių. Spinduliuotės nerado, nepaisant to, kad vienos kompanionės masė beveik devynis kartus viršija Saulės, kitos – beveik dešimt. Pastaroji, pavadinta Gaia BH1, nuo mūsų nutolusi mažiau nei 500 parsekų – tai yra artimiausia žinoma juodoji skylė. Antroji dvinarė irgi palyginus netoli – už 1160 parsekų. Jų orbitos periodai, atitinkamai, siekia pusmetį ir penkerius metus ir yra daugybę kartų ilgesni, nei rentgeną spinduliuojančių dvinarių. Faktas, kad pirmoji iš šių „tamsių“ dvinarių yra dvigubai arčiau mūsų, nei artimiausia „šviesi“ dvinarė – Vienaragio V616, nutolusi beveik kiloparseką – leidžia spręsti, kad „tamsių“ dvinarių greičiausiai yra bent keletą kartų daugiau, nei šviesiųjų. Santykis turbūt yra dar didesnis, nes „tamsias“ dvinares aptikti daug sunkiau, nei skleidžiančias rentgeno spindulius, taigi yra daug šansų, kad net ir Gaia duomenyse slepiasi dar ne vienas panašus atradimas. Tyrimo rezultatus rasite arXiv (Gaia BH1) ir MNRAS (Gaia BH2).

***

Dvigubas kvazaras Visatos vidurdienį. Visatoje nuolat vyksta galaktikų susiliejimai. Ilgainiui susijungia ir tų galaktikų centrinės juodosios skylės, bet šis procesas užtrunka bent kelis šimtus milijonų metų po galaktikų susijungimo į vieną objektą. Taigi kai kurios galaktikos, net ir praktiškai nurimusios (mokslinis terminas būtų „relaksavusios”) po susiliejimo, turėtų turėti po dvi supermasyvias juodąsias skyles. Aptikti jas daug lengviau tada, kai į vieną ar abi krenta dujos ir susidaro aktyvūs galaktikų branduoliai. Tokių porų aplinkinėje Visatoje žinoma bent keletas, o dabar pirmą kartą panaši pora aptikta tolimoje Visatoje, vadinamojo Kosminio (arba Visatos) vidurdienio laikais. Galaktikos SDSS J0749+2255 šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 10,5 milijardo metų. Tada, kai Visatos amžius tesiekė tris milijardus, žvaigždės formavosi daug sparčiau, branduoliai buvo aktyvesni, o galaktikų susiliejimai – dažnesni. Taigi ir dvinarių aktyvių branduolių tais laikais turėjo būti daug daugiau, nei dabar. Aišku, iš tokio atstumo įžiūrėti šviesos šaltinius sudėtinga, o atskirti du branduolius vieną nuo kito – dar sunkiau. Bet pasinaudoję Gaia ir Hubble kosminių teleskopų bei Keck ir Gemini North teleskopų Havajuose surinktais duomenimis, astronomai pajėgė tą padaryti. Branduolius SDSS J0749+2255 skiria 3,8 kiloparseko – mažiau nei pusė atstumo nuo Saulės iki Paukščių Tako centro. Branduoliai ypatingai ryškūs – pagal šviesį priskiriami kvazarų tipui. Aplink abu aptiktos ir galaktikos – jos labai kompaktiškos, tad dar nesusijungė į vieną. Tolyn nuo galaktikų driekiasi potvyninės uodegos, įrodančios, jog tikrai stebime galaktikų susiliejimą, o ne, pavyzdžiui, projekciją. Įdomu, kad abi galaktikos atrodo diskinės ir neturi centrinių telkinių. Įprastai manoma, kad supermasyvios juodosios skylės auga kartu su šiais sferoidais galaktikų centruose, bet šis atvejis įrodo, jogv būna ir kitaip. Juo labiau, kad abi juodosios skylės jau išaugusios iki milijardo Saulės masių; jų masės sąryšis su galaktikų žvaigždžių mase atitinka šiandieninių galaktikų. Taigi čia stebime ne pradedančias formuotis juodąsias skyles, o subrendusias ir nusistovėjusias savo galaktikose. Tyrimo autoriai skaičiuoja, jog juodosios skylės susijungs per 220 milijonų metų. Šis atradimas padės suprasti, kaip galaktikos jungėsi ir apskritai evoliucionavo Kosminio vidurdienio laikais ir kaip jų populiacija pavirto į šiandien matomą aplink mus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature. 

***

Greitieji radijo žybsniai ir gravitacinės bangos. Greitieji radijo žybsniai (angl. Fast Radio Bursts, FRB) yra trumpi, vos milisekundes trunkantys, radijo bangų signalai, atsklindantys iš įvairių dangaus pusių. Pirmasis FRB identifikuotas dar 2007 metais, šiuo metu dedikuoti teleskopai fiksuoja šimtus jų kasmet, tačiau žybsnių prigimtis lieka neaiški. Greičiausiai jie susiję su stipriais magnetiniais laukais, mat tokioje aplinkoje dažnai atsiranda radijo spinduliuotė. Labiausiai tikėtinu laikomas magnetarų modelis: pagal jį, FRB kyla dėl magnetinio lauko persijungimų ypatingai stipriai įmagnetintos neutroninės žvaigždės aplinkoje. Bet galimos ir kitokios interpretacijos. Vienai jų paspirties suteikia neseniai aptiktas ryšys tarp FRB ir gravitacinių bangų signalo. GW190425 buvo gravitacinių bangų žybsnis, užfiksuotas 2019 metų balandžio 25 dieną. Jo savybės leido greitai apskaičiuoti, kad signalo šaltinis buvo dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimas. Pustrečios valandos vėliau Žemę pasiekė greitasis radijo žybsnis. Naujojo tyrimo autoriai nustatė, kad žybsnio padėtis danguje ir labiausiai tikėtinas šaltinio nuotolis atitinka GW190425 parametrus. Jų pateikiama bendra stebėjimų interpretacija tokia: dvi neutroninės žvaigždės susijungė į ypatingai masyvią ir greitai besisukančią neutroninę žvaigždę. Šis įvykis paskleidė gravitacines bangas. Per kelias valandas neutroninė žvaigždė sulėtėjo ir jos masė tapo didesnė už kritinę ribą, kurią nuo kolapso sulaiko neutronų slėgis. Tada žvaigždė sukrito į juodąją skylę, o jos magnetinis laukas, netekęs pagrindo ir generuojančių elektrinių krūvių, išgaravo. Garavimas sukėlė trumpą žybsnį, kurį matėme kaip FRB. Patvirtinti tokiai interpretacijai reikėtų duomenų apie gama spindulių žybsnį, kuris turėjo įvykti kartu su neutroninių žvaigždžių susijungimu. Deja, tokie stebėjimai nebuvo atlikti, tad dabar jau nesužinosime, ar 2019 metų balandį užfiksavome masyvios neutroninės žvaigždės kolapsą. Tiesa, gravitacinių bangų detektorius LIGO po mėnesio pradės ketvirtąjį stebėjimų etapą, kurio metu greičiausiai aptiks ne vieną panašią porą. Jei kurią nors seks tiek gama, tiek radijo žybsniai, galėsime gana tvirtai teigti, jog vienas iš FRB šaltinių yra būtent persivalgiusių neutroninių žvaigždžių kolapsas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy. 

***

Spiečių koncentracija atitinka prognozes. Galaktikų spiečiai pradėjo formuotis per pirmus kelis šimtus milijonų metų po Didžiojo sprogimo ir auga iki šių dienų. Laikui bėgant, juose nusistovi tam tikra pusiausvyra: tarpgalaktinių dujų temperatūra pasiekia vertę, kuri leidžia joms išsilaikyti nesukritus arčiau centro dėl spiečiaus gravitacijos. Tokie spiečiai vadinami relaksavusiais. Stebėdami jų tarpgalaktinę medžiagą, astronomai gali gana patikimai įvertinti spiečiaus masę bei koncentraciją – kaip arti centro, lyginant su visu spiečiaus spinduliu, rasime pusę jį sudarančios medžiagos. Masės ir koncentracijos ryšį bei abiejų dydžių priklausomybę nuo Visatos amžiaus prognozuoja ir teorinis modelis. Vadinamas Lambda-CDM arba konkordaciniu, jis aprašo Visatos struktūrų augimą laikui bėgant. Skaitmeniniai modeliai, paremti šia teorine paradigma, labai gerai atkuria šiandieninės Visatos savybes, tačiau mokslininkai nori modelio prognozes patikrinti kuo geriau. Spiečiai – vienas iš menkai išnaudotų būdų tą padaryti. Pagrindinis iššūkis – kaip teisingai atrinkti, kuriuos modelių spiečius lyginti su stebimais. Modeliuose dažniausiai nėra sekama tarpgalaktinių dujų spinduliuotė, o spiečiai parenkami tiesiogiai pagal masę, amžių ar dydį, o ne pagal stebimąsias jų savybes. Naujame tyrime ši problema išspręsta ir pateiktas tiesioginis realių bei modelinių spiečių savybių palyginimas. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninį kosmologinį modelį The Three Hundred, kuris skirtas būtent spiečių modeliavimui. Jame pateikiama ir tarpgalaktinių dujų informacija. Remdamiesi ja, tyrimo autoriai nustatė, kurie modeliniai spiečiai atrodytų relaksavę ir atsirinko tik juos. Kaip ir tikėtasi, šie spiečiai pasirodė esą vidutiniškai senesni, nei bendra spiečių imtis, mat relaksavimui reikia laiko. Palyginę juos su 44 realiais spiečiais, tyrėjai išvedė sąryšius tarp spiečiaus koncentracijos, masės ir raudonojo poslinkio – dydžio, nurodančio, kaip ilgai iki mūsų keliavo spiečiaus šviesa. Tiek modelinių, tiek realių spiečių sąryšiai pasirodė vienodi: kuo spiečiai masyvesni, tuo jie mažiau koncentruoti; taip pat mažiau koncentruoti spiečiai ankstyvesnėje Visatoje. Šis atradimas yra rimtas ir gana nepriklausomas patvirtinimas, kad Lambda-CDM prognozės apie struktūros formavimąsi gerai atitinka realybę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tamsiosios materijos temperatūros vertinimas. Šiandieninis supratimas apie Visatos struktūrų formavimąsi paremtas tamsiosios materijos paradigma. Pagal standartinį, konkordatinį arba Lambda-CDM modelį, tamsiąją materiją sudaro elementariosios dalelės, gerokai masyvesnės už protonus ar neutronus, tačiau judančios nykstamai mažais greičiais. Dėl pastarosios priežasties tokia tamsioji materija vadinama „šalta”. Esama ir alternatyvų – pavyzdžiui, šiltosios tamsiosios materijos modelis teigia, kad tamsioji materija susideda iš palyginus lengvų, bet greitai judančių dalelių. Pastarasis modelis sukurtas siekiant paaiškinti, kodėl aplinkinėje Visatoje matome mažiau mažų galaktikų, nei prognozavo Lambda-CDM, tačiau šiuo metu tiek vienas, tiek kitas modelis gali paaiškinti galaktikų skaičių. Ir kitas aplinkinės Visatos savybes abu modeliai paaiškina daugmaž vienodai gerai. Tuomet kaip atskirti, kuris teisingesnis? Pasitelkiant tolimos – ankstyvos – Visatos stebėjimus. Dabar, naudodamiesi James Webb teleskopo duomenimis apie pirmąsias galaktikas, mokslininkai įvertino abiejų tamsiosios materijos modelių atitikimą realybei. Skaitmeniniai struktūrų evoliucijos modeliai, kuriuose įtrauktos skirtingos tamsiosios materijos savybės, duoda skirtingas prognozes apie pirmųjų galaktikų formavimosi eigą ir masę. Šaltosios tamsiosios materijos modelyje galaktikos prasideda nuo palyginus nedidelių, maždaug milijono Saulės masių, gumulų, kurie jungiasi į vis didesnius. Šiltosios tamsiosios materijos modeliai negali suformuoti telkinių, mažesnių už tam tikrą ribą, priklausančią nuo pasirinktos dalelių masės. James Webb teleskopu aptiktos tolimiausios galaktikos yra vienos pirmųjų Visatoje, taigi iš principo jų savybės leistų nustatyti pirmykštę galaktikų masių funkciją ir kuris modelis geriausiai ją atkuria. Deja, dabartiniai duomenys apima tik pačias ryškiausias, o kartu ir masyviausias, tų laikų galaktikas. Jų mokslininkams užteko, kad nustatytų, jog šiltosios tamsiosios materijos dalelių masė negali būti mažesnė, nei 2 kiloelektronvoltai (keV). Tai yra apie 250 kartų mažiau, nei elektrono masė, ir apie 500 tūkstančių – nei protono ar neutrono. Artimiausiais metais James Webb, o vėliau – ir kiti kosminiai teleskopai leis aptikti vis blausesnes galaktikas Visatos jaunystėje, o jos suteiks vis tvirtesnių apribojimų, kokie tamsiosios materijos modeliai yra galimi. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics. 

***

Ar įmanoma keliauti greičiau už šviesą? Šis įprastai mokslinėje fantastikoje liekantis motyvas kartais tampa ir mokslininkų tyrimų objektu. Apie galimybes įveikti šį, atrodytų, fundamentalų barjerą pasakoja Sabine Hossenfelder:

***

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

Laiqualasse